Bugünkü evrenin büyük ölçekli yapısının tamamı,ilkel yoğunluk dalgalanmalarının evrimi sonucu ortaya çıkmıştır.Bu dalgalanmalar,evrenin çok eski dönemlerinde homojenlikten minik sapmalar olarak ortaya çıkmış ve kütleçekimsel kararsızlıkların etkisiyle günümüzde galaksi ve galaksi kümelerine dönüşecek ölçüde büyümüşlerdir.Büyük ölçekte,kaynaklanma anlarına kadar izlenebilen bu dalgalanmaların galaksi dağılımlarına etkileri hala sezilebilir.Daha büyük ölçeklerde,kozmik mikrodalga fonu homojenlikten ilk sapmalara tanıklık etmektedir.

Evrendeki normal maddenin yoğunluğu galaksilerin gözlenen sıklığından, 10 çarpanı hata payıyla hesaplanabilir.Evrenin başlangıç dönemlerinde bu madde çoğunlukla hidrojen plazması biçimindeydi, yani bol miktarda proton ve elektron olmasına karşın hiç hidrojen atomu yoktu.Zaman içinde geriye doğru genişlemenin gelişmesini izleyerek galaksiler oluşmadan çok önce, evrenin ilk dönemlerindeki bu plazmanın yoğunluğunu hesaplayabiliriz.Bu yoğunluktan ve ölçülen kara cisim sıcaklığından geçmişin çeşitli dönemlerinde evrenin neye benzediğini çıkarabiliriz.

Karacisim ışınımı,mutlak düzgün sıcaklıktaki çevresinden soyutlanmış bir bölgede varolan ışınıma verilen addır.Özellikleri,bölgenin başka hiçbir özelliğine değil,yalnızca sıcaklığına bağlıdır.Karacisim ışınımı geniş bir dalgaboyu aralığını kapsamakla birlikte ışınımın şiddeti bazı dalgaboylarında artış gösterir.Bu tür ışınımın şiddeti dalgaboyuna göre Planck dağılım adı verilen özel bir dağılım gösterir.Her ne kadar bu dağılımın biçimi her zaman aynı ise de,sıcaklık arttıkça ışınım şiddeti en büyük değerine daha kısa dalgaboylarında ulaşır.Bu değişimin Wien Yasası olarak bilinen kuralı,ışınım şiddetinin en büyük olduğu dalgaboyu ile sıcaklığın çarpımının 0,3 Kelvin olduğunu söyler.Bu nedenle şiddeti 0,1 cm dalgaboyunda en büyük değerine ulaşan ışınımın sıcaklığı yalnızca 3 Kelvin ya da �270 Celsius�tur.

1922 yılında  bir Rus meteorolog ve matematikçisi olan Alexander Friedmann , etkileri yüzyıl boyunca yankılanan bir keşif yaptı.Albert Einstein �ın görmezlikten geldiği ve başlangıçta kabul etmeyi reddettiği bir şeyi fark etmişti:evren genişliyor olabilirdi.Einstein , kozmoloji ilkesini uygulayarak kendi geliştirdiği genel görelilik teorisindeki evrensel kütle çekimi denklemlerini basitleştirmiş ve görünüşte durağan olan bir evren modeli elde etmiştir.Hatta evrenin kendi kütle çekimiyle kendi üzerine çökmesini engellemek için kozmik itme adını verdiği bir kuvvet bile icat etmişti.Friedmann Einstein�ın basit bir matematiksel bir hata yaptığını, bu nedenle de Einstein denklemlerini evrenin genişlemesine olanak sağlayan ve yeni bir kuvvete gereksinim duymayan çözümlerini gözden kaçırdığını fark etti.Einstein �da sonradan, kozmik itme gibi bir kuvvetin varlığını öngörmenin yaptığı en büyük hatalardan biri olduğunu itiraf etmiştir.

Hubble'ın evrenin genişlediği yolundaki keşfinin yaşamsal bir sonucu olmuştur:eğer genişleme hızında bir azalma ya da artma yoksa ,R/v ya da 1/Ho kadar zaman önce evreni oluşturan tüm maddenin bir arada bulunması gerekirdi.Ho,hubble sabitidir ve Hubble�ın orijinal çalışmasındaki değer Ho = 500 km bölü saniye bölü megaparsektir.Bu,Hubble�ın uzaklık ölçeğiyle 1/Ho = 2 milyar yılın galaksinin yaşı için bir üst sınır olarak yorumlanması gerektiği anlamına gelir.

Friedmann-Lemaitre denkleminin en önemli parametrelerinden biri evrenin ortalama yoğunluğudur .Evrenin sonsuza kadar genişleyeceğini ya da bir gün çökeceğini anlamamızı sağlayan evrenin kütlesini ölçen kavram yoğunluktur.Ama evrenin yoğunluğunun ne olduğunu nasıl söyleyebiliriz?