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在《伊里亞德》中，荷馬對赫克托耳的描寫時常帶有貶義。例如赫克托耳的專屬修飾詞，雖然有“頭盔閃亮的”、“神一樣的”這種褒義詞，也包括“殺人如麻的”這種并不符合人物性格的詞匯。劇情中雖然不乏赫克托耳勇冠三軍、愛護妻兒的正面描寫（第六卷371行），但也曾寫到赫克托耳在被阿基里斯擊敗后丑態百出地求饒（第二十二卷363行），這與后世悲劇與史書描寫的不同。
這可能是因為史詩韻腳的限制，以及體現了荷馬試圖加強戲劇沖突的嘗試，但也可能是因為荷馬本身就不喜歡這個人物，或者在荷馬時代人們對赫克托耳的評價并不像后世那么正面。
* 電影《特洛伊》，赫克托爾由艾瑞克·巴納扮演。
* 手機遊戲《Fate/Grand Order》中，以「Lancer」的職階登場，寶具為「不毀的極槍」。
赫克托耳在撲克牌代表方塊J，特徵是手持劍刃。
根據大爆炸理論，宇宙是由一個極緊密、極熾熱的奇點膨脹到現在的狀態。
大爆炸，是描述宇宙的起源與演化的宇宙學模型，這一模型得到了當今科學研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙學家通常所指的大爆炸觀點為：宇宙是在過去有限的時間之前，由一個密度極大且溫度極高的演變而來的。根據2015年普朗克衛星所得到的最佳觀測結果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21億年，并經過不斷的到達今天的狀態。
大爆炸這一模型的框架基于愛因斯坦的廣義相對論，又在場方程的求解上作出了一定的簡化（例如宇宙學原理假設空間的和各向同性）。1922年，蘇聯物理學家亞歷山大·弗里德曼用廣義相對論描述了流體，從而給出了這一模型的場方程。1929年，美國物理學家愛德溫·哈勃透過觀測發現，從地球到達遙遠星系的距離正比于這些星系的紅移，從而推導出宇宙膨脹的觀點。1927年時勒梅特通過求解弗里德曼方程已經在理論上提出了同樣的觀點，這個解后來被稱作弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規。哈勃的觀測表明，所有遙遠的星系和星系團在視線速度上都在遠離我們這一觀察點，并且距離越遠退行視速度越大。如果當前星系和星團間彼此的距離在不斷增大，則說明它們在過去曾經距離很近。從這一觀點物理學家進一步推測：在過去宇宙曾經處于一個密度極高且溫度極高的狀態，大型粒子加速器在類似條件下所進行的實驗結果則有力地支持了這一理論。然而，由于當前技術原因，粒子加速器所能達到的高能范圍還十分有限，因而到目前為止，還沒有證據能夠直接或間接描述膨脹初始的極短時間內的宇宙狀態。從而，大爆炸理論還無法對宇宙的初始狀態作出任何描述和解釋，事實上它所能描述并解釋的是宇宙在初始狀態之后的演化圖景。當前所觀測到的宇宙中氫元素的豐度，和理論所預言的宇宙早期快速膨脹并冷卻過程中，最初的幾分鐘內通過核反應所形成的這些元素的理論豐度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氫元素豐度的理論被稱作太初核合成。
大爆炸一詞首先是由英國天文學家弗雷德·霍伊爾所采用的。霍伊爾是與大爆炸對立的宇宙學模型——穩態學說的倡導者，他在1949年3月BBC的一次廣播節目中將勒梅特等人的理論稱作“這個大爆炸的觀點”。雖然有很多通俗軼事記錄霍伊爾這樣講是出于諷刺，但霍伊爾本人明確否認了這一點，他聲稱這只是為了著重說明這兩個模型的顯著不同之處。霍伊爾后來為恒星核合成的研究做出了重要貢獻，這是恒星內部通過核反應利用氫元素制造出某些重元素的途徑。1964年發現的宇宙微波背景輻射是支持大爆炸確實發生的重要證據，特別是當測得其頻譜從而繪制出它的黑體輻射曲線之后，大多數科學家都開始相信大爆炸理論了。
大爆炸理論是通過對宇宙結構的實驗觀測和理論推導發展而來的。在實驗觀測方面，1912年維斯托·斯里弗首次測量了一個“旋渦星云”（“旋渦星云”是當時對旋渦星系的舊稱法）的多普勒頻移，其后他又證實絕大多數類似的星云都在退離地球。不過斯里弗爾并沒有因此聯想到這個觀測結果對宇宙學的意義，因為在當時，這些“星云”是否是我們的銀河系之外的“島宇宙”這一問題存在強烈爭議，并引發了世紀天文大辯論。在理論研究方面，1917年愛因斯坦將廣義相對論理論應用到整個宇宙，發表了標志著物理宇宙學誕生的論文《根據廣義相對論對宇宙學所做的考察》。然而從廣義相對論出發建立的宇宙模型不是靜態的，這和當時靜態宇宙的主流觀點并不符合，愛因斯坦為此在場方程中加入了一個宇宙學常數來進行修正。1922年，蘇聯宇宙學家、數學家亞歷山大·弗里德曼假設了宇宙在大尺度上均勻和各向同性，利用引力場方程推導出描述空間上均一且各向同性的弗里德曼方程，在這一組方程中宇宙學常數是可以消掉的。通過選取合適的狀態方程，從弗里德曼方程得到的宇宙模型是在膨脹的。1924年，埃德溫·哈勃測量了最近的“旋渦星云”距地球的距離，其結果證實了它們在銀河系之外，本質是其他的星系。1927年，比利時物理學家喬治·勒梅特在不了解弗里德曼工作的情況下獨立提出了星云后退現象的原因是宇宙在膨脹。1931年勒梅特進一步提出“原生原子假說”，認為宇宙正在進行的膨脹意味著它在時間反演上會發生坍縮，這種情形會一直發生下去直到它不能再坍縮為止，此時宇宙中的所有質量都會集中到一個幾何尺寸很小的“原生原子”上，時間和空間的結構就是從這個“原生原子”產生的。
1924年起，哈勃為勒梅特的理論提供了實驗條件：他在威爾遜山天文臺利用口徑250厘米的胡克望遠鏡費心建造了一系列天文距離指示儀，這是宇宙距離尺度的前身。這些儀器使他能夠通過觀測星系的紅移量來推測星系與地球之間的距離。他在1929年發現，星系遠離地球的速度同它們與地球之間的距離剛好成正比，這就是所謂-{zh-hans:哈勃定律;zh-hk:哈勃定律;zh-tw:哈勃定律;}-。而勒梅特在理論推測，根據宇宙學原理當觀測足夠大的空間時，沒有特殊方向和特殊點，因此哈勃定律說明宇宙在膨脹。
藝術家繪制的威爾金森微波各向異性探測器采集數據的景象
二十世紀三十年代，還出現了一些嘗試解釋哈勃所觀測現象的，例如米爾恩宇宙、（最早由弗里德曼提出，后來的主要推廣者是阿爾伯特·愛因斯坦和理查德·托爾曼、弗里茨·茲威基的。
第二次世界大戰以后，宇宙膨脹的觀點引出了兩種互相對立的可能理論：一種理論是由勒梅特提出，喬治·伽莫夫支持和完善的大爆炸理論。伽莫夫提出了太初核合成理論，而他的同事拉爾夫·阿爾菲和羅伯特·赫爾曼則理論上預言了宇宙微波背景輻射的存在。另一種理論則是英國天文學家弗雷德·霍伊爾等人提出的穩態理論。在穩恒態宇宙模型里，新物質在星系遠離留下的空間中不斷產生，從而宇宙在任何時候看上去都基本不變化。具有諷刺意味的是，大爆炸理論的名稱卻是來自霍伊爾提到勒梅特的理論時所用的稱呼，他在1949年3月的一期BBC廣播節目《物質的特性》中將勒梅特等人的理論稱作“這個大爆炸的觀點”。之后的許多年，這兩種理論并立，但射電一系列觀測證據使天平逐漸向大爆炸理論傾斜。1965年，宇宙微波背景輻射的發現和確認更使絕大多數物理學家都相信：大爆炸是能描述宇宙起源和演化最好的理論。現在宇宙物理學的幾乎所有研究都與宇宙大爆炸理論有關，或者是它的延伸，或者是進一步解釋，例如大爆炸理論的框架下星系如何產生，早期和極早期宇宙的物理定律，以及用大爆炸理論解釋新觀測結果等。
