Les oppositions à l'héliocentrisme n'étaient donc pas d'ordre uniquement religieuses, mais provenaient également du milieu scientifique, qui présentait des contre-arguments qui étaient extrêmement solides en comparaison des avantages de la théorie par rapport au modèle géocentrique. La plupart des réponses proposées par les partisans de Copernic ne sont que des hypothèses ad hoc (l'atmosphère ou les objets en chute libre suivent la terre dans son mouvement, les étoiles sont extrêmement lointaines …) qu'il est alors impossible de confirmer expérimentalement.
Dans un premier temps, le modèle de Copernic sera donc surtout vu comme un outil de calcul. C'est ainsi, par exemple, que pour établir ses Tables pruténiques, Erasmus Reinhold utilisera les formules de Copernic dans un système géocentrique. Il faudra encore toute une succession de découvertes pour valider la théorie, puis pour l'affiner. Ces découvertes auront de profondes implications sur la représentation de la place de l'être humain dans l'univers.
Utilisant les observations de Tycho Brahe, Kepler (1571–1630) confirme la thèse de Copernic en remarquant que les plans des trajectoires des planètes passent tous par le Soleil. Mais, il ne peut conserver l'idée de mouvement circulaire : les planètes tournent autour du Soleil suivant des trajectoires elliptiques. Ce sont les lois de Kepler.
Grâce à ses observations, Galilée (1564–1642) montre les failles du système géocentrique et prouve la cohérence du système héliocentrique.
À l'aide d'une lunette astronomique, il révise un certain nombre de résultats expérimentaux :
Il réalise des expériences sur des plans inclinés et introduit la notion de principe d'inertie qui explique pourquoi les corps tombent à la verticale.
Robert Hooke puis Isaac Newton en inventant et exploitant le principe de la force gravitationnelle prouvent la validité des lois expérimentales de Kepler.
Cette force explique pourquoi les objets sont retenus à la surface de la Terre, en dépit sa rotation et pourquoi la Lune suit la Terre dans sa révolution.
Après les travaux de Newton, le modèle héliocentrique acquiert une grande cohérence interne, mais n'est pas confirmé expérimentalement. Il n'existe encore aucune observation qui permet de prouver que la Terre est bien en mouvement par rapport aux étoiles lointaines. La principale prédiction du modèle : le mouvement relatif des étoiles causé par la parallaxe n'a toujours pas été vérifiée.
C'est grâce à la publication des travaux de James Bradley sur l'aberration de la lumière en 1727 qu'on découvre la première preuve expérimentale du mouvement de la Terre autour du Soleil.
La première mesure de la parallaxe d'une étoile ne sera elle publiée qu'un siècle plus tard, en 1838 par l'allemand Friedrich Wilhelm Bessel.
Le mouvement de rotation de la terre sur elle même sera lui confirmé expérimentalement par Foucault en 1851, grâce à son expérience du pendule de Foucault.
Les équations de Newton fournissent une solution exacte dans le cas d'un corps isolé en orbite autour d'un autre, dit problème à deux corps. Pour le système solaire, elles ne sont qu'une approximation puisqu’elles négligent les interactions réciproques des planètes.
La résolution du problème à N corps est nécessaire pour affiner l'évaluation des orbites des planètes. En 1785, dans Théorie de Jupiter et de Saturne, Pierre-Simon Laplace introduit le calcul des perturbations, une méthode approchée basée sur le développement en série. Il montre que l'interaction réciproque de ces deux planètes entraine une légère fluctuation de leur orbite sur une période de 80 ans.
En 1889, Henri Poincaré démontre que le problème n'est pas soluble et que le système solaire est chaotique : la sensibilité aux conditions initiales fait qu'il est impossible de prévoir à long terme la trajectoire des planètes.