Cosmogénesis

Como ya se señaló en un anterior Golden Oldie dedicado a la breve nota de 1931 de Lemaitre, que puede considerarse la verdadera "Carta Magna" de la teoría moderna del Big Bang [1], aunque el científico belga fue principalmente un notable matemático y un físico teórico, mantuvo estrechos vínculos con la astronomía toda su vida y siempre sintió la necesidad absoluta de confrontar los datos observacionales con la teoría de la relatividad general. Este hecho básico explica por qué, tan pronto como en 1927, mientras aún era principiante en cosmología, fue el primero en poder comprender las recientes observaciones sobre las velocidades de recesión de las galaxias como una consecuencia natural de las soluciones cosmológicas dinámicas de las ecuaciones de campo de Einstein.1 Antes de examinar en detalle el contenido de su destacado artículo, resumamos el camino que, en los pocos años precedentes, llevó al joven Lemaitre al universo en expansión (véase, por ejemplo, [6]). En 1923, el mismo año en que fue ordenado sacerdote, Georges Lemaitre obtuvo una beca de tres años del gobierno belga, lo que le permitió estudiar en el extranjero.

@article{doi101093mnras915483,
    author = "Lematre, A. G.",
    title = "Un universo homogéneo de masa constante y radio creciente que explica la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas",
    year = "1931",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Como ya se señaló en un anterior Golden Oldie dedicado a la breve nota de 1931 de Lemaitre, que puede considerarse la verdadera "Carta Magna" de la teoría moderna del Big Bang [1], aunque el científico belga fue principalmente un notable matemático y un físico teórico, mantuvo estrechos vínculos con la astronomía toda su vida y siempre sintió la necesidad absoluta de confrontar los datos observacionales con la teoría de la relatividad general. Este hecho básico explica por qué, tan pronto como en 1927, mientras aún era principiante en cosmología, fue el primero en poder comprender las recientes observaciones sobre las velocidades de recesión de las galaxias como una consecuencia natural de las soluciones cosmológicas dinámicas de las ecuaciones de campo de Einstein.1 Antes de examinar en detalle el contenido de su destacado artículo, resumamos el camino que, en los pocos años precedentes, llevó al joven Lemaitre al universo en expansión (véase, por ejemplo, [6]). En 1923, el mismo año en que fue ordenado sacerdote, Georges Lemaitre obtuvo una beca de tres años del gobierno belga, lo que le permitió estudiar en el extranjero.",
    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 = "¿Es el Universo una fluctuación del vacío?",
    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 = "¿Cómo Empezó Todo?",
    year = "1976",
    howpublished = "Plainfield, Nueva Jersey, Logos International",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Hill, H., 1976, ¿Cómo Empezó Todo?: Plainfield, Nueva Jersey, Logos International.}"
}

@article{doi1010160003491678901768,
    author = "Brout, R. y Englert, F. y Gunzig, E.",
    title = "La creación del universo como un fenómeno cuántico",
    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 = "El origen del universo",
    year = "1978",
    howpublished = "un examen de las cosmogonías del Big Bang y del estado estacionario: Monografía Técnica del ICR, v. 8; Instituto de Investigación del Creacionismo, 50 pp",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Slusher, H. S., 1978, El origen del universo: un examen de las cosmogonías del Big Bang y del estado estacionario: Monografía Técnica del ICR, v. 8; Instituto de Investigación del Creacionismo, 50 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 las 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 = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    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 las 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"
}

@book{doi1015159780691206714,
    author = "Peebles, P. J. E.",
    title = "La Estructura a Gran Escala del Universo",
    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 = "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.}"
}

@article{doi1010160370269382903732,
    author = "Hawking, S. W.",
    title = "El desarrollo de irregularidades en un universo inflacionario de una sola burbuja",
    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 = "Dinámica de la transición de fase en el escenario del universo inflacionario nuevo y generación de perturbaciones",
    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. y Moss, Ian G.",
    title = "Transiciones de fase sobreenfriadas en el universo muy temprano",
    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 = "Un nuevo escenario del universo inflacionario: Una posible solución de los problemas del horizonte, planitud, homogeneidad, isotropía y monopolos primordiales",
    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"
}

