กาแลกซี่และจักรวาลที่กำลังขยายตัว
Einstein เกือบจะในทันทีใช้ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงของเขากับจักรวาลโดยรวมเผยแพร่กระดาษจักรวาลครั้งแรกของเขาใน 1,917. เพราะเขาไม่คุ้นเคยกับงานล่าสุดในดาราศาสตร์เขาคิดว่าจักรวาลเป็นแบบคงที่และไม่เปลี่ยนแปลง. ไอน์สไตน์สันนิษฐานว่าสสารนั้นมีการกระจายอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งเอกภพ แต่เขาไม่สามารถหาคำตอบสถิตยศาสตร์ของสมการภาคสนาม ปัญหาคือความโน้มถ่วงร่วมกันของสสารทั้งหมดในจักรวาลมีแนวโน้มที่จะทำให้สัญญาจักรวาล ดังนั้นไอน์สไตน์แนะนำคำเพิ่มเติมที่มีปัจจัยΛ, "ค่าคงที่ทางจักรวาล" คำใหม่นี้เป็นแรงผลักดันจักรวาลอันน่าสะพรึงกลัวซึ่งสามารถกระทำในระยะทางไกลเพื่อต่อต้านผลกระทบของแรงโน้มถ่วง เมื่อเขาเรียนรู้เกี่ยวกับการขยายตัวของเอกภพในภายหลังไอน์สไตน์เล่าถึงค่าคงที่ทางจักรวาลว่าเป็นความผิดพลาดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในอาชีพของเขา (แต่ค่าคงที่ทางดาราศาสตร์ได้พุ่งกลับเข้าไปในจักรวาลวิทยาปลายศตวรรษที่ 20 และศตวรรษที่ 21 ถึงแม้ว่า Einstein ผิดเขาก็มักจะเข้าสู่สิ่งที่ลึกซึ้ง)
วิธีการแก้ปัญหาแบบคงที่ของ Einstein เป็นตัวแทนของจักรวาลของปริมาณ จำกัด แต่ไม่มีขอบเป็นพื้นที่โค้งกลับบนตัวเอง ดังนั้นนักเดินทางในจินตนาการสามารถเดินทางไปตลอดกาลเป็นเส้นตรงและไม่เคยมาถึงขอบจักรวาล พื้นที่นั้นมีความโค้งเชิงบวกดังนั้นมุมในรูปสามเหลี่ยมจะเพิ่มขึ้นมากกว่า 180 °แม้ว่าส่วนเกินจะเห็นได้ชัดในรูปสามเหลี่ยมที่มีขนาดเพียงพอ (การเปรียบเทียบสองมิติที่ดีคือพื้นผิวโลกมัน จำกัด ในพื้นที่ แต่ไม่มีขอบ)
ในตอนต้นของศตวรรษที่ 20 นักดาราศาสตร์มืออาชีพส่วนใหญ่ยังเชื่อว่าทางช้างเผือกนั้นเป็นสิ่งเดียวกับเอกภพที่มองเห็นได้ ชนกลุ่มน้อยที่เชื่อในทฤษฎีของจักรวาลบนเกาะ - ว่าเนบิวลาชนิดก้นหอยเป็นระบบดาวขนาดมหึมาเปรียบได้กับทางช้างเผือกและกระจัดกระจายไปทั่วอวกาศด้วยระยะห่างอันกว้างใหญ่ระหว่างพวกมัน หนึ่งในการคัดค้านทฤษฎีเกาะจักรวาลก็คือมีเกลียวน้อยมากที่เห็นใกล้ระนาบของทางช้างเผือกซึ่งเป็นโซนแห่งการหลีกเลี่ยงที่เรียกว่า ดังนั้นเกลียวจะต้องเป็นส่วนหนึ่งของระบบทางช้างเผือก แต่นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันฮีเบอร์เคอร์ติสชี้ให้เห็นว่าวงแหวนบางวงที่สามารถมองเห็นได้อย่างชัดเจนมีฝุ่นจำนวนมากในระนาบ“ เส้นศูนย์สูตร” เราอาจคาดหวังว่าทางช้างเผือกจะมีฝุ่นจำนวนมากตลอดระนาบของมันซึ่งจะอธิบายได้ว่าทำไมไม่สามารถมองเห็นเกลียวสลัวจำนวนมากได้ ทัศนวิสัยถูกบดบังด้วยละติจูดต่ำของกาแลคซี ในปี 1917 เคอร์ติสก็พบโนวาสามรูปในรูปถ่ายเกลียว; ความเลือนลางของโนวาเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าเกลียวอยู่ในระยะทางไกลจากทางช้างเผือก
