Dôkazy
Všeobecne sa uznávajú tri piliere pozorovaní podporujúce teóriu Veľkého tresku. Sú nimi Hubbleov zákon expanzie, pozorovaný v červenom posune galaxií, detailné merania kozmického mikrovlnného pozadia a početnosť zložiek svetla. Pozorované vzájomné vzťahy obrovských štruktúr vo vesmíre navyše veľmi dobre zapadajú do štandardnej teórie Veľkého tresku.

Hubbleov zákon expanzie
Pozorovania vzdialených galaxií a kvazarov ukazujú, že tieto objekty sú posunuté v červenom spektre, čo znamená, že svetlo z nich vyslané sa úmerne posunulo do väčších vlnových dĺžok. Toto možno vidieť zaznamenaním spektra objektov a následným zlúčením spektroskopického vzoru emisie alebo absorpčnej čiary korešpondujúcej s atómmi prvkov, ktoré interagujú s radiáciou. Z tejto analýzy sa dá zistiť meraný červený posun, vysvetlený rýchlosťou zodpovedajúcou Dopplerovmu posunu pre radiáciu. Keď sa tieto rýchlosti zakreslia do grafu spolu so vzdialenosťami od objektov, je vidno lineárnu závislosť, známu tiež ako Hubbleov zákon:
v = H0 D
kde v je rýchlosť, D je vzdialenosť od objektu a H0 je Hubbleova konštanta, ktorá má podľa meraní sondy WMAP hodnotu 71 ± 4 km/s/Mpc.

Žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia
Jedným z rysov teórie Veľkého tresku bolo predpovedanie žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia, tzv. reliktového žiarenia. Ako sa raný vesmír vďaka rozpínaniu ochladzoval, jeho teplota spadla až na 3000 K (= 2727 °C). Nad touto teplotou sú elektróny a protóny oddelené, čím robia vesmír nepriehľadný pre svetlo. Pod teplotou 3000 K sa vytvárajú atómy a umožňujú svetlu voľný pohyb cez plyn vesmíru. Tomuto javu sa hovorí izolovanie fotónov. Radiácia z tejto oblasti bude cestovať nerušene po zvyšok existencie vesmíru, posúvajúc sa do červeného spektra z dôvodu Hubbleovej expanzie. Toto vyústi do červeného posunu rovnomerne rozloženého spektra čierneho telesa (teleso, dokonale pohlcujúce žiarenie bez jeho odrážania) od 3000 K do 3 K (od 2727 °C do -270 °C). Je pozorované z každého bodu vesmíru a prichádza zo všetkých smerov.

V roku 1964 Arno Penzias a Robert Wilson počas vykonávania série diagnostických pozorovaní s použitím mikrovlnného prijímača vlastneného Bellovými laboratóriami objavili reliktové žiarenie. Tento objav poskytol podstatné potvrdenie základných predpovedí kozmického pozadia a prevážil tak rovnováhu v názoroch na stranu teórie Veľkého tresku. Za tento ich objav dostali obaja vedci Nobelovu cenu.

V roku 1989 vypustila NASA satelit COBE (Cosmic Background Explorer satellite, čo znamená prieskumný satelit kozmického pozadia) a jeho prvotné zistenia uvoľnené v roku 1990 zodpovedali predpovediam teórie Veľkého tresku o kozmickom pozadí, pričom bola zmeraná jeho miestna zvyšková teplota na 2,726 K (-270,274 °C) a zistilo sa, že kozmické pozadie je izotropné s presnosťou 10-5. V 90. rokoch 20. storočia boli údaje o kozmickom pozadí ďalej študované, aby sa zistilo, či je možné pozorovať drobné anizotropie predpovedané teóriou Veľkého tresku. Nájdené boli v roku 2000 prostredníctvom experimentu Bumerang.

Na začiatku roku 2003 boli analyzované výsledky satelitu WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy probe, čo znamená Wilkinsonova mikrovlnná anizotropná sonda), ktoré poskytli najpresnejšie kozmologické hodnoty, aké dnes máme. Tento satelit vyvrátil aj niekoľko špecifických inflačných modelov, no výsledky sa vo všeobecnosti s inflačnou teóriou zhodovali.

Veľké množstvo pôvodných prvkov
Použitím modelu Veľkého tresku je možné vypočítať koncentráciu hélia-4, hélia-3, deutéria a lítia-7 vo vesmíre. Všetky množstvá sú závislé od jediného parametra, a to pomeru fotónov k baryónom. Predpovedané množstvá sú 25% pre 4He, pomer 2H ku H približne 10-3, 3He ku H približne 10-4 a 7Li ku H 10-9.

Merania pôvodných množstiev všetkých štyroch izotopov sú zhodné s jedinečnou hodnotou toho parametra a fakt, že namerané množstvá sú v tom istom rozsahu ako bolo predpovedané, je považovaný za silný dôkaz v prospech Veľkého tresku. Neexistuje zrejmý dôvod, prečo by mal mať vesmír napr. viac hélia ako deutéria alebo viac deutéria ako 3He.

