Cronología cósmica

@article{levitt1952the,
    author = "Levitt, I.M.",
    title = "The astronomical universe",
    year = "1952",
    journal = "Journal of the Franklin Institute",
    url = "https://doi.org/10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    doi = "10.1016/0016-0032(52)90693-5",
    number = "6",
    openalex = "W2320479335",
    pages = "614",
    volume = "253"
}

@article{krogdahl1953the,
    author = "Krogdahl, Wasley S. y Riggs, Philip S.",
    title = "The Astronomical Universe",
    year = "1953",
    journal = "American Journal of Physics",
    url = "https://doi.org/10.1119/1.1933353",
    doi = "10.1119/1.1933353",
    number = "1",
    openalex = "W1997173335",
    pages = "69-69",
    volume = "21"
}

Se presenta evidencia fotométrica, de conteo numérico y espectrográfica para demostrar que la mayoría de los objetos azules, similares a estrellas, más débiles que mpg = 16"' encontrados en encuestas de color de campos de alta4itud son extragalácticos y representan una clase completamente nueva de objetos. Los miembros de la clase llamados aquí galaxias cuasi-estelares (QSG) se asemejan a las fuentes de radio cuasi-estelares (QSS) en muchas propiedades ópticas, pero son silenciosas en radio. Las QSG más brillantes que `npg = 19"' son 10 veces más numerosas por grado cuadrado que las QSS que son más brillantes que 9 unidades de flujo. La densidad superficial de QSG es de aproximadamente 4 objetos por grado cuadrado hasta `npg = 19"'. La evidencia se desarrolla en tres partes: (1) La fotometría fotoeléctrica muestra que ocurre un cambio fundamental en la distribución de color de los objetos azules de alta latitud a aproximadamente V = 14."'5. Más brillantes que esto, los objetos caen cerca de la línea de clase de luminosidad V del diagrama U - B, B - V. Más débiles que esto, el 80 por ciento de los objetos se encuentran en la región peculiar conocida por estar ocupada por las fuentes de radio cuasi-estelares. (2) La curva de conteo integral observada, log N(m), para objetos en el catálogo Haro-Luyten experimenta un cambio profundo de pendiente entre `npg = 12"' y `npg = 15"', empinándose y alcanzando una pendiente constante para mpg más débiles que 16"'. Este intervalo de magnitud es el mismo en el que cambia la distribución de color, como se discutió anteriormente. La pendiente más débil que 16"' es d log N(m)/dm = 0.383. Se demuestra que este es el valor esperado de la teoría de conteos numéricos cosmológicos para objetos uniformemente distribuidos con grandes corrimientos al rojo. (3) Los espectros de cinco de los objetos azules débiles son similares a los espectros de fuentes de radio cuasi-estelares. Líneas de emisión intensas y afiladas de prohibición [0 iii], [0 ii] y [Ne iii], junto con líneas muy anchas (35 A de ancho) de H, H, H, Ho y [Ne v] están presentes en dos de los cinco. Dos líneas de emisión anchas están presentes en otra en X 3473 y X 4279, identificadas como C lv (1550) y C iii (1909). Los otros dos objetos tienen espectros sin características con solo un continuo azul visible. Los corrimientos al rojo (AX/ 0) para los tres objetos con líneas son 0.0877, 0.1307 y 1.2410. La posición de los objetos en el diagrama de corrimiento al rojo-magnitud aparente muestra que cada uno de los tres es superluminoso. La densidad espacial de las galaxias cuasi-estelares se estima en aproximadamente 5 X 10-00 QSG/cm3, lo cual debe compararse con la densidad espacial de galaxias normales de aproximadamente 1 X 10-70 galaxias/cm3. La razón, por unidad de volumen, de QSG a QSS se estima en 500, lo que da una vida de la fase QSG de 5 X 108 años si la vida de la fuente de radio es de 108 años. Los objetos parecerían ser de importancia mayor en la solución del problema cosmológico. Pueden encontrarse a grandes distancias debido a su alta luminosidad. Las QSG en B = 22"' se estiman que tienen un corrimiento al rojo medio de Ax/x0 5 para un universo modelo de qo = +1. A estos corrimientos al rojo, estamos muestreando el universo en profundidad hasta el 0.63 de la distancia al horizonte (para qo = + 1), y estamos mirando hacia atrás en el tiempo más del 0.9 del camino hacia el "evento de creación" en un modelo evolutivo. El estudio de las curvas [m, z]- y log N(m) usando las QSG debería eventualmente proporcionar una prueba crucial de varios modelos cosmológicos. Pero aún más importante, se espera que el estudio comparativo de las galaxias cuasi-estelares y las fuentes de radio cuasi-estelares estrechamente conectadas arroje luz sobre los procesos evolutivos de los eventos violentos que caracterizan a las dos clases.

