Galàxies i l’univers en expansió
Einstein va aplicar gairebé immediatament la seva teoria de la gravetat a l’univers en general, publicant el seu primer treball cosmològic el 1917. Com que no coneixia bé els treballs recents en astronomia, va suposar que l’univers era estàtic i invariable. Einstein va assumir que la matèria es distribuïa uniformement per tot l’univers, però no va trobar una solució estàtica a les seves equacions de camp. El problema era que la gravitació mútua de tota la matèria de l’univers tendiria a contraure l’univers. Per tant, Einstein va introduir un terme addicional que conté un factor Λ, la "constant cosmològica". El nou terme proporcionava una força repulsiva còsmica universal, que podia actuar a grans distàncies per contrarestar els efectes de la gravetat. Quan més tard es va assabentar de l’expansió de l’univers, Einstein va descriure la constant cosmològica com la major fallada de la seva carrera. (Però la constant cosmològica s’ha remuntat a la cosmologia de finals del segle XX i del segle XXI. Fins i tot quan Einstein s’equivocava, sovint es trobava en alguna cosa profunda.)
La solució estàtica d’Einstein representava un univers de volum finit però sense arestes, ja que l’espai es corba sobre ell mateix. Així, un viatger imaginari podria viatjar per sempre en línia recta i mai arribar a una vora de l’univers. L'espai presenta una curvatura positiva, de manera que els angles d'un triangle ascendeixen a més de 180 °, tot i que l'excés només seria evident en triangles de mida suficient. (Una bona analogia bidimensional és la superfície de la Terra. És d'àrea finita, però no té vora.)
Al començament del segle XX, la majoria d’astrònoms professionals encara creien que la Via Làctia era essencialment el mateix que l’univers visible. Una minoria creia en una teoria dels universos illencs: que les nebuloses espirals són sistemes estel·lars enormes, comparables a la Via Làctia, i estan dispersos per l'espai amb grans distàncies buides entre elles. Una de les objeccions a la teoria de l’illa-univers va ser que es veuen molt poques espirals a prop del pla de la Via Làctia, l’anomenada Zona d’Evitació. Així, les espirals d’alguna manera han de formar part del sistema de la Via Làctia. Però l'astrònom nord-americà Heber Curtis va assenyalar que algunes espirals que es poden veure de forma contínua contenen, evidentment, grans quantitats de pols en els seus plans "equatorials". També es podria esperar que la Via Làctia tingui grans quantitats de pols en tot el seu pla, cosa que explicaria per què no es poden veure moltes espirals tènues; la visibilitat està simplement enfosquida a les latituds galàctiques baixes. El 1917 Curtis també va trobar tres notícies a les seves fotografies d'espirals; la debilitat d’aquestes novae implicava que les espirals estaven a grans distàncies de la Via Làctia.
El caràcter estàtic de l’univers va ser aviat contestat. El 1912, a l’Observatori Lowell d’Arizona, l’astrònom americà Vesto M. Slipher havia començat a mesurar les velocitats radials de les nebuloses espirals. La primera espiral que va examinar Slipher va ser la Nebulosa d'Andròmeda, que va resultar intensa (és a dir, avançant cap a la Via Làctia) amb una velocitat d'aproximació de 300 km per segon, la velocitat més gran mai mesurada per a qualsevol celestial. objecte fins aquest moment. El 1917 Slipher tenia velocitats radials per a 25 espirals, algunes fins a 1.000 km per segon. Els objectes que es desplacen a aquestes velocitats gairebé no podrien pertànyer a la Via Làctia. Tot i que uns quants van ser desaccelerats, la majoria aclaparadora es va canviar de nou, corresponent al desplaçament de la Via Làctia. Els astrònoms no van concloure, tanmateix, immediatament que l’univers s’està expandint. Més aviat, com que les espirals de Slipher no estaven uniformement distribuïdes al voltant del cel, els astrònoms van utilitzar les dades per intentar deduir la velocitat del Sol respecte al sistema d’espirals. La majoria dels espirals de Slipher estaven a un costat de la Via Làctia i retrocedien, mentre que uns quants eren a l’altra banda i s’acostaven. Per a Slipher, la Via Làctia era per si mateixa una espiral, movent-se respecte a un camp més gran d’espirals.
El matemàtic holandès Willem de Sitter el 1917 va trobar una altra solució cosmològica aparentment estàtica de les equacions de camp, diferent de la d’Einstein, que mostrava una correlació entre la distància i el desplaçament a distància. Tot i que no estava clar que la solució de Sitter pogués descriure l’univers, ja que estava desproveït de matèria, això va motivar als astrònoms a buscar una relació entre la distància i el desplaçament a distància. El 1924, l'astrònom suec Karl Lundmark va publicar un estudi empíric que va proporcionar una relació aproximadament lineal (encara que amb molta dispersió) entre les distàncies i les velocitats de les espirals. La dificultat consistia en conèixer les distàncies amb prou precisió. Lundmark va utilitzar la nova que s'havia observat a la nebulosa d'Andròmeda per establir la distància d'aquesta nebulosa assumint que aquestes novae tindrien la mateixa brillantor absoluta mitjana que la nova de la Via Làctia les distàncies de les quals eren aproximadament conegudes. Per a espirals més allunyats, Lundmark invocava les suposicions crues que aquestes espirals tenien el mateix diàmetre i brillantor que la Nebulosa d'Andròmeda. Així, la novae funcionava com a espelmes estàndard (és a dir, objectes amb una brillantor definida), i per a espirals més allunyats, les espirals mateixes van esdevenir l’espelma estàndard.
Pel costat teòric, entre el 1922 i el 1924, el matemàtic rus Aleksandr Friedmann va estudiar solucions cosmològiques no estàtiques a les equacions d’Einstein. Aquests van anar més enllà del model d’Einstein en permetre l’expansió o la contracció de l’univers i més enllà del model de Sitter, permetent que l’univers contengués matèria. Friedmann també va introduir models cosmològics amb curvatura negativa. (En un espai corbat negativament, els angles d’un triangle se sumen a menys de 180 °.) Les solucions de Friedmann van tenir poc impacte immediat, en part a causa de la seva primera mort el 1925 i en part perquè no havia relacionat el seu treball teòric amb observacions astronòmiques. No va servir que Einstein publicés una nota afirmant que el document de 1922 de Friedmann contenia un error fonamental; Més tard, Einstein va retirar aquesta crítica.
