Неспециализированные представления о строении Вселенной складывались в течении всей истории астрономии (см. Совокупности мира). Но лишь в отечественном веке смогла показаться современная наука о эволюции и строении Вселенной — космология. К этому времени А. Эйнштейн обобщил закон глобального тяготения на случай сверхсильных гравитационных полей; без для того чтобы обобщения нереально использование теории тяготения ко всей Вселенной (см. Гравитация). Создание больших телескопов, развитие фотографической астрономии, спектроскопии, вторых новых способов наблюдений разрешили изучить распределение галактик в пространстве и их перемещение на огромных расстояниях. Распределение вещества в пространстве — один из наиболее значимых вопросов космологии.
Как мы знаем, что в нашей системе, в отечественной звездной совокупности Галактике, так же как и в еще громадных количествах Вселенной, вещество распределено очень неоднородно: между планетами, звездами, звездными совокупностями, галактиками, скоплениями галактик практически безлюдное пространство. Но в больших масштабах — в много миллионов парсек — можно считать, что вещество распределено, возможно, приблизительно равномерно. В случае, если представить себе куб с ребром для того чтобы громадного размера, помещенный в любом месте пространства Вселенной, в нем будет приблизительно однообразное число галактик. Так, можно считать, что вещество в громадных масштабах распределено во Вселенной в среднем однородно.
Математическая теория (космологическая модель) однородной Вселенной, в которой к тому же по всем направлениям свойства однообразны, была выстроена советским математиком А. А. Фридманом в середине 20-х гг. на базе теории тяготения Эйнштейна (см. Теория относительности). Фридман доказал, что из-за действия сил тяготения вещество Вселенной не имеет возможности пребывать в покое: Вселенная или расширяется, или сжимается.
Скоро американский астролог Э. Хаббл установил, что Вселенная расширяется (см. Расширение Вселенной). Галактики и их скопления удаляются относительно друг друга и от отечественной Галактики со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. Так теория Фридмана была подтверждена наблюдениями.
В соответствии с теории Фридмана, в будущем Вселенная будет или неограниченно расширяться, или же расширение сменится сжатием, что зависит от средней плотности вещества во скорости и Вселенной расширения. Скорость расширения Вселенной известна (около 75 км/с для галактик, удаленных на 1 Мпс). При данной скорости расширения критическое значение плотности, от которого зависит, будет ли Вселенная расширяться либо сжиматься, численно образовывает 10-29 г/см3. Настоящая средняя плотность вещества во Вселенной известна не весьма точно, но вероятнее она раз в десять меньше критической. Следовательно, Вселенная обязана неограниченно расширяться. По большому счету говоря, геометрические особенности пространства Вселенной определяются движением и распределением вещества. Так, к примеру, в несложной однородной модели Вселенной Фридмана вопрос о том, конечен либо нескончаем количество пространства, определяется тем, больше либо меньше средняя плотность вещества критического значения.
Сейчас главное внимание в космологических изучениях уделяется изучению физических процессов, протекающих на протяжении эволюции Вселенной. Ученые пробуют осознать, что было в начале расширения Вселенной, т. е. около 10—20 млрд, лет назад, в то время, когда, в соответствии с теории «тёплой» Вселенной, все вещество было весьма горячим и плотным (см. Реликтовое излучение), и как впоследствии шел процесс образования галактик.