| dbo:abstract
|
- L'univers d'Einstein–de Sitter és un model de l'univers proposat per Albert Einstein i Willem de Sitter el 1932. Un cop Edwin Hubble va descobrir una relació lineal entre el desplaçament cap al roig de les galàxies i la seva distància, Einstein va posar la constant cosmològica a zero en les equacions de Friedmann, resultant en un model de l'expansió de l'univers conegut com l'univers de Friedmann–Einstein. El 1932, Einstein i de Sitter van proposar un model còsmic fins i tot més senzill assumint una desaparició de la curvatura espacial així com un desaparició cosmològica constant. En l'actualitat, l'univers d'Einstein–de Sitter pot ser descrit com a model cosmològic per un univers Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker mètric (FLRW) homogeni. En el model, Einstein i de Sitter van derivar una relació senzilla entre la densitat mitja de matèria en l'univers i la seva expansió segons H0²= кρ/3 on H0 és la constant de Hubble, ρ és la densitat mitjana de matèria i к és la constant d'Einstein.La mida de l'univers d'Einstein–de Sitter evoluciona amb el temps segons , fent la seva edat actual 2/3 vegades el temps d'Hubble.L'univers d'Einstein–de Sitter va esdevenir un model estàndard de l'univers durant molts anys a causa de la seva simplicitat i d'una manca d'evidència empírica tant per la curvatura espacial com per una constant cosmològica. També va representar un cas teòric important d'un univers amb densitat de matèria crítica al límit de contraure's. Tanmateix, les revisions més tardanes de cosmologia d'Einstein mostraven clarament que ell només veia el model com una de les diverses possibilitats per l'expansió de l'univers. L'univers d'Einstein–de Sitter va ser particularment popular en els anys 80, després que la teoria d'inflació còsmica va pronosticar que la curvatura de l'univers hauria de ser molt propera a zero. Aquest cas amb una constant cosmològica de zero implica que el model d'Einstein-de Sitter i que la teoria de matèria fosca freda van ser desenvolupades inicialment amb una assumpció de matèria còsmica d'un 95% de matèria fosca freda i d'un 5% de barions. Tanmateix, en els anys 90 diverses observacions que inclouen agrupacions de galàxies i mesures de la constant de Hubble van comportar problemes seriosos al model. A aquest descobriment el van seguir el descobriment de l'univers en acceleració el 1998, i observacions del fons de microones còsmic i mesures de desplaçament cap al roig de galàxies els anys 2000-2003. És ara generalment acceptat que l'energia fosca constitueix aproximadament un 70 per cent de la densitat de l'energia present mentre que la matèria fosca freda constitueix al voltant del 25 per cent, com en el modern model Lambda-CDM. El model Einstein-de Sitter queda com una bona aproximació al nostre univers del passat per un desplaçament cap al roig d'entre 300 i 2, per l'època on la radiació dominava, però posteriorment l'energia fosca ha esdevingut més important. (ca)
- Unter einem Friedmann-Modell oder Friedmann-Lemaître-Modell (benannt nach dem russischen Mathematiker und Meteorologen Alexander Friedmann und dem belgischen Astrophysiker Georges Lemaître) versteht man in der Kosmologie Lösungen der Friedmann-Gleichung, d. h. eine Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen mit konstanter Krümmung, die um jeden Punkt räumlich isotrop ist. Friedmann-Modelle unterscheiden sich durch den Parameter aus der Robertson-Walker-Metrik
* : positive Krümmung
* : keine Krümmung, flacher Raum
* : negative Krümmung und den Wert der kosmologischen Konstante . (de)
- The Einstein–de Sitter universe is a model of the universe proposed by Albert Einstein and Willem de Sitter in 1932. On first learning of Edwin Hubble's discovery of a linear relation between the redshift of the galaxies and their distance, Einstein set the cosmological constant to zero in the Friedmann equations, resulting in a model of the expanding universe known as the Friedmann–Einstein universe. In 1932, Einstein and De Sitter proposed an even simpler cosmic model by assuming a vanishing spatial curvature as well as a vanishing cosmological constant. In modern parlance, the Einstein–de Sitter universe can be described as a cosmological model for a flat matter-only Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric (FLRW) universe. In the model, Einstein and de Sitter derived a simple relation between the average density of matter in the universe and its expansion according to H02 = кρ/3, where H0 is the Hubble constant, ρ is the average density of matter and к is the Einstein gravitational constant. The size of the Einstein–de Sitter universe evolves with time as , making its current age 2/3 times the Hubble time. The Einstein–de Sitter universe became a standard model of the universe for many years because of its simplicity and because of a lack of empirical evidence for either spatial curvature or a cosmological constant. It also represented an important theoretical case of a universe of critical matter density poised just at the limit of eventually contracting. However, Einstein's later reviews of cosmology make it clear that he saw the model as only one of several possibilities for the expanding universe. The Einstein–de Sitter universe was particularly popular in the 1980s, after the theory of cosmic inflation predicted that the curvature of the universe should be very close to zero. This case with zero cosmological constant implies the Einstein–de Sitter model, and the theory of cold dark matter was developed, initially with a cosmic matter budget around 95% cold dark matter and 5% baryons. However, in the 1990s various observations including galaxy clustering and measurements of the Hubble constant led to increasingly serious problems for this model. Following the discovery of the accelerating universe in 1998, and observations of the cosmic microwave background and galaxy redshift surveys in 2000–2003, it is now generally accepted that dark energy makes up around 70 percent of the present energy density while cold dark matter contributes around 25 percent, as in the modern Lambda-CDM model. The Einstein–de Sitter model remains a good approximation to our universe in the past at redshifts between around 300 and 2, i.e. well after the radiation-dominated era but before dark energy became important. (en)
- El universo de Einstein-de Sitter es un modelo del universo propuesto por Albert Einstein y Willem de Sitter en 1932. 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, 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. En 1932, Einstein y De Sitter propusieron un modelo cósmico aún más simple al asumir una 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 modelo cosmológico para un universo métrico de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) de solo materia plana. 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 H02 = кρ/3, donde H0 es la constante de Hubble, ρ es la densidad promedio de materia y к es la constante gravitacional de Einstein. El tamaño del universo de Einstein-de Sitter evoluciona con el tiempo a medida que , lo que hace que su edad actual sea de 2/3 del 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 debido a la falta de evidencia empírica para la curvatura espacial o una constante cosmológica. También representó un caso teórico importante de un universo de densidad de materia crítica en equilibrio justo en el límite de eventualmente 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. 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 bariones. Sin embargo, en la década de 1990, varias observaciones, incluidas la agrupación de galaxias y las mediciones de la constante de Hubble, provocaron problemas cada vez más graves para este modelo. Tras el descubrimiento del universo en aceleración en 1998, y las observaciones del fondo de microondas cósmico y los estudios de corrimiento al rojo de las galaxias en 2000-2003, ahora se acepta generalmente que 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. (es)
- En cosmologie, l'espace d'Einstein-de Sitter est le nom donné au modèle cosmologique de type Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker dont la densité d'énergie est égale à la densité critique (la courbure spatiale est donc nulle), et dont la seule forme de matière contribuant de façon notable à la densité d'énergie correspond à la matière non relativiste. L'univers d'Einstein-de Sitter a été proposé par Albert Einstein et Willem de Sitter en 1932. Il représente en fait un cas particulier des solutions des équations de la relativité générale (appelées dans ce contexte Équations de Friedmann) trouvées indépendamment par Alexandre Friedmann puis Georges Lemaître dans le courant des années 1920. Le modèle SCDM est un exemple de modèle d'espace d'Einstein-de Sitter, où la matière non relativiste se trouve sous la forme de matière ordinaire (matière baryonique) et de matière noire. (fr)
