El universo de Einstein-de Sitter es un modelo del universo propuesto por Albert Einstein y Willem de Sitter en 1932. [1] Al enterarse por primera vez del descubrimiento de Edwin Hubble de una relación lineal entre el corrimiento al rojo de las galaxias y su distancia, [2] Einstein fijó la constante cosmológica a cero en las ecuaciones de Friedmann , lo que dio como resultado un modelo del universo en expansión conocido como el universo de Friedmann-Einstein . [3] [4] En 1932, Einstein y De Sitter propusieron un modelo cósmico aún más simple al suponer una curvatura espacial evanescente , así como una constante cosmológica evanescente. En el lenguaje moderno, el universo de Einstein-de Sitter puede describirse como un modelo cosmológico para un universo plano de materia exclusiva con métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). [5] [6] [7]
En el modelo, Einstein y de Sitter derivaron una relación simple entre la densidad media de materia en el universo y su expansión según H 0 2 = кρ /3, donde H 0 es la constante de Hubble , ρ es la densidad media de materia y к es la constante gravitacional de Einstein . El tamaño del universo de Einstein-de Sitter evoluciona con el tiempo como , lo que hace que su edad actual sea 2/3 veces el tiempo de Hubble . El universo de Einstein-de Sitter se convirtió en un modelo estándar del universo durante muchos años debido a su simplicidad y a la falta de evidencia empírica tanto para la curvatura espacial como para una constante cosmológica. [8] [9] También representó un caso teórico importante de un universo de densidad crítica de materia justo en el límite de eventualmente contraerse. Sin embargo, las revisiones posteriores de Einstein de la cosmología dejan en claro que vio el modelo como solo una de varias posibilidades para el universo en expansión. [10] [11] [12]
El universo de Einstein-de Sitter fue particularmente popular en la década de 1980, después de que la teoría de la inflación cósmica predijera que la curvatura del universo debería ser muy cercana a cero. Este caso con constante cosmológica cero implica el modelo de Einstein-de Sitter, y se desarrolló la teoría de la materia oscura fría , inicialmente con un presupuesto de materia cósmica de alrededor del 95% de materia oscura fría y el 5% de bariones. Sin embargo, en la década de 1990, varias observaciones, incluyendo la agrupación de galaxias y las mediciones de la constante de Hubble, llevaron a problemas cada vez más graves para este modelo. Tras el descubrimiento del universo en aceleración en 1998, y las observaciones del fondo cósmico de microondas y los estudios del corrimiento al rojo de las galaxias en 2000-2003, ahora se acepta generalmente que la energía oscura representa alrededor del 70 por ciento de la densidad de energía actual, mientras que la materia oscura fría contribuye alrededor del 25 por ciento, como en el modelo moderno Lambda-CDM .
El modelo de Einstein-de Sitter sigue siendo una buena aproximación a nuestro universo en el pasado con corrimientos al rojo entre alrededor de 300 y 2, es decir, mucho después de la era dominada por la radiación pero antes de que la energía oscura se volviera importante.
