Тензор Эйнштейна показан разложенным слева на тензор Риччи и скаляр Риччи, с добавленным после этого членом космологической постоянной. Если бы эта константа не была включена, то неизбежным следствием стала бы расширяющаяся (или коллапсирующая) Вселенная.
Первая революция была теоретической и началась с Александра Фридмана в 1922 году. Работая с уравнениями поля Эйнштейна, Фридман стал первым человеком, который показал, как Вселенная, равномерно заполненная: материей, излучением, космологической постоянной, и/или любой другой формой энергии, которую вы можете записать, будет развиваться со временем. Во-первых, примечательно отметить, что такая Вселенная будет или должна развиваться со временем; это явно не соответствует тому, что мы наблюдаем. Тем не менее, Фридман не только упорствовал, но и зашел так далеко, что показал, как именно будет развиваться такая Вселенная и какие факторы будут определять ее будущую эволюцию. То, что обнаружил Фридман, было примечательным: набор уравнений, которые связывали, с одной стороны, общее количество материи и энергии, присутствующих с одной стороны, со скоростью, с которой будет меняться расстояние между любыми двумя произвольными точками в пространстве. Я повторю это еще раз немного по-другому, чтобы вы поняли, насколько это важно: если у вас есть материя и/или энергия, присутствующие во Вселенной и равномерно распределенные по ней, то расстояние между любыми двумя точками в пространстве будет меняться со временем, и скорость, с которой это расстояние меняется, напрямую определяется общей плотностью материи и энергии. Другими словами, пространство не может быть статичным в однородно заполненной Вселенной, как изначально придумал Эйнштейн.
Однако уравнения Фридмана не говорят вам, в каком направлении будет изменяться это расстояние: положительном или отрицательном. Другими словами, Вселенная не может оставаться статичной, но у нее есть два варианта того, как она может развиваться: она может расширяться, при этом расстояние между любыми двумя точками увеличивается со временем, или она может сжиматься, при этом расстояние между любыми двумя точками уменьшается со временем. Это происходит все время в физике: у нас есть уравнения, которые управляют тем, как работает Вселенная, но они не дают вам уникальных решений, а скорее несколько (два или более) возможных решений. Математически существует несколько ответов. Но в нашей физической Вселенной есть только один реальный результат, который когда-либо происходит. Как мы можем узнать, какой результат применимо к нашей Вселенной? Вам нужно взглянуть на саму Вселенную и определить, какое из возможных решений на самом деле физически релевантно. Ответ на этот вопрос можно получить, объединив три различных наблюдения. Наблюдения Генриетты Ливитт за соотношением период-светимость для переменных звезд цефеид, которые научили нас, что если вы измеряете, как быстро цефеида периодически становится ярче и тускнеет, вы можете узнать, насколько она ярче. Наблюдения Весто Слайфера за спиральными и эллиптическими туманностями в небе, которые показали - по тому, как смещалась длина волны их света, - что они двигались с невероятно большими скоростями, и со скоростями, которые обычно указывали на движение от нас, а не к нам. И наблюдения Эдвина Хаббла (и его помощника Милтона Хьюмасона) звезд того же самого класса, который исследовал и каталогизировал Ливитт - переменные звезды цефеиды - в других галактиках, которые казались чрезвычайно тусклыми по сравнению с цефеидами в пределах Млечного Пути и Магеллановых Облаков. Как впервые заметил Весто Слайфер еще в 1910-х годах, некоторые из наблюдаемых нами объектов демонстрируют спектральные признаки поглощения или испускания определенных атомов, ионов или молекул, но с систематическим смещением либо к красному, либо к синему концу светового спектра.