Kosmogenese

Wie bereits in einem früheren Golden Oldie, der sich der kurzen Notiz von Lemaitre aus dem Jahr 1931 widmet, die als wahres „Grundgesetz" der modernen Urknalltheorie [1] betrachtet werden kann, erwähnt wurde, war der belgische Wissenschaftler zwar primär ein bemerkenswerter Mathematiker und theoretischer Physiker, blieb jedoch sein Leben lang eng mit der Astronomie verbunden und fühlte stets die absolute Notwendigkeit, die Beobachtungsdaten mit der Allgemeinen Relativitätstheorie zu konfrontieren. Diese grundlegende Tatsache erklärt, warum er bereits 1927, noch als Anfänger in der Kosmologie, der erste war, der in der Lage war, die jüngsten Beobachtungen zur Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien als natürliche Konsequenz dynamischer kosmologischer Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen zu verstehen.1 Bevor wir den Inhalt seiner hervorragenden Arbeit im Detail untersuchen, lassen Sie uns den Weg zusammenfassen, der den jungen Lemaitre in den wenigen vorangegangenen Jahren zum expandierenden Universum führte (siehe z. B. [6]). Im Jahr 1923, im selben Jahr, in dem er zum Priester geweiht wurde, erhielt Georges Lemaitre ein Stipendium der belgischen Regierung für drei Jahre, das ihm ermöglichte, im Ausland zu studieren.

@article{doi101093mnras915483,
    author = "Lematre, A. G.",
    title = "Ein homogenes Universum mit konstanter Masse und zunehmendem Radius, das die Radialgeschwindigkeit von außergalaktischen Nebeln erklärt",
    year = "1931",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Wie bereits in einem früheren Golden Oldie, der sich der kurzen Notiz von Lemaitre aus dem Jahr 1931 widmet, die als wahres „Grundgesetz" der modernen Urknalltheorie [1] betrachtet werden kann, erwähnt wurde, war der belgische Wissenschaftler zwar primär ein bemerkenswerter Mathematiker und theoretischer Physiker, blieb jedoch sein Leben lang eng mit der Astronomie verbunden und fühlte stets die absolute Notwendigkeit, die Beobachtungsdaten mit der Allgemeinen Relativitätstheorie zu konfrontieren. Diese grundlegende Tatsache erklärt, warum er bereits 1927, noch als Anfänger in der Kosmologie, der erste war, der in der Lage war, die jüngsten Beobachtungen zur Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien als natürliche Konsequenz dynamischer kosmologischer Lösungen der Einsteinschen Feldgleichungen zu verstehen.1 Bevor wir den Inhalt seiner hervorragenden Arbeit im Detail untersuchen, lassen Sie uns den Weg zusammenfassen, der den jungen Lemaitre in den wenigen vorangegangenen Jahren zum expandierenden Universum führte (siehe z. B. [6]). Im Jahr 1923, im selben Jahr, in dem er zum Priester geweiht wurde, erhielt Georges Lemaitre ein Stipendium der belgischen Regierung für drei Jahre, das ihm ermöglichte, im Ausland zu studieren.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/91.5.483",
    doi = "10.1093/mnras/91.5.483",
    openalex = "W2129362056",
    references = "doi101007bf01332580"
}

@article{doi101038246396a0,
    author = "Tryon, E. P.",
    title = "Ist das Universum eine Vakuumfluktuation?",
    year = "1973",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/246396a0",
    doi = "10.1038/246396a0",
    openalex = "W2073716472",
    references = "doi1010160370157372900099, doi10106313021960, doi101103physrevb7326, doi101103physrevd7326, doi101103physrevlett281541"
}

@misc{hill1976how3,
    author = "Hill, H",
    title = "Wie hat es angefangen?",
    year = "1976",
    howpublished = "Plainfield, New Jersey, Logos International",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Hill, H., 1976, Wie hat es angefangen?: Plainfield, New Jersey, Logos International.}"
}

@article{doi1010160003491678901768,
    author = "Brout, R. und Englert, F. und Gunzig, E.",
    title = "Die Schöpfung des Universums als Quantenphänomen",
    year = "1978",
    journal = "Annals of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1016/0003-4916(78)90176-8",
    doi = "10.1016/0003-4916(78)90176-8",
    openalex = "W2039108312",
    references = "doi1010160003491670903945, doi101038246396a0, doi10106313022395, doi101093mnras1166662, doi101103physrev1831057, doi101103physrevd10275, doi101103physrevd84231, doi101103physrevlett378, doi104159harvard9780674734487"
}

@misc{slusher1978the5,
    author = "Slusher, H. S",
    title = "Ursprung des Universums",
    year = "1978",
    howpublished = "eine Untersuchung der Urknall- und stationären Zustands-Kosmogonien: ICR Technical Monograph, v. 8; Institute for Creation Research, 50 pp",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Slusher, H. S., 1978, Ursprung des Universums: eine Untersuchung der Urknall- und stationären Zustands-Kosmogonien: ICR Technical Monograph, v. 8; Institute for Creation Research, 50 pp.}"
}

Das Standardmodell der heißen Urknall-Kosmologie erfordert Anfangsbedingungen, die auf zwei Arten problematisch sind: (1) Das frühe Universum wird als hochgradig homogen angenommen, obwohl getrennte Regionen kausal voneinander getrennt waren (Horizontproblem); und (2) der Anfangswert der Hubble-Konstante muss auf außergewöhnliche Genauigkeit eingestellt werden, um ein Universum zu erzeugen, das so flach (d. h. nahe der kritischen Massendichte) ist wie das, das wir heute sehen (Flachheitsproblem). Diese Probleme würden verschwinden, wenn das Universum in seiner frühen Geschichte auf Temperaturen abgekühlt wäre, die 28 oder mehr Größenordnungen unter der kritischen Temperatur für einen Phasenübergang liegen. Ein riesiger Expansionsfaktor würde dann aus einer Periode des exponentiellen Wachstums resultieren, und die Entropie des Universums würde vervielfacht, wenn die latente Wärme freigesetzt wird. Ein solches Szenario ist im Kontext von Grand Unified Models der Elementarteilchen-Wechselwirkungen völlig natürlich. In solchen Modellen ist die Unterkühlung auch relevant für das Problem der Monopolunterdrückung. Leider scheint das Szenario zu einigen inakzeptablen Konsequenzen zu führen, so dass Modifikationen gesucht werden müssen.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "The standard model of hot big-bang cosmology requires initial conditions which are problematic in two ways: (1) The early universe is assumed to be highly homogeneous, in spite of the fact that separated regions were causally disconnected (horizon problem); and (2) the initial value of the Hubble constant must be fine tuned to extraordinary accuracy to produce a universe as flat (i.e., near critical mass density) as the one we see today (flatness problem). These problems would disappear if, in its early history, the universe supercooled to temperatures 28 or more orders of magnitude below the critical temperature for some phase transition. A huge expansion factor would then result from a period of exponential growth, and the entropy of the universe would be multiplied by a huge factor when the latent heat is released. Such a scenario is completely natural in the context of grand unified models of elementary-particle interactions. In such models, the supercooling is also relevant to the problem of monopole suppression. Unfortunately, the scenario seems to lead to some unacceptable consequences, so modifications must be sought.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.23.347",
    doi = "10.1103/physrevd.23.347",
    openalex = "W2134251287",
    references = "doi1010160003491675902110, doi1010160016003274900623, doi1010160550321374904866, doi1010880305447098029, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd161762, doi101103physrevd71888, doi101103physrevd93320, doi101103physrevlett32438, doi101103revmodphys51591"
}

@book{doi1015159780691206714,
    author = "Peebles, P. J. E.",
    title = "The Large-Scale Structure of the Universe",
    year = "1981",
    booktitle = "Princeton University Press eBooks",
    url = "https://doi.org/10.1515/9780691206714",
    doi = "10.1515/9780691206714",
    openalex = "W4292930832"
}

@misc{vandenbergh1981size6,
    author = "Van den Bergh, S",
    title = "Größe und Alter des Universums",
    year = "1981",
    howpublished = "Science, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Größe und Alter des Universums: Science, v. 213, p. 825- 830.}"
}

@article{doi1010160370269382903732,
    author = "Hawking, S. W.",
    title = "Die Entwicklung von Unregelmäßigkeiten in einem einzelnen Blasen-Inflation-Universum",
    year = "1982",
    journal = "Physics Letters B",
    url = "https://doi.org/10.1016/0370-2693(82)90373-2",
    doi = "10.1016/0370-2693(82)90373-2",
    openalex = "W1987010236"
}

@article{doi101016037026938290541x,
    author = "Starobinsky, Alexei A.",
    title = "Dynamik der Phasenübergänge im neuen inflationären Universumszenario und Erzeugung von Störungen",
    year = "1982",
    journal = "Physics Letters B",
    url = "https://doi.org/10.1016/0370-2693(82)90541-x",
    doi = "10.1016/0370-2693(82)90541-x",
    openalex = "W2035784745",
    references = "doi101016c20090146081, doi10106313050989"
}

@article{doi1010160370269382909467,
    author = "Hawking, S. W. und Moss, Ian G.",
    title = "Supercoolierte Phasenübergänge im sehr frühen Universum",
    year = "1982",
    journal = "Physics Letters B",
    url = "https://doi.org/10.1016/0370-2693(82)90946-7",
    doi = "10.1016/0370-2693(82)90946-7",
    openalex = "W1981083641"
}

@article{doi1010160370269382912199,
    author = "Linde, Andrei",
    title = "Ein neues inflationäres Universumszenario: Eine mögliche Lösung der Probleme des Horizonts, der Flachheit, der Homogenität, der Isotropie und der primordialen Monopolprobleme",
    year = "1982",
    journal = "Physics Letters B",
    url = "https://doi.org/10.1016/0370-2693(82)91219-9",
    doi = "10.1016/0370-2693(82)91219-9",
    openalex = "W1973861971"
}

Wir stellen ein nicht-singuläres Modell der Kosmogonie vor, in dem das Universum als Ergebnis der quantenmechanischen Durchdringung einer Barriere entsteht. Das Universum wird während seiner gesamten Evolution durch eine Friedmann-Robertson-Walker (FRW)-Metrik beschrieben, und die Materieverteilung durch eine ideale Flüssigkeit, deren Zustandsgleichung so gewählt ist, dass das Tunneln stattfinden kann. Die kosmische Entwicklung verläuft in drei Stufen: eine anfängliche statische Raumzeit-Konfiguration tunnelt in einen „Feuerball"-Zustand über, in dem Teilchenerzeugung stattfindet. Während sich der Feuerball ausdehnt, endet die Teilchenerzeugung, und das Universum tritt in die Ära der adiabatischen Expansion nach dem „Urknall" ein. Wir finden, dass im Rahmen des FRW-Ansatzes nur ein räumlich geschlossenes Universum auf diese Weise entstehen kann. Implikationen dieses Schöpfungsschemas und mögliche Verallgemeinerungen werden diskutiert. Als Nebenprodukt dieser Untersuchung finden wir, dass die Evolution des Universums durch eine Gell-Mann---Low-Gleichung beschrieben wird, wobei die $\ensuremath{\beta}$-Funktion durch die Zustandsgleichung spezifiziert ist.

@article{doi101103physrevd252065,
    author = "Atkatz, David und Pagels, Heinz",
    title = "Ursprung des Universums als Quantentunnelereignis",
    year = "1982",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = {Wir stellen ein nicht-singuläres Modell der Kosmogonie vor, in dem das Universum als Ergebnis der quantenmechanischen Durchdringung einer Barriere entsteht. Das Universum wird während seiner gesamten Evolution durch eine Friedmann-Robertson-Walker (FRW)-Metrik beschrieben, und die Materieverteilung durch eine ideale Flüssigkeit, deren Zustandsgleichung so gewählt ist, dass das Tunneln stattfinden kann. Die kosmische Entwicklung verläuft in drei Stufen: eine anfängliche statische Raumzeit-Konfiguration tunnelt in einen „Feuerball"-Zustand über, in dem Teilchenerzeugung stattfindet. Während sich der Feuerball ausdehnt, endet die Teilchenerzeugung, und das Universum tritt in die Ära der adiabatischen Expansion nach dem „Urknall" ein. Wir finden, dass im Rahmen des FRW-Ansatzes nur ein räumlich geschlossenes Universum auf diese Weise entstehen kann. Implikationen dieses Schöpfungsschemas und mögliche Verallgemeinerungen werden diskutiert. Als Nebenprodukt dieser Untersuchung finden wir, dass die Evolution des Universums durch eine Gell-Mann---Low-Gleichung beschrieben wird, wobei die $\ensuremath{\beta}$-Funktion durch die Zustandsgleichung spezifiziert ist.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.25.2065",
    doi = "10.1103/physrevd.25.2065",
    openalex = "W2147104319",
    references = "doi101007bf01208277, doi101007bf01649434, doi1010160003491678901768, doi1010160550321381900213, doi101038246396a0, doi10108800319112314029, doi101103physrev1831057, doi101103physrev951300, doi101103physrevd152752, doi101103physrevd21541"
}

Das Spektrum der Dichtestörungen wird im Szenario des neuen inflationären Universums berechnet. Die Hauptquelle sind die Quantenfluktuationen des Higgs-Feldes, die zu Fluktuationen in der Zeit führen, zu der die Energie des falschen Vakuums freigesetzt wird. Der Wert von $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ auf einer beliebigen Längenskala $l$ zum Zeitpunkt, an dem der Hubble-Radius $\ensuremath{\gg}l$ ist, wird geschätzt. Diese Größe ist nahezu skaleninvariant (wie gewünscht), ist aber leider etwa ${10}^{5}$ Mal zu groß.

