En el progreso astronómico primitivo posiblemente los seres humanos fijaron su atención en el objeto más luminoso que observaban: el Sol; luego vendría la Luna y después las estrellas y los planetas.

Pronto, el conocimiento de los movimientos cíclicos del Sol, las Lunas y las estrellas mostraron su utilidad para la predicción de fenómenos como el ciclo de las estaciones, de cuyo conocimiento exacto dependía directamente la supervivencia de cualquier grupo humano: cuando la actividad principal era la caza era fundamental predecir el instante el que se producía la migración estacional de los animales que les servían de alimento y, posteriormente, cuando nacieron las primeras comunidades agrícolas, era trascendental conocer el momento exacto para sembrar y también para recoger el fruto.

La alternancia del día y la noche debe haber sido un hecho explicado de manera obvia desde un principio por la presencia o ausencia del Sol en el cielo y el día fue seguramente la primera unidad de tiempo universalmente utilizada.

Debió de ser importante también desde un principio el hecho de que la calidad de la luz nocturna dependiera de la fase de la Luna, y el ciclo de veintinueve a treinta días ofrece una manera cómoda de medir el tiempo. De esta forma los calendarios primitivos casi siempre se basaban en el ciclo de las fases de la Luna.

En cuanto a las estrellas, para cualquier observador debió de ser obvio que las estrellas son puntos brillantes que guardan entre sí las mismas distancias relativas, es decir, conservan un esquema fijo noche tras noche.

Así parecería natural interpretar que las estrellas estuviesen fijas a una especie de bóveda sólida que rodeara a la Tierra, pero que el Sol y la Luna no deberían estar incluidos en ella: la Luna noche tras noche cambia su posición relativa, y hasta visiblemente, en el curso de una misma noche. Para el Sol esto es menos obvio, ya que cuando el Sol está en el cielo las estrellas no son visibles; pero el cielo nocturno contiene las estrellas de la otra mitad del cielo, y el aspecto de esta mitad visible cambia noche tras noche.

El orto de ciertas estrellas es el hecho que determinará la división del tiempo y la fijación de los días.

Del Megalítico se conservan grabados en piedra de las figuras de ciertas constelaciones: la Osa Mayor, la Osa Menor y las Pléyades. En ellos cada estrella está representada por un alvéolo circular excavado en la piedra.

Del final del Neolítico han llegado hasta nosotros menhires y avenidas dolménicas, es decir, alineamientos de piedras; la mayor parte de ellos orientados hacia el sol naciente (Este), aunque no de manera exacta sino siempre con una desviación de algunos grados hacia la derecha. Este hecho hace suponer que suponían fija la Estrella Polar e ignoraban la precesión de los equinoccios.

Con el tiempo, se observó que el esquema visible de las estrellas realiza un giro completo en poco más de 365 días. Esto lleva a pensar que el Sol describe un ciclo completo contra el fondo de las estrellas en ese intervalo de tiempo. Además este ciclo de 365 días del Sol concuerda con el de las estaciones, y ya antes del 2500 a.C. los egipcios usaban un calendario basado en ese ciclo, por lo que cabe suponer que utilizaban la observación astronómica de manera sistemática desde el cuarto milenio.

En efecto el año egipcio tenía 12 meses de 30 días más 5 días llamados epagómenos. La diferencia, pues, era de ¼ de día respecto al año solar. No utilizaban, pues, años bisiestos: 120 años después se adelantaba un mes, de tal forma que 1456 años después el año civil y el astronómico volvían a coincidir de nuevo.

A este intervalo de tiempo se le llama período sotíaco, por la estrella Sothis, nuestro Sirio, (el Sepedet de los egipcios), que sirvió a los egipcios para determinar el principio de su año.

El Nilo empezaba su crecida más o menos en el momento en que la estrella Sothis, tras haber sido mucho tiempo invisible bajo el horizonte, podía verse de nuevo poco antes de salir el Sol.

El calendario egipcio tenía tres estaciones de cuatro meses cada una:

1. Inundación o Akhet.
2. Invierno o Peret, es decir, "salida" de las tierras fuera del agua.
3. Verano o Shemú, es decir, "falta de agua".

La apertura del año egipcio ocurría el primer día del primer mes de la Inundación, es decir, aproximadamente cuando la estrella Sirio comenzaba de nuevo a observarse un poco antes de la salida del Sol.

De finales de la época egipcia (144 d.C.) son los llamados papiros de Carlsberg, donde se recoge un método para determinar las fases de la Luna, procedente de fuentes muy antiguas. En ellos se establece un ciclo de 309 lunaciones por cada 25 años egipcios, de tal forma que estos 9125 días se disponen en grupos de meses lunares de 29 y 30 días. El conocimiento de este ciclo permite a los sacerdotes egipcios situar en el calendario civil las fiestas móviles lunares.

