現代宇宙論の初歩（第１話） 昭和57年2月6日
20世紀に入り、理論的な基礎として 一般相対性理論（物質の存在が宇宙空間を曲げる）と、
観測的な基礎としてハッブルの法則(銀河は距離に比例した速度で後退している)と
2.7Kの宇宙背景輻射（宇宙初期の火の玉輻射の名残り）の発見により相対論的膨張宇宙論が登場した。
宇宙の構造を規定する一般相対論の基礎方程式は、左辺に空間の曲率を表す項を、
右辺に物質を表す項を含んだ偏微分方程式である。偏微分方程式を解くには、
考えている領域の端がどのようになっているかという条件（宇宙の境界条件）が必要である。
この境界条件に宇宙原理(宇宙は一様でかつ等方的である)を採用して、方程式を解いたのがフリードマンの宇宙モデルである。
宇宙原理の 実証には、観測的に銀河集団レベルでの密度は一様と認められ、又2.7Kの黒体輻射の等方性の観測がある。
さてフリードマンの宇宙モデルによると、宇宙の物質密度が粒子約３個／立方メートル以下だと宇宙は開いて膨張し、
以上だとその逆である。観測結果は約 0.6〜0.06 個があり、我々の宇宙は永遠に膨張するという事になる。
このモデルの問題点は時間がゼロ、つまり宇宙の開閉についてであり、素粒子論、重力場の量子化、
このモデルの否定等、諸説があり難解で、オイラにはとんとわからない。