二十世紀九十年代后期和二十一世紀初，望遠鏡技術的重大發展和如宇宙背景探測者、哈勃太空望遠鏡和威爾金森微波各向異性探測器等空間探測器收集到的大量數據使大爆炸理論又有了新的大突破。宇宙學家從而可以更為精確地測量大爆炸模型中的各種參數，并從中發現了很多意想不到的結果，比如宇宙的膨脹正在加速。
通過廣義相對論將宇宙的膨脹進行時間反演，則可得出宇宙在過去有限的時間之前曾經處于一個密度和溫度都無限高的，這一狀態被稱為奇點，奇點的存在意味著廣義相對論理論在這里不適用。而仍然存在爭論的問題是，借助廣義相對論我們能在多大程度上理解接近奇點的物理學——可以肯定的是不會早于普朗克時期。宇宙極早期這一高溫高密的相態被稱作“大爆炸”，這被看作是我們宇宙的誕生時期。通過觀測Ia型超新星來測量宇宙的膨脹，對宇宙微波背景輻射溫度漲落的測量，以及對星系之間相關函數的測量，科學家計算出宇宙的年齡大約為137.3 ± 1.2億年。這三個獨立測算所得到的結果相符，從而為具體描述宇宙所包含物質比例的ΛCDM模型提供了有力證據。
關于大爆炸模型中極早期宇宙的相態問題，至今人們仍充滿了猜測。在大多數常見的模型中，宇宙誕生初期是由且各向同性的高密高溫高壓物質構成的，并在極早期發生了非常快速的膨脹和冷卻。大約在膨脹進行到10-37秒時，產生了一種相變使宇宙發生暴脹，在此期間宇宙的膨脹是呈指數增長的。當暴脹結束后，構成宇宙的物質包括夸克-膠子漿，以及其他所有基本粒子。此時的宇宙仍然非常熾熱，以至于粒子都在做著相對論性的高速隨機運動，而粒子－反粒子對在此期間也通過碰撞不斷地創生和湮滅，從而宇宙中粒子和反粒子的數量是相等的（宇宙中的總重子數為零）。直到其后的某個時刻，一種未知的違反重子數守恒的反應過程出現，它使夸克和輕子的數量略微超過了反夸克和反輕子的數量——超出范圍大約在三千萬分之一的量級上，這一過程被稱作。這一機制導致了當今宇宙中物質相對于反物質的主導地位。
隨著宇宙的膨脹速度和溫度進一步的降低，粒子所具有的能量普遍開始逐漸下降。當能量降低到1太電子伏特（1012eV）時產生了對稱破缺，這一相變使基本粒子和基本相互作用形成了當今我們看到的樣子。宇宙誕生的10-11秒之后，大爆炸模型中猜測的成分就進一步減少了，因為此時的粒子能量已經降低到了高能物理實驗所能企及的范圍。10-6秒之后，夸克和膠子結合形成了諸如質子和中子的重子族，由于夸克的數量要略高于反夸克，重子的數量也要略高于反重子。此時宇宙的溫度已經降低到不足以產生新的質子－反質子對（類似地，也不能產生新的中子－反中子對），從而即刻導致了粒子和反粒子之間的質量湮滅，這使得原有的質子和中子僅有十億分之一的數量保留下來，而對應的所有反粒子則全部湮滅。大約在1秒之后，電子和正電子之間也發生了類似的過程。經過這一系列的湮滅，剩余的質子、中子和電子的速度降低到相對論性以下，而此時的宇宙能量密度的主要貢獻來自湮滅產生的大量光子（少部分來自中微子）。
在大爆炸發生的幾分鐘后，宇宙的溫度降低到大約十億開爾文的量級，密度降低到大約海平面附近空氣密度的水平。少數質子和所有中子結合，組成氘和氦的原子核，這個過程叫做太初核合成。而大多數質子沒有與中子結合，形成了氫的原子核。隨著宇宙的冷卻，宇宙能量密度的主要來自靜止質量產生的引力的貢獻，并超過原先光子以輻射形式的能量密度。在大約37.9萬年之后，電子和原子核結合成為原子（主要是氫原子），而通過與物質脫耦，輻射得以在宇宙空間中相對自由的傳播，這個輻射的殘跡就形成了今天的宇宙微波背景輻射。
哈勃超深空場描繪了遠古時代的星系圖景，根據大爆炸理論，它們處于一個更年輕、更致密且更熾熱的宇宙。
雖然宇宙在大尺度上物質幾乎均一分布，但仍存在某些密度稍大的區域，因而在此后相當長的一段時間內這些區域內的物質通過引力作用吸引附近的物質，從而變得密度更大，并形成了氣體云、恒星、星系等其他在今天的天文學上可觀測的結構。這一過程的具體細節取決於宇宙中物質的形式和數量，其中形式可能有三種：冷暗物質、熱暗物質和重子物質。目前來自的最佳觀測結果表明，宇宙中占主導地位的物質形式是冷暗物質，而其他兩種物質形式在宇宙中所占比例不超過18%。另一方面，對Ia型超新星和宇宙微波背景輻射的獨立觀測表明，當今的宇宙被一種稱作暗能量的未知能量形式主導著，暗能量被認為滲透到空間中的每一個角落。觀測顯示，當今宇宙的總能量密度中有72%的部分是以暗能量這一形式存在的。根據推測，在宇宙非常年輕時暗能量就已經存在，但此時的宇宙尺度很小而物質間彼此距離很近，因而在那時引力的效果顯著從而減緩了宇宙的膨脹。但經過了幾十上百億年的膨脹，不斷增長的暗能量開始讓宇宙膨脹緩慢加速。表述暗能量的最簡潔方法是在愛因斯坦引力場方程中添加所謂宇宙常數項，但這仍然無法回答暗能量的構成、形成機制等問題，以及與此伴隨的一些更基礎問題：例如關于它狀態方程的細節，以及它與粒子物理學中標準模型的內在聯系，這些未解決的問題仍然有待理論和實驗觀測的進一步研究。
所有在暴脹時期之後的宇宙演化，都可以用宇宙學中的ΛCDM模型來非常精確地描述，這宇宙學標準模型來自於廣義相對論和量子力學各自獨立的框架。物理學者尚不清楚暗物質與暗能量的物理性質，天文觀測也尚未證實暴脹理論的正確性。對於更早時期關於宇宙的描述，一般認為需要一個統合廣義相對論和量子力學的量子引力理論來突破這一難題。如何才能理解這一極早期宇宙的物理圖景是當今物理學的最大未解決問題之一
大爆炸理論的建立基於了兩個基本假設：物理定律的普適性和宇宙學原理。宇宙學原理是指在大尺度上宇宙是均勻且各向同性的。
這些觀點起初是作為先驗的公理被引入的，但現今已有相關研究工作試圖對它們進行驗證。例如對第一個假設而言，已有實驗證實在宇宙誕生以來的絕大多數時間內，精細結構常數的相對誤差值不會超過10-5。此外，通過對太陽系和雙星系統的觀測，廣義相對論已經得到了非常精確的實驗驗證；而在更廣闊的宇宙學尺度上，大爆炸理論在多個方面經驗性取得的成功也是對廣義相對論的有力支持。
假設從地球上看大尺度宇宙是各向同性的，宇宙學原理可以從一個更簡單的哥白尼原理中導出。哥白尼原理是指不存在一個受偏好的（或者說特別的）觀測者或觀測位置。根據對微波背景輻射的觀測，宇宙學原理已經被證實在10-5的量級上成立，而宇宙在大尺度上觀測到的均勻性則在10%的量級。
廣義相對論采用度規來描述時空的幾何屬性，度規能夠給出時空中任意兩點之間的間隔。這些點可以是恒星、星系或其他天體，它們在時空中的位置可以用一個遍布整個時空的坐標卡或“網格”來說明。根據宇宙學原理，在大尺度上度規應當是均勻且各向同性的，唯一符合這一要求的度規叫做弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規（度規）。這一度規包含一個含時的標度因子，它描述了宇宙的尺寸如何隨著時間變化，這使得我們可以選擇建立一個方便的坐標系即所謂同移坐標系。在這個坐標系中網格隨著宇宙一起膨脹，從而僅由于宇宙膨脹而發生運動的天體將被固定在網格的特定位置上。雖然這些同移天體兩者之間的坐標距離（同移距離）保持不變，它們彼此間實際的物理距離是正比於宇宙的標度因子而膨脹的。
