Fins i tot en èpoques tan tardanes com la de Cristòfor Colom era freqüent trobar gent que creia que la terra era plana (fins i tot avui trobaríem persones que ho segueixen pensant). Malgrat això, podem situar les arrels de l’astronomia moderna en els antics grecs. Al voltant de l’any 340 a.C., el filòsof grec Aristòtil escrigué un llibre titulat De Caelo (Sobre el cel), en el qual donà bons arguments a favor que la terra era una esfera i no un disc pla.

Un dels arguments estava basat en els eclipsis de lluna. Aristòtil observà que aquests eclipsis eren causats perquè la terra s’interposava entre el sol i la lluna. Quan passava això, l’ombra de la terra es projectava sobre la lluna i en provocava l’eclipsi. Aristòtil observà que l’ombra de la terra sempre era rodona. Això és el que caldria esperar si la terra fos una esfera, però no si fos un disc pla. En aquest cas, la seva ombra només seria rodona si l’eclipsi es produís just en el moment en què el sol estigués sota del centre del disc. En qualsevol altra situació, l’ombra seria allargada: tindria forma d’el·lipse (una el·lipse és un cercle allargat).

Els grecs tenien un altre argument en favor de l’esfericitat de la terra. Si aquesta fos plana, un vaixell que s’atansés des de l’horitzó hauria d’aparèixer primer com un punt sense caràcters i, a mesura que s’aproximés, en podríem anar observant cada cop més detalls, com les veles i el casc. Però no és això el que passa, sinó que quan un vaixell apareix a l’horitzó, el primer que en veiem són les veles, i només més tard en podem observar el buc. El fet que els pals, que s’eleven molt per damunt del buc, siguin la primera part del vaixell que sobresurt de l’horitzó, indica prou bé que la terra és una esfera.

Vaixell que apareix per l’horitzó.

Els grecs també examinaren amb atenció el cel nocturn. En temps d’Aristòtil, ja havien passat segles aplegant informació sobre com s’hi desplaçaven les llumenetes nocturnes. Observaren que, malgrat que quasi tots els milers de llums visibles en el cel semblaven moure’s conjuntament, cinc d’elles (sense comptar la lluna) no ho feien així, sinó que de vegades s’apartaven d’un camí regular est-oest, retrocedien i després tornaven a avançar. Aquestes llums foren anomenades «planetes» —nom que en grec significa «rodamón». Els grecs només conegueren cinc planetes, els que podem observar a primera vista: Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. En l’actualitat sabem per què les seves trajectòries celestes són tan poc usuals: encara que les estrelles gairebé no es mouen respecte del nostre sistema solar, els planetes giren al voltant del sol, de manera que el seu moviment en el cel nocturn és molt més complex que el de les estrelles distants.

Aristòril pensà que la terra estava en repòs i que el sol, la lluna, els planetes i les estrelles es movien en cercles al seu voltant. Ho creia perquè pensava, per motius més aviat místics, que la terra era al centre de l’univers i que el moviment circular era el més perfecte. En el segle II a.C., un altre grec, Ptolemeu, convertí aquesta idea en un model complet del firmament. Ptolemeu sentia una gran passió pels seus estudis. «Quan segueixo a plaer la densa multitud de les estrelles en el seu camí circular», va escriure, «els meus peus deixen de tocar a terra».

En el model de Ptolemeu, la terra estava voltada de vuit esferes rotants. Cada esfera era més gran que l’anterior, com en un joc de nines russes, i la terra era al centre de totes. Què hi havia més enllà de la darrera esfera no quedava del tot clar, però certament no formava part de l’univers observable per la humanitat. Així, l’esfera més externa era considerada com una mena de frontera, o de contenidor, de l’univers. Les estrelles hi ocupaven posicions fixes, de manera que, quan l’esfera girava, les estrelles restaven en les mateixes posicions relatives entre elles i giraven per l’espai conjuntament, en grups, tal com ho observem. Les esferes interiors transportaven els planetes, però aquests, a diferència del que passava amb les estrelles, no estaven fixats a les seves esferes respectives, sinó que es movien respecte d’elles en petits cercles anomenats epicicles. En girar les esferes planetàries, els planetes giraven, al seu torn, respecte d’elles, de manera que les seves trajectòries respecte de la terra resultaven molt complicades. Així, Ptolemeu aconseguí explicar per què les trajectòries celestes observades dels planetes són molt més complicades que simples cercles.

Model de Ptolemeu.

El model de Ptolemeu proporcionà un sistema considerablement precís per predir les posicions dels objectes celestes al firmament. Però, per tal de poder predir correctament aquestes posicions, hagué de suposar que la trajectòria de la lluna de vegades s’atansava a la terra el doble que d’altres vegades, cosa que significava que de vegades s’hauria de veure el doble de gran que d’altres! Ptolemeu reconegué aquest inconvenient, però, tot i això, el seu model fou acceptat en general, tot i que no universalment. Fou adoptat per l’Església catòlica com la imatge de l’univers compatible amb les Escriptures, ja que representava l’avantatge de tenir, enllà de l’esfera de les estrelles fixes, vastos espais per al cel i l’infern.