@article{doi101086148245,
    author = "Sandage, Allan",
    title = "La existencia de un nuevo constituyente mayor del Universo: las galaxias cuasistelares.",
    year = "1965",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {Se presenta evidencia fotométrica, de conteo numérico y espectrográfica para demostrar que la mayoría de los objetos azules, similares a estrellas, más débiles que mpg = 16"' encontrados en sondeos de color de campos de alta4itud son extragalácticos y representan una clase enteramente nueva de objetos. Los miembros de la clase llamados aquí galaxias cuasistelares (QSG) se asemejan a las fuentes de radio cuasistelares (QSS) en muchas propiedades ópticas, pero son silenciosas en radio. Las QSG más brillantes que `npg = 19"' son 10 veces más numerosas por grado cuadrado que las QSS que son más brillantes que 9 unidades de flujo. La densidad superficial de QSG es de aproximadamente 4 objetos por grado cuadrado a `npg = 19"'. La evidencia se desarrolla en tres partes: (1) La fotometría fotoeléctrica muestra que ocurre un cambio fundamental en la distribución de color de los objetos azules de alta latitud a aproximadamente V = 14."'5. Más brillantes que esto, los objetos caen cerca de la línea de clase de luminosidad V del diagrama U - B, B - V. Más débiles que esto, el 80 por ciento de los objetos se encuentran en la región peculiar conocida por estar ocupada por las fuentes de radio cuasistelares. (2) La curva de conteo integral observada, log N(m), para objetos en el catálogo Haro-Luyten experimenta un cambio profundo de pendiente entre `npg = 12"' y `npg = 15"', empinándose y alcanzando una pendiente constante para mpg más débiles que 16"'. Este intervalo de magnitud es el mismo en el que cambia la distribución de color, como se discutió anteriormente. La pendiente más débil que 16"' es d log N(m)/dm = 0.383. Se muestra que este es el valor esperado de la teoría de conteos numéricos cosmológicos para objetos uniformemente distribuidos con grandes corrimientos al rojo. (3) Los espectros de cinco de los objetos azules débiles son similares a los espectros de fuentes de radio cuasistelares. Líneas de emisión intensas y afiladas de prohibición [0 iii], [0 ii] y [Ne iii], junto con líneas muy anchas (35 A de ancho) de H, H, H, Ho y [Ne v] están presentes en dos de los cinco. Dos líneas de emisión anchas están presentes en otra en X 3473 y X 4279, identificadas como C lv (1550) y C iii (1909). Los otros dos objetos tienen espectros sin características con solo un continuo azul mostrando. Los corrimientos al rojo (AX/ 0) para los tres objetos con líneas son 0.0877, 0.1307 y 1.2410. La posición de los objetos en el diagrama de corrimiento al rojo-magnitud aparente muestra que cada uno de los tres es superluminoso. La densidad espacial de las galaxias cuasistelares se estima en aproximadamente 5 X 10-00 QSG/cm3, que debe compararse con la densidad espacial de galaxias normales de aproximadamente 1 X 10-70 galaxias/cm3. La razón, por unidad de volumen, de QSG a QSS se estima en 500, lo que da una vida útil de la fase QSG de 5 X 108 años si la vida útil de la fuente de radio es de 108 años. Los objetos parecerían ser de importancia mayor en la solución del problema cosmológico. Pueden encontrarse a grandes distancias debido a su alta luminosidad. Se estima que las QSG en B = 22"' tienen un corrimiento al rojo medio de Ax/x0 5 para un modelo de universo de qo = +1. A estos corrimientos al rojo, estamos muestreando el universo en profundidad hasta el 0.63 de la distancia al horizonte (para qo = + 1), y estamos mirando hacia atrás en el tiempo más del 0.9 del camino hacia el "evento de creación" en un modelo evolutivo. El estudio de las curvas [m, z]- y log N(m) usando las QSG debería eventualmente proporcionar una prueba crucial de varios modelos cosmológicos. Pero aún más importante, se espera que el estudio comparativo de las galaxias cuasistelares y las fuentes de radio cuasistelares íntimamente conectadas arroje luz sobre los procesos evolutivos de los eventos violentos que caracterizan a las dos clases.},
    url = "https://doi.org/10.1086/148245",
    doi = "10.1086/148245",
    openalex = "W1989052264"
}

@misc{freske1980evidence4,
    author = "Freske, S",
    title = "Evidencia que apoya una gran antigüedad del universo",
    year = "1980",
    howpublished = "Creación/Evolución, v. 1, p. 34-39",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Freske, S., 1980, Evidencia que apoya una gran antigüedad del universo: Creación/Evolución, v. 1, p. 34-39.}"
}

@misc{slusher1980age10,
    author = "Slusher, H. S",
    title = "Edad del cosmos",
    year = "1980",
    howpublished = "Monografía Técnica ICR, v. 9; Instituto para la Investigación del Creacionismo, 76 pp",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Slusher, H. S., 1980, Edad del cosmos: Monografía Técnica ICR, v. 9; Instituto para la Investigación del Creacionismo, 76 pp.}"
}

El modelo estándar de la cosmología del Big Bang caliente requiere condiciones iniciales que son problemáticas de dos maneras: (1) Se asume que el universo primitivo era altamente homogéneo, a pesar de que las regiones separadas estaban causalmente desconectadas (problema del horizonte); y (2) el valor inicial de la constante de Hubble debe estar ajustado con una precisión extraordinaria para producir un universo tan plano (es decir, cerca de la densidad crítica de masa) como el que vemos hoy (problema de la planitud). Estos problemas desaparecerían si, en su historia temprana, el universo se enfriara por debajo de la temperatura crítica en 28 o más órdenes de magnitud para alguna transición de fase. Entonces resultaría un enorme factor de expansión de un período de crecimiento exponencial, y la entropía del universo se multiplicaría por un enorme factor cuando se libera el calor latente. Tal escenario es completamente natural en el contexto de los modelos de gran unificación de las interacciones de partículas elementales. En tales modelos, el enfriamiento por debajo de la temperatura crítica también es relevante para el problema de la supresión de monopolos. Desafortunadamente, el escenario parece conducir a algunas consecuencias inaceptables, por lo que se deben buscar modificaciones.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Universo inflacionario: una posible solución a los problemas del horizonte y de la planitud",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = "El modelo estándar de la cosmología del Big Bang caliente requiere condiciones iniciales que son problemáticas de dos maneras: (1) Se asume que el universo primitivo era altamente homogéneo, a pesar de que las regiones separadas estaban causalmente desconectadas (problema del horizonte); y (2) el valor inicial de la constante de Hubble debe estar ajustado con una precisión extraordinaria para producir un universo tan plano (es decir, cerca de la densidad crítica de masa) como el que vemos hoy (problema de la planitud). Estos problemas desaparecerían si, en su historia temprana, el universo se enfriara por debajo de la temperatura crítica en 28 o más órdenes de magnitud para alguna transición de fase. Entonces resultaría un enorme factor de expansión de un período de crecimiento exponencial, y la entropía del universo se multiplicaría por un enorme factor cuando se libera el calor latente. Tal escenario es completamente natural en el contexto de los modelos de gran unificación de las interacciones de partículas elementales. En tales modelos, el enfriamiento por debajo de la temperatura crítica también es relevante para el problema de la supresión de monopolos. Desafortunadamente, el escenario parece conducir a algunas consecuencias inaceptables, por lo que se deben buscar modificaciones.",
    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"
}

@misc{setterfield1981the6,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La velocidad de la luz y la edad del universo",
    year = "1981",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1981, La velocidad de la luz y la edad del universo: Ex Nihilo, v. 4, no. 1, p. 38-48.}"
}

@misc{vandenbergh1981size11,
    author = "Van den Bergh, S",
    title = "Tamaño y edad del universo",
    year = "1981",
    howpublished = "Science, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Tamaño y edad del universo: Science, v. 213, p. 825- 830.}"
}

