1845 William Parsons odkrył mgławice spiralne.
1864 William Huggins dołączył do teleskopu spektroskop i uzyskał widmo mgławicy; początek astronomii spektralnej (widmowej) - astrofizyki.
1877 Edward Charles Pickering rozpoczął, trwający w latach 1877-1919, program nieustającego fotograficznego przeglądu nieba; powstaje katalog Drapera.
1888 Isaac Roberts wykonał fotografię Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (M31) ukazujące jej spiralną strukturę, pierwszy raz w historii.
1899 Julius Scheiner wykonał fotografię widma mgławicy w Andromedzie (M31); wyglądało jak widmo światła wyemitowanego przez ogromne zbiorowisko gwiazd (widmo typu gwiazdowego); wniosek: M31 nie jest chmurą gazu ale zbiorowiskiem gwiazd.
1899 James Edward Keeler wykonał kilka zdjęć mgławicy spiralnej M51; rusza amerykański program badań mgławic spiralnych!
1912 Henrietta Swan Leavitt odkryła, pracując nad katalogiem Drapera, zależność pomiędzy okresem zmienności cefeid a ich jasnością absolutną; cefeidy stały się świecami standardowymi do pomiarów odległości we Wszechświecie.
1912 Vesto Melvin Slipher uzyskał spektrograf Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (M31); obserwowane przesunięcie linii widmowych wskazuje na to, że mgławica w Andromedzie zbliża się do Ziemi z szybkością 300 km/s.
1915 Albert Einstein publikuje swoją relatywistyczną teorię grawitacji: Ogólną Teorię Względności (OTW).
1916 George Frederic Paddock stwierdził, że wyraźna przewaga prędkości dodatnich mgławic spiralnych wskazuje, iż mgławice te oddalają się nie tylko od obserwatora, ale i od siebie, zatem mierzone prędkości radialne mgławic nie są jedynie odbiciem ruchu naszej Galaktyki względem tych mgławic, ale stanowią również przejaw ich oddalania się od nas; do równania na prędkość Słońca względem mgławic spiralnych wprowadził analogiczny czynnik K odpowiedzialny za rejestrowaną ucieczkę tych mgławic; czynnik ten pojmowany był jako pewne teoretyczne wyrażenie wyróżniające w ramach prędkości radialnych gwiazd i mgławic tzw. składową ucieczki.
1917 Albert Einstein uzyskuje kosmologiczne rozwiązanie równań OTW opisujące wypełniony materią wszechświat zmieniający swoje rozmiary; wprowadzona ze względów filozoficznych stała kosmologiczna przekształca go w model statyczny.
1917 Willem de Sitter uzyskał kosmologiczne rozwiązanie równań OTW zakładając, że stała kosmologiczna jest dodatnia, a gęstość materii równa zero; według tego modelu Wszechświat rozszerza się w sposób wykładniczy (gwałtowny), bez początku i bez końca. Wszechświat bez materii, w którym cząstki próbne oddalają się od siebie.
1919 Harlow Shapley i Martha B. Shapley zauważyli korelację jasności i przesunięcia ku czerwieni: "Prędkość mgławicy spiralnej jest uzależniona w pewnym stopniu od jasności obserwowanej, co wskazuje na zależność prędkości od odległości lub ewentualnie do masy.".
1922 Carl Wilhelm Wirtz na podstawie danych 29 prędkości radialnych mgławic spiralnych stwierdza, że galaktyki które są najbliższe lub najbardziej masywne mają najmniejsze przesunięcia ku czerwieni (najmniejsze prędkości radialne).
1922 Carl Wilhelm Wirtz na podstawie danych 29 prędkości radialnych mgławic spiralnych stwierdza, że galaktyki które są najbliższe lub najbardziej masywne mają najmniejsze przesunięcia ku czerwieni (najmniejsze prędkości radialne).
1922 Aleksandr Aleksandrowicz Friedman przedyskutował formalną możliwość istnienia wielu kosmologicznych rozwiązań równań OTW; wprowadził koncepcję ekspandującego wszechświata zawierającego materię.
1923 Edwin Powell Hubble dostrzega pierwszą gwiazdę zmienną (cefeidę) w mgławicy spiralnej w Andromedzie (M31): pierwsza gwiazda zmienna dostrzeżona w mgławicy spiralnej.
