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Ideó un modelo para explicar los movimientos de los planetas y consideró a la Tierra como el centro del universo. Este modelo en el que la Tierra es el centro y todo se mueve alrededor de ella, se mantuvo vigente durante los catorce siglos porque, entre otras cosas, podía predecir con suficiente exactitud las posiciones aparentes de los planetas en la bóveda celeste a lo largo de todo el año.

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Propuso el primer modelo heliocéntrico en el que la Tierra y los planetas, se suponía, giraban alrededor del Sol en órbitas circulares; es decir, era un modelo heliocéntrico. En su modelo la Tierra giraba alrededor del Sol. Su modelo, a diferencia del de Ptolomeo, no conseguía explicar y predecir las posiciones de los planetas en el cielo.

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Dedujo la presencia de una fuerza motriz que emanaba del Sol y que influía en el movimiento de los planetas, y formuló las tres leyes que describen perfectamente las verdaderas órbitas de los planetas alrededor del Sol; las que muy pronto llevaron su nombre y constituyen el triunfo del heliocentrismo copernicano : la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol. La primera ley de Kepler afirma que los planetas se mueven alrededor del Sol trazando una órbita ovalada llamada elipse, en la que el Sol está colocado en uno de sus focos. La segunda ley de Kepler establece una relación que hay entre la velocidad a la que se mueve un planeta en su órbita y la distancia de dicho planeta respecto al Sol. Y la tercera ley relaciona el semieje mayor de la elipse orbital con el tiempo que tarda un planeta en completar una órbita: El cuadrado del segundo es proporcional al cubo del primero.

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Reflexionó sobre la gravitación al observar cómo caían las manzanas de un árbol, y pensó que este poder no se limitaba a la distancia entre los objetos que caían y el suelo, sino mucho más allá, como a la Luna por ejemplo.
Se dio cuenta de que, efectivamente, la Luna caía, pero no chocaba con la Tierra por la misma razón por la que podemos hacer girar una piedra amarrada a una cuerda sin que llegue a nuestra mano. Newton planteó la existencia de una fuerza a la que llamó fuerza de atracción gravitacional y sostuvo que esta es la que hace que la Luna se mantenga en caída libre hacia la Tierra, trazando una órbita elíptica. Por otro lado, propuso que esa fuerza afectaba a todos los cuerpos de la superficie terrestre y a todos los astros del universo. A raíz de estas observaciones Newton propuso la ley de la gravitación universal, que dice que todos los cuerpos del universo se atraen con una fuerza que es directamente proporcional al producto de sus masas, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. En la imagen que se encuentra en la parte superior de este texto, se indica cómo se representa esta ley con una fórmula.
F= magnitud de la fuerza de atracción gravitacional, cuyo valor se expresa en Newtons.
m 1 y m ² = masas de los cuerpos que interactúan.
r= distancia de separación en metros entre los centros de ambos cuerpos.
G= constante de gravitación universal. Valor: 6.67x10⁻¹¹.