Der Durchbruch zum heliozentrischen Weltbild in seiner heutigen Form vollzog sich im wesentlichen in drei Stufen.
In einem ersten Schritt gab Nikolaus Kopernikus (1473 – 1543) die Vorstellung von der Erde als Zentrum des Universums auf. Vielmehr ließ er in seinem 1543 im Druck erschienenen Hauptwerk De revolutionibus orbium coelestium die Erde und alle übrigen Planeten um die Sonne als gemeinsamem Mittelpunkt umlaufen. Nur der Mond bewegte sich weiterhin um die Erde.
Ein wesentlicher Vorteil des heliozentrischen gegenüber dem geozentrischen System war, dass sich die ungleichmäßige, zeitweise sogar rückläufige Bewegung der Planeten von selbst erklärt: Einem Beobachter auf der Erde erscheint das so, weil die Erde selbst ebenfalls um die Sonne läuft. Dabei überholt sie in etwa einjährigem Rhytmus die äußeren Planten von innen, wodurch diese auf ihrer Bahn scheinbar zurückweichen (siehe folgende Grafik am Beispiel des Mars).
Das folgende Video zeigt die Bewegung des Planeten Jupiter durch das Sternbild Stier während eines Jahres:
Das kopernikanische System bedeutete zwar eine Vereinfachung gegenüber dem ptolemäischen System; da Kopernikus aber weiterhin an den Kreisbahnen festhielt, brauchte er immer noch Epizykel, um die Bewegungen vollständig zu beschreiben. Das behinderte zunächst die Akzeptanz der neuen Ideen.
Kopernikus selbst benutzte für sein Weltmodell noch keine physikalischen Grundlagen. Erst mit der Entwicklung des Fernrohrs sollte sich das ändern: Mit seinem (noch sehr einfachen) Teleskop entdeckte Galileo Galilei (1564 – 1642) 1609/1610 die Jupitermonde, also Gestirne, die offensichtlich nicht um die Erde kreisen – dies stand eindeutig im Widerspruch zum geozentrischen Weltbild. Und auch die im Fernrohr erkennbaren Phasen der Venus sind mit einer Umlaufbahn der Venus um die Erde nicht vereinbar.
Um zwischen beiden Modellen eine endgültige Entscheidung treffen zu können, waren genauere Messungen nötig, als sie bis dahin vorlagen. Gegen Ende des 16. Jahrhunderts konnte der dänische Astronom Tycho Brahe (1546 – 1601) erstmals Positionsbestimmungen an den Planeten und fast 1000 Sternen mit einer Genauigkeit von 1 bis 2 Bogenminuten durchführen, weit besser als alles vorher.
Mit diesen genaueren Bahndaten war Johannes Kepler (1571 – 1630) eine präzisere Neuberechnung von Erd- und Marsbahn möglich. Dabei fand er heraus, dass elliptische Bahnen weitaus besser zu den Daten passten als Kreisbahnen (Astronomia Nova, 1609). Damit setzte sich Johannes Kepler über den Grundsatz von der Bewegung der himmlischen Körper auf Kreisbahnen hinweg. Auch die Umlaufgeschwindigkeit war jetzt nicht mehr gleichförmig, sondern verändert sich während des Umlaufs um die Sonne ständig.
In einer weiteren Schrift (Harmonices mundi libri V, 1619) veröffentlichte er schließlich den Zusammenhang zwischen Bahngröße und Umlaufzeit der Himmelskörper (Details unter Keplersche Gesetze).
Erst Ende des 17. Jahrhunderts fand Isaac Newton (1643 – 1727) die physikalischen Grundlagen für die Bewegung der Himmelskörper, führte so himmlische und irdische Mechanik zusammen und begründete damit die heutige Klassische Mechanik.
Eine glänzende Bestätigung fand diese Theorie mit der Auffindung der bis dahin unbekannten Planeten jenseits der Saturnbahn, die auf Grund ihrer geringen Helligkeit mit dem bloßen Auge nicht wahrnehmbar sind.Uranus wurde am 13. März 1781 eher zufällig bei anderweitigen Himmelsbeobachtungen von dem deutsch-britischen Astronom und Musiker Sir Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822) entdeckt.
Neptun wurde am 23. September 1846 von Johann Gottfried Galle (1812 – 1910) an der Berliner Sternwarte auf der Grundlage von Berechnungen des französischen Mathematikers und Astronomen Urbain Le Verrier (1811 – 1877) aufgefunden.
Die Entdeckung des Pluto, der heute zu den Zwergplaneten gezählt wird, gelang am 18. Februar 1930 dem US-amerikanischen Astronomen Clyde William Tombaugh (1906 – 1997) durch Vergleich von fotografischen Himmelsaufnahmen am sogenannten Blinkkomparator.