গ্রিকরা আকাশের তারাদেরকে ‘আস্তের’ (স্টার, স্থির) ডাকত কারণ এক তারার সাপেক্ষে আরেক তারার পজিশন পাল্টায় না, তারা সেই অর্থে আকাশে স্থির। আর গ্রহদেরকে ‘প্লানেতেস’ (ভ্রমণকারী) ডাকত কারণ তারাদের সাপেক্ষে গ্রহের অবস্থান রাত থেকে রাতে পাল্টায়। বছরের একেক দিন গ্রহ একেক পজিশনে থাকে এবং এই পরিবর্তন সাধারণত পূর্ব দিকে; এই গতির নাম প্রগ্রেড মোশন (প্রগতি)। তবে মাঝে মাঝে কিছু গ্রহ থেমে কিছুদিনের জন্য উল্টা পশ্চিম দিকে যায়, এবং তারপর আবার পূর্বদিকে আগের প্রগতি শুরু করে, এই উল্টাগতির নাম রেট্রোগ্রেড মোশন। টলেমির জিওসেন্ট্রিক মডেলে রেট্রোগ্রেড মোশন ব্যাখ্যা করার জন্য এপিসাইকেল লাগত, কিন্তু কোপার্নিকাসের হেলিওসেন্ট্রিক মডেল তা কোনো এপিসাইকেল ছাড়াই সুন্দরভাবে ব্যাখ্যা করতে পারে। এর বিস্তারিত আলোচনা করা হয়েছে আলমাজেস্ট থেকে রেভলুশনস আর্টিকেলে। এখানে শুধু কেপলারের ল’র সাথে প্রাসঙ্গিক অংশটুকু বলব।

এই ছবিতে সূর্যের কাছের অর্বিটে নীল বিন্দুগুলো পৃথিবীর পজিশন, আর দূরের অর্বিটে লাল বিন্দু মঙ্গলের পজিশন। পৃথিবীর সূর্যের কাছে সূর্যের চারদিকে কম সময়ে একবার ঘোরে, এবং তার ফলে মঙ্গলকে বছরে দুই বার ওভারটেক করে। এই ওভারটেকিঙের সময় পৃথিবী থেকে মনে হয় আকাশের স্থির তারাদের (ডানের নীল প্যানেল) সাপেক্ষে মঙ্গলের পজিশন উল্টা দিকে পাল্টাচ্ছে। বাসে যাওয়ার সময় পাশের কোনো বাসকে ওভারটেক করলে যেমন মনে হয় পাশের বাসে বাসটা পিছন দিকে যাচ্ছে, এটা তেমনই ব্যাপার। মঙ্গলের অর্বিট নিখুঁতভাবে বর্ণনা করার জন্য কেপলার তার মেন্টর টিকো ব্রাহের অব্জার্ভেশন নিয়ে অনেক কাজ করেছিলেন।

যেকোনো প্ল্যানেটারি সিস্টেমে একটা গ্রহের অর্বিট নিচের তিনটা ল মেনে চলে।

1. গ্রহের অর্বিট সব সময় এলিপ্টিকেল, উপবৃত্তাকার, এবং তারা সেই এলিপ্সের একটা ফোকাসে থাকে।
2. গ্রহ ও তারা যোগ করে যে সরলরেখা পাওয়া যায় তা সমান সময়ে ($t$) সমান এরিয়া ($A$) সুইপ করে, মানে $dA/dt$ কন্সটেন্ট থাকে।
3. গ্রহের পিরিয়ডের ($P$) স্কয়ার তার সেমি-মেজর এক্সিসের ($a$) কিউবের সমানুপাতিক, মানে $P^2\propto a^3$।

সেকেন্ড ল উপরের ডায়াগ্রামে দেখানো হয়েছে। গ্রহের বেগ ঠিক এমনভাবে পাল্টায় যাতে নীল অংশটার এরিয়া সব সময় ধ্রুব থাকে। এই নীল অংশ অর্বিতে যে আর্ক তৈরি করছে, সেই আর্কটুক অতিক্রম করতে গ্রহ সব সময় সমান সময় নেয়। তারার কাছে আসলে আর্ক বেড়ে যাচ্ছে, দূরে আর্ক কমে যাচ্ছে। এই দুই আর্ক যদি গ্রহকে একই সময়ে অতিক্রম করতে হয়, তাহলে তারার কাছে গ্রহের বেগ বেশি হতে হবে, আর দূরে কম হতে হবে। সুতরাং সেকেন্ড ল গ্রহের বেগের সাথে সম্পর্কিত।

থার্ড ল খুব সহজেই নিউটনের মহাকর্ষ সূত্র থেকে প্রমাণ করা যায়। তারার ভর $M$ আর গ্রহের ভর $m$ হলে এবং তাদের মধ্যে গড় দূরত্ব $r$ হলে, তারা ও গ্রহের মধ্যে মহাকর্ষ বল

$$ F = \frac{GMm}{r^2} $$

যেখানে এই বল সেন্ট্রিপেটাল এক্সিলারেশনের ($v^2/r$) মাধ্যমে লেখা যায়। সেন্ট্রিপেটাল ফোর্স $F=mv^2/r=m\omega^2 r$, কারণ এঙ্গুলার ভেলোসিটি $\omega$ হলে লিনিয়ার ভেলোসিটি $v=\omega r$। আবার গ্রহ তারার চারদিকে একবার ঘুরতে যে সময় লাগে, মানে তার পিরিয়ড $P=2\pi/\omega$। সুতরাং এঙ্গুলার বেগ $\omega=2\pi/P$; এটা ইউজ করে এবং দূরত্বকে ($r$) সেমি-মেজর এক্সিস ($a$) দিয়ে রিপ্লেস করে লেখা যায়

$$ m\omega^2 a = ma \frac{4\pi^2}{P^2} = \frac{GMm}{a^2} \Rightarrow P^2 = \frac{4\pi^2 a^3}{GM} $$

$$ P^2 = \frac{4\pi^2 a^3}{G(M+m)} $$