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Claudio ptolomeo uno de los pioneros 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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Nicolas Copernico, quien propuso el primer modelo heliocentrico en el que la tierra y los planetas, se suponi, giraban, alrededor del sol en orbitas circulares; es decir un modelo heliocentrico. Su modelo a diferencia del de ptolomeo, no conseguia explicar, y predecir las posiciones de los planetas en el cielo. Sin embargo ,Copernico habia descubierto el camino correcto. Tycho Brahe observo las posiciones de los planetas tablas con sus mediciones.

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Johannes Kepler analizo las precisas observaciones de tycho brahe y formulo las tres leyes que describen perfectamente las verdaderas orbitas 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 orbita ovalada conocida como elipse, en al que el sol esta 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 orbita y la distancia de dicho planeta respecto al sol;

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Mientras que la tercera ley de relaciona el periodo de revolución de los planetas con su distancia media respecto al sol,es decir con el tiempo que tardan en darle una vuelta al sol. En concreto, la tercera relaciona el semieje mayor de la elipse orbital con el tiempo que tarda el planeta en completar una orbita: el cuadrado del segundo es proporcional al cubo del primero.Al describir las verdaderas trayectorias se pudo determinar y predecir perfectamente la trayectoria aparente de los planetas en el cielo. El movimiento de la luna alrededor de la tierra también sigue una orbita de Kepler, lo que explico perfectamente las fases lunares observadas a lo largo del mes. Todavia faltaba conocer las causas de estas trayectorias.¿Como era la fuerza que las provocaba? Isaac Newton seria el destinado a resolverlo.

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Un atardecer, Newton se sentó en su jardín inglés a descansar debajo de un manzano, cuando que sorprendido por la caída de uno de sus frutos. Debió haber razonado:'' Si la manzana cae, sobre ella debe actuar  una fuerza hacia el centro de la tierra. ¿Sera posible que la luna este, al igual que la manzana, también siendo atraída por nuestro planeta?''
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, concluyo que el sol también atraía a los planetas produciendo orbitas descubiertas por Kepler. ¿Como podía describirse esta fuerza? En 1687, Newton encontró la solución: la fuerza que ejerce el sol sobre los planetas -que llamo gravitatoria- era 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).

Ges una constante que posteriormente fue llamada constante de gravitación universal, la cual tiene un valor numérico muy pequeño en el Sistema Internacional de unidades (SI). Newton también se dio cuenta de que la fuerza gravitatoria debía atraer en si a cualquier par de objetos con masas m1 y m2

Examinemos algunas de sus características. La distancia elevada al cuadrado en el denominador hace que la fuerza disminuya 4 veces si la la distancia de los objetos aumenta al doble. Siendo muy pequeño el valor numérico de G, esta fuerza es insignificante para los valores de masa de la vida cotidiana. Hace falta que al menos una de las masas corresponda con el efecto  de esta fuerza se manifiesta en lentitud. ¿Como calcularías el la aceleración de un objeto de masas m en las cercanías de la superficie de la tierra (cuya masa es M)?. La respuesta se obtiene con base en la  segunda ley de newton: Si conozco la fuerza sobre el objeto puedo conocer la aceleración producida.

En este caso, la fuerza es, precisamente, la fuerza gravitatoria, donde la distancia entre el objeto y la tierra es justo lo que esta entre sus centros: El  radio terrestre R. Entonces, d=R y, por lo tanto

Al aplicar la segunda ley de newton para este fuerza se puede despejar la aceleración, se obtiene lo siguiente

Incluso en el caso de que un satélite en orbita alrededor de la tierra se separa en dos fragmentos de diferentes masas y tamaño, La tierra los atraería con diferente intensidad, pero produciondoles exactamente la misma aceleración; por lo tanto, seguirán moviéndose en la misma orbita original.
Si evaluamos la expresión al sustituir valores de G,M Y el radio terrestre R, el resultado nos daría 9.8/ms2: el valor de g, tal como esperaríamos. Puede afirmarse que una caída libre es un caso particular en la orbita  (Newton tenía razón: la luna cae). Si quisieras calcular a a partir de estos valores  la aceleración de la caída de libre en la superficie de diferentes planetas, solamente tendrías que usar esta expresión:

y considerar que el resultado obtenido se expresa en relación con la g de la tierra; por ejemplo, si para cierto planeta obtienes de los datos que g=2.53, esto indica que el valor de g es 2.53 veces el de la tierra. El valor de la aceleración la gravedad en la superficie de dicho se obtiene multiplicando ese valor por 9.8m/s2: 2.53 x 9.8/s2= 24.8 m/s2.
Al depender de la aceleración de la gravedad, el peso de un objeto es diferente sobre la superficie de cada planeta; por ejemplo, si Guadalupe pesa 490 N en la tierra, en Júpiter, donde la aceleración de la gravedad es 2.34 veces mayor que la tierra, su peso seria de:

(50kg)(9.8m/s3)(2.34)=1146.6 N