开普勒的天体运动定律由3个定律构成，在3个定律的共同作用下，人们对太阳系行星的运动有了清晰的理解。下面我们就分别介绍一下这3个定律。
一、所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆形的，太阳处在椭圆的一个焦点上。
哥白尼虽然发现了太阳位于太阳系的中心，但他却以为所有的行星都是围绕太阳做正圆形运动的。可是正如布拉赫观察到的，这种理论不能解释金星的运动，因为金星有时运动的很快而有时又会莫名其妙地慢下来。最后，开普勒经过研究发现：金星的运动轨迹并非是正圆形而是椭圆形。
让我们先学习一下有关椭圆形的知识。当把一个正圆形拉长之后就会得到椭圆形。对于正圆形来说，圆上任意一点到圆心的位置都是相等的，可是椭圆形则不同。椭圆有两个圆心，圆上任意一点到两个圆心的距离都不一样。也就是说，椭圆有两个焦点。
开普勒第一定律：行星围绕太阳运行的轨道是椭太阳位于椭圆的一个焦点上让我们做个实验来找一下椭圆的圆心。从一块胶皮上剪下一个圆，然后用双手向两边拉这个圆。随着胶皮被拉长，圆的形状发生了改变，成为了椭圆形，而我们两只手的手指抓着胶皮的地方就是这个椭圆的圆心。如果我们双手放松的话，椭圆就会还原为圆形，而如果我们更用力地扯胶皮的话，胶皮就会变成比此前更扁的椭圆形。从某种意义上讲，正圆形是只有一个圆心的椭圆形。我们还要再了解一下离心率这个概念。离心率代表椭圆的圆扁程度。正圆形的离心率是0，而越是被拉长的圆，它的离心率越高。椭圆的离心率在0到1之间，越接近1，这个椭圆就越扁。
开普勒发现行星的轨迹不是正圆形而是椭圆形，这就解释了火星为什么没有像布拉赫预计的那样沿着圆形轨道运动，并出现在他所预测的位置上。
二、对于任何一个行星来说，在相等的时间内，向径（radius vector）扫过的面积是相等的。
该定律的意思是：当一颗行星距离太阳较远时，其运动速度会变慢，而当它距离太阳较近时，则运动速度变快。这条定律看似复杂了一些，因为用到的术语又难懂了一些。所以先弄明白这些术语是必需的。
首先，向量一词是指某种类似于箭的东西，它指向某一方向，有着一定的长度或强度。半径是从圆上指向圆心的线（或是从椭圆的一个圆心指向圆周的线）。两者合在一起被称为向径。在行星运动的过程中，向径是从太阳射向行星的箭。重要的是向径是随着行星的运动发生改变的。行星距离太阳较远时的向径大于行星距离太阳较近时的向径。
我们以三角形为例。三角形的面积是其底边与三角形高乘积的一半，正如图所示。
图中三角形的高就是行星到太阳之间的距离。三角形的底边则是行星沿轨道运行的距离。开普勒定律中的第二条定律的关键就在于：
由于行星围绕太阳运行时的轨道是椭圆形的，导致行星距离太阳时远时近，因此其向径是不断变化的。图中三角形的面积是行星与太阳间的距离乘以三角形底边，也就是行星在轨道上运行的距离，然后再除以2所得出的。
在特定的时间段里，不管是一天、一周还是一年，行星在轨迹上运行时与太阳形成的三角形面积是不变的。如果图中左侧三角形的面积表明了行星与太阳之间的最近距离，而右侧三角形表明了行星与太阳之间最远距离的话，我们也就会明白开普勒定律中的第二条到底讲的是什么意思了：
即当行星距离太阳较远时，也就是三角形的高的数值较大时，唯一可以使三角形面积保持不变的方法是减少三角形底边的长度。换句话说，行星距离太阳越远，其运动速度越慢。所以只要知道了行星和太阳之间的距离，我们就能计算出行星在轨道上任意一点运动时的速度。所以，在懂得开普勒第二定律之前，火星为什么总是不在人们预测的地方出现，这点也就不难弄懂了。
不过，开普勒定律中的第一条和第二条只是适用于在自己轨道上单个运行的天体，处于不同轨迹上的天体则无法用上述定律作出比较。开普勒能解开火星这道题，但是他的发现还不能解决木星或是金星的运行难题。为此他还必须再努力一些，更进一步。
三、所有行星轨道的半长轴的三次方跟轨道周期的二次方的比值都相等。
这条定律听上去也许太数学化了，但是它却解开了太阳系中行星和卫星的许多奥秘。有了一些与地球有关的数据后，利用开普勒的第三条定律，我们就可以计算出每颗行星与太阳之间的距离，以及每颗行星上的一年到底有多少天。
