A idade estimada para o Universo, baseada em observações modernas e no estado da arte dos modelos cosmológicos para a sua evolução inicial, é de aproximadamente 13,8 mil milhões de anos. A cosmologia é uma área de investigação que estuda a evolução e a estrutura do Universo.
A grandes escalas (maiores do que 300 milhões de anos-luz), a matéria no Universo aparenta estar distribuída de maneira uniforme. Devido a estas densidade e estrutura quase uniformes, o Universo parece quase igual em qualquer lugar (homogéneo) e em qualquer direção (isotrópico).
Por a velocidade da luz ser finita, nunca vemos os objetos como eles são agora, mas sempre como eles foram no passado. Só conseguimos ver o Sol como ele era há cerca de oito minutos, já que a sua luz leva cerca de oito minutos para chegar até nós. Vemos a galáxia de Andrómeda como ela era há 2,5 milhões de anos, já que a luz da galáxia leva esse tempo para chegar até à Terra. Desta forma, os astrónomos observam sempre o passado, mesmo até 13,8 mil milhões de anos atrás. Observar objetos astronómicos a diferentes distâncias fornece assim uma visão transversal da história cósmica. Já que, em média, o Universo tem as mesmas propriedades em todo o lado, esta visão transversal fornece valiosos indícios sobre a nossa própria história.
Como a luz viaja pelo espaço a uma velocidade finita, há regiões distantes do Universo que ainda não conseguimos observar. A razão para isso é simplesmente porque a luz dessas regiões ainda não teve tempo suficiente para chegar aos nossos detetores na Terra. Só conseguimos ver os objetos que se encontram dentro de uma certa região que é chamada “Universo Observável”, a qual engloba todos os objetos cuja luz teve o tempo necessário para chegar até nós. De particular interesse são objetos muito distantes perto do limiar dessa região. Esses aparecem-nos com o aspeto que tinham quando o Universo tinha apenas começado
As estrelas, o ar que respiramos, os nossos corpos e tudo o que vemos à nossa volta é feito de átomos, os quais são eles próprios constituídos por protões, neutrões e eletrões. Esta matéria, chamada bariónica, é aquilo com que interagimos no nosso dia-a-dia. Evidências observacionais mostram que ela representa apenas cerca de cinco por cento da composição total do Universo. De facto, o Universo é constituído sobretudo por uma forma de energia desconhecida designada energia escura (cerca de 68 por cento), e por uma forma invulgar de matéria chamada matéria escura (cerca de 27 por cento). A natureza das assim chamadas energia escura e matéria escura é uma área de investigação ativa, sobretudo através da observação das suas influências sobre a matéria bariónica.
Evidências observacionais mostram que o Universo se está a expandir de forma acelerada, o que é atribuído à Energia Escura. À medida que o Universo se expande de modo sistemático a grandes escalas, os enxames de galáxias afastam-se uns dos outros. Nos modelos modernos, todas as distâncias entre enxames de galáxias aumentam na proporção de um mesmo factor de escala universal. Dados observacionais mostram que quanto mais longe uma galáxia estiver de nós, mais rapidamente se afasta de nós (Lei de Hubble-Lemaître). Hipotéticos observadores extraterrestres localizados noutras galáxias observariam o mesmo. Sistemas ligados entre si, como os enxames de galáxias, e grupos de galáxias ligadas pela sua própria gravidade, ou mesmo as próprias galáxias, não são afetados pela expansão cósmica. Dentro dos enxames e grupos de galáxias, as galáxias individuais podem mover-se em órbita umas das outras, ou podem estar em rota de colisão umas com as outras. Este último cenário é verdadeiro para a galáxia Via Láctea e para a galáxia de Andrómeda.
A expansão cósmica influencia as propriedades da luz no Universo. A luz que nos chega de galáxias distantes é tanto mais desviada para o vermelho quanto maior a distância. Este desvio para o vermelho de origem cosmológica pode ser compreendido diretamente em termos do aumento do comprimento de onda da luz (esticado para comprimentos de onda maiores) com o factor de escala cósmico. É por isso que galáxias distantes só podem ser observadas nas bandas do infravermelho ou do rádio, e pela mesma razão a Radiação Cósmica de Fundo nos chega sobretudo no regime das micro-ondas.
Houve já bastantes testes para saber se as leis da física, tais como as leis que governam a gravidade, a termodinâmica e o eletromagnetismo, são as mesmas na Terra e no Universo distante. Até agora, todos esses testes indicam que as leis fundamentais da física se aplicam a todo o Universo.
Amplos rastreios do Universo na parte do espectro desviada para o vermelho revelaram que, a grandes escalas da ordem de algumas centenas de milhões de anos-luz, o Universo parece-se com uma teia tridimensional, semelhante a uma esponja, feita de filamentos e vazios, a que os astrónomos chamam a “teia cósmica”. Os filamentos e as muralhas contêm milhões de galáxias. Estas estruturas de grande escala estendem-se por centenas de milhões de anos-luz, e têm em geral a espessura de dezenas de milhões de anos-luz. Os filamentos e as muralhas formam contornos à volta dos vazios, os quais têm diâmetros na ordem de uma centena de milhões de anos-luz e contêm apenas algumas galáxias.
A mais antiga radiação eletromagnética, emitida das regiões mais distantes do Universo que podemos observar, é a Radiação Cósmica de Fundo de Micro-ondas. É a relíquia remanescente do Universo primordial quente e denso, impressa com informação de uma época em que o Universo tinha cerca de 380 000 anos. A Radiação Cósmica de Fundo de Micro-ondas permite-nos medir características chave do Universo como um todo: a quantidade de Matéria Escura, matéria bariónica e Energia Escura que contém, a geometria do Universo e a sua atual taxa de expansão. A Radiação Cósmica de Fundo de Micro-ondas mostra que o Universo é aproximadamente isotrópico e portanto também fornece evidência indireta da sua homogeneidade
De acordo com a melhor evidência até agora disponível, há mais de 13 mil milhões de anos, toda a matéria e energia que vemos à nossa volta estavam contidas num volume mais pequeno do que um átomo. O Universo expandiu-se a partir desta fase de densidade e temperatura elevadas (fase do Big Bang) até ao seu estado presente. Os modelos que descrevem o Universo em expansão são referidos como LambdaCDM (onde Lambda representa a componente de Energia Escura do Universo, e CDM é a sigla em inglês para Matéria Escura Fria). A fase do Big Bang, apesar do seu nome, não foi uma explosão, onde a matéria é projetada para fora na direção de espaço vazio já existente. Desde o início que todo o espaço disponível estava preenchido com matéria e, a partir do momento em que o mesmo se expandiu, a densidade média de matéria tem vindo a diminuir. Desde que se formaram as galáxias, a distância média entre elas tem vindo constantemente a aumentar. O modelo do Big Bang faz numerosas previsões sobre o nosso Universo atual que podem ser testadas, tendo a maioria das quais sido confirmada através de dados observacionais.
