在萬有引力定律提出之前，人們就已經知道了開普勒三定律。

開普勒三定律是開普勒（1571-1630）根據第谷·布拉赫（1546-1601）觀測到的行星運動數據總結出來的。

第谷·布拉赫擁有一座島嶼，他在島上花了很多年觀察行星的運動。第谷也有自己的一套行星運動定律，但還不成熟。最后，在他去世之前，他將自己的數據交給了卡普勒，希望開普勒能夠從中找到規律?？梢?，科學是人類整體的事業，而不是任何個人的事業。畢竟個體的生命是有限的月球引力常數，個體無法追求真理。

內容是：

1. 行星以橢圓形（或正圓形）軌道繞太陽運行，太陽位于行星橢圓軌道的焦點處。

這意味著，如果行星處于完美的圓形軌道上，那么太陽將位于行星完美的圓形軌道的中心。

2、單位時間內行星沿橢圓軌道掃過的面積相等。

這相當于今天的角動量守恒，因為行星和太陽之間的引力是沿著行星到太陽的矢量方向。引力不會對行星的運動產生扭矩，因此行星的角動量守恒。

假設行星在完美的圓形軌道上運行，角動量守恒意味著 mvr 等于一個常數。

開普勒定律的示意圖。

3. 行星沿橢圓運動的長半軸（R）的立方除以行星運動周期（T）的平方等于一個常數。

假設行星在完美的圓形軌道上運動，R是行星運動的半徑。

現在我們從開普勒第三定律開始推導。為了簡單起見，下面我們將考慮行星繞太陽做完美的圓周運動。

首先將 R 除在方程右側，

然后將方程左邊代入向心力公式的形式，

使用牛頓（1642-1727）自己的第二定律（F=ma），

現在萬有引力最重要的要素之一已經出現，即：隨著行星與太陽之間的距離R增加，力減少一平方因子。

假設這個力的來源是行星和太陽之間的相互吸引力月球引力常數，我們很容易猜測這個力的大小應該與行星的質量m成正比，也與太陽的質量M成正比，與行星和太陽之間的距離的平方成反比。 。假設比例因子為G，它是一個不隨質量和距離變化的常數。這就是牛頓萬有引力定律。

所以，

萬有引力常數G可表示為：

萬有引力常數可以直接測量。根據萬有引力常數和行星運動數據，我們可以計算出太陽的質量M。這聽起來像是一個令人難以置信的故事。

亨利·卡文迪什（Henry Cavendish，1731-1810）也是一位大地主，他使用扭力天平直接測量了萬有引力常數。通過改變鐵球的質量和鐵球之間的距離，可以證明萬有引力常數是一個具有相當精度的常數。