@article{doi101103physrevlett491110,
    author = "Guth, Alan H. und Pi, So-Young",
    title = "Fluktuationen im neuen inflationären Universum",
    year = "1982",
    journal = "Physical Review Letters",
    abstract = "Das Spektrum der Dichtestörungen wird im Szenario des neuen inflationären Universums berechnet. Die Hauptquelle sind die Quantenfluktuationen des Higgs-Feldes, die zu Fluktuationen in der Zeit führen, zu der die Energie des falschen Vakuums freigesetzt wird. Der Wert von $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ auf einer beliebigen Längenskala $l$ zum Zeitpunkt, an dem der Hubble-Radius $\ensuremath{\gg}l$ ist, wird geschätzt. Diese Größe ist nahezu skaleninvariant (wie gewünscht), ist aber leider etwa ${10}^{5}$ Mal zu groß.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevlett.49.1110",
    doi = "10.1103/physrevlett.49.1110",
    openalex = "W2164459358"
}

Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder des Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor der einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes Skalarfeld der einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von Null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, die jedoch eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als einen zusammenhängenden Bestandteil der raumartigen Fläche enthält.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. und Hawking, S. W.",
    title = "Wellenfunktion des Universums",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = {Der Quantenzustand eines räumlich geschlossenen Universums kann durch eine Wellenfunktion beschrieben werden, die ein Funktional auf den Geometrien kompakter dreidimensionaler Mannigfaltigkeiten und auf den Werten der Materiefelder auf diesen Mannigfaltigkeiten ist. Die Wellenfunktion gehorcht der Wheeler-DeWitt-Gleichung zweiter Ordnung für Funktionale. Wir stellen einen Vorschlag für die Wellenfunktion des „Grundzustands" oder des Zustands minimaler Anregung vor: Die Amplitude des Grundzustands für eine dreidimensionale Geometrie wird durch ein Pfadintegral über alle kompakten positiv-definiten vierdimensionalen Geometrien gegeben, die die dreidimensionale Geometrie als Rand haben. Die Anforderung, dass der Hamilton-Operator hermitesch ist, definiert dann die Randbedingungen für die Wheeler-DeWitt-Gleichung und das Spektrum möglicher angeregter Zustände. Um das oben Gesagte zu veranschaulichen, berechnen wir den Grundzustand und angeregte Zustände in einem einfachen Minisuperraum-Modell, in dem der Skalenfaktor der einzige gravitative Freiheitsgrad ist, ein konform invariantes Skalarfeld der einzige materielle Freiheitsgrad ist und $\ensuremath{\Lambda}>0$. Der Grundzustand entspricht dem de-Sitter-Raum im klassischen Limes. Es gibt angeregte Zustände, die Universen repräsentieren, die sich von einem Volumen von Null aus ausdehnen, eine maximale Größe erreichen und dann wieder kollabieren, die jedoch eine endliche (wenn auch sehr kleine) Wahrscheinlichkeit haben, durch eine Potentialbarriere in einen de-Sitter-artigen Zustand kontinuierlicher Expansion zu tunneln. Der Pfadintegral-Ansatz ermöglicht es uns, Situationen zu behandeln, in denen sich die Topologie der dreidimensionalen Mannigfaltigkeit ändert. Wir schätzen die Wahrscheinlichkeit ab, dass der Grundzustand in unserem Minisuperraum-Modell mehr als einen zusammenhängenden Bestandteil der raumartigen Fläche enthält.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.28.2960",
    doi = "10.1103/physrevd.28.2960",
    openalex = "W2147762346",
    references = "doi101007354012291524, doi101007bf01626516, doi1010160370269382908668, doi101016055032137890161x, doi101049sqj19660063, doi101103physrev1601113, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd272848, doi101103physrevlett281082, doi101103revmodphys20367"
}

@article{doi1010160550321384900932,
    author = "Hawking, S. W.",
    title = "Der Quantenzustand des Universums",
    year = "1984",
    journal = "Nuclear Physics B",
    url = "https://doi.org/10.1016/0550-3213(84)90093-2",
    doi = "10.1016/0550-3213(84)90093-2",
    openalex = "W2011866921"
}

Nach dem Szenario des inflationären Universums expandierte das Universum in den sehr frühen Stadien seiner Evolution exponentiell in einem instabilen, vakuumähnlichen Zustand. Am Ende der exponentiellen Expansionen (Inflation) wandelt sich die Energie des instabilen Vakuums (eines klassischen Skalarfeldes) in die Energie von heißer, dichter Materie um, und die nachfolgende Evolution des Universums wird durch die übliche heiße Universumstheorie beschrieben. Kürzlich wurde erkannt, dass die exponentielle Expansion während der sehr frühen Stadien der Evolution des Universums in einer breiten Klasse realistischer Theorien elementarer Teilchen natürlich auftritt. Das Szenario des inflationären Universums ermöglicht es, eine einfache Lösung für viele langjährige kosmologische Probleme zu finden und führt zu einer entscheidenden Modifikation des üblichen Standpunkts bezüglich der großräumigen Struktur des Universums.

@article{doi10108800344885478002,
    author = "Linde, Andrei",
    title = "The inflationary Universe",
    year = "1984",
    journal = "Reports on Progress in Physics",
    abstract = "According to the inflationary Universe scenario the Universe in the very early stages of its evolution was exponentially expanding in the unstable vacuumlike state. At the end of the exponential expansions (inflation) the energy of the unstable vacuum (of a classical scalar field) transforms into the energy of hot dense matter, and the subsequent evolution of the Universe is described by the usual hot Universe theory. Recently it was realised that the exponential expansion during the very early stages of evolution of the Universe naturally occurs in a wide class of realistic theories of elementary particles. The inflationary Universe scenario makes it possible to obtain a simple solution to many long-standing cosmological problems and leads to a crucial modification of the standard point of view of the large-scale structure of the Universe.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0034-4885/47/8/002",
    doi = "10.1088/0034-4885/47/8/002",
    openalex = "W2034898285",
    references = "doi1010160003491678901768, doi101038246396a0"
}

Es wird angenommen, dass das Universum sich im Quantenzustand befindet, der durch ein Pfadintegral über kompakte Vier-Metriken definiert ist. Dies kann als Randbedingung für die Wellenfunktion des Universums auf dem Superraum, dem Raum aller Drei-Metriken und Materiefeldkonfigurationen auf einer Drei-Oberfläche, betrachtet werden. Wir erweitern frühere Arbeiten zu endlichdimensionalen Approximationen des Superraums auf den vollen unendlichdimensionalen Raum. Wir behandeln die beiden homogenen und isotropen Freiheitsgrade exakt und die anderen bis zur zweiten Ordnung. Wir rechtfertigen diese Approximation, indem wir zeigen, dass die inhomogenen oder anisotropen Moden in ihrem Grundzustand beginnen. Wir leiten zeitabhängige Schr\"odinger-Gleichungen für jeden Modus ab. Die Moden bleiben in ihrem Grundzustand, bis ihre Wellenlänge die Horizontgröße in der Periode der exponentiellen Expansion übersteigt. Die Grundzustandsfluktuationen werden dann durch die nachfolgende Expansion verstärkt und die Moden treten im Materie- oder Strahlungsdominierten Zeitalter in einem hochangeregten Zustand wieder in den Horizont ein. Wir erhalten ein skalenfreies Spektrum von Dichtestörungen, das den Ursprung von Galaxien und allen anderen Strukturen im Universum erklären könnte. Die Fluktuationen wären mit Beobachtungen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung vereinbar, wenn die Masse des skalaren Feldes, das die Inflation antreibt, ${10}^{14}$ GeV oder weniger beträgt.

@article{doi101103physrevd311777,
    author = "Halliwell, J. J. und Hawking, S. W.",
    title = "Ursprung der Struktur im Universum",
    year = "1985",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = {Es wird angenommen, dass das Universum sich im Quantenzustand befindet, der durch ein Pfadintegral über kompakte Vier-Metriken definiert ist. Dies kann als Randbedingung für die Wellenfunktion des Universums auf dem Superraum, dem Raum aller Drei-Metriken und Materiefeldkonfigurationen auf einer Drei-Oberfläche, betrachtet werden. Wir erweitern frühere Arbeiten zu endlichdimensionalen Approximationen des Superraums auf den vollen unendlichdimensionalen Raum. Wir behandeln die beiden homogenen und isotropen Freiheitsgrade exakt und die anderen bis zur zweiten Ordnung. Wir rechtfertigen diese Approximation, indem wir zeigen, dass die inhomogenen oder anisotropen Moden in ihrem Grundzustand beginnen. Wir leiten zeitabhängige Schr\"odinger-Gleichungen für jeden Modus ab. Die Moden bleiben in ihrem Grundzustand, bis ihre Wellenlänge die Horizontgröße in der Periode der exponentiellen Expansion übersteigt. Die Grundzustandsfluktuationen werden dann durch die nachfolgende Expansion verstärkt und die Moden treten im Materie- oder Strahlungsdominierten Zeitalter in einem hochangeregten Zustand wieder in den Horizont ein. Wir erhalten ein skalenfreies Spektrum von Dichtestörungen, das den Ursprung von Galaxien und allen anderen Strukturen im Universum erklären könnte. Die Fluktuationen wären mit Beobachtungen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung vereinbar, wenn die Masse des skalaren Feldes, das die Inflation antreibt, ${10}^{14}$ GeV oder weniger beträgt.},
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.31.1777",
    doi = "10.1103/physrevd.31.1777",
    openalex = "W2017483000"
}

@book{cohen1988in1,
    author = "Cohen, M",
    title = "In Darkness Born",
    year = "1988",
    publisher = "The Story of Star Formation: Cambridge, Cambridge University Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Cohen, M., 1988, In Darkness Born: The Story of Star Formation: Cambridge, Cambridge University Press.}"
}

@incollection{doi10100735401645296,
    author = "Starobinsky, Alexei A.",
    title = "Stochastische de-Sitter (inflationäre) Phase im frühen Universum",
    year = "1988",
    booktitle = "Lecture notes in physics",
    url = "https://doi.org/10.1007/3-540-16452-9\_6",
    doi = "10.1007/3-540-16452-9\_6",
    openalex = "W1593303744",
    references = "doi101038246396a0"
}

Derzeit liegen genügend Beweise vor, um die Annahme zu rechtfertigen, dass das Universum ohne eine Ursache entstanden ist. Zu diesen Beweisen gehören die Hawking-Penrose-Singularitätssätze, die auf Einsteins Allgemeiner Relativitätstheorie basieren, sowie die kürzlich eingeführten Quantenkosmologischen Modelle des frühen Universums. Die Singularitätssätze führen zu einer Erläuterung des Anfangs des Universums, die den Begriff einer Urknall-Singularität beinhaltet, und die Quantenkosmologischen Modelle stellen den Anfang weitgehend in Bezug auf den Begriff einer Vakuumfluktuation dar. Theorien, die das Universum als unendlich alt oder als verursacht zu beginnen darstellen, werden als widersprüchlich oder zumindest nicht durch diese und andere aktuelle kosmologischen Konzepte gestützt gezeigt.

@article{doi101086289415,
    author = "Smith, Quentin",
    title = "The Uncaused Beginning of the Universe",
    year = "1988",
    journal = "Philosophy of Science",
    abstract = "There is sufficient evidence at present to justify the belief that the universe began to exist without being caused to do so. This evidence includes the Hawking-Penrose singularity theorems that are based on Einstein's General Theory of Relativity, and the recently introduced Quantum Cosmological Models of the early universe. The singularity theorems lead to an explication of the beginning of the universe that involves the notion of a Big Bang singularity, and the Quantum Cosmological Models represent the beginning largely in terms of the notion of a vacuum fluctuation. Theories that represent the universe as infinitely old or as caused to begin are shown to be at odds with or at least unsupported by these and other current cosmological notions.",
    url = "https://doi.org/10.1086/289415",
    doi = "10.1086/289415",
    openalex = "W2066505440",
    references = "doi1010160370269382908668, doi101017cbo9780511524646, doi101038246396a0, doi101073pnas153168, doi10108000018736300101283, doi101086148307, doi101098rspa19700021, doi101103physrevd142460, doi101103physrevd252065, doi101103physrevlett1457, openalexw3021036590"
}

@book{guth1988the2,
    author = "Guth, A. H",
    title = "The Birth of the Cosmos, in Osterbrock, D. E., and Raven, P. H., eds., Origins and Extinctions",
    year = "1988",
    publisher = "New Haven, Connecticut, Yale University Press, p. 1-41",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Guth, A. H., 1988, The Birth of the Cosmos, in Osterbrock, D. E., and Raven, P. H., eds., Origins and Extinctions: New Haven, Connecticut, Yale University Press, p. 1-41.}"
}

Falls die Topologie und Geometrie der Raumzeit quantenmechanisch variabel sind, dann müssen die beobachtete klassische großräumige Topologie und Geometrie in unserem Universum statistische Vorhersagen ihrer Anfangsbedingung sein. Dieser Artikel untersucht die Vorhersagen der ``keine-Grenze''-Anfangsbedingung für die gegenwärtige großräumige Topologie und Geometrie. Endwirkungs-echte Tunneling-Lösungen der Einsteinschen Gleichung sind für solche Vorhersagen wichtig. Diese bestehen aus kompakten Riemannschen (euklidischen) Geometrien, die über eine raumartige Fläche mit verschwindender extrinsischer Krümmung an eine lorentzsche kosmologische Geometrie angeschlossen sind. Die Klassifizierung solcher Lösungen wird diskutiert und allgemeine Einschränkungen ihrer Topologie abgeleitet. Zum Beispiel wird gezeigt, dass, wenn der euklidische Ricci-Tensor positiv ist, eine echte Tunneling-Lösung nur einen einzigen zusammenhängenden lorentzschen Raumzeit (der Satz vom eindeutigen Konzept) nukleieren kann. Explizite Beispiele von echten Tunneling-Lösungen, die durch eine kosmologische Konstante angetrieben werden, werden vorgestellt und ihre Implikationen für kosmische Kahlheit beschrieben. Es wird argumentiert, dass die wahrscheinlichste großräumige Raumzeit, die von den echten Tunneling-Lösungen der ``keine-Grenze''-Anfangsbedingung vorhergesagt wird, die Topologie R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ mit der de-Sitter-Metrik hat.