Vývin galaxií a rozloženie kvazarov
Podrobnosti rozloženia galaxií a kvazarov tvoria "za" aj "proti" súčasnej teórie. Konečný vek vesmíru v skorších časoch znamená, že vývin galaxií je tesne spojený s kozmológiou vesmíru. Zdá sa, že typy a rozloženie galaxií sa zreteľne menilo, vyvíjajúc sa podľa Boltzmannovej rovnice. Pozorovania odhalili časovo závislý vzťah rozloženia galaxií a kvazarov, histórií formovania hviezd a typu a veľkosti najväčších štruktúr vesmíru (superklastrov). Tieto pozorovania sa štatisticky zhodujú so simuláciami. Veľmi dobre ich vysvetľuje teória Veľkého tresku a pomáhajú obmedziť parametre modelu.

Štandardné problémy
V teórii Veľkého tresku sa objavilo niekoľko problémov. O niektoré z nich sa dnes zaujímajú už len historici, pretože sa im podarilo vyhnúť úpravami teórie alebo lepšími pozorovaniami. Ostatné, ako napríklad problém hraničného halo (po anglicky cuspy halo problem) alebo problém trpasličích galaxií zo studenej temnej hmoty, nie sú považované za vážne, pretože sa s nimi možno vysporiadať zlepšením teórie. Niektorí kritici teórie Veľkého tresku uvádzajú tieto problémy ako účelové a ako doplnok k teórii. Najčastejšie atakované sú časti štandardnej kozmológie, ktoré obsahujú temnú hmotu, temnú energiu a kozmickú infláciu. Silno o nich svedčia pozorovania kozmického mikrovlnného pozadia, najväčších štruktúr vesmíru a supernov typu Ia, ostávajú však na pokraji bádania vo fyzike. Vedci sa zatiaľ nezhodli na časticovom pôvode temnej hmoty, temnej energie a kozmickej inflácie. Hoci ich gravitačné účinky môžeme pochopiť teoreticky aj pomocou pozorovaní, zatiaľ neboli včlenené do štandardného modelu časticovej fyziky v akceptovanej forme.

Existuje malý počet zástancov neštandardných kozmológií, ktorí veria, že v skutočnosti nebol žiaden Veľký tresk. Zatiaľ čo niektoré aspekty štandardnej kozmológie sú v štandardnom modeli nedostatočne vysvetlené, väčšina fyzikov uznáva, že úzka zhoda medzi teóriou Veľkého tresku a pozorovaniami pevne vybudovala všetky základné časti teórie. Nasleduje niekoľko štandardných "problémov" a hádaniek Veľkého tresku.

Problém horizontu
Problém horizontu vychádza z predpokladu, že informácie nemôžu cestovať rýchlejšie ako svetlo, a tak dve oblasti vesmíru, vzdialené od seba viac ako je rýchlosť svetla vynásobená vekom vesmíru, nemôžu byť v kauzálnom (príčinnom) kontakte. Pozorovaná izotropia kozmického mikrovlnného pozadia je z tohto ohľadu problematická, pretože veľkosť horizontu v tom čase zodpovedá veľkosti približne 2 stupňov na oblohe. Ak mal vesmír tú istú históriu rozpínania od Planckovej epochy, neexistuje žiaden mechanizmus, ktorý by umožnil, aby mali tieto regióny rovnakú teplotu. Táto zdanlivá rozporuplnosť je vyriešená inflačnou teóriou, v ktorej homogénne a izotropné skalárne energetické pole dominuje vesmíru v čase 10-35 sekundy po Planckovej epoche. Počas inflácie prekoná vesmír exponenciálnu expanziu a oblasti v kauzálnom kontakte sa rozpínajú cez vzájomné horizonty. Heisenbergov princíp neurčitosti predpovedá, že počas inflačnej fázy budú existovať kvantové termálne fluktuácie, ktoré budú zväčšené až do kozmickej veľkosti. Tieto fluktuácie slúžia ako zárodky všetkých súčasných štruktúr vo vesmíre. Po inflácii sa vesmír rozpína podľa Hubbleovho zákona a oblasti, ktoré neboli v kauzálnom kontakte, sa vrátia späť na horizont. To vysvetľuje pozorovanú izotropiu kozmického mikrovlnného žiarenia. Inflácia predpovedala, že prvotné fluktuácie sú takmer veľkostné invarianty (t.j. nezávisia od veľkosti), čo bolo presne potvrdené meraniami mikrovlnného kozmického žiarenia.

