Galaxie a rozšiřující se vesmír
Einstein téměř okamžitě aplikoval svou teorii gravitace na vesmír jako celek, publikoval svůj první kosmologický článek v roce 1917. Protože nebyl dobře seznámen s nedávnou prací v astronomii, předpokládal, že vesmír je statický a neměnný. Einstein předpokládal, že hmota byla rozložena rovnoměrně po celém vesmíru, ale nemohl najít statické řešení svých polních rovnic. Problém byl v tom, že vzájemná gravitace celé hmoty ve vesmíru by měla tendenci uzavřít vesmír. Proto Einstein zavedl další termín obsahující faktor Λ, „kosmologickou konstantu“. Nový termín poskytoval univerzální kosmickou odpudivou sílu, která mohla působit na velké vzdálenosti, aby působila proti účinkům gravitace. Když se později dozvěděl o expanzi vesmíru, Einstein popsal kosmologickou konstantu jako největší omyl své kariéry. (Ale kosmologická konstanta se vkradla zpět do kosmologie na konci 20. a 21. století. I když se Einstein mýlil, byl často na něco hlubokého.)
Einsteinovo statické řešení představovalo vesmír omezeného objemu, ale bez hran, jako prostor zakřivený zpět na sebe. Imaginární cestovatel tak mohl cestovat navždy v přímé linii a nikdy se nedostal na okraj vesmíru. Prostor má kladné zakřivení, takže úhly v trojúhelníku se sčítají až o více než 180 °, i když přebytek by byl patrný pouze v trojúhelnících dostatečné velikosti. (Dobrá dvourozměrná analogie je zemský povrch. Je konečně v oblasti, ale nemá hranu.)
Na začátku 20. století většina profesionálních astronomů stále věřila, že Mléčná dráha byla v podstatě stejná jako viditelný vesmír. Menšina věřila v teorii ostrovních vesmírů - že spirální mlhoviny jsou obrovské hvězdné systémy, srovnatelné s Mléčnou dráhou, a jsou rozptýleny vesmírem s obrovskými prázdnými vzdálenostmi mezi nimi. Jedna námitka proti teorii ostrovního vesmíru byla v tom, že v blízkosti roviny Mléčné dráhy, tzv. Zóny vyhýbání, je vidět jen velmi málo spirál. Proto musí být spirály nějak součástí systému Mléčné dráhy. Americký astronom Heber Curtis však poukázal na to, že některé spirály, které lze na okraji pozorovat, zjevně obsahují obrovské množství prachu ve svých „rovníkových“ rovinách. Dalo by se také očekávat, že Mléčná dráha bude mít ve své rovině velké množství prachu, což by vysvětlovalo, proč tam mnoho neviditelných spirál není vidět; viditelnost je jednoduše zakryta v nízkých galaktických šířkách. V 1917 Curtis také našel tři novy na jeho fotografiích spirály; slabost těchto novinek znamenala, že spirály byly ve velké vzdálenosti od Mléčné dráhy.
Statický charakter vesmíru byl brzy zpochybněn. V roce 1912 na observatoři Lowell v Arizoně začal americký astronom Vesto M. Slipher měřit radiální rychlosti spirálních mlhovin. První spirála, kterou Slipher prozkoumala, byla mlhovina Andromeda, která se ukázala být modře posunutá - tj. Pohybující se k Mléčné dráze - s rychlostí přiblížení 300 km (200 mil) za sekundu, největší rychlostí, jaká byla kdy naměřena pro jakoukoli nebeskou až do té doby. 1917 Slipher měl radiální rychlosti pro 25 spirál, někteří jak vysoce jak 1,000 km (600 mílí) za sekundu. Předměty pohybující se takovou rychlostí by stěží mohly náležet Mléčné dráze. Ačkoli několik z nich bylo přemístěno, drtivá většina byla převedena, což odpovídá pohybu pryč od Mléčné dráhy. Astronomové však okamžitě nedospěli k závěru, že vesmír se rozšiřuje. Spíše, protože Slipherovy spirály nebyly rovnoměrně rozmístěny po obloze, astronomové použili tato data, aby se pokusili odvodit rychlost Slunce s ohledem na systém spirál. Většina Slipherových spirál byla na jedné straně Mléčné dráhy a ustupovala, zatímco několik bylo na druhé straně a blížilo se. Pro Slipher byla Mléčná dráha sama o sobě spirálou, pohybující se s ohledem na větší pole spirál.
V roce 1917 nizozemský matematik Willem de Sitter našel další zjevně statické kosmologické řešení polních rovnic, které se lišilo od Einsteinových, které ukázalo korelaci mezi vzdáleností a červeným posunem. Ačkoli to nebylo jasné, že de Sitterovo řešení mohlo popsat vesmír, protože to bylo bez hmoty, to motivovalo astronomy hledat vztah mezi vzdáleností a redshiftem. V roce 1924 švédský astronom Karl Lundmark publikoval empirickou studii, která dala zhruba lineární vztah (i když se spoustou rozptylu) mezi vzdálenostmi a rychlostmi spirál. Potíž spočívala v dostatečném poznání vzdáleností. Lundmark použil novae, která byla pozorována v mlhovině Andromeda, k určení vzdálenosti této mlhoviny za předpokladu, že tyto novae budou mít stejný průměrný absolutní jas jako novae v Mléčné dráze, jejíž vzdálenosti byly přibližně známy. Pro vzdálenější spirály se Lundmark odvolával na hrubé předpoklady, že tyto spirály musely mít stejný průměr a jas jako mlhovina Andromeda. Novinka tedy fungovala jako standardní svíčky (tj. Objekty s definovaným jasem) a pro vzdálenější spirály se spirály samy staly standardní svíčkou.
Na teoretické stránce studoval ruský matematik Aleksandr Friedmann v letech 1922 až 1924 nestabilní kosmologická řešení Einsteinových rovnic. Tito šli za Einsteinův model tím, že umožnili expanzi nebo kontrakci vesmíru a za De Sitterův model tím, že umožnili vesmíru zadržovat hmotu. Friedmann také představil kosmologické modely se záporným zakřivením. (V negativně zakřiveném prostoru se úhly trojúhelníku sčítají do méně než 180 °.) Friedmannova řešení měla malý okamžitý dopad, částečně kvůli jeho rané smrti v roce 1925 a částečně proto, že svou teoretickou práci nespojil s astronomickými pozorováními. Nepomohlo to, že Einstein zveřejnil poznámku, v níž tvrdí, že Friedmannův dokument z roku 1922 obsahoval zásadní chybu; Einstein později tuto kritiku stáhl.