大爆炸的本質并不是物質的爆炸從而向外擴散至整個空曠的宇宙空間，而是每一處的，從而兩個共動天體之間的物理距離在不斷增長。由于度規假設了宇宙中物質和能量的均勻分布，它只對宇宙在大尺度下的情形適用——對於像我們的星系這樣局部的物質聚集情形，引力的束縛作用要遠大于空間度規膨脹的影響，從而不能采用度規。
大爆炸時空的一個重要特點就是視界的存在：由于宇宙具有有限的年齡，并且光具有有限的速度，從而可能存在某些過去的事件無法通過光向我們傳遞信息。從這一分析可知，存在這樣一個極限或稱為過去視界，只有在這個極限距離以內的事件才有可能被觀測到。另一方面，由于空間在不斷膨脹，并且越遙遠的物體退行速度越大，從而導致從我們這里發出的光有可能永遠也無法到達那里。從這一分析可知，存在這樣一個極限或稱為未來視界，只有在這個極限距離以內的事件才有可能被我們所影響。以上兩種視界的存在與否取決于描述我們宇宙的模型的具體形式：我們現有對極早期宇宙的認知意味著宇宙應當存在一個過去視界，不過在實驗中我們的觀測仍然被早期宇宙對電磁波的不透明性所限制，這導致我們在過去視界因空間膨脹而退行的情形下依然無法通過電磁波觀測到更久遠的事件。另一方面，假如宇宙的膨脹一直加速下去，宇宙也會存在一個未來視界。
大爆炸理論最早也最直接的觀測證據包括從星系紅移觀測到的哈勃膨脹、對宇宙微波背景輻射的精細測量、宇宙間輕元素的豐度（參見太初核合成），而今大尺度結構和星系演化也成為了新的支持證據。這四種觀測證據有時被稱作“大爆炸理論的四大支柱”。
對遙遠星系和類星體的觀測表明這些天體存在紅移——從這些天體發出的電磁波波長會變長。通過觀測取得星體的頻譜，而構成天體的化學元素的原子與電磁波的相互作用對應著特定樣式的吸收和發射譜線，將兩者進行比對則可發現這些譜線都向波長更長的一端移動。這些紅移是且各向同性的，也就是說在觀測者看來任意方向上的天體都會發生均勻分布的紅移。如果將這種紅移解釋為一種多普勒頻移，則可進而推知天體的退行速度。對於某些星系，它們到地球的距離可以通過宇宙距離尺度來估算出。如果將各個星系的退行速度和它們到地球的距離一一列出，則可發現兩者存在一個線性關系即哈勃定律：
是星系或其他遙遠天體的退行速度
是距天體的共動
是哈勃常數，根據WMAP最近的測量結果為千米/秒/秒差距
根據哈勃定律我們的宇宙圖景有兩種可能：或者我們正處於空間膨脹的正中央，從而所有的星系都在遠離我們——這與哥白尼原理相違背——或者宇宙的膨脹是各處都相同的。從廣義相對論推測出宇宙正在膨脹的假說是由亞歷山大·弗里德曼和喬治·勒梅特分別在1922年和1927年各自提出的，都要早於哈勃在1929年所進行的實驗觀測和分析工作。宇宙膨脹的理論后來成為了弗里德曼、勒梅特、羅伯遜、沃爾克等人建立大爆炸理論的基石。
大爆炸理論要求哈勃定律在任何情況下都成立，注意這里、和隨著宇宙膨脹都在不斷變化（因此哈勃常數實際是指“當前狀態下的哈勃常數”）。對於距離遠小於可觀測宇宙尺度的情形，哈勃紅移可以被理解為因退行速度造成的多普勒頻移，但本質上哈勃紅移并不是真正的多普勒頻移，而是在光從遙遠星系發出而后被觀測者接收的這個時間間隔內，宇宙膨脹的結果。
天文學上觀測到的高度均勻分布且各向同性的紅移，以及其他很多觀測證據，都支持著宇宙在各個方向上看起來都相同這一宇宙學原理。2000年，人們通過測量宇宙微波背景輻射對遙遠天體系統的動力學所產生的影響，證實了哥白尼原理，即地球相對大尺度宇宙來說絕非宇宙的中心。早期宇宙來自大爆炸的微波背景輻射溫度要顯著高於當今的輻射余溫，而幾十億年來微波背景輻射均勻降溫的事實只能解釋為宇宙空間正在進行著度規膨脹，并排除了我們處于接近一個特殊的爆炸中心的位置的可能性。
威爾金森微波各向異性探測器拍攝到宇宙在大爆炸發生後宇宙微波背景的影像
在宇宙誕生的最初幾天里，宇宙處於完全的熱平衡態，并伴隨有光子的不斷吸收和發射，從而產生了一個黑體輻射的頻譜。其后隨著宇宙的膨脹，溫度逐漸降低到光子不能繼續產生或湮滅，不過此時的高溫仍然足以使電子和原子核彼此分離。此時的光子不斷地與這些自由電子發生散射，因此，早期宇宙對電磁波是不透明的。當溫度繼續降低到大約3000K時，電子和原子核開始結合成原子，這一過程在宇宙學中稱為復合。由于光子被中性原子散射的幾率很小，當幾乎所有電子都與原子核發生復合之后，光子的電磁輻射與物質脫耦。這一時期大約發生在大爆炸后三十七萬九千年，被稱作“最終的散射”時期。這些光子構成了可以被今天人們觀測到的背景輻射，而觀測到的背景輻射的漲落圖樣正是這一時期的早期宇宙的直接寫照。隨著宇宙的膨脹，光子的能量因紅移而隨之降低，從而使光子落入了電磁波譜的微波頻段。微波背景輻射被認為在宇宙中的任何一點都可被觀測，并且在各個方向上都（幾乎）具有相同的能量密度。
1964年，阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜在使用貝爾實驗室的一臺微波接收器進行診斷性測量時，意外發現了宇宙微波背景輻射的存在。他們的發現為微波背景輻射的相關預言提供了堅實的驗證——輻射被觀測到是各向同性的，并且對應的黑體輻射溫度為3K——并為大爆炸假說提供了有力的證據。彭齊亞斯和威爾遜為這項發現獲得了諾貝爾物理學獎。
1989年，NASA發射了宇宙背景探測者衛星，并在1990年取得初步測量結果，顯示大爆炸理論對微波背景輻射所做的預言和實驗觀測相符合。COBE測得的微波背景輻射余溫為2.726K，并在1992年首次測量了微波背景輻射的漲落（各向異性），其結果顯示這種各向異性在十萬分之一的量級。約翰·馬瑟和喬治·斯穆特因領導了這項工作而獲得諾貝爾物理學獎。在接下來的十年間，微波背景輻射的各向異性被多個地面探測器以及氣球實驗進一步研究。2000年至2001年間，以毫米波段氣球觀天計劃為代表的多個實驗通過測量這種各向異性的典型角度大小，發現宇宙在空間上是近乎平直的。
2003年初，威爾金森微波各向異性探測器給出了它的首次探測結果，其中包括了在當時人們所能獲得的最精確的某些宇宙學參數。航天器的探測結果還否定了某些具體的宇宙暴脹模型，但總體而言仍然符合廣義的暴脹理論。此外，還證實了有一片“中微子海”彌散於整個宇宙，這清晰地說明了最早的一批恒星誕生時曾經用了約五億年的時間才形成所謂宇宙霧，從而開始在原本黑暗的宇宙中發光。2009年5月，普朗克衛星作為用於測量微波背景各向異性的新一代探測器發射升空，它被寄希望於能夠對微波背景的各向異性進行更精確的測量，除此之外還有很多也在進行中。
采用大爆炸模型可以計算氦-4、氦-3、氘和鋰-7等輕元素相對普通氫元素在宇宙中所占含量的比例。所有這些輕元素的豐度都取決于一個參數，即早期宇宙中輻射（光子）與物質（重子）的比例，而這個參數的計算與微波背景輻射漲落的具體細節無關。大爆炸理論所推測的輕元素比例（注意這里是元素的總質量之比而非數量之比）大約為：氦-4/氫 = 0.25，氘/氫 = 10-3，氦-3/氫 = 10-4，鋰-7/氫 = 10-7。
將實際測量到的各種輕元素豐度和從光子重子比例推算出的理論值兩者比較，可以發現至少是粗略符合。其中理論值和測量值符合最好的是氘元素，氦-4的理論值和測量值接近但仍有差別，鋰-7則是差了兩倍，即對於后兩種元素的情形存在著明顯的系統隨機誤差。盡管如此，大爆炸核合成理論所預言的輕元素豐度與實際觀測可以認為是基本符合，這是對大爆炸理論的強有力支持。因為到目前為止還沒有第二種理論能夠很好地解釋并給出這些輕元素的相對豐度，而從大爆炸理論所預言的宇宙中可被“調控”的氦元素含量也不可能超出或低于現有豐度的20%至30%。事實上很多觀測也沒有除大爆炸以外的理論可以解釋，例如為什么早期宇宙（即在恒星形成之前，從而對物質的研究可以排除恒星核合成的影響）中氦的豐度要高于氘，而氘的含量又要高于氦-3，而且比例又是常數。
