Las galaxias y el universo en expansión.
Einstein aplicó casi de inmediato su teoría de la gravedad al universo en su conjunto, publicando su primer artículo cosmológico en 1917. Como no conocía bien el trabajo reciente en astronomía, asumió que el universo era estático e inmutable. Einstein asumió que la materia se distribuía uniformemente en todo el universo, pero no pudo encontrar una solución estática para sus ecuaciones de campo. El problema era que la gravitación mutua de toda la materia en el universo tendería a hacer que el universo se contrajera. Por lo tanto, Einstein introdujo un término adicional que contiene un factor Λ, la "constante cosmológica". El nuevo término proporcionó una fuerza repulsiva cósmica universal, que podría actuar a grandes distancias para contrarrestar los efectos de la gravedad. Cuando más tarde se enteró de la expansión del universo, Einstein describió la constante cosmológica como el mayor error de su carrera. (Pero la constante cosmológica ha vuelto a la cosmología de finales del siglo XX y del siglo XXI. Incluso cuando Einstein estaba equivocado, a menudo se encontraba en algo profundo).
La solución estática de Einstein representaba un universo de volumen finito pero sin bordes, ya que el espacio se curvaba sobre sí mismo. Por lo tanto, un viajero imaginario podría viajar para siempre en línea recta y nunca llegar a un borde del universo. El espacio tiene una curvatura positiva, por lo que los ángulos en un triángulo suman más de 180 °, aunque el exceso sería aparente solo en triángulos de tamaño suficiente. (Una buena analogía bidimensional es la superficie de la Tierra. Es de área finita pero no tiene borde).
A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos profesionales todavía creían que la Vía Láctea era esencialmente lo mismo que el universo visible. Una minoría creía en la teoría de los universos insulares: que las nebulosas espirales son enormes sistemas estelares, comparables a la Vía Láctea, y están dispersos por el espacio con grandes distancias vacías entre ellos. Una objeción a la teoría de la isla-universo fue que se ven muy pocas espirales cerca del plano de la Vía Láctea, la llamada Zona de Evitación. Por lo tanto, las espirales deben ser de alguna manera parte del sistema de la Vía Láctea. Pero el astrónomo estadounidense Heber Curtis señaló que algunas espirales que se pueden ver desde el borde obviamente contienen grandes cantidades de polvo en sus planos "ecuatoriales". También se podría esperar que la Vía Láctea tenga grandes cantidades de polvo en todo su plano, lo que explicaría por qué muchas espirales tenues no se pueden ver allí; la visibilidad simplemente se oscurece en las bajas latitudes galácticas. En 1917 Curtis también encontró tres novas en sus fotografías de espirales; La debilidad de estas novas implicaba que las espirales estaban a grandes distancias de la Vía Láctea.
El carácter estático del universo pronto fue desafiado. En 1912, en el Observatorio Lowell en Arizona, el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher había comenzado a medir las velocidades radiales de las nebulosas espirales. La primera espiral que examinó Slipher fue la Nebulosa de Andrómeda, que resultó ser desplazada hacia el azul, es decir, moviéndose hacia la Vía Láctea, con una velocidad de aproximación de 300 km (200 millas) por segundo, la mayor velocidad jamás medida para cualquier celestial objetar hasta ese momento. Para 1917, Slipher tenía velocidades radiales para 25 espirales, algunas tan altas como 1,000 km (600 millas) por segundo. Los objetos que se mueven a tales velocidades difícilmente podrían pertenecer a la Vía Láctea. Aunque algunos fueron desplazados hacia el azul, la mayoría abrumadora fue desplazada hacia el rojo, lo que corresponde al movimiento lejos de la Vía Láctea. Sin embargo, los astrónomos no concluyeron de inmediato que el universo se está expandiendo. Más bien, debido a que las espirales de Slipher no estaban distribuidas uniformemente alrededor del cielo, los astrónomos usaron los datos para tratar de deducir la velocidad del Sol con respecto al sistema de espirales. La mayoría de las espirales de Slipher estaban a un lado de la Vía Láctea y retrocedían, mientras que unas pocas estaban al otro lado y se acercaban. Para Slipher, la Vía Láctea era en sí misma una espiral, moviéndose con respecto a un campo mayor de espirales.
En 1917, el matemático holandés Willem de Sitter encontró otra solución cosmológica aparentemente estática de las ecuaciones de campo, diferente de la de Einstein, que mostraba una correlación entre la distancia y el desplazamiento al rojo. Aunque no estaba claro que la solución de De Sitter pudiera describir el universo, ya que carecía de materia, esto motivó a los astrónomos a buscar una relación entre la distancia y el desplazamiento al rojo. En 1924, el astrónomo sueco Karl Lundmark publicó un estudio empírico que daba una relación aproximadamente lineal (aunque con mucha dispersión) entre las distancias y las velocidades de las espirales. La dificultad estaba en conocer las distancias con la suficiente precisión. Lundmark usó novas que se habían observado en la Nebulosa de Andrómeda para establecer la distancia de esa nebulosa al suponer que estas novas tendrían el mismo brillo absoluto promedio que las novas en la Vía Láctea cuyas distancias eran aproximadamente conocidas. Para espirales más distantes, Lundmark invocó los supuestos burdos de que esas espirales tenían que tener el mismo diámetro y brillo que la Nebulosa de Andrómeda. Por lo tanto, las novas funcionaban como velas estándar (es decir, objetos con un brillo definido), y para espirales más distantes, las espirales mismas se convirtieron en la vela estándar.
Desde el punto de vista teórico, entre 1922 y 1924, el matemático ruso Aleksandr Friedmann estudió soluciones cosmológicas no estáticas a las ecuaciones de Einstein. Estos fueron más allá del modelo de Einstein al permitir la expansión o contracción del universo y más allá del modelo de De Sitter al permitir que el universo contuviera materia. Friedmann también introdujo modelos cosmológicos con curvatura negativa. (En un espacio curvado negativamente, los ángulos de un triángulo suman menos de 180 °.) Las soluciones de Friedmann tuvieron poco impacto inmediato, en parte debido a su muerte prematura en 1925 y en parte porque no había conectado su trabajo teórico con observaciones astronómicas. No ayudó que Einstein publicara una nota alegando que el artículo de Friedmann de 1922 contenía un error fundamental; Einstein luego retiró esta crítica.
