Taivaanmekaniikka

Taivaankappaleiden liikkeitä tutkiva taivaanmekaniikka muodosti pallotähtitieteen ohella tärkeimmän tähtitieteen alueen aina 1800-luvulle saakka, jolloin astrofysiikka alkoi voimakkaasti kehittyä. Klassisen taivaanmekaniikan ensisijainen tehtävä oli planeettojen ja niiden kuiden liikkeiden selvittäminen. Näitä liikkeitä oli kuvailtu aikoinaan episyklien ja myöhemmin Keplerin lakien avulla. Mitkään näistä malleista eivät kuitenkaan antaneet selitystä sille, miksi planeetat liikkuivat juuri tiettyjä ratoja pitkin. Vasta Newtonin yleinen vetovoimalaki 1680-luvulla tarjosi yksinkertaisen selityksen kaikille planeettojen ja kuiden liikkeille.

Newtonin lakien avulla voidaan melko helposti johtaa Keplerin lait. Ne kuvaavat liikettä kahden kappaleen järjestelmässä, esimerkiksi kaksoistähteä. Keplerin lakien mukaista radan kuvaamiseen tarvitaan kuusi vakiota eli rataelementtiä.

Kun mukaan otetaan vielä kolmas kappalle, ratoja ei enää voi kuvata millään äärellisillä lausekkeilla. Vasta suomalainen K.F. Sundman onnistui 1900-luvun alussa osoittamaan, että tällä kolmen kappaleen probleemalla ylipäänsä on ratkaisu.

Aurinkokuntaan kuuluu Auringon ja yhdeksän planeetan lisäksi lukematon määrä pienempiä kappaleita. Tarkkaan ottaen tällaisessa järjestelmässä kappaleiden liikkeet voidaan laskea vain numeerisesti ratkaisemalla radat suoraan liikeyhtälöistä. Tietokoneen avulla tämä ei aiheuta erityisempiä ongelmia. Planeettojen liikkeitä pystyttiin kyllä laskemaan varsin tarkasti ennen tietokoneitakin, sillä Auringon vaikutus on sen suuren massan vuoksi hyvin hallitseva. Kunkin planeetan liikettä voidaan siksi käsitellä erillisenä kahden kappaleen probleemana; saatua Keplerin lakien mukaista ellipsirataa korjataan sitten muiden kappaleiden aiheuttamilla pienillä hiriöillä. Tämän häiriöteorian matematiikan kehittäminen oli tähtitieteen keskeisimpiä tehtäviä aina 1800-luvun loppupuolelle saakka.