Galakser og det ekspanderende universet
Einstein anvendte nesten umiddelbart sin gravitasjonsteori på universet som en helhet og publiserte sin første kosmologiske artikkel i 1917. Fordi han ikke var godt kjent med nyere arbeid innen astronomi, antok han at universet var statisk og uforanderlig. Einstein antok at materien var fordelt jevnt over hele universet, men han kunne ikke finne en statisk løsning på feltligningene. Problemet var at den gjensidige gravitasjonen av alt materiellet i universet hadde en tendens til å gjøre at universet trekker seg sammen. Derfor introduserte Einstein et tilleggsuttrykk som inneholder en faktor Λ, den "kosmologiske konstanten." Det nye uttrykket ga en universell kosmisk frastøtende kraft, som kunne virke på store avstander for å motvirke virkningene av tyngdekraften. Da han senere fikk vite om utvidelsen av universet, beskrev Einstein den kosmologiske konstanten som den største bommelen i karrieren. (Men den kosmologiske konstanten har snek seg tilbake til slutten av 1900-tallet og det 21. århundre. Kosmologien. Selv når Einstein tok feil, var han ofte inne på noe dyptgående.)
Einsteins statiske løsning representerte et univers med endelig volum, men uten kanter, som plass buet tilbake på seg selv. Dermed kunne en tenkt reisende reise for alltid i en rett linje og aldri komme til en kant av universet. Plassen har positiv krumning, så vinklene i en trekant legger opp til mer enn 180 °, selv om overskuddet bare vil fremgå i trekanter av tilstrekkelig størrelse. (En god todimensjonal analogi er jordens overflate. Den er begrenset i området, men har ingen kant.)
På begynnelsen av 1900-tallet trodde de fleste profesjonelle astronomer fremdeles at Melkeveien i hovedsak var den samme tingen som det synlige universet. Et mindretall trodde på en teori om øyaunivers - at spiralnebulene er enorme stjernesystemer, sammenlignbare med Melkeveien, og er spredt gjennom verdensrommet med store tomme avstander mellom dem. En innvending mot øya-universitetsteorien var at svært få spiraler sees nær flyet på Melkeveien, den såkalte Zone of Understanding. Dermed må spiralene på en eller annen måte være en del av Melkeveisystemet. Men den amerikanske astronomen Heber Curtis påpekte at noen spiraler som kan sees på kant selvfølgelig inneholder enorme mengder støv i deres “ekvatoriale” plan. Man kan også forvente at Melkeveien vil ha store mengder støv i hele planet, noe som vil forklare hvorfor mange svake spiraler ikke kan sees der; synligheten skjules ganske enkelt ved lave galaktiske breddegrader. I 1917 fant Curtis også tre novaer på sine fotografier av spiraler; besvimelsen av disse novene antydet at spiralene var i stor avstand fra Melkeveien.
Universets statiske karakter ble snart utfordret. I 1912, ved Lowell-observatoriet i Arizona, hadde den amerikanske astronomen Vesto M. Slipher begynt å måle de radielle hastighetene til spiralnebler. Den første spiralen som Slipher undersøkte var Andromeda-tåken, som viste seg å være blåskiftet - det vil si å bevege seg mot Melkeveien - med en hastighet på tilnærming på 300 km (200 miles) per sekund, den største hastigheten som noen gang er målt for noen himmel objekt fram til den tiden. I 1917 hadde Slipher radiale hastigheter for 25 spiraler, noen så høye som 1000 km (600 miles) per sekund. Gjenstander som beveger seg i slike hastigheter kunne knapt tilhøre Melkeveien. Selv om noen få var blåskiftet, ble det overveldende flertallet rødskiftet, tilsvarende bevegelse bort fra Melkeveien. Astronomer konkluderte imidlertid ikke umiddelbart med at universet ekspanderer. Snarere, fordi Slifers spiraler ikke var jevnt fordelt rundt himmelen, brukte astronomene dataene for å prøve å utlede solens hastighet med hensyn til spiralsystemet. De fleste av Slifers spiraler var på den ene siden av Melkeveien og gikk tilbake, mens noen få var på den andre siden og nærmet seg. For Slipher var Melkeveien i seg selv en spiral, beveget seg med hensyn til et større felt av spiraler.
I 1917 fant den nederlandske matematikeren Willem de Sitter en annen tilsynelatende statisk kosmologisk løsning av feltligningene, forskjellig fra Einsteins, som viste en sammenheng mellom avstand og rødforskyvning. Selv om det ikke var tydelig at de Siters løsning kunne beskrive universet, da det var blottet for materie, motiverte dette astronomene til å lete etter et forhold mellom avstand og rødforskyvning. I 1924 publiserte den svenske astronomen Karl Lundmark en empirisk studie som ga en omtrent lineær sammenheng (dog med mye spredning) mellom avstandene og hastighetene til spiralen. Vanskeligheten var å kjenne avstandene nøyaktig nok. Lundmark brukte novaer som hadde blitt observert i Andromeda-tåken for å etablere avstanden til den tåken ved å anta at disse novene ville ha samme gjennomsnittlige absolutte lysstyrke som novaene i Melkeveien, hvis avstander var omtrent kjent. For fjernere spiraler påkalte Lundmark de rå antagelsene om at disse spiralene måtte ha samme diameter og lysstyrke som Andromeda-tåken. Dermed fungerte novene som standardlys (det vil si objekter med en definert lysstyrke), og for fjernere spiraler ble spiralene selv standardlys.
På den teoretiske siden studerte den russiske matematikeren Aleksandr Friedmann mellom 1922 og 1924 ikke-statiske kosmologiske løsninger på Einsteins ligninger. Disse gikk utover Einsteins modell ved å tillate utvidelse eller sammentrekning av universet og utover de Siters modell ved å la universet inneholde materie. Friedmann introduserte også kosmologiske modeller med negativ krumning. (I et negativt buet rom, legger vinklene på en trekant seg opp til under 180 °.) Friedmanns løsninger hadde liten umiddelbar innvirkning, delvis på grunn av hans tidlige død i 1925 og delvis fordi han ikke hadde koblet sitt teoretiske arbeid med astronomiske observasjoner. Det hjalp ikke at Einstein publiserte en merknad som hevdet at Friedmanns papir fra 1922 inneholdt en grunnleggende feil; Einstein trakk senere denne kritikken.
