A expansão métrica do espaço-tempo ou expansão métrica do universo é uma peça chave da ciência atual para compreender o Universo, através da qual o próprio espaço-tempo é descrito por um Tensor métrico que relaciona-se com o tempo de tal maneira que as dimensões espaciais parecem crescer ou estender-se à medida que o Universo envelhece. Explica como se expande o Universo no modelo do Big Bang, uma característica de nosso Universo suportada por todos os experimentos e observações cosmológicas, cálculos astrofísicos e medidas até agora. A métrica que descreve formalmente a expansão no modelo padrão do Big Bang designa-se como Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker ou Modelo FLRW.
A expansão do espaço é conceitualmente diferente de outros tipos de expansões e explosões que são vistas na natureza. Nossa compreensão do "cenário do Universo" (o espaço-tempo) necessita que o espaço, o tempo e a distância não sejam absolutos, senão que são obtidos a partir de uma métrica que pode modificar-se. Na métrica de expansão do espaço, mais que objetos num espaço fixo distribuindo-se até o vazio, é o espaço que contém os objetos e que está modificando-se propriamente falando. É como se os objetos não se movessem por si mesmos, é o espaço que está "crescendo" de alguma maneira entre eles.
Devido a que é a métrica que define a distância que está alterando-se mais que os objetos movendo-se no espaço, esta expansão (e o movimento resultante são objetos afastando-se) não está limitada pela velocidade da luz, limitação esta que é resultante da relatividade especial.
A teoria e as observações sugerem que muito no princípio da história do Universo houve uma fase "inflacionária" onde esta métrica alterou-se muito rapidamente. A dependência do tempo restante que observamos desta métrica é a assim chamada expansão de Hubble, quantificando o afastamento de todos os objetos gravitacionalmente relacionados no Universo. O Universo em expansão é portanto uma característica fundamental do Universo em que habitamos, um Universo fundamentalmente diferente do Universo estático que Albert Einstein considerou ao princípio quando desenvolveu sua teoria gravitacional.
Medindo a taxa de expansão miniatura|upright=1|esquerda|Quando um objeto está se afastando, sua luz é esticada (desvio para o vermelho ou redshift). Quando o objeto está se aproximando, sua luz é comprimida (desvio para o azul ou blueshift). A maneira mais direta de medir a taxa de expansão é medir independentemente as velocidades de recessão e as distâncias de objetos distantes, como galáxias. A razão entre essas quantidades fornece a taxa de Hubble, de acordo com a lei de Hubble. Normalmente, a distância é medida usando uma vela padrão, que é um objeto ou evento para o qual o brilho intrínseco é conhecido. A distância do objeto pode então ser inferida a partir do brilho aparente observado. Enquanto isso, a velocidade de recessão é medida através do desvio para o vermelho. Hubble usou essa abordagem para sua medição original da taxa de expansão, medindo o brilho de estrelas variáveis Cefeidas e os desvios para o vermelho de suas galáxias hospedeiras. Mais recentemente, usando supernovas do Tipo Ia, a taxa de expansão foi medida como sendo ''H0 = (km/s)/Mpc (setenta e três vírgula vinte e quatro, com incerteza de um vírgula setenta e quatro, quilómetros por segundo por megaparsec). Isso significa que para cada milhão de parsecs de distância do observador, a velocidade de recessão dos objetos a essa distância aumenta em cerca de 73 km/s por mph.
As supernovas são observáveis a distâncias tão grandes que o tempo de viagem da luz a partir delas pode se aproximar da idade do universo. Consequentemente, elas podem ser usadas para medir não apenas a taxa de expansão atual, mas também a história da expansão. No trabalho que recebeu o Prêmio Nobel de Física de 2011, observações de supernovas foram usadas para determinar que a expansão cósmica está se acelerando na época atual.
Ao assumir um modelo cosmológico, por exemplo, o modelo Lambda-CDM, outra possibilidade é inferir a taxa de expansão atual a partir do tamanho das maiores flutuações vistas na radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB). Uma taxa de expansão mais alta implicaria um tamanho característico menor das flutuações da CMB, e vice-versa. A colaboração Planck mediu a taxa de expansão desta forma e determinou H0 = (km/s)/Mpc. Existe uma discordância entre esta medição e as medições baseadas em supernovas, conhecida como a tensão de Hubble.
Uma terceira opção proposta recentemente é usar informações de eventos de ondas gravitacionais (especialmente aqueles envolvendo a fusão de estrelas de neutrões, como GW170817), para medir a taxa de expansão. Tais medições ainda não têm a precisão necessária para resolver a tensão de Hubble.
Em princípio, a história da expansão cósmica também pode ser medida estudando o desvio do redshift: como os redshifts, distâncias, fluxos, posições angulares e tamanhos angulares de objetos astronómicos mudam ao longo do tempo em que estão a ser observados. Esses efeitos são pequenos demais para serem detectados com o equipamento atual. No entanto, mudanças no redshift ou no fluxo poderiam ser observadas pelo Square Kilometre Array ou pelo Extremely Large Telescope em meados da década de 2030.
Grupos de Galáxias (2025-2026)
Recentemente, a análise do fluxo cósmico em grupos de galáxias próximos, especificamente M81 e Centaurus A, introduziu uma nova medição local da constante de Hubble H0. Ao modelar o "fluxo de Hubble frio" — o equilíbrio entre a atração gravitacional de um grupo e a expansão universal — pesquisadores derivaram um valor de aproximadamente .