1923-1925 Georges Henri Joseph Édouard Lemaître spędza trzy lata na stypendium w trzech uczelniach. Pierwszy rok w University of Cambridge współpracując z Arthurem Eddingtonem. Drugi rok w Harvard College Obserwatory w Cambridge, Massachusets, współpracując z Harlowem Shapley'em nad problemem mgławic spiralnych. Trzeci rok w Massachusetts Institute od Technology współpracując z Edwinem Hubble i Vesto Slipherem. Pierwszy z nich mierzył odległości do mgławic wykorzystując Cefeidy jako świece standardowe. Drugi z nich mierzył prędkości radialne na podstawie przesunięć linii widmowych ku czerwieni.
1924 Aleksandr Aleksandrowicz Friedmann pokazał, że w ramach OTW uzyskać można modele wszechświata z dodatnią, zerową i ujemną krzywizną.
1924 Carl Wilhem Wirtz wykorzystując obserwacje 42 galaktyk stwierdza, że nie ulega wątpliwości, że dodatnie prędkości radialne mgławic spiralnych wzrastają znacząco ze wzrostem odległości. Założył, że średnice galaktyk mogą być przyjmowane jako "standardowe linijki" i znalazł pewne korelacje między prędkością i średnicą. Nie wymienił zbioru galaktyk wykorzystanego w badaniach, ani nie przedstawił żadnych wykresów. Nie przedstawił absolutnej kalibracji odległości.
1924 William M. Smart przeprowadził wnikliwe analizy różnych metod wyznaczania ruchów mgławic; w wyniku uznał, że obserwowane prędkości radialne mgławic dobrze uzasadniają fakt ich ucieczki od Galaktyki; rozbieganie się więc mgławic spiralnych jawi się jako ogólne zjawisko astronomiczne.
1924 Knut Emil Lundmark zauważa, że przesunięcia ku czerwieni małych (prawdopodobnie odległych) galaktyk spiralnych, są większe galaktyk o większych rozmiarach. Na podstawie dostępnych danych próbował wykreślić zależność prędkości radialnych od odległości. Sądził, że istnieje związek między tymi wielkościami stwierdził, jednak że dostępne dane nie pozwalają określić jaki jest ten związek.
1925, czerwiec, Gustaf Strömberg opublikował złożony do druku w listopadzie 1924 roku artykuł przedstawiający dyskusję prędkości radialnych mgławic pozagalaktycznych i gromad kulistych. W pracy zamieszcza tabelę z 43 zmierzonymi przez Vesto Sliphera prędkościami radialnymi mgławic. Na podstawie dostępnych danych Strömberg spróbował poszukać zależności łączącej odległość i prędkość radialną mgławic. We wnioskach stwierdza jednak, że nie ma podstaw do stwierdzenia iż rzeczywiści istnieje zależność liniowa (przewidywana dla modelu de Sittera) prędkości radialnej od odległości ("For the nebulae, the correlation coefficient is only +0,54."). Założył, że jasności absolutne galaktyk są "świecami standardowymi". Nie znalazł żadnej istotnej korelacji pomiędzy prędkością i jasnością obserwowaną.
1925, czerwiec, Knut Emil Lundmark opublikował artykuł, w którym wykorzystał obie informacje o średnicy i jasności do oszacowania odległości galaktyk, łącząc w ten sposób podejście "standardowej linijki" i podejście "standardowej świeczki". Wykorzystywał różne metody do oceny odległość (gwiazdy nowe, metoda Opika) aby ustalić skalę odległości. Znalazł relację pomiędzy odległością i prędkością w postaci wielomianu stopnia drugiego z dużą wartością stałej wolnej. (Uwaga: oceny odległości na podstawie jasności obserwowanych to kompletny bałagan.).
1926, grudzień, Edwin Hubble opublikował złożony do druku we wrześniu 1926 roku artykuł przedstawiający dyskusję własności mgławic pozagalaktycznych. Omawia bardzo szeroko morfologię mgławic, ich (obserwowane?) jasności i średnice. W obszernym liczącym kilkadziesiąt stron artykule nie porusza problemu odległości do mgławic; nie publikuje żadnych danych. Nie wiemy zatem jakimi danymi dysponował wówczas Hubble.
1927 Georges Henri Joseph Édouard Lemaître w swojej rozprawie doktorskiej szacuje wiek Wszechświata: 14,2 miliarda lat. Zadziwiające, że na podstawie ówczesnych danych oszacował długość wieku różniącą się jedynie 3% od współcześnie wyznaczonego wieku Wszechświata.
