Кінематичні закони руху планет відкрив, на початку 17 століття, австрійський астроном і математик Йоганн Кеплер. Він уперше встановив, що планети обертаються по еліпсах, в одному з фокусів яких є Сонце. Ця закономірність одержала назву першого закону Кеплера.
Відрізок АВ називають великою віссю, відрізок CD – малою віссю еліпса. Відрізки AO = OB = a, CO = OD = b називають великою і малою півосями еліпса. Відношення e = OF1/a = OF2/a називають ексцентрисисетом еліпса. Він слугує мірою сплюснутості еліпса. Для еліпса 0 < e < 1. Припустимо, якщо Сонце перебуває у фокусі , то найближчу точку до Сонця А орбіти планети називають перигелієм, а найвіддаленішу В – афелієм. AF1 – перигелійна відстань, BF2 – афелійна відстань.
У земної орбіти ексцентриситет становить 0,017. Земля перебуває в перигелії на початку січня (відстань 147 млн км), а в афелії на початку липня (відстань 152 млн км).
Вивчаючи рух Марса, Кеплер помітив, що планета рухається по орбіті нерівномірно - узимку швидше, ніж улітку. Він став шукати закономірність зміни швидкості і висунув гіпотезу, що швидкість має бути обернено пропорційна відстані від Марса до Сонця. Для перигелію й афелію припущення підтвердилося. Тоді вчений умовно розбив орбіту Марса на 360 частин і став перевіряти свою гіпотезу для різних її ділянок. Спостереження і розрахунки показали, що за однакові інтервали часу планета проходила рівні площі секторів орбіти.
Ця залежність поширена на всі планети і називають її другим законом Кеплера.
Радіус-вектор планети за однакові інтервали часу описує рівні площі.
Отже, швидкість руху планети по орбіті змінюється, приймаючи максимальне значення в перигелії та мінімальне в афелії. Найбільшу швидкість Земля має взимку - 30,38 км/с. Найменшу влітку - 29,36 км/с. У липні земля рухається повільніше, тому тривалість літа в Північній півкулі більша ніж у Південній. Цим пояснюється те, що середньорічна температура в Північній півкулі вища ніж у Південній.
Третій закон Кеплера: квадрати сидеричний період обертання двох планет відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт.
Відкриття Коперника і його послідовників показали, що Земля це планета, що рухається навколо Сонця. Тому з'явилося припущення, що сили тяжіння властиві й іншим небесним тілам. На матеріальні тіла, що перебувають біля інших планет, Місяця, Сонця, діє сила тяжіння. Завдяки поширенню властивостей тяжіння на інші небесні тіла було поставлено питання про взаємодію тіл.
Ньютон сформулював три основних закони руху тіл: закон інерції, закон динаміки матеріальної точки, закон дії і протидії. На основі третього закону Кеплера та закону динаміки вчений вивів закон всесвітнього тяжіння: два тіла притягуються одне до одного із силою, пропорційною добутку мас цих тіл і обернено пропорційною квадрату відстані між ними.
На основі закону всесвітнього тяжіння і законів механіки, Ньютон математично довів, що під дією сили тяжіння тіло меншою масою буде рухатися щодо тіла з більшою масою по одній з кривих: еліпсу, колу, параболі або гіперболі.
Таким чином, Ньютон уточнив і узагальнив перший закон Кеплера: під дією тяжіння одне небесне тіло рухається в полі тяжіння іншого небесного тіла по одному з конічних перерізів - еліпсу, колу, параболі або гіперболі.