Происхождением, свойствами и эволюцией Вселенной как единого целого занимается один из разделов современной астрономии — космология . Только в XX в. было выработано понимание Вселенной как единого целого, когда стало понятно, что наша Галактика — одна из бесчисленного множества аналогичных звездных систем, а Солнце — «рядовая» звезда, которых во Вселенной многие миллиарды.
На сегодняшний день есть несколько космологических моделей, все они включают постулат, согласно которому во Вселенной нет выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны для любого наблюдателя. Обычно отправной точкой для всех космологических теорий служит общая теория относительности Альберта Эйнштейна.
Общепринятой является модель расширяющейся Вселенной , так как она объясняет два наиболее значительных факта космологии: расширение Вселенной и существование космического фонового (реликтового) излучения. Характерная для этой модели теория Большого взрыва описывает самое начало расширения Вселенной.
Согласно современным научным представлениям, около 13,8 млрд лет назад произошел взрыв бесконечно малого сверхплотного раскаленного до миллиардов градусов сгустка — экстремального состояния физического вакуума, которое породила квантовая флуктуация. Период взрыва называется космической сингулярностью . В результате него Вселенная, представлявшая собой высокооднородную изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением, стала расширяться и с тех пор постоянно расширяется и охлаждается. Вследствие расширения и охлаждения Вселенной произошло образование частиц.
Следующий за сингулярностью момент начала расширения Вселенной и называется Большим взрывом. До Большого взрыва пространство и время не были отделены друг от друга или не существовали вовсе, а все фундаментальные физические взаимодействия были слиты воедино. Лишь позже они разделились: сначала возникла гравитация, затем сильное ядерное взаимодействие, а потом — слабое и электромагнитное. Непрерывное течение времени началось лишь после того, как сила тяготения стала независимой. Это произошло спустя одно планковское время — 5,4 · 10–44 с. Температура вещества в тот момент была порядка 1032 К, а плотность — около 1093 г/см³.
После наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны и нейтроны объединились, образовав ядра дейтерия, гелия-4 и еще нескольких легких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тыс. лет после Большого взрыва произошла рекомбинация водорода (соединение электронов и протонов в атомы водорода), и материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения. После этого, через 550–800 млн лет после Большого взрыва, образуются первые звезды, квазары, галактики, скопления и сверхскопления галактик. Еще позже из межзвездного облака появляется Земля и другие планеты нашей Солнечной системы.