우주의 구조 ·진화 ·기원 등을 연구하는 천문학의 분야. 옛날부터 여러 가지의 우주관이 자연과학의 발달에 따라 변천을 겪어 왔다. 금세기에 들어와서 거대한 망원경이나 전파망원경(電波望遠鏡)이 만들어지면서 관측자료가 늘어남에 따라 우주론은 단순한 상상이나 추정에 의한 것이 아니라 확고한 관측사실에 바탕을 둔 정밀과학의 면모를 갖추게 되었다. 특히 1929년에 E.허블에 의하여 밝혀진 우주의 팽창은 1965년 발견된 우주의 배경복사(背景輻射)와 더불어 현대 우주론의 발판이 되는 중요한 사실이다. 이러한 관측사실을 설명하는 이론은 금세기 초에 A.아인슈타인이 발표한 일반상대성이론(一般相對性理論:general relativity)의 중력장(重力場)의 방정식을 출발점으로 하고 있다. 여기서 얻어지는 해(解)로 표현된 우주의 모델은 시간적으로 임의의 두 점 사이의 거리가 증가하는 팽창우주를 제시한다. 그 팽창의 속도와 두 점 사이의 거리의 비율인 팽창률은 허블의 상수(H)로 나타내고, 그 역수 1/H은 우주의 나이에 비례하여 시간적으로 늘어나지만, 같은 시간에서는 우주공간의 어디서나 일정한 값을 가지고 있다. 이 값으로부터 계산되는 우주의 나이는 약 200억 년에 가깝다. 즉 현재 멀어져 가는 먼 은하(銀河:galaxy)들은 지금으로부터 약 200억 년 전에 한 점에서 일어난 큰 폭발에서 비롯되어 오늘날도 계속 팽창을 하고 있다. 이 팽창의 속도는 우주를 이루는 물질들의 만유인력으로 인하여 차츰 감소하고 있다. 우주의 팽창은 물질의 평균밀도의 크기에 따라 영원히 계속되거나, 또는 유한한 시간이 지나면 팽창속도가 0이 되고 그 후는 수축하는 우주로 변하게 된다. 이것은 또 우주공간이 공의 표면처럼 스스로 닫힌 유한한 경우(즉, 닫힌 우주), 평면처럼 평탄한 우주, 안장(鞍裝)의 곡면처럼 멀리 갈수록 더욱더 벌어지는 열린 우주의 세 가지의 가능성과 대응한다. 한편 우주의 팽창에 따라서 우주의 온도가 낮아지므로 우주의 팽창은 우주의 냉각의 역사로 생각할 수 있다. 1965년에 우연하게 발견된 우주전파(宇宙電波)는 그 세기가 모든 방향으로 동일한 등방성(等方性)을 나타내며, 이는 2.7K의 흑체복사(黑體輻射)와 같은 것으로 판명되었다. 이것은 우주의 팽창으로 냉각된 고온의 흑체복사의 화석(化石)으로 생각된다. 이 온도는 우주의 크기에 반비례하여 변하며 우주의 초기에는 극히 고온의 상태였음을 알려주고 있다. 이것을 고온의 폭발우주(hot big bang universe)라고 부른다. 우주의 팽창에 따른 물질의 에너지 변화는 복사에너지의 변화보다 느리기 때문에, 오늘날은 물질의 에너지가 복사보다도 약 1000배 정도 우세한, 이른바 '물질이 지배하는 시대'에 속하지만 과거로 거슬러 올라가면 우주의 크기가 지금의 1000분의 1이던 시기에는 두 세력이 비등하고, 그 이전에는 '복사가 지배하는 시대'로 바뀐다. 오늘날 관측되는 수많은 은하들, 그들의 집단은 '물질이 지배하는 시대'의 초기에 속하는 과거의 소산으로 생각되고 있다. 한편 인류의 출현(약 200만 년 전) 이후의 역사의 길이는 우주의 역사의 길이의 약 1만분의 1에 지나지 않는 극히 짧은 것이다.