@article{doi101103physrevd422458,
    author = "Gibbons, G. W. und Hartle, James B.",
    title = "Real tunneling geometries and the large-scale topology of the universe",
    year = "1990",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Falls die Topologie und Geometrie der Raumzeit quantenmechanisch variabel sind, dann müssen die beobachtete klassische großräumige Topologie und Geometrie in unserem Universum statistische Vorhersagen ihrer Anfangsbedingung sein. Dieser Artikel untersucht die Vorhersagen der ``keine-Grenze''-Anfangsbedingung für die gegenwärtige großräumige Topologie und Geometrie. Endwirkungs-echte Tunneling-Lösungen der Einsteinschen Gleichung sind für solche Vorhersagen wichtig. Diese bestehen aus kompakten Riemannschen (euklidischen) Geometrien, die über eine raumartige Fläche mit verschwindender extrinsischer Krümmung an eine lorentzsche kosmologische Geometrie angeschlossen sind. Die Klassifizierung solcher Lösungen wird diskutiert und allgemeine Einschränkungen ihrer Topologie abgeleitet. Zum Beispiel wird gezeigt, dass, wenn der euklidische Ricci-Tensor positiv ist, eine echte Tunneling-Lösung nur einen einzigen zusammenhängenden lorentzschen Raumzeit (der Satz vom eindeutigen Konzept) nukleieren kann. Explizite Beispiele von echten Tunneling-Lösungen, die durch eine kosmologische Konstante angetrieben werden, werden vorgestellt und ihre Implikationen für kosmische Kahlheit beschrieben. Es wird argumentiert, dass die wahrscheinlichste großräumige Raumzeit, die von den echten Tunneling-Lösungen der ``keine-Grenze''-Anfangsbedingung vorhergesagt wird, die Topologie R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ mit der de-Sitter-Metrik hat.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.42.2458",
    doi = "10.1103/physrevd.42.2458",
    openalex = "W2104986635",
    references = "doi1010079783540743118, doi101007bf02345020, doi1010160370157380901301, doi1010160370269382908668, doi1010160550321388900971, doi101103physrevd152929, doi101103physrevd252065, doi101103physrevd272848, doi101103physrevd282118, doi101103physrevd282960, doi1023071971013"
}

TEIL I: EIN THEORIE DER ORDNUNG: Wissenschaft, Philosophie und Wahrheit Ordnung und Zufall Das starke kosmologische Prinzip und die Pfeil der Zeit Die Bedeutung von Diskretion Sieben Schritte zur Quantenphysik Alice in Quantenland Das starke kosmologische Prinzip und die Quantentheorie TEIL II: ASPEKTE DER ZEITBESCHRÄNKTEN ORDNUNG: Kosmische Evolution: das Standardmodell Gravitationsclustering und strukturelle Ordnung Moleküle, Gene und Evolution Evolution und die Entstehung von Ordnung Sprache, Denken und Wahrnehmung Was ist Bewusstsein? Geist und Körper Zufall, Notwendigkeit und Freiheit Anmerkungen.

@article{doi105860choice275112,
    title = "Cosmogenesis: the growth of order in the universe",
    year = "1990",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "PART I: A THEORY OF ORDER: Science, philosophy, and truth Order and randomness The strong cosmological principle and time's arrow The importance of being discrete Seven steps to quantum physics Alice in quantumland The strong cosmological principle and quantum theory PART II: ASPECTS OF TIMEBOUND ORDER: Cosmic evolution: the standard model Gravitational clustering and structural order Molecules, genes, and evolution Evolution and the growth of order Language, thought, and perception What is consciousness? Mind and body Chance, necessity, and freedom Notes.",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.27-5112",
    doi = "10.5860/choice.27-5112",
    openalex = "W1601774505"
}

@book{maffei1990the4,
    author = "Maffei, P",
    title = "The Universe in Time",
    year = "1990",
    publisher = "Cambridge, Mass., MIT Press, 407 p.; Übersetzt aus der italienischen Ausgabe (Mailand, 1982) von M. Giaconni",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Maffei, P., 1990, The Universe in Time: Cambridge, Mass., MIT Press, 407 p.; Übersetzt aus der italienischen Ausgabe (Mailand, 1982) von M. Giaconni.}"
}

Es wird ein neuer Typ von Erklärungsmechanismus vorgeschlagen, um die Tatsache zu erklären, dass viele der dimensionslosen Zahlen, die die Teilchenphysik und die Kosmologie charakterisieren, unnatürliche Werte annehmen. Es wird vorgeschlagen, dass alle endlichen Singularitäten 'abprallen' oder in die Anfangssingularitäten neuer Universen tunneln, an denen die dimensionslosen Parameter der Standardmodelle der Teilchenphysik und der Kosmologie kleine zufällige Änderungen erfahren. Diese spekulativen Hypothese zusammen mit der konventionellen Physik des gravitativen Kollapses bilden einen Mechanismus für natürliche Selektion, bei dem diejenigen Parameterauswahlen, die zu Universen führen, die während ihrer Lebensdauer die meisten Schwarzen Löcher produzieren, begünstigt werden. Wenn unser Universum ein typisches Mitglied des Ensembles ist, das aus vielen Generationen solcher sich reproduzierenden Universen resultiert, folgt daraus, dass die Parameter unseres gegenwärtigen Universums nahe einem lokalen Maximum der Anzahl der pro Universum produzierten Schwarzen Löcher liegen. Daher sollten Modifikationen der Parameter der Teilchenphysik und der Kosmologie von ihren gegenwärtigen Werten tendenziell die Anzahl der Schwarzen Löcher im Universum verringern. Drei mögliche Beispiele für diesen Mechanismus werden beschrieben.

@article{doi1010880264938191016,
    author = "Smolin, Lee",
    title = "Did the Universe evolve?",
    year = "1992",
    journal = "Classical and Quantum Gravity",
    abstract = "A new type of explanatory mechanism is proposed to account for the fact that many of the dimensionless numbers which characterize particle physics and cosmology take unnatural values. It is proposed that all final singularities 'bounce' or tunnel to initial singularities of new universes at which point the dimensionless parameters of the standard models of particle physics and cosmology undergo small random changes. This speculative hypothesis, plus the conventional physics of gravitational collapse, together comprise a mechanism for natural selection, in which those choices of parameters that lead to universes that produce the most black holes during their lifetime are selected for. If our Universe is a typical member of the ensemble that results from many generations of such reproducing universes then it follows that the parameters of our present Universe are near a local maximum of the number of black holes produced per universe. Thus, modifications of the parameters of particle physics and cosmology from their present values should tend to decrease the number of black holes in the universe. Three possible examples of this mechanism are described.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0264-9381/9/1/016",
    doi = "10.1088/0264-9381/9/1/016",
    openalex = "W2006208772"
}

Für diesen Inhalt steht keine Zusammenfassung zur Verfügung, daher wurde eine Vorschau bereitgestellt. Bitte verwenden Sie den obenstehenden Link zum Zugriff, um Informationen darüber zu erhalten, wie Sie auf diesen Inhalt zugreifen können.

@article{doi101017s001221730001057x,
    author = "Sullivan, Thomas D.",
    title = "On the Alleged Causeless Beginning of the Universe: A Reply to Quentin Smith",
    year = "1994",
    journal = "Dialogue",
    abstract = "Für diesen Inhalt steht keine Zusammenfassung zur Verfügung, daher wurde eine Vorschau bereitgestellt. Bitte verwenden Sie den obenstehenden Link zum Zugriff, um Informationen darüber zu erhalten, wie Sie auf diesen Inhalt zugreifen können.",
    url = "https://doi.org/10.1017/s001221730001057x",
    doi = "10.1017/s001221730001057x",
    openalex = "W2081638908",
    references = "doi101086289415"
}

Wir betrachten eine alternative Inflationsszenario, das eine räumlich offene Universum erklären kann. Es ähnelt der alten Inflation, bei der die Blasenentstehung im Meer des falschen Vakuums stattfindet, unterscheidet sich aber von der alten Inflation dadurch, dass die zweite langsame Roll-over-Inflation innerhalb einer entstandenen Blase stattfindet. Daher ist unser beobachtbares Universum vollständig in einer einzigen entstandenen Blase enthalten. Die Bedeutung des Szenarios besteht darin, dass es, abgesehen von einer Varianz, die durch Modellparameter verursacht wird, eine definitive Vorhersage über das Spektrum der primordialen Dichtestörungen liefert und somit beobachtbar überprüfbar ist. Hier untersuchen wir das Spektrum der kosmischen Mikrowellenhintergrund-Anisotropien auf großen Winkelskalen. Wir finden, dass der Beitrag von speziellen Modi, die in der üblichen harmonischen Analyse niemals auftreten, im Fall Ω 0 ≲ 0.1 signifikant ist.

@article{doi101086176588,
    author = "Yamamoto, Kazuhiro und Sasaki, Misao und Tanaka, Takahiro",
    title = "Large-Angle Cosmic Microwave Background Anisotropy in an Open Universe in the One-Bubble Inflationary Scenario",
    year = "1995",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir betrachten eine alternative Inflationsszenario, das eine räumlich offene Universum erklären kann. Es ähnelt der alten Inflation, bei der die Blasenentstehung im Meer des falschen Vakuums stattfindet, unterscheidet sich aber von der alten Inflation dadurch, dass die zweite langsame Roll-over-Inflation innerhalb einer entstandenen Blase stattfindet. Daher ist unser beobachtbares Universum vollständig in einer einzigen entstandenen Blase enthalten. Die Bedeutung des Szenarios besteht darin, dass es, abgesehen von einer Varianz, die durch Modellparameter verursacht wird, eine definitive Vorhersage über das Spektrum der primordialen Dichtestörungen liefert und somit beobachtbar überprüfbar ist. Hier untersuchen wir das Spektrum der kosmischen Mikrowellenhintergrund-Anisotropien auf großen Winkelskalen. Wir finden, dass der Beitrag von speziellen Modi, die in der üblichen harmonischen Analyse niemals auftreten, im Fall Ω 0 ≲ 0.1 signifikant ist.",
    url = "https://doi.org/10.1086/176588",
    doi = "10.1086/176588",
    openalex = "W2950545517"
}

Angeregt durch beobachtungsbedingte Hinweise auf eine niedrige kosmologische Massendichte untersuchen wir ein räumlich offenes, durch Inflation modifiziertes heißes Urknall-Modell, dessen evolutionäre Geschichte in drei Epochen unterteilt ist: eine frühe Ära der Skalarfeld-Inflation und die üblichen Strahlungs- und Baryonen- (nichtrelativistische Materie) Epochen. Durch Verallgemeinerung zuvor entwickelter Techniken leiten wir allgemeine Lösungen der relativistischen linearen Störungsgleichungen in jeder Epoche her. Die Integrationskonstanten in den Lösungen der Inflationsära werden aus quantenmechanischen Anfangsbedingungen bestimmt unter der Annahme, dass die Störungen im Grundzustand zu frühen Zeiten sind. Die Integrationskonstanten in den Lösungen der Strahlungs- und Baryonenära werden aus Übergangsbedingungen bestimmt, die durch die Forderung abgeleitet wurden, dass die linearen Störungsgleichungen an den Übergängen zwischen den Epochen nicht-singular bleiben. Es werden Ausdrücke für eine Reihe von Baryonenära-Statistiken hergeleitet, die die großräumige Struktur charakterisieren, einschließlich der Korrelationsfunktionen zweiter Ordnung für die Massenfraktion, die Eigenbewegungsgeschwindigkeit und das Gravitationspotential, sowie den mittleren quadratischen Wert der Massenfraktions- und Eigenbewegungsgeschwindigkeitsstörungen. Die Sachs-Wolfe-Beziehung wird auf das offene Modell verallgemeinert, und ein Ausdruck für das Winkelfluktuationsspektrum der Temperaturanisotropie der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung wird abgeleitet; wir bestimmen zudem die Korrelationsfunktion zweiter Ordnung für die Dipolgeschwindigkeitsstörung und den mittleren quadratischen Wert. Das Leistungsspektrum der Störung der fraktionellen Energiedichte ist kein Potenzgesetz; auf kleinen Skalen finden wir das übliche n=+1 skaleninvariante flache Modellgesetz, während wir auf großen Skalen ein n=-1-Spektrum entdecken. Der Teil des Korrelationsfunktion zweiter Ordnung für die Störung der fraktionellen Masse auf kleinen Skalen stimmt mit dem überein, was man im Fall des n=+1 skaleninvarianten flachen Modells findet, aber es hat ein zweites Nullpunkt und auf großen Skalen sind die Störungen der fraktionellen Masse schwach positiv korreliert. Noch einmal, gegeben die Form der Störungen der fraktionellen Masse sind schwach positiv korreliert. Noch einmal, gegeben die Form des Leistungsspektrums der Störung der fraktionellen Energiedichte in diesem Modell, finden wir, dass die Steigung des Skalarfeldpotentials der Inflationsära nicht durch Beobachtungsdaten unangemessen eingeschränkt werden kann.