Epicicles en el model de Ptolemeu.

Tanmateix, el 1514, un sacerdot polonès, Nicolau Copèrnic, proposà un altre model. (Al començament, per por de ser cremat com a heretge, Copèrnic féu circular el seu model anònimament). Copèrnic tingué la idea revolucionària que no tots els cossos celestes han de girar al voltant de la terra. De fet, la seva proposta era que el sol estava en repòs en el centre del sistema solar i que la terra i els planetes es movien en òrbites circulars al seu voltant. El model de Copèrnic, com el de Ptolemeu, funcionava força bé, però no concordava del tot amb les observacions. Tanmateix, com que era molt més simple que el de Ptolemeu, hauríem pogut esperar que seria adoptat ràpidament. Va caldre, però, que transcorregués gairebé un segle fins que la idea fou presa seriosament en consideració, quan dos astrònoms —l’alemany Johannes Kepler i l’italià Galileo Galilei—, començaren a defensar públicament la teoria copernicana.

El 1609, Galileu començà a observar el cel nocturn amb un telescopi, acabat d’inventar. En observar Júpiter, Galileu descobrí que estava acompanyat per diversos satèl·lits petits, o llunes, que giraven al seu voltant. Això constituïa una evidència que no tot havia de girar directament al voltant de la terra, a diferència del que havien cregut Aristòtil i Ptolemeu. A la mateixa època, Kepler perfeccionà la teoria de Copèrnic, tot suggerint que els planetes no es movien en cercles sinó en el·lipses: amb aquest canvi, les prediccions de la teoria passaren a concordar amb les observacions. Aquests esdeveniments suposaren cops mortals per al model de Ptolemeu.

Encara que les òrbites el·líptiques milloraren el model de Copèrnic, per a Kepler només eren una hipòtesi artificiosa, ja que tenia idees preconcebudes sobre la natura que no estaven basades en cap mena d’observació i, tal com Aristòtil, considerava que les el·lipses eren menys perfectes que no pas els cercles. La idea que els planetes es moguessin al llarg d’aquestes trajectòries imperfectes li resultava massa poc elegant per ser la veritat definitiva. Una altra cosa que el neguitejava era que no aconseguia conciliar les òrbites el·líptiques amb la seva idea que el que feia girar els planetes al voltant del sol era l’acció de forces magnètiques. Encara que Kepler s’equivocava en considerar les forces magnètiques com la causa de les òrbites dels planetes, se li ha de reconèixer el mèrit d’haver-se adonat que cal una força per poder explicar el moviment. La vertadera explicació de per què els planetes giren al voltant del sol només fou proporcionada molt més tard, el 1687, quan Sir Isaac Newton publicà els Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, probablement l’obra més important que mai hagi estat publicada en ciències físiques.

En els Principia, Newton presentà una llei que establia que tots els objectes que es troben naturalment en repòs romanen en repòs, tret que una força actuï sobre ells, i va descriure com els efectes d’una força fan que un objecte es posi en marxa o canviï el seu moviment. Així, per què els planetes descriuen òrbites al voltant del sol? Newton ho atribuí a una força particular, i afirmà que era la mateixa que fa que els objectes caiguin a terra en lloc de restar en repòs a l’aire quan els deixem anar. Anomenà aquesta força «gravetat» (abans d’ell, la paraula «gravetat» significava o bé un estat d’ànim seriós o bé la qualitat de ser pesant). Newton també inventà les matemàtiques que demostraven numèricament com els objectes reaccionen quan una força com la gravetat hi actua a sobre, i resolgué les equacions resultants. D’aquesta manera, aconseguí demostrar que, a causa de la gravetat del sol, la terra i els altres planetes s’han de moure en el·lipses, tal com havia predit Kepler. Newton afirmà que les seves lleis podien ser aplicades a tots els cossos de l’univers, des de la caiguda d’una poma fins als moviments de les estrelles i els planetes. Per primera vegada a la història, algú reeixia a explicar el moviment dels planetes a partir de lleis que també determinen els moviments sobre la terra, cosa que representà l’inici de la física i l’astronomia modernes.

Alliberats ja del concepte de les esferes de Ptolemeu, no restava cap motiu per suposar que l’univers tingués una frontera natural (l’esfera més exterior). A més, com que les estrelles no semblen canviar de posició tret del seu gir aparent en el cel degut a la rotació de la terra sobre el seu eix, va semblar natural suposar que eren objectes com el sol, però molt més llunyans. Havíem abandonat no només la idea que la terra és el centre de l’univers, sinó fins i tot la idea que el sol, i potser el sistema solar, era quelcom més que una característica ordinària de l’univers.