La detección de una señal periódica oculta en el ruido es frecuentemente un objetivo en el análisis de datos astronómicos. Este artículo no introduce una nueva técnica de detección, sino que estudia la fiabilidad y la eficiencia de la detección con la técnica más comúnmente utilizada, el periodograma, en el caso en que los tiempos de observación están espaciados de manera irregular. Esta elección se hizo porque, de los métodos en uso actual, parece tener el comportamiento estadístico más simple. Es necesaria una modificación de la definición clásica del periodograma para mantener el comportamiento estadístico simple del caso con espaciado regular. Con esta modificación, el análisis del periodograma y el ajuste por mínimos cuadrados de ondas sinusoidales a los datos son exactamente equivalentes. Ciertas dificultades con el uso del periodograma son menos importantes de lo que comúnmente se cree en el caso de la detección de señales estrictamente periódicas. Además, el método estándar para mitigar estas dificultades (tapering) puede utilizarse igual de bien si la muestreo es irregular. Se presenta un análisis de la significancia estadística de las detecciones de señales, con ejemplos

@article{doi101086160554,
    author = "Scargle, J. D.",
    title = "Estudios en el análisis de series temporales astronómicas. II - Aspectos estadísticos del análisis espectral de datos con espaciado irregular",
    year = "1982",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "La detección de una señal periódica oculta en el ruido es frecuentemente un objetivo en el análisis de datos astronómicos. Este artículo no introduce una nueva técnica de detección, sino que estudia la fiabilidad y la eficiencia de la detección con la técnica más comúnmente utilizada, el periodograma, en el caso en que los tiempos de observación están espaciados de manera irregular. Esta elección se hizo porque, de los métodos en uso actual, parece tener el comportamiento estadístico más simple. Es necesaria una modificación de la definición clásica del periodograma para mantener el comportamiento estadístico simple del caso con espaciado regular. Con esta modificación, el análisis del periodograma y el ajuste por mínimos cuadrados de ondas sinusoidales a los datos son exactamente equivalentes. Ciertas dificultades con el uso del periodograma son menos importantes de lo que comúnmente se cree en el caso de la detección de señales estrictamente periódicas. Además, el método estándar para mitigar estas dificultades (tapering) puede utilizarse igual de bien si la muestreo es irregular. Se presenta un análisis de la significancia estadística de las detecciones de señales, con ejemplos",
    url = "https://doi.org/10.1086/160554",
    doi = "10.1086/160554",
    openalex = "W1986316936"
}

@misc{setterfield1982the7,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La velocidad de la luz y la edad del universo",
    year = "1982",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (Edición Internacional), p. 53-93",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Setterfield, B., 1982, La velocidad de la luz y la edad del universo: Ex Nihilo, v. 1, no. 1 (Edición Internacional), p. 53-93.}"
}

@misc{abell1983the1,
    author = "Abell, G. O",
    title = "Las edades de la Tierra y del Universo, en Godfrey, L",
    year = "1983",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Abell, G. O., 1983, Las edades de la Tierra y del Universo, en Godfrey, L.}"
}

El estado cuántico de un universo espacialmente cerrado puede describirse mediante una función de onda que es un funcional sobre las geometrías de tres-variedades compactas y sobre los valores de los campos de materia en estas variedades. La función de onda obedece la ecuación diferencial funcional de segundo orden de Wheeler-DeWitt. Presentamos una propuesta para la función de onda del "estado fundamental" o estado de excitación mínima: la amplitud del estado fundamental para una tres-geometría se da mediante una integral de camino sobre todas las cuatro-geometrías compactas y definidas positivamente que tienen la tres-geometría como frontera. El requisito de que el Hamiltoniano sea hermítico define entonces las condiciones de frontera para la ecuación de Wheeler-DeWitt y el espectro de posibles estados excitados. Para ilustrar lo anterior, calculamos los estados fundamentales y excitados en un modelo simple de miniespacio en el que el factor de escala es el único grado de libertad gravitacional, un campo escalar invariante conformemente es el único grado de libertad de materia y $\ensuremath{\Lambda}>0$. El estado fundamental corresponde al espacio de de Sitter en el límite clásico. Existen estados excitados que representan universos que se expanden desde un volumen cero, alcanzan un tamaño máximo y luego se recolapsan, pero que tienen una probabilidad finita (aunque muy pequeña) de tunelizar a través de una barrera de potencial hacia un estado de expansión continua de tipo de Sitter. El enfoque de la integral de camino nos permite manejar situaciones en las que la topología de la tres-variedad cambia. Estimamos la probabilidad de que el estado fundamental en nuestro modelo de miniespacio contenga más de un componente conexo de la superficie espacial.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. y Hawking, S. W.",
    title = "Función de onda del Universo",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = {El estado cuántico de un universo espacialmente cerrado puede describirse mediante una función de onda que es un funcional sobre las geometrías de tres-variedades compactas y sobre los valores de los campos de materia en estas variedades. La función de onda obedece la ecuación diferencial funcional de segundo orden de Wheeler-DeWitt. Presentamos una propuesta para la función de onda del "estado fundamental" o estado de excitación mínima: la amplitud del estado fundamental para una tres-geometría se da mediante una integral de camino sobre todas las cuatro-geometrías compactas y definidas positivamente que tienen la tres-geometría como frontera. El requisito de que el Hamiltoniano sea hermítico define entonces las condiciones de frontera para la ecuación de Wheeler-DeWitt y el espectro de posibles estados excitados. Para ilustrar lo anterior, calculamos los estados fundamentales y excitados en un modelo simple de miniespacio en el que el factor de escala es el único grado de libertad gravitacional, un campo escalar invariante conformemente es el único grado de libertad de materia y $\ensuremath{\Lambda}>0$. El estado fundamental corresponde al espacio de de Sitter en el límite clásico. Existen estados excitados que representan universos que se expanden desde un volumen cero, alcanzan un tamaño máximo y luego se recolapsan, pero que tienen una probabilidad finita (aunque muy pequeña) de tunelizar a través de una barrera de potencial hacia un estado de expansión continua de tipo de Sitter. El enfoque de la integral de camino nos permite manejar situaciones en las que la topología de la tres-variedad cambia. Estimamos la probabilidad de que el estado fundamental en nuestro modelo de miniespacio contenga más de un componente conexo de la superficie espacial.},
    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"
}

@misc{setterfield1983the8,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La velocidad de la luz y la edad del universo",
    year = "1983",
    howpublished = "Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (Edición Internacional), p. 41-46",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1983, La velocidad de la luz y la edad del universo: Ex Nihilo, v. 1, no. 3 (Edición Internacional), p. 41-46.}"
}

@article{fackerell1984the2,
    author = "Fackerell, E",
    title = "La edad del universo astronómico",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Fackerell, E., 1984, The age of the astronomical universe: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 87-94.}"
}

