Galassie e universo in espansione
Einstein applicò quasi immediatamente la sua teoria della gravità sull'universo nel suo insieme, pubblicando il suo primo documento cosmologico nel 1917. Poiché non conosceva bene i recenti lavori di astronomia, suppose che l'universo fosse statico e immutabile. Einstein suppose che la materia fosse distribuita uniformemente in tutto l'universo, ma non riuscì a trovare una soluzione statica alle sue equazioni di campo. Il problema era che la gravitazione reciproca di tutta la materia nell'universo tendeva a far contrarre l'universo. Pertanto, Einstein ha introdotto un termine aggiuntivo contenente un fattore Λ, la "costante cosmologica". Il nuovo termine forniva una forza repulsiva cosmica universale, che poteva agire a grandi distanze per contrastare gli effetti della gravità. Quando in seguito venne a conoscenza dell'espansione dell'universo, Einstein descrisse la costante cosmologica come il più grande errore della sua carriera. (Ma la costante cosmologica si è insinuata nella cosmologia della fine del XX e XXI secolo. Anche quando Einstein aveva torto, spesso si trovava su qualcosa di profondo.)
La soluzione statica di Einstein rappresentava un universo di volume finito ma senza bordi, poiché lo spazio si curvava su se stesso. Pertanto, un viaggiatore immaginario potrebbe viaggiare per sempre in linea retta e non arrivare mai ai margini dell'universo. Lo spazio ha una curvatura positiva, quindi gli angoli in un triangolo si sommano a più di 180 °, sebbene l'eccesso sia evidente solo in triangoli di dimensioni sufficienti. (Una buona analogia bidimensionale è la superficie terrestre. È limitata nell'area ma non ha bordi.)
All'inizio del XX secolo, la maggior parte degli astronomi professionisti credeva ancora che la Via Lattea fosse essenzialmente la stessa cosa dell'universo visibile. Una minoranza credeva in una teoria degli universi insulari: le nebulose a spirale sono enormi sistemi stellari, paragonabili alla Via Lattea, e sono disperse nello spazio con vaste distanze vuote tra loro. Un'obiezione alla teoria dell'universo dell'isola era che si vedono pochissime spirali vicino al piano della Via Lattea, la cosiddetta Zona dell'Evitamento. Pertanto, le spirali devono in qualche modo far parte del sistema della Via Lattea. Ma l'astronomo americano Heber Curtis ha sottolineato che alcune spirali che possono essere viste a margine ovviamente contengono enormi quantità di polvere nei loro piani "equatoriali". Ci si potrebbe anche aspettare che la Via Lattea abbia grandi quantità di polvere lungo il suo piano, il che spiegherebbe perché molte spirali deboli non possono essere viste lì; la visibilità è semplicemente oscurata a basse latitudini galattiche. Nel 1917 Curtis trovò anche tre novae nelle sue fotografie di spirali; la debolezza di queste novae implicava che le spirali fossero a grande distanza dalla Via Lattea.
Il carattere statico dell'universo fu presto sfidato. Nel 1912, presso l'Osservatorio Lowell in Arizona, l'astronomo americano Vesto M. Slipher aveva iniziato a misurare le velocità radiali delle nebulose a spirale. La prima spirale che Slipher esaminò fu la Nebulosa di Andromeda, che si rivelò essere spostata verso il blu - cioè, spostandosi verso la Via Lattea - con una velocità di avvicinamento di 300 km (200 miglia) al secondo, la velocità più grande mai misurata per qualsiasi celeste obiettare fino a quel momento. Nel 1917 Slipher aveva velocità radiali per 25 spirali, alcune alte fino a 1.000 km (600 miglia) al secondo. Gli oggetti che si muovono a tali velocità difficilmente potrebbero appartenere alla Via Lattea. Sebbene alcuni fossero spostati in blu, la stragrande maggioranza era spostata in rosso, corrispondente all'allontanamento dalla Via Lattea. Gli astronomi, tuttavia, non hanno immediatamente concluso che l'universo si sta espandendo. Piuttosto, poiché le spirali di Slipher non erano distribuite uniformemente intorno al cielo, gli astronomi hanno usato i dati per cercare di dedurre la velocità del Sole rispetto al sistema di spirali. La maggior parte delle spirali di Slipher erano su un lato della Via Lattea e si ritiravano, mentre alcuni erano dall'altra parte e si stavano avvicinando. Per Slipher, la Via Lattea era essa stessa una spirale, che si muoveva rispetto a un più ampio campo di spirali.
Nel 1917 il matematico olandese Willem de Sitter trovò un'altra soluzione cosmologica apparentemente statica delle equazioni di campo, diversa da quella di Einstein, che mostrava una correlazione tra distanza e spostamento verso il rosso. Sebbene non fosse chiaro che la soluzione di De Sitter potesse descrivere l'universo, poiché era priva di materia, ciò motivò gli astronomi a cercare una relazione tra distanza e spostamento verso il rosso. Nel 1924 l'astronomo svedese Karl Lundmark pubblicò uno studio empirico che forniva una relazione approssimativamente lineare (sebbene con molta dispersione) tra le distanze e le velocità delle spirali. La difficoltà era nel conoscere le distanze in modo sufficientemente preciso. Lundmark usò le novae che erano state osservate nella nebulosa di Andromeda per stabilire la distanza di quella nebulosa assumendo che queste novae avessero la stessa luminosità assoluta media delle novae nella Via Lattea le cui distanze erano approssimativamente conosciute. Per spirali più distanti, Lundmark ha invocato i rozzi presupposti secondo cui quelle spirali dovevano avere lo stesso diametro e la stessa luminosità della Nebulosa Andromeda. Pertanto, le novae funzionavano come candele standard (cioè oggetti con una luminosità definita), e per spirali più distanti, le spirali stesse diventavano la candela standard.
Dal punto di vista teorico, tra il 1922 e il 1924 il matematico russo Aleksandr Friedmann studiò soluzioni cosmologiche non statiche alle equazioni di Einstein. Questi andarono oltre il modello di Einstein consentendo l'espansione o la contrazione dell'universo e oltre il modello di De Sitter consentendo all'universo di contenere la materia. Friedmann ha anche introdotto modelli cosmologici con curvatura negativa. (In uno spazio negativamente curvo, gli angoli di un triangolo si sommano a meno di 180 °.) Le soluzioni di Friedmann ebbero un impatto immediato poco, in parte a causa della sua morte precoce nel 1925 e in parte perché non aveva collegato il suo lavoro teorico con osservazioni astronomiche. Non aiutò Einstein a pubblicare una nota in cui affermava che l'articolo di Friedmann del 1922 conteneva un errore fondamentale; Einstein in seguito ritirò questa critica.
