La expansión métrica del espacio es la descripción del espacio-tiempo por una métrica que cambia con el tiempo de modo que la distancia entre dos puntos cambia con el tiempo. Ecuaciones diferenciales explican cómo se expande el universo en el modelo del Big Bang; una característica de nuestro universo corroborada por todos los experimentos cosmológicos, cálculos astrofísicos y medidas tomadas hasta la fecha. La métrica que describe formalmente la expansión en el modelo estándar de Big Bang se conoce como métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.
La expansión del espacio es conceptualmente igual de otros tipos de expansiones y explosiones que son vistas en la naturaleza. Nuestra comprensión del "tejido del universo" (el espacio-tiempo) implica que el espacio y el tiempo no son absolutos, sino que se obtienen a partir de una métrica que no se puede cambiar. En la métrica de expansión del espacio, más que objetos en un espacio fijo alejándose hacia el vacío, es el espacio que contiene los objetos el que está cambiando propiamente dicho. Es como si los objetos no se movieran por sí mismos, el espacio está "creciendo" de alguna manera entre ellos.
Debido a que es la métrica que define la distancia la que está cambiando más que los objetos moviéndose en el espacio, esta expansión (y el movimiento resultante son objetos alejándose) no está acotada por la velocidad de la luz que resulta de la relatividad especial.
La teoría y las observaciones sugieren que muy al principio de la historia del universo, hubo una fase "inflacionaria" donde esta métrica cambió muy rápidamente y que la dependencia del tiempo restante de esta métrica es que observamos la así llamada expansión de Hubble, el alejamiento de todos los objetos gravitacionalmente acotados en el universo. El universo en expansión es por tanto una característica fundamental del universo en el que habitamos, un universo fundamentalmente diferente del universo estático que Albert Einstein consideró al principio cuando desarrolló su teoría gravitacional.
Durante la época inflacionaria, alrededor de 10−32 segundos después del Big Bang, el universo se expandió repentinamente, y su volumen se incrementó por un factor de al menos 1078 (una expansión de la distancia por un factor de al menos 1026 en cada una de las tres dimensiones), equivalente a expandir un objeto de 1 nanómetro (10−9 m, cerca de la mitad del ancho de una molécula de ADN) de longitud a uno de aproximadamente 10,6 años luz (cerca de 1017 m ) de largo. Después de esto, una expansión mucho más lenta y gradual del espacio continuó, hasta que alrededor de 9.800 millones de años después del Big Bang (hace 4.000 millones de años)comenzó a expandirse gradualmente más rápidamente, y aún lo sigue haciendo.
La expansión métrica del espacio es de un tipo completamente diferente de las expansiones y explosiones que se observan en la vida cotidiana. También parece ser una propiedad del universo en su conjunto, más que un fenómeno que se aplica sólo a una parte del universo o que puede observarse desde "fuera" del mismo.
Los físicos han postulado la existencia de la energía oscura, apareciendo como una constante cosmológica en los modelos gravitacionales más simples, como una forma de explicar la aceleración. De acuerdo con la extrapolación más simple del modelo cosmológico actualmente favorecido, el modelo Lambda-CDM, esta aceleración se vuelve más dominante en el futuro. En junio de 2016, los científicos de la NASA y la ESA reportaron que se encontró que el universo se expandía entre un 5% y un 9% más rápido de lo que se pensaba anteriormente, basado en estudios que utilizaban el Telescopio Espacial Hubble.
Mientras que la relatividad especial prohíbe que los objetos se muevan más rápido que la luz con respecto a un marco de referencia local donde el espaciotiempo puede ser tratado como plano e invariable, no se aplica a situaciones en las que la curvatura del espaciotiempo o la evolución en el tiempo se vuelven importantes. Estas situaciones se describen mediante la relatividad general, que permite que la separación entre dos objetos distantes aumente más rápidamente que la velocidad de la luz, aunque la definición de "separación" es diferente de la utilizada en un marco inercial. Esto puede ser visto cuando observamos galaxias distantes más allá del radio de Hubble (aproximadamente 4,5 gigaparsecs o 14,7 mil millones de años luz); estas galaxias tienen una velocidad de recesión que es más rápida que la velocidad de la luz. La luz que se emite hoy en día desde estas galaxias más allá del horizonte de eventos cosmológicos, alrededor de 5 gigaparsecs o 16 mil millones de años luz, nunca llegará a nosotros, aunque todavía podemos observar la luz que estas galaxias emitieron en el pasado -véase universo observable-. Debido a la alta tasa de expansión, también es posible que una distancia entre dos objetos sea mayor que el valor calculado multiplicando la velocidad de la luz por la edad del universo. Estos detalles son una fuente frecuente de confusión entre los aficionados e incluso los físicos profesionales.Tamara M. Davis and Charles H. Lineweaver, Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe. astro-ph/0310808 Debido a la naturaleza no intuitiva del tema y a lo que algunos han descrito como opciones "descuidadas" de redacción, ciertas descripciones de la expansión métrica del espacio y los conceptos erróneos a los que tales descripciones pueden llevar, son un tema permanente de discusión dentro de la educación y la comunicación de los conceptos científicos.
