ทฤษฎีทั้งสองนี้มีคนเชื่อถือไม่ยิ่งหย่อนกว่ากัน ดังนั้นจึงต้องอาศัยหลักฐาน ข้อมูลต่างๆ มาสนับ สนุน เช่น กฏหรือการค้นพบหลักฐานใหม่ อาทิ กฏของฮับเบิล (Hubble's Law) ซึ่งกล่าวว่า "แกแลคซี่ที่ยิ่งอยู่ไกลจากโลกก็ยิ่งมีอัตราเร่งหนีจากโลกเรามากขึ้น และระยะห่างของแกแลคซี่ยังเป็นสัดส่วนโดยตรงกับอัตราเร่งที่แกแลคซี่วิ่งออกจากเราด้วย" กฎดังกล่าวสืบเนื่องมาจากความจริงที่ว่า แสงประกอบด้วยคลื่นเช่นเดียวกับคลื่นเสียง ซึ่งปรากฏการณ์หนึ่งของคลื่นเสียงคือ"Doppler effect" เป็นเหตุผลหนึ่งที่นำมาใช้อธิบายความหมายของสีดาวที่มองเห็น กล่าวคือ ความถี่ของแสงที่ส่งออกมาจากดาว ถ้าสังเกตุจากโลกจะพบว่า พวกที่มีความถี่สูงมากจะให้แสงสีม่วง แต่ถ้าเป็นพวกที่มีความถี่ต่ำจะให้แสงสีแดง เป็นที่น่าสังเกตุว่าดาวต่างๆ มักจะให้คลื่นแสงไปทางสีแดง และจำนวนคลื่นแสงสีแดงจะเพิ่มขึ้นเมื่อห่างไปจากโลก ดังนั้นกฎของฮับเบิลนี้จึงเป็นข้อสนับสนุนทฤษฎีปังใหญ่ได้ดี นักดาราศาสตร์ได้สรุปว่าการขยายตัวของเอกภพคาดว่าเริ่มมาประมาณ 10 พันล้านปีมาแล้ว
ต่อมาในปี พ.ศ.2508 นักดาราศาสตร์ได้พยายามพิสูจน์หาส่วนของรังสีที่เหลือจากการระเบิด ของอะตอมแรกเริ่มตามแนวคิดของ จี กาโมว์ ที่ว่าเมื่อส่วนที่เกิดจากการระเบิดแรกเริ่มเมื่อเริ่มเย็นตัวลงจะให้รังสีในเอกภพที่อุณหภูมิราว 3 เคลวิน (1 Kelvin = -459ฐ F) ซึ่ง เอ เพนเซียส และ อาร์ วิลสัน ได้ตรวจพบรังสีที่มีการรบกวนอย่างคงตัวได้ค่า 2.7 เคลวินซึ่งในปีเดียวกันนี้ เอฟ ฮอยล์ ได้ประกาศล้มเลิกทฤษฎีสถานะคงตัวของตน
เหตุผลอีกประการหนึ่งที่สนับสนุนทฤษฎีปังใหญ่ก็คือ การค้นพบเควซาร์ (Quasar) ซึ่งมีทั้งขนาดใหญ่เท่าแกแลคซี่และขนาดที่เล็กกว่า แต่สิ่งที่สำคัญที่สุดคือ เควซาร์มีอัตราเร่งสูงถึงประมาณ 0.8 เท่าของอัตราเร็วของ แสง เป็นความเร็วที่คำนวณได้จากการเคลื่อนที่ออกจากคลื่นแสงสีแดงของเส้นสเปกตรัม
ดาวฤกษ์ในแกแลคซี่ทางช้างเผือกมีจำนวนมากมายถึงแสนล้านดวง ดวงอาทิตย์ของเราเป็นเพียงดวงหนึ่งในจำนวนนี้ ดาวฤกษ์ที่เห็นมีความสว่างมากไม่จำเป็นว่าจะอยู่ใกล้เราเสมอไป เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดยกเว้นดวงอาทิตย์ คือ "พรอซิมาเซนทอรี่" (Proxima Centauri) คือ ห่างประมาณ 4.24 ปีแสง หรือประมาณ 40 ล้านล้านกิโลเมตร (1 ปีแสง = 9.463 x 1012 กิโลเมตร)
เมื่อประมาณ 120 ปีก่อนคริสต์ศักราช "ฮิพพาคุส" (Hippachus) นักดาราศาสตร์ชาวกรีก ได้แบ่งดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจำนวน 1080 ดวง ออกเป็นกลุ่มตามความสว่างปรากฏ โดยเรียกกลุ่มที่มีความสว่างปรากฏมากที่สุดจำนวน 20 ดวง เป็นพวก แมกนิจูดที่ 1 (First Magnitude) พวกที่หรี่ที่สุดเท่าที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเป็นพวก แมกนิจูดที่ 6 (Sixth Magnitude) ในช่วงแมกนิจูด 1 ถึง 6 แบ่งความสว่างลดหลั่นกันตามลำดับ ดาวฤกษ์ที่มีแมกนิจูดต่างกัน 1 แมกนิจูด จะมีความสว่างต่างกันประมาณ 2.5 เท่า นอกจากความสว่างปรากฏของดาวฤกษ์ที่แตกต่างกันแล้ว ดาวฤกษ์ที่เรามองเห็นยังมีสีต่างกันอีกด้วย สีที่ต่างกันนี้เนื่องจากดาวฤกษ์มีอุณหภูมิที่ผิวต่างกัน ดาวฤกษ์สีแดง เป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิที่ผิวประมาณ 3,500 องศาเคลวิน ดาวฤกษ์สีน้ำเงิน หรือ น้ำเงินแกมขาว จะมีอุณหภูมิที่ผิวประมาณ 50,000 องศาเคลวิน ส่วนดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์สีเหลืองมีอุณหภูมิที่ผิวประมาณ 6,000 องศาเคลวิน