@inproceedings{gentry1984radioactive5,
    author = "Gentry, R. V",
    title = "Halos Radiactivos en una Perspectiva Radiocronológica y Cosmológica, en Awbery, F. T., y Thwaites, W. M., eds., Evolucionistas frente a Creacionistas",
    year = "1984",
    booktitle = "San Francisco, Ca., Asociación Americana para el Avance de la Ciencia, v. 1, Parte 3, p. 38-65; Actas de la 63ª Reunión Anual de la División del Pacífico",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Gentry, R. V., 1984, Halos Radiactivos en una Perspectiva Radiocronológica y Cosmológica, en Awbery, F. T., y Thwaites, W. M., eds., Evolucionistas frente a Creacionistas: San Francisco, Ca., Asociación Americana para el Avance de la Ciencia, v. 1, Parte 3, p. 38-65; Actas de la 63ª Reunión Anual de la División del Pacífico.}"
}

@article{setterfield1984the9,
    author = "Setterfield, B",
    title = "La edad del universo astronómico: una réplica",
    year = "1984",
    journal = "Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Setterfield, B., 1984, The age of the astronomical universe--a reply: Ex Nihilo Technical Journal, v. 1, p. 95-104.}"
}

Este artículo revisa la teoría de los modelos de universo inflacionario, dando especial énfasis a la cuestión del origen y crecimiento de las fluctuaciones de densidad de energía en estas nuevas cosmologías. Las primeras cuatro secciones constituyen una introducción pedagógica a algunos de los importantes métodos de teoría cuántica de campos utilizados en escenarios de universo inflacionario: cálculo del potencial efectivo, teoría cuántica de campos a temperatura finita, análisis de la desintegración de un estado cuántico metaestable, y teoría de campos libres en espacio-tiempo curvo.

@article{doi101103revmodphys571,
    author = "Brandenberger, Robert",
    title = "Métodos de teoría cuántica de campos y modelos de universo inflacionario",
    year = "1985",
    journal = "Reviews of Modern Physics",
    abstract = "Este artículo revisa la teoría de los modelos de universo inflacionario, dando especial énfasis a la cuestión del origen y crecimiento de las fluctuaciones de densidad de energía en estas nuevas cosmologías. Las primeras cuatro secciones constituyen una introducción pedagógica a algunos de los importantes métodos de teoría cuántica de campos utilizados en escenarios de universo inflacionario: cálculo del potencial efectivo, teoría cuántica de campos a temperatura finita, análisis de la desintegración de un estado cuántico metaestable, y teoría de campos libres en espacio-tiempo curvo.",
    url = "https://doi.org/10.1103/revmodphys.57.1",
    doi = "10.1103/revmodphys.57.1",
    openalex = "W2002313202"
}

El número observado de enanas blancas en un volumen dado de espacio aumenta monótonamente con la disminución de la luminosidad, como se espera de las consideraciones sobre la tasa de enfriamiento. Sin embargo, su número disminuye abruptamente a una luminosidad de log (L/L_sun;) ≈ -4.5, debido a la edad finita de nuestra Galaxia. Comparando esta caída repentina en la distribución de luminosidad observada con los mejores modelos teóricos evolutivos de enanas blancas, los autores derivan una edad para el disco galáctico de 9.3±2.0 Gyr. Para obtener la edad del universo, se debe sumar el tiempo entre el big bang y la primera aparición de estrellas en el disco galáctico. Los autores eligen un valor (y el error declarado) que puede incluir todos los modelos actualmente razonables que describen esta era temprana. Estiman que la edad del universo es de 10.3±2.2 Gyr.

@article{doi101086184864,
    author = "Winget, D. E. y Hansen, C. y Liebert, James y van Horn, H. M. y Fontaine, G. y Nather, R. E. y Kepler, S. O. y Lamb, D. Q.",
    title = "Un método independiente para determinar la edad del universo",
    year = "1987",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "El número observado de enanas blancas en un volumen dado de espacio aumenta monótonamente con la disminución de la luminosidad, como se espera de las consideraciones sobre la tasa de enfriamiento. Sin embargo, su número disminuye abruptamente a una luminosidad de log (L/L\_sun;) ≈ -4.5, debido a la edad finita de nuestra Galaxia. Comparando esta caída repentina en la distribución de luminosidad observada con los mejores modelos teóricos evolutivos de enanas blancas, los autores derivan una edad para el disco galáctico de 9.3±2.0 Gyr. Para obtener la edad del universo, se debe sumar el tiempo entre el big bang y la primera aparición de estrellas en el disco galáctico. Los autores eligen un valor (y el error declarado) que puede incluir todos los modelos actualmente razonables que describen esta era temprana. Estiman que la edad del universo es de 10.3±2.2 Gyr.",
    url = "https://doi.org/10.1086/184864",
    doi = "10.1086/184864",
    openalex = "W1998520428"
}

@misc{ferris1988coming3,
    author = "Ferris, T",
    title = "Coming of Age in the Milky Way",
    year = "1988",
    howpublished = "New York, William Morrow",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ferris, T., 1988, Coming of Age in the Milky Way: New York, William Morrow.}"
}

* Prefacio de los editores * El Universo Observado * Métrica Robertson-Walker * Cosmología Estándar * Nucleosíntesis del Big Bang * Termodinámica en el Universo en Expansión * Bariogénesis * Transiciones de Fase * Inflación * Formación de Estructuras * Axiones * Hacia la Era de Planck * Final

@book{openalexw3007754162,
    author = "Kolb, Edward W. y Turner, Michael S.",
    title = "El Universo Temprano",
    year = "1990",
    abstract = "* Prefacio de los editores * El Universo Observado * Métrica Robertson-Walker * Cosmología Estándar * Nucleosíntesis del Big Bang * Termodinámica en el Universo en Expansión * Bariogénesis * Transiciones de Fase * Inflación * Formación de Estructuras * Axiones * Hacia la Era de Planck * Final",
    openalex = "W3007754162"
}

Prólogo Parte I. El Universo Suave: 1. Introducción al Universo 2. El modelo de Friedmann 3. Historia térmica del Universo Parte II. El Universo Grumoso: 4. Crecimiento de perturbaciones lineales 5. Propiedades estadísticas de las fluctuaciones de densidad 6. La radiación de fondo de microondas 7. La teoría lineal: campos de velocidad 8. La evolución no lineal 9. La teoría no lineal: objetos de alto corrimiento al rojo Parte III. Hacia una Imagen Más Completa: 10. El origen de las perturbaciones iniciales 11. Materia oscura 12. Epílogo Apéndices Notas y referencias Índice.