Introducción miniaturadeimagen|400x400px|La expansión del universo avanza en todas las direcciones determinada por la constante de Hubble actual. Sin embargo, la constante de Hubble pudo cambiar en el pasado y puede cambiar en el futuro dependiendo del valor observado de los parámetros de densidad (). Antes del descubrimiento de la energía oscura (), se creyó que el universo estaba dominado por la materia, que este gráfico se corresponde con la relación de la densidad de materia () con la densidad crítica (), que en este caso se ha tomado igual a 1 de acuerdo con las observaciones más recientes. Una métrica define cómo se puede medir una distancia entre dos puntos cercanos en el espacio, en términos de las coordenadas de estos puntos. Un sistema de coordenadas ubica puntos en un espacio (de cualquier número de dimensiones) asignando números únicos conocidos como coordenadas, a cada punto. La métrica es entonces una fórmula que convierte las coordenadas de dos puntos en distancias.
Por ejemplo, considerando la medida de la distancia entre dos lugares en la superficie de la Tierra. Este es un ejemplo familiar sencillo de una geometría no euclidiana. Debido a que la superficie de la Tierra es bidimensional, los puntos en la superficie de la Tierra se pueden especificar mediante dos coordenadas, por ejemplo, la latitud y la longitud. La especificación de una métrica requiere que uno primero especifique las coordenadas utilizadas. En nuestro ejemplo sencillo de la superficie de la Tierra, podemos elegir cualquier tipo de sistema de coordenadas, por ejemplo latitud y longitud o coordenadas cartesianas (X-Y-Z). Una vez que hemos elegido un sistema de coordenadas específico, el valor numérico de las coordenadas de dos puntos cualesquiera de las coordenadas de dos puntos son determinados de forma unívoca y basándonos en las propiedades del espacio sobre el que se está discutiendo, la métrica apropiada también se establece matemáticamente. En la superficie curvada de la Tierra, podemos ver este efecto en vuelos de largo recorrido donde la distancia entre dos puntos es medida basándose en un gran círculo y no a lo largo de la línea recta que pasa a través de la Tierra. En teoría hay siempre un efecto debido a esta curvatura, incluso para pequeñas distancias, pero en la práctica para lugares "cercanos", la curvatura de la Tierra es tan pequeña que es despreciable para distancias cortas.
Los puntos en la superficie de la Tierra se pueden especificar dando dos coordenadas. Debido a que el espacio-tiempo tiene cuatro dimensiones, tenemos que especificar los puntos en dicho espacio-tiempo dando cuatro coordenadas. Las coordenadas más convenientes en cosmología se llaman coordenadas comóviles. Debido a que el espacio parece ser Euclídeo, en una gran distancia se pueden especificar las coordenadas espaciales en términos de x, y, z, aunque otras alternativas como las coordenadas esféricas son utilizadas habitualmente. La cuarta coordenada necesaria es el tiempo, que se especifica en las coordenadas comóviles como el tiempo cosmológico. La métrica del espacio a partir de las observaciones, parece ser euclídeo a gran escala. Lo mismo no se puede decir de la métrica del espacio-tiempo, sin embargo. La naturaleza no euclídea del espacio-tiempo se manifiesta por el hecho de que la distancia entre puntos con coordenadas constantes crece con el tiempo, más que permanecer constantes.
Técnicamente, la expansión métrica del espacio es una característica de muchas soluciones de las ecuaciones del campo de Einstein de la relatividad general y la distancia se mide utilizando el intervalo de Lorentz. Esta explicación teórica proporciona una explicación clara observacional de la ley de Hubble que indica que las galaxias más lejanas de nosotros parecen estar retrocediendo más deprisa que las galaxias que están más cercanas a nosotros. En espacios que se expanden, la métrica cambia con el tiempo de una forma que causa que las distancias parezcan mayores en momentos posteriores, de tal manera que en nuestro universo del Big Bang, observamos fenómenos asociados con la expansión métrica del espacio. Si vivimos en un espacio que se contrae (un universo del Big Crunch) observaremos fenómenos asociados con una métrica de contracción del espacio.
Los primeros modelos relativistas predijeron que un universo que era dinámico y contenía materia gravitacional ordinaria se contraería más que expandiría. La primera propuesta de Einstein para una solución a este problema incluía añadir una constante cosmológica en sus teorías para balancear la contracción y obtener una solución estática para el universo. Pero en 1922 Alexander Friedman halló sus famosas ecuaciones de Friedmann, demostrando que el universo se podía expandir y presentando la velocidad de expansión para este caso.Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (Traducción al inglés en: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.) Las observaciones de Edwin Hubble en 1929 confirmaron que las galaxias distantes estaban todas alejándose aparentemente de nosotros por lo que los científicos aceptaron que el universo se estaba expandiendo. Hasta los desarrollos teóricos de los años 1980 nadie tuvo una explicación de por qué era así este caso, pero con el desarrollo de los modelos de inflación cósmica, la expansión del universo se convirtió en una característica general resultante del falso vacío. Por consiguiente, la pregunta de "¿Por qué está el universo expandiéndose?" es ahora contestada comprendiendo los detalles del proceso de descomposición de la inflación que ocurrió en los primeros 10−32 segundos de existencia de nuestro universo. Se sugiere que en este momento la propia métrica cambió exponencialmente, causando que el espacio cambie de algo más pequeño que un átomo a unos 100 millones de años luz.
Medición de distancias En la expansión del espacio, la distancia es una cantidad dinámica que cambia con el tiempo. Hay varias formas diferentes de definir distancias en cosmología, conocidas como medidas de distancia, pero la más común es la distancia comóvil.