@article{doi101103physrevd521837,
    author = "Ratra, Bharat und Peebles, P. J. E.",
    title = "Inflation in einem offenen Universum",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = "Angeregt durch beobachtungsbedingte Hinweise auf eine niedrige kosmologische Massendichte untersuchen wir ein räumlich offenes, durch Inflation modifiziertes heißes Urknall-Modell, dessen evolutionäre Geschichte in drei Epochen unterteilt ist: eine frühe Ära der Skalarfeld-Inflation und die üblichen Strahlungs- und Baryonen- (nichtrelativistische Materie) Epochen. Durch Verallgemeinerung zuvor entwickelter Techniken leiten wir allgemeine Lösungen der relativistischen linearen Störungsgleichungen in jeder Epoche her. Die Integrationskonstanten in den Lösungen der Inflationsära werden aus quantenmechanischen Anfangsbedingungen bestimmt unter der Annahme, dass die Störungen im Grundzustand zu frühen Zeiten sind. Die Integrationskonstanten in den Lösungen der Strahlungs- und Baryonenära werden aus Übergangsbedingungen bestimmt, die durch die Forderung abgeleitet wurden, dass die linearen Störungsgleichungen an den Übergängen zwischen den Epochen nicht-singular bleiben. Es werden Ausdrücke für eine Reihe von Baryonenära-Statistiken hergeleitet, die die großräumige Struktur charakterisieren, einschließlich der Korrelationsfunktionen zweiter Ordnung für die Massenfraktion, die Eigenbewegungsgeschwindigkeit und das Gravitationspotential, sowie den mittleren quadratischen Wert der Massenfraktions- und Eigenbewegungsgeschwindigkeitsstörungen. Die Sachs-Wolfe-Beziehung wird auf das offene Modell verallgemeinert, und ein Ausdruck für das Winkelfluktuationsspektrum der Temperaturanisotropie der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung wird abgeleitet; wir bestimmen zudem die Korrelationsfunktion zweiter Ordnung für die Dipolgeschwindigkeitsstörung und den mittleren quadratischen Wert. Das Leistungsspektrum der Störung der fraktionellen Energiedichte ist kein Potenzgesetz; auf kleinen Skalen finden wir das übliche n=+1 skaleninvariante flache Modellgesetz, während wir auf großen Skalen ein n=-1-Spektrum entdecken. Der Teil des Korrelationsfunktion zweiter Ordnung für die Störung der fraktionellen Masse auf kleinen Skalen stimmt mit dem überein, was man im Fall des n=+1 skaleninvarianten flachen Modells findet, aber es hat ein zweites Nullpunkt und auf großen Skalen sind die Störungen der fraktionellen Masse schwach positiv korreliert. Noch einmal, gegeben die Form der Störungen der fraktionellen Masse sind schwach positiv korreliert. Noch einmal, gegeben die Form des Leistungsspektrums der Störung der fraktionellen Energiedichte in diesem Modell, finden wir, dass die Steigung des Skalarfeldpotentials der Inflationsära nicht durch Beobachtungsdaten unangemessen eingeschränkt werden kann.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.1837",
    doi = "10.1103/physrevd.52.1837",
    openalex = "W2019344527"
}

Wir präsentieren ein natürliches Szenario zur Erzeugung eines offenen Universums (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}_{0}$1) durch Inflation. In diesem Szenario gibt es zwei Epochen der inflationären Expansion – eine Epoche des ``alten Inflation'', während derer das Inflaton-Feld in einem falschen Vakuum stecken bleibt, gefolgt von einer Epoche des ``neuen Inflation'', während derer das Inflationsfeld langsam zu seinem wahren Minimum rollt. Während der ersten Epoche löst die Inflation die Probleme der Homogenität und des Horizonts. Anschließend wird ein offenes Universum (mit negativer räumlicher Krümmung) durch die Nukleation eines einzelnen Blases erzeugt. Im Effekt wird \ensuremath{\Omega} instantan ``zurückgesetzt'' auf null. Während der anschließenden ``neuen'' Inflation steigt \ensuremath{\Omega} gegen eins an. Der Wert von \ensuremath{\Omega} heute ist in Bezug auf die Parameter des Potentials berechenbar, und wir zeigen, dass das Erhalten von Werten, die sich signifikant von null oder eins unterscheiden (obwohl im Bereich 01), keine signifikante Feinabstimmung erfordert. Wir berechnen das Spektrum der Dichtestörungen, indem wir die Bunch-Davies-Vakuummoden über die Blasenhülle hinweg in ihr Inneres entwickeln.

@article{doi101103physrevd523314,
    author = "Bucher, Martin und Goldhaber, Alfred S. und Turok, Neil",
    title = "Offenes Universum aus Inflation",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D. Teilchen und Felder",
    abstract = "Wir präsentieren ein natürliches Szenario zur Erzeugung eines offenen Universums (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}_{0}$1) durch Inflation. In diesem Szenario gibt es zwei Epochen der inflationären Expansion – eine Epoche des ``alten Inflation'', während derer das Inflaton-Feld in einem falschen Vakuum stecken bleibt, gefolgt von einer Epoche des ``neuen Inflation'', während derer das Inflationsfeld langsam zu seinem wahren Minimum rollt. Während der ersten Epoche löst die Inflation die Probleme der Homogenität und des Horizonts. Anschließend wird ein offenes Universum (mit negativer räumlicher Krümmung) durch die Nukleation eines einzelnen Blases erzeugt. Im Effekt wird \ensuremath{\Omega} instantan ``zurückgesetzt'' auf null. Während der anschließenden ``neuen'' Inflation steigt \ensuremath{\Omega} gegen eins an. Der Wert von \ensuremath{\Omega} heute ist in Bezug auf die Parameter des Potentials berechenbar, und wir zeigen, dass das Erhalten von Werten, die sich signifikant von null oder eins unterscheiden (obwohl im Bereich 01), keine signifikante Feinabstimmung erfordert. Wir berechnen das Spektrum der Dichtestörungen, indem wir die Bunch-Davies-Vakuummoden über die Blasenhülle hinweg in ihr Inneres entwickeln.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.3314",
    doi = "10.1103/physrevd.52.3314",
    openalex = "W2159740059"
}

Die Komplexitätstheorie ist einer der umstrittensten Bereiche der aktuellen wissenschaftlichen Forschung. Entwickelt aus der Chaostheorie, schlägt die Komplexitätstheorie vor, dass es in der Natur versteckte Tendenzen gibt, geordnete Zustände zu selektieren, selbst wenn sie statistisch von chaotischen Möglichkeiten weit überwiegt werden: dass es einen tiefen natürlichen Impuls zur Ordnung gibt, der den entartenden Tendenzen des zweiten Hauptsatzes der Thermodynamik entgegenwirkt. Wie das Chaos ist die Komplexität ein interdisziplinärer Forschungsgegenstand, und diejenigen, die daran beteiligt sind, umfassen Physiker, Ökonomen und Biologen. Dies ist eine Studie zur Komplexität.

@article{doi105860choice333294,
    title = "At home in the universe: the search for laws of self-organization and complexity",
    year = "1996",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "Complexity theory is one of the most controversial areas of current scientific research. Developing out of chaos theory, complexity suggests that there are hidden tendencies in nature to select ordered states, even when statistically they are vastly outnumbered by chaotic possibilities: that there is a deep natural impulse towards order, counteracting the degenerative tendencies of the Second Law of Thermodynamics. Like chaos, complexity is a multidisciplinary area of research and those involved include physicists, economists and biologists. This is a study of complexity.",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.33-3294",
    doi = "10.5860/choice.33-3294",
    openalex = "W2100317815",
    references = "doi101007978134901892520, doi1010160020711x94901198, doi10106312809917, doi10106312811091, doi101126science7466396, doi1012019780429496639, doi1023075214, doi105860choice273873, doi105860choice293880, openalexw1528908714"
}

Wir präsentieren spektrale und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich dieser erweiterte Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung mehrerer Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Progenitoren und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit und) " \ 0 q 0 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. und Filippenko, A. V. und Challis, P. und Clocchiatti, A. und Diercks, Alan H. und Garnavich, P. und Gilliland, Ron und Hogan, Craig J. und Jha, Saurabh W. und Kirshner, R. und Leibundgut, B. und Phillips, M. M. und Reiss, David J. und Schmidt, B. und Schommer, R. A. und Smith, R. Chris und Spyromilio, J. und Stubbs, C. W. und Suntzeff, N. B. und Tonry, J.",
    title = "Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Wir präsentieren spektrale und photometrische Beobachtungen von 10 Typ-Ia-Supernovae (SNe Ia) im Rotverschiebungsbereich 0.16 z 0.62. Die Leuchtdistanzen dieser Objekte werden durch Methoden bestimmt, die Beziehungen zwischen der Leuchtkraft von SNe Ia und der Form der Lichtkurve nutzen. In Kombination mit früheren Daten unseres High-z Supernova Search Teams und jüngsten Ergebnissen von Riess et al. ergibt sich dieser erweiterte Datensatz von 16 hochrotverschobenen Supernovae. Wir schätzen das dynamische Alter des Universums auf 14,2 ^1,7 Gyr ein, einschließlich systematischer Unsicherheiten in der aktuellen Cepheiden-Distanzskala. Wir schätzen die wahrscheinliche Wirkung mehrerer Quellen systematischer Fehler ein, einschließlich der Entwicklung von Progenitoren und Metallizität, Extinktion, Stichprobenauswahlverzerrung, lokalen Störungen der Expansionsrate, gravitativer Linsen und Stichprobenkontamination. Derzeit scheinen keine dieser Effekte die Daten mit und) " \ 0 q 0 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

Wir zeigen im Kontext des Minisuperraum-Modells, bestehend aus einem geschlossenen Friedmann-Robertson-Walker-Universum, das an ein skalares Feld gekoppelt ist, dass Vilenskins Tunnelwellenfunktion nur für bestimmte Wahlmöglichkeiten der Operatorordnung in der Wheeler-DeWitt-Gleichung konsistent definiert werden kann. Die Anforderung der Regularität der Wellenfunktion hat die besondere Konsequenz, dass die Wahrscheinlichkeitsamplitude, die in der Literatur bisher in Diskussionen von Themen wie der Vorhersage der Inflation verwendet wurde, ebenfalls für bestimmte Wahlmöglichkeiten der Operatorordnung unter Vilenskins Randbedingung undefiniert ist. Im Gegensatz dazu kann die Hartle-Hawking-Wellenfunktion ohne Randbedingungen innerhalb dieser Modelle konsistent definiert werden, unabhängig von der Operatorordnung. Die Bedeutung dieses Ergebnisses wird im Kontext der Debatte über die Vorhersagen der halbklassischen Quantenkosmologie diskutiert. Insbesondere wird argumentiert, dass die Inflation nicht als eine ``Vorhersage'' der Tunnelwellenfunktion betrachtet werden kann, aus Gründen, die denen ähnlich sind, die zuvor im Fall der Wellenfunktion ohne Randbedingungen herangezogen wurden. Eine Synthese der Ansätze ohne Randbedingungen und der Tunnelansätze wird gefordert.

@article{doi101103physrevd59063513,
    author = "Kontoleon, Nectarios and Wiltshire, David L.",
    title = "Operator ordering and consistency of the wave function of the Universe",
    year = "1999",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Wir zeigen im Kontext des Minisuperraum-Modells, bestehend aus einem geschlossenen Friedmann-Robertson-Walker-Universum, das an ein skalares Feld gekoppelt ist, dass Vilenskins Tunnelwellenfunktion nur für bestimmte Wahlmöglichkeiten der Operatorordnung in der Wheeler-DeWitt-Gleichung konsistent definiert werden kann. Die Anforderung der Regularität der Wellenfunktion hat die besondere Konsequenz, dass die Wahrscheinlichkeitsamplitude, die in der Literatur bisher in Diskussionen von Themen wie der Vorhersage der Inflation verwendet wurde, ebenfalls für bestimmte Wahlmöglichkeiten der Operatorordnung unter Vilenskins Randbedingung undefiniert ist. Im Gegensatz dazu kann die Hartle-Hawking-Wellenfunktion ohne Randbedingungen innerhalb dieser Modelle konsistent definiert werden, unabhängig von der Operatorordnung. Die Bedeutung dieses Ergebnisses wird im Kontext der Debatte über die Vorhersagen der halbklassischen Quantenkosmologie diskutiert. Insbesondere wird argumentiert, dass die Inflation nicht als eine ``Vorhersage'' der Tunnelwellenfunktion betrachtet werden kann, aus Gründen, die denen ähnlich sind, die zuvor im Fall der Wellenfunktion ohne Randbedingungen herangezogen wurden. Eine Synthese der Ansätze ohne Randbedingungen und der Tunnelansätze wird gefordert.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.59.063513",
    doi = "10.1103/physrevd.59.063513",
    openalex = "W2146565874",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

Das kosmische Dreieck wird als Methode zur Darstellung des vergangenen, gegenwärtigen und zukünftigen Zustands des Universums eingeführt. Unsere aktuelle Position innerhalb des kosmischen Dreiecks wird durch die Antworten auf drei Fragen bestimmt: Wie viel Materie befindet sich im Universum? Verlangsamt sich die Expansionsrate oder beschleunigt sie? Und ist das Universum flach? Eine Übersicht über jüngste Beobachtungen deutet auf ein Universum hin, das leichtgewichtig ist (Materiedichte etwa ein Drittel des kritischen Werts), beschleunigt und flach ist. Die Beschleunigung impliziert die Existenz von kosmischer dunkler Energie, die die gravitative Selbstanziehung der Materie überwindet und die Expansion beschleunigt.

@article{doi101126science28454191481,
    author = "Bahcall, Neta A. und Ostriker, Jeremiah P. und Perlmutter, S. und Steinhardt, Paul J.",
    title = "The Cosmic Triangle: Revealing the State of the Universe",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "Das kosmische Dreieck wird als Methode zur Darstellung des vergangenen, gegenwärtigen und zukünftigen Zustands des Universums eingeführt. Unsere aktuelle Position innerhalb des kosmischen Dreiecks wird durch die Antworten auf drei Fragen bestimmt: Wie viel Materie befindet sich im Universum? Verlangsamt sich die Expansionsrate oder beschleunigt sie? Und ist das Universum flach? Eine Übersicht über jüngste Beobachtungen deutet auf ein Universum hin, das leichtgewichtig ist (Materiedichte etwa ein Drittel des kritischen Werts), beschleunigt und flach ist. Die Beschleunigung impliziert die Existenz von kosmischer dunkler Energie, die die gravitative Selbstanziehung der Materie überwindet und die Expansion beschleunigt.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5419.1481",
    doi = "10.1126/science.284.5419.1481",
    openalex = "W2060566384",
    references = "doi101073pnas153168"
}

Alle physikalischen Systeme registrieren und verarbeiten Informationen. Die Gesetze der Physik bestimmen die Menge an Informationen, die ein physikalisches System registrieren kann (Anzahl der Bits), und die Anzahl der elementaren Logikoperationen, die ein System ausführen kann (Anzahl der Operationen). Das Universum ist ein physikalisches System. Die Menge an Informationen, die das Universum registrieren kann, und die Anzahl der elementaren Operationen, die es über seine Geschichte hinweg ausgeführt haben könnte, werden berechnet. Das Universum könnte 10(120) Operationen auf 10(90) Bits (10(120) Bits einschließlich gravitativer Freiheitsgrade) ausgeführt haben.