@book{openalexw1681076102,
    author = "Padmanabhan, Τ.",
    title = "Formación de estructuras en el universo",
    year = "1993",
    booktitle = "CERN Document Server (Organización Europea para la Investigación Nuclear)",
    abstract = "Prólogo Parte I. El Universo Suave: 1. Introducción al Universo 2. El modelo de Friedmann 3. Historia térmica del Universo Parte II. El Universo Grumoso: 4. Crecimiento de perturbaciones lineales 5. Propiedades estadísticas de las fluctuaciones de densidad 6. La radiación de fondo de microondas 7. La teoría lineal: campos de velocidad 8. La evolución no lineal 9. La teoría no lineal: objetos de alto corrimiento al rojo Parte III. Hacia una Imagen Más Completa: 10. El origen de las perturbaciones iniciales 11. Materia oscura 12. Epílogo Apéndices Notas y referencias Índice.",
    openalex = "W1681076102"
}

El universo dominado por cuerdas se asemeja localmente a un universo abierto y se ajusta a las medidas dinámicas de los espectros de potencia, abundancias de cúmulos, distorsiones de corrimiento al rojo, restricciones de lentes gravitacionales, relaciones de luminosidad y distancia angular, y observaciones del fondo de microondas. Mostramos ejemplos de redes que podrían dar lugar a la reciente dominación de cuerdas sin requerir ningún parámetro finamente ajustado. Discutimos cómo las observaciones futuras pueden distinguir este modelo de otras cosmologías. 1.

@article{doi101086311074,
    author = "Spergel, David N. y Pen, Ue‐Li",
    title = "Cosmología en un Universo Dominado por Cuerdas",
    year = "1997",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "El universo dominado por cuerdas se asemeja localmente a un universo abierto y se ajusta a las medidas dinámicas de los espectros de potencia, abundancias de cúmulos, distorsiones de corrimiento al rojo, restricciones de lentes gravitacionales, relaciones de luminosidad y distancia angular, y observaciones del fondo de microondas. Mostramos ejemplos de redes que podrían dar lugar a la reciente dominación de cuerdas sin requerir ningún parámetro finamente ajustado. Discutimos cómo las observaciones futuras pueden distinguir este modelo de otras cosmologías. 1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/311074",
    doi = "10.1086/311074",
    openalex = "W2103991091",
    references = "doi1010160370157380900915, doi1010631881088, doi101086177793, doi101086304265, doi1010880305447098029, doi101103revmodphys51591, doi101201b16971, doi105860choice311499, gott1987astronomical, openalexw1800127362, openalexw3007754162"
}

Presentamos observaciones espectrales y fotométricas de 10 supernovas de tipo Ia (SNe Ia) en el rango de desplazamiento al rojo 0.16 z 0.62. Las distancias de luminosidad de estos objetos se determinan mediante métodos que emplean relaciones entre la luminosidad de las SNe Ia y la forma de la curva de luz. Combinado con datos previos de nuestro equipo de búsqueda de supernovas de alto desplazamiento al rojo (High-z Supernova Search Team) y resultados recientes de Riess et al., este conjunto ampliado de 16 supernovas de alto desplazamiento al rojo M \ 1) métodos. Estimamos la edad dinámica del universo en 14.2 ^1.7 Gyr, incluyendo incertidumbres sistemáticas en la escala de distancia actual de las Cefeidas. Estimamos el probable efecto de varias fuentes de error sistemático, incluida la evolución de los progenitores y la metalicidad, la extinción, el sesgo de selección de muestra, perturbaciones locales en la tasa de expansión, el lente gravitacional y la contaminación de la muestra. Actualmente, ninguno de estos efectos parece reconciliar los datos con y) " \ 0 q 0 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. y Filippenko, A. V. y Challis, P. y Clocchiatti, A. y Diercks, Alan H. y Garnavich, P. y Gilliland, Ron y Hogan, Craig J. y Jha, Saurabh W. y Kirshner, R. y Leibundgut, B. y Phillips, M. M. y Reiss, David J. y Schmidt, B. y Schommer, R. A. y Smith, R. Chris y Spyromilio, J. y Stubbs, C. W. y Suntzeff, N. B. y Tonry, J.",
    title = "Evidencia observacional de supernovas para un universo acelerado y una constante cosmológica",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Presentamos observaciones espectrales y fotométricas de 10 supernovas de tipo Ia (SNe Ia) en el rango de desplazamiento al rojo 0.16 z 0.62. Las distancias de luminosidad de estos objetos se determinan mediante métodos que emplean relaciones entre la luminosidad de las SNe Ia y la forma de la curva de luz. Combinado con datos previos de nuestro equipo de búsqueda de supernovas de alto desplazamiento al rojo (High-z Supernova Search Team) y resultados recientes de Riess et al., este conjunto ampliado de 16 supernovas de alto desplazamiento al rojo M \ 1) métodos. Estimamos la edad dinámica del universo en 14.2 ^1.7 Gyr, incluyendo incertidumbres sistemáticas en la escala de distancia actual de las Cefeidas. Estimamos el probable efecto de varias fuentes de error sistemático, incluida la evolución de los progenitores y la metalicidad, la extinción, el sesgo de selección de muestra, perturbaciones locales en la tasa de expansión, el lente gravitacional y la contaminación de la muestra. Actualmente, ninguno de estos efectos parece reconciliar los datos con y) " \ 0 q 0 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

A la luz de los recientes avances significativos tanto en el frente observacional como teórico, revisamos el estado de las estrellas enanas blancas como cosmocronómetros. Estos objetos representan los productos finales de la evolución estelar para la gran mayoría de las estrellas y, por lo tanto, pueden utilizarse para restringir las edades de diversas poblaciones de estrellas evolucionadas en la Galaxia. Por ejemplo, las enanas blancas más antiguas en la vecindad solar (los restos de la primera generación de estrellas de masa intermedia en el disco galáctico) siguen siendo visibles y pueden utilizarse, junto con la teoría del enfriamiento, para estimar la edad del disco. Observaciones más recientes sugieren la tentadora posibilidad de que una población de enanas blancas muy antiguas habite el halo galáctico. Una tal población podría contribuir significativamente a la materia bariónica "oscura" en la Vía Láctea y podría utilizarse para obtener una estimación independiente de la edad del halo. Además, la cosmocronología de enanas blancas probablemente desempeñará un papel muy significativo en la próxima era de telescopios gigantes de 8–10 m cuando se descubran y estudien rutinariamente poblaciones de enanas blancas débiles en cúmulos abiertos y globulares.

