与可观测宇宙相比有些许不同，可观测宇宙是指宇宙中我们能观测范围内的部分宇宙，观测半径由138亿年前大爆炸开始的光传播距离决定。

但这并不意味地球位于宇宙中央。就算你搬到1光年以外的恒星上去，你仍处于自己可观测宇宙的中心，只是观测范围与之前大不相同罢了。

广义相对论描述了时空如何经由物质与能量产生扭曲与弯折。

宇宙的拓扑学与几何学包含了可观测宇宙内的局部几何与全域几何。宇宙学家通常会将时空给予一个类空间隔的切片，称之为同移座标。在时空中可以观察到的部分是过去的光锥，划定了宇宙学视界。

宇宙学视界也称作粒子视界或光视界的最大距离，为粒子在宇宙年龄范围中，旅行至观察者的距离。

而视界则代表宇宙中可观察到无法观察区间的界限。宇宙学视界的存在、性质与显着性是随特定的宇宙学视界而定。

决定宇宙未来发展的一个重要参数为密度参数（Ω，定义为宇宙的实际或观测密度与弗里德曼宇宙临界密度之比值。

宇宙的形状有3种可能的几何形态，取决于Ω是否等于、小于或大于1。这将会分别决定宇宙的形状为扁平态、开放态或封闭态。

根据宇宙背景探测者、威尔金森微波各向异性探测器与普朗克卫星对于宇宙微波背景辐射的观察，认为宇宙是具有有限年龄的无限空间，为弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规所描述的内容之一。

该模型支持暴胀理论与标准宇宙学模型，描述宇宙为具有同质性的扁平状空间，而暗物质与暗能量占有主导地位。