Galaxies et univers en expansion
Einstein appliqua presque immédiatement sa théorie de la gravité à l'univers dans son ensemble, publiant son premier article cosmologique en 1917. Comme il ne connaissait pas bien les travaux récents en astronomie, il supposait que l'univers était statique et immuable. Einstein a supposé que la matière était répartie uniformément dans tout l'univers, mais il n'a pas pu trouver de solution statique à ses équations de champ. Le problème était que la gravitation mutuelle de toute la matière dans l'univers tendrait à faire se contracter l'univers. Par conséquent, Einstein a introduit un terme supplémentaire contenant un facteur Λ, la «constante cosmologique». Le nouveau terme a fourni une force de répulsion cosmique universelle, qui pourrait agir à de grandes distances pour contrer les effets de la gravité. Quand il a appris plus tard l'expansion de l'univers, Einstein a décrit la constante cosmologique comme la plus grande erreur de sa carrière. (Mais la constante cosmologique s'est glissée dans la cosmologie de la fin du XXe siècle et du XXIe siècle. Même quand Einstein avait tort, il était souvent sur quelque chose de profond.)
La solution statique d'Einstein représentait un univers de volume fini mais sans bords, comme l'espace recourbé sur lui-même. Ainsi, un voyageur imaginaire pourrait voyager pour toujours en ligne droite et ne jamais arriver à la lisière de l'univers. L'espace a une courbure positive, donc les angles dans un triangle totalisent plus de 180 °, bien que l'excès ne soit apparent que dans des triangles de taille suffisante. (Une bonne analogie bidimensionnelle est la surface de la Terre. Elle a une surface finie mais n'a pas de bord.)
Au début du XXe siècle, la plupart des astronomes professionnels croyaient encore que la Voie lactée était essentiellement la même chose que l'univers visible. Une minorité croyait en une théorie des univers insulaires - que les nébuleuses spirales sont d'énormes systèmes stellaires, comparables à la Voie lactée, et sont dispersées dans l'espace avec de vastes distances vides entre elles. Une objection à la théorie de l'île-univers était que très peu de spirales sont vues près du plan de la Voie lactée, la soi-disant zone d'évitement. Ainsi, les spirales doivent en quelque sorte faire partie du système de la voie lactée. Mais l'astronome américain Heber Curtis a souligné que certaines spirales qui peuvent être vues de front contiennent évidemment d'énormes quantités de poussière dans leurs plans «équatoriaux». On pourrait également s'attendre à ce que la Voie lactée ait de grandes quantités de poussière dans tout son plan, ce qui expliquerait pourquoi de nombreuses spirales sombres ne peuvent pas y être vues; la visibilité est simplement obscurcie aux basses latitudes galactiques. En 1917, Curtis a également trouvé trois novae sur ses photographies de spirales; la faiblesse de ces novae impliquait que les spirales étaient à de grandes distances de la Voie lactée.
Le caractère statique de l'univers fut bientôt remis en question. En 1912, à l'Observatoire Lowell en Arizona, l'astronome américain Vesto M. Slipher avait commencé à mesurer les vitesses radiales des nébuleuses spirales. La première spirale examinée par Slipher était la nébuleuse d'Andromède, qui s'est avérée être décalée - c'est-à-dire se dirigeant vers la voie lactée - avec une vitesse d'approche de 300 km (200 miles) par seconde, la plus grande vitesse jamais mesurée pour n'importe quel céleste objet jusqu'à ce moment. En 1917, Slipher avait des vitesses radiales pour 25 spirales, certaines pouvant atteindre 1 000 km (600 miles) par seconde. Les objets se déplaçant à de telles vitesses pouvaient difficilement appartenir à la Voie lactée. Bien que quelques-uns aient été décalés, la grande majorité a été décalée vers le rouge, correspondant à un mouvement loin de la Voie lactée. Les astronomes n'ont cependant pas immédiatement conclu que l'univers se développait. Au contraire, parce que les spirales de Slipher n'étaient pas uniformément réparties dans le ciel, les astronomes ont utilisé les données pour essayer de déduire la vitesse du Soleil par rapport au système de spirales. La majorité des spirales de Slipher étaient d'un côté de la Voie lactée et s'éloignaient, tandis que quelques-unes étaient de l'autre côté et approchaient. Pour Slipher, la Voie lactée était elle-même une spirale, se déplaçant par rapport à un plus grand champ de spirales.
En 1917, le mathématicien néerlandais Willem de Sitter a trouvé une autre solution cosmologique apparemment statique des équations de champ, différente de celle d'Einstein, qui montrait une corrélation entre la distance et le décalage vers le rouge. Bien qu'il ne soit pas clair que la solution de de Sitter puisse décrire l'univers, car elle était dépourvue de matière, cela a motivé les astronomes à rechercher une relation entre la distance et le décalage vers le rouge. En 1924, l'astronome suédois Karl Lundmark a publié une étude empirique qui donnait une relation à peu près linéaire (mais avec beaucoup de dispersion) entre les distances et les vitesses des spirales. La difficulté était de connaître suffisamment les distances. Lundmark a utilisé des novae qui avaient été observées dans la nébuleuse d'Andromède pour établir la distance de cette nébuleuse en supposant que ces novae auraient la même luminosité absolue moyenne que les novae de la Voie lactée dont les distances étaient approximativement connues. Pour les spirales plus éloignées, Lundmark a invoqué les hypothèses grossières selon lesquelles ces spirales devaient avoir le même diamètre et la même luminosité que la nébuleuse d'Andromède. Ainsi, les novae fonctionnaient comme des bougies standard (c'est-à-dire des objets avec une luminosité définie), et pour les spirales plus éloignées, les spirales elles-mêmes devenaient la bougie standard.
Sur le plan théorique, entre 1922 et 1924, le mathématicien russe Aleksandr Friedmann a étudié des solutions cosmologiques non statiques aux équations d'Einstein. Celles-ci allaient au-delà du modèle d'Einstein en permettant l'expansion ou la contraction de l'univers et au-delà du modèle de Sitter en permettant à l'univers de contenir la matière. Friedmann a également introduit des modèles cosmologiques à courbure négative. (Dans un espace incurvé négativement, les angles d'un triangle totalisent moins de 180 °.) Les solutions de Friedmann ont eu peu d'impact immédiat, en partie à cause de sa mort prématurée en 1925 et en partie parce qu'il n'avait pas lié son travail théorique aux observations astronomiques. Cela n'a pas aidé qu'Einstein ait publié une note affirmant que l'article de Friedmann de 1922 contenait une erreur fondamentale; Plus tard, Einstein a retiré cette critique.
