A história da astronomia compreende três áreas amplamente definidas que têm caracterizado a ciência dos céus desde o seu início. Com vários graus de ênfase entre civilizações particulares e durante períodos históricos particulares, astrônomos têm procurado entender os movimentos dos corpos celestes, determinar suas características físicas e estudar o tamanho e a estrutura do universo. Este último estudo é conhecido como cosmologia.

Moções do Sol, Lua e Planetas
Desde o início da civilização até a época de Copérnico a astronomia foi dominada pelo estudo dos movimentos dos corpos celestes. Tal trabalho foi essencial para a astrologia, para a determinação do calendário e para a previsão dos eclipses, e foi também alimentado pelo desejo de reduzir a irregularidade à ordem e de prever as posições dos corpos celestes com uma precisão cada vez maior. A ligação entre o calendário e os movimentos dos corpos celestes é especialmente importante, porque significava que a astronomia era essencial para determinar os tempos das funções mais básicas das sociedades primitivas, incluindo o plantio e a colheita das colheitas e a celebração de festas religiosas.

Os fenômenos celestes observados pelos antigos eram os mesmos de hoje. O Sol progrediu firmemente para o oeste no curso de um dia, e as estrelas e os cinco planetas visíveis faziam o mesmo à noite. O Sol podia ser observado ao pôr-do-sol para se mover para o leste cerca de um grau por dia contra o fundo das estrelas, até que no decorrer de um ano atravessou completamente o caminho de 360° das constelações que veio a ser conhecido como o zodíaco. Os planetas geralmente também se deslocaram para leste ao longo do zodíaco, dentro de 8° do aparente caminho anual do Sol (o eclíptico), mas por vezes fizeram inversões intrigantes no céu antes de retomarem o seu movimento normal para leste. Em comparação, a Lua moveu-se através do eclíptico em cerca de 27 1/3 dias e passou por várias fases. As primeiras civilizações não perceberam que esses fenômenos eram em parte um produto do movimento da própria Terra; elas apenas queriam prever os movimentos aparentes dos corpos celestes.

Embora os egípcios devessem estar familiarizados com esses fenômenos gerais, seu estudo sistemático dos movimentos celestes limitou-se à conexão da inundação do Nilo com a primeira ascensão visível da estrela Sírio. Uma tentativa precoce de desenvolver um calendário baseado nas fases da Lua foi abandonada por ser demasiado complexa e, como resultado, a astronomia desempenhou um papel menos importante na civilização egípcia do que de outra forma poderia ter desempenhado. Da mesma forma, os chineses não tentaram sistematicamente determinar movimentos celestiais. Surpreendentes evidências de um interesse mais substancial em astronomia são encontradas na presença de antigos alinhamentos de pedra e círculos de pedra encontrados por toda a Europa e Grã-Bretanha, o mais notável dos quais é Stonehenge na Inglaterra. Já em 3000 a.C., a coleção de pedras maciças em Stonehenge funcionava como um antigo observatório, onde os sacerdotes seguiam o movimento anual do Sol todas as manhãs ao longo do horizonte, a fim de determinar o início das estações. Por volta de 2500 a.C., Stonehenge pode ter sido usado para prever os eclipses da Lua. Não até 1000 A.D. foram atividades similares realizadas por culturas do Novo Mundo.

Tabelas Babilônicas. A astronomia atingiu suas primeiras grandes alturas entre os babilônios. No período de cerca de 1800 a 400 a.C., os babilônios desenvolveram um calendário baseado no movimento do Sol e nas fases da Lua. Durante os 400 anos que se seguiram, eles focaram sua atenção na previsão do tempo preciso em que a nova lua crescente tornou-se visível pela primeira vez e definiu o início do mês de acordo com este evento. Os tabletes cuneiformes decifrados apenas no século passado demonstram que os babilônios resolveram o problema com precisão de alguns minutos de tempo; isto foi conseguido através da compilação de tabelas observacionais precisas que revelaram variações menores na velocidade do Sol e da Lua do que nunca antes medido. Essas variações – e outras, como mudanças na latitude da Lua – foram analisadas numericamente, observando-se como as variações flutuavam com o tempo de forma regular. Utilizaram o mesmo método numérico, utilizando as mesmas variações, para prever os eclipses lunares e solares.

Bolas e Círculos Gregos. Os gregos usaram uma abordagem geométrica e não numérica para compreender os mesmos movimentos celestiais. Influenciados pelo conceito metafísico de Platão sobre a perfeição do movimento circular, os gregos procuraram representar o movimento dos corpos celestes divinos, usando esferas e círculos. Este método explicativo não foi perturbado até que Kepler substituiu o círculo pela elipse em 1609.