开普勒所说的轨道周期是指行星绕轨道运行一周所花费的时间，月球的轨道周期为28天，地球的则是一年。比如5的平方是25而2的立方则是8。现在，以火星为例，我们来实际演算一下。同地球相比，火星上的一年长出很多，有687天。我们知道地球与太阳的距离（半长轴）是9300万英里（1.5亿公里），这等于1天文单位。有了这些数据，火星与地球之间的距离也就不难计算了。我们先算出火星轨道周期的平方（687×687），然后再被除以地球轨道运行周期的平方（365×365），得出的数值再乘以地日距离（9300万英里）。用公式表示的话就是：
P2∝r3（∝代表“成常比”）
P2M/P2E=r3M/r3E
因此：P2M/P2E×r3E=r3M
因此：r3M=6872/3652×1AU3=471969/133225×1=3.54
结果：行内图：19787518315673010003_0140_0069.jpg" />
其中p代表行星轨道周期，r代表行星与太阳的距离。与地球相比，火星与太阳间距离的立方是3.54，那么立方根就是1.52。也就是说，火星与太阳的距离是地球与太阳距离的1.52倍。也就是说火星应该运行在距离太阳152个天文单位的轨道上，实际上确实是这样。几乎所有的太阳系中的行星和卫星都在遵循开普勒定律运行着。
现在我们总结一下：开普勒定律的第一条说明了，行星的运行轨道是椭圆形的，太阳是其圆点（焦点）之一；定律的第二条说明了，行星（包括其它天体）在围绕太阳（或是其他中心）运行时，距离越近速度越快，反之亦然；定律的第三条则说明了，只要我们弄清了行星轨道的长度，就能计算出行星与太阳之间的距离。然而，虽然开普勒定律教会了我们如何计算出行星的轨道，但还是没有告诉我们其原因何在。而最终对此作出回答的人就是牛顿。
牛顿
牛顿已经知道了行星的运行方式，但他还想知道行星如此运行的原因。因为开普勒只解决了行星运行轨道到底是什么形状的问题，但没能弄清其背后的原因。
艾萨克·牛顿（1643年1月4 日-1727年3月31日）爵士，英国皇家学会会长，英国著名的物理学家，百科全书式的“全才”，著有《自然哲学的数学原理》《光学》。他在1687年发表的论文《自然定律》里，对万有引力和三大运动定律进行了描述。这些描述奠定了此后三个世纪里物理世界的科学观点，并成为了现代工程学的基础。他通过论证开普勒行星运动定律与他的引力理论间的一致性，展示了地面物体与天体的运动都遵循着相同的自然定律；为太阳中心说提供了强有力的理论支持，并推动了科学革命。
大家也许会很纳闷，为什么这些人非要追问那么多“为什么”呢？还是举个简单的例子来说明一下。有人正在准备晚餐，他打算做意大利面条。在炉子的正面有一个指示盘，上面标示着不同的字母。想要点火做饭，只要把字母与炉盘上的箭头对齐就可以了。想要把水烧开下面条，就把字母H对准箭头，而想要熬制酱汁则把字母L对准箭头。这时，对于这个人来说字母H或L到底代表着什么并不重要，因为他只是想吃顿意大利面。
可万一这个人还想再做点别的东西吃的话，问题就来了。比如他早饭打算吃煎饼，那么如果他把字母L对准箭头，这份煎饼永远也做不熟，而如果把字母H对准箭头的话，那这份煎饼就得焦煳。所以他必须得知道背后的原因，才能做好每顿饭。其实，答案就是字母H代表高温烹饪，而字母L代表低温加热。
知道了这些后，他还可能猜出指示盘上位于字母H与L之间的那些符号有着什么意思——它们表示不同的加热温度。而其中就有适合做煎饼的温度。当然，要想吃上一顿可口的煎饼，他还得懂得判断煎饼何时算是做熟了。事实上，所有有关制作煎饼和操作炉子的知识他必须得全知道才行。而他要是还想做炒牛肉、火锅以及其他菜肴，那他就得全面学习一下烹饪知识。
开普勒也一样。他虽然知道了行星的运行方式，可他也就只知道那几颗行星而已，对于火星的卫星，木星的卫星以及土星的卫星等，他都束手无策。也就是说，他只会做意大利面条而不会做煎饼或其他的食物。这倒不是说开普勒本人不够聪明。事实上，他所取得的成就已经很惊人了，就连今天的教授们也常常会提起他。然而，他只对眼前看到的东西就事论事，而没有能够解释其背后的原因，他也不知道宇宙的其他未知地方到底是怎样的。能对这些问题作出追问并解答的人是牛顿。
行星在宇宙间的运行与子弹或球在空气中的运动极其相似，于是牛顿决定从日常生活中的物理运动入手进行研究，也由此提出了著名的运动定律。它包括3条定律。
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