La orientación de templos y pirámides es otra prueba del tipo de conocimientos astronómicos de los egipcios: las caras de las pirámides están vueltas haacia los cuatro puntos cardinales, de forma que, por ejemplo, la desviación al Norte de las pirámides de Keops y Kefrén es de 2´28", es decir, prácticamente despreciable dada la dimensión del monumento.

Probablemente esta orientación la efectuaban sabiendo que la sombra más corta de un objeto es la que apunta al Norte.

Astrónomo y matemático griego (408-355 a.C.) nacido en Cnido, se le atribuye el descubrimiento que supone que el año solar tiene 6 horas más de los 365 días, aunque este conocimiento será muy anterior. Además se le considera el primero que establece un sistema que explica los movimientos del sol y los planetas, intentando dar cuenta de las irregularidades manifiestas de los movimientos planetarios.

Supone que la tierra permanece inmóvil en el centro, y el resto de los planetas y el sol son formas esféricas que ejecutan movimientos circulares alrededor de ella.

De esta forma considera tres esferas para el sol y la luna y cuatro para cada uno de los cinco planetas, con diferentes ejes de giro. Estas esferas estaban situadas unas dentro de otras, todas ellas concéntricas con la tierra. Así se explicaban los retardos y los bucles de los planetas, así como los movimientos oblicuos a lo largo de la eclíptica.

Eudoxo consigue así explicar de una manera primaria los fenómenos celestes conocidos entonces, aunque trata por separado los movimientos de los planetas,uno a uno,pero nunca todos juntos. Por tanto, no puede calificarse su explicación como un modelo astronómico propiamente dicho, sino únicamente bajo la perspectiva de quien desea sólo comprender lo que observa.

1. En los eclipses lunares siempre se observa que la sombra de la Tierra sobre la Luna tiene forma de arco de circunferencia.
2. La diferencia en la posición aparente de la estrella Polar entre Grecia y Egipto, que incluso le permite hacer un cálculo del tamaño de la Tierra en 400000 estadios, aproximadamente unos 80000 km. de circunferencia (el doble del tamaño real).
3. En el mar cuando un barco aparece en el horizonte se ven primero las velas y posteriormente el casco del barco.

Además establece que la Tierra está quieta y el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas se mueven en órbitas circulares y con velocidad uniforme alrededor de ella,ya que el movimiento circular, al ser el más perfecto que existe, es el que debe gobernar los cielos.

Sus argumentos sobre la condición y posición de la Tierra le llevan a pensar que no pueden ser simple consecuencia del movimiento de los cielos: la circunferencia de un círculo determina las propiedades de su centro; el cosmos es esférico, luego la tierra ha de ser esférica.

Además argumenta que la Tierra es el centro del Universo de la siguiente manera: los cuerpos pesados no caen en líneas paralelas, sino en líneas que convergen en su centro. Los cuerpos que se proyectan directamente hacia arriba caen hacia abajo al punto del cual partieron, por tanto, la Tierra ni está en movimiento ni está en ningún sitio que no sea el centro.

Además para Aristóteles las esferas de Eudoxo tienen existencia real: el hecho de ser inteligibles garantizaba su existencia y consideraba a estas esferas como cuerpos cristalinos tridimensionales, partes de la maquinaria física que mantenía en movimiento los cuerpos celestes.

Sin embargo, Aristóteles se niega a considerar solo como descriptivos los cálculos especulativos de Eudoxo y Calipo, ya que para él tendrían sentido estos cálculos al unir todos los movimientos de todas las esferas, construyendo así una maquinaria cosmológica única y comprensible.

Por ello Aristóteles intenta evitar en este modelo que los movimientos de las esferas externas arrastren a los sistemas de las esferas interiores, insertando una serie de esferas antigiratorias entre las esferas de un sistema planetario y el inmediatamente inferior.Un total de 55 esferas cumplen el objetivo fundamental: la potencia motriz trabaja desde el exterior hacia el centro.

Copérnico

Astrónomo polaco (1473-1543) que, estudiando los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, intenta encontrar un modelo cosmológico inteligible de todo el Universo. Es decir, sigue la senda de sus predecesores, que ya lo buscaban  descontentos, sin duda, con una explicación que se limitaba a predecir y describir fenómenos con inventos matemáticos arbitrarios. En suma, pretendía dar un modelo cosmológico al cómputo matemático de Ptolomeo.

Hay dos hechos que llaman la atención de Copérnico en cuanto que le sugieren cierta dependencia de los movimientos planetarios con el sol:

• La revolución del sol y de los centros de los epiciclos de Mercurio y Venus por el zodíaco, empleaban el mismo tiempo (un año).
• El período epicíclico de los planetas externos era idéntico a su período sinódico.

Por tanto, estudia la posibilidad de que la deferente de Mercurio y Venus y los epiciclos de los restantes, representan sencillamente la órbita de la tierra.