1927 Georges Henri Joseph Édouard Lemaître wywodzi tempo ekspansji Wszechświata i wyjaśnia tę ekspansję w ramach Ogólnej Teorii Względności; jako pierwszy porównał obserwacje przesunięć ku czerwieni w widmach galaktyk z teorią kosmologiczną; dostępne wyniki obserwacji prędkości radialnych mgławic spiralnych wskazują na liniową zależność prędkości od odległości. Lemaître jest pierwszym, który zinterpretował dane astronomiczne dotyczące przesunięć linii widmowych ku czerwieni jako element modelu z dodatnią krzywizną, w którym model powoli rozszerza się od stanu równowagi w jakiej znajduje się wszechświat Einsteina (wypełniony materią) przy t = -∞. Lemaître wykorzystał opublikowaną przez Gustafa Strömberga w 1925 roku tabelę zawierającą wartości prędkości radialnych 42 mgławic spiralnych i gromad kulistych (!). Na podstawie obserwowanych wielkości gwiazdowych m obliczył odległości do mgławic r wykorzystując opublikowaną przez Hubble'a w 1926 roku zależność logr = 0,2m+4,04. (Lemaître nie cytuje żadnej dokładnie pomierzonej odległości do mgławic/mgławicy. Wykorzystał zapewne jasności obserwowane co mogło być źródłem błędu. Nie mógł użyć jasności absolutnych koniecznych do wyznaczenia odległości ze związku okres-jasność dla cefeid ponieważ nikt wówczas nie posiadał takich danych.) W zależności od sposobu grupowania danych Lemaître  otrzymał dwie wartości parametru opisującego tempo rozszerzania się Wszechświata: 625 (km/s)/Mpc i 575 (km/s)/Mpc. Lemaître zdawał sobie sprawę z dużej niedokładności swoich szacunków i otrzymane wartości parametru uważał za obciążone dużym błędem. W publikacji Lemaître'a po raz pierwszy użyto określenia "ekspansja wszechświata" do mgławic pozagalaktycznych. Lemaître nie powołał się na wcześniejsze publikacje Friedmanna. Nie przeczytał ich zapewne dlatego, że nie znał niemieckiego a w tym języku ukazały się artykuły Friedmanna. W archiwum Lemaître'a zachował się odręczny rysunek wykonany na papierze milimetrowym, który jest najstarszym wykonanym ludzką ręką graficznym przedstawieniem ewolucji Wszechświata. Czapki z głów, to jest historia! Marzy mi się kopia tego rysunku powieszona na ścianie pokoju! Lemaître zakłożył, że jasności galaktyk są "świecami standardowymi". Używał opublikowanej przez Hubble'a w 1926 roku kalibracji, ale ignorował jego zastrzeżenia dotyczące założenia o świecach standardowych. Zakładał liniową zależność pomiędzy prędkością i odległością. Dokonał pierwszego szacunku nachylenia linii (stałej Hubble'a; 625 (km/s)/Mpc).
1928 Howard Percy Robertson w dużej mierze powtarza analizę Lemaître'a i jako drugi dokonał oszacowania nachylenia linii (stałej Hubble'a; 463 (km/ s)/Mpc).
1928, wrzesień 5-13, Edwin Powell Hubble, uczestniczył w trzecim kongresie Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) organizowanym w Leiden, Holandia. Usłyszał tam, że kilku uczestników kongresu sugerowało, iż słabsze mgławice są bardziej odległe i mają większe przesunięcie ku czerwieni co potwierdza model de Sittera. Postanowił to sprawdzić tzn. postanowił zweryfikować model de Sittera na podstawie obserwacji prędkości radialnych i odległości mgławic spiralnych,
1929 Edwin Powell Hubble i Milton Humason powtórzyli pracę Lemaître i na podstawie zasadniczo tych samych danych uzyskują podobne wyniki. Wyniki te uważali za obserwacyjne potwierdzenie modelu de Sittera. Nie dyskutowali możliwości ekspansji Wszechświata. W pracy piszą, że w chwili publikacji znanych jest 46 prędkości radialnych dla mgławic spiralnych. Wykorzystali jednak tylko 24 wartości, dla których potrafili z zadowalającym zaufaniem wyznaczyć odległości: (1) 7 mgławic dla których wyznaczyli odległości z dużym zaufaniem (zależność okres-jasność dla cefeid), (2) 13 mgławic dla których wyznaczono odległości z mniejszym zaufaniem przyjmując założenie o jednakowej jasności podobnych obiektów, (3) cztery mgławice z gromady w Pannie. Hubble założył, że najjaśniejsze gwiazdy w mgławicach spiralnych późnego typu mogą być świecami "standardowymi". (Dodatkowo, dla gromady w Pannie, założył, że funkcja jasności galaktyk w gromadzie odpowiada funkcji jasności pobliskich galaktyk pola.) Użył własnych pomiarów odległości do 7 pobliskich galaktyk aby skalibrować jasność najjaśniejszej gwiazdy w galaktyce. Określił liniową zależność pomiędzy prędkością i odległością. Jako trzeci oszacował nachylenie linii (stałej Hubble'a; 500 (km/s)/Mpc).
