L'edat estimada de l'Univers, basada en observacions modernes i en models cosmològics avançats de la seva evolució inicial, és d'uns 13.800 milions d'anys. La cosmologia és un camp de recerca que estudia l'evolució i l'estructura de l'Univers.
A les escales més grans (aproximadament superiors a 300 milions d'anys llum), la matèria de l'Univers sembla estar distribuïda uniformement. A causa d'aquesta densitat i estructura gairebé uniformes, l'Univers sembla gairebé igual en qualsevol lloc (homogeni) i en totes les direccions (isòtrop).
A causa de la velocitat finita de la llum, mai no veiem els objectes com són ara, sinó sempre com eren en el passat. Només podem veure el Sol tal com era fa uns vuit minuts, ja que la llum del Sol triga uns vuit minuts a arribar-nos. Veiem la galàxia d'Andròmeda tal com era fa uns 2,5 milions d'anys, perquè la llum de la galàxia triga això a arribar a la Terra. D'aquesta manera, els astrònoms observen sempre el passat, fins i tot, de fa 13.800 milions d'anys. L'observació d'objectes astronòmics a diverses distàncies ens proporciona així una secció transversal de la història còsmica. Com que, de mitjana, l'Univers té les mateixes propietats a tot arreu, aquesta secció transversal proporciona pistes valuoses sobre la nostra pròpia història.
Com que la llum viatja per l'espai a una velocitat finita, hi ha regions llunyanes de l'Univers que encara no podem observar. La raó d'això és simplement que la llum d'aquestes regions no ha tingut prou temps per arribar als nostres detectors a la Terra. Només podem veure objectes que es troben dins d'una regió determinada que s'anomena "Univers observable", que inclou tots els objectes la llum dels quals ha tingut el temps necessari per arribar-nos. Són especialment interessants els objectes molt llunyans prop de la frontera d'aquesta regió. Apareixen amb la forma que tenien quan l'Univers tot just començava.
Les estrelles, l'aire que respirem, els nostres cossos i tot el que veiem al nostre voltant està constituït per àtoms, que al seu torn estan formats per protons, neutrons i electrons. Aquesta anomenada matèria bariònica és amb la qual interactuem en la nostra vida quotidiana. L'evidència observacional mostra que tan sols representa al voltant del 5% de la composició total de l'Univers. De fet, l'Univers es compon principalment d'una forma desconeguda d'energia anomenada energia fosca (al voltant del 68%) i una forma inusual de matèria anomenada matèria fosca (al voltant del 27%). La naturalesa de les anomenades energia fosca i matèria fosca és una àrea activa d'investigació, sobretot mitjançant les observacions de la seva influència sobre la matèria bariònica.
L'evidència observacional mostra que l'Univers s'està expandint a un ritme accelerat, cosa que s'atribueix a l'energia fosca. A mesura que l'Univers s'expandeix de manera sistemàtica a grans escales, els cúmuls de galàxies s'allunyen els uns dels altres. En els models moderns, totes les distàncies entre els cúmuls de galàxies creixen en proporció com el mateix factor d'escala de l'Univers. Les dades mostren que, com més lluny de nosaltres es troba una galàxia, més ràpid se n'allunya (Llei de Hubble-Lemaître). Els observadors extraterrestres hipotètics d'altres galàxies descobririen el mateix. Els sistemes enllaçats, com ara els cúmuls de galàxies i els grups de galàxies enllaçades per la seva pròpia gravetat, o les galàxies mateixes, no es veuen afectats per l'expansió còsmica. En l'interior dels cúmuls i dels grups, les galàxies individuals poden estar orbitant entre si, o poden trobar-se en una trajectòria de col·lisió entre elles. Això últim és cert per a la Via Làctia i la galàxia d'Andròmeda.
L'expansió còsmica influeix en les propietats de la llum en l'Univers. La llum que ens arriba des de les galàxies llunyanes es desplaça cada cop més cap el vermell en distàncies més grans. Aquest desplaçament cosmològic al vermell es pot entendre directament en termes de longituds d'ona de la llum que augmenten (estirant-se a longituds d'ona més llargues) amb el factor d'escala còsmica. Per aquest motiu les galàxies llunyanes només es poden observar en les bandes d'infrarojos o de ràdio, i la radiació còsmica de fons ens arriba, sobretot, en la banda de les microones.
S'han fet moltes proves per comprovar si les lleis de la física, com les lleis que regeixen la gravetat, la termodinàmica i l'electromagnetisme, són les mateixes en la Terra i en l'Univers llunyà. Fins ara, totes aquestes proves indiquen que les lleis fonamentals de la física s'apliquen en tot l'Univers conegut.
Els estudis dels grans desplaçaments cap el vermell de l'Univers han revelat que, a grans escales de l'ordre d'uns centenars de milions d'anys llum, l'Univers sembla una xarxa tridimensional de filaments i buits, una esponja que els astrònoms anomenen "xarxa còsmica". Els filaments i les làmines contenen milions de galàxies. A gran escala, aquestes estructures s'estenen al llarg de centenars de milions d'anys llum i solen fer desenes de milions d'anys llum de gruix. Els filaments i les làmines conformen uns límits al voltant dels buits, que són de l'ordre de cent milions d'anys llum de diàmetre i contenen molt poques galàxies.
La radiació electromagnètica més antiga, que emana de les regions més llunyanes de l'Univers observable, és la radiació de fons còsmic de microones. És la relíquia que queda de l'Univers primerenc calent i dens, impresa amb informació d'una època en què l'Univers tenia uns 380.000 anys. La radiació còsmica de fons permet mesurar les característiques clau de l'Univers en el seu conjunt: la quantitat de matèria fosca, de matèria bariònica i d'energia fosca que conté, la geometria de l'Univers i el seu ritme d'expansió actual. La radiació còsmica de fons mostra que l'Univers és gairebé isòtrop i, per tant, també proporciona proves indirectes d'homogeneïtat.
Segons la millor evidència disponible fins ara, tota la matèria i l'energia que veiem al nostre voltant estaven contingudes en un volum més petit que un àtom fa més de 13.000 milions d'anys. L'Univers es va expandir des d'aquesta fase de densitat i de temperatura molt elevades (fase del Big Bang) al seu estat actual. Els models que descriuen l'Univers en expansió s'anomenen LambdaCDM (on Lambda significa el component d'energia fosca de l'Univers i CDM la matèria fosca freda). La fase del Big Bang, malgrat el seu nom, no va ser una explosió on la matèria era llançada a l'espai buit existent prèviament. Tot l'espai disponible es va omplir de matèria des del principi i, a mesura que l'espai ha anat augmentant, la densitat mitjana de la matèria ha anat disminuint. Des que es van formar les galàxies, les distàncies mitjanes entre elles han anat augmentant constantment. El model del Big Bang ofereix nombroses prediccions verificables sobre l'Univers actual, la majoria de les quals s'han confirmat mitjançant dades observacionals.
