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El '''universo de Einstein-de Sitter''' es un modelo del universo propuesto por [[Albert Einstein]] y [[Willem de Sitter]] en 1932.<ref>{{Cita publicación|título=On the relation between the expansion and the mean density of the universe|apellidos=Einstein|apellidos2=and De Sitter|fecha=1932|publicación=Proceedings of the National Academy of Sciences|volumen=18|número=3|páginas=213–214|bibcode=1932PNAS...18..213E|doi=10.1073/pnas.18.3.213|pmc=1076193|pmid=16587663}}</ref> 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,<ref>{{Cita publicación|título=A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae|apellidos=Hubble|nombre=Edwin|fecha=1929|publicación=Proceedings of the National Academy of Sciences|volumen=15|número=3|páginas=168–173|bibcode=1929PNAS...15..168H|doi=10.1073/pnas.15.3.168|pmc=522427|pmid=16577160}}</ref> Einstein estableció la [[constante cosmológica]] en cero en las [[ecuaciones de Friedmann]], lo que resultó en un modelo del universo en expansión conocido como Universo de Friedmann–Einstein.<ref>{{Cita publicación|título=Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie|apellidos=Einstein|nombre=Albert|fecha=1931|publicación=Sitzungs.König. Preuss. Akad.|páginas=235–237}}</ref><ref>{{Cita publicación|título=Einstein's cosmic model of 1931 revisited|apellidos=O'Raifeartaigh|nombre=and McCann|fecha=2014|publicación=Eur. Phys. J. H|volumen=39|número=1|páginas=63–86|bibcode=2014EPJH...39...63O|doi=10.1140/epjh/e2013-40038-x|arxiv=1312.2192}}[[arxiv:1312.2192|Physics ArXiv preprint]]</ref> En 1932, Einstein y De Sitter propusieron un modelo cósmico aún más simple al asumir una [[Relatividad general|curvatura espacial que se]] desvanece, así como una constante cosmológica que se desvanece. En el lenguaje moderno, el universo de Einstein-de Sitter puede describirse como un [[Cosmología física|modelo cosmológico]] para un [[Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker|universo métrico de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] ([[FLRW]]) de solo materia plana.<ref name="KahnKahn1975">{{Cita publicación|título=Letters from Einstein to de Sitter on the nature of the Universe|apellidos=Kahn|nombre=Carla|apellidos2=Kahn|nombre2=Franz|enlaceautor2=Franz Daniel Kahn|publicación=[[Nature (journal)|Nature]]|volumen=257|número=5526|páginas=451–454|bibcode=1975Natur.257..451K|issn=0028-0836|doi=10.1038/257451a0|año=1975}}</ref><ref>{{Cita publicación|título=On the Relation between the Expansion and the Mean Density of the Universe|apellidos=Einstein|nombre=Albert|apellidos2=De Sitter|nombre2=Willem|fecha=1932|publicación=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America|volumen=18|número=3|páginas=213–214|bibcode=1932PNAS...18..213E|issn=0027-8424|doi=10.1073/pnas.18.3.213|pmc=1076193|pmid=16587663}}</ref>

En el modelo, Einstein y De Sitter derivaron una relación simple entre la densidad promedio de materia en el universo y su expansión de acuerdo con ''H''<sub>0</sub><sup>2</sup> = ''кρ''/3, donde ''H''<sub>0</sub> es la [[Ley de Hubble-Lemaître|constante de Hubble]], ''ρ'' es la densidad promedio de materia y ''к'' es la [[Ecuaciones del campo de Einstein|constante gravitacional de Einstein]]. El tamaño del universo de Einstein-de Sitter evoluciona con el tiempo a medida que <math>a\propto t^{2/3}</math>, lo que hace que su edad actual sea de 2/3 del tiempo de [[Ley de Hubble-Lemaître|Hubble]]. El universo de Einstein-de Sitter se convirtió en un modelo estándar del universo durante muchos años debido a su simplicidad y debido a la falta de evidencia empírica para la curvatura espacial o una constante cosmológica.<ref>{{Cita libro|apellidos=Kragh|nombre=Helge|título=Cosmology and Controversy|url=https://archive.org/details/cosmologycontrov00helg|fecha=1999|editorial=[[Princeton University Press]]|ubicación=New Jersey|página=[https://archive.org/details/cosmologycontrov00helg/page/35 35]}}</ref><ref>{{Cita libro|apellidos=Nussbaumer|nombre=Harry|título=Discovering the Expanding Universe|fecha=2009|editorial=[[Cambridge University Press]]|ubicación=Cambridge|páginas=144–152}}</ref> También representó un caso teórico importante de un universo de densidad de materia crítica en equilibrio justo en el límite de finalmente contraerse. Sin embargo, las revisiones posteriores de la cosmología de Einstein dejan en claro que vio el modelo como solo una de las varias posibilidades para el universo en expansión.<ref>{{Cita libro|apellidos=Einstein|nombre=Albert|título=The Meaning of Relativity|fecha=1945|editorial=[[Routledge]]|ubicación=New York|páginas=112–135|edición=2nd}}</ref><ref>{{Cita libro|apellidos=Einstein|nombre=Albert|título=La Theorie de la Relativité|fecha=1933|editorial=Hermann et Cie|ubicación=Paris|páginas=99–109}}</ref><ref name="cor-2013">{{Cita publicación|título='Einstein's cosmology review of 1933: a new perspective on the Einstein–De Sitter model of the cosmos|apellidos=O'Raifeartaigh|nombre=O'Keeffe|apellidos2=Nahm|publicación=Eur. Phys. J.|volumen=40|número=3|páginas=63–85|bibcode=2015EPJH...40..301O|doi=10.1140/epjh/e2015-50061-y|apellidos3=Mitton|año=2015|arxiv=1503.08029}}</ref>

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 en torno al 95% de materia oscura fría y el 5% de [[Barión|bariones]]. Sin embargo, en la década de 1990, varias observaciones, incluidas la agrupación de galaxias y las mediciones de la [[Ley de Hubble-Lemaître|constante de Hubble,]] provocaron problemas cada vez más graves para este modelo. Tras el descubrimiento del [[Expansión acelerada del universo|universo]] en aceleración en 1998, y las observaciones del [[Radiación de fondo de microondas|fondo de microondas cósmico]] y los estudios de corrimiento al rojo de las galaxias en 2000-2003, ahora se acepta generalmente que [[Energía oscura|la energía oscura]] constituye alrededor del 70% de la densidad de energía actual, mientras que la [[materia oscura fría]] contribuye alrededor del 25%, como en el [[modelo Lambda-CDM]].

El modelo de Einstein-de Sitter sigue siendo una buena aproximación a nuestro universo en el pasado con corrimientos al rojo entre 300 y 2, es decir, mucho después de la era dominada por la radiación pero antes de que la energía oscura se volviera importante.

== Véase también ==
* [[Universo estático]]
* [[Universo estático de Einstein]]
* [[Teoría del estado estacionario]]
* [[Forma del universo]]
* [[Espacio de De Sitter|Universo de Sitter]]
* [[Destino final del universo]]

== Notas y referencias ==
{{listaref}}

== Enlaces externos ==
{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Soluciones de la ecuación de Einstein]]
[[Categoría:Albert Einstein]]