宇宙の晴れ上がりの直後から約137億年の間に、宇宙は約1100倍程度膨張したと考えられる。この空間は現在、光速の約3.5倍の速度で地球から遠ざかっており、[5]かつ宇宙が生まれてから現在に至るまで常に超光速を保っている。つまり我々が現在電磁波によって観測できる天体の中には、その天体が生まれてから現在に至るまで常に超光速の後退速度となるものが存在する。

天体から放たれた光が地球にたどり着くまでの時間に光速をかけたものは光行距離 (Light travel distance) とよばれる。[6]これは光が地球に届くまでの間に、光の旅した道のりを表す。光行距離では、電磁波により観測される宇宙[7]の果てから地球までの光の旅した道のりは約137億光年と推定される。これは光速に宇宙の年齢をかけたものだが、この値は先に述べた2つの距離（465億光年、4200万光年）と値が異なる。なぜならば、光が地球に届く間に宇宙が膨張し、そのため光の道のりが延び、また光を放った空間が遠ざかるからだ。つまり光行距離はある時刻における空間上の2点間の距離を指し示すものではない。天文学では光行距離を天体までの距離とみなすことが多いが、それは現在の天体までの距離や、天体が光を放ったときの天体までの距離を示すものではない。それはあくまで、我々に届く光が旅した道のりである。

まとめると、今我々が観測することができる最も古い時代に放たれた光は、約137億年前に約4200万光年離れた空間から放たれた光である。そしてその空間は現在465億光年先にあり、光は137億年かけて137億光年の道のりを旅してきたということである。わずか4200万光年の距離を光が進むのに137億年もの時間を費やしたのは宇宙の膨張が地球への接近を阻んだためである。これは、流れの速い川を上流へ向かう船がなかなか前に進めないことと似ている。宇宙空間の膨張は一般相対性理論より導かれる。よって電磁波の媒質である空間の膨張により地球を基点としたときの、地球から離れた場所にある光の速度が変化しても特殊相対性理論における「光速度不変の法則」とは矛盾しない。

我々の観測可能な領域を超える宇宙は、共動距離的な意味の場合、インフレーション理論に基づき、より広大であろうと予想されているが、いまだその大きさが有限なのか無限なのかすらわかっていない。

光行距離的な意味では、137億光年以上の距離では宇宙の晴れ上がり以前となるため光が直進できず、地球への旅ができない。つまりそのような距離そのものが存在しないことになる。

宇宙は膨張を続けていることが分かっている。1929年にエドウィン・ハッブルが遠方の銀河の後退速度を観測し、距離が遠い銀河ほど大きな速度で地球から遠ざかっていることを発見した（ハッブルの法則）。

一方、これに先立つ1915年にアルベルト・アインシュタインによって一般相対性理論が発表され、エネルギーと時空の曲率の間の関係を記述する重力場方程式（アインシュタイン方程式）が見出された。

これを受けて、宇宙は一様・等方であるという宇宙原理を満たすようなアインシュタイン方程式の解が、アインシュタイン自身やウィレム・ド・ジッター、アレクサンドル・フリードマン、ジョルジュ・ルメートルらによって導かれたが、これらの解はいずれも時間とともに宇宙が膨張（または収縮）することを示していた。

当初、アインシュタインは宇宙は定常であると考えていたため、自分が見つけた解に定数（宇宙定数）を加えて宇宙が定常になるようにしたが、後に前言撤回をした。その後にハッブルによって観測的に宇宙膨張が発見され、膨張宇宙という概念が定着した。

無数の銀河がほぼ一様に分布していて、その距離に比例した速度で遠ざかっているように見えるが、これはわれわれ太陽系が宇宙の中心だからではなく、例えいずれの銀河から見たとしても、これと同様に見える。それは、すべての天体を含む宇宙全体が膨張しているから（膨張宇宙論）であると考えられる。宇宙原理に従えば、宇宙には果てがない。よって宇宙膨張の中心は存在しない。銀河の後退速度が光速に等しくなる距離は、宇宙論的固有距離において地球から約137億光年のところとなる。宇宙年齢に光速をかけた距離とこの距離が一致するのは偶然である。ここまでの距離はハッブル距離、あるいはハッブル半径と呼ばれるが、これは宇宙の地平面（宇宙の事象の地平面、あるいは粒子的地平面）ではない。光速を超えて遠ざかる天体は赤方偏移Z=1.7程度の天体と考えられるが、この値を超える天体はすでに1000個以上観測されている。

宇宙の始まりはビッグバンと呼ばれる大爆発であったとされている。

ハッブルの法則によると、地球から遠ざかる天体の速さは地球からの距離に比例するため、逆に時間を遡れば、過去のある時点ではすべての天体は1点に集まっていた、つまり宇宙全体が非常に小さく高温・高密度の状態にあったことが推定される。

このような初期宇宙のモデルは「ビッグバン・モデル」と呼ばれ、1940年代にジョージ・ガモフによって提唱された。

その後、1965年にアーノ・ペンジアスとロバート・W・ウィルソンによって、宇宙のあらゆる方角から絶対温度3度の黒体放射に相当するマイクロ波が放射されていることが発見された（宇宙背景放射）。これは、宇宙初期の高温な時代に放たれた熱放射の名残であると考えられ、ビッグバン・モデルの正しさを裏付ける証拠であるとされている。

しかしその後、宇宙の地平線問題や平坦性問題といった、初期の単純なビッグバン理論では説明できない問題が出てきたため、これらを解決する理論として1980年代にインフレーション理論が提唱され、ビッグバン以前に急激な膨張（インフレーション）が起こったとされている。[8]

場の量子論によれば、発生初期の宇宙は真空のエネルギーに満ちており、それが斥力となり宇宙膨張の原動力になったとされる。

膨張する宇宙がこの先どのような運命をたどるかは、アインシュタイン方程式の解である宇宙モデルによって異なる。

一般に、一様等方という宇宙原理を満たすような宇宙の形には、空間の曲率が0の平坦な宇宙、曲率が正の閉じた宇宙、曲率が負の開いた宇宙の3通りが可能である。

平坦な宇宙か開いた宇宙であれば宇宙は永遠に膨張を続ける。閉じた宇宙であればある時点で膨張が収縮に転じ、やがて大きさ0につぶれる（ビッグクランチ）。

2005年時点での最新の観測結果によれば、宇宙は平坦な時空であり、このまま引き続き広がり続け、止まることはないと考えられている。