Presentamos un modelo no singular de cosmogénesis en el que el Universo surge como resultado de la penetración de barrera mecánica cuántica. El Universo se describe a lo largo de su evolución mediante una métrica de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), y la distribución de materia por un fluido perfecto, cuya ecuación de estado se elige para permitir que ocurra el tunelamiento. La evolución cósmica avanza en tres etapas; una configuración inicial estática del espacio-tiempo tuneliza hacia un estado de "bola de fuego" en el que ocurre la creación de partículas. A medida que la bola de fuego se expande, la creación de partículas termina, y el Universo entra en la época "post-big-bang" de expansión adiabática. Encontramos que, dentro del contexto del ansatz FRW, solo un universo espacialmente cerrado puede originarse de esta manera. Se discuten las implicaciones de este esquema de creación y posibles generalizaciones. Como subproducto de esta investigación, encontramos que la evolución del Universo se describe mediante una ecuación de Gell-Mann---Low con la función $\ensuremath{\beta}$ especificada por la ecuación de estado.

@article{doi101103physrevd252065,
    author = "Atkatz, David y Pagels, Heinz",
    title = "Origen del Universo como un evento de tunelamiento cuántico",
    year = "1982",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = {Presentamos un modelo no singular de cosmogénesis en el que el Universo surge como resultado de la penetración de barrera mecánica cuántica. El Universo se describe a lo largo de su evolución mediante una métrica de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), y la distribución de materia por un fluido perfecto, cuya ecuación de estado se elige para permitir que ocurra el tunelamiento. La evolución cósmica avanza en tres etapas; una configuración inicial estática del espacio-tiempo tuneliza hacia un estado de "bola de fuego" en el que ocurre la creación de partículas. A medida que la bola de fuego se expande, la creación de partículas termina, y el Universo entra en la época "post-big-bang" de expansión adiabática. Encontramos que, dentro del contexto del ansatz FRW, solo un universo espacialmente cerrado puede originarse de esta manera. Se discuten las implicaciones de este esquema de creación y posibles generalizaciones. Como subproducto de esta investigación, encontramos que la evolución del Universo se describe mediante una ecuación de Gell-Mann---Low con la función $\ensuremath{\beta}$ especificada por la ecuación de estado.},
    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"
}

Se calcula el espectro de perturbaciones de densidad en el escenario del nuevo universo inflacionario. La fuente principal son las fluctuaciones cuánticas del campo de Higgs, que conducen a fluctuaciones en el tiempo en el que se libera la energía del vacío falso. Se estima el valor de $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ en cualquier escala de longitud $l$, en el momento en que el radio de Hubble $\ensuremath{\gg}l$. Esta cantidad es casi invariante de escala (como se desea), pero lamentablemente es aproximadamente ${10}^{5}$ veces demasiado grande.

@article{doi101103physrevlett491110,
    author = "Guth, Alan H. y Pi, So-Young",
    title = "Fluctuaciones en el Nuevo Universo Inflacionario",
    year = "1982",
    journal = "Physical Review Letters",
    abstract = "Se calcula el espectro de perturbaciones de densidad en el escenario del nuevo universo inflacionario. La fuente principal son las fluctuaciones cuánticas del campo de Higgs, que conducen a fluctuaciones en el tiempo en el que se libera la energía del vacío falso. Se estima el valor de $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ en cualquier escala de longitud $l$, en el momento en que el radio de Hubble $\ensuremath{\gg}l$. Esta cantidad es casi invariante de escala (como se desea), pero lamentablemente es aproximadamente ${10}^{5}$ veces demasiado grande.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevlett.49.1110",
    doi = "10.1103/physrevlett.49.1110",
    openalex = "W2164459358"
}

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"
}

@article{doi1010160550321384900932,
    author = "Hawking, S. W.",
    title = "El estado cuántico del universo",
    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"
}

Según el escenario del universo inflacionario, el universo en las etapas muy tempranas de su evolución se expandía exponencialmente en un estado inestable similar al vacío. Al final de las expansiones exponenciales (inflación), la energía del vacío inestable (de un campo escalar clásico) se transforma en la energía de materia caliente y densa, y la evolución posterior del universo se describe mediante la teoría habitual del universo caliente. Recientemente se ha realizado que la expansión exponencial durante las etapas muy tempranas de la evolución del universo ocurre naturalmente en una amplia clase de teorías realistas de partículas elementales. El escenario del universo inflacionario hace posible obtener una solución sencilla a muchos problemas cosmológicos de larga data y conduce a una modificación crucial del punto de vista estándar sobre la estructura a gran escala del universo.

