Zákony
Newtonův gravitační zákon
Definice: Každá dvě tělesa se navzájem přitahují stejně velkými gravitačními silami Fg, - Fg opačného směru, přičemž velikost této síly pro dvě stejnorodá tělesa tvaru koule je přímo úměrná součinu jejich hmotností a nepřímo úměrná druhé mocnině vzdálenosti r jejich středů.
Newton na základě Keplerových zákonů a pozorování pohybu Země a Měsíce zformuloval gravitační teorii. Newtonův gravitační zákon je velmi důležitou součástí fyziky a je vyádřen touto rovnicí, kde ϰ je gravitační konstanta, která je rovna 6,67 × 10-11 N2×m2×kg2.
První Keplerův zákon
Definice: Planety obíhají kolem Slunce po eliptických drahách, v jejíchž jednom společném ohnisku je Slunce.
První Keplerův zákon se zaměřuje na oběh planet kolem hvězd. Definoval, že se pohybují po rovinných křivkách (elipsách nebo kružnicích). Pro jakýkoliv objekt je prakticky nemožné, aby obíhal po kruhové dráze. Kružnice je ideální případ a v praxi se mu dá pouze přiblížit. Pro planety tedy platí, že se periodicky přibližují a zároveň i vzdalují od Slunce.
Druhý Keplerův zákon
Definice: Obsahy ploch opsaných průvodičem planety (spojnice planety a Slunce) za stejný čas jsou stejně velké.
Podle druhého Keplerova zákona se planeta pohybuje nejrychleji v perihéliu a nejpomaleji v aféliu. Planeta pokaždé za stejnou dobu opíše plochu se stejným obsahem. Také z druhého Keplerova zákona plyne, že pokud je plošná rychlost planety konstatní, tak je konstatní i její moment hybnosti.
Třetí keplerův zákon
Definice: Poměr druhých mocnin oběžných dob dvou planet je stejný jako poměr třetích mocnin jejich hlavních poloos (střední vzdálenost).
Třetí Keplerův zákon prakticky pojednává o tom, že čím blíže je planeta ke Slunci, tím menší je její oběžná doba. Tento Keplerův zákon pojednává především o průměrné vzdálenosti Planety od hvězdy a její době oběhu, mezi kterými je příma uměra. Čím menší vzdálenost, tím menší oběžná doba. Newton i dokázal odvodit třetí Keplerův zákon z Newtonového gravitačního a dostředivého zákona. Rovnice, kterou odvodil se běžně používá pro výpočet vzdálenosti, doby oběhu a hmostnosti. Touto rovnicí se dá přijít na téměř každou vlastnost jakéhokoliv objektu, za předpokladu, že kolem něj něco obíhá, či naopak.