@article{doi101103physrevlett88237901,
    author = "Lloyd, Seth",
    title = "Computational Capacity of the Universe",
    year = "2002",
    journal = "Physical Review Letters",
    abstract = "All physical systems register and process information. The laws of physics determine the amount of information that a physical system can register (number of bits) and the number of elementary logic operations that a system can perform (number of ops). The Universe is a physical system. The amount of information that the Universe can register and the number of elementary operations that it can have performed over its history are calculated. The Universe can have performed 10(120) ops on 10(90) bits (10(120) bits including gravitational degrees of freedom).",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevlett.88.237901",
    doi = "10.1103/physrevlett.88.237901",
    openalex = "W1993466133",
    references = "doi10103835023282"
}

@article{doi101016jphysletb200412067,
    author = "Ambjørn, J. und Jurkiewicz, J. und Loll, R.",
    title = "Semiclassical universe from first principles",
    year = "2004",
    journal = "Physics Letters B",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.physletb.2004.12.067",
    doi = "10.1016/j.physletb.2004.12.067",
    openalex = "W1970459282",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

Wir liefern detaillierte Belege für die Behauptung, dass nichtstörungstheoretische Quantengravitation, definiert durch Zustandssummen kausaler triangulierter Geometrien, einen großskaligen Grenzwert besitzt, in dem die Dimension der Raumzeit vier beträgt und die Dynamik des Volumens des Universums semiklassisch verläuft. Dies ist ein erster Schritt zur Rekonstruktion des Universums aus einem dynamischen Prinzip auf der Planck-Skala und stellt gleichzeitig eine nichttriviale Konsistenzprüfung der Methode der kausalen dynamischen Triangulationen dar. Ein genauerer Blick auf die Quantengeometrie offenbart eine Reihe von hoch nichtklassischen Aspekten, einschließlich einer dynamischen Reduktion der Raumzeit auf zwei Dimensionen auf kurzen Skalen und einer fraktalen Struktur von Sektoren konstanter Zeit.

@article{doi101103physrevd72064014,
    author = "Ambjørn, J. und Jurkiewicz, J. und Loll, R.",
    title = "Reconstructing the Universe",
    year = "2005",
    journal = "Physical review. D. Partikel, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D, Partikel, Felder, Gravitation und Kosmologie",
    abstract = "Wir liefern detaillierte Belege für die Behauptung, dass nichtstörungstheoretische Quantengravitation, definiert durch Zustandssummen kausaler triangulierter Geometrien, einen großskaligen Grenzwert besitzt, in dem die Dimension der Raumzeit vier beträgt und die Dynamik des Volumens des Universums semiklassisch verläuft. Dies ist ein erster Schritt zur Rekonstruktion des Universums aus einem dynamischen Prinzip auf der Planck-Skala und stellt gleichzeitig eine nichttriviale Konsistenzprüfung der Methode der kausalen dynamischen Triangulationen dar. Ein genauerer Blick auf die Quantengeometrie offenbart eine Reihe von hoch nichtklassischen Aspekten, einschließlich einer dynamischen Reduktion der Raumzeit auf zwei Dimensionen auf kurzen Skalen und einer fraktalen Struktur von Sektoren konstanter Zeit.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.72.064014",
    doi = "10.1103/physrevd.72.064014",
    openalex = "W2167377764",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

In drei Raumzeit-Dimensionen vereinfacht sich die allgemeine Relativitätstheorie drastisch und wird zu einer "topologischen" Theorie ohne ausbreitende lokale Freiheitsgrade. Dennoch sind viele der schwierigen konzeptionellen Probleme der Quantisierung der Gravitation weiterhin vorhanden. In diesem Überblick fasse ich die eher umfangreiche Arbeit zusammen, die sich der Quantisierung der (2 + 1)-dimensionalen Vakuumgravität im Rahmen eines räumlich geschlossenen Universums gewidmet hat.

@article{doi1012942lrr20051,
    author = "Carlip, Steven",
    title = "Quantum Gravity in 2 + 1 Dimensions: The Case of a Closed Universe",
    year = "2005",
    journal = "Living Reviews in Relativity",
    abstract = {In three spacetime dimensions, general relativity drastically simplifies, becoming a "topological" theory with no propagating local degrees of freedom. Nevertheless, many of the difficult conceptual problems of quantizing gravity are still present. In this review, I summarize the rather large body of work that has gone towards quantizing (2 + 1)-dimensional vacuum gravity in the setting of a spatially closed universe.},
    url = "https://doi.org/10.12942/lrr-2005-1",
    doi = "10.12942/lrr-2005-1",
    openalex = "W2109193263",
    references = "doi101103physrevd422458"
}

@incollection{doi10100797835407347892,
    title = "The Large-Scale Structure of the Universe",
    year = "2007",
    booktitle = "Astronomy and Astrophysics Library",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-3-540-73478-9\_2",
    doi = "10.1007/978-3-540-73478-9\_2",
    openalex = "W2981570800"
}

@article{doi101007s1070100791869,
    author = "Tegmark, Max",
    title = "The Mathematical Universe",
    year = "2007",
    journal = "Foundations of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1007/s10701-007-9186-9",
    doi = "10.1007/s10701-007-9186-9",
    openalex = "W1966058685",
    references = "doi1010079783540680017, doi101016s0308596199000646, doi10108800319112382028, doi101103physrevlett97191302, doi1011111467921300309, doi10230720049291, openalexw1489050524"
}

Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4 % Baryonen, 20 % dunkler Materie und 76 % dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft dar, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte auf die abstoßende Schwerkraft dunkler Energie zurückzuführen sein – beispielsweise die Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen zusammenbricht und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. und Turner, Michael S. und Huterer, Dragan",
    title = "Dunkle Energie und das beschleunigte Universum",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Vor zehn Jahren legte die Entdeckung, dass sich das Universum beschleunigt ausdehnt, den letzten großen Baustein des gegenwärtigen kosmologischen Modells, in dem das Universum aus 4\% Baryonen, 20\% dunkler Materie und 76\% dunkler Energie besteht. Gleichzeitig stellte sie eines der tiefgründigsten Rätsel der gesamten Wissenschaft dar, mit engen Verbindungen sowohl zur Astrophysik als auch zur Teilchenphysik. Die kosmische Beschleunigung könnte auf die abstoßende Schwerkraft dunkler Energie zurückzuführen sein – beispielsweise die Quantenenergie des Vakuums – oder sie könnte signalisieren, dass die allgemeine Relativitätstheorie (GR) auf kosmologischen Skalen zusammenbricht und ersetzt werden muss. Wir überblicken die gegenwärtigen Beobachtungsevidenzen für die kosmische Beschleunigung und was sie über dunkle Energie enthüllt, diskutieren die verschiedenen theoretischen Ideen, die vorgeschlagen wurden, um die Beschleunigung zu erklären, und beschreiben die wichtigsten Beobachtungsmethoden, die in den kommenden Jahren Licht in dieses Rätsel bringen werden.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    doi = "10.1146/annurev.astro.46.060407.145243",
    openalex = "W2102197207",
    references = "doi101073pnas153168, doi10108811266708200006006, doi101093mnras1085372, doi101103physrevd68023509, doi101103physrevlett592607, doi105860choice311499, openalexw3098371892"
}

Dieser philosophische Aufsatz untersucht die Beziehung zwischen modernen wissenschaftlichen Simulationen und der Zukunft des Universums. Wir argumentieren, dass eine Simulation eines gesamten Universums aus zukünftiger wissenschaftlicher Tätigkeit hervorgehen wird. Dies erfordert, dass wir die Herausforderung angehen, eine offene Evolution auf allen Ebenen in einer einzigen Simulation zu simulieren. Die Simulation sollte nicht nur die biologische Evolution umfassen, sondern auch die physikalische Evolution (eine Ebene darunter) und die kulturelle Evolution (eine Ebene darüber). Die Simulation würde es uns ermöglichen zu untersuchen, was passieren würde, wenn wir das "Band des Universums" mit denselben oder anderen Gesetzen und Anfangsbedingungen "neu abspielen". Wir unterscheiden auch zwischen der Modellierung der realen Welt und der künstlichen Welt. Unter der Annahme, dass intelligentes Leben tatsächlich ein ganzes Universum simulieren könnte, ergeben sich daraus zwei vorläufige Hypothesen. Einige Autoren haben argumentiert, dass wir möglicherweise bereits in einer Simulation sind, die von einer intelligenten Entität betrieben wird. Oder, wenn eine solche Simulation zur Realität gemacht werden könnte, würde dies zur Entstehung eines neuen Universums führen. Diese letzte Richtung wird mit einer sorgfältigen spekulativen philosophischen Herangehensweise argumentiert, die den Imperativ betont, eine Lösung für das Problem des Wärmehalts in der Kosmologie zu finden. Der Leser wird eingeladen, Anhang 1 zur Übersicht der logischen Struktur dieses Aufsatzes zu konsultieren. -- Schlüsselwörter: fernes Zukunft, Zukunft der Wissenschaft, ALife, Simulation, Realisierung, Kosmologie, Wärmehalt, Feinabstimmung, physikalische Eschatologie, kosmologische natürliche Selektion, kosmologische künstliche Selektion, künstliche Kosmogenese, egoistischer Biocosm-Hypothese, meduso-anthropisches Prinzip, Entwicklungs-Singularitäts-Hypothese, Rolle des intelligenten Lebens.

@misc{doi1048550arxiv08031087,
    author = "Vidal, Clément",
    title = "The Future of Scientific Simulations: from Artificial Life to Artificial Cosmogenesis",
    year = "2008",
    booktitle = "ArXiv.org",
    abstract = {Dieser philosophische Aufsatz untersucht die Beziehung zwischen modernen wissenschaftlichen Simulationen und der Zukunft des Universums. Wir argumentieren, dass eine Simulation eines gesamten Universums aus zukünftiger wissenschaftlicher Tätigkeit hervorgehen wird. Dies erfordert, dass wir die Herausforderung angehen, eine offene Evolution auf allen Ebenen in einer einzigen Simulation zu simulieren. Die Simulation sollte nicht nur die biologische Evolution umfassen, sondern auch die physikalische Evolution (eine Ebene darunter) und die kulturelle Evolution (eine Ebene darüber). Die Simulation würde es uns ermöglichen zu untersuchen, was passieren würde, wenn wir das "Band des Universums" mit denselben oder anderen Gesetzen und Anfangsbedingungen "neu abspielen". Wir unterscheiden auch zwischen der Modellierung der realen Welt und der künstlichen Welt. Unter der Annahme, dass intelligentes Leben tatsächlich ein ganzes Universum simulieren könnte, ergeben sich daraus zwei vorläufige Hypothesen. Einige Autoren haben argumentiert, dass wir möglicherweise bereits in einer Simulation sind, die von einer intelligenten Entität betrieben wird. Oder, wenn eine solche Simulation zur Realität gemacht werden könnte, würde dies zur Entstehung eines neuen Universums führen. Diese letzte Richtung wird mit einer sorgfältigen spekulativen philosophischen Herangehensweise argumentiert, die den Imperativ betont, eine Lösung für das Problem des Wärmehalts in der Kosmologie zu finden. Der Leser wird eingeladen, Anhang 1 zur Übersicht der logischen Struktur dieses Aufsatzes zu konsultieren. -- Schlüsselwörter: fernes Zukunft, Zukunft der Wissenschaft, ALife, Simulation, Realisierung, Kosmologie, Wärmehalt, Feinabstimmung, physikalische Eschatologie, kosmologische natürliche Selektion, kosmologische künstliche Selektion, künstliche Kosmogenese, egoistischer Biocosm-Hypothese, meduso-anthropisches Prinzip, Entwicklungs-Singularitäts-Hypothese, Rolle des intelligenten Lebens.},
    url = "https://doi.org/10.48550/arxiv.0803.1087",
    doi = "10.48550/arxiv.0803.1087",
    openalex = "W1582948755",
    references = "doi101007bf02084158, doi10103835023282, doi101038nature03597, doi10106312820190, doi1010631881299, doi1011111467921300309, doi10230720031996, doi105860choice273873, openalexw1489050524, openalexw1522029621"
}

@article{doi101007s1069901091849,
    author = "Stewart, John E.",
    title = "The Meaning of Life in a Developing Universe",
    year = "2010",
    journal = "Foundations of Science",
    url = "https://doi.org/10.1007/s10699-010-9184-9",
    doi = "10.1007/s10699-010-9184-9",
    openalex = "W1982582256",
    references = "doi1010160019103575901712, doi1010160022519364900384, doi101086406755, doi101093oso97801985029440010001, doi101111j155856461995tb04464x, doi1015159781400820108, doi1015159781400858712, doi1023071351721, doi1048550arxiv08031087, openalexw2040525210, openalexw2624262714"
}

Diese Arbeit stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor. Quantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem vereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons, Gauß' und Biot‐Savart'sche Gesetze werden aus ersten Prinzipien hergeleitet. Vereinheitlichungssymmetrie wird für alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine starke und elektroschwache Kraft. Eine 4D Shock‐Wave Hypersphärische Topologie wird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip und einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen Expansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines 4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie, Universumstopologie und ein neues Gesetz der Gravitation werden vorgestellt.

@article{doi10106313536448,
    author = "Pereira, Marco A.",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmology and Standard Model",
    year = "2010",
    journal = "AIP conference proceedings",
    abstract = "Diese Arbeit stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor. Quantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem vereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons, Gauß' und Biot‐Savart'sche Gesetze werden aus ersten Prinzipien hergeleitet. Vereinheitlichungssymmetrie wird für alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine starke und elektroschwache Kraft. Eine 4D Shock‐Wave Hypersphärische Topologie wird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip und einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen Expansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines 4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie, Universumstopologie und ein neues Gesetz der Gravitation werden vorgestellt.",
    url = "https://doi.org/10.1063/1.3536448",
    doi = "10.1063/1.3536448",
    openalex = "W2037727759",
    references = "doi10106311580037, openalexw9793639"
}

Wir schlagen ein Inflationsmodell mit einem geeigneten Potential für ein einzelnes skalares Feld vor, das in die breite Klasse der Hügelkuppen-Inflation fällt. Wir leiten die analytischen Ausdrücke für die meisten physikalischen Größen, die mit der Inflation zusammenhängen, her und zeigen, dass sie alle das wahre Verhalten darstellen, wie es von einem Inflationsmodell verlangt wird. Wir unterziehen die Ergebnisse einer beobachtungsbezogenen Verifikation, indem wir die Störungstheorie auf Basis unseres Modells formulieren und anschließend eine Schätzung für die Werte dieser beobachtbaren Parameter vornehmen. Unser Modell zeigt eine hervorragende Übereinstimmung mit den Beobachtungsdaten. Daher führen die Merkmale des Modells zu dem Schluss, dass diese Art von Hügelkuppen-Inflation eine natürliche Wahl zur Erklärung des frühen Universums sein könnte.