1930 Willem de Sitter omawia ponownie zasadniczo te same dane i analizując je bardziej dokładnie znowu znajduje ten sam rezultat.
1930, styczeń 10, w Londynie odbyło się spotkanie Royal Astronomical Society, na którym Eddington i de Sitter próbowali zinterpretować dane dotyczące ucieczki galaktyk. Rozważali dwa dyskutowane wówczas modele kosmologiczne, Einsteina (A) i de Sittera (B). Niestety nie doszli do rozsądnych wniosków. Eddington zasugerował, że przyczyna może leżeć w tym, że rozważano tylko statyczne modele Wszechświata.
1930, Georges Henri Joseph Édouard Lemaître przeczytał sprawozdanie ze styczniowego spotkania Royal Astronomical Society i zrozumiał, że Eddington i de Sitter dyskutowali nad problemem, który on rozwiązał już w 1927 roku. Napisał o tym list do Eddingtona przypominając mu o wysłanej w 1927 roku kopii artykułu i prosząc o przesłanie jej także do de Sittera. Eddington był wówczas najbardziej wpływowym astronomem i w kolejnych latach odegrał bardzo znaczącą rolę w propagowaniu koncepcji Lemaître'a. Wysłał kopie pracy Lemaître'a do de Sittera i Shapley'a.
1930, maj, Arthur Eddington opublikował w Monthly Notices of the Royal Astronomical Society długi komentarz, zatytułowany On the instability of Einstein's spherical world, do artykułu Lemaître’a z 1927 roku, w którym opisał ten ostatni jako "genialne rozwiązanie" nierozstrzygniętych problemów kosmologii. .
1931, marzec, dzięki wpływowi Eddingtona w czasopiśmie Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ukazało się angielskie tłumaczenie pracy Lemaître'a z 1927 roku. Tłumacząc pracę na angielski Lemaître'a odświeżył i uaktualnił swoją wcześniejszą publikację. Między innymi dodał referencję do pracy Friedmanna z 1922 roku a przede wszystkim usunął swoje wyprowadzenie wartości współczynnika opisującego tempo ekspansji Wszechświata nazywanego teraz stałą Hubble'a. Koncepcja ekspandującego Wszechświata zaczęła być coraz szerzej akceptowana jako zgodna z ogólną teorią względności i wynikami obserwacji astronomicznych.
1931 Edwin Powell Hubble i Milton Humason uzyskali 40 nowych prędkości radialnych, które pozwalają rozszerzyć pomierzone przesunięcia ku czerwienie do gromady w gwiazdozbiorze Lwa z przesunięciem ku czerwieni z 19600 km/s. To potwierdza rzeczywistość liniowej zależności prędkości od odległości do galaktyk i usuwa wszelkie wątpliwości.
1932, 15 marca, Albert Einstein i Willem de Sitter opublikowali wspólny artykuł, w którym zgodzili się, że dostępne dane obserwacyjne pozwalają określić gęstość wszechświata, wskazują na jego ekspansję jednak nie potwierdzają zakrzywienia przestrzeni.
1965 Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson, podczas obserwacji radiowych tła nieba w zakresie długości fali ok. 3 cm, wykryli istnienie "cieplnego promieniowania", odpowiadającego temperaturze równej 3 K; odkrycie mikrofalowego promieniowania tła potwierdzającego istnienie w historii Wszechświata etapu gwałtownej ekspansji przestrzeni wypełnionej gorącym promieniowaniem i materią.

Teraz już wiemy, że Wszechświat ekspanduje to znaczy, że ma w nim miejsce specyficzny rodzaj wzajemnego oddalania się galaktyk w przestrzeni bez zmiany ich położenia względem (współporuszającej się) siatki współrzędnych.

© Zbigniew Sekulski