空间的图案
大尺度上的物质分布一般是通过光谱巡天确定的，利用哈勃定律通过红移估计星系的距离。在那些红移巡天付诸实施的许多年以前，就已知结构的存在。天空中星系的分布是高度不均匀的，这可以在第一个大规模、系统的星系位置探测中看出，而这个探测的结果形成了Lick（里克）星系分布图。尽管这张图确实令人印象深刻，但是没有人能够肯定所看到的结构是否是真正的物理结构或仅仅是偶然的投影效果。尽管我们可以辨识出星座，但是它们之间的物理联系还是无法获知。星座中的恒星距离太阳的远近大不相同。由于这个原因，宇宙结构探测主要依赖红移巡天。
这种方法的一个著名例子是哈佛－史密森天体物理中心（CFA）的巡天，它的第一批结果发表于1986年。这是一个在很窄一条天区范围的1061个星系的红移调查，是从1961年发表的帕洛玛巡天中选择的源。这个巡天项目随后由同一小组扩展到更多的天区。上世纪90年代前红移巡天进展缓慢，且耗费人力，因为需要将望远镜轮流指向每个星系，拍摄一条光谱，计算红移，然后移到下一个星系。要获得几千个红移需要花费数月的望远镜观测时间，由于对资源的竞争，这一般要几年才能完成。最近发明的宽视场望远镜上的光纤设备已经让天文学家能在望远镜同一指向上捕获400条光谱。在最新一代红移巡天项目中有一个被称作2度视场巡天（2dF），由英国和澳大利亚使用英澳天文台的望远镜来执行。最终将确定250,000个星系的位置。
一般用来描述多个星系的物理聚集的术语是星系团。星系团系统的尺度和成员星系的数目可以有很大的不同。例如，我们的银河系是一个所谓本星系团的成员星系，它是一个相当小的星系团，成员中最大的是仙女座星系（M31）。而另一个例子是所谓的富星系团，如所知的阿贝尔团，在一个仅仅几百万光年的范围内可能包含了几百甚至几千个星系：距我们较近的是著名的室女团和后发团。在这一大一小两极之间星系在密度各异的系统中呈无规则（或按等级）分布。最稠密的阿贝尔团是通过自身的引力平衡而聚集在一起的收缩的天体。欠丰富的和空间较大的系统可能不是靠这种方式组合的，但可简单反映一种星系成团的一般统计趋势。
单个的星系团仍不是能看到的最大结构。尺度大于约3000万光年的星系分布也显示出相当的复杂性。最近的观测显示，星系并不是简单的，如阿贝尔团那样以类球形的“泡”分布的；有时也以扩展的类线形结构分布，这种称作丝状分布；或者以平坦的薄片状结构分布如“长城”。这是大致的二维星系聚集，1988年由哈佛－史密森天体物理中心的天文学家发现的“长城”的尺度至少是2亿光年乘6亿光年，但是厚度不足2000万光年。它包含数千星系且质量至少是1016个太阳质量。富团聚集成巨大松散的团块叫做超团。我们知道的许多超团都分别包含了10个到50多个富团。最著名的超团是沙普利超星系团，而距离我们最近的是围绕上述室女团的本超星系团，即本星系群运动平面上的平坦结构。超团的尺度已知是3亿光年，包含了大概1017个太阳质量的物质。
这些结构还伴有巨大的，几乎是空的区域，大多数大致呈球状。这些“空洞”包含的星系数目远小于平均值，或者其中干脆没有任何星系。在大尺度红移巡天中检测到不足平均密度10％，尺度达到2亿光年的空洞。若在非常大的尺度上存在星系团和超团，则存在这样大的空洞并不奇怪，因为有大于平均密度的区域就要有小于平均密度的区域。
当观看大尺度结构图时，人们的印象是一个巨大的宇宙“网”，是交错的链和片的复杂网络。但这样的复杂性是怎样出现的呢？大爆炸模型是建立在宇宙是均匀平滑的基础上的，也就是说要求宇宙遵循宇宙学原理。幸运的是，当尺度大于宇宙网时，复杂的结构逐渐消失。这点也被宇宙微波背景的观测结果所证实，微波背景来自宇宙早期，到达我们时大约已经旅行了150亿光年。宇宙微波背景在天空中几乎是均匀的，基本符合宇宙学原理，但并不完全符合。