@article{doi10108814757516201001029,
    author = "Pal, Barun Kumar und Pal, Supratik und Basu, Banasri",
    title = "Mutierte Hügelkuppen-Inflation: eine natürliche Wahl für das frühe Universum",
    year = "2010",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "Wir schlagen ein Inflationsmodell mit einem geeigneten Potential für ein einzelnes skalares Feld vor, das in die breite Klasse der Hügelkuppen-Inflation fällt. Wir leiten die analytischen Ausdrücke für die meisten physikalischen Größen, die mit der Inflation zusammenhängen, her und zeigen, dass sie alle das wahre Verhalten darstellen, wie es von einem Inflationsmodell verlangt wird. Wir unterziehen die Ergebnisse einer beobachtungsbezogenen Verifikation, indem wir die Störungstheorie auf Basis unseres Modells formulieren und anschließend eine Schätzung für die Werte dieser beobachtbaren Parameter vornehmen. Unser Modell zeigt eine hervorragende Übereinstimmung mit den Beobachtungsdaten. Daher führen die Merkmale des Modells zu dem Schluss, dass diese Art von Hügelkuppen-Inflation eine natürliche Wahl zur Erklärung des frühen Universums sein könnte.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1475-7516/2010/01/029",
    doi = "10.1088/1475-7516/2010/01/029",
    openalex = "W2006734755",
    references = "doi101103physrevlett77215"
}

@article{doi101016jactaastro201111006,
    author = "Smart, John M.",
    title = "Die Transzendenz-Hypothese: Hochentwickelte Zivilisationen verlassen zwingend unser Universum, und Implikationen für METI und SETI",
    year = "2011",
    journal = "Acta Astronautica",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.actaastro.2011.11.006",
    doi = "10.1016/j.actaastro.2011.11.006",
    openalex = "W2050361934",
    references = "doi101017cbo9780511790881, doi101017cbo9781139164245, doi101073pnas0507655102, doi10114510818701081893, doi1023071425268, doi10230720031996, doi1048550arxiv08031087, doi105860choice275886, doi105860choice396411, doi105860choice495144, openalexw1618666643, openalexw2340966270"
}

@incollection{doi101007978364235482313,
    author = "Vidal, Clément",
    title = "Artificial Cosmogenesis: A New Kind of Cosmology",
    year = "2012",
    booktitle = "Emergence, complexity and computation",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-3-642-35482-3\_13",
    doi = "10.1007/978-3-642-35482-3\_13",
    openalex = "W1942536279",
    references = "doi101007s1069901092183"
}

Wir überblicken die beobachtungsbezogenen Belege für eine Materie-Antimaterie-Asymmetrie im frühen Universum, die zur verbleibenden Materiedichte führt, die wir heute beobachten. Wir diskutieren auch Grenzen für das Vorhandensein von Antimaterie im heutigen Universum, einschließlich der Möglichkeit einer großen Leptonenasymmetrie im kosmischen Neutrino-Hintergrund. Wir überblicken kurz den theoretischen Rahmen, innerhalb dessen die Baryogenese, die dynamische Erzeugung einer Materie-Antimaterie-Asymmetrie, stattfinden kann. Als Beispiel diskutieren wir ein überprüfbares minimales Teilchenphysik-Modell, das gleichzeitig die Baryonenasymmetrie des Universums, Neutrinooszillationen und Dunkle Materie erklärt.

@article{doi10108813672630149095012,
    author = "Canetti, Laurent und Drewes, Marco und Shaposhnikov, Mikhail",
    title = "Materie und Antimaterie im Universum",
    year = "2012",
    journal = "New Journal of Physics",
    abstract = "Wir überblicken die beobachtungsbezogenen Belege für eine Materie-Antimaterie-Asymmetrie im frühen Universum, die zur verbleibenden Materiedichte führt, die wir heute beobachten. Wir diskutieren auch Grenzen für das Vorhandensein von Antimaterie im heutigen Universum, einschließlich der Möglichkeit einer großen Leptonenasymmetrie im kosmischen Neutrino-Hintergrund. Wir überblicken kurz den theoretischen Rahmen, innerhalb dessen die Baryogenese, die dynamische Erzeugung einer Materie-Antimaterie-Asymmetrie, stattfinden kann. Als Beispiel diskutieren wir ein überprüfbares minimales Teilchenphysik-Modell, das gleichzeitig die Baryonenasymmetrie des Universums, Neutrinooszillationen und Dunkle Materie erklärt.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    doi = "10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    openalex = "W1977127359",
    references = "doi101007bf01332580"
}

In einem offenen Friedmann-Robertson-Walker (FRW) Raumhintergrund untersuchen wir klassische und quantenmechanische kosmologische Modelle im Rahmen der kürzlich vorgeschlagenen nichtlinearen massiven Gravitationstheorie. Obwohl die in dieser Theorie enthaltenen Einschränkungen verhindern, dass sie flache und geschlossene FRW-Modelle als ihre kosmologischen Lösungen zulässt, ist dies für das offene FRW-Universum nicht der Fall. Wir haben gezeigt, dass die klassischen Feldgleichungen einer solchen Theorie, sei es in Abwesenheit von Materie oder in Anwesenheit einer perfekten Flüssigkeit, physikalische Lösungen für das offene FRW-Modell annehmen, in denen der Massenterm sich als kosmologische Konstante zeigt. Diese klassischen Lösungen bestehen aus zwei unterscheidbaren Zweigen: Der eine ist ein sich berührendes Universum, das sich einer zukünftigen Singularität mit Nullgröße nähert, während der andere ein expandierendes Universum ist, das eine vergangene Singularität hat, von der es seine Evolution beginnt. Eine klassisch verbotene Region trennt diese beiden Zweige voneinander. Wir wenden dann das vertraute kanonische Quantisierungsverfahren im gegebenen kosmologischen Setting an, um die kosmologischen Wellenfunktionen zu finden. Wir verwenden die resultierende Wellenfunktion, um die Möglichkeit der Vermeidung klassischer Singularitäten aufgrund quantenmechanischer Effekte zu untersuchen. Es wird gezeigt, dass die quantenmechanischen Erwartungswerte des Skalenfaktors, obwohl sie entweder kontrahierende oder expandierende Phasen wie ihre klassischen Gegenstücke haben, nicht voneinander getrennt sind. Tatsächlich kann die klassisch verbotene Region durch einen Bounce-Periode ersetzt werden, in der der Skalenfaktor von der Kontraktion zu seinen Expansionszeiten hinüberspringt. Unter Verwendung des Bohmischen Ansatzes der Quantenmechanik berechnen wir auch die Bohmische Trajektorie und das quantenmechanische Potential, die mit dem System zusammenhängen, deren Analyse zeigt, dass sie die direkten Effekte des Massenterms auf die Dynamik des Universums sind.

@article{doi101103physrevd85083529,
    author = "Vakili, Babak und Khosravi, Nima",
    title = "Klassische und quantenmechanische massive Kosmologie für das offene FRW-Universum",
    year = "2012",
    journal = "Physical review. D. Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie/Physical review. D, Teilchen, Felder, Gravitation und Kosmologie",
    abstract = "In einem offenen Friedmann-Robertson-Walker (FRW) Raumhintergrund untersuchen wir klassische und quantenmechanische kosmologische Modelle im Rahmen der kürzlich vorgeschlagenen nichtlinearen massiven Gravitationstheorie. Obwohl die in dieser Theorie enthaltenen Einschränkungen verhindern, dass sie flache und geschlossene FRW-Modelle als ihre kosmologischen Lösungen zulässt, ist dies für das offene FRW-Universum nicht der Fall. Wir haben gezeigt, dass die klassischen Feldgleichungen einer solchen Theorie, sei es in Abwesenheit von Materie oder in Anwesenheit einer perfekten Flüssigkeit, physikalische Lösungen für das offene FRW-Modell annehmen, in denen der Massenterm sich als kosmologische Konstante zeigt. Diese klassischen Lösungen bestehen aus zwei unterscheidbaren Zweigen: Der eine ist ein sich berührendes Universum, das sich einer zukünftigen Singularität mit Nullgröße nähert, während der andere ein expandierendes Universum ist, das eine vergangene Singularität hat, von der es seine Evolution beginnt. Eine klassisch verbotene Region trennt diese beiden Zweige voneinander. Wir wenden dann das vertraute kanonische Quantisierungsverfahren im gegebenen kosmologischen Setting an, um die kosmologischen Wellenfunktionen zu finden. Wir verwenden die resultierende Wellenfunktion, um die Möglichkeit der Vermeidung klassischer Singularitäten aufgrund quantenmechanischer Effekte zu untersuchen. Es wird gezeigt, dass die quantenmechanischen Erwartungswerte des Skalenfaktors, obwohl sie entweder kontrahierende oder expandierende Phasen wie ihre klassischen Gegenstücke haben, nicht voneinander getrennt sind. Tatsächlich kann die klassisch verbotene Region durch einen Bounce-Periode ersetzt werden, in der der Skalenfaktor von der Kontraktion zu seinen Expansionszeiten hinüberspringt. Unter Verwendung des Bohmischen Ansatzes der Quantenmechanik berechnen wir auch die Bohmische Trajektorie und das quantenmechanische Potential, die mit dem System zusammenhängen, deren Analyse zeigt, dass sie die direkten Effekte des Massenterms auf die Dynamik des Universums sind.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.85.083529",
    doi = "10.1103/physrevd.85.083529",
    openalex = "W2021852171",
    references = "doi101103physrevd61063501"
}

Die neuen Temperaturkarten der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) von Planck bieten bis dato die hochwertigste Vollhimmelansicht der letzten Streuoberfläche. Dies ermöglicht es uns, mögliche Abweichungen vom Standardmodell einer global homogenen und isotropen Kosmologie auf den größten Skalen zu erkennen. Wir suchen nach Korrelationen, die durch eine mögliche nicht-triviale Topologie mit einem fundamentalen Bereich induziert werden, der die letzte Streuoberfläche (bei der comoving distance χrec) schneidet oder fast schneidet, sowohl durch eine direkte Suche nach übereinstimmenden kreisförmigen Mustern an den Schnittpunkten als auch durch eine optimale Wahrscheinlichkeits-Suche nach spezifischen Topologien. Für letztere betrachten wir flache Räume mit kubischen toroidalen (T3), gleichseitigen Schornstein- (T2) und Platten- (T1) Topologien, drei mehrverbundene Räume mit konstanter positiver Krümmung (dodekaedrisch, abgeschnittener Würfel und oktaedrisch) sowie zwei kompakte Räume mit negativer Krümmung. Diese Suchen liefern keine Detektion der kompakten Topologie mit einer Skala unterhalb des Durchmessers der letzten Streuoberfläche. Für die meisten untersuchten kompakten Topologien zeigt die über die Orientierung des Raumes relativ zur beobachteten Karte maximierte Wahrscheinlichkeit eine gewisse Präferenz für mehrverbundene Modelle, die nur knapp größer als der Durchmesser der letzten Streuoberfläche sind. Da dieser Effekt auch in simulierten Realisierungen isotroper Karten vorhanden ist, interpretieren wir ihn als unvermeidliche Ausrichtung schwacher anisotroper Korrelationen mit zufälligen Merkmalen in einer einzigen Himmelsrealisierung; ein solches Merkmal kann auch in abgeschwächter Form vorhanden sein, wenn die Wahrscheinlichkeit über Orientierungen marginalisiert wird. Somit marginalisiert ergeben sich für den Radius ℛi der größten in den topologischen Bereich eingeschriebenen Kugel (bei log-Wahrscheinlichkeitsverhältnis Δln ℒ > −5 relativ zu einem einfach verbundenen flachen Planck-Best-Fit-Modell) folgende Grenzen: in einem flachen Universum, ℛi > 0.92χrec für den T3-kubischen Torus; ℛi > 0.71χrec für den T2-Schornstein; ℛi > 0.50χrec für den T1-Platten; und in einem positiv gekrümmten Universum, ℛi > 1.03χrec für den dodekaedrischen Raum; ℛi > 1.0χrec für den abgeschnittenen Würfel; und ℛi > 0.89χrec für den oktaedrischen Raum. Die Grenze für eine breitere Klasse von Topologien, d.h. diejenigen, die übereinstimmende Paare von Rücken-an-Rücken-Kreisen vorhersagen, darunter Tori und die drei oben aufgeführten sphärischen Fälle, die aus der Suche nach übereinstimmenden Kreisen stammen, ist ℛi > 0.94χrec auf dem 99% Konfidenzniveau. Ähnliche Grenzen gelten für eine breite, wenn auch nicht erschöpfende, Reihe von Topologien. Wir führen zudem eine bayessche Suche nach einer anisotropen globalen Bianchi VIIh-Geometrie durch. In der nicht-physikalischen Einstellung, in der die Bianchi-Kosmologie von der Standardkosmologie entkoppelt ist, bevorzugen die Planck-Daten die Einbeziehung eines Bianchi-Komponenten mit einem Bayes-Faktor von mindestens 1,5 Einheiten log-Evidenz. Tatsächlich ist das Bianchi-Muster sehr effizient dabei, einige der großen Skalen-Anomalien zu erklären, die in den Planck-Daten gefunden wurden. Allerdings stehen die kosmologischen Parameter, die dieses Muster erzeugen, in starkem Widerspruch zu denen, die allein aus CMB-Anisotropie-Daten gefunden wurden. In der physikalisch motivierten Einstellung, in der die Bianchi-Parameter gekoppelt und gleichzeitig mit den Standardkosmologischen Parametern angepasst werden, finden wir keine Evidenz für eine Bianchi VIIh-Kosmologie und beschränken die Wirbelstärke solcher Modelle auf (ω/H)0 < 8.1 × 10-10 (95% Konfidenzniveau).

