Nach neuesten Beobachtungen und den besten heute verfügbaren Modellen für die frühen Entwicklungsphasen wird das Alter des Universums auf rund 13,8 Milliarden Jahre geschätzt. Die Kosmologie ist dasjenige Forschungsfeld, das die Entwicklung und Struktur des Universums als Ganzes untersucht.
Auf großen Längenskalen (bei Längen größer als rund 300 Millionen Lichtjahre) scheint die Materie im Universum gleichmäßig verteilt zu sein. Aufgrund dieser gleichförmigen Dichte und Struktur sieht das Universum weitgehend gleich aus, egal an welchem Ort man sich befindet (Homogenität) und in welche Richtung man schaut (Isotropie).
Aufgrund der endlichen Ausbreitungsgeschwindigkeit des Lichts sehen wir Objekte nie so, wie sie gerade sind, sondern immer so, wie sie zu jener Zeit waren, als ihr Licht sich auf den Weg zu uns machte. Wir können die Sonne immer nur so sehen, wie sie vor acht Minuten war, da das Licht von der Sonne etwa acht Minuten zu uns braucht. Wir sehen die Andromeda-Galaxie so, wie sie vor 2,5 Millionen Jahren war, da ihr Licht so lange zu uns unterwegs ist. Daher schauen Astronom*innen immer in die Vergangenheit, und zwar bis zu 13,8 Milliarden Jahre zurück. Durch die Beobachtung von Objekten in unterschiedlichen Entfernungen erhalten wir einen Querschnitt durch die kosmische Geschichte. Da das Universum im Schnitt überall dieselben Eigenschaften hat, erlauben diese Beobachtungen Rückschlüsse auf unsere eigene Geschichte.
Da das Licht sich nur endlich schnell fortbewegt und seine Reise frühestens kurz nach dem Urknall begonnen haben kann, gibt es entfernte Regionen des Universums, die wir noch nicht haben beobachten können: Licht von diesen Regionen hatte seit dem Urknall nicht genug Zeit, um uns auf der Erde zu erreichen. Wir können lediglich Objekte innerhalb eines bestimmten Bereiches sehen, den wir das „beobachtbare Universum” nennen. Dieser Bereich enthält alle Objekte, deren Licht genügend Zeit hatte, uns zu erreichen. Von besonderem Interesse sind Objekte am äußersten Rand des beobachtbaren Universums. Solche Objekte erscheinen uns in der Form, die sie hatten, als das Universum noch sehr jung war.
Die Luft, die wir atmen, außerdem auch unsere Körper und allgemein schlicht alles, was wir um uns herum sehen, besteht aus Atomen, die ihrerseits aus Protonen, Neutronen und Elektronen bestehen. Auch die Sterne bestehen aus Atomkernen und Elektronen. Diese sogenannte baryonische Materie ist es, mit der wir im täglichen Leben zu tun haben. Wie Beobachtungen zeigen, macht sie allerdings nur 5% der Zusammensetzung des Universums aus. Das Universum ist hauptsächlich erfüllt von einer unbekannten Form von Energie, die als Dunkle Energie bezeichnet wird (rund 68%), sowie einer ungewöhnlichen Form von Materie, die wir Dunkle Materie nennen (rund 27%). Die Natur von Dunkler Energie und Dunkler Materie ist Gegenstand der aktuellen Forschung, insbesondere durch die Beobachtung ihres Einflusses auf die baryonische Materie.
Beobachtungsdaten zeigen, dass das Universum expandiert. Die Expansion erfolgt beschleunigt; ein Umstand, der auf die Dunkle Energie zurückgeführt wird. Im Zuge der Expansion auf großen Längenskalen entfernen sich die Galaxienhaufen voneinander. In den modernen kosmologischen Modellen nehmen die Abstände zwischen den Galaxienhaufen proportional zu einem universellen Skalenfaktor zu. Beobachtungsdaten zeigen, dass eine Galaxie sich umso schneller von uns entfernt, je größer ihr Abstand zu uns bereits ist (Hubble-Lemaître-Gesetz). Hypothetische außerirdische Beobachter in einer anderen Galaxie würden das Gleiche feststellen. Galaxienhaufen und Gruppen von Galaxien, die durch Gravitation aneinander gebunden sind, sowie die Galaxien selbst, sind nicht von der kosmischen Expansion betroffen. Innerhalb von Galaxienhaufen und Gruppen können einzelne Galaxien einander umkreisen oder sich auf Kollisionskurs zueinander befinden. Letzteres trifft beispielsweise auf die Milchstraßengalaxie und die Andromeda-Galaxie zu.
