1) La descrizione del collasso di una stella fino a diventare un buco nero si applica ad un oggetto sferico, circondato dal vuoto e soggetto solo all'attrazione gravitazionale. Una stella come il nostro Sole non collassa (per nostra fortuna) perché la forza di gravità è contrastata dalla pressione, generata dalle reazioni nucleari che vi si svolgono. In alcune circostanze, quindi, una stella può anche espandersi, come avviene per esempio nell'esplosione di una supernova. Il collasso avviene quando nessuna reazione è in grado di generare la pressione sufficiente. È evidente che questo ragionamento non può essere applicato all'Universo, che viene descritto in modo molto diverso, ovvero come un fluido omogeneo e isotropo che, quindi ,non ha simmetria sferica e non è circondato dal vuoto.

Bisogna infine aggiungere che la nozione comune di buco nero come di un oggetto a densità elevatissima non è sempre corretta. Il raggio di Schwarzschild, che segna il confine tra un oggetto normale e un buco nero è infatti R_S = 2MG/c² (dove G è la costante di Newton, M la massa dell'oggetto e c la velocità della luce). Questa quantità dipende quindi dalla massa e non dalla densità. Tenendo conto della formula per il volume di una sfera, si ottiene facilmente d = 3 c⁶/(32 π G³ M²). Dato che c è molto grande e G molto piccola, per una massa come quella di una stella o di una galassia otteniamo in effetti una densità enorme, ma per masse grandissime la situazione è ben diversa. Supponiamo per esempio di non tener conto dell'argomento precedente e di voler calcolare il raggio di Schwarzschild dell'Universo, che ha notoriamente una densità bassissima (d ~ 10-28 g/cm³). Il raggio della sfera può essere considerato uguale al cosidetto raggio di Hubble R = c/H₀. Per la densità, consideriamo il caso di un universo spazialmente piatto, ossia tale che la geometria tridimensionale della parte spaziale risulti euclidea (fermo restando che lo spazio-tempo quadridimensionale resta curvo) e privo di costante cosmologica (questo fornise appunto il valore sopra citato). In questo caso un semplice calcolo mostra che il raggio di Schwarzschild coincide con il raggio di Hubble! Questo discorso, come già detto, non va preso molto sul serio e non significa che viviamo dentro un immenso buco nero. Vuole essere solo un modo suggestivo per mostrare che, in casi estremi, un buco nero può avere densità estremamente basse.

2) Lo spostamento delle righe spettrali verso il rosso (redshift) non si osserva in oggetti fermi, semplicemente perché lontani. Su questo punto l'utente che fa la domanda fa un po' di confusione. Le galassie lontane presentano uno spostamento verso il rosso tanto maggiore quanto più sono lontane, appunto perchè si muovono. Esiste poi un altro tipo di redshift, detto gravitazionale, che è un'altra conseguenza della relatività generale: a causa del rallentamento degli orologi in un intenso campo gravitazionale, le righe delle stelle molto grandi e dense si spostano verso il rosso. Si tratta di un fenomeno che riguarda stelle relativamente vicine e non galassie e non ha niente a che fare con il precedente.

3) Bisogna tenere presente che l'universo viene rappresentato come un insieme di galassie, considerate fisse rispetto ad un sistema di coordinate detto comovente. In questa rappresentazione quindi quello che si muove non sono le galassie, ma il sistema di coordinate! Per capire che in effetti è la stessa cosa, pensiamo ai chicchi di uvetta in un panettone che sta lievitando. Per comodità pensiamo ad un panettone cubico. La posizione di ogni chicco è data dalle coordinate cartesiane rispetto ai lati del cubo. Il panettone si espande e quindi i chicchi si allontanano, ma la scala segnata sui lati del cubo fa altrettanto e quindi i valori restano gli stessi.

In questo schema tutte le galassie si allontanano reciprocamente e la legge di Hubble è rispettata rigorosamente. In realtà si tratta di una approssimazione. Anche nel caso del panettone non tutti i chicchi di uvetta si muovono esattamente assieme alla massa che sta lievitando. Ognuno si scosterà un poco da questo movimento globale e le sue coordinate non saranno proprio fisse ma alquanto variabili. Allo stesso modo ogni galassia è dotata di una certà velocità, rispetto al sistema di coordinate comoventi, detta velocità peculiare, che può andare in qualunque direzione ed assumere qualunque valore, purché relativamente piccolo. Questo punto è fondamentale: infatti la velocità peculiare si somma vettorialmente con la velocità di allontanamento.

Il risultato netto può essere un avvicinamento, con conseguente spostamento delle righe verso il blu. Un esempio è la galassia più vicina a noi: quella di Andromeda. Poiché però le velocità peculiari sono sempre piccole, mentre la velocità di allontanamento diventa sempre più grande, da una certa distanza in poi questa avrà sempre la prevalenza e gli oggetti più lontani avranno sempre un redshift. Ne consegue che la legge di Hubble si applica solo a partire da una certa distanza (~ 10 mega Parsec). Un'altra conseguenza e che le velocità peculiari introducono una fonte di errore nella legge, che risulta molto difficile da stimare: essa è infatti una delle fonti di incertezza nella stima del parametro di Hubble H₀.