@article{doi10108800344885478002,
    author = "Linde, Andrei",
    title = "El universo inflacionario",
    year = "1984",
    journal = "Informes sobre el progreso en la física",
    abstract = "Según el escenario del universo inflacionario, el universo en las etapas muy tempranas de su evolución se expandía exponencialmente en un estado inestable similar al vacío. Al final de las expansiones exponenciales (inflación), la energía del vacío inestable (de un campo escalar clásico) se transforma en la energía de materia caliente y densa, y la evolución posterior del universo se describe mediante la teoría habitual del universo caliente. Recientemente se ha realizado que la expansión exponencial durante las etapas muy tempranas de la evolución del universo ocurre naturalmente en una amplia clase de teorías realistas de partículas elementales. El escenario del universo inflacionario hace posible obtener una solución sencilla a muchos problemas cosmológicos de larga data y conduce a una modificación crucial del punto de vista estándar sobre la estructura a gran escala del universo.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0034-4885/47/8/002",
    doi = "10.1088/0034-4885/47/8/002",
    openalex = "W2034898285",
    references = "doi1010160003491678901768, doi101038246396a0"
}

Se asume que el Universo se encuentra en el estado cuántico definido por una integral de camino sobre métricas cuatro-dimensionales compactas. Esto puede considerarse como una condición de frontera para la función de onda del Universo en el superspacio, el espacio de todas las configuraciones de métricas tres-dimensionales y campos de materia sobre una superficie tres-dimensionales. Extendemos el trabajo anterior sobre aproximaciones de dimensión finita al superspacio al espacio infinito-dimensional completo. Tratamos exactamente los dos grados de libertad homogéneos e isotrópicos y los demás a segundo orden. Justificamos esta aproximación mostrando que los modos inhomogéneos o anisotrópicos comienzan en su estado fundamental. Derivamos ecuaciones de Schrödinger dependientes del tiempo para cada modo. Los modos permanecen en su estado fundamental hasta que su longitud de onda excede el tamaño del horizonte durante el período de expansión exponencial. Las fluctuaciones del estado fundamental se amplifican luego por la expansión subsiguiente y los modos reingresan al horizonte en la era dominada por la materia o la radiación en un estado altamente excitado. Obtenemos un espectro sin escala de perturbaciones de densidad que podría explicar el origen de las galaxias y toda otra estructura en el Universo. Las fluctuaciones serían compatibles con las observaciones del fondo de microondas si la masa del campo escalar que impulsa la inflación es ${10}^{14}$ GeV o menos.

@article{doi101103physrevd311777,
    author = "Halliwell, J. J. y Hawking, S. W.",
    title = "Origen de la estructura en el Universo",
    year = "1985",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = {Se asume que el Universo se encuentra en el estado cuántico definido por una integral de camino sobre métricas cuatro-dimensionales compactas. Esto puede considerarse como una condición de frontera para la función de onda del Universo en el superspacio, el espacio de todas las configuraciones de métricas tres-dimensionales y campos de materia sobre una superficie tres-dimensionales. Extendemos el trabajo anterior sobre aproximaciones de dimensión finita al superspacio al espacio infinito-dimensional completo. Tratamos exactamente los dos grados de libertad homogéneos e isotrópicos y los demás a segundo orden. Justificamos esta aproximación mostrando que los modos inhomogéneos o anisotrópicos comienzan en su estado fundamental. Derivamos ecuaciones de Schrödinger dependientes del tiempo para cada modo. Los modos permanecen en su estado fundamental hasta que su longitud de onda excede el tamaño del horizonte durante el período de expansión exponencial. Las fluctuaciones del estado fundamental se amplifican luego por la expansión subsiguiente y los modos reingresan al horizonte en la era dominada por la materia o la radiación en un estado altamente excitado. Obtenemos un espectro sin escala de perturbaciones de densidad que podría explicar el origen de las galaxias y toda otra estructura en el Universo. Las fluctuaciones serían compatibles con las observaciones del fondo de microondas si la masa del campo escalar que impulsa la inflación es ${10}^{14}$ GeV o menos.},
    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 = "Etapa estocástica de de Sitter (inflacionaria) en el universo temprano",
    year = "1988",
    booktitle = "Apuntes de conferencias en física",
    url = "https://doi.org/10.1007/3-540-16452-9\_6",
    doi = "10.1007/3-540-16452-9\_6",
    openalex = "W1593303744",
    references = "doi101038246396a0"
}

