Galaktikad ja laienev universum
Einstein rakendas peaaegu kohe oma gravitatsiooniteooriat kogu universumis tervikuna, avaldades oma esimese kosmoloogilise paberi 1917. aastal. Kuna ta polnud hiljuti astronoomia alal tehtud tööga hästi kursis, eeldas ta, et universum oli staatiline ja muutumatu. Einstein arvas, et mateeria jaotub universumis ühtlaselt, kuid ta ei suutnud oma väljavõrranditele staatilist lahendust leida. Probleem oli selles, et universumi kõigi asjade vastastikune gravitatsioon kipuks universumi kokku tõmbama. Seetõttu võttis Einstein kasutusele täiendava termini, mis sisaldab tegurit Λ, „kosmoloogilist konstanti“. Uus termin andis universaalse kosmilise tõrjuva jõu, mis võis gravitatsiooni mõjule vastu hakata toimima suurtest vahemaadest. Kui ta hiljem universumi laienemisest teada sai, kirjeldas Einstein kosmoloogilist konstanti oma karjääri suurimaks veaks. (Kuid kosmoloogiline konstant on tagasi tunginud 20. sajandi lõpu ja 21. sajandi kosmoloogiasse. Isegi siis, kui Einstein eksis, oli ta sageli millegi sügava peal.)
Einsteini staatiline lahendus kujutas piiratud ruumalaga universumit, millel polnud servi, kuna ruum oli iseenesest tagasi kõverdatud. Seega võiks kujuteldav rändur reisida igavesti sirgjooneliselt ega jõua kunagi universumi servani. Ruumil on positiivne kumerus, nii et kolmnurga nurgad ulatuvad üle 180 °, ehkki ülejääk ilmneb ainult piisava suurusega kolmnurkades. (Hea kahemõõtmeline analoogia on Maa pind. See on pindalaliselt piiratud, kuid sellel pole serva.)
20. sajandi alguses uskusid enamik professionaalseid astronoome, et Linnutee on põhimõtteliselt sama asi kui nähtav universum. Vähemus uskus saareuniversumite teooriasse - spiraalsed udud on tohutult tähesüsteemid, võrreldavad Linnuteega ja on laiali laiali kosmoses, nende vahel on tohutud tühjad vahemaad. Üks vastuväide saare-universumi teooriale oli see, et Linnutee tasapinna ehk niinimetatud vältimise tsooni lähedal on näha väga vähe spiraale. Seega peavad spiraalid kuidagi kuuluma Linnutee süsteemi. Kuid Ameerika astronoom Heber Curtis juhtis tähelepanu sellele, et mõned spiraalid, mida saab vaadata äärepealt, sisaldavad ilmselgelt tohutul hulgal tolmu nende „ekvatoriaaltasandites”. Võib ka eeldada, et Linnuteel on kogu lennukis suures koguses tolmu, mis selgitaks, miks palju hämaraid spiraale seal ei näe; nähtavust varjatakse madalatel galaktilistel laiuskraadidel lihtsalt. 1917. aastal leidis Curtis oma spiraalide fotodelt ka kolm novat; nende novade nõrkus tähendas, et spiraalid olid Linnuteest väga kaugel.
Universumi staatiline iseloom sai peagi väljakutse. Aastal 1912 oli Ameerika astronoom Vesto M. Slipher Arizona Lowelli observatooriumis hakanud mõõtma spiraalsete udude radiaalset kiirust. Esimene spiraal, mida Slipher uuris, oli Andromeda udukogu, mis osutus siniseks - see tähendab Linnutee poole liikumiseks - lähenemiskiirusega 300 km (200 miili) sekundis, mis on suurim kiirus, mida iial on taevakehade korral mõõdetud. kuni selle ajani objekt. 1917. aastaks oli Slipheril radiaalsuunaline kiirus 25 spiraali jaoks, mõned koguni 1000 km (600 miili) sekundis. Sellise kiirusega liikuvad objektid vaevalt kuulusid Linnutee alla. Ehkki mõned neist olid sinise nihkumisega, oli valdav enamus punaselt nihutatud, mis vastas liikumisele Linnuteest. Astronoomid ei teinud siiski kohe järeldust, et universum laieneb. Kuna Slipheri spiraalid ei olnud taeva ümber ühtlaselt jaotunud, kasutasid astronoomid andmeid, et proovida tuletada Päikese kiirust spiraalide süsteemi suhtes. Suurem osa Slipheri spiraalidest olid Linnutee ühel pool ja taanduvad, mõned aga teisel pool ja lähenesid. Slipheri jaoks oli Linnutee ise spiraal, liikudes suurema spiraalivälja suhtes.
1917. aastal leidis Hollandi matemaatik Willem de Sitter veel ühe Einsteini omast erineva väljavõrrandite näiliselt staatilise kosmoloogilise lahenduse, mis näitas korrelatsiooni kauguse ja punanihke vahel. Ehkki polnud selge, kas de Sitteri lahendus võiks universumit kirjeldada, kuna sellel polnud ainet, motiveeris see siiski astronoome otsima suhet distantsi ja punanihke vahel. 1924. aastal avaldas Rootsi astronoom Karl Lundmark empiirilise uurimuse, mis andis spiraalide vahemaade ja kiiruste vahel umbes lineaarse seose (ehkki palju hajumist). Raskus oli vahemaade piisava täpsusega tundmises. Lundmark kasutas selle udukogu vahemaa kindlaksmääramiseks Andromeda udus täheldatud novasid, eeldades, et neil novadel on sama keskmine absoluutne heledus nagu Linnutee novadel, mille kaugused olid peaaegu teada. Kaugemate spiraalide puhul tugines Lundmark töötlemata eeldustele, et neil spiraalidel peab olema sama läbimõõt ja heledus kui Andromeda udul. Seega toimisid novaad standardküünaldena (see tähendab määratletud heledusega objekte) ning kaugemate spiraalide korral said spiraalid ise tavalise küünla.
Teoreetiliselt uuris vene matemaatik Aleksandr Friedmann aastatel 1922–1924 Einsteini võrrandite mittestaatilisi kosmoloogilisi lahendusi. Need läksid Einsteini mudelist kaugemale, võimaldades universumi laienemist või kokkutõmbumist ja kaugemale de Sitteri mudelist, võimaldades universumil sisaldada ainet. Friedmann tutvustas ka negatiivse kumerusega kosmoloogilisi mudeleid. (Negatiivselt kõverdatud ruumis moodustavad kolmnurga nurgad vähem kui 180 °.) Friedmanni lahendustel oli väike vahetu mõju, osaliselt tema varase surma tõttu 1925. aastal ja osaliselt seetõttu, et ta polnud oma teoreetilist tööd sidunud astronoomiliste vaatlustega. Ei aidanud ka see, et Einstein avaldas märkuse, milles väitis, et Friedmanni 1922. aasta paber sisaldab põhjalikku viga; Einstein võttis selle kriitika hiljem tagasi.
