Gravitatie of algemeene zwaarte, ook wel aantrekkingskracht (zie aldaar) genaamd, is de werking van eene algemeene wet des heelals, welke het eerst door Newton is aangewezen, terwijl hare oorzaak nog altijd in het verborgene schuilt. Die wet is deze, dat elk stofdeeltje op ieder ander stofdeeltje eene aantrekkingskracht oefent , die in regte reden staat tot zijne massa en in omgekeerde reden van het vierkant van zijn afstand. Noemt men de aantrekkingskracht v, de massa M en de afstand r, dan wordt genoemde wet der gravitatie aangeduid door de formule v = M -r2 Teregt noemt Laplace den beroemden Newton niet alleen geleerd, maar ook gelukkig, „want”, zegt hij, „er is slechts ééne wereldwet, en Newton heeft ze ontdekt.” De gravitatie is alzoo geene afzonderlijke kracht, zooals de magnetische, electrische of galvanische, zoodat zij zich tot enkele ligchamen uitstrekt, — en, ook geene polaire kracht, die uit bepaalde punten en in bepaalde rigtingen werkt. Zij is eene algemeene, die, tegelijk actief en passief, alle stofdeeltjes omvat.
De aarde trekt de zon aan, maar wordt tevens door deze aangetrokken met eene kracht, die, wegens de meerdere massa van deze laatste, 350000-maal zoo groot is. Zij geldt ook niet uitsluitend voor de middelpunten der hemelligchamen, maar overal waar zich stof bevindt. Het is hierbij slechts de vraag hoeveel, en op welken afstand? Men heeft onderzocht, of men bij de werking van deze kracht ook eenige verwantschap kon ontdekken, of bij voorbeeld de zwaartekracht van Jupiter anders werkte op de manen dezer planeet dan op andere hemelligchamen, en men is tot de overtuiging gekomen, dat zij in het gansch heelal, voor zoover wij het kennen, op dezelfde wijze — alzoo volgens de wet van Newton — werkt. Dáár bewegen zich donkere ligchamen om lichtgevende (planeten om de zon), lichtgevende om lichtgevende (dubbelsterren), lichtgevende om donkere (Sirius enz.), en allen ten slotte om één zwaartepunt, hetwelk geene massa behoeft te bezitten.
Bij de toepassing der gravitatie-wet onderscheidt men intusschen de hoofdwerking van de bijkomende, welke laatste men — schoon ten onregte — met den naam van storingen bestempelt. Immers ook deze zijn aan dezelfde algemeene wet onderworpen. De aarde volbrengt haren loop om onze zon, en wijzigingen, welke die loop door de aantrekking van andere planeten !ondergaat, noemt men storingen. Deze laatste kunnen echter juist door middel der wet van Newton berekend worden.
Na Newton hebben vele wis- en sterrekundigen zich met de ontwikkeling en toepassing dier wet bezig gehouden. Van hen noemen wij uit de voorgaande eeuw Clairaut, Lagrange, Tobias Mayer, Euler en Laplace, en uit de tegenwoordige Gauss, Bessel, Nansen, Plana, Poisson en Leverrier. Er blijft echter op dat gebied voor de nakomelingschap nog veel te doen over.
Voor de practijk leveren de wetten van Kepler de beste formules. Kepler heeft die wetten door ijverige waarneming en berekening gevonden, lang voordat Newton de wet der gravitatie ontdekt had. Ze zijn de volgende: „De planeten bewegen zich langs ellipsen, in wier ééne brandpunt zich de zon bevindt, — de tweedemagten der omloopstijden van verschillende planeten staan tot elkander in verhouding als de derdemagten van hare gemiddelde afstanden van de zon, — en de voerstraal, die de zon met eene planeet verbindt, snijdt in gelijke tijden gelijke ruimten af van de oppervlakte der omloops-ellips”.
Tot de ontdekking der eerste wet werd hij gebragt door het waarnemen van de loopbaan van Mars, welke eene aanmerkelijke excentriciteit bezit. De omloopstijden der planeten waren reeds lang bekend, en Kepler wist, dat Mars in 686 dagen en 23 uren, en de aarde in 365 dagen en 6 uren hunne banen doorloopen. Stelt in bijgaande figuur de cirkel de loopbaan der aarde en S de zon voor, zoo kan men van de aarde uit het punt A harer loopbaan Mars waarnemen in a. Na verloop van 686 dagen 23 uur (den omloopstijd van Mars) heeft de aarde haren omloop 17 maal volbragt, en bevindt zich in A', vanwaar men nu Mars waarneemt in de, rigting A'a. De beide rigtingslijnen snijden elkander in a en vormen met de koorde AA' een driehoek, waaruit men het punt a in de ruimte bepalen kan. Men doet voorts dergelijke waarnemingen uit de punten B en B' en bepaalt hierdoor het punt 5. Zoo was het voor Kepler mogelijk, zulk eene reeks van punten in de loopbaan van Mars te bepalen, dat hij hieruit hare gedaante — die eener ellips — kon opmaken. Hij paste deze ontdekking aanstonds toe op de overige planeten, en vond nu ook, dat de zon zich in het ééne brandpunt bevindt, en dat de voerstraal in gelijke tijden gelijke gedeelten van de oppervlakte der ellips doorloopt. — Meer moeite veroorzaakte hem de ontdekking der tweede wet. Nadat hij hierover jaren lang gepeinsd en gerekend had, vond hij haar in Mei 1618 — gelijk hij zelf verzekert — op eene toevallige wijze. Daarna berekende hij nieuwe tafels voor de planeten (Tabulae Rudolphinae).
Kepler ontdekte de wetten van ons zonnestelsel. Het bleek echter, dat zij heerschen in het gansch heelal, daar zij slechts gevolgen zijn van de gravitatie-wet, door Newton aan het licht gebragt.
