Amikor Albert Einstein (1879-1955) német fizikus 1916-ban megalkotta az általános relativitáselméletet, a tudósok még nem kételkedtek abban, hogy a Világegyetem időben állandó. Ezért Einstein egyenleteinek egy olyan megoldását kereste, amely statikus világegyetemet ad megoldásul. 1922-ben Alekszander Fridman (1888-1925) orosz matematikus és légkörfizikus megállapította, hogy az Einstein-féle megoldáson kívül az egyenleteknek van olyan megoldása is, amely táguló, illetve összehúzódó világegyetemeket ír le. Néhány évvel később Hubble vöröseltolódással kapcsolatos megfigyelései bebizonyították Fridman számításának helyességét. Ezek az eredmények arra ösztönözték Georges Lemaitre (1894-1966) belga csillagászt, hogy felvesse a ma legvalószínűbbnek tartott világegyetem-keletkezési elmélet, az ún. forró Univerzum hipotézis lehetőségét. Az elmélet pontos kidolgozását George Gamow (1904-1968) orosz fizikus végezte el. Ezt ismertetjük most röviden.

Mintegy 13-18 milliárd évvel ezelőtt a Világegyetem anyaga egy nagy sűrűségű és magas hőmérsékletű térrészbe volt összezsúfolva. Az Univerzum fejlődése egy nagy robbanással vette kezdetét. (Innen származik az elmélet másik elnevezése: Ősrobbanás-elmélet, vagy angolul Big Bang.) Kezdeti állapotban az anyag olyan formában lehetett jelen, amire nincsenek szemléletes fogalmaink. (Feltételezések szerint az ősrobbanás után 10 − 43 s elteltével a sűrűség , a hőmérséklet pedig K volt.)

A robbanást követően elképzelhetetlenül rövid idő alatt kialakultak az anyagi világ jelenlegi építőköveinek tartott kvarkok, elektronok és ezek antirészecskéi. Ezeket követte a nehéz nukleonok (protonok, neutronok és antirészecskéik) kialakulása. Mivel a sűrűség ebben az időszakban még elég nagy volt ( ), a sorozatos ütközések miatt hélium atommagok is keletkeztek. A számítások szerint ennek a folyamatnak a végére (az ősrobbanás után 100 másodperccel) az Univerzum anyagának legalább 10%-a héliumból állt, a többi lényegében hidrogén volt. Eközben a tágulás miatt a hőmérséklet rohamosan csökkent ( K ). Az ezt követő korszakban (kb. 300 ezer év) az ionizált állapotban lévő hidrogén- és héliumatomokból semleges atomok alakultak ki. Ekkorra a hőmérséklet 4000 K-re, a sűrűség 10 − 17 -re csökkent. Az ősrobbanás időpontjától számított egy-két milliárd év múlva a gravitációs erő hatására megindult a galaxisok és galaxishalmazok kialakulása. Ezután a galaxisokon belül újabb sűrűsödések jöttek létre, amelyekből kialakultak a csillagok, illetve csillagrendszerek. Mintegy 5 milliárd évvel ezelőtt egy ilyen sűrűsödés eredményeként jött létre a Nap és a bolygórendszerünk is.

Természetesen vannak más elképzelések is a Világegyetem keletkezésére, de a tudósok túlnyomó többsége elfogadja az Ősrobbanás hipotézisét. Van ugyanis néhány olyan megfigyelési eredmény, ami alátámasztja az elmélet helyességét. Az első, amiből tulajdonképpen kiindultunk, a galaxisok fényének vöröseltolódása. Ez mindenképpen azt bizonyítja, hogy az Univerzum folyamatosan tágul, tehát régen a mainál lényegesen kisebb méretű lehetett. A második érv a forró Univerzum hipotézise mellett, a Világegyetemben megfigyelhető H-He arány. Ez jelenleg nagyjából 80%-20%, és a hélium viszonylagosan magas arányát csak úgy tudjuk megnyugtatóan magyarázni, ha feltételezzük, hogy már az ősanyag is tartalmazott valamennyi héliumot. Ebből pedig az következik, hogy az Univerzum korai időszakában legalább olyan magas hőmérsékletnek kellett lennie, amelyben keletkezhettek He atommagok. A harmadik - talán a legfontosabb - érv a háttérsugárzás (maradványsugárzás) felfedezése. 1965-ben a két amerikai fizikus (Wilson és Penzias) megállapította, hogy az Univerzum minden irányából azonos erősségű rádiósugárzás érkezik a Földre. Ez a sugárzás megfelelt egy 2,7 K hőmérsékletű fekete test hőmérsékleti sugárzásának. Ennek a sugárzásnak a meglétét az elmélet kidolgozásakor Gamow előre jelezte. Kimutatta ugyanis, hogy a táguló Világegyetemnek a kezdeti magas hőmérsékletéről mostanra néhány kelvinre kellett lehűlnie.

Ezek a megfigyelések mind beleillenek az ősrobbanás elméletébe, más elméletek viszont - különösen a háttérsugárzást - nem tudják kielégítően magyarázni.

Amilyen érdekes a Világegyetem keletkezése, legalább olyan izgató lehet a jövő kérdése is. Meddig folytatódik a Világegyetem tágulása? Milyen sors vár az Univerzumra?

Ezekre a kérdésekre ma még nem tudunk felelni. Ha az Univerzumban "elég sok" az anyag, akkor a gravitáció elég erős lesz ahhoz, hogy megállítsa a tágulási folyamatot. Ekkor a Világegyetem a tágulás után összehúzódásba megy át, és egy Nagy Összeroppanásban végződik (Big Crunch). Ha azonban az anyagsűrűség egy adott értéknél kisebb, akkor a tágulási folyamat sohasem áll meg. A megfigyelt anyagok mennyisége arra utal, hogy ez utóbbi valósul meg, de ne feledkezzünk meg arról, hogy a műszereink által "belátható" Világegyetem nem feltétlenül azonos a létező Világegyetemmel. Ezért előfordulhat, hogy alábecsüljük a Világegyetem valódi sűrűségét. Egyelőre csak annyit mondhatunk, hogy az Univerzum anyagsűrűsége valószínűleg közel van a két változatot elválasztó "kritikus" sűrűséghez .