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Claudio Ptolomeo, un pionero de la astronomía, en la antigua Alejandría, ideo un modelo para explicar los movimientos de los planetas y considero a la tierra como el centro del universo. En este modelo, las constelaciones estaban sobre un marco rígido, esférico y oscuro. El cual giraba alrededor de la tierra una vez al día. Los demás astros podían girar en trayectorias circulares, cuyos centros estaban fijos en la primer esfera. Este modelo geocéntrico ( en el que la tierra es el centro y todo se mueve alrededor de ella) se mantuvo vigente durante los siguientes 14 siglos por que, 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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Aunque la idea de que la Tierra era la que giraba alrededor del Sol había sido sugerida por algunos filósofos griegos fue el astrónomo polaco Nicolás Copernico (1473-1543) quien 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. Su modelo, a diferencia del Ptolomeo, no conseguía explicar y predecir las posiciones de los planetas en el cielo. Sin embargo, Copérnico habia descubierto el camino correcto. Tycho Brahe (1546-1601) observó las posiciones de los planetas y elaboró tablas con sus mediciones

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Tiempo después, Johannes Kepler (1571-1630) analizó las precisas observaciones de Tycho Brahe y formuló las tres leyes las cuales describen perfectamente las verdaderas órbitas de los planetas alrededor del Sol; las que muy pronto llevaron su nombre y constituyen el triunfo del heliocentrismo coperniaco: la tierra y los planetas giran alrededor del sol. Esta ley afirma el hecho de que los planetas se mueven alrededor del Sol que traza una órbita ovalada conocidas como elipse, en la que el sol está colocado en uno de sus focos

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Esta segunda ley establece la relación que hay entre la velocidad a la que un planeta se mueve dentro de su órbita, y la distancia de dicho planeta respecto al Sol.

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En concreto la tercera ley de Kepler relaciona el semieje mayor de la elipse orbital junto al tiempo que tarda el planeta en completar una órbita: el cuadrado del segundo es proporinal al cubo del primero.

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En un atardecer, Newton se fue a su jardín a descansar debajo de un manzano, pero fue sorprendido por una manzana que cayó en su cabeza. Debió haber razonado: "Si la manzana cae, sobre ella debe actuar una fuerza hacia el centro de la Tierra. Será que la Luna esté, al igual que la manzana, también siendo atraída por nuestro planeta?". Y se dio cuenta que, efectivamente, la Luna cae, pero no choca con la tierra, porque, concluyó que el sol también atraía a los demas planetas, creando las órbitas descubiertas por Kepler. ¿Cómo se podía describir esta fuerza? En 1687 se dió cuenta de que la fuerza (a la cual llamo gravitatoria) era directamente proporcional al producto de la masa de el Sol (M) y la de la Tierra (m), e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa a ambos cuerpos celestes (d). Examinemos algunas características. La distancia elevada al cuadrado en el denominador hace que la fuerza disminuya 4 veces si la distancia entre los objetos amuenta el doble. Al ser muy pequeño el valor numérico de G, esta fuerza es nada para los valores de masa en la vida día a día. Hace falta que mínimo una de las masas corresponda con la de un planeta para que el efecto de la fuerza se manifieste en plenitud. ¿Cómo calcularías la aceleración de un objeto de masa m cerca de la superficie de la Tierra (cuya masa es M)? La fórmula para esto seria: a= F/M.
En este caso, la fuerza, precisamente es la fuerza gravitatoria, donde la distancia entre ambos es justo la que hay entre sus centros: El radio terrestre R. Entonces, d = R y, por lo tanto: F= GmM/R 2
Y al usar la segunda ley  para la fuerza se despeja la aceleración, y se obtiene: a= G m M/m R 2 = GM/R 2
Y en el caso de que un satélite en órbita alrededor se separara en 2 fragmentos de distinta masa y tamaño. la tierra los atrae con distinta intensidad.