用近紅外拍攝天空得到的全景圖，顯示了銀河系以外星系的在宇宙中的分布，其中不同的紅移量用不同的顏色標出。
對星系和類星體的分類和分布的詳細觀測為大爆炸理論提供了強有力的支持證據。理論和觀測結果共同顯示，最初的一批星系和類星體誕生於大爆炸后十億年，從那以后更大的結構如星系團和超星系團開始形成。由於恒星族群不斷衰老和演化，我們所觀測到的距離遙遠的星系和那些距離較近的星系非常不同。此外，即使距離上相近，相對較晚形成的星系也和那些在大爆炸之后較早形成的星系存在較大差異。這些觀測結果都和宇宙的穩恒態理論強烈抵觸，而對恒星形成、星系和類星體分布以及大尺度結構的觀測則通過大爆炸理論對宇宙結構形成的計算模擬結果符合得很好，從而使大爆炸理論的細節更趨完善。
人們通過對哈勃膨脹以及對微波背景輻射的觀測，分別估算出了宇宙的年齡。雖然這兩個結果彼此曾經存在一些矛盾和爭議，但最終還是取得了相當程度上的一致：兩者都認為宇宙的年齡要稍大于最老的恒星的年齡。兩者的測量方法都是將恒星演化理論應用到球狀星團上，并用放射性定年法測定每一顆第二星族恒星的年齡。
大爆炸理論預言了微波背景輻射的溫度在過去曾經比現在要高，而對於位于高紅移區域（即距離很遠）的氣體云，通過觀測它們對溫度敏感的發射譜線已經證實了這個預言。這個預言也意味著星系團中蘇尼亞耶夫-澤爾多維奇效應的強度與紅移并不直接相關；這一點從目前觀測來看應該是近似正確，然而由于蘇尼亞耶夫－澤爾多維奇效應的強度還和星系團的本身性質直接關聯，并且星系團的性質在宇宙學的時間尺度上會發生根本的變化，因而導致無法精確檢驗這個猜想的正確性。
當今的科學家在宇宙學問題上都普遍更青睞大爆炸模型，不過在歷史上科學界曾經分成兩派，一派是大爆炸模型的支持者，另一派是的支持者。在宇宙學的整個發展史中，科學界曾經不斷爭論著哪個宇宙學模型能夠最符合地描述結果（參見動機和發展一節），大爆炸理論的一些問題也因此浮出水面。在當今的科學界，支持大爆炸理論是壓倒性的共識，因此這些曾經提出的問題很多都已經成為了歷史，人們為此不斷修正和完善大爆炸理論以及獲取更佳的觀測結果，從而一一獲得了這些問題的解釋。
大爆炸的核心觀點——包括度規膨脹、早期高溫態、氦元素形成、星系形成——都是從獨立于任何宇宙學模型的實際觀測中推論出的，這些實際觀測包括輕元素的豐度、宇宙微波背景輻射、大尺度結構、Ia型超新星的哈勃圖等。而大爆炸理論發展至今，它的正確性和精確性有賴于很多奇特的物理現象，這些物理現象或者還沒有在地面實驗中觀測到，或者還沒被納入粒子物理學的標準模型中。在這些現象中，暗物質是當前各個實驗室所研究的最為活躍的主題。雖然暗物質理論中至今仍然存在一些未得到解決的細節和疑點，諸如星系暈尖點問題和冷暗物質的矮星系問題，但這些疑點的解決只需將來對理論做出進一步的修正，而不會對暗物質這一解釋產生顛覆性的影響。暗能量是科學界另一高度關注的領域，但至今仍然不清楚將來是否有可能直接對暗能量進行觀測。
另一方面，大爆炸模型中的兩個重要概念：暴脹和，在某種意義上仍然被認為是具有猜測性質的。它們雖然能夠解釋早期宇宙的重要性質，卻可以被其他解釋所替代而不影響大爆炸理論本身。如何找到這些觀測現象的正確解釋仍然是當今物理學最大的未解決問題之一。
來源于任何信息的傳遞速度不可能超過光速的前提。對於一個存在有限時間的宇宙而言，這個前提決定了兩個具有的時空區域之間的間隔具有一個上界，這個上界被稱作粒子視界。從這個意義上看，所觀測到的微波背景輻射的各向同性與這個推論存在矛盾：如果早期宇宙直到“最終的散射”時期之前一直都被物質或輻射主導，那時的粒子視界將只對應著天空中大約2度的范圍，從而無法解釋為何在一個如此廣的范圍內都具有相同的輻射溫度以及如此相似的物理性質。
對於這一看似矛盾之處，暴脹理論給出了解決方案，它指出在宇宙誕生極早期（早于重子數產生）的一段時間內，宇宙被均勻且各向同性的能量標量場主導著。在暴脹過程中，宇宙空間發生了指數膨脹，而粒子視界的膨脹速度要遠比原先預想的要快，從而導致現在處于可觀測宇宙兩端的區域完全處于彼此的粒子視界中。因此，現今觀測到的微波背景輻射在大尺度上的各向同性由于是在暴脹發生之前，這些區域彼此是相互接觸而具有因果聯系的。
根據維爾納·海森堡的不確定性原理，在暴脹時期宇宙中存著微小的，隨著暴脹這些漲落被放大到宇觀尺度，這就成為了當今宇宙中所有結構的種子。暴脹理論預言這些基本上具有并滿足高斯分布，這已經通過測量微波背景輻射得到了精確的證實。
如果暴脹的確發生過，宇宙空間中的大片區域將因指數膨脹而完全處于我們可觀測的視界范圍以外。
幾何形狀取決于相對臨界密度Ω0值大于、等于還是小于1。圖中從上至下所示為具有正曲率的封閉宇宙、具有負曲率的雙曲面宇宙和具有零曲率的平坦宇宙。
是一個與弗里德曼－勒梅特－羅伯遜－沃爾克度規相關的觀測問題。取決于宇宙的總能量密度是否大于、小于或等于臨界密度，宇宙的空間曲率可以是正的、負的或為零的。當宇宙的能量密度等于臨界密度時，宇宙空間被認為是平坦的。然而問題在於，任何一個偏離臨界密度的微小擾動都會隨著時間逐漸放大，但至今觀測到的宇宙仍然是非常平坦的。如果假設空間曲率偏離平坦所經的時間尺度為普朗克時間即10-43秒，經過幾十億年的演化宇宙將會進入熱寂或大擠壓狀態，這一矛盾從而需要一個解釋。事實上，即使是在太初核合成時期，宇宙的能量密度也必須在偏離臨界密度不超過10-14倍的范圍內，否則將不會形成像我們今天看到的這樣。
暴脹理論對此給出的解釋為，暴脹時期空間膨脹的速度如此之快，以至于能夠將產生的任何微小曲率都抹平。現在普遍認為暴脹導致了現今宇宙空間的高度平坦性，并且其能量密度非常接近臨界密度值。
關于磁單極子的反對意見源于二十世紀七十年代末，大統一理論預言了空間中的拓撲缺陷將表現為磁單極子，這種缺陷在早期高溫宇宙中應當大量產生，從而導致現今磁單極子的密度應當遠大于所能觀測到的結果。而非常難以理解的是，至今為止人們從未觀測到任何磁單極子。解決這一矛盾的理論仍然是暴脹，與抹平空間中的曲率相類似，空間呈指數暴脹也消除了所有拓撲缺陷。
值得一提的是，作為暴脹理論的替代理論，同樣能夠解釋視界問題、平坦性問題和磁單極子問題。
至今人們還不理解為什么宇宙中的物質要比反物質多：大爆炸理論認為高溫的早期宇宙處在統計平衡態，具有同樣數量的重子和反重子；然而觀測表明，即使是在非常遙遠的地方，宇宙仍然幾乎由物質構成。產生這種不對稱性的未知過程稱作，而重子數產生的條件是所謂必須滿足。這些條件包括存在一種過程破壞重子數守恒、電荷共軛不變性和電荷共軛－空間反演不變性必須被破壞、宇宙偏離熱平衡態。這三個條件在標準模型的框架內都可得到滿足，然而標準模型所預言的此種效應在數量上太小，不足以完全解釋重子不對稱性的由來:（英語譯文見''Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters'' 5, 24（1967））。