@article{doi101086319535,
    author = "Fontaine, G. y Brassard, P. y Bergeron, P.",
    title = "El potencial de la cosmocronología de enanas blancas",
    year = "2001",
    journal = "Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico",
    abstract = {A la luz de los recientes avances significativos tanto en el frente observacional como teórico, revisamos el estado de las estrellas enanas blancas como cosmocronómetros. Estos objetos representan los productos finales de la evolución estelar para la gran mayoría de las estrellas y, por lo tanto, pueden utilizarse para restringir las edades de diversas poblaciones de estrellas evolucionadas en la Galaxia. Por ejemplo, las enanas blancas más antiguas en la vecindad solar (los restos de la primera generación de estrellas de masa intermedia en el disco galáctico) siguen siendo visibles y pueden utilizarse, junto con la teoría del enfriamiento, para estimar la edad del disco. Observaciones más recientes sugieren la tentadora posibilidad de que una población de enanas blancas muy antiguas habite el halo galáctico. Una tal población podría contribuir significativamente a la materia bariónica "oscura" en la Vía Láctea y podría utilizarse para obtener una estimación independiente de la edad del halo. Además, la cosmocronología de enanas blancas probablemente desempeñará un papel muy significativo en la próxima era de telescopios gigantes de 8–10 m cuando se descubran y estudien rutinariamente poblaciones de enanas blancas débiles en cúmulos abiertos y globulares.},
    url = "https://doi.org/10.1086/319535",
    doi = "10.1086/319535",
    openalex = "W2175046768",
    references = "doi101086133661, doi101086146614, doi101086177381, doi101086184864, doi101086191659, doi101086192204, doi101086192264, doi101086320356, doi101146annurevaa13090175000441, doi1015159781400879175"
}

Resumen Presentamos un estudio exhaustivo de las propiedades físicas de ∼ 105 galaxias con formación de estrellas medible en el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Al comparar la información física extraída de las líneas de emisión con las propiedades de continuo, construimos una imagen de la naturaleza de las galaxias formadoras de estrellas a z < 0.2. Desarrollamos un método para la corrección de apertura utilizando imágenes resueltas y mostramos que nuestro método elimina esencialmente todo el sesgo de apertura en las estimaciones de la tasa de formación de estrellas (SFR), permitiendo una estimación precisa de las SFR totales en las galaxias. Determinamos la densidad de SFR a ser 1.915+0.02−0.01 (aleatorio)+0.14−0.42 (sistemático) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 a z= 0.1 (para una función de masa inicial de Kroupa) y estudiamos la distribución de la formación de estrellas como función de varios parámetros físicos. La mayoría de la formación de estrellas en el Universo de bajo desplazamiento al rojo tiene lugar en galaxias de masa moderada (1010–1011 M⊙), típicamente en galaxias de disco de alta luminosidad superficial. Aproximadamente el 15 por ciento de toda la formación de estrellas tiene lugar en galaxias que muestran alguna señal de un núcleo activo. Aproximadamente el 20 por ciento ocurre en galaxias de estallido estelar. Al centrarnos en la SFR por unidad de masa, mostramos que la SFR promedio actual al pasado, el parámetro b de Scalo, es casi constante durante casi tres órdenes de magnitud en masa, disminuyendo solo en M* > 1010 M⊙. El parámetro b promedio en volumen es 0.408+0.005−0.002 (aleatorio)+0.029−0.090 (sistemático)h−170. Usamos este valor para restringir la historia de formación de estrellas del Universo. Para la cosmología de concordancia, el Universo actual está formando estrellas a al menos 1/3 de su tasa promedio pasada. Para una historia de formación de estrellas cósmica que decae exponencialmente, esto corresponde a una escala de tiempo de 7+0.7−1.5 Gyr. De acuerdo con otros trabajos, encontramos una correlación entre b y tipo morfológico, así como una correlación estrecha entre la ruptura de 4000-Å (D4000) y b. Discutimos cómo D4000 puede usarse para estimar parámetros b para galaxias de alto desplazamiento al rojo.

@article{doi101111j13652966200407881x,
    author = "Brinchmann, J. y Charlot, S. y White, Simon D. M. y Tremonti, Christy y Kauffmann, Guinevere y Heckman, Timothy M. y Brinkmann, J.",
    title = "Las propiedades físicas de las galaxias formadoras de estrellas en el Universo de bajo desplazamiento al rojo",
    year = "2004",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Resumen Presentamos un estudio exhaustivo de las propiedades físicas de ∼ 105 galaxias con formación de estrellas medible en el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Al comparar la información física extraída de las líneas de emisión con las propiedades de continuo, construimos una imagen de la naturaleza de las galaxias formadoras de estrellas a z \< 0.2. Desarrollamos un método para la corrección de apertura utilizando imágenes resueltas y mostramos que nuestro método elimina esencialmente todo el sesgo de apertura en las estimaciones de la tasa de formación de estrellas (SFR), permitiendo una estimación precisa de las SFR totales en las galaxias. Determinamos la densidad de SFR a ser 1.915+0.02−0.01 (aleatorio)+0.14−0.42 (sistemático) h7010−2 M⊙ yr−1 Mpc−3 a z= 0.1 (para una función de masa inicial de Kroupa) y estudiamos la distribución de la formación de estrellas como función de varios parámetros físicos. La mayoría de la formación de estrellas en el Universo de bajo desplazamiento al rojo tiene lugar en galaxias de masa moderada (1010–1011 M⊙), típicamente en galaxias de disco de alta luminosidad superficial. Aproximadamente el 15 por ciento de toda la formación de estrellas tiene lugar en galaxias que muestran alguna señal de un núcleo activo. Aproximadamente el 20 por ciento ocurre en galaxias de estallido estelar. Al centrarnos en la SFR por unidad de masa, mostramos que la SFR promedio actual al pasado, el parámetro b de Scalo, es casi constante durante casi tres órdenes de magnitud en masa, disminuyendo solo en M* \> 1010 M⊙. El parámetro b promedio en volumen es 0.408+0.005−0.002 (aleatorio)+0.029−0.090 (sistemático)h−170. Usamos este valor para restringir la historia de formación de estrellas del Universo. Para la cosmología de concordancia, el Universo actual está formando estrellas a al menos 1/3 de su tasa promedio pasada. Para una historia de formación de estrellas cósmica que decae exponencialmente, esto corresponde a una escala de tiempo de 7+0.7−1.5 Gyr. De acuerdo con otros trabajos, encontramos una correlación entre b y tipo morfológico, así como una correlación estrecha entre la ruptura de 4000-Å (D4000) y b. Discutimos cómo D4000 puede usarse para estimar parámetros b para galaxias de alto desplazamiento al rojo.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    doi = "10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x",
    openalex = "W2166365370",
    references = "doi101086145971, doi1023071269179, doi1023073556160"
}