Plochosť
Problém plochosti je problém vychádzajúci z pozorovaní, ktorý vznikol z uváženia geometrie vesmíru spojenej s Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-ovho metrického systému. Vo všeobecnosti, vesmír môže mať tri odlišné typy geometrií: hyperbolickú geometriu, Euklidovskú geometriu alebo eliptickú geometriu. Každá z týchto geometrií je spojená priamo s kritickou hustotou vesmíru, hyperbolická korešponduje s menšou ako kritickou hustotou, eliptická s väčšou ako kritickou hustotou a Euklidovská s presne s hustotou rovnou kritickej hustote. Z meraní vyplýva, že vesmír musel byť vo svojich raných štádiách v rozmedzí 1015 od kritickej hustoty. Akákoľvek väčšia odchýlka by spôsobila buď horúcu smrť (po anglicky Heat Death) alebo Veľké zmrštenie (po anglicky Big Crunch) a vesmír by ďalej neexistoval v podobe v akej existuje dnes. Vyriešenie tohto problému znovu ponúka inflačná teória. Počas inflačnej fázy sa časopriestor zväčšil natoľko, že akékoľvek zvyškové zakrivenie by bolo úplne vyhladené. Takže vesmír je nútený byť plochý pôsobením inflácie.

Magnetické monopoly
Problém magnetických monopolov bola námietka ku koncu 70. rokov 20. storočia. Veľké teórie všetkého (po anglicky Grand unification theories) predpovedali bodové defekty v priestore, ktoré by sa prejavili ako magnetické monopoly, a ich hustota bola oveľa väčšia ako bolo možné vysvetliť. Tento problém je tiež možné vyriešiť pridaním kozmickej inflácie, ktorá odoberá všetky bodové defekty z pozorovateľného vesmíru tým istým spôsobom, akým je geometria sploštená.

Chýbajúca hmota
V 70. a 80. rokoch 20. storočia mnohé pozorovania (najmä galaktických rotačných kriviek) ukázali, že vo vesmíre nie je dostatok viditeľnej hmoty, ktorá by bola zodpovedná za veľké gravitačné sily, pôsobiace v rámci galaxií aj medzi nimi. To viedlo k myšlienke, že až 90% hmoty, tvoriacej vesmír, je nebaryonická temná hmota. Navyše predpoklad, že vesmír bol zložený prevažne z normálnej hmoty, viedol k predpovediam, ktoré boli v ostrom rozpore s pozorovaniami. Vesmír je predovšetkým oveľa menej hrudkovitý a obsahuje oveľa menej deutéria ako môže byť objasnené bez temnej hmoty. Zatiaľ, čo temná hmota bola spočiatku kontroverzná, dnes je široko akceptovanou súčasťou štandardnej kozmológie vďaka pozorovaniam anizotropií v kozmickom mikrovlnnom pozadí, rozptylu rýchlostí galaktických klastrov, rozloženia najväčších objektov, štúdia gravitačného šošovkovania a meraniam röntgenového žiarenia z klastrov galaxií. Častice temnej hmoty boli odhalené len vďaka ich gravitačným účinkom a zatiaľ neboli pozorované v laboratóriách. Avšak existuje veľa kandidátov časticovej fyziky, ktorí by mohli tvoriť temnú hmotu a niekoľko projektov na ich detekciu je už v plnom prúde.

Temná energia
V 90. rokoch 20. storočia odhalili podrobné merania hustoty hmoty vo vesmíre hodnotu, ktorá zodpovedala 30% kritickej hustoty. Aby bol vesmír plochý, čo naznačovali merania kozmického mikrovlnného pozadia, znamenalo by to, že celých 70% hustoty energie vesmíru ostalo nevysvetlených. Merania supernov typu Ia odhalili, že vesmír podstupuje nelineárne zrýchlenie rozpínania podľa Hubbleovho zákona. Všeobecná teória relativity vyžaduje, aby týchto zvyšných 70% bolo tvorených zložkou energie s negatívnym tlakom. Pôvod takzvanej temnej energie ostáva jednou z veľkých záhad Veľkého tresku. Možnými kandidátmi sú skalárna kozmologická konštanta a kvintesencia (po anglicky quintessence). Pozorovania, ktoré by to objasnili, stále prebiehajú.

Vek guľovitých klastrov
Určitá skupina pozorovaní vykonaných v 90. rokoch 20. storočia zahŕňala veky guľovitých klastrov, o ktorých sa zistilo, že boli v rozpore s teóriou Veľkého tresku. Počítačové simulácie zhodné s pozorovaniami hviezdnych populácií v guľovitých klastroch predpovedali, že tieto boli okolo 15 miliárd rokov staré, čo bolo v konflikte s vekom vesmíru (13,7 miliárd rokov). Tento problém bol vyriešený ku koncu 90. rokov novými počítačovými simuláciami, ktoré zahŕňali efekty straty hmoty vďaka hviezdnym vetrom. Simulácie naznačili oveľa menší vek guľovitých klastrov. Stále ostávajú otázky, ako presne je tento vek odmeraný, avšak je jasné, že tieto objekty sú najstaršími vo vesmíre.