Mga Galaxies at ang lumalawak na uniberso
Halos agad na inilapat ni Einstein ang kanyang teoriya ng gravity sa sansinukob sa kabuuan, na inilathala ang kanyang unang kosmolohikong papel noong 1917. Dahil hindi siya pamilyar sa kamakailang gawain sa astronomiya, ipinapalagay niya na ang sansinukob ay static at hindi nagbabago. Ipinagpalagay ni Einstein na ang bagay ay pantay na ipinamamahagi sa buong sansinukob, ngunit hindi siya makakahanap ng isang static na solusyon sa kanyang mga equation sa larangan. Ang problema ay ang mutual gravitation ng lahat ng bagay sa uniberso ay may posibilidad na gawin ang kontrata ng uniberso. Samakatuwid, ipinakilala ni Einstein ang isang karagdagang term na naglalaman ng isang kadahilanan the, ang "kosmolohiko na pare-pareho." Ang bagong termino ay nagbigay ng isang unibersal na puwersa ng repulsive na puwersa, na maaaring kumilos nang napakalaking distansya upang pigilan ang mga epekto ng grabidad. Nang malaman niya kalaunan ang pagpapalawak ng sansinukob, inilarawan ni Einstein ang pare-pareho ng kosmolohiko bilang pinakadakilang pagsabog ng kanyang karera. (Ngunit ang pare-pareho ng kosmolohiko ay bumalik sa huli ika-20 siglo at ika-21 siglo na kosmolohiya. Kahit na si Einstein ay mali, madalas siya ay nasa isang bagay na malalim.)
Ang static solution ni Einstein ay kumakatawan sa isang uniberso ng may hangganan na dami ngunit walang mga gilid, tulad ng puwang na nakabaluktot sa kanyang sarili. Kaya, ang isang haka-haka na manlalakbay ay maaaring maglakbay magpakailanman sa isang tuwid na linya at hindi kailanman dumating sa isang gilid ng uniberso. Ang puwang ay may positibong kurbada, kaya ang mga anggulo sa isang tatsulok ay nagdaragdag ng higit sa 180 °, kahit na ang labis ay makikita lamang sa mga tatsulok ng sapat na sukat. (Ang isang mahusay na two-dimensional na pagkakatulad ay ang ibabaw ng Earth. Ito ay may hangganan sa lugar ngunit walang gilid.)
Sa simula ng ika-20 siglo, ang karamihan sa mga propesyonal na astronomo ay naniniwala pa rin na ang Milky Way ay mahalagang kapareho ng bagay na nakikita ng uniberso. Ang isang minorya ay naniniwala sa isang teorya ng mga unibersidad ng isla - na ang mga spiral nebulae ay napakalaking mga sistema ng bituin, maihahambing sa Milky Way, at nakakalat sa espasyo na may malawak na walang laman na mga distansya sa pagitan nila. Isang pagtutol sa teorya ng isla-uniberso ay ang napakakaunting mga spiral na nakikita malapit sa eroplano ng Milky Way, ang tinaguriang Zone of Pag-iwas. Kaya, ang mga spiral ay dapat na kahit papaano ay maging isang bahagi ng sistema ng Milky Way. Ngunit itinuro ng astronomong Amerikano na si Heber Curtis na ang ilang mga spiral na maaaring matingnan sa sulok-sa malinaw na naglalaman ng malaking halaga ng alikabok sa kanilang mga "ekwador" na eroplano. Inaasahan din ng isang tao na ang Milky Way na magkaroon ng maraming mga alikabok sa buong eroplano nito, na ipaliwanag kung bakit maraming dim dim na mga spiral ay hindi makikita doon; Ang kakayahang makita ay nakatago lamang sa mababang mga galactic latitude. Noong 1917, natagpuan din ni Curtis ang tatlong novae sa kanyang mga litrato ng mga spiral; ang kahinaan ng mga novae na ito ay nagpapahiwatig na ang mga spiral ay nasa malaking distansya mula sa Milky Way.