Die kosmische Expansion beeinflusst die Eigenschaften des Lichts im Universum. Licht, das uns von entfernten Galaxien erreicht, ist umso stärker rotverschoben, je weiter die betreffende Galaxie von uns entfernt ist. Diese kosmologische Rotverschiebung kann direkt als Zunahme der Wellenlänge proportional zum kosmischen Skalenfaktor verstanden werden. Sie ist der Grund dafür, dass ferne Galaxien nur im Infraroten oder im Radiowellenbereich beobachtet werden können und uns die kosmische Hintergrundstrahlung größtenteils im Mikrowellenbereich erreicht.
Es hat zahlreiche Versuche gegeben, um festzustellen, ob die Gesetze der Physik (beispielsweise das Gravitationsgesetz, die Thermodynamik oder der Elektromagnetismus) im ganzen Universum genauso wirken wie hier auf der Erde. Bisher stand noch keines der Ergebnisse im Widerspruch zu der Annahme, dass die fundamentalen Gesetze der Physik im gesamten Universum gelten.
Untersuchungen des Universums im Bereich hoher Rotverschiebungen zeigen, dass die räumliche Verteilung der Galaxien auf Größenskalen von hunderten Millionen von Lichtjahren einem dreidimensionalen schwammartigen Gewebe aus Fäden (englisch: filaments), Hohlräumen (englisch: voids) und Membranen (englisch: sheets) gleicht, das von Astronom*innen als „kosmisches Netz” bezeichnet wird. Filamente und Membranen enthalten Millionen von Galaxien. Diese großräumigen Strukturen erstrecken sich über hunderte Millionen von Lichtjahren und sind typischerweise einige zehn Millionen Lichtjahre dick. Die Filamente und Membranen bilden Grenzflächen um die Hohlräume herum. Deren Durchmesser liegen in der Größenordnung von hundert Millionen Lichtjahren, und sie enthalten nur wenige Galaxien.
Die älteste elektromagnetische Strahlung, die aus den entferntesten Regionen des für uns sichtbaren Universums zu uns dringt, ist die kosmische (Mikrowellen-)Hintergrundstrahlung. Sie ist ein Überbleibsel des heißen und dichten frühen Universums und trägt Informationen aus der Zeit, als das Universum nur etwa 380 000 Jahre alt war. Die kosmische Hintergrundstrahlung erlaubt es uns, Schlüsseleigenschaften des Universums als Ganzes zu bestimmen: die Menge an Dunkler Materie, baryonischer Materie und Dunkler Energie, die Geometrie des Universums und seine aktuelle Expansionsrate. Die kosmische Hintergrundstrahlung zeigt, dass das Universum nahezu isotrop ist und liefert auf diese Weise auch indirekt den Hinweis auf seine Homogenität.
Nach bestem heutigen Wissen war die gesamte Materie und Energie des beobachtbaren Universums vor etwas mehr als 13 Milliarden Jahren in einem Volumen kleiner als ein Atom zusammengedrängt. Das Universum expandierte aus dieser Phase sehr hoher Temperatur und Dichte (Urknallphase) zu seinem heutigen Zustand. Die heiße, dichte frühe Phase bezeichnen wir als den Urknall. Das Modell, welches das expandierende Universum beschreibt, heißt Lambda-CDM-Modell (wobei Lambda für die Komponente der Dunklen Energie des Universums steht und CDM für Cold Dark Matter; zu deutsch: Kalte Dunkle Materie). Anders als der Begriff vermuten lässt, war die Urknallphase keine Explosion, während derer Materie in den umgebenden, zuvor leeren Raum geschleudert wurde. Stattdessen war der gesamte Raum von Anfang an mit Materie gefüllt, deren durchschnittliche Dichte sich seither mit dem Anwachsen des verfügbaren Volumens laufend verringert hat. Seit sich Galaxien gebildet haben, hat deren Abstand zueinander stetig zugenommen. Das Urknall-Modell trifft eine Reihe nachprüfbarer Vorhersagen über unser heutiges Universum, von denen die meisten anhand von Beobachtungsdaten verifiziert werden konnten.