二十世紀九十年代中期，人們發現對球狀星團的觀測結果與大爆炸理論出現矛盾：人們進行了和球狀星團的星族觀測相符的計算機模擬，其結果顯示這些球狀星團的年齡竟然高達150億年，這與大爆炸理論所預言的宇宙的年齡為137億年嚴重不符。九十年代后期，更完善的計算機模擬考慮了恒星風引起的質量損失效應，這一矛盾也基本得到了解決：最新得出的球狀星團年齡要比原先的結果小很多。雖然人們還不確定這種方法測定的球狀星團年齡到底有多精確，但已經明確的是它們無疑是宇宙中最古老的天體之一。
表示宇宙中不同能量密度組成比例的餅圖，根據與觀測最相符合的ΛCDM模型，有95%的成分都以充滿奇異性質的暗物質和暗能量形式存在。
二十世紀七十至八十年代進行的多種觀測顯示，宇宙中可見的物質含量不足以解釋所觀測到的星系內部以及星系之間彼此產生的引力強度。這就導致了科學家猜測宇宙中有含量多達90%的物質都屬于不會輻射電磁波也不會與普通重子物質相互作用的暗物質。另一方面，若假設宇宙中的大多數物質都是普通重子物質，所得出的一些預言也和觀測結果強烈矛盾。例如，如果不假設暗物質的存在，將難以解釋為何宇宙中氘的實際含量要比理論上預計的低很多。盡管暗物質這一概念在剛提出時還存在爭議，但有多種觀測都顯示了它的存在，包括微波背景輻射的各向異性、星系團的速度彌散、大尺度結構的分布、對引力透鏡的研究、對星系團的X射線觀測等。
如要證實暗物質的存在，需要借助它與其他物質的引力相互作用，但至今還沒有在實驗室中發現構成暗物質的粒子。至今物理學家已經提出了多種粒子物理學理論來試圖解釋暗物質，同時實驗上也存在多個直接實驗觀測暗物質的探測計劃。
對Ia型超新星紅移－星等之間關系的測量揭示了宇宙自現有年齡的一半時，它的膨脹開始加速。如要解釋這種加速膨脹，廣義相對論要求宇宙中的大部分能量都具有一個能夠提供負壓的因子，即所謂“暗能量”。有其他若干證據顯示暗能量確實存在：對微波背景輻射的測量顯示宇宙空間是近乎平直的，從而宇宙的能量密度需要非常接近臨界密度；然而通過引力匯聚對宇宙質量密度的測量表明，宇宙的能量密度只有臨界密度的30%左右。由于暗能量并不像普通質量那樣發生正常的引力匯聚，它是對那部分“丟失”的能量密度的最好解釋。此外有兩種對宇宙總曲率的幾何測量結果也要求了暗能量的存在，一種借助了引力透鏡的頻率，另一種則是利用大尺度結構的特征圖樣作為量天尺。
負壓是真空能量的一種性質，但暗能量的本性到底是什么仍然是大爆炸理論的最大謎團之一。目前提出的用於解釋暗能量的候選者包括宇宙學常數和第五元素。2008年WMAP團隊給出了結合宇宙微波背景輻射和其他觀測數據的結果，顯示當今的宇宙含有72%的暗能量、23%的暗物質、4.6%的常規物質和少于1%的中微子。其中常規物質的能量密度隨著宇宙的膨脹逐漸減少，而暗能量的能量密度卻（幾乎）保持不變。從而宇宙過去含有的常規物質比例比現在要高，而在未來暗能量的比例則會主掌宇宙的膨脹行為。但是，尚未有描述暗能量物理性質的理論，因此，暗能量未來的物理行為仍就是未知數。
在ΛCDM這一當前大爆炸理論的最佳模型中，暗能量被解釋為廣義相對論中的宇宙學常數。然而，基于廣義相對論并能夠合理解釋暗能量的宇宙學常數值，即使與基于量子引力觀點的不成熟估算值比起來仍然令人驚訝地小。在宇宙學常數以及其他解釋暗能量的替代理論之間做出比較和選擇是當前大爆炸研究領域中活躍的課題之一。
在發現暗能量之前，宇宙學家認為宇宙的未來存在有兩種圖景：如果宇宙能量密度超過臨界密度，宇宙會在膨脹到最大體積之后坍縮，在坍縮過程中，宇宙的密度和溫度都會再次升高，最后終結于同爆炸開始相似的狀態——即大擠壓；相反，如果宇宙能量密度等于或者小于臨界密度，膨脹會逐漸減速，但永遠不會停止。恒星形成會因各個星系中的星際氣體都被逐漸消耗而最終停止；恒星演化最終導致只剩下白矮星、中子星和黑洞。相當緩慢地，這些致密星體彼此的碰撞會導致質量聚集而陸續產生更大的黑洞。宇宙的平均溫度會漸近地趨于絕對零度，從而達到所謂大凍結。此外，倘若質子真像標準模型預言的那樣是不穩定的，重子物質最終也會全部消失，宇宙中只留下輻射和黑洞，而最終黑洞也會因霍金輻射而全部蒸發。宇宙的熵會增加到極點，以致于再也不會有自組織的能量形式產生，最終宇宙達到熱寂狀態。
現代觀測發現宇宙加速膨脹之后，人們意識到現今可觀測的宇宙越來越多的部分將膨脹到我們的事件視界以外而同我們失去聯系，這一效應的最終結果還不清楚。在ΛCDM模型中，暗能量以宇宙學常數的形式存在，這個理論認為只有諸如星系等重力束縛系統的物質會聚集，并隨著宇宙的膨脹和冷卻它們也會到達熱寂。對暗能量的其他解釋，例如則認為最終星系群、恒星、行星、原子、原子核以及所有物質都會在一直持續下去的膨脹中被撕開，即所謂大撕裂。
雖然在宇宙學中大爆炸模型已經建立得相當完善，在將來它仍然非常有可能被修正，例如對於宇宙誕生最早期的那一刻人們還幾乎一無所知。彭羅斯－霍金奇點定理表明，在宇宙時間的開端必然存在一個奇點。但是，這些理論都是在廣義相對論正確的前提下才成立，而廣義相對論在宇宙達到普朗克溫度之前必須失效，而一個可能存在的量子引力理論則有希望避免產生奇點。
現在已經提出了一些設想，但每一個設想都基于了一些還沒有任何驗證的假說：
* 采用的時空有限模型；大爆炸理論的確給出了一個有限的時間，但它的成立并不需要奇點的存在。
* 認為暴脹是由于弦理論中膜的運動的膜宇宙模型；一個前大爆炸模型；認為大爆炸是由于膜彼此碰撞產生的；以及ekpyrotic模型的變種——，認為這種膜的碰撞是周而復始的。在循環模型中，大擠壓跟隨在大爆炸之后發生，并且宇宙永不停歇地進行著這種循環
* ，在這一理論中宇宙的暴脹會在隨機的地方發生局部停止，每一個停止點都會發生自身的大爆炸并由此膨脹出新的氣泡宇宙。
后兩類設想都把大爆炸看作只是一個更龐大且更古老的宇宙（即平行宇宙）中的一個事件，而非傳統意義上的宇宙開端。
大爆炸理論是一種科學理論，它的成立是建立在和觀測相符合的基礎上的。但作為一個闡述“實在”起源的理論，它對神學和哲學或多或少產生了暗示作用。二十世紀二十至三十年代，幾乎每一個主流宇宙學家都更喜歡認定宇宙不存在始末且能保持密度不變做增長的穩恒態理論，還有很多人指責說大爆炸理論提出的宇宙在時間上的開端是將宗教概念引入了物理學中，這一反對意見后來經常被穩恒態理論的支持者反復提出。而大爆炸理論創始人之一的喬治·勒梅特是一位羅馬天主教神父的事實則更為這種意見添油加醋。1951年11月22日，教宗庇護十二世在宗座科學院的開幕會上聲稱大爆炸理論和天主教的創世概念相符合。
自大爆炸理論被主流物理宇宙學界接受以來，已經有多個宗教團體對大爆炸理論做出了反應，其中有些忠實接受了大爆炸理論的科學依據，而有些試圖將大爆炸理論和他們自己的宗教教義相統合，有些則是完全反對或忽視了大爆炸理論的證據。
* 2011年，蘋果公司聯合創辦人斯蒂夫·沃茲尼亞克，在美國情景喜劇《生活大爆炸》粉墨登場，出演他自己
* 2021年，香港粵語流行音樂歌手張敬軒的歌曲：《大霹靂》
葡糖苷酶能催化一分子麥芽糖（雙糖）轉化爲兩分子葡萄糖（單糖）的反應。圖中活性位點以紅色表示，麥芽糖以黑色表示，輔酶NAD以黃色表示|alt=Ribbon diagram of glycosidase with an arrow showing the cleavage of the maltose sugar substrate into two glucose products.
