thumb|275px|Lokalna geometria Wszechświata jest uzależniona od tego, czy parametr gęstości Ω jest większy, mniejszy lub równy 1. Od góry: Wszechświat sferyczny dla Ω > 1, Wszechświat hiperboliczny dla Ω < 1, Wszechświat płaski dla Ω = 1. Należy pamiętać, że powyższe kształty dwuwymiarowych powierzchni są jedynie prostą wizualizacją analogicznych, trójwymiarowych struktur (lokalnej) przestrzeni.
Wszechświat Friedmana – model kosmologiczny Wszechświata, wynikający z równań Friedmana, gdzie przyjmuje się, że stała kosmologiczna wynosi 0.
Są to podstawowe równania kosmologii, a ich rozwiązań szuka się, przyjmując różne założenia dotyczące materialnej zawartości Wszechświata. Opisują one ekspansję, czyli rozszerzanie się Wszechświata. Występuje w nich stała k, która jest niezależna od miejsca w przestrzeni. Jest ona parametrem opisującym lokalną geometrię Wszechświata, stąd nazywa się ją krzywizną. Interpretacji tej stałej dostarcza ogólna teoria względności.
Przyjmując różne wartości k, otrzymujemy trzy różne możliwe geometrie Wszechświata:
k=0 (Wszechświat płaski): suma kątów w trójkącie = 180 stopni, obowiązuje geometria Euklidesowa