O aluno de Platão Eudoxus de Cnidus, c.408-c.355 a.C., foi o primeiro a oferecer uma solução nesse sentido. Ele assumiu que cada planeta está ligado a um de um grupo de esferas concêntricas conectadas centradas na Terra, e que cada planeta gira em eixos orientados de forma diferente para produzir o movimento observado. Com este esquema de esferas cristalinas ele falhou em explicar a variação de brilho dos planetas; o esquema foi incorporado, no entanto, na cosmologia de Aristóteles durante o século IV a.C.. Assim, a civilização helênica que culminou com Aristóteles tentou descrever uma cosmologia física. Em contraste, a civilização helenística que seguiu as conquistas de Alexandre o Grande desenvolveu durante os quatro séculos seguintes mecanismos matemáticos logo predominantes para explicar fenômenos celestiais. A base para esta abordagem foi uma variedade de círculos conhecidos como excêntricos, deferentes, e epiciciclos. O matemático helenístico Apolônio de Perga, c.262-c.190 a.C., observou que o movimento anual do Sol pode ser aproximado por um círculo com a Terra ligeiramente descentrado, ou excêntrico, contabilizando assim a variação observada na velocidade ao longo de um ano. Da mesma forma, a Lua traça um círculo excêntrico em um período de 27 1/3 dias. O movimento periódico inverso, ou retrógrado, dos planetas através do céu exigiu um novo dispositivo teórico. Assumiu-se que cada planeta se movia com velocidade uniforme em torno de um círculo pequeno (o epiciclo) que se movia em torno de um círculo maior (o deferente), com uma velocidade uniforme apropriada para cada planeta em particular. Hipparchus, c.190-120 a.C., o astrônomo mais notável dos tempos antigos, aperfeiçoou a teoria do Sol e da Lua com base nas observações de Nicéia e da ilha de Rodes, e deu à teoria solar essencialmente sua forma final. Foi deixado para Ptolomeu, c.100-c.165, para compilar todo o conhecimento da astronomia grega no Almagest e desenvolver as teorias lunares e planetárias finais.

Com Ptolomeu o imenso poder e versatilidade destas combinações de círculos à medida que os mecanismos explicativos chegavam a novas alturas. No caso da Lua, Ptolomeu não só contabilizou a principal irregularidade, chamada equação do centro, que permitiu a previsão de eclipses. Ele também descobriu e corrigiu outra irregularidade, a evecção, em outros pontos da órbita da Lua, usando um epicicloto sobre um excêntrico deferente móvel, cujo centro girava em torno da Terra. Quando Ptolomeu fez um refinamento adicional conhecido como prosneusis, ele foi capaz de prever o lugar da Lua dentro de 10 min, ou 1/6°, de arco no céu; estas previsões estavam em boa concordância com a precisão das observações feitas com os instrumentos utilizados naquela época. Da mesma forma, Ptolomeu descreveu o movimento de cada planeta no Almagest, que passou, com algumas elaborações notáveis, pela civilização islâmica e pela civilização europeia renascentista que alimentou Nicolau Copérnico.

A revolução associada ao nome de Copérnico não foi uma revolução na astronomia técnica de explicação de movimentos, mas pertence ao reino da cosmologia. Provocado especialmente por uma intensa antipatia por um dos dispositivos explicativos de Ptolomeu, conhecido como o equador, que comprometia o princípio dos movimentos circulares uniformes, Copérnico colocou não a Terra, mas o Sol no centro do universo; esta visão foi apresentada no seu De revolutionibus orbium caelestium (On the Revolutions of the Heavenly Spheres, 1543). Nesse trabalho, no entanto, ele apenas adaptou o sistema grego de epiciciclos e excêntricos ao novo arranjo. O resultado foi uma simplificação e harmonia inicial, pois os movimentos diurnos e anuais da Terra assumiram seu verdadeiro significado, mas nenhuma simplificação geral no número de epiciciclos necessários para alcançar a mesma precisão de predição que Ptolomeu. Portanto, não estava nada claro que este novo sistema cosmológico tivesse a chave do verdadeiro sistema matemático que pudesse explicar com precisão os movimentos planetários.

Elipses Keplerianas e Gravitação Newtoniana. O astrônomo alemão Johannes Kepler forneceu uma solução ousada para o problema dos movimentos planetários e demonstrou a validade da teoria heliocêntrica de Copérnico, associando diretamente o Sol com a causa física dos movimentos planetários. Em questão para Kepler estava uma mera discrepância de 8 pés entre teoria e observação para a posição do planeta Marte. Este grau de precisão teria encantado Ptolomeu ou Copérnico, mas era inaceitável à luz das observações do astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, feito a partir do Observatório de Uraniborg com uma variedade de sextantes e quadrantes recém-construídos e com precisão de 1 pé a 4 pés. Esta nova escala de precisão revolucionou a astronomia, pois em sua Astronomia nova (New Astronomy, 1609), Kepler anunciou que Marte e os outros planetas devem mover-se em órbitas elípticas, prontamente previsíveis pelas leis do movimento planetário que ele passou a expor neste trabalho e nos Harmonices mundi (Harmonies of the World, 1619). Somente abandonando o círculo os céus poderiam ser reduzidos a uma ordem comparável às observações mais precisas.

As leis de Kepler e a teoria Copérnica chegaram à sua verificação final com o enunciado de Sir Isaac Newton das leis da gravitação universal no Principado (1687). Nessas leis, o Sol foi designado como a causa física do movimento planetário. As leis também serviram como base teórica para a derivação das leis de Kepler. Durante o século XVIII, as implicações da astronomia gravitacional foram reconhecidas e analisadas por matemáticos capazes, nomeadamente Jean d’ Alembert, Alexis Clairaut, Leonhard Euler, Joseph Lagrange, e Pierre Laplace. A ciência da mecânica celeste nasceu e o objectivo de uma previsão precisa foi finalmente realizado.

Durante toda esta discussão as estrelas tinham sido consideradas fixas. Enquanto trabalhava em seu catálogo de 850 estrelas, porém, Hiparco já havia reconhecido o fenômeno conhecido como a precessão dos equinócios, uma aparente leve mudança nas posições das estrelas ao longo de um período de centenas de anos causada por uma oscilação no movimento da Terra. No século XVIII, Edmond Halley, determinou que as estrelas tinham o seu próprio movimento, conhecido como movimento próprio, que era detectável mesmo durante um período de poucos anos. As observações de posições estelares, feitas com instrumentos de trânsito através do trabalho monumental de cientistas como John Flamsteed, lançaram as bases para resolver um problema cosmológico de outra época: a distribuição das estrelas e a estrutura do universo.