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Claudio Ptolomeo ideó un modelo para explicar los movimientos de los planetas y consideró a la Tierra como el centro del universo. Observó que las posiciones de las estrellas parecían ser fijas y que el brillo estelar no variaba nunca. Las constelaciones siempre eran las mismas y giraban a diario alrededor de la Tierra. La Luna, el Sol y los planetas también parecían moverse en órbitas inmutables alrededor de la Tierra.

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La idea de esta Teoría ya había sido propuesta en el pasado por varios físicos, no fue hasta que llegó el astronomo polaco Nicolás Copernico quien se dio cuenta que la Teoría Geocéntrica no coincidía con las observaciones, y por eso propuso el primer modelo heliocéntrico que consistía en el que la Tierra y los planetas giraban alrededor del Sol en órbitas circulares.

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Tiempo después, Johannes Kepler analizó las ideas de Tycho Brahe y formuló las Tres Leyes que describen perfectamente las verdaderas órbitas de los planetas alrededor del Sol y representan el triunfo de la Teoría Heliocéntrica frente a la Geocéntrica.

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La primera Ley de Kepler afirma que los planetas se mueven alrededor del Sol trazando una órbita ovalada conocida como elipse, en la que el Sol está colocado en uno de sus focos.

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La segunda Ley de Kepler establece la 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.

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Kepler se percató de que el cuadrado del periodo orbital era proporcional al cubo de la distancia media del plantea.
En concreto, la tercera ley relaciona el semieje mayor de la elipse orbital con el tiempo que tarda el planeta en completar una órbita.

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Newton 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. Entonces, concluyó que el Sol también atraía a los planetas produciendo las órbitas descubiertas por Kepler.
Newton llamó "gravitatoria" a la fuerza que ejerce el Sol sobre los planetas.
Esta fuerza es directamente proporcional al producto de la masa del Sol (M) y la del planeta (m), e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa a ambos cuerpos celestes (d).