酶，又稱酵素，是一類大分子生物催化劑。酶能加快化學反應的速度（即具有催化作用）。由酶催化的反應中，反應物稱爲底物，生成的物質稱爲產物。幾乎所有細胞內的代謝過程都離不開酶。酶能大大加快這些過程中各化學反應進行的速率，使代謝產生的物質和能量能滿足生物體的需求。細胞中酶的類型對可在該細胞中發生的代謝途徑的類型起決定作用。對酶進行研究的學科稱爲酶學。
目前已知酶可以催化超過5000種生化反應。大部分酶是蛋白質，有少部分酶是具有催化活性的RNA分子，這些酶被稱為核酶。酶的特異性是由其獨特的三級結構決定的。
和所有的催化劑一樣，酶通過降低反應活化能加快化學反應的速率。一些酶可以將底物轉化爲產物的速率提高數百萬倍。一個比較極端的例子是。該酶可以使在無催化劑條件下需要進行數百萬年的化學反應在幾毫秒內完成。從化學原理上講，酶和其它所有催化劑一樣，反應不會使其物質量發生變化。酶亦不能改變化學平衡，這一點和其它催化劑也是一樣的。酶和其它催化劑的不同之處在於，它們的專一性要強得多。一些分子可以影響酶的活性。如酶抑制劑能降低酶的活性，酶激活劑能提高酶的活性。許多藥物及毒物是酶的抑制劑。當超出或小于適宜的溫度和pH值後，酶的活性會顯著下降。
酶在工業和人們的日常生活中的應用也非常廣泛。例如，藥廠用特定的合成酶來合成抗生素；洗衣粉中添加酶能加速附著在衣物上的蛋白質、淀粉或脂肪漬的分解；嫩肉粉中加入木瓜蛋白酶能將蛋白質分解爲稍小的分子，使肉的口感更嫩滑。
酶的發現來源于人們對發酵機理的逐漸了解。早在18世紀末和19世紀初，人們就認識到食物在胃中被消化，用植物的提取液可以將淀粉轉化為糖，但對于其對應的機理則并不了解。
十八世紀義大利的生物學家在火雞和鵝的砂囊中發現可以分解碎肉和麥粒的液體，後來法國的兩位化學家與&則由大麥和水磨碎的混合物中提煉出能分解澱粉的物質。
1878年，德國生理學家威廉·屈內首次提出了酶的概念。隨后，酶被用于專指胃蛋白酶等一類非活體物質，而酵素則被用于指由活體細胞產生的催化活性。
德國科學家愛德華·比希納
這種對酶的錯誤認識很快得到糾正。1897年，德國科學家愛德華·比希納開始對不含細胞的酵母提取液進行發酵研究，通過在柏林洪堡大學所做的一系列實驗最終證明發酵過程并不需要完整的活細胞存在。他將其中能夠發揮發酵作用的酶命名為發酵酶。這一貢獻打開了通向現代酶學與現代生物化學的大門，其本人也因“發現無細胞發酵及相應的生化研究”而獲得了1907年的諾貝爾化學獎。在此之后，酶和酵素兩個概念合二為一，并依據比希納的命名方法，酶的發現者們根據其所催化的反應將它們命名。通常酶的英文名稱是在催化底物或者反應類型的名字最后加上-ase的后綴，而對應中文命名也采用類似方法，即在名字最后加上“酶”。例如，乳糖酶是能夠剪切乳糖的酶；DNA聚合酶能夠催化DNA聚合反應。
人們在認識到酶是一類不依賴于活體細胞的物質后，下一步工作就是鑒定其生化組成成分。許多早期研究者指出，一些蛋白質與酶的催化活性相關；但包括諾貝爾獎得主里夏德·維爾施泰特在內的部分科學家認為酶不是蛋白質，他們辯稱那些蛋白質只是酶分子的攜帶者，蛋白質本身并不具有催化活性。1926年，美國生物化學家詹姆斯·薩姆納完成了一個決定性的實驗。他首次從刀豆得到尿素酶結晶，并證明了尿素酶的蛋白質本質。其后，薩姆納在1931年在過氧化氫酶的研究中再次證實了酶為蛋白質。約翰·霍華德·諾思羅普和溫德爾·梅雷迪思·斯坦利通過對胃蛋白酶、胰蛋白酶和胰凝乳蛋白酶等消化性蛋白酶的研究，最終確認蛋白質可以是酶。以后陸續發現的兩千余種酶均證明酶的化學本質是蛋白質。以上三位科學家因此獲得1946年度諾貝爾化學獎。
由于蛋白質可以結晶，通過X射線晶體學就可以對酶的三維結構進行研究。第一個獲得結構解析的酶分子是溶菌酶，一種在眼淚、唾液和蛋清中含量豐富的酶，其功能是溶解細菌外殼。溶菌酶結構由大衛·菲利浦所領導的研究組解析，并于1965年發表。這一成果的發表標志著結構生物學研究的開始，高分辨率的酶三維結構使得對于酶在分子水平上的工作機制的了解成為可能。
1980年代，托馬斯·切赫和悉尼·奧爾特曼分別從四膜蟲的rRNA前體的加工研究和細菌的核糖核酸酶P復合物的研究中都發現RNA本身具有自我催化作用，并提出了核酶的概念。這是第一次發現蛋白質以外的具有催化活性的生物分子。
1989年，其二人也因此獲得諾貝爾化學獎。
酶的命名是衍生自其受質或是要催化的化學反應，在字尾會加上''-ase''。例如乳糖酶、醇脫氫酶及DNA聚合酶。但有些化學反應可以由幾種不同的酶催化，這些酶稱為同工酶，而上述的命名法無法處理同工酶的情形。
國際生物化學與分子生物學聯盟提出了酶的，也就是EC編號。每一個酶用一個四位數的數字表示，前面再加上"EC"。第一位數字是酶依酶促反應的機制來分類。
依照第一位數字，可以分為以下六類：
*EC 1 氧化還原酶：催化氧化還原反應的酶類，例如乳酸去氫酶、琥珀酸去氫酶、細胞色素氧化酶、過氧化氫酶、過氧化物酶等。
*EC 2 轉移酶：轉移官能團（例如甲基或是磷酸基團）的酶類，例如、氨基轉移酶、己糖激酶、等。
*EC 3 水解酶：催化受質發生水解反應的酶類，例如澱粉酶、蛋白酶、脂肪酶、磷酸酶等。
*EC 4 裂合酶：用氧化及水解反應以外的方式移去基團的酶類，例如、醛縮酶、檸檬酸合酶等。
*EC 5 異構酶：催化分子同分異構反應的酶類，例如磷酸丙糖異構酶、消旋酶等。
*EC 6 連接酶：用共價鍵結合二個分子的酶類，例如谷氨醯胺合成酶、丙酮酸羧化酶等。。
上述分類會再依底物、生成物及化學結構來分類。用四位數字可以完整的描述一個酶。例如，己糖激酶（EC 2.7.1.1）是轉移酶（EC 2），會將磷酸基團（EC 7）加到六碳糖中，是一個含有醇基的分子（EC 2.7.1）。
酶大都是球狀蛋白，以單體或聚成複合物對反應進行催化。和其他的蛋白質一樣，酶的三維結構是通過多肽鏈摺疊形成的。氨基酸的序列（一級結構）能決定蛋白質的三維結構，進而影響酶的催化活性。儘管結構決定功能是一條具普適性的規則，一種新的酶的活性不能僅僅通過其結構預測。加熱時或與化學變性劑接觸時，酶結構會發生去摺疊（即變性），原有的結構被打亂，活性也往往隨之喪失。在溫度超過正常水平時，酶就會變性。因此，不難推斷生活在火山環境（比如熱泉）中的細菌的酶具有很強的耐熱性。這些酶使高溫條件下酶促反應的發生成爲可能，在工業上具有很高的利用價值。
酶通常比底物大得多。酶的肽鏈長度從62個氨基酸殘基的的單體到長度超過2,500個氨基酸殘基的動物脂肪酸合酶。酶的結構只有一小部分（大約2-4個氨基酸）是直接與催化相關的。這部分稱爲。催化位點通常與一個或多個與底物結合的結合位點相連。催化位點與結合位點共同組成了酶的活性位點。酶的其餘部分起維持活性位點準確的方向以及動力學特性的作用。
在一些酶中，催化與任何一個氨基酸都沒有關係。這類酶另有與催化輔助因子結合的位點。一些酶亦可能包含變構位點。小分子與變構位點的結合可使酶發生構象改變，進而使酶的活性降低或升高。
一些具有生物催化活性的RNA分子稱爲核酶。這類分子可能單獨發揮催化作用，也可能在與蛋白質結合成複合物的條件下發揮催化作用。最常見的核酶應是核糖體。核糖體是蛋白質以及具有催化活性的RNA的複合物。核糖體的活性位點完全由RNA組成，而蛋白質僅起支架的作用。
