Courbe décrite par une planète autour du Soleil, ou par un satellite autour de sa planète.

 Dans le modèle planétaire de l'atome de Bohr, chacun des niveaux d'énergie d'un électron.

Dans le Système solaire, l'astre dominant est le Soleil, mille fois plus massif que Jupiter, la plus grosse des planètes. Autour de lui tournent, à peu près dans un même plan, appelé écliptique, les huit planètes. Enfin, il y a une multitude de planètes naines et d'astéroïdes, de masse beaucoup plus faible, répartis principalement entre les orbites de Mars et de Jupiter et au-delà de l'orbite de Neptune.
D'après la loi de l'attraction de Newton, la force attractive de chaque planète est fonction du carré de sa distance au Soleil. Comme les planètes sont en mouvement, le Soleil est à l'origine d'une force égale et inverse à l'attraction, évitant ainsi aux planètes d'y tomber.
Si deux corps sont soumis exclusivement à leur interaction gravifique mutuelle, chacun d'eux décrit autour du centre de masse commun une trajectoire qui est une conique plane (ellipse, parabole ou hyperbole). Le centre de masse se trouve en un foyer de la conique. Si, de plus, la trajectoire est elliptique (ou circulaire, ce qui constitue un cas particulier), le phénomène orbital est périodique.
L'orbite de chaque planète est définie par le temps mis pour effectuer une révolution autour du Soleil. Au début du XVII^e siècle, l'astronome Johannes Kepler s'intéresse de près au mouvement des planètes et à leur révolution autour du Soleil, conception totalement nouvelle, puisque le modèle anthropocentrique de Ptolémée prévalait depuis la plus haute antiquité. Le modèle héliocentrique commençait seulement, grâce à Copernic puis à Galilée, à être enfin admis.

Les lois de Kepler

Kepler établissait trois lois, dont Newton devait tirer toutes les conséquences, et qui s'énoncent ainsi :

– les planètes décrivent des ellipses dont le centre du Soleil occupe l'un des foyers ;

– au cours du mouvement d'une planète, le rayon vecteur joignant le centre du Soleil à la planète balaie des aires égales en des temps égaux ;

– le rapport du cube des demi-grands axes des orbites au carré des périodes est le même pour toutes les planètes.

Plusieurs définitions sont issues de ces trois lois : le périhélie est le sommet de l'orbite elliptique situé le plus près du Soleil, par opposition à l'aphélie, qui désigne le sommet opposé. L'excentricité de l'orbite permet de déterminer l'allongement de l'ellipse ; la période désigne le temps nécessaire à l'accomplissement d'une révolution.

Si l'on dispose d'un certain nombre de paramètres caractéristiques – les six éléments de l'orbite –, la position d'un des deux corps peut être calculée en fonction du temps. Ces six paramètres sont :

1. l'inclinaison i, ou angle de ce plan avec un plan de référence. Dans le système solaire, le plan de référence est l'écliptique. Pour les systèmes stellaires, le plan de référence est pris perpendiculairement à la ligne de vue de l'observateur.

2. l'angle Ω, qui donne la direction de la ligne des nœuds (droite d'intersection du plan de l'orbite et du plan de référence). Ces deux premiers éléments permettent de définir le plan de l'orbite. Les trois éléments suivants définissent la taille et la forme de la trajectoire suivie par le corps en question.

3. l'excentricité e, qui donne la forme de la trajectoire.

4. la distance au périastre p, qui donne l'échelle de cette trajectoire.

5. la longitude du périastre, qui en donne l'orientation.

6. l'époque du passage au périastre t₀. Dans le cas d'une orbite périodique, t₀ possède plusieurs déterminations différant d'un multiple entier de la période P.

Outre les planètes, il faut noter que plusieurs dizaines de milliers d'étoiles se composent en fait d'un système binaire, en révolution autour d'un centre de gravité commun.