Au début du XVIIe siècle, en utilisant les résultats des observations de Tycho Brahe, l’astronome Johannes Keplerformule trois lois qui décrivent le mouvement des planètes autour du Soleil.
Le cercle est une ellipse dont les deux foyers sont confondus.
Le segment de droite reliant les centres de gravité du Soleil et de la planète balaie des aires égales pendant des durées égales.
Cela implique que la vitesse d’une planète le long d’une trajectoire elliptique n’est pas constante. Elle est plus grande lorsqu’elle se rapproche du Soleil, plus petite lorsqu’elle s’en éloigne.
Pour toutes les planètes du système solaire, le rapport entre le carré de la période de révolution et le cube de la longueur du demi-grand axe est égal à une même constante :
Cette constante peut être calculée à partir de l’expression de la période de révolution :
avec la masse du Soleil.
En passant au carré on obtient :
D'où :
La constante ne dépend donc que de la masse du Soleil.
La masse du Soleil peut donc être déterminée grâce à la mesure de la période de révolution et du rayon de l’orbite d’une planète à trajectoire circulaire.
Les trois lois de Kepler peuvent être généralisées à tout satellite ou planète en orbite autour d’un astre de masse .