ตัวละครสถิตของจักรวาลถูกท้าทายในไม่ช้า ในปี 1912 ที่หอดูดาวโลเวลล์ในรัฐแอริโซนานักดาราศาสตร์อเมริกัน Vesto M. Slipher ได้เริ่มทำการวัดความเร็วของรัศมีของเนบิวลาเกลียว เกลียวแรกที่ตรวจสอบ Slipher คือแอนโดรเมดาเนบิวลาซึ่งกลายเป็นสีน้ำเงิน - นั่นคือเคลื่อนไปสู่ทางช้างเผือก - ด้วยความเร็ว 300 กิโลเมตร (200 ไมล์) ต่อวินาทีความเร็วที่ยิ่งใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยวัดได้สำหรับสวรรค์ คัดค้านถึงเวลานั้น ในปี 1917 Slipher มีความเร็วเป็นรัศมี 25 ดวงบางคนสูงถึง 1,000 กิโลเมตร (600 ไมล์) ต่อวินาที วัตถุที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วดังกล่าวอาจเป็นของทางช้างเผือกได้ยาก แม้ว่าจะมีคนไม่กี่คนที่ blueshifted ส่วนใหญ่ที่ครอบงำถูก redshifted สอดคล้องกับการเคลื่อนไหวห่างจากทางช้างเผือก อย่างไรก็ตามนักดาราศาสตร์ไม่ได้สรุปทันทีว่าจักรวาลกำลังขยายตัว แต่เนื่องจากเกลียวของสเปอร์เธอร์ไม่ได้กระจายอย่างสม่ำเสมอรอบ ๆ ท้องฟ้านักดาราศาสตร์จึงใช้ข้อมูลเพื่อพยายามสรุปความเร็วของดวงอาทิตย์เกี่ยวกับระบบของเกลียว เกลียวของ Slipher ส่วนใหญ่อยู่บนอีกด้านหนึ่งของทางช้างเผือกและถอยห่างในขณะที่อีกสองสามคนอยู่ในอีกด้านหนึ่งและเข้ามาใกล้ สำหรับ Slipher ทางช้างเผือกนั้นเป็นเกลียวตัวเองเคลื่อนที่ด้วยความเคารพต่อสนามเกลียวที่มากขึ้น
ใน 1,917 นักคณิตศาสตร์ชาวดัตช์ Willem de Sitter พบอีกวิธีการแก้ปัญหาจักรวาลคงที่เห็นได้ชัดของสมการสนามซึ่งแตกต่างจากของ Einstein ที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางและ redshift. แม้ว่ามันจะไม่ชัดเจนว่าคำตอบของเดอซิทเทอร์สามารถอธิบายจักรวาลได้เนื่องจากมันไร้สสาร แต่ก็กระตุ้นนักดาราศาสตร์ให้มองหาความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางกับระยะทาง ในปี 1924 นักดาราศาสตร์ชาวสวีเดน Karl Lundmark เผยแพร่การศึกษาเชิงประจักษ์ที่ให้ความสัมพันธ์เชิงเส้นคร่าวๆ (แม้ว่าจะมีจำนวนมากกระจาย) ระหว่างระยะทางและความเร็วของเกลียว ความยากในการรู้ระยะทางนั้นแม่นยำเพียงพอ ลุนด์มาร์กใช้โนวาที่เคยพบเห็นในแอนโดรเมดาเนบิวลาเพื่อกำหนดระยะห่างของเนบิวลานั้นโดยสมมติว่าโนวาเหล่านี้จะมีความสว่างสัมบูรณ์เฉลี่ยเท่ากับโนวาในทางช้างเผือกซึ่งระยะทางใกล้เคียงกัน สำหรับเกลียวที่ห่างไกลกว่านี้ลุนด์มาร์กก็อ้างถึงสมมติฐานที่หยาบว่าเกลียวเหล่านั้นจะต้องมีขนาดเส้นผ่าศูนย์กลางและความสว่างเท่ากับแอนโดรเมดาเนบิวลา ดังนั้นโนวาทำหน้าที่เป็นเทียนมาตรฐาน (นั่นคือวัตถุที่มีความสว่างที่กำหนด) และสำหรับเกลียวที่อยู่ไกลออกไปเกลียวก็จะกลายเป็นเทียนมาตรฐาน
ในด้านทฤษฎีระหว่างปี ค.ศ. 1922 ถึง พ.ศ. 2467 นักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซียอเล็กซานเดอร์ฟรีดแมนได้ศึกษาวิธีแก้ปัญหาจักรวาลวิทยาแบบไม่คงที่เพื่อสมการของไอน์สไตน์ สิ่งเหล่านี้เหนือกว่าแบบจำลองของ Einstein โดยอนุญาตให้ขยายหรือหดตัวของเอกภพและเกินกว่าแบบจำลองของ De Sitter โดยอนุญาตให้จักรวาลบรรจุสสาร Friedmann ยังแนะนำแบบจำลองทางดาราศาสตร์ที่มีความโค้งเชิงลบ (ในพื้นที่โค้งลบมุมของรูปสามเหลี่ยมรวมกันน้อยกว่า 180 °) คำตอบของ Friedmann มีผลกระทบเพียงเล็กน้อยส่วนหนึ่งเป็นเพราะความตายครั้งแรกของเขาในปี 2468 และอีกส่วนหนึ่งเพราะเขาไม่ได้เชื่อมโยงงานเชิงทฤษฎีกับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ มันไม่ได้ช่วยให้ไอน์สไตน์ตีพิมพ์บันทึกที่อ้างว่ากระดาษของ Friedmann ในปี 1922 มีข้อผิดพลาดพื้นฐาน ไอน์สไตน์ถอนคำวิจารณ์นี้ออกไปในภายหลัง
