宇宙の相対的大きさの時間的変化を表す関数。宇宙のスケールファクターとも呼ばれる。$a(t)$ で表し、現在 $(t=t_0)$ での値を1に規格化することが多い。スケール因子は宇宙全体の時間進化を記述するための基本的な量である。

膨張宇宙において、十分離れた距離にある任意に選んだ2つの銀河の距離 $r(t)$ はスケール因子に比例して大きくなる。すなわち、$r(t)=a(t)\chi$ と表される（$\chi$は固有距離である）。ここで $\dot{r}(t)=\dot{a}(t)\chi =v(t)$ は、観測的には銀河の後退速度に相当する。ここで変数記号の上のドットは時間微分を示す（$\dot{r}(t)=\mathrm{d}r(t)/dt$ など）。ハッブル定数とスケール因子の関係は次のようになる。

$$\frac{v(t)}{r(t)}=\frac{\dot{a}(t)}{a(t)}\equiv H(t)$$

はハッブルパラメータと呼ばれるが、その現在における値 $H(t=t_0)\equiv H_0$ がハッブル定数である（ハッブル-ルメートルの法則 $v=H_{0}r$ を参照）。

遠方銀河からの光は宇宙膨張によって波長が伸び、スペクトルが赤方偏移して見える。波長の伸びは、光が出発した時点におけるスケール因子の逆数に比例する。このため、光が出発した時刻におけるスケール因子の値は観測可能な量である。また、角径距離や光度距離など、宇宙論的に重要な観測量はスケール因子の時間変化により定まる。