Równania Friedmana – podstawowe równania kosmologii relatywistycznej. Określają one ewolucję wszechświata przy założeniu jego przestrzennej jednorodności i izotropowości (braku wyróżnionego miejsca i kierunku). Zostały po raz pierwszy wyprowadzone przez rosyjskiego uczonego Aleksandra Friedmana w 1922 roku z równań pola Einsteina dla płynu o danym ciśnieniu i gęstości z metryką zwaną obecnie metryką Friedmana-Lemaître’a-Robertsona-Walkera.
Postać równań Istnieją dwa niezależne równania Friedmana. Pierwsze z nich określa zmiany pierwszej pochodnej czynnika skali w zależności od czasu kosmicznego
gdzie: to parametr Hubble’a, – newtonowska stała grawitacji, – krzywizna przestrzeni, – prędkość światła w próżni, – stała kosmologiczna.
Drugie z równań Friedmana, zwane również równaniem na przyspieszenie, zawiera drugą pochodną czynnika skali po czasie kosmicznym:
Parametr Hubble’a zmienia się w czasie, a jego obecna wartość, zwana jest stałą Hubble’a i pojawia się jako współczynnik proporcjonalności w prawie Hubble’a. Natomiast rosnący w czasie czynnik skali (na co wskazują obserwacje astronomiczne) oznacza ekspansję wszechświata.