(ostatnia modyfikacja: ⁰⁹/₀₈.2020)

     

W 1912 roku Henrietta Swan Leavitt opublikowała zależność okres-jasność gwiazd zmiennych cefeid: liniowa zależność jasności od logarytmu okresu zmienności jasności gwiazdy. Leavitt sformułowała w ten sposób podstawy bardzo użytecznego narzędzia do wyznaczania odległości we Wszechświecie, w rzeczywistości głównego narzędzia używanego przez kilka kolejnych pokoleń astronomów, z ogromnym powodzeniem, aż do pojawienia się innych ulepszonych technik. W tym samym roku 1912, w którym Leavitt opublikowała swoje wyniki, Vesto Slipher zmierzył pierwsze przesunięcia linii widmowych w widmach mgławic spiralnych; mógł w ten sposób wyznaczyć prędkości radialne tych mgławic. W 1914 roku na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego przedstawił wyniki dla łącznie 15 mgławic, z których 11 było wyraźnie przesuniętych ku czerwieni, a pozostałe cztery (najbliższe) przesunięte ku fioletowi. Do 1917 roku Slipher uzyskał 25 wyników, z których cztery to przesunięcia w kierunku niebieskim, pozostałe 21 to były przesunięcia ku czerwieni. Zmierzone prędkości były bardzo duże w porównaniu ze zwykłymi prędkościami gwiazd w naszym sąsiedztwie. Slipher był pierwszym, który zarejestrował widma galaktyk fotograficznie z wystarczającym stosunkiem sygnału do szumu, aby wiarygodnie zmierzyć ich przesunięcia Dopplera. Slipher był pierwszym astronomem, który zauważył, że w kosmosie dzieje się coś bardzo zagadkowego: jak to może być, że Wszechświat jest statyczny, skoro te odległe mgławice spiralne oddalają się od nas z tak ogromnymi prędkościami?

   

Dzięki pracom Leavitt i Sliphera czyli odległościom i prędkościom, dwa niezbędne narzędzia obserwacyjne mogły być wykorzystane do dokonania największej rewolucji w badaniach kosmosu: radykalnej zmiany konceptualnej, która wyznaczyła początek współczesnej kosmologii. Dały one możliwość zbudowania obserwacyjnych fundamentów teoretycznej kosmologii. W szczególności bez tych prac Edwin Hubble nie dokonał by swoich odkryć z lat 1925 i 1929.

      

W 1917 roku Albert Einstein opublikował model Wszechświata oparty na jego Ogólnej Teorii Względności. Wszechświat Einsteina był wszechświatem wypełnionym materią i statycznym. W przypadku statycznego wszechświata Einsteina nie powinno się obserwować dopplerowskich przesunięć ku czerwieni w widmach galaktyk. W tym samym roku Willem de Sitter opublikował model Wszechświata opracowany przy założeniu, że nie ma w nim żadnej materii. W pozbawionym materii wszechświecie de Sittera, niezależnie od tego, czy zakłada się, że on jest stacjonarny, czy też że rozszerza się wykładniczo, przewiduje się widoczne przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktyk zależne od odległości. W 1917 r. sam de Sitter po raz pierwszy wykorzystał trzy przesunięcia ku czerwieni zmierzone przez Vesto Sliphera (M31: –311 km/s, NGC 1068 (M77): +925 km/s, NGC 4594 (M104): +1185 km/s), aby zweryfikować przewidywania swojego modelu; uznał, że dostępne dane są niewystarczające ("... result, derived from only three nebulae, has practically no value"). W latach dwudziestych XX. wieku podjęto kilka prób zaobserwowania efektu de Sittera. Praktycznie wszyscy badacze wykorzystali przesunięcia ku czerwieni, które zmierzył Slipher (z tylko czterema dodatkami w przypadku Hubble'a). W 1923 roku Arthur Stanley Eddington zamieścił w książce The Mathematical Theory of Relativity, przygotowaną przez Sliphera tabelę zawierającą zmierzone szybkości 40 mgławic spiralnych. Spośród 41 mgławic Sliphera 36 wykazało przesunięcie ku czerwieni, średnio dość duże. Zdaniem Eddingtona dane te nie pozwalają rozstrzygnąć, czy są zgodne z modelem de Sittera. W 1924 r. pierwszy artykuł Ludwika Silbersteina koncentrował się na gromadach kulistych, drugi Carla Wirtza dotyczył korelacji między średnicami galaktyk (jako miarą odległości) a przesunięciami ku czerwieni, podczas gdy trzeci opublikowany przez Knuta Lundmarka podawał odległości do galaktyk (w jednostkach odległości do mgławicy w Andromedzie). Wirtz i Lundmark znaleźli przesłanki wskazujące na istnienie efektu de Sittera natomiast Gustaf Strömberg w 1925 r. nie znalazł żadnych. W 1925 roku Hubble opublikował pierwsze odległości do galaktyk wyznaczone na podstawie obserwacji cefeid. Dzięki dokładniejszym danym o odległościach galaktyk Hubble opublikował w 1929 roku swoją liniową zależność przesunięcia ku czerwieni od odległości nazywając ją „pierwszym przybliżeniem” efektu de Sittera. O ile nie ma wątpliwości, że Hubble stworzył tabelę odległości (był pod tym względem mistrzem, systematycznie posługując się prawem okres-jasność cefeid odkrytym przez Leavitt), o tyle tablicę prędkości zawdzięczał przede wszystkim Slipherowi.

