Keplerovy zákony
Pohyb planet a všech těles ve sluneční soustavě je ovládán gravitačním polem Slunce a je definován Keplerovými zákony, které lze odvodit z gravitačního zákona Newtonova a z druhého pohybového zákona.
Johann Kepler se narodil 27. prosince 1571. V šesti letech pozoruje na obloze výraznou kometu a to v něm probouzí zájem o astronomii. O 11 let později dokončuje svá první studia na universitě v německém Töbingenu, kde studoval, s úmyslem stát se knězem luteránské církve. V roce 1589 začíná studovat filosofii, matematiku a astronomii na universitě v Töbingenu. V roce 1594 opouští myšlenku stát se knězem a nastupuje jako učitel matematiky a astronomie v rakouském Štýrském Hradci, kde vytváří kalendář astrologických předpovědí pro rok 1595 (tvorbou tohoto kalendáře si vylepšoval svůj příjem). Roku 1596 vydává Mysterium cosmographicum (Záhady vesmíru). V roce 1600 se stává pomocníkem dánského astronoma Tychona Brahe (1546-1601). Po jeho smrti po něm Kepler přebírá jeho funkci dvorního matematika císaře Rudolfa II. V říjnu 1604 pozoruje supernovu, která je od té doby známa jako Keplerova nova. Vydal Astronomia nova (Nová astronomie, 1609), ve které najdeme první a druhý Keplerův zákon. O dva roky později publikuje spis věnovaný optice a návrhu dalekohledů, Dioptrice. Roku 1617 vychází první tři knihy Keplerova sedmisvazkového díla Epitome astronomiae copernicanae (Souhrn koperníkovské astronomie). Je to systematický, velmi vlivný pohled na heliocentrický model. (Další svazky vycházejí v letech 1620-21). V knize Harmonia mundi (Harmonie světa, 1619), uvádí vztah, který je znám jako třetí Keplerův zákon. Roku 1627 dokončuje Tabulae rudolphinae (Rudolfínské tabulky), katalog 1005 hvězd. 15. listopadu 1630 v důsledku horečky na cestě do Řezna v Bavorsku umírá a o rok později vychází jeho sci-fi příběh Solemnium, který napsal o 20 let dříve. Popisuje sen o cestě na Měsíc. I. zákon Keplerův - zákon drah
Planety obíhají okolo Slunce po eliptických drahých s malou výstředností, v jejichž jednom společném ohnisku je Slunce.
Tento zákon formuloval Kepler, když studoval planetu Mars. Věděl, že oběhne Slunce jednou za 687 dní, že se tedy po této době vrátí přesně do téhož místa dráhy. Věděl také, že Zemi trvá jeden oběh kolem Slunce 365 dní. Dovedl pro každý den v roce znázornit polohu Země na dráze kolem Slunce. Kepler mohl využít velkého množství pozorování poloh Marsu, které získal Tycho Brahe. Když Země byla v bodě Z1, nalezl Kepler v Tychonových záznamech, že Mars se promítal do polohy h1. Za 687 dní se Mars vrátil do původní polohy (jeden oběh kolem Slunce). Země byla v tom okamžiku v bodě Z2 a Mars se promítal do polohy h2. Skutečná poloha Marsu musela být na průsečíku obou směrů. Tak získal Kepler jeden bod dráhy Marsu (M1). Tímto způsobem postupoval dál a znázornil si bod po bodu celou dráhu Marsu a zjistil, že má tvar elipsy - 1. Keplerův zákon. 
II. zákon Keplerův - zákon ploch
Plochy opsané průvodičem planety za stejné doby jsou stejné.Průvodič r je úsečka spojující planetu se Sluncem. Plocha opsaná průvodičem za 1 s je plošná rychlost. Proto lze vyslovit II. zákon Keplerův také takto:Plošná rychlost planety je stálá.Postupná rychlost planety je největší v perihéliu (přísluní), nejmenší v aféliu (odsluní). Tato skutečnost a sklon ekliptiky k rovníku způsobují, že sluneční dny nejsou na Zemi během roku stejně dlouhé, a proto musíme používat střední sluneční čas. Na severní polokouli Země trvá letní půlrok 186 dní, zatímco zimní půlrok jen 179 dní. Země je v perihéliu počátkem ledna, v aféliu počátkem června.
Průvodič dosahuje největší hodnoty v aféliua nejmenší v perihéliu
Poměr největší vzdálenosti planety od Slunce k nejmenší vzdálenosti je
III. zákon Keplerův
Druhé mocniny oběžných dob (P1, P2) jsou úměrné třetím mocninám velkých poloos (a1, a2):Přesné znění III. zákona Keplerova, které bylo nalezeno po objevení gravitačního zákona, jenebo
kde M© je hmotnost Slunce, m1 a m2 jsou hmotnosti planet.
Protože i Jupiter, největší planeta sluneční soustavy, má jen tisícinu hmotnosti Slunce (0,001M©), lze v tomto vztahu hmotnosti planet zanedbat.
Zcela obecně platí rovnicekde a1, P1, M1 a m1 se vztahují na jednu dvojici těles; a2, P2, M2 a m2 na druhou dvojici těles.
