宇宙の膨張
宇宙は膨張を続けていることが分かっている。1929年にエドウィン・ハッブルが遠方の銀河の後退速度を観測し、距離が遠い銀河ほど大きな速度で地球から遠ざかっていることを発見した（ハッブルの法則）。
一方、これに先立つ1915年にアルベルト・アインシュタインによって一般相対性理論が発表され、エネルギーと時空の曲率の間の関係を記述する重力場方程式（アインシュタイン方程式）が見出された。
これを受けて、宇宙は一様・等方であるという宇宙原理を満たすようなアインシュタイン方程式の解が、アインシュタイン自身やウィレム・ド・ジッター、アレクサンドル・フリードマン、ジョルジュ・ルメートルらによって導かれたが、これらの解はいずれも時間とともに宇宙が膨張（または収縮）することを示していた。
当初、アインシュタインは宇宙は定常であると考えていたため、自分が見つけた解に定数（宇宙定数）を加えて宇宙が定常になるようにしたが、後にハッブルによって観測的に宇宙膨張が発見され、膨張宇宙という概念が定着した。
宇宙の誕生と死
宇宙の誕生
ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれたとされる（下）。その後、空間自体が時間の経過とともに膨張し、銀河はそれに乗って互いに離れていく（中、上）。宇宙の始まりはビッグバンと呼ばれる大爆発であったとされている。
ハッブルの法則によると、地球から遠ざかる天体の速さは地球からの距離に比例するため、逆に時間を遡れば、過去のある時点ではすべての天体は1点に集まっていた、つまり宇宙全体が非常に小さく高温・高密度の状態にあったことが推定される。
このような初期宇宙のモデルは「ビッグバン・モデル」と呼ばれ、1940年代にジョージ・ガモフによって提唱された。
その後、1965年にアーノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンによって、宇宙のあらゆる方角から絶対温度3度の黒体放射に相当するマイクロ波が放射されていることが発見された（宇宙背景放射）。これは、宇宙初期の高温な時代に放たれた熱放射の名残であると考えられ、ビッグバン・モデルの正しさを裏付ける証拠であるとされている。
しかしその後、宇宙の地平線問題や平坦性問題といった、初期の単純なビッグバン理論では説明できない問題が出てきたため、これらを解決する理論として1980年代にインフレーション理論が提唱されている。
また場の量子論によれば、発生初期の宇宙は真空のエネルギーに満ちており、それが斥力となり宇宙膨張の原動力になったとされる。
宇宙の死
膨張する宇宙がこの先どのような運命をたどるかは、アインシュタイン方程式の解である宇宙モデルによって異なる。
一般に、一様等方という宇宙原理を満たすような宇宙の形には、空間の曲率が0の平坦な宇宙、曲率が正の閉じた宇宙、曲率が負の開いた宇宙の3通りが可能である。
平坦な宇宙か開いた宇宙であれば宇宙は永遠に膨張を続ける。閉じた宇宙であればある時点で膨張が収縮に転じ、やがて大きさ0につぶれる（ビッグクランチ）。
2005年時点での最新の観測結果によれば、宇宙は平坦な時空であり、このまま引き続き広がり続け、止まることはないと考えられている。
宇宙の年齢･大きさの項目とも関連するが、平坦な宇宙や開いた宇宙の体積は無限大であり、このような宇宙では宇宙誕生当初から体積は無限大である。これは、宇宙が素粒子よりも小さな大きさから膨張を始めたというビッグバン宇宙論やインフレーション宇宙論と相容れない点である。無限から無限への膨張は矛盾しないが有限から無限への膨張には少なくとも1度は無限大の膨張速度が必要でありインフレーション宇宙論においても説明できない。ただし「開いた宇宙」は現在有限（で閉じた）宇宙だが永久に膨張を続けるという意味で時空的に無限という意味合いで使われることもある。この場合は膨張速度無限大の問題は生じない。
宇宙が平坦であり永遠に膨張を続けるということは、最終的に宇宙は絶対零度に向かって永遠に冷却し続けることを意味する（現在は3K、約-270度だといわれている）。宇宙の終末に関するより詳細な議論については、宇宙の終焉を参照。
wikiより
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