Hace diez años, el descubrimiento de que la expansión del universo está acelerándose colocó la última pieza fundamental del modelo cosmológico actual, en el que el universo está compuesto por un 4% de bariones, un 20% de materia oscura y un 76% de energía oscura. Al mismo tiempo, planteó uno de los misterios más profundos de toda la ciencia, con profundas conexiones tanto con la astrofísica como con la física de partículas. La aceleración cósmica podría surgir de la gravedad repulsiva de la energía oscura —por ejemplo, la energía cuántica del vacío— o podría indicar que la relatividad general (RG) se descompone a escalas cosmológicas y debe ser reemplazada. Revisamos la evidencia observacional actual de la aceleración cósmica y lo que ha revelado sobre la energía oscura, discutimos las diversas ideas teóricas que se han propuesto para explicar la aceleración y describimos las sondas observacionales clave que arrojarán luz sobre este enigma en los próximos años.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. y Turner, Michael S. y Huterer, Dragan",
    title = "Energía Oscura y el Universo Acelerado",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Hace diez años, el descubrimiento de que la expansión del universo está acelerándose colocó la última pieza fundamental del modelo cosmológico actual, en el que el universo está compuesto por un 4% de bariones, un 20% de materia oscura y un 76% de energía oscura. Al mismo tiempo, planteó uno de los misterios más profundos de toda la ciencia, con profundas conexiones tanto con la astrofísica como con la física de partículas. La aceleración cósmica podría surgir de la gravedad repulsiva de la energía oscura —por ejemplo, la energía cuántica del vacío— o podría indicar que la relatividad general (RG) se descompone a escalas cosmológicas y debe ser reemplazada. Revisamos la evidencia observacional actual de la aceleración cósmica y lo que ha revelado sobre la energía oscura, discutimos las diversas ideas teóricas que se han propuesto para explicar la aceleración y describimos las sondas observacionales clave que arrojarán luz sobre este enigma en los próximos años.",
    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"
}

@incollection{crossref2009radioactive,
    title = "Radioactive cosmochronology",
    year = "2009",
    booktitle = "Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511812170.012",
    doi = "10.1017/cbo9780511812170.012",
    openalex = "W1014328234",
    pages = "327-344"
}

@article{crossref2009the,
    title = "Los pájaros y los dinosaurios",
    year = "2009",
    journal = "Ciencia",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.324\_565d",
    doi = "10.1126/science.324\_565d",
    number = "5927",
    pages = "565-565",
    volume = "324"
}

Los espectrógrafos astronómicos analizan la luz emitida por el Sol, las estrellas, las galaxias y otros objetos en el Universo, y se han utilizado en astronomía desde principios del siglo XIX. Este libro ofrece una descripción exhaustiva de los espectrógrafos desde una perspectiva histórica, desde su teoría y desarrollo durante los últimos doscientos años hasta los avances recientes de principios del siglo XXI. El autor combina los principios teóricos detrás del diseño de espectrógrafos astronómicos con su desarrollo histórico. Se consideran espectrógrafos de todos los tipos, con elementos dispersores de prisma, rejilla o grism. Se incluyen Cassegrain, coudé, foco primario, échelle, alimentados por fibra, ultravioleta, nebulosa, prisma objetivo, instrumentos multiobjeto y aquellos que son terrestres, en cohetes y globos o en el espacio. El libro contiene varias tablas que listan los instrumentos más significativos, alrededor de 900 referencias y más de 150 imágenes, lo que lo convierte en una referencia indispensable para astrónomos profesionales, estudiantes de posgrado, astrónomos aficionados avanzados e historiadores de la ciencia.

@book{doi101017cbo9780511735288,
    author = "Hearnshaw, J. B.",
    title = "Astronomical Spectrographs and their History",
    year = "2009",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Los espectrógrafos astronómicos analizan la luz emitida por el Sol, las estrellas, las galaxias y otros objetos en el Universo, y se han utilizado en astronomía desde principios del siglo XIX. Este libro ofrece una descripción exhaustiva de los espectrógrafos desde una perspectiva histórica, desde su teoría y desarrollo durante los últimos doscientos años hasta los avances recientes de principios del siglo XXI. El autor combina los principios teóricos detrás del diseño de espectrógrafos astronómicos con su desarrollo histórico. Se consideran espectrógrafos de todos los tipos, con elementos dispersores de prisma, rejilla o grism. Se incluyen Cassegrain, coudé, foco primario, échelle, alimentados por fibra, ultravioleta, nebulosa, prisma objetivo, instrumentos multiobjeto y aquellos que son terrestres, en cohetes y globos o en el espacio. El libro contiene varias tablas que listan los instrumentos más significativos, alrededor de 900 referencias y más de 150 imágenes, lo que lo convierte en una referencia indispensable para astrónomos profesionales, estudiantes de posgrado, astrónomos aficionados avanzados e historiadores de la ciencia.",
    url = "https://doi.org/10.1017/cbo9780511735288",
    doi = "10.1017/cbo9780511735288",
    openalex = "W1665688180"
}

¿Por qué registrar espectros de objetos astronómicos? La naturaleza de los espectros Hidrógeno atómico Átomos complejos Helio Espectros Átomos alcalinos Espectros de nebulosas Espectros de rayos X Estructura molecular Espectros moleculares

@article{doi105860choice491435,
    title = "Espectroscopía astronómica: una introducción a la física atómica y molecular de los espectros astronómicos",
    year = "2011",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "¿Por qué registrar espectros de objetos astronómicos? La naturaleza de los espectros Hidrógeno atómico Átomos complejos Helio Espectros Átomos alcalinos Espectros de nebulosas Espectros de rayos X Estructura molecular Espectros moleculares",
    url = "https://doi.org/10.5860/choice.49-1435",
    doi = "10.5860/choice.49-1435",
    openalex = "W1635040702"
}

