Po ostatecznym sformułowaniu ogólnej teorii względności w 1916 roku Albert Einstein postanowił zbudować model Wszechświata zgodny z nową relatywistyczną teorią grawitacji. Aby uniknąć problemów związanych z nieskończonym Wszechświatem, Einstein przyjął, że Wszechświat jest skończony, dokładniej, że jest to trójwymiarowa sfera jednorodnie wypełniona gwiazdami, a od astronomów przejął przekonanie o statyczności Wszechświata. Gdy okazało się, że równania nowej teorii grawitacji nie dopuszczają w takim przypadku statycznych rozwiązań, zmodyfikował równania wprowadzając tak zwaną stałą kosmologiczną.
Zasadniczy przełom w badaniu Wszechświata nastąpił, gdy korzystając z coraz to większych teleskopów astronomowie odkryli inne galaktyki. Od dawna astronomowie wiedzieli, że na niebie występują nie tylko gwiazdy, ale również mgławice, które utożsamiano ze świecącymi obłokami gazu. Szczególną klasę mgławic stanowiły mgławice spiralne, które wyglądają jak gazowe wiry i stąd ich nazwa. Gdy na początku XX wieku zaczęto badać mgławice spiralne, okazało się, że poruszają się one z bardzo dużymi prędkościami, przy czym w przeważającej większości oddalają się od nas, co spowodowało, że stały się obiektami jeszcze bardziej interesującymi. W 1923 roku Edwin Hubble, korzystając z największego wówczas teleskopu, wypatrzył gwiazdy w mgławicy spiralnej w Andromedzie. Wkrótce zauważył gwiazdy w innych mgławicach spiralnych.
Następnym wielkim wyzwaniem było wyznaczenie odległości do mgławic. Wkrótce w kilku mgławicach spiralnych Hubble zidentyfikował cefeidy. Cefeidy są to gwiazdy zmienne, dla których empirycznie stwierdzono, że okres zmian ich jasności jest proporcjonalny do ich jasności absolutnej. Znając okres zmian jasności cefeidy, co łatwo jest wyznaczyć obserwacyjnie, można wyznaczyć jej jasność absolutną (L), a znając z obserwacji jej jasność pozorną można wyznaczyć odległość (d) do cefeidy, gdyż jasność pozorna jest proporcjonalna do L/d2. Okazało się, że mgławice spiralne znajdują się daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Na przykład, odległość do Mgławicy Andromedy wynosi 730 kpc = 2,4 miliona lat świetlnych. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk.
Sześć lat później Hubble dokonał kolejnego wielkiego odkrycia. Gdy zebrał informacje o odległościach i prędkościach ucieczki dla kilkunastu galaktyk, odłożył je na wykresie i stwierdził, że prędkość ucieczki galaktyk jest proporcjonalna do ich odległości. Współczynnik proporcjonalności w tej zależności nosi nazwę stałej Hubble'a. Okazało się, że Wszechświat, ten największy obiekt, który możemy obserwować i poznawać, zmienia się - ewoluuje. Trudno przypuszczać, że nasza Galaktyka jest w jakikolwiek sposób wyróżniona i z punktu widzenia obserwatora znajdującego się w innej galaktyce Wszechświat też się rozszerza. Zasada Kopernikańska zastosowana do świata galaktyk prowadzi do wniosku, że Wszechświat jest jednorodny.
Jeszcze zanim Hubble odkrył rozszerzanie się Wszechświata, radziecki matematyk i meteorolog Aleksander Friedmann, korzystając z równań Einsteina wykazał, że Wszechświat jednorodnie wypełniony materią musi się zmieniać. Z rozważań Friedmanna wynika, że Wszechświat musiał mieć początek. Wiek Wszechświata zależy od stałej Hubble'a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Te dwa podstawowe parametry określające model kosmologiczny okazały się bardzo trudne do wyznaczenia. Dopiero w ostatnich pięciu latach dokładność pomiarów wzrosła na tyle, że można poważnie traktować wartości tych parametrów, podawane przez astronomów. Stała Hubble'a wynosi H0 =65+-2km/s Mpc, (ro)materii = 2 × 10 - 30 g/cm3, (Omega)m = (ro)materii × 8 (pi) G/3H02 = 0,3. Przy okazji najnowszych pomiarów stałej Hubble'a okazało się, że stała kosmologiczna jest najprawdopodobniej różna od zera i jej wkład do średniej gęstości energii we Wszechświecie wynosi (Omega)(Lambda) = (Lambda) c2/3H02 = 0,7, co sprawia, że obecnie Wszechświat rozszerza się coraz szybciej. Ze zmierzonych wartości stałej Hubble'a i średniej gęstości materii wynika, że Wszechświat ma 14,3 miliarda lat.
Od czasu odkrycia przez Hubble'a prostego związku łączącego prędkość ucieczki galaktyki z jej odległością, astronomowie zajmujący się badaniem galaktyk rywalizują w znajdowaniu jak najdalszych obiektów we Wszechświecie. Prostym miernikiem prędkości oddalania się galaktyki jest przesunięcie linii widmowych. Do pomiaru prędkości oddalania się galaktyk wprowadzono tak zwany parametr przesunięcia ku czerwieni z = ((lambda)obs - (lambda)lab)/(lambda)lab, gdzie (lambda)obs to obserwowana długość fali linii widmowej, a (lambda)lab to laboratoryjnie wyznaczona długość fali odpowiadająca tej samej linii widmowej. Dla najdalszej znanej galaktyki z = 6,68, co oznacza, że galaktyka ta oddala się od nas z prędkością v = 0,9666 c (!) i znajduje się w odległości 0,64 odległości do kosmologicznego horyzontu. Na przebycie tej drogi sygnał świetlny potrzebuje 10,5 miliarda lat. Astronomowie znaleźli już dwa obiekty, które najprawdopodobniej znajdują się jeszcze dalej. Badania tych obiektów trwają.