แนวความคิดเกี่ยวกับกำเนิดดาวฤกษ์มี 2 แนวคือ แนวความคิดแรกสมมุติว่า ดาวฤกษ์เกิดจากสิ่งที่เป็นกลุ่มก้อนอยู่ก่อนแล้ว ต่อมาเกิดการระเบิดแตกกระจายออกเป็นดาวฤกษ์จำนวนมากมายในอวกาศ แต่แนวความคิดนี้ยังหาเหตุผลสนับสนุนไม่เพียงพอ ส่วนอีกแนวความคิดตั้งสมมุติฐานว่า ดาวฤกษ์เกิดจาก ก๊าซ ฝุ่น และสสารในอวกาศ หรือ กลุ่มก๊าซระหว่างดาว (Interstellar gas) กลุ่มมวลสารเหล่านี้ ที่เรียกว่า "เมฆ" จะหดตัวกันเข้าและมีความหนาแน่นมากขึ้นภายใต้แรงโน้มถ่วงของกลุ่มเมฆนี้ จนในที่สุดกลุ่มเมฆนี้จะระเบิดออกเป็นกลุ่มเมฆที่มีขนาดเล็กลง นั่นคือจุดเริ่มต้นของกระจุกดาวฤกษ์ ขณะที่ดาวฤกษ์หดตัวอุณหภูมิบริเวณใจกลางจะเพิ่มมากขึ้น จนกระทั่งมากพอที่ทำให้ธาตุเบารวมตัวกลายเป็นธาตุหนักและให้พลังงานออกมา จากการศึกษาพบว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีอัตราการใช้ก๊าซไฮโดรเจนมาก ขณะเดียวกันที่ใจกลางของดาวฤกษ์ก๊าซไฮโดรเจนจะเปลี่ยนเป็นธาตุฮีเลียมและให้พลังงานออกมา ในช่วงนี้ดาวฤกษ์จะไม่หดตัวหรือขยายตัว แต่จะให้พลังงานออกมาอย่างสม่ำเสมอ เมื่อไฮโดรเจนบริเวณใจกลางถูกใช้หมด บริเวณดังกล่าวจะเปลี่ยนเป็นแกนฮีเลียมที่ล้อมรอบโดยไฮโดรเจน ต่อมาดาวฤกษ์จึงเริ่มใช้ไฮโดรเจนที่อยู่รอบนอก ขณะเดียวกันภายในดาวฤกษ์ก็จะร้อนขึ้น ๆ และ บริเวณรอบนอกจะขยายตัวออก ทำให้ผิวรอบนอกของดาวฤกษ์จะยิ่งอยู่ห่างจากแหล่งความร้อนภายใน ช่วงนี้อุณหภูมิภายในจะลดต่ำลง ขณะที่ส่วนนอกจะโป่งออก ใจกลางที่เป็นแกนฮีเลียมก็จะเพิ่มมากขึ้น คือ มีประมาณราวร้อยละสิบของมวลทั้งหมด ดังนั้นภายในใจกลางจะมีพลังงานน้อยลงจนไม่พอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วงของตัวเองได้ ทำให้ดาวฤกษ์หดตัวและมีอุณหภูมิสูงขี้นอีก ซึ่งมากพอที่จะทำให้ก๊าซฮีเลียมเปลี่ยนไปเป็นธาตุคาร์บอน ดังนั้นช่วง นี้ดาวฤกษ์จะมีแหล่งพลังงานสองแหล่งคือ บริเวณรอบนอกที่ธาตุไฮโดรเจนเปลี่ยนไปเป็นธาตุฮีเลียม และบริเวณแกนกลางที่ธาตุฮีเลียมเปลี่ยนไปเป็นธาตุคาร์บอน และช่วงต่อไปเชื่อว่าดาวฤกษ์จะหดตัวและวิวัฒนาการไปสู่จุดจบ โดยจะเปลี่ยนไปเป็น ดาวฤกษ์แคระสีขาว หรือ ดาวนิวตรอน (Neutron Star) ซึ่งมีความหนาแน่นมาก และในการสลายตัวของดาวฤกษ์อาจจะไม่ดับไปง่าย ๆ แต่อาจจะระเบิดออกเป็น โนวา (Nova) หรือ ซุปเปอร์โนวา (Supernova) ซึ่งมีผลทำให้ธาตุหนักที่เกิดในดาวฤกษ์สลายตัวสู่อวกาศอีกครั้งหนึ่ง เป็นการสิ้นสุดอายุของดาวฤกษ์ ซุปเปอร์โนวาที่มีชื่อเสียงและรู้จักกันดีคือเนบิวลาปู หรือ กลุ่มหมอกเพลิงปู (Crab Nebula) ที่ระเบิดในปี ค.ศ.1054 และค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีน
