1750 – Thomas Wright leírta a galaxisok és a Tejútrendszer alakját, ő használta először a „galaxis” szót.
1755 – Wright megfigyeléseire alapozva Immanuel Kant a galaxisokat csillagok és ködök alkotta forgó korongként képzelte el, amelyet a gravitáció tart össze.
1818 – Friedrich Bessel meghatározza az első csillagtávolságot trigonometrikus parallaxis segítségével. Ez a módszer csak a kb. 300 fényéven belüli csillagok távolságának megállapítására alkalmas.
1845 – Lord Rosse (William Parsons) spirálkarokat vélt megfigyelni egy galaxisban.
1912 – Vesto Melvin Slipher kimutatta, hogy a spirális galaxisok színképvonalai a laboratóriumi hullámhosszakhoz képest a hosszabb hullámhosszú vörös felé tolódnak el.
1910-es évek – Harlow Shapley szisztematikus módszerrel meghatározta a periódus-fényesség reláció nullpontját, és ezzel egy új távolságmérési módszerhez, a cepheida-parallaxishoz jutott. E módszerrel feltérképezte a Tejútrendszert, kimutatta, hogy átmérője tízszerese a korábban gondoltnak, azaz 300 ezer fényév (a ma elfogadott érték 100 ezer fényév).
1920 – Harlow Shapley és Heber Curtis rámutatott arra, hogy az addig felfedezett spirális ködök nem a Tejútrendszerhez tartoznak.
1923–1924Edwin Hubble az Androméda-ködben 12 db, delta cephei típusú csillagot talált, melyek segítségével kimutatta, hogy az Androméda-köd a Tejútrendszeren kívüli objektum, ún. extragalaxis.
1929 – Hubble már elegendő galaxis távolságát ismerte ahhoz, hogy megállapítsa a később róla elnevezett törvényt: a galaxisok a távolságukkal arányos sebességgel távolodnak tőlünk. Hubble ezzel felfedezte a világegyetem tágulását.
1960 – Amikor az első interferometrikus irányméréseket végezték Sandage több olyan objektumot talált (3C 196, 3C 48, 3C 286) ami pontszerű rádióforrásnak mutatkozott. A rádióforrás irányában több halvány, "csillagszerű" objektumot lehetett lefényképezni folytonos színképpel és emissziós spektrumvonalakkal.
1963 – Kinman, majd Kardaser kimutatták, hogy a kvazárok között több változtatja fényességét, a változás periódusa kisebb egy évnél; vagyis a kvazárok mérete kisebb egy fényévnél.
1963 – Oke, majd Greenstein mérései szerint a kvazárok vöröseltolódása igen nagy.