El enfriamiento continuo de una enana blanca se interrumpe por eventos que afectan su tasa de enfriamiento. El más significativo de estos eventos es la cristalización de su núcleo, una transición de fase que ocurre una vez que el interior de C/O se ha enfriado por debajo de una temperatura crítica. Esta transición libera calor latente, así como energía gravitacional debido a la redistribución de los iones de C y O durante la solidificación, lo que ralentiza la evolución de la enana blanca. La firma observacional inequívoca de la cristalización del núcleo–un agrupamiento de objetos en la secuencia de enfriamiento–fue reportada recientemente. Sin embargo, los modelos de evolución existentes tienen dificultades para reproducir cuantitativamente esta firma, lo que genera dudas sobre su precisión cuando se utilizan para medir las edades de poblaciones estelares. El momento y la cantidad de energía liberada durante la cristalización dependen de la forma exacta del diagrama de fases de C/O. Utilizando el método avanzado de integración Gibbs–Duhem y simulaciones de Monte Carlo de última generación de las fases sólida y líquida, obtuvimos una versión muy precisa de este diagrama de fases que permite un modelado preciso de la transición de fase. A pesar de esta mejora, la magnitud del agrupamiento de cristalización sigue siendo subestimada por los modelos actuales de evolución. Concluimos que la liberación de calor latente y la sedimentación de O por sí solas no son suficientes para explicar las observaciones, y que otros mecanismos físicos no considerados, posiblemente la separación de fases de 22 Ne, juegan un papel importante.

@article{blouin2020toward,
    author = "Blouin, Simon y Daligault, Jérôme y Saumon, Didier y Bédard, Antoine y Brassard, Pierre",
    title = "Hacia la cosmocronología de precisión",
    year = "2020",
    journal = "Astronomy \& Astrophysics",
    abstract = "El enfriamiento continuo de una enana blanca se interrumpe por eventos que afectan su tasa de enfriamiento. El más significativo de estos eventos es la cristalización de su núcleo, una transición de fase que ocurre una vez que el interior de C/O se ha enfriado por debajo de una temperatura crítica. Esta transición libera calor latente, así como energía gravitacional debido a la redistribución de los iones de C y O durante la solidificación, lo que ralentiza la evolución de la enana blanca. La firma observacional inequívoca de la cristalización del núcleo–un agrupamiento de objetos en la secuencia de enfriamiento–fue reportada recientemente. Sin embargo, los modelos de evolución existentes tienen dificultades para reproducir cuantitativamente esta firma, lo que genera dudas sobre su precisión cuando se utilizan para medir las edades de poblaciones estelares. El momento y la cantidad de energía liberada durante la cristalización dependen de la forma exacta del diagrama de fases de C/O. Utilizando el método avanzado de integración Gibbs–Duhem y simulaciones de Monte Carlo de última generación de las fases sólida y líquida, obtuvimos una versión muy precisa de este diagrama de fases que permite un modelado preciso de la transición de fase. A pesar de esta mejora, la magnitud del agrupamiento de cristalización sigue siendo subestimada por los modelos actuales de evolución. Concluimos que la liberación de calor latente y la sedimentación de O por sí solas no son suficientes para explicar las observaciones, y que otros mecanismos físicos no considerados, posiblemente la separación de fases de 22 Ne, juegan un papel importante.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/202038879",
    doi = "10.1051/0004-6361/202038879",
    openalex = "W4288080073",
    pages = "L11",
    volume = "640",
    references = "doi101007s0015901000331, doi101046j13658711200003426x, doi1010631465023, doi101086133661, doi101086145971, doi101086184864, doi101086319535, doi101086516819, doi1010880004637x7302128, doi101093mnrassty3016"
}

Resumen La cosmología moderna presenta desafíos importantes como la Tensión de Hubble, la colisión de El Gordo o las galaxias imposibles (z > 10). Pequeñas modificaciones al modelo estándar proponen nuevos parámetros (por ejemplo, la energía oscura temprana y dinámica). Por otro lado, alternativas como los universos costeros (por ejemplo, el modelo hiperconico y el universo espacialmente plano R h = ct) son estadísticamente compatibles con la mayoría de las pruebas observacionales, pero aún presentan problemas teóricos al coincidir con los contenidos de materia observados, ya que predicen una «masa gravitacional activa cero». Para resolver estos problemas abiertos, sugerimos que la relatividad general podría no ser válida a escalas cósmicas, pero sí a escalas locales. Esta propuesta se aborda desde dos características principales del modelo hiperconico incrustado: (1) la métrica de fondo sería independiente del contenido de materia, y (2) la aceleración cósmica observada sería ficticia y debido a una proyección estereográfica distorsionada de coordenadas que produce una inhomogeneidad radial aparente desde variedades homogéneas. Finalmente, para apoyar la discusión, aquí se actualizaron las pruebas observacionales estándar, mostrando que el modelo hiperconico se ajusta adecuadamente a supernovas de tipo Ia, cuásares, cúmulos de galaxias, oscilaciones acústicas de bariones y conjuntos de datos de cronómetros cósmicos.

@article{doi10384715384357ad3df7,
    author = "Monjo, Robert",
    title = "¿Qué pasaría si el Universo se expandiera linealmente? Una Relatividad General Local para resolver el problema de la «masa activa cero»",
    year = "2024",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Resumen La cosmología moderna presenta desafíos importantes como la Tensión de Hubble, la colisión de El Gordo o las galaxias imposibles (z > 10). Pequeñas modificaciones al modelo estándar proponen nuevos parámetros (por ejemplo, la energía oscura temprana y dinámica). Por otro lado, alternativas como los universos costeros (por ejemplo, el modelo hiperconico y el universo espacialmente plano R h = ct) son estadísticamente compatibles con la mayoría de las pruebas observacionales, pero aún presentan problemas teóricos al coincidir con los contenidos de materia observados, ya que predicen una «masa gravitacional activa cero». Para resolver estos problemas abiertos, sugerimos que la relatividad general podría no ser válida a escalas cósmicas, pero sí a escalas locales. Esta propuesta se aborda desde dos características principales del modelo hiperconico incrustado: (1) la métrica de fondo sería independiente del contenido de materia, y (2) la aceleración cósmica observada sería ficticia y debido a una proyección estereográfica distorsionada de coordenadas que produce una inhomogeneidad radial aparente desde variedades homogéneas. Finalmente, para apoyar la discusión, aquí se actualizaron las pruebas observacionales estándar, mostrando que el modelo hiperconico se ajusta adecuadamente a supernovas de tipo Ia, cuásares, cúmulos de galaxias, oscilaciones acústicas de bariones y conjuntos de datos de cronómetros cósmicos.",
    url = "https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad3df7",
    doi = "10.3847/1538-4357/ad3df7",
    openalex = "W4397023665",
    references = "doi10108802649381145016"
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