酶在催化化學反應前必須要與底物結合。酶具有很強的專一性，通常僅能與寥寥數種底物結合，催化一種或幾種反應。專一性通過結合區的形狀、電荷、疏水/親水性與底物互補實現。因此，酶可以用來區分上、區域選擇性上、立體專一性上有所不同的結構相似的分子。
一些與基因組複製與表達相關的酶具有很高的專一性和準確性，表現在一些酶所具有的校對機制。以DNA聚合酶爲例，這類酶先催化DNA鏈的合成，再檢查新加上的鹼基是否正確。校對機制確保了酶的極高準確性，哺乳動物的高保真DNA聚合酶在每一億次反應中才會出一次錯誤。RNA聚合酶、氨酰-tRNA合成酶、核糖體也有與DNA聚合酶類似的校對機制。
相對應地，另外一些酶則表現出（的現象。這類酶專一性弱，能與一系列生理上相關的底物反應。很多此類酶偶然還會出現一定程度的副反應活性，而這可能是進化出新功能酶的起點。
在與底物發生誘導契合後，酶改變形狀，生成酶—底物複合物。己糖激酶的誘導契合運動較大，能包覆住底物ATP和木糖。圖中結合位點用藍色表示，底物用黑色表示，Mg2+輔助因子用黃色表示。（, ）
爲了解釋觀察到的酶的特異性，1894年，赫爾曼·埃米爾·費歇爾提出，酶和底物靠著互補的幾何形狀精準地結合在一起。這一理論即通常所說的「鑰匙和鎖」模型。這一早期的理論解釋了酶的專一性，但卻沒能解釋酶的過渡態爲何能穩定存在。
1958年，提出了一個對鑰匙與鎖模型進行修正的理論：酶的結構相對靈活，底物與酶（活性位點）作用時，活性位點會不斷改變結構。底物不是簡單地與一個剛性的活性位點結合。組成活性位點的氨基酸側鏈的準確有序排布保證酶能執行催化功能。糖苷酶等酶，當底物分子與活性位點結合時，底物分子亦會發生輕微的形狀改變。直到底物與酶發生完全結合，分子形狀和電荷排佈都最終確定，活性位點都會不斷發生結構變化誘導契合可以通過機制在噪音和競爭物存在的條件下增強分子識別的保真度。
酶可以通過多種方式加快化學反應的進行速度，基本機理都是降低反應的活化能（ΔG?，吉布斯自由能）。
# 穩定過度態：
#*產生一個與過度態所帶電荷互補的環境，以降低其能量。
# 提供不同的反應途徑：
#*先和底物發生初步反應，與底物形成共價鍵連接，產生一個能量較低的中間態。
# 降低底物基態的穩定性：
#*結合底物后引起底物扭曲，從而降低底物基態與過渡態之間的能差。
#*通過改變底物的排列方式，減少反應的熵變，此機制對催化的貢獻較小。。
酶可以同時使用以上多種催化機制來催化反應。比如，胰蛋白酶先通過一個催化三聯體進行共價催化產生中間態，再借助穩定過渡態的電荷排佈，水解過程的完成則依賴有序排列的水分子底物。
酶的結構並不是剛性的、恆定不變的。酶的內部結構會發生複雜的動力學變化。酶的結構可能在反應過程中發生變化，單個氨基酸殘基、一個、一個二級結構單位，乃至整個結構域的位置都可能發生改變。酶內部結構的變化能使差異度不大、且能發生互變的多種構象體在熱力學平衡狀態下共存，從而形成所謂。在系綜狀態下，酶的每一結構狀態或者構象體都可能與酶的功能的某一部分有關。舉例來說，二氫葉酸還原酶的不同構象就分別和底物結合、催化、輔助因子釋放、產物釋放相關。
別構中心是酶結構上的結合口袋，遠離活性中心，可以與細胞環境中的一些分子結合。和別構中心結合的分子往往可以改變酶的構象或是酶的動態結構，從而影響酶活性中心的反應速率。因此，別構反應可以使酶被激活或被抑制。別構調節對代謝通路非常重要，代謝酶往往可以和通路上游或是下游的代謝物發生別構效應，而產生反饋調控，即根據通路其他部分上的代謝來調整酶的活性。
（Transketolase）以及硫胺素焦磷酸的結構。黃色部分代表硫胺素焦磷酸，黑色部分代表木酮糖-5-磷酸
一些酶並不需要額外的組分就能就能正常發揮作用，另外一些酶則要在和輔助因子結合後才能顯示出活性。輔助因子可以是無機物（如金屬離子、鐵硫簇），也可以是有機物（比如和血基質）。有機輔助因子如果在反應中會與酶分離則爲輔酶，如果與酶緊密結合則爲輔基。有機的輔基可能與酶發生共價結合（丙酮酸羧化酶與生物素之間即發生共價結合）。
即是一類含有輔助因子的酶。顯示，碳酸酐酶的肽鏈環繞在一個鋅離子（值得注意的是，鋅離子亦是活性位點的一部分）周圍，並與這個鋅離子結合在一起這些與酶緊密結合的離子或分子通常位於活性位點之中，並且能夠參與催化反應。例如，黃素以及血紅素即會參與氧化還原反應。
需要輔助因子才可以發揮作用的酶，處於未與輔助因子狀態時稱爲「脫輔酶」（''apoenzymes''或''apoproteins''），當其與輔助因子結合後則稱爲「全酶」（''holoenzyme''）。不過，值得注意的是，名詞全酶亦可以指含有多個亞基的酶，如DNA聚合酶。不過，在本文中，全酶是指含有所有發揮活性所需的亞基的酶。
輔酶是一類與酶結合的小分子有機物，輔酶與酶結合的強度因輔酶和酶的種類而異，或強或弱。輔酶能夠將化學基團從一個酶轉移到另一個酶上。NADH、NADPH爲兩種常見的輔酶。核黃素、硫胺、葉酸等維生素類輔酶人體不能合成，需要通過膳食補充。輔酶能攜帶化學基團，如NAD或NADP能攜帶負氫離子、ATP能攜帶磷酸基團、輔酶A能攜帶乙酰基團、葉酸基團能攜帶甲酰基、次甲基，或甲基、S-腺苷甲硫氨酸能攜帶甲基。
輔酶在酶促反應發生後化學結構會發生改變。因此，可以將看作一類普遍存在的特殊底物。許多酶都有與之匹配的輔酶，2015年已知大約1000種酶使用NADH作爲輔酶。
輔酶通常能不斷再生，濃度能始終維持在一個恆定不變的水平上。舉例來說，NADPH能通過磷酸戊糖途徑再生，S-腺苷甲硫氨酸能通過甲硫氨酸腺苷轉移酶催化的反應生成。持續不斷的再生意味著總量不多的輔酶也能以很快的速度消耗。舉例來說，人類每天會更新重量與自身體重相等的ATP。
與其他催化劑一樣，酶并不改變反應的平衡常數，而是通過降低反應的活化能來加快反應速率（見右圖）。通常情況下，反應在酶存在或不存在的兩種條件下，其反應方向是相同的，只是前者的反應速度更快一些。但必須指出的是，在酶不存在的情況下，底物可以通過其他不受催化的“自由”反應生成不同的產物，原因是這些不同產物的形成速度更快。
酶可以連接兩個或多個反應，因此可以用一個熱力學上更容易發生的反應去“驅動”另一個熱力學上不容易發生的反應。例如，細胞常常通過ATP被酶水解所產生的能量來驅動其他化學反應。
酶可以同等地催化正向反應和逆向反應，而并不改變反應自身的化學平衡。例如，可以催化如下兩個可逆反應，催化哪一種反應則是依賴于反應物濃度。
: （組織內；高CO2濃度下）
: （肺中；低CO2濃度下）
反應式中“*”表示“碳酸酐酶”
當然，如果反應平衡極大地趨向于某一方向，比如釋放高能量的反應，而逆反應不可能有效的發生，則此時酶實際上只催化熱力學上允許的方向，而不催化其逆反應。
酶動力學是研究酶結合底物能力和催化反應速率的科學。研究者通過來獲得用于酶動力學分析的反應速率數據。
1902年，維克多·亨利提出了酶動力學的定量理論；隨后該理論得到他人證實并擴展為米氏方程。亨利最大貢獻在于其首次提出酶催化反應由兩步組成：首先，底物可逆地結合到酶上，形成酶-底物復合物；然后，酶完成對對應化學反應的催化，并釋放生成的產物（見左圖）。
