Wszystko we wszechświecie jest w ruchu. Księżyce krążą wokół planet, które z kolei krążą wokół gwiazd. Galaktyki mają miliony gwiazd krążących w ich obrębie i na bardzo dużych skalach, galaktyki krążą w gigantycznych gromadach. W skali Układu Słonecznego zauważamy, że większość orbit jest w dużej mierze eliptyczna (rodzaj spłaszczonego koła). Obiekty bliższe swoich gwiazd i planet mają szybsze orbity, podczas gdy bardziej odległe mają dłuższe orbity.
Obserwacje nieba zajęły dużo czasu, a my wiemy o nich dzięki dziełu renesansowego geniusza o imieniu Johannes Kepler (który żył od 1571 do 1630 r.). Spojrzał na niebo z wielką ciekawością i palącą potrzebą wyjaśnienia ruchów planet, które zdawały się wędrować po niebie.
Kepler był niemieckim astronomem i matematykiem, którego idee zasadniczo zmieniły nasze rozumienie ruchu planet. Jego najbardziej znana praca wynika z zatrudnienia go przez duńskiego astronoma Tycho Brahe (1546-1601). Osiedlił się w Pradze w 1599 r. (Wówczas miejscu dworu cesarza niemieckiego Rudolfa) i został nadwornym astronomem. Tam zatrudnił Keplera, który był matematycznym geniuszem, do przeprowadzenia swoich obliczeń.
Kepler studiował astronomię na długo przed spotkaniem z Tycho; faworyzował kopernikański światopogląd, który mówi, że planety krążą wokół Słońca. Kepler korespondował także z Galileo na temat jego obserwacji i wniosków.
Ostatecznie, na podstawie swojej pracy, Kepler napisał kilka prac o astronomii, w tym Astronomia Nova, Harmonices Mundi, i Uosobienie astronomii kopernikańskiej. Jego obserwacje i obliczenia zainspirowały kolejne pokolenia astronomów do rozwijania swoich teorii. Pracował także nad problemami w optyce, aw szczególności wynalazł lepszą wersję teleskopu załamującego światło. Kepler był człowiekiem głęboko religijnym i przez pewien czas wierzył również w niektóre zasady astrologii.
Kepler powierzył Tycho Brahe zadanie analizy obserwacji dokonanych przez Tycho na planecie Mars. Obserwacje te obejmowały niektóre bardzo dokładne pomiary położenia planety, które nie zgadzały się ani z pomiarami Ptolemeusza, ani z ustaleniami Kopernika. Ze wszystkich planet, przewidywane położenie Marsa zawierało największe błędy i dlatego stanowiło największy problem. Dane Tycho były najlepsze dostępne przed wynalezieniem teleskopu. Płacąc Keplerowi za pomoc, Brahe zazdrośnie strzegł swoich danych, a Kepler często usiłował zdobyć dane potrzebne mu do wykonania swojej pracy.
Kiedy Tycho zmarł, Kepler był w stanie uzyskać dane obserwacyjne Brahe i próbował ustalić, co mieli na myśli. W 1609 roku tego samego roku Galileo Galilei po raz pierwszy zwrócił swój teleskop w stronę nieba, Kepler rzucił okiem na to, co według niego może być odpowiedzią. Dokładność obserwacji Tycho była wystarczająca, aby Kepler wykazał, że orbita Marsa dokładnie pasowałaby do kształtu elipsy (wydłużonej, prawie jajowatej formy koła).
Jego odkrycie sprawiło, że Johannes Kepler jako pierwszy zrozumiał, że planety w naszym Układzie Słonecznym poruszają się w elipsach, a nie w kręgach. Kontynuował swoje badania, w końcu opracowując trzy zasady ruchu planet. Stały się one znane jako Prawa Keplera i zrewolucjonizowały astronomię planet. Wiele lat po Kepler, Sir Isaac Newton udowodniono, że wszystkie trzy prawa Keplera są bezpośrednim wynikiem praw grawitacji i fizyki, które rządzą siłami działającymi między różnymi masywnymi ciałami. Więc jakie są prawa Keplera? Oto ich krótkie spojrzenie przy użyciu terminologii używanej przez naukowców do opisywania ruchów orbitalnych.
Pierwsze prawo Keplera mówi, że „wszystkie planety poruszają się po orbitach eliptycznych ze Słońcem w jednym skupieniu, a drugim skupieniem pustym”. Dotyczy to również komet krążących wokół Słońca. Stosowany do satelitów Ziemi, środek Ziemi staje się jednym ogniskiem, a drugi ogniskiem pustym.
Drugie prawo Keplera nazywa się prawem obszarów. Prawo to stwierdza, że „linia łącząca planetę ze Słońcem przesuwa się po równych obszarach w równych odstępach czasu”. Aby zrozumieć prawo, zastanów się, kiedy satelita krąży. Wyimaginowana linia łącząca ją z Ziemią przesuwa się po równych obszarach w równych odstępach czasu. Segmenty AB i CD zajmują równe czasy. Dlatego prędkość satelity zmienia się, w zależności od jego odległości od centrum Ziemi. Prędkość jest największa w punkcie na orbicie najbliższej Ziemi, zwanym perygeum, i jest najwolniejsza w punkcie najbardziej oddalonym od Ziemi, zwanym apogeum. Należy zauważyć, że orbita, po której następuje satelita, nie zależy od jej masy.
Trzecie prawo Keplera nazywa się prawem okresów. To prawo wiąże czas potrzebny planecie na jedną pełną podróż wokół Słońca do jego średniej odległości od Słońca. Prawo stanowi, że „dla każdej planety kwadrat okresu jej obrotu jest wprost proporcjonalny do sześcianu jego średniej odległości od Słońca”. Stosowany do satelitów Ziemi, trzecie prawo Keplera wyjaśnia, że im dalej satelita znajduje się od Ziemi, tym dłużej zajmie ukończenie orbity, tym większa będzie odległość do przebycia orbity i im wolniejsza będzie jej średnia prędkość być. Innym sposobem myślenia o tym jest to, że satelita porusza się najszybciej, gdy jest najbliżej Ziemi, i wolniej, gdy jest dalej.