- Het Einstein-De Sittermodel is een theoretisch model voor het beschrijven van de uitdijing van het heelal, zoals beschreven door de Friedmann-vergelijkingen. Het maakt gebruik van de veronderstelling dat het heelal een vlakke geometrie heeft en alleen materie bevat. Het is een veelgebruikt voorbeeld van een oplossing voor de Friedmann-vergelijking, omdat het eenvoudig is uit te rekenen. (nl)
|
| rdfs:comment
|
- Unter einem Friedmann-Modell oder Friedmann-Lemaître-Modell (benannt nach dem russischen Mathematiker und Meteorologen Alexander Friedmann und dem belgischen Astrophysiker Georges Lemaître) versteht man in der Kosmologie Lösungen der Friedmann-Gleichung, d. h. eine Lösung der Einsteinschen Feldgleichungen mit konstanter Krümmung, die um jeden Punkt räumlich isotrop ist. Friedmann-Modelle unterscheiden sich durch den Parameter aus der Robertson-Walker-Metrik
* : positive Krümmung
* : keine Krümmung, flacher Raum
* : negative Krümmung und den Wert der kosmologischen Konstante . (de)
- Het Einstein-De Sittermodel is een theoretisch model voor het beschrijven van de uitdijing van het heelal, zoals beschreven door de Friedmann-vergelijkingen. Het maakt gebruik van de veronderstelling dat het heelal een vlakke geometrie heeft en alleen materie bevat. Het is een veelgebruikt voorbeeld van een oplossing voor de Friedmann-vergelijking, omdat het eenvoudig is uit te rekenen. (nl)
- L'univers d'Einstein–de Sitter és un model de l'univers proposat per Albert Einstein i Willem de Sitter el 1932. Un cop Edwin Hubble va descobrir una relació lineal entre el desplaçament cap al roig de les galàxies i la seva distància, Einstein va posar la constant cosmològica a zero en les equacions de Friedmann, resultant en un model de l'expansió de l'univers conegut com l'univers de Friedmann–Einstein. El 1932, Einstein i de Sitter van proposar un model còsmic fins i tot més senzill assumint una desaparició de la curvatura espacial així com un desaparició cosmològica constant. En l'actualitat, l'univers d'Einstein–de Sitter pot ser descrit com a model cosmològic per un univers Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker mètric (FLRW) homogeni. (ca)
- The Einstein–de Sitter universe is a model of the universe proposed by Albert Einstein and Willem de Sitter in 1932. On first learning of Edwin Hubble's discovery of a linear relation between the redshift of the galaxies and their distance, Einstein set the cosmological constant to zero in the Friedmann equations, resulting in a model of the expanding universe known as the Friedmann–Einstein universe. In 1932, Einstein and De Sitter proposed an even simpler cosmic model by assuming a vanishing spatial curvature as well as a vanishing cosmological constant. In modern parlance, the Einstein–de Sitter universe can be described as a cosmological model for a flat matter-only Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric (FLRW) universe. (en)
- El universo de Einstein-de Sitter es un modelo del universo propuesto por Albert Einstein y Willem de Sitter en 1932. 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, 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. En 1932, Einstein y De Sitter propusieron un modelo cósmico aún más simple al asumir una 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 modelo cosmológico para un universo métrico de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (es)
- En cosmologie, l'espace d'Einstein-de Sitter est le nom donné au modèle cosmologique de type Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker dont la densité d'énergie est égale à la densité critique (la courbure spatiale est donc nulle), et dont la seule forme de matière contribuant de façon notable à la densité d'énergie correspond à la matière non relativiste. Le modèle SCDM est un exemple de modèle d'espace d'Einstein-de Sitter, où la matière non relativiste se trouve sous la forme de matière ordinaire (matière baryonique) et de matière noire. (fr)
|