File:Michaelis-Menten.png|thumb|300px|酶初始反應速率（表示為“''V''”）與底物濃度（表示為“S”）的關系曲線。隨著底物濃度不斷提高，酶的反應速率也趨向于最大反應速率（表示為“''V''max”）。
酶可以在一秒鐘內催化數百萬個反應。例如，乳清酸核苷5'-磷酸脫羧酶所催化的反應在無酶情況下，需要七千八百萬年才能將一半的底物轉化為產物；而同樣的反應過程，如果加入這種脫羧酶，則需要的時間只有25毫秒。酶催化速率依賴于反應條件和底物濃度。如果反應條件中存在能夠將蛋白解鏈的因素，如高溫、極端的pH和高的鹽濃度，都會破壞酶的活性；而提高反應體系中的底物濃度則會增加酶的活性。在酶濃度固定的情況下，隨著底物濃度的不斷升高，酶催化的反應速率也不斷加快并趨向于最大反應速率（''V''max，見右圖的飽和曲線）。出現這種現象的原因是，當反應體系中底物的濃度升高，越來越多自由狀態下的酶分子結合底物形成酶-底物復合物；當所有酶分子的活性位點都被底物飽和結合，即所有酶分子形成酶-底物復合物時，催化的反應速率達到最大。當然，''V''max并不是酶唯一的動力學常數，要達到一定反應速率所需的底物濃度也是一個重要的動力學指標。這一動力學指標即米氏常數（''K''m），指的是達到''V''max值一半的反應速率所需的底物濃度（見右圖）。對于特定的底物，每一種酶都有其特征''K''m值，表示底物與酶之間的結合強度（''K''m值越低，結合越牢固，親和力越高）。另一個重要的動力學指標是''k''cat，定義為一個酶活性位點在一秒鐘內催化底物的數量，用于表示酶催化特定底物的能力。
酶的催化效率可以用''k''cat/''K''m來衡量。這一表示式又被稱為特異性常數，其包含了催化反應中所有步驟的反應常數。由于特異性常數同時反映了酶對底物的親和力和催化能力，因此可以用于比較不同酶對于特定底物的
催化效率或同一種酶對于不同底物的催化效率。特異性常數的理論最大值，又稱為擴散極限，約為108至109 M?1s?1；此時，酶與底物的每一次碰撞都會導致底物被催化，因此產物的生成速率不再為反應速率所主導，而分子的擴散速率起到了決定性作用。酶的這種特性被稱為“催化完美性”或“動力學完美性”。相關的酶的例子有磷酸丙糖異構酶、、乙酰膽堿酯酶、過氧化氫酶、延胡索酸酶、β-內酰胺酶和超氧化物歧化酶。
米氏方程是基于質量作用定律而確立的，而該定律則基于自由擴散和熱動力學驅動的碰撞這些假定。然而，由于酶/底物/產物的高濃度和相分離或者一維/二維分子運動，許多生化或細胞進程明顯偏離質量作用定律的假定。在這些情況下，可以應用分形米氏方程。
存在一些酶，它們的催化產物動力學速率甚至高于分子擴散速率，這種現象無法用目前公認的理論來解釋。有多種理論模型被提出來解釋這類現象。其中，部分情況可以用酶對底物的附加效應來解釋，即一些酶被認為可以通過雙偶極電場來捕捉底物以及將底物以正確方位擺放到催化活性位點。另一種理論模型引入了基于量子理論的穿隧效應，即質子或電子可以穿過激活能壘（就如同穿過隧道一般），但關于穿隧效應還有較多爭議。有報道發現色胺中質子存在量子穿隧效應。因此，有研究者相信在酶催化中也存在著穿隧效應，可以直接穿過反應能壘，而不是像傳統理論模型的方式通過降低能壘達到催化效果。有相關的實驗報道提出在一種醇脫氫酶的催化反應中存在穿隧效應，但穿隧效應是否在酶催化反應中普遍存在并未有定論。
酶的催化活性可以被多種抑制劑所降低。
可逆抑制作用的類型有多種，它們的共同特點在于抑制劑對酶活性的抑制反應具有可逆性。
抑制劑與底物競爭結合酶的活性位點（抑制劑和底物不能同時結合到活性位點），也就意味著它們不能同時結合到酶上。對于競爭性抑制作用，催化反應的最大反應速率值沒有變，但是需要更高的底物濃度，反映在表觀''K''m值的增加。
非競爭性抑制抑制劑可以與底物同時結合到酶上，即抑制劑不結合到活性位點。酶-抑制劑復合物（EI）或酶-抑制劑-底物復合物（EIS）都沒有催化活性。與競爭性抑制作用相比，非競爭性抑制作用不能通過提高底物濃度來達到所需反應速度，即表觀最大反應速率''V''max的值變小；而同時，由于抑制劑不影響底物與酶的結合，因此''K''m值保持不變。
反競爭性抑制作用比較少見：抑制劑不能與處于自由狀態下的酶結合，而只能和酶-底物復合物（ES）結合，在酶反應動力學上表現為''V''max和''K''m值都變小。這種抑制作用可能發生在多亞基酶中。
這種抑制作用與非競爭性抑制作用比較相似，區別在于EIS復合物殘留有部分酶的活性。在許多生物體中，這類抑制劑可以作為負反饋機制的組成部分。若一個酶體系生產了過多的產物，那么產物就會抑制合成該產物的酶體系中第一個酶的活性，這就可以保證一旦合成足夠多的產物后，該產物的合成速率會下降或停止。受這種抑制作用調控的酶通常為多亞基酶，并具有與調控產物結合的別構結合位點。這種抑制作用的反應速率與底物濃度的關系圖不再是雙曲線形而是S形。
不可逆抑制劑可以與酶結合形成共價連接，而其他抑制作用中酶與抑制劑之間都是非共價結合。這種抑制作用是不可逆的，酶一旦被抑制后就無法再恢復活性狀態。這類抑制劑包括二氟甲基鳥氨酸（一種可用于治療寄生蟲導致的昏睡癥的藥物）、苯甲基磺酰氟（PMSF）、青霉素和阿司匹林。這些藥物都是與酶活性位點結合并被激活，然后與活性位點處的一個或多個氨基酸殘基發生不可逆的反應形成共價連接。
酶抑制劑常被用作藥物，同樣也可以被作為毒藥使用。而藥物和毒藥之間的差別通常非常小，大多數的藥物都有一定程度的毒性，正如帕拉塞爾蘇斯所言：“所有東西都有毒，沒有什么是無毒的”（“In all things there is a poison, and there is nothing without a poison”）。相同的，抗生素和其他抗感染藥物只是特異性地對病原體而不是對宿主有毒性。
一個獲得廣泛應用的抑制劑藥物是阿司匹林，它可以抑制環加氧酶的活性，而環加氧酶可以生產炎癥反應信使前列腺素，因此，阿司匹林可以起到抑制疼痛與炎癥的作用。而劇毒毒藥氰化物可以通過結合細胞色素氧化酶位點處的銅和鐵原子不可逆地抑制酶活性，從而抑制細胞的呼吸作用。
在生物體內，酶發揮著非常廣泛的功能。信號轉導和細胞活動的調控都離不開酶，特別是激酶和磷酸酶的參與。酶也能產生運動，通過催化肌球蛋白上ATP的水解產生肌肉收縮，并且能夠作為細胞骨架的一部分參與運送胞內物質。一些位于細胞膜上的ATP酶作為離子泵參與主動運輸。一些生物體中比較奇特的功能也有酶的參與，例如-{zh:熒; zh-hans:熒; zh-hant:螢}-光素酶可以為螢火蟲發光。病毒中也含有酶，或參與侵染細胞（如HIV整合酶和逆轉錄酶），或參與病毒顆粒從宿主細胞的釋放（如流感病毒的神經氨酸酶）。
酶的一個非常重要的功能是參與在動物消化系統的工作。以淀粉酶和蛋白酶為代表的一些酶可以將進入消化道的大分子（淀粉和蛋白質）降解為小分子，以便于腸道吸收。淀粉不能被腸道直接吸收，而酶可以將淀粉水解為麥芽糖或更進一步水解為葡萄糖等腸道可以吸收的小分子。不同的酶分解不同的食物底物。在草食性反芻動物的消化系統中存在一些可以產生纖維素酶的細菌，纖維素酶可以分解植物細胞壁中的纖維素，從而提供可被吸收的養料。
糖酵解酶及其在糖酵解的代謝途徑的功能