Ang static na katangian ng uniberso ay hinamon sa lalong madaling panahon. Noong 1912, sa Lowell Observatory sa Arizona, sinimulan ng astronomong Amerikano na si Vesto M. Slipher upang masukat ang mga radial velocities ng spiral nebulae. Ang unang spiral na napagmasdan ni Slipher ay ang Andromeda Nebula, na naging blueshifted - iyon ay, paglipat patungo sa Milky Way — na may bilis ng diskarte na 300 km (200 milya) bawat segundo, ang pinakamalaking bilis na sinukat para sa anumang selestiyal object hanggang sa oras na iyon. Noong 1917, ang Slipher ay mayroong mga bilis ng radial para sa 25 na mga spiral, ang ilan kasing taas ng 1,000 km (600 milya) bawat segundo. Ang mga bagay na gumagalaw sa gayong bilis ay halos hindi mapabilang sa Milky Way. Bagaman ang ilan ay blueshifted, ang labis na karamihan ay na-redhift, na naaayon sa paggalaw palayo sa Milky Way. Ang mga astronomo ay hindi, gayunpaman, agad na nagtapos na ang uniberso ay lumalawak. Sa halip, dahil ang mga spiral ni Slipher ay hindi pantay na ipinamamahagi sa buong kalangitan, ginamit ng mga astronomo ang data upang subukang ibawas ang bilis ng Araw na may paggalang sa sistema ng mga spiral. Ang karamihan sa mga slide ng Slipher ay nasa isang tabi ng Milky Way at lumayo, samantalang ang ilan ay nasa kabilang panig at papalapit. Para sa Slipher, ang Milky Way mismo ay isang spiral, na gumagalaw na may paggalang sa isang mas malaking larangan ng mga spiral.
Noong 1917 Dutch matematika na si Willem de Sitter ay natagpuan ang isa pang tila static na kosmolohikal na solusyon ng mga equation ng larangan, na naiiba sa Einstein's, na nagpakita ng isang ugnayan sa pagitan ng distansya at pag-redshift. Bagaman hindi malinaw na ang solusyon ni de Sitter ay maaaring ilarawan ang uniberso, dahil wala itong bagay, ito ang nag-uudyok sa mga astronomo na maghanap ng isang relasyon sa pagitan ng distansya at pag-redshift. Noong 1924, ang astronomo ng Suweko na si Karl Lundmark ay naglathala ng isang pag-aaral na empirikal na nagbigay ng halos isang guhit na magkakaugnay na (kahit na may maraming pagkalat) sa pagitan ng mga distansya at bilis ng mga spiral. Ang kahirapan ay ang pag-alam ng mga distansya nang tumpak. Ginamit ni Lundmark ang novae na napagmasdan sa Andromeda Nebula upang maitaguyod ang distansya ng nebula na iyon sa pamamagitan ng pag-aakalang ang mga novae ay magkakaroon ng parehong average na ganap na ningning tulad ng novae sa Milky Way na ang mga distansya ay tinatayang kilala. Para sa mga mas malayong mga spiral, hinimok ng Lundmark ang mga pagpapalagay ng krudo na ang mga spiral ay kailangang magkaroon ng parehong diameter at ningning bilang Andromeda Nebula. Kaya, ang novae ay gumana bilang karaniwang kandila (iyon ay, mga bagay na may tinukoy na ningning), at para sa higit na malayong mga spiral, ang mga spiral mismo ay naging karaniwang kandila.
Sa teoretikal na bahagi, sa pagitan ng 1922 at 1924 na taga-matematika na Ruso na si Aleksandr Friedmann ay nag-aral ng mga nonstatic na kosmolohiko na solusyon sa mga equation ni Einstein. Ang mga ito ay lampas sa modelo ni Einstein sa pamamagitan ng pagpapahintulot sa pagpapalawak o pag-urong ng sansinukob at lampas sa modelo ni de Sitter sa pamamagitan ng pagpayag sa kalawakan na maglaman ng bagay. Ipinakilala rin ni Friedmann ang mga kosmolohikong modelo na may negatibong kurbada. (Sa isang negatibong hubog na espasyo, ang mga anggulo ng isang tatsulok ay nagdaragdag ng hanggang sa mas mababa sa 180 °.) Ang mga solusyon ni Friedmann ay walang kaunting epekto, bahagyang dahil sa kanyang maagang pagkamatay noong 1925 at bahagyang dahil hindi niya nakakonekta ang kanyang teoretikal na gawa sa mga obserbasyon sa astronomya. Hindi ito nakatulong na nai-publish ni Einstein ang isang tala na nagsasabing ang papel na 1922 ni Friedmann ay naglalaman ng isang pangunahing error; Kalaunan ay inalis ni Einstein ang pintas na ito.