@article{doi10105100046361201321546,
    author = "Ade, P. A. R. and Aghanim, N. and Armitage-Caplan, C. and Arnaud, M. and Ashdown, M. and Atrio‐Barandela, F. and Aumont, J. and Baccigalupi, C. and Banday, A. J. and Barreiro, R. B. and Bartlett, J. G. and Battaner, E. and Benabed, K. and Benoît, A. and Benoit-Lévy, A. and Bernard, J.-P. and Bersanelli, M. and Bielewicz, P. and Bobin, J. and Bock, J. J. and Bonaldi, A. and Bonavera, L. and Bond, J. R. and Borrill, J. and Bouchet, F. R. and Bridges, M. and Bucher, M. and Burigana, C. and Butler, R. C. and Cardoso, J.-F. and Catalano, A. and Challinor, A. and Chamballu, A. and Chiang, H. C. and Chiang, L.-Y and Christensen, P. R. and Church, S. and Clements, D. L. and Colombi, S. and Colombo, L. P. L. and Couchot, F. and Coulais, A. and Crill, B. P. and Curto, A. and Cuttaia, F. and Danese, L. and Davies, R. D. and Davis, R. J. and de Bernardis, P. and de Rosa, A. and de Zotti, G. and Delabrouille, J. and Delouis, J.‐M. and Désert, F.–X. and Diego, J. M. and Dole, H. and Donzelli, S. and Doré, O. and Douspis, M. and Dupac, X. and Efstathiou, G. and Enßlin, T. A. and Eriksen, H. K. and Fabre, O. and Finelli⋆, F. and Forni, O. and Frailis, M. and Franceschi, E. and Galeotta, S. and Ganga, K. and Giard, M. and Giardino, G. and Giraud–Héraud, Y. and González-Nuevo, J. and Górski, K. M. and Golec, Joseph E. and Gregorio, A. and Gruppuso, A. and Hansen, F. K. and Hanson, D. and Harrison, D. L. and Henrot–Versillé, S. and Hernández–Monteagudo, C. and Herranz, D. and Hildebrandt, S. R. and Hivon, E. and Hobson, M. and Holmes, W. A. and Hornstrup, A. and Hovest, W. and Huffenberger, K. M. and Jaffe, A. H. and Jaffe, T. R. and Jones, W. C. and Juvela, M. and Keihänen, E. and Keskitalo, R. and Kisner, T. S. and Knoche, J. and Knox, L.",
    title = "Planck 2013 results. XXVI. Hintergrundgeometrie und Topologie des Universums",
    year = "2014",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Die neuen Temperaturkarten der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB) von Planck bieten die bisher hochwertigste Vollhimmelansicht der letzten Streuungsfläche. Dies ermöglicht es uns, mögliche Abweichungen vom Standardmodell einer global homogenen und isotropen Kosmologie auf den größten Skalen zu detektieren. Wir suchen nach Korrelationen, die durch eine mögliche nicht-triviale Topologie mit einem fundamentalen Bereich entstehen, der die letzte Streuungsfläche (bei der comoving distance χrec) schneidet oder fast schneidet, sowohl durch eine direkte Suche nach übereinstimmenden kreisförmigen Mustern an den Schnittpunkten als auch durch eine optimale Likelihood-Suche nach spezifischen Topologien. Für letztere betrachten wir flache Räume mit kubischen toroidalen (T3), gleichseitigen Schornstein- (T2) und Platten- (T1) Topologien, drei mehrverbundene Räume mit konstanter positiver Krümmung (dodekaedrisch, abgeschnittener Würfel und oktaedrisch) sowie zwei kompakte Räume mit negativer Krümmung. Diese Suchen liefern keine Detektion der kompakten Topologie mit einer Skala unterhalb des Durchmessers der letzten Streuungsfläche. Für die meisten untersuchten kompakten Topologien zeigt die über die Orientierung des Raums relativ zur beobachteten Karte maximierte Likelihood eine gewisse Präferenz für mehrverbundene Modelle, die nur etwas größer als der Durchmesser der letzten Streuungsfläche sind. Da dieser Effekt auch in simulierten Realisierungen isotroper Karten vorhanden ist, interpretieren wir ihn als unvermeidliche Ausrichtung schwacher anisotroper Korrelationen mit zufälligen Merkmalen in einer einzigen Himmelsrealisierung; ein solches Merkmal kann auch in abgeschwächter Form vorhanden sein, wenn die Likelihood über Orientierungen marginalisiert wird. Somit ergeben sich für den Radius ℛi der größten in den topologischen Bereich eingeschriebenen Kugel (bei log-Likelihood-Verhältnis Δln ℒ > −5 relativ zu einem einfach verbundenen flachen Planck-Best-Fit-Modell) folgende Grenzen: in einem flachen Universum, ℛi> 0.92χrec für den T3-kubischen Torus; ℛi> 0.71χrec für den T2-Schornstein; ℛi> 0.50χrec für den T1-Platten; und in einem positiv gekrümmten Universum, ℛi> 1.03χrec für den dodekaedrischen Raum; ℛi> 1.0χrec für den abgeschnittenen Würfel; und ℛi> 0.89χrec für den oktaedrischen Raum. Die Grenze für eine breitere Klasse von Topologien, d.h. diejenigen, die übereinstimmende Paare von Rücken-an-Rücken-Kreisen vorhersagen, darunter Tori und die drei oben aufgeführten sphärischen Fälle, die aus der Suche nach übereinstimmenden Kreisen stammen, ist ℛi> 0.94χrec auf dem 99\% Konfidenzniveau. Ähnliche Grenzen gelten für eine breite, wenn auch nicht erschöpfende, Reihe von Topologien. Wir führen zudem eine Bayessche Suche nach einer anisotropen globalen Bianchi VIIh-Geometrie durch. In der nicht-physikalischen Einstellung, in der die Bianchi-Kosmologie von der Standardkosmologie entkoppelt ist, bevorzugen die Planck-Daten die Einbeziehung eines Bianchi-Komponenten mit einem Bayes-Faktor von mindestens 1.5 Einheiten des log-Evidenz. Tatsächlich ist das Bianchi-Muster sehr effizient bei der Erklärung einiger der großen Skalenanomalien, die in den Planck-Daten gefunden wurden. Allerdings stehen die kosmologischen Parameter, die dieses Muster erzeugen, in starkem Widerspruch zu denen, die allein aus CMB-Anisotropie-Daten gefunden wurden. In der physikalisch motivierten Einstellung, in der die Bianchi-Parameter gekoppelt und gleichzeitig mit den Standardkosmologischen Parametern angepasst werden, finden wir keine Evidenz für eine Bianchi VIIh-Kosmologie und beschränken die Vortizität solcher Modelle auf (ω/H)0< 8.1 × 10-10 (95\% Konfidenzniveau).",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321546",
    doi = "10.1051/0004-6361/201321546",
    openalex = "W2163930527",
    references = "doi101016037015739400085h, doi10108802649381159013, doi101103physrevd61063501"
}

Wir stellen das Illustris-Projekt vor, eine Reihe großräumiger hydrodynamischer Simulationen der Galaxienentstehung. Die Simulation mit der höchsten Auflösung, Illustris-1, deckt ein Volumen von (106,5 Mpc)³ ab, hat eine dunkle Massenauflösung von 6,26 × 10⁶ M⊙ und eine initiale Auflösung der baryonischen Materiemasse von 1,26 × 10⁶ M⊙. Bei z = 0 werden Gravitationskräfte auf Skalen von 710 pc abgeschwächt, und die kleinsten hydrodynamischen Gasklumpen haben eine Ausdehnung von 48 pc. Wir verfolgen die dynamische Entwicklung von 2 × 1820³ Auflösungselementen und entwickeln zusätzlich passiv 1820³ Monte-Carlo-Spurenpartikel, was zu einer Gesamtteilchenzahl von mehr als 18 Milliarden führt. Das Galaxienentstehungsmodell umfasst: Urkühlung und Metalllinienkühlung mit Selbstabschirmungskorrekturen, Sternentwicklung, Sternrückkopplung, Gasrecycling, chemische Anreicherung, Wachstum supermassereicher Schwarzer Löcher und Rückkopplung von aktiven galaktischen Kernen. Hier beschreiben wir die Simulationsuite und vergleichen grundlegende Vorhersagen unseres Modells für die heutige Galaxienpopulation mit Beobachtungen des lokalen Universums. Bei z = 0 enthält unser Simulationsvolumen etwa 40.000 gut aufgelöste Galaxien mit einer vielfältigen Palette von Morphologien und Farben, einschließlich elliptischer, spiralförmiger und irregulärer Galaxien. Die Simulation reproduziert den kosmischen Sternentstehungsratendichte, die Galaxienleuchtkraftfunktion und die Umwandlungseffizienz von Baryonen bei z = 0 relativ gut. Sie erfasst auch qualitativ den Einfluss der Galaxienumgebung auf die Rotfraktionen von Galaxien. Die interne Geschwindigkeitsstruktur ausgewählter gut aufgelöster Scheibengalaxien folgt der stellaren und baryonischen Tully-Fisher-Beziehung zusammen mit flachen Kreisgeschwindigkeitskurven. Im gut aufgelösten Regime reproduziert die Simulation das beobachtete Gemisch aus elliptischen und spiralförmigen Galaxien. Unser Modell sagt einen von der Halo-Masse abhängigen Einfluss baryonischer Effekte auf die Halo-Massenfunktion und die Massen von Halos voraus, die durch Rückkopplung von Supernovae und aktiven galaktischen Kernen verursacht werden.

@article{doi101093mnrasstu1536,
    author = "Vogelsberger, Mark und Genel, Shy und Springel, Volker und Torrey, Paul und Sijacki, Debora und Xu, D. und Snyder, Greg und Nelson, Dylan und Hernquist, Lars",
    title = "Einführung des Illustris-Projekts: Simulation der Koevolution von dunkler und sichtbarer Materie im Universum",
    year = "2014",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Wir stellen das Illustris-Projekt vor, eine Reihe großräumiger hydrodynamischer Simulationen der Galaxienentstehung. Die Simulation mit der höchsten Auflösung, Illustris-1, deckt ein Volumen von (106,5 Mpc)³ ab, hat eine dunkle Massenauflösung von 6,26 × 10⁶ M⊙ und eine initiale Auflösung der baryonischen Materiemasse von 1,26 × 10⁶ M⊙. Bei z = 0 werden Gravitationskräfte auf Skalen von 710 pc abgeschwächt, und die kleinsten hydrodynamischen Gasklumpen haben eine Ausdehnung von 48 pc. Wir verfolgen die dynamische Entwicklung von 2 × 1820³ Auflösungselementen und entwickeln zusätzlich passiv 1820³ Monte-Carlo-Spurenpartikel, was zu einer Gesamtteilchenzahl von mehr als 18 Milliarden führt. Das Galaxienentstehungsmodell umfasst: Urkühlung und Metalllinienkühlung mit Selbstabschirmungskorrekturen, Sternentwicklung, Sternrückkopplung, Gasrecycling, chemische Anreicherung, Wachstum supermassereicher Schwarzer Löcher und Rückkopplung von aktiven galaktischen Kernen. Hier beschreiben wir die Simulationsuite und vergleichen grundlegende Vorhersagen unseres Modells für die heutige Galaxienpopulation mit Beobachtungen des lokalen Universums. Bei z = 0 enthält unser Simulationsvolumen etwa 40.000 gut aufgelöste Galaxien mit einer vielfältigen Palette von Morphologien und Farben, einschließlich elliptischer, spiralförmiger und irregulärer Galaxien. Die Simulation reproduziert den kosmischen Sternentstehungsratendichte, die Galaxienleuchtkraftfunktion und die Umwandlungseffizienz von Baryonen bei z = 0 relativ gut. Sie erfasst auch qualitativ den Einfluss der Galaxienumgebung auf die Rotfraktionen von Galaxien. Die interne Geschwindigkeitsstruktur ausgewählter gut aufgelöster Scheibengalaxien folgt der stellaren und baryonischen Tully-Fisher-Beziehung zusammen mit flachen Kreisgeschwindigkeitskurven. Im gut aufgelösten Regime reproduziert die Simulation das beobachtete Gemisch aus elliptischen und spiralförmigen Galaxien. Unser Modell sagt einen von der Halo-Masse abhängigen Einfluss baryonischer Effekte auf die Halo-Massenfunktion und die Massen von Halos voraus, die durch Rückkopplung von Supernovae und aktiven galaktischen Kernen verursacht werden.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/stu1536",
    doi = "10.1093/mnras/stu1536",
    openalex = "W2204815181",
    references = "doi101038nature03597, doi1010880004637x7211193"
}

Mit numerischen Lösungen der vollständigen Einstein-Feldgleichungen, gekoppelt an ein skalares Inflaton-Feld in 3+1 Dimensionen, untersuchen wir die Bedingungen, unter denen ein Universum, das anfänglich expandiert, stark inhomogen ist und von Gradientenenergie dominiert wird, in eine inflationäre Phase übergehen kann. Wenn die anfänglichen Variationen des skalaren Feldes innerhalb eines ausreichend flachen Bereichs des Inflaton-Potentials liegen und das Universum im Durchschnitt räumlich flach oder offen ist, wird nach der Verdünnung der Gradienten- und kinetischen Energie durch die Expansion Inflation eintreten. Dies gilt auch dann, wenn die Skala der Inhomogenitäten mit der anfänglichen Hubble-Länge vergleichbar ist und überdichte Regionen kollabieren und Schwarze Löcher bilden, da unterdichte Regionen weiterhin expandieren, was es Inflation ermöglicht, schließlich zu beginnen. Dies zeigt, dass Inflation aus stark inhomogenen Anfangsbedingungen entstehen und die Horizont- und Flachheitsprobleme lösen kann, solange die Variationen im skalaren Feld keine Werte umfassen, die die inflationäre Plateau überschreiten.