Propone entonces un sistema heliocéntrico que se caracteriza por:

• Una relativa facilidad en explicar el movimiento retrógrado de los planetas y en mostrar por qué sus posiciones relativas al sol determinaban tal movimiento.
• Proporcionaba una base sobre la que determinar las distancias al sol y a la tierra.
• Su carácter interconexo: las posiciones planetarias en cualquier momento son simultáneamente explicables en tal configuración.
• Su teoría lunar es más simple. Los enormes cambios en la paralaje lunar del modelo de Ptolomeo se evitan en el nuevo sistema, oscilando entre 28´45" y 37´34".

Las objeciones que cabría hacerle a este sistema son:

1. Ausencia de cualquier paralaje anual de las estrellas fijas.
2. No explica de manera satisfactoria las considerables variaciones de las velocidades angulares de los planetas en sus órbitas.
3. No elabora un sistema físico viable y adecuado al tipo de problemas que presenta una tierra en movimiento.

La gran aportación del sistema de Copérnico se concreta en dos ideas:

1. Una modificación de las ideas vigentes en la época acerca de la naturaleza de la materia, de los planetas, del sol, de la luna y de las estrellas.
2. Una modificación acerca de la naturaleza y acciones de la fuerza en relación con el movimiento, es decir, de la física aristotélica imperante entonces

Astrónomo danés (1546-1601) que realizó enormes cambios en las técnicas de observación y en los niveles de precisión (del orden de los 4´ de arco). Diseñó y construyó un gran número de instrumentos: más grandes, más sólidos y mejor calibrados.

Además inauguró la técnica de efectuar observaciones regulares de los planetas en su curso a través de los cielos, ya que hasta entonces sólo se observaban en las configuraciones más favorables; en concreto, observó la órbita de Marte con la ayuda de cuadrantes de pared.

Fue tal la precisió y el número de datos que acumuló que acabó con la dependencia que tenía la astronomía europea respecto a los datos de la Antigüedad.

Además del movimiento de los planetas, Tycho Brahe cita la nova observada en la constelación de Casiopea en 1572 y la estudia con detalle: determinó que el fenómeno era supralunar, por lo que pone en duda la incorruptibilidad de los cielos.

Por otra parte, observó diversos cometas que pasaron cerca de la Tierra en 1577, 1580, 1585, 1590, 1593 y 1596. Con el primero de ellos ya dedujo que este fenómeno era también supralunar.

Brahe no llega a aceptar del todo el sistema de Copérnico a pesar del cúmulo de datos que posee y que avalan este modelo. Por ello, intenta de alguna manera reconciliar este sistema con el de Ptolomeo, manteniendo las ventajas matemáticas del sistema de Copérnico y suprimiendo los inconvenientes físicos, cosmológicos y teológicos.

De esta forma el sistema de Brahe fue aceptado como alternativa al de Copérnico durante más de dos generaciones.

El sistema de Brahe se basa, pues, en el principio de circularidad, el movimiento uniforme y en la precisión observacional; de tal forma que, interpreta la ausencia total de paralaje estelar como un apoyo a la idea de una tierra en reposo, no en movimiento como suponía Copérnico.

En 1599 fue acogido en la corte del emperador Rodolfo en Praga, donde en 1600 nombró ayudante suyo a Johannes Kepler, el cual cuando muere Brahe - y tras varios pleitos con los herederos - recibe los preciosos datos acumulados durante toda su vida. Kepler los utiliza para formular sus tres leyes sobre el movimiento de los planetas

Astrónomo alemán (1571-1630), publica en 1596 su obra Mysterium cosmographicum que le pondrá en contacto con Tycho Brahe. Tras la muerte de éste, pasó a ocupar el puesto de astrónomo de la Corte Imperial y evaluó las observaciones que había hecho Brahe de Marte.

En 1609 apareció su Astronomia nova con las dos primeras leyes del movimiento planetario (ley de la elipse y ley de las áreas). La tercera ley estaba contenida en Harmonices mundi. Con ellas da un modelo que explica adecuadamente los movimientos de los planetas, incluida su retrogradación.

Las leyes enunciadas por Kepler sobre el movimiento de los planetas son las siguientes:

1. Los planetas se mueven sobre elipses, con el Sol en uno de sus focos.
2. La línea de unión planeta-Sol (llamada también radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales (ley de las áreas).
3. El cuadrado del período de revolución de un planeta es proporcional al cubo de su distancia media al Sol.

En 1611 apareció su Dioptrik, con las bases numéricas y ópticas del telescopio astronómico (o de Kepler).

En 1627 se publicaron las Tablas rodolfinas, que constituyen la base de todos los cálculos de órbitas planetarias hasta bien entrado el siglo XVII.

En suma, Kepler prepara el camino a un descubrimiento fundamental: la ley de la gravitación universal de Newton, ya que una fuerza de atracción entre el Sol y un planeta proporcional a sus masas y, sobre todo, inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa, explicaba el hecho de que el planeta(más ligero) girase en una órbita elíptica alrededor del Sol, con éste en uno de sus focos.