在經典力學中，牛頓旋轉軌道確定了在不影響其徑向運動的情況下將粒子的角速度乘以系數 k 所需的中心力的類型（圖 1 和 2）。 牛頓應用他的定理來理解觀察到的月球和行星的軌道整體旋轉（拱點進動，圖 3）。 術語徑向運動表示朝向或遠離力中心的運動，而角運動垂直于徑向運動。

艾薩克·牛頓 (Isaac Newton) 在 1687 年首次出版的 Philosophi? Naturalis Principia Mathematica xxx卷的命題 43-45 中推導出了這個定理。在命題 43 中，他證明了附加的力必須是中心力，其大小僅取決于距離 r 在粒子和空間中固定的點（中心）之間。 在命題 44 中，他推導出力的一個公式，表明它是一個反立方力，一個隨著 r 的立方反比而變化的力。 在第 45 號提案中，牛頓通過假設粒子在接近圓形的軌道上運動，將他的定理擴展到任意中心力。

正如天體物理學家 Subrahmanyan Chandrasekhar 在他 1995 年對牛頓原理的評論中所指出的那樣，三個多世紀以來，這個定理在很大程度上仍然不為人知，也沒有得到發展。 自 1997 年以來，該定理一直由 Donald Lynden-Bell 及其合作者研究。 它的xxx個精確擴展出現在 2000 年，由 Mahomed 和 Vawda 完成。

天體的運動已經被系統地研究了數千年。 觀察到恒星均勻旋轉，彼此之間始終保持相同的相對位置。 然而，觀察到其他物體在恒星的背景下徘徊； 大多數這樣的天體在希臘語 πλαν?τοι (planētoi) 之后被稱為行星，意思是流浪者。 雖然它們通常沿著穿過天空的路徑（黃道）以相同的方向移動，但個別行星有時會短暫地反轉它們的方向，表現出逆行運動。

為了描述這種向前和向后的運動，Perga 的 Apollonius（公元前 262 年 – 公元前 190 年）提出了均輪和本輪的概念，根據這些概念，行星承載在旋轉的圓圈上，而旋轉的圓圈本身承載在其他旋轉的圓圈上， 等等。 任何軌道都可以用足夠數量的明智選擇的本輪來描述，因為這種方法對應于現代傅立葉變換。 大約 350 年后，克勞迪烏斯·托勒密 (Claudius Ptolemaeus) 出版了他的《天文學大成》(Almagest)，其中他開發了這個系統以匹配他那個時代xxx的天文觀測結果。 為了解釋本輪，托勒密采用了亞里士多德的地心宇宙學，根據該學說，行星被限制在同心旋轉的球體中。

現代對行星運動的認識源于 16 世紀天文學家第谷·布拉赫和物理學家約翰內斯·開普勒的共同努力。 第谷被認為對行星運動進行了極其精確的測量，開普勒能夠從中推導出他的行星運動定律。 根據這些定律，行星在圍繞太陽（而非地球）的橢圓（而非本輪）上運行。 開普勒第二定律和第三定律做出了具體的定量預測：行星在相等的時間內掃過相等的面積，它們的軌道周期的平方等于一個固定常數乘以它們的半長軸的立方。 隨后對行星軌道的觀察表明，橢圓的長軸（即所謂的拱點線）隨時間逐漸旋轉； 這種旋轉被稱為拱點進動。 軌道的拱點是軌道物體離吸引中心最近或最遠的點； 對于繞太陽運行的行星，近點對應于近日點（最近）和遠日點（最遠）。

大約八十年后（1687 年），艾薩克·牛頓 (Isaac Newton) 發表了他的《原理》(Principia)，提出了一個解釋開普勒所有三個定律的物理理論，該理論基于牛頓運動定律和萬有引力定律。

特別是，牛頓提出任何兩個物體之間的引力是一個中心力 F(r)，其變化與它們之間的距離 r 的平方成反比。 牛頓根據他的運動定律證明，受此類力作用的任何粒子的軌道始終是圓錐截面，特別是如果不趨于無窮大則為橢圓。 然而，這個結論只有在存在兩個物體時才成立（二體問題）； 在牛頓之后的幾個世紀里，三個或更多物體在相互引力作用下的運動（n 體問題）仍然沒有得到解決，盡管發現了一些特殊情況的解決方案。 牛頓提出行星圍繞太陽的軌道基本上是橢圓形的，因為太陽的引力占主導地位； 初步估計，其他行星的存在可以忽略不計。