臨界密度をもった宇宙は空間的に平坦である。 臨界密度は，だいたい10-29グラム／cm3である。
物質の圧力は無視できるとしたとき， アインシュタイン方程式を解くことにより， 宇宙の年齢は， 密度／臨界密度＝Ω（>0）の関数で表されることがわかる。 （ここでは，宇宙項を考えない。） また，Ωの値によって，空間の曲率の正負が決まる。
（ちなみに，遠くの銀河の分布を調べれば，空間の曲率が調べられる。）
密度が臨界密度のときは， 宇宙の年齢は約150億年である。観測値による不定性を含むので， これを一応基準とする。
Ω＜1のとき，空間の曲率は負，宇宙年齢は150億年以上になる。
Ω＞1のとき，空間の曲率は正，宇宙年齢は150億年以下になる。
上の図で，縦軸は宇宙の大きさ（任意スケール），横軸は時間で， 図の右端が現在に対応している。 赤い線はΩ=1（平坦），青い線はΩ=5（正曲率），緑の線はΩ=0.2（負曲率） の場合を各々表している。
Ωの値によって宇宙年齢がどうなるか 計算して見てください。
臨界密度をもった宇宙では，空間は平坦である。 臨界密度は，だいたい10-29グラム／cm3であり， われわれの空間は，非常に平坦に近いことが知られている。 ここでは，空間は平坦であると仮定する。つまり， 全密度は臨界密度であるとする。
ほとんど圧力の無視できる物質と，宇宙項との寄与の和で 密度が臨界密度になっているとすると， アインシュタイン方程式を解くことにより， 宇宙の年齢は 全密度（＝臨界密度）に対する宇宙項の寄与の割合λ （0＜λ＜1） の関数で表されることがわかる。
宇宙項がなく， 密度が臨界密度のときは， 宇宙の年齢は約150億年である。観測値による不定性を含むので， これを一応基準とする。 宇宙項のあるときは宇宙の年齢は
ここで，0＜λ＜1は，全密度（臨界密度）のうちの宇宙項の寄与を表す。
宇宙項は，体積によらず常に一定の密度（と負の圧力） をもたらすもの（で，一般相対論で共変的に導入される最も簡単な形式をしている。）。 宇宙項は，宇宙の大きさの変化を，加速的にする傾向があるので，宇宙項の寄与の 割合が大きいほうが，宇宙年齢は長くなる。現在の観測では，遠くの銀河の速度がどう なっているかを調べてやれば，宇宙項がほんとに効いているか調べられる。
球状星団などの年齢などが独立に求められているから， 「宇宙の年齢」はもっと長くないといけない！
上の図で，縦軸は宇宙の大きさ（任意スケール），横軸は時間で， 図の右端が現在に対応している。 赤い線はλ=0，青い線はλ=0.7，緑の線はλ=0.9 の場合を各々表している。
では，どのくらい宇宙項の寄与があれば，
われわれの宇宙は十分「古い」のか，
計算して見てください。
注：（2002 8月）λ=0.75 くらいがありそうな値。(Peebles)