Einstein zastanawiał się nad implikacjami swojej nowej teorii dla kosmologii jeszcze zanim ją ukończył. Ogólna teoria względności była przecież teorią przestrzeni i czasu – wszystkiego. Einstein wykazał, że grawitacja – siła napędowa rzeźbiąca kosmiczną architekturę – jest po prostu zniekształceniem geometrii czasoprzestrzeni generowanym przez obecność masy i energii. (Skonstruował równanie pokazujące, jak geometria czasoprzestrzeni, po lewej stronie równania, była określona przez gęstość masy-energii, po prawej stronie). Ponieważ czasoprzestrzeń i masa-energia odpowiadają w zasadzie za wszystko, cały kosmos powinien zachowywać się tak, jak tego wymaga równanie ogólnej teorii względności.
Prawo grawitacji Newtona stwarzało w tym względzie problemy. Jeśli każda masa przyciąga każdą inną masę, jak głosił Newton, to cała materia we wszechświecie powinna była po prostu zwinąć się w jeden wielki kleks. Newton zasugerował, że wszechświat był nieskończony, wypełniony materią, więc przyciąganie do wewnątrz było równoważone przez przyciąganie materii dalej. Nikt jednak nie kupił tego wyjaśnienia. Po pierwsze, wymagało ono naprawdę precyzyjnego ułożenia: Jedna gwiazda nie na miejscu, a równowaga przyciągania znika i wszechświat się zapada. Wymagało to również nieskończonej liczby gwiazd, co uniemożliwiało wyjaśnienie, dlaczego w nocy jest ciemno. (Na każdej linii wzroku przez cały czas znajdowałaby się jakaś gwiazda).
Einstein miał nadzieję, że jego teoria grawitacji rozwiąże kosmiczne paradoksy newtonowskiej grawitacji. Na początku 1917 roku, niecały rok po opublikowaniu pełnej pracy na temat ogólnej teorii, Einstein wygłosił krótki referat w Pruskiej Akademii Nauk, w którym przedstawił implikacje swojej teorii dla kosmologii.
W referacie tym, zatytułowanym „Rozważania kosmologiczne w Ogólnej Teorii Względności”, zaczął od zwrócenia uwagi na problemy wynikające z zastosowania grawitacji Newtona do opisu wszechświata. Einstein pokazał, że grawitacja Newtona wymagałaby skończonej wyspy gwiazd siedzących w nieskończonej przestrzeni. Jednak z czasem taki zbiór gwiazd wyparowałby. Tego problemu można by jednak uniknąć, gdyby okazało się, że wszechświat nie jest nieskończony. Zamiast tego, powiedział Einstein, wszystko byłoby w porządku, gdyby wszechświat był skończony. Duży, z pewnością, ale zakrzywiony w taki sposób, że zamyka się na sobie, jak kula.
Matematyczne wyzwanie Einsteina polegało na pokazaniu, że taka skończona kosmiczna czasoprzestrzeń byłaby statyczna i stabilna. (W tamtych czasach nikt nie wiedział, że wszechświat się rozszerza) Założył, że w wystarczająco dużej skali rozkład materii w tym wszechświecie można uznać za jednolity. (Einstein powiedział, że to tak, jakby dla większości celów postrzegać Ziemię jako gładką kulę, mimo że jej teren jest pełen zawiłości w mniejszych skalach odległości). Wpływ materii na zakrzywienie czasoprzestrzeni byłby zatem całkiem stały, a ogólny stan wszechświata niezmienny.
Wszystko to miało sens dla Einsteina, ponieważ miał on ograniczony pogląd na to, co faktycznie dzieje się w kosmosie. Jak wielu naukowców w tamtych czasach, wierzył, że wszechświat to w zasadzie tylko galaktyka Drogi Mlecznej. Wszystkie znane gwiazdy poruszały się dość wolno, co było zgodne z jego przekonaniem o kulistym kosmosie z równomiernie rozłożoną masą. Niestety, matematyka ogólnej teorii względności nie działała w takim przypadku – sugerowała, że wszechświat nie jest stabilny. Einstein zdał sobie jednak sprawę, że jego pogląd na statyczny, sferyczny wszechświat mógłby się powieść, gdyby dodał do swojego oryginalnego równania pewien termin.
W rzeczywistości istniały dobre powody, aby włączyć ten termin. O’Raifeartaigh i współpracownicy zwracają uwagę, że w swojej wcześniejszej pracy na temat ogólnej teorii względności Einstein zauważył w przypisie, że jego równanie technicznie pozwala na dodanie dodatkowego terminu. W tamtym czasie nie miało to znaczenia. Ale w swojej pracy na temat kosmologii Einstein stwierdził, że to jest właśnie ta rzecz, której jego równanie potrzebuje, aby prawidłowo opisać wszechświat (tak jak Einstein wtedy przypuszczał, że wszechświat jest). Dodał więc ten czynnik, oznaczony grecką literą lambda, do lewej strony swojego podstawowego równania ogólnej teorii względności.
„Termin ten jest niezbędny jedynie w celu umożliwienia quasi-statycznego rozkładu materii, czego wymaga fakt małych prędkości gwiazd” – napisał Einstein w swojej pracy z 1917 roku. Tak długo jak wielkość tego nowego terminu po geometrycznej stronie równania będzie wystarczająco mała, nie zmieni to przewidywań teorii dla ruchów planet w Układzie Słonecznym.
Praca Einsteina z 1917 roku pokazała matematyczną skuteczność lambdy (zwanej też „stałą kosmologiczną”), ale nie powiedziała wiele o jej fizycznej interpretacji. W innej pracy, opublikowanej w 1918 roku, skomentował, że lambda reprezentowała ujemną gęstość masy – odgrywała „rolę grawitującej masy ujemnej, która jest rozmieszczona w całej przestrzeni międzygwiezdnej.” Ujemna masa przeciwdziałałaby przyciągającej grawitacji i zapobiegała zapadaniu się całej materii w sferycznym, skończonym wszechświecie Einsteina.
Jak jednak wszyscy wiedzą, nie ma niebezpieczeństwa zapadnięcia się, ponieważ wszechświat nie jest statyczny, ale raczej szybko się rozszerza. Po tym, jak Edwin Hubble ustalił, że wszechświat się rozszerza, Einstein porzucił lambdę jako zbędną (lub przynajmniej ustawił ją na zero w swoim równaniu). Inni, opierając się na fundamencie Einsteina, wyprowadzili matematykę potrzebną do nadania sensu odkryciu Hubble’a, co ostatecznie doprowadziło do współczesnego poglądu o rozszerzającym się wszechświecie zainicjowanym przez eksplozję Wielkiego Wybuchu.