   

Chociaż Aleksander Friedmann już w 1922 r. wykazał, że współczynnik skali wszechświata równomiernie wypełnionego materią może być również zależny od czasu, nie wywołał żadnej reakcji obserwatorów. Friedmann zaproponował pierwsze teoretyczne rozwiązanie zdolne do wyjaśnienia przesunięć ku czerwieni Sliphera jako efektu Dopplera. Kiedy w 1927 r. Georges Lemaître odkrył na nowo i rozszerzył model Friedmanna, on sam przejrzał dane pochodzące z obserwacji, by poszukać przesunięcia długości fali w kontekście rozszerzającego się wszechświata. Ponownie uciekając się do danych Sliphera, stosując te same pozorne wielkości galaktyki jak jego poprzednicy oraz transformację do odległości w oparciu o średnią bezwzględną wielkość galaktyki Hubble'a z 1926 r., Lemaître wykazał, że przesunięcie ku czerwieni jest konsekwencją rozszerzającego się wszechświata, wyprowadził przybliżoną zależność liniową i na tej podstawie ustalił wartość liczbową „stałej Hubble'a”. W 1927 roku Lemaître jako pierwszy połączył prędkość i odległość mgławic spiralnych i uzyskał to, co jest obecnie znane jako stała Hubble'a, wiążąc ją z szybkością ekspansji otrzymanego przez siebie, niezależnie od Friedmanna, niestatycznego rozwiązania równań Ogólnej teorii względności Einsteina. Lemaître był przez jakiś czas, trzy lata około, jedynym facetem na Ziemi (jedyną żyjącą istotą), który wiedział, że Wszechświat faktycznie się rozszerza.

   

Przejścia od wszechświata de Sittera (bez materii, ekspandujący) do wszechświata Friedmanna-Lemaître (z materią, ekspandujący) dokonał sam de Sitter w 1930 roku: stała Hubble'a przyjęła swoje znaczenie podane przez Lemaître. De Sitter (a także Hubble i Humason w 1931 r.) użyli obiektów położonych w większych odległościach do określenia stałej Hubble'a, ale jej wartość liczbowa nie zmieniła się znacząco. Wysokie wartości uzyskane przez większość wczesnych badaczy zostały po raz pierwszy zakwestionowane przez Jana Oorta w 1931 r., a następnie ponownie przez Alberta Behra w 1951 r. Dokładniejsze wartości stałej uzyskano przez rewizję skali odległości w 1952 r. oraz dzięki pracom Allana Sandage i jego współpracowników w 1956 r.