W latach 1922 oraz 1924, w niemieckim czasopiśmie "Zeitschrift für Physic" zostały opublikowane artykuły zawierające szerokiej klasy rozwiązania kosmologiczne. Autorem artykułu był nieznany rosyjski meteorolog, matematyk i fizyk Aleksander Friedman Aleksandrowicz.
Artykuły te, początkowo niezauważone, stworzyły podwaliny kosmologi opartej na ogólnej teorii względności, zawierały bowiem wyprowadzenia równań, które znajdują się dzisiaj w każdym podręczniku kosmologii. Friedman porzucił założenia Einsteina i de Sittera że Wszechświat powinien być statyczny.

W kosmologicznych modelach Friedmana odległości pomiędzy dowolnie wybranymi punktami wynoszą początkowo zero, a następnie rośną. Oznacza to, że na początku cała materia Wszechświata znajdowała się w stanie o nieskończonej gęstości. Friedman nie zaproponował żadnej hipotezy dla tak dramatycznego pochodzenia Wszechświata.

Fred Hoyle, zwolennik stanu stacjonarnego, dla tego typu teorii wymyślił termin Wielki Wybuch.

Obserwacyjne wskazówki przemawiające za rozszerzaniem się Wszechświata zostały po raz pierwszy dostrzeżone przez astronomów w latach dwudziestych. W 1929 roku Edwin Hubble sformułował prawo ekspansji. Hubble odkrył, że z kilkoma zaledwie wyjątkami, wszystkie galaktyki jakie obserwował - oddalają się od nas. Hubble stwierdził że, prędkość oddalania się galaktyki od nas, jest proporcjonalna do jej odległości: jeżeli galaktyka jest oddalona dwa razy dalej , ucieka dwa razy szybciej. To spostrzeżenie prowadzi do wniosku, że istnieje taka odległość do galaktyki, przy której prędkość oddalania się galaktyki osiągnie prędkość światła.

W tamtych czasach jedyną obserwacyjną przesłanką istnienia Wielkiego Wybuchu był związek pomiędzy odległością galaktyk a przesunięciem ku czerwieni ich widma elektromagnetycznego. W teorii Wielkiego Wybuchu przesunięcie ku czerwieni widma elektromagnetycznego galaktyk zinterpretowano jako efekt Dopplera.
Błędny pomiar tempa ekspansji czyli stałej Hubbla spowodował, że trudno było pogodzić teorię Wielkiego Wybuchu z oszacowaniami wieku Wszechświata opartymi na geologii lub teorii ewolucji gwiazd.
Posługując się wyznaczoną przez Hubbla wielkością tempa ekspansji do obliczenia wieku Wszechświata otrzymujemy 2 miliardy lat.
Obecnie dokładna wartość tempa ekspansji, czyli stałej Hubbla, ciągle nie jest dobrze znana, ale zawiera się między 15 a 30 kilometrów na sekundę, na milion lat świetlnych.

Zgodnie z założeniami modeli Friedmana, ostateczny los Wszechświata zależy od średniej gęstości materii we Wszechświecie.

Jeśli gęstość ta przekracza pewną wartość krytyczną, którą można obliczyć, znając tempo ekspansji, grawitacja w końcu zwycięży, ekspansja zostanie odwrócona i Wszechświat się zapadnie. Wszechświat skazany na zapadnięcie nosi nazwę Wszechświata zamkniętego.

Jeśli gęstość Wszechświata jest mniejsza od wartości krytycznej, Wszechświat będzie rozszerzał się wieczne - będzie to Wszechświat otwarty.

Jeśli natomiast gęstość materii jest dokładnie równa gęstości krytycznej, mamy wtedy do czynienia z Wszechświatem płaskim / Wszechświat według geometrii Euklidesowej /. Taki Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, ale tempo jego ekspansji w miarę upływu czasu będzie coraz bliższe zeru.

Kosmologowie używają dużej greckiej litery na oznaczenie stosunku rzeczywistej gęstości materii we Wszechświecie do gęstości krytycznej.

I tak gdy:

< 1 Wszechświat jest zamknięty i w końcu się zapadnie.

> 1 Wszechświat jest otwarty, będzie rozszerzał się wiecznie aż rozpłynie się w nicości.

= 1 Wszechświat jest płaski.

Według autora Przesłanki Redukcji Wymiarowej, Wszechświat jest zamknięty wewnątrz sfery, którą wyznacza promień Schwarzschilda związany z masą Wszechświata, masa Wszechświata systematycznie, nieprzerwanie rośnie, gęstość maleje zgodnie z matematycznymi regułami odnoszącymi się do czarnych dziur. Masa krytyczna w rozumieniu Friedmana nie istnieje, ponieważ Wszechświat się rozszerza na skutek przyrostu jego masy i puchnięcia przestrzeni, a nie na skutek nieprawdopodobnie silnego kopniaka, który otrzymała masa Wszechświata w momencie rzekomego Wielkiego Wybuchu. Kiedy Friedman publikował swoje modele kosmologiczne, takie pojęcia jak ciemna materia nie istniały, a jednak modele te obowiązują do dzisiaj, obowiązują, bo ciągle nie narodził się autorytet, który miałby wystarczające uprawnienia aby powiedzieć: dość.

       W tym miejscu dla zwolenników teorii Wielkiego Wybuchu zaczynają się schody, czyli trzy podstawowe problemy modeli Friedmana plus tzw. "Kryzys wieku".

Amerykański astrofizyk R.H. Dicke wykazał, że jeżeli we wczesnym Wszechświecie była tylko nieznacznie mniejsza od jedności, szybko zmalałaby do zera -Wszechświat zapadłby się zanim zdążyłyby ukształtować się galaktyki.

Jeśliby natomiast, jej wartość była nieco większa od jedności, rosłaby szybko w nieskończoność. Wszechświat szybko rozpłynąłby się w nicość - i w tym wypadku galaktyki również nie zdążyłyby się ukształtować.

        Obecne oszacowania średniej gęstości materii we Wszechświecie wahają się pomiędzy 0,1 a dwukrotną wartością gęstości krytycznej. Dicke zapytał: jakie wartości gęstości materii w sekundę po Wielkim Wybuchu doprowadziłyby do powstania wszechświata podobnego do naszego.
Okazuje się że musiałaby zawierać się pomiędzy

Obecnie nie można udowodnić, że we wczesnym Wszechświecie nie doszło właśnie do tak fenomenalnego dopasowania gęstości Wszechświata z jego gęstością krytyczną, nie ma bowiem rozbieżności pomiędzy przewidywaniami teoretycznymi a obserwacjami.
Problem dotyczy prawdopodobieństwa takiego wydarzenia i został nazwany problemem płaskości Wszechświata.