A kozmikus háttérsugárzás
Az ősrobbanás után mintegy négyszázezer évvel a hőmérséklet tízezer fok közelébe csökkent. Ekkor rekombinálódott a táguló plazmafelhő: az atommagok befogták a szabad elektronokat, elektromosan semleges atomok jöttek létre, melyekkel az elektromágneses sugárzás már nem hatott kölcsön. Megjelentek a szabad fotonok - „létrejött a fény”. Ezt a fénylést a mai napig meg lehet figyelni a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (angol rövidítése: CMB) képében, a világegyetem tágulása miatt ma mintegy 2,7 K hőmérsékleten. Gamov már 1948-ban felvetette egy kb. 10 K-es maradványsugárzás létét, de csak 1965-ben, egy mikrohullámú zajkeresés során szinte véletlenül fedezte fel Penzias és Wilson.

A COBE és a WMAP után a Planck űrszonda még jobb szögfelbontással térképezi fel a mikrohullámú háttérsugárzás mintázatát, amiből a világegyetem geometriájára lehet következtetni.

Ez a sugárzás még majdnem teljesen homogén, de szerkezetében már megfigyelhetők azok a kis aszimmetriák, amelyekből a mai galaxisok és galaxishalmazok kialakulhattak.

A folyamat ezután következő egymilliárd évére vonatkozóan még nem tudunk közvetlenül megfigyeléseket tenni, de a matematikai modellek jól leírják, hogy a kis inhomogenitások hogyan álltak össze, és szerveződtek nagyobb anyagcsomókba: az első galaxisokba.
Ezek a galaxisok galaxishalmazokba rendeződtek, amelyek néhány száz galaxisból állnak. A galaxishalmazok is csoportosulnak a világegyetemben, és szuperhalmazokba tömörülnek. A ma megfigyelhető szerkezet a galaxisok egyfajta „szivacsos” elrendezését mutatja: a galaxisok, galaxishalmazok falakba, láncokba rendeződnek, és a falak között jelentős méretű üres tartományokat zárnak közre.

A mindent betöltő fotontenger, a háttérsugárzás egy viszonyítási alapot ad: a hozzá képest történő mozgások mérhetőek. Így derült ki, hogy a Tejútrendszer, illetve a galaxisok szuperhalmazai merre mozognak.