@article{doi10108814757516201609010,
    author = "East, William E. und Kleban, Matthew und Linde, Andrei und Senatore, Leonardo",
    title = "Beginning inflation in an inhomogeneous universe",
    year = "2016",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "Mit numerischen Lösungen der vollständigen Einstein-Feldgleichungen, gekoppelt an ein skalares Inflaton-Feld in 3+1 Dimensionen, untersuchen wir die Bedingungen, unter denen ein Universum, das anfänglich expandiert, stark inhomogen ist und von Gradientenenergie dominiert wird, in eine inflationäre Phase übergehen kann. Wenn die anfänglichen Variationen des skalaren Feldes innerhalb eines ausreichend flachen Bereichs des Inflaton-Potentials liegen und das Universum im Durchschnitt räumlich flach oder offen ist, wird nach der Verdünnung der Gradienten- und kinetischen Energie durch die Expansion Inflation eintreten. Dies gilt auch dann, wenn die Skala der Inhomogenitäten mit der anfänglichen Hubble-Länge vergleichbar ist und überdichte Regionen kollabieren und Schwarze Löcher bilden, da unterdichte Regionen weiterhin expandieren, was es Inflation ermöglicht, schließlich zu beginnen. Dies zeigt, dass Inflation aus stark inhomogenen Anfangsbedingungen entstehen und die Horizont- und Flachheitsprobleme lösen kann, solange die Variationen im skalaren Feld keine Werte umfassen, die die inflationäre Plateau überschreiten.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    doi = "10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    openalex = "W2218756649",
    references = "doi101103physrevd61063501, doi101103physrevlett77215"
}

Dieser Artikel stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor.\nQuantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem\nvereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons Gravitationsgesetz, das Gaußsche\nElektrostatikgesetz und das Biot-Savart'sche Elektromagnetismusgesetz werden aus\nersten Prinzipien hergeleitet. Gravitationslinseneffekt und die Periheldrehung des\nMerkurs werden innerhalb der Theorie reproduziert. Vereinheitlichungssymmetrie wird\nfür alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine\nstarke und elektroschwache Kraft. Eine 4D Stoßwellen-Hypersphärische Topologie\nwird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip\nund einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen\nExpansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines\n4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie,\nUniversumstopologie, einfache Kosmogenese und ein neues Gravitationsgesetz werden\nvorgestellt. Ergebnisse der Typ-1A-Supernova-Untersuchung HU werden bereitgestellt.\nEine neue de-Broglie-Kraft wird vorgeschlagen.

@article{doi104172173643371000248,
    author = "MA, Pereira",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmogenesis, Cosmology and Standard Model",
    year = "2016",
    journal = "Journal of Generalized Lie Theory and Applications",
    abstract = "Dieser Artikel stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor.\nQuantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem\nvereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons Gravitationsgesetz, das Gaußsche\nElektrostatikgesetz und das Biot-Savart'sche Elektromagnetismusgesetz werden aus\nersten Prinzipien hergeleitet. Gravitationslinseneffekt und die Periheldrehung des\nMerkurs werden innerhalb der Theorie reproduziert. Vereinheitlichungssymmetrie wird\nfür alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine\nstarke und elektroschwache Kraft. Eine 4D Stoßwellen-Hypersphärische Topologie\nwird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip\nund einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen\nExpansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines\n4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie,\nUniversumstopologie, einfache Kosmogenese und ein neues Gravitationsgesetz werden\nvorgestellt. Ergebnisse der Typ-1A-Supernova-Untersuchung HU werden bereitgestellt.\nEine neue de-Broglie-Kraft wird vorgeschlagen.",
    url = "https://doi.org/10.4172/1736-4337.1000248",
    doi = "10.4172/1736-4337.1000248",
    openalex = "W2568121053",
    references = "doi101007bf01332580, doi101016c20090146081, doi10106311580037, doi10106313050989, doi101073pnas153168, doi10111911934936, doi102307jctv131bv375, doi104172173643371000248, openalexw9793639"
}

Diese Arbeit stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor. Quantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem vereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons Gravitationsgesetz, Gauß' Gesetz der Elektrostatik und das Biot-Savart'sche Gesetz des Elektromagnetismus werden aus ersten Prinzipien hergeleitet. Gravitationslinseneffekt und die Periheldrehung des Merkur werden innerhalb der Theorie reproduziert. Vereinheitlichungssymmetrie wird für alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine starke und elektroschwache Kraft. Eine 4D-Schockwellen-Hypersphärische Topologie wird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip und einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen Expansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines 4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie, die Topologie des Universums und ein neues Gravitationsgesetz werden vorgestellt. Newtons und Einsteins Gesetze der Gravitation und Dynamik sowie Gauß' Gesetz der Elektrostatik unter anderem werden in Frage gestellt, wenn HU Ergebnisse der Typ-1a-Supernova-Erhebung präsentiert. HUs SN1a-Ergebnisse stellen das aktuelle kosmologische Standardmodell (L-CDM) in Frage, indem sie sein kosmologisches Maß d(z) in Frage stellen. Der SDSS BOSS-Datensatz wird gezeigt, dass er eine neue Kosmogenese-Theorie und die HU-Vorstellung unterstützt, dass wir in einem 5D-Raumzeit eingebettet sind. Die Urknall-Theorie wird durch den SDSS BOSS-Datensatz in Frage gestellt. Hypersphärische akustische Oszillationen werden im SDSS BOSS-Galaxiendichte nachgewiesen. Eine neue de-Broglie-Kraft wird vorgeschlagen.

@misc{openalexw2953388962,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmogenesis, Kosmologie und Standardmodell",
    year = "2017",
    booktitle = "viXra",
    abstract = "Diese Arbeit stellt eine einfache und rein geometrische Große Vereinheitlichungstheorie vor. Quantengravitation, elektrostatische und magnetische Wechselwirkungen werden in einem vereinheitlichten Rahmen dargestellt. Newtons Gravitationsgesetz, Gauß' Gesetz der Elektrostatik und das Biot-Savart'sche Gesetz des Elektromagnetismus werden aus ersten Prinzipien hergeleitet. Gravitationslinseneffekt und die Periheldrehung des Merkur werden innerhalb der Theorie reproduziert. Vereinheitlichungssymmetrie wird für alle bestehenden Kräfte definiert. Dieses alternative Modell erfordert keine starke und elektroschwache Kraft. Eine 4D-Schockwellen-Hypersphärische Topologie wird für das Universum vorgeschlagen, die zusammen mit einem Quanten-Lagrangian-Prinzip und einem Dilator-basierten Modell für Materie zu einer quantisierten schrittweisen Expansion des gesamten Universums entlang einer radialen Richtung innerhalb eines 4D-Raummanifolds führt. Das Hypergeometrische Standardmodell für Materie, die Topologie des Universums und ein neues Gravitationsgesetz werden vorgestellt. Newtons und Einsteins Gesetze der Gravitation und Dynamik sowie Gauß' Gesetz der Elektrostatik unter anderem werden in Frage gestellt, wenn HU Ergebnisse der Typ-1a-Supernova-Erhebung präsentiert. HUs SN1a-Ergebnisse stellen das aktuelle kosmologische Standardmodell (L-CDM) in Frage, indem sie sein kosmologisches Maß d(z) in Frage stellen. Der SDSS BOSS-Datensatz wird gezeigt, dass er eine neue Kosmogenese-Theorie und die HU-Vorstellung unterstützt, dass wir in einem 5D-Raumzeit eingebettet sind. Die Urknall-Theorie wird durch den SDSS BOSS-Datensatz in Frage gestellt. Hypersphärische akustische Oszillationen werden im SDSS BOSS-Galaxiendichte nachgewiesen. Eine neue de-Broglie-Kraft wird vorgeschlagen.",
    url = "https://openalex.org/W2953388962",
    openalex = "W2953388962"
}

Die Tunneling-Wellenfunktion des Universums wird in einem Minisuperraum-Rahmenwerk eines de-Sitter-Universums mit einem quantenmechanischen Skalarenfeld untersucht, das als Störung behandelt wird. Wir betrachten drei verschiedene Ansätze zur Definition der Tunneling-Wellenfunktion: (1) Tunneling-Grenzbedingungen im Superraum, (2) Lorentz-Pfadintegral und (3) Quantentunneling vom anfänglichen Universum mit verschwindender Größe. Wir zeigen, dass der Superraum-Ansatz Robin-Grenzbedingungen für die Skalarenfeld-Modi erfordert, der Pfadintegral-Ansatz das Hinzufügen eines geeigneten Randterms zur Skalarenfeld-Wirkung erfordert und der anfängliche Universums-Ansatz den anfänglichen Quantenzustand des Skalarenfelds als euklidisches Vakuum erfordert. Wir finden, dass alle drei Ansätze identische Wellenfunktionen ergeben und dass Skalarenfeld-Schwankungen gutartig sind, im Gegensatz zu früheren Behauptungen in der Literatur.

@article{doi101103physrevd98066003,
    author = "Vilenkin, Alexander und Yamada, Masaki",
    title = "Tunneling-Wellenfunktion des Universums",
    year = "2018",
    journal = "Physical review. D/Physical review. D.",
    abstract = "Die Tunneling-Wellenfunktion des Universums wird in einem Minisuperraum-Rahmenwerk eines de-Sitter-Universums mit einem quantenmechanischen Skalarenfeld untersucht, das als Störung behandelt wird. Wir betrachten drei verschiedene Ansätze zur Definition der Tunneling-Wellenfunktion: (1) Tunneling-Grenzbedingungen im Superraum, (2) Lorentz-Pfadintegral und (3) Quantentunneling vom anfänglichen Universum mit verschwindender Größe. Wir zeigen, dass der Superraum-Ansatz Robin-Grenzbedingungen für die Skalarenfeld-Modi erfordert, der Pfadintegral-Ansatz das Hinzufügen eines geeigneten Randterms zur Skalarenfeld-Wirkung erfordert und der anfängliche Universums-Ansatz den anfänglichen Quantenzustand des Skalarenfelds als euklidisches Vakuum erfordert. Wir finden, dass alle drei Ansätze identische Wellenfunktionen ergeben und dass Skalarenfeld-Schwankungen gutartig sind, im Gegensatz zu früheren Behauptungen in der Literatur.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.98.066003",
    doi = "10.1103/physrevd.98.066003",
    openalex = "W2885315947",
    references = "doi101103physrevd502581"
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Zusammenfassung Der Ursprung und die Evolution des Universums stellen eine der faszinierendsten und herausforderndsten Fragen in der wissenschaftlichen Erforschung der Natur dar. Die allgemeine Relativitätstheorie hat es ermöglicht, diese Frage angemessen zu behandeln. Einstein hat die Kosmologie transformiert, als er 1917 ein relativistisches Modell formulierte, das das Universum in seiner Gesamtheit beschreiben konnte. Die Einbeziehung der Beobachtungsevidenz der extragalaktischen Flucht in relativistische Weltmodelle mündete 1930 in die Erkenntnis des expandierenden Universums, was ein Durchbruch im wissenschaftlichen Verständnis des Universums als Ganzes war. Dieses Kapitel verfolgt die Geschichte der frühen Phase der modernen Kosmologie, von der Formulierung der ersten kosmologischen Modelle auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie bis hin zur Akzeptanz des expandierenden Universums und der frühen Systematisierung der relativistischen Kosmologie als neue wissenschaftliche Disziplin.

@incollection{doi101093oxfordhb97801988176660133,
    author = "Realdi, Matteo",
    title = "Relativistische Modelle und das expandierende Universum",
    year = "2019",
    booktitle = "Oxford University Press eBooks",
    abstract = "Zusammenfassung Der Ursprung und die Evolution des Universums stellen eine der faszinierendsten und herausforderndsten Fragen in der wissenschaftlichen Erforschung der Natur dar. Die allgemeine Relativitätstheorie hat es ermöglicht, diese Frage angemessen zu behandeln. Einstein hat die Kosmologie transformiert, als er 1917 ein relativistisches Modell formulierte, das das Universum in seiner Gesamtheit beschreiben konnte. Die Einbeziehung der Beobachtungsevidenz der extragalaktischen Flucht in relativistische Weltmodelle mündete 1930 in die Erkenntnis des expandierenden Universums, was ein Durchbruch im wissenschaftlichen Verständnis des Universums als Ganzes war. Dieses Kapitel verfolgt die Geschichte der frühen Phase der modernen Kosmologie, von der Formulierung der ersten kosmologischen Modelle auf der Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie bis hin zur Akzeptanz des expandierenden Universums und der frühen Systematisierung der relativistischen Kosmologie als neue wissenschaftliche Disziplin.",
    url = "https://doi.org/10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.3",
    doi = "10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.3",
    openalex = "W2965465277",
    references = "doi101007s1069901092183"
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@incollection{doi10100797898115725318,
    author = "Meijer, Dirk K. F. und Jerman, Igor und Melkikh, Alexey V. und Sbitnev, Valeriy I.",
    title = "Biophysik des Bewusstseins: Ein skaleninvariantes akustisches Informationscode eines superfluiden Quantenraums leitet das mentale Attribut des Universums",
    year = "2020",
    booktitle = "Studies in Rhythm Engineering",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-981-15-7253-1\_8",
    doi = "10.1007/978-981-15-7253-1\_8",
    openalex = "W3095995742",
    references = "doi1010079783319050621, doi101016jbiosystems201310005"
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HU ist die Hypergeometrische Universumstheorie (HU)[1-8], vorgeschlagen im Jahr 2006, bei der das Universum eine Lichtgeschwindigkeit ausdehnende hyperkugelförmige Hyperfläche ist und Gravitation eine von der absoluten Geschwindigkeit und der Epoche abhängige Kraft ist. Hier stellen wir die große Pop-Kosmogenese vor und zeigen unsere Berechnungen im Zusammenhang mit der Gleichung des Zustands des Universums. Dieser Artikel ist der erste einer Reihe von Artikeln[9-22], die den Paradigmenwechsel unterstützen.

@misc{doi1020944preprints2022010106v1,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "HU - Die große Pop-Kosmogenese-Gleichung des Zustands",
    year = "2022",
    booktitle = "Preprints.org",
    abstract = "HU ist die Hypergeometrische Universumstheorie (HU)[1-8], vorgeschlagen im Jahr 2006, bei der das Universum eine Lichtgeschwindigkeit ausdehnende hyperkugelförmige Hyperfläche ist und Gravitation eine von der absoluten Geschwindigkeit und der Epoche abhängige Kraft ist. Hier stellen wir die große Pop-Kosmogenese vor und zeigen unsere Berechnungen im Zusammenhang mit der Gleichung des Zustands des Universums. Dieser Artikel ist der erste einer Reihe von Artikeln[9-22], die den Paradigmenwechsel unterstützen.",
    url = "https://doi.org/10.20944/preprints202201.0106.v1",
    doi = "10.20944/preprints202201.0106.v1",
    openalex = "W4205592212",
    references = "doi101007bf01397481, doi1010160031916364911369, doi10106311623617, doi101098rspa19210029, doi101103physrev1451156, doi101103physrevd23347, doi101103physrevlett114031103, doi101103physrevlett121261301, doi101103physrevlett13508, doi101142s0218271815300013, doi104172173643371000248, openalexw2953388962"
}