Sterrenstelsels en het zich uitbreidende universum
Einstein paste zijn zwaartekrachttheorie bijna onmiddellijk toe op het universum als geheel en publiceerde zijn eerste kosmologische paper in 1917. Omdat hij niet goed bekend was met recent werk in de astronomie, nam hij aan dat het universum statisch en onveranderlijk was. Einstein ging ervan uit dat materie uniform door het universum werd verspreid, maar hij kon geen statische oplossing vinden voor zijn veldvergelijkingen. Het probleem was dat de onderlinge gravitatie van alle materie in het universum de neiging zou hebben om het universum te laten samentrekken. Daarom introduceerde Einstein een extra term met een factor Λ, de 'kosmologische constante'. De nieuwe term bood een universele kosmische afstotende kracht, die op grote afstanden kon werken om de effecten van de zwaartekracht tegen te gaan. Toen hij later hoorde van de uitbreiding van het universum, beschreef Einstein de kosmologische constante als de grootste blunder van zijn carrière. (Maar de kosmologische constante is teruggeslopen in de kosmologie van de late 20e en 21e eeuw. Zelfs toen Einstein het bij het verkeerde eind had, was hij vaak op iets diepgaands gericht.)
De statische oplossing van Einstein vertegenwoordigde een universum van eindig volume, maar zonder randen, omdat de ruimte terug naar zichzelf kromde. Zo zou een denkbeeldige reiziger voor altijd in een rechte lijn kunnen reizen en nooit aan een rand van het universum komen. De ruimte heeft een positieve kromming, dus de hoeken in een driehoek bedragen meer dan 180 °, hoewel het overschot alleen zichtbaar zou zijn in driehoeken van voldoende grootte. (Een goede tweedimensionale analogie is het aardoppervlak. Het is eindig in oppervlakte maar heeft geen rand.)
Aan het begin van de 20e eeuw geloofden de meeste professionele astronomen nog steeds dat de Melkweg in wezen hetzelfde was als het zichtbare universum. Een minderheid geloofde in een theorie van eilanduniversa - dat de spiraalnevels enorme sterrenstelsels zijn, vergelijkbaar met de Melkweg, en door de ruimte zijn verspreid met enorme lege afstanden ertussen. Een bezwaar tegen de theorie van het eilanduniversum was dat er maar heel weinig spiralen worden waargenomen in de buurt van het vlak van de Melkweg, de zogenaamde vermijdingszone. De spiralen moeten dus op de een of andere manier deel uitmaken van het Melkwegsysteem. Maar de Amerikaanse astronoom Heber Curtis wees erop dat sommige spiralen die van de rand kunnen worden bekeken, duidelijk enorme hoeveelheden stof bevatten in hun "equatoriale" vlakken. Je zou ook kunnen verwachten dat de Melkweg grote hoeveelheden stof door zijn hele vlak heeft, wat zou verklaren waarom veel zwakke spiralen daar niet te zien zijn; het zicht wordt eenvoudig verduisterd op lage galactische breedtegraden. In 1917 vond Curtis ook drie novae op zijn foto's van spiralen; de zwakheid van deze novae hield in dat de spiralen zich op grote afstand van de Melkweg bevonden.
Het statische karakter van het universum werd al snel op de proef gesteld. In 1912 was de Amerikaanse astronoom Vesto M. Slipher op het Lowell Observatorium in Arizona begonnen met het meten van de radiale snelheden van spiraalnevels. De eerste spiraal die Slipher onderzocht was de Andromedanevel, die blauwverschoven bleek te zijn - dat wil zeggen op weg naar de Melkweg - met een naderingssnelheid van 300 km (200 mijl) per seconde, de hoogste snelheid ooit gemeten voor elke hemel tot die tijd bezwaar maken. Tegen 1917 had Slipher radiale snelheden voor 25 spiralen, sommige wel 1.000 km (600 mijl) per seconde. Voorwerpen die met zulke snelheden bewegen, konden nauwelijks tot de Melkweg behoren. Hoewel een paar blauwverschoven waren, was de overgrote meerderheid roodverschoven, wat overeenkomt met beweging weg van de Melkweg. Astronomen concludeerden echter niet meteen dat het heelal aan het uitbreiden is. Omdat de spiralen van Slipher niet gelijkmatig over de lucht waren verdeeld, gebruikten astronomen de gegevens om te proberen de snelheid van de zon af te leiden ten opzichte van het systeem van spiralen. Het merendeel van de spiralen van Slipher bevond zich aan de ene kant van de Melkweg en trok zich terug, terwijl een paar aan de andere kant naderden. Voor Slipher was de Melkweg zelf een spiraal die zich bewoog met betrekking tot een groter veld van spiralen.
In 1917 vond de Nederlandse wiskundige Willem de Sitter een andere ogenschijnlijk statische kosmologische oplossing van de veldvergelijkingen, anders dan die van Einstein, die een correlatie liet zien tussen afstand en roodverschuiving. Hoewel het niet duidelijk was dat de oplossing van De Sitter het universum kon beschrijven, omdat het geen materie bevatte, motiveerde dit astronomen om een relatie tussen afstand en roodverschuiving te zoeken. In 1924 publiceerde de Zweedse astronoom Karl Lundmark een empirische studie die een grofweg lineaire relatie (hoewel met veel spreiding) gaf tussen de afstanden en snelheden van de spiralen. De moeilijkheid was om de afstanden nauwkeurig genoeg te kennen. Lundmark gebruikte novae die in de Andromedanevel waren waargenomen om de afstand van die nevel te bepalen door aan te nemen dat deze novae dezelfde gemiddelde absolute helderheid zouden hebben als novae in de Melkweg waarvan de afstanden ongeveer bekend waren. Voor verder weg gelegen spiralen beriep Lundmark zich op de ruwe veronderstelling dat die spiralen dezelfde diameter en helderheid moesten hebben als de Andromedanevel. Zo functioneerden de novae als standaardkaarsen (dat wil zeggen objecten met een gedefinieerde helderheid) en voor verder weg gelegen spiralen werden de spiralen zelf de standaardkaars.
Theoretisch gezien bestudeerde de Russische wiskundige Aleksandr Friedmann tussen 1922 en 1924 niet-statische kosmologische oplossingen voor de vergelijkingen van Einstein. Deze gingen verder dan het model van Einstein door expansie of contractie van het universum toe te staan en buiten het model van Sitter door toe te staan dat het universum materie bevatte. Friedmann introduceerde ook kosmologische modellen met negatieve kromming. (In een negatief gekromde ruimte tellen de hoeken van een driehoek op tot minder dan 180 °.) Friedmanns oplossingen hadden weinig onmiddellijke impact, deels vanwege zijn vroege dood in 1925 en deels omdat hij zijn theoretische werk niet had verbonden met astronomische waarnemingen. Het hielp niet dat Einstein een notitie publiceerde waarin hij beweerde dat Friedmanns paper uit 1922 een fundamentele fout bevatte; Einstein trok deze kritiek later in.