Este resultado é significativamente inferior aos valores obtidos a partir de supernovas do Tipo Ia (~73 km/s/Mpc) e está em maior alinhamento com os dados da radiação cósmica de fundo do satélite Planck (~67,4 km/s/Mpc). O estudo sugere que a "tensão de Hubble" pode ser mitigada ao contabilizar a dinâmica local dos grupos de galáxias e refinar o uso do indicador de distância pela ponta do ramo das gigantes vermelhas (TRGB). Além disso, esses modelos dinâmicos indicam que a massa total desses grupos e, consequentemente, a quantidade necessária de matéria escura, pode ser menor do que o estimado anteriormente via métodos viriais.
A determinação de uma taxa de expansão mais baixa tem implicações para a idade do universo, uma vez que um H0 menor implica um cosmos de vida mais longa. Isso ajuda a reconciliar a idade do universo com a estrela HD 140283 (a "estrela de Matusalém"). Uma investigação asterossísmica de 2025 refinou os parâmetros físicos da estrela, encontrando uma massa de 0,75 ± 0,01 massas solares e um raio de , o que corresponde a uma idade refinada de 14,2 ± 0,4 bilhões de anos. Embora este valor médio exceda nominalmente a idade cósmica padrão de 13,8 bilhões de anos, ele permanece consistente com a idade do universo dentro de uma faixa de incerteza de 1-sigma, resolvendo efetivamente o "paradoxo temporal" através de modelagem estelar de alta precisão.
Introdução thumb|400px|A expansão do Universo avança em todas as direções determinada pela constante de Hubble atual. Entretanto, a constante de Hubble pode ter mudado no passado e pode mudar no futuro dependendo do valor observado do parâmetro de densidade (Ω). Antes do descobrimento da energia escura, se cria que o Universo estava dominado pela matéria e assim Ω neste gráfico se corresponde com a relação da densidade de matéria com a densidade crítica ().
Uma métrica define como se pode medir uma distância entre dois pontos próximos no espaço, em termos das coordenadas destes pontos. Um sistema de coordenadas relaciona pontos em um espaço (de qualquer número de dimensões) assinalando números únicos conhecidos como coordenadas, a cada ponto. A métrica é então uma fórmula que converte as coordenadas dos pontos em distâncias.
Por exemplo, considerando a medida da distância entre dois lugares na superfície da Terra. Este é um exemplo familiar característico de uma geometria não euclidiana. Devido a que a superfície da Terra seja bidimensional, os pontos na superfície da Terra se podem especificar mediante duas coordenadas, por exemplo, a latitude e a longitude. A especificação de uma métrica requer que primeiro se especifique as coordenadas utilizadas. Em nosso exemplo característico da superfície da Terra, podemos eleger qualquer tipo de sistema de coordenadas, por exemplo latitude e longitude ou coordenadas cartesianas (X-Y-Z). Uma vez que temos eleito um sistema de coordenadas específico, o valor numérico das coordenadas de dois pontos quaisquer são determinados de forma unívoca e, baseando-se nas propriedades do espaço sobre o que se está discutindo, a métrica apropriada também se estabelece matematicamente. Na superfície curva da Terra, podemos ver este efeito em voos longos percorridos onde a distância entre dois pontos é medida baseando-se em um grande círculo e não ao longo da linha reta que passa através da Terra. Em teoria há sempre um efeito devido a esta curvatura, inclusive para pequenas distâncias, mas na prática para lugares "próximos", a curvatura da Terra é tão pequena que é desprezível para distâncias curtas.
Os pontos na superfície da Terra se podem especificar dando duas coordenadas. Devido a que o espaço-tempo tem quatro dimensões, temos que especificar os pontos neste dado espaço-tempo dando quatro coordenadas. As coordenadas mais convenientes em cosmologia se chamam coordenadas comóveis. Devido a que o espaço parece ser euclidianas, em grandes distâncias se podem especificar as coordenadas espaciais em termos de x, y, z, ainda que outras alternativas como as coordenadas esféricas são utilizadas habitualmente. A quarta coordenada necessária é o tempo, que se especifica nas coordenadas comóveis como o tempo cosmológico. A métrica do espaço a partir das observações, parece ser euclidiana a grande escala. O mesmo não se pode dizer da métrica do espaço-tempo, entretanto. A natureza não-euclidiana do espaço-tempo se manifesta pelo fato de que a distância entre pontos com coordenadas constantes cresce com o tempo, mas que permanecem constantes.
Tecnicamente, a expansão métrica do espaço é uma característica de muitas soluções das equações de campo de Einstein da relatividade geral e a distância se mede utilizando o intervalo de Lorentz. Esta explicação teórica proporciona uma explicação clara observacional da lei de Hubble que indica que as galáxias mais distantes de nós parecem estar se afastando mais depressa que as galáxias que estão mais próximas. Em espaços que se expandem, a métrica modifica-se com o tempo de uma forma que causa com que as distancias pareçam maiores em momentos posteriores, de tal maneira que em nosso Universo do Big Bang, observamos fenômenos associados com a expansão métrica do espaço. Se vivêssemos em um espaço que se contrai (um Universo do Big Crunch) observaríamos fenômenos associados com uma métrica de contração do espaço.