우주가 탄생하게 되었다는 이론으로 대폭발 이론은 우주의 발달에 대한 가장 지배적인 우주론이다. 이 이론에 따르면 우주가 한 점으로 되어 있다가 폭발하여 팽창하고 있다는 이론으로 폭발을 한 우주는 팽창하면서 온도가 내려가게 되는데 이러한 과정에서 입자가 생겨나고 물질 밀도의 요동은 차츰 성장하여 은하와 별로 성장하였다.
오랜 시간 동안에 균일하게 분포되어 있던 물질보다 밀도가 약간 더 높은 영역은 중력에 의해 주변에 있던 물질을 끌어당겨서 더 밀도가 높아지게 되는데 우리가 오늘날에 관측할 수 있는 가스 구름, 별, 은하 및 기타 천문학적 구조를 형성하였다. 이러한 과정은 우주에 있는 물질의 양과 유형에 따라 여러 가능한 유형의 물질로 따르는데 차가운 암흑물질, 따뜻한 암흑물질, 중입자 물질로 알려져 있다. 빅뱅이라고도 불리는 대폭발 사건은 고밀도와 온도의 초기 상태에서 어떻게 우주가 팽창했는지 설명하는 물리 이론이라고 볼 수 있다. 대폭발의 다양한 우주론적 모형은 관측이 가능한 우주의 탄생부터 플랑크 시간의 시대를 말하는 플랑크 시대부터 이후의 대규모 형태까지의 진화 과정을 설명하고 있다. 플랑크 시대 초기에는 중력이 다른 기본 상호 작용만큼 강했다. 이 시기의 4가지 기본적인 힘은 전자기력, 약한 상호작용, 강한 상호작용, 중력으로 이러한 힘들이 하나의 힘으로 통합되어 있었다고 추정된다. 대폭발 이론에 따르면 우주는 이 시기에 아주 뜨겁고 매우 작았으며 밀도가 높아서 불안정한 상태였고 그 이후에 팽창하면서 냉각되고 있다고 한다. 대폭발 모형은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요 가정에 의존하는데 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중에 하나라고 한다. 또한 우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 일정하게 방향과 상관없는 성질이며 위치에 상관없이 모든 방향이 동일하다고 말한다.
대폭발 이론의 핵심적인 요소로는 우주의 팽창이다. 일반 상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 것으로 시공간을 설명하는데 은하와 별 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 좌표를 사용하여 지정한다. 이 지표에는 시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자가 포함되어 있다. 우주 팽창으로 인해서 움직이는 물체는 격자의 고정되어 있는 점에 머무르게 되고 좌표 거리는 일정하지만 변하는 두 점 사이의 물리적 거리는 우주의 축척 인자에 비례하여 확장된다.
우주의 곡률을 결정하는 밀도 계수의 값이 완벽하게 임계 밀도와 같은 것으로 관측되는데 우주 탄생 초기에 약간이라도 다른 값을 보였다면 우주적 시간이 지남에 따라 그 값의 변화가 증폭될 것이라고는 점에서 우주론 연구 시 초기의 밀도 값이 이 정도까지 일치한 이유를 설명하기 위한 의문을 제기하는데 이를 편평도 문제라고 한다. 이러한 편평도 문제로 알려진 우주의 전반적인 균일성은 우주 팽창, 즉 초기 순간에 갑작스럽고 매우 빠른 공간 팽창으로 설명이 된다. 이 모형은 결정적으로 은하가 거리에 비례하는 속도로 지구에서 멀어지고 있다는 허블-르메트르 법칙으로 은하가 멀리 떨어져 있을수록 지구에서 더 빨리 멀어진다는 관측과 상호 호환된다.
대폭발 시공간의 중요한 특징으로는 입자 지평선의 존재이다. 우주론적 지평선이라고도 불리는데 이는 어떤 입자로부터 출발한 광자가 우주의 나이 동안 관측자에게 이동할 수 있는 최대 거리를 말한다. 우주에는 유한한 나이가 있고 빛 또한 유한한 속도로 여행하기 때문에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 과거의 시간이 있을 수 있다. 이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 과거 지평선을 둔다. 반대로 공간이 팽창하고 더 멀리 있는 물체가 점점 더 빨리 후퇴하기 때문에 우리가 방출하는 빛은 오늘날 매우 먼 물체를 따라잡지 못할 수도 있다. 이것은 우리가 영향을 미칠 수 있는 미래의 사건을 제한하는 미래 지평선을 정의한다. 초기 시대로 거슬러 올라가는 우주에 대한 이해는 과거의 지평선이 있음을 나타내고 있지만 우리들의 시야는 초기 우주의 불투명성에 의해 제한이 되어 있다. 따라서 우리의 시야는 시간상으로 더 뒤로 확장될 수 없지만 지평선은 공간에서 후퇴한다. 또한 일반 상대성 이론을 사용하여 시간을 거슬러 우주 팽창을 이미 알고 있는 두 값으로 두 점을 포함하는 범위의 바깥에 있는 값을 구해보면 과거의 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도가 산출되는데 중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이론이 이 체제의 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 나타내고 있다. 일반 상대성이론에 기초로 한 모형만으로는 플랑크 시대가 끝나기 전 특이점을 향해 이러한 방법을 사용할 수 없다고 한다. 이러한 비슷한 시기에 블랙홀을 형성하는 데 일반적으로 필요 이상보다 훨씬 더 높은 밀도에도 불구하고 우주는 다시 특이점으로 붕괴하지 않았다고 한다. 중력 붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산이나 한계는 상대적으로 일정한 크기의 물체를 기초로 하여 빅뱅과 빠르게 팽창하는 우주에는 적용되지 않는다. 초기 우주는 다수의 블랙홀로 바로 붕괴하지 않았기 때문에 그 당시에 물질은 무시할 수 있는 밀도 기울기로 매우 고르게 분포되어 있다고 한다. 오늘날 우주에 가장 큰 규모로 영향을 미치는 잘 알려지지 않은 에너지의 신비로운 형태인 암흑 에너지가 모든 공간에 침투하고 있는 것을 보면 지배되고 있다는 것을 암시하고 있는데 이 관측에 따르면 우주의 총에너지 밀도는 대략 70%가 이 형태로 되어 있다고 한다. 우주가 태어난 지 얼마 안 되었을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만 공간이 적고 중력이 더 우세했기 때문에 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었다. 그러나 팽창 후에는 암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도의 감소가 우주의 팽창을 가속하게 시작하였다. 대폭발 이론은 비어있는 우주를 채우기 위해서 바깥으로 이동하는 물질의 폭발이 아닌 공간 자체는 시간과 함께 모든 곳에서 확장되며 공유점 사이의 물리적 거리를 증가시킨다. 즉 대폭발은 공간 내의 폭발이 아니라 공간의 확장이다.