@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.}"
}

Si la topología y la geometría del espacio-tiempo son variables mecánicamente cuánticas, entonces la topología y la geometría clásicas a gran escala observadas en nuestro universo deben ser predicciones estadísticas de su condición inicial. Este artículo examina las predicciones de la condición inicial ``sin frontera'' para la topología y la geometría a gran escala actuales. Las soluciones de tunelamiento real de acción finita de la ecuación de Einstein son importantes para tales predicciones. Estas consisten en geometrías riemannianas (euclidianas) compactas unidas a una geometría cosmológica lorentziana a través de una superficie espacial de curvatura extrínseca nula. Se discute la clasificación de tales soluciones y se derivan restricciones generales sobre su topología. Por ejemplo, se demuestra que, si el tensor de Ricci euclidiano es positivo, entonces una solución de tunelamiento real puede nuclear solo un espacio-tiempo lorentziano conectado único (el teorema de concepción única). Se presentan ejemplos explícitos de soluciones de tunelamiento real impulsadas por una constante cosmológica y se describen sus implicaciones para la calvicie cósmica. Se argumenta que el espacio-tiempo a gran escala más probable predicho por las soluciones de tunelamiento real de la condición inicial ``sin frontera'' tiene la topología R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ con la métrica de de Sitter.

@article{doi101103physrevd422458,
    author = "Gibbons, G. W. y Hartle, James B.",
    title = "Geometrías de tunelamiento real y la topología a gran escala del universo",
    year = "1990",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = "Si la topología y la geometría del espacio-tiempo son variables mecánicamente cuánticas, entonces la topología y la geometría clásicas a gran escala observadas en nuestro universo deben ser predicciones estadísticas de su condición inicial. Este artículo examina las predicciones de la condición inicial ``sin frontera'' para la topología y la geometría a gran escala actuales. Las soluciones de tunelamiento real de acción finita de la ecuación de Einstein son importantes para tales predicciones. Estas consisten en geometrías riemannianas (euclidianas) compactas unidas a una geometría cosmológica lorentziana a través de una superficie espacial de curvatura extrínseca nula. Se discute la clasificación de tales soluciones y se derivan restricciones generales sobre su topología. Por ejemplo, se demuestra que, si el tensor de Ricci euclidiano es positivo, entonces una solución de tunelamiento real puede nuclear solo un espacio-tiempo lorentziano conectado único (el teorema de concepción única). Se presentan ejemplos explícitos de soluciones de tunelamiento real impulsadas por una constante cosmológica y se describen sus implicaciones para la calvicie cósmica. Se argumenta que el espacio-tiempo a gran escala más probable predicho por las soluciones de tunelamiento real de la condición inicial ``sin frontera'' tiene la topología R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ con la métrica de de Sitter.",
    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"
}

PART I: UNA TEORÍA DEL ORDEN: Ciencia, filosofía y verdad El orden y el azar El principio cosmológico fuerte y la flecha del tiempo La importancia de ser discreto Siete pasos hacia la física cuántica Alice en quantumland El principio cosmológico fuerte y la teoría cuántica PART II: ASPECTOS DEL ORDEN DELIMITADO POR EL TIEMPO: Evolución cósmica: el modelo estándar Agrupamiento gravitacional y orden estructural Moléculas, genes y evolución Evolución y el crecimiento del orden Lenguaje, pensamiento y percepción ¿Qué es la conciencia? Mente y cuerpo Azar, necesidad y libertad Notas.

@article{doi105860choice275112,
    title = "Cosmogenesis: el crecimiento del orden en el universo",
    year = "1990",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "PART I: UNA TEORÍA DEL ORDEN: Ciencia, filosofía y verdad El orden y el azar El principio cosmológico fuerte y la flecha del tiempo La importancia de ser discreto Siete pasos hacia la física cuántica Alice en quantumland El principio cosmológico fuerte y la teoría cuántica PART II: ASPECTOS DEL ORDEN DELIMITADO POR EL TIEMPO: Evolución cósmica: el modelo estándar Agrupamiento gravitacional y orden estructural Moléculas, genes y evolución Evolución y el crecimiento del orden Lenguaje, pensamiento y percepción ¿Qué es la conciencia? Mente y cuerpo Azar, necesidad y libertad Notas.",
    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.; Traducido del italiano (Milán, 1982) por M. Giaconni",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Maffei, P., 1990, The Universe in Time: Cambridge, Mass., MIT Press, 407 p.; Traducido del italiano (Milán, 1982) por M. Giaconni.}"
}

Se propone un nuevo tipo de mecanismo explicativo para dar cuenta del hecho de que muchos de los números adimensionales que caracterizan la física de partículas y la cosmología toman valores inusuales. Se propone que todas las singularidades finales 'rebotan' o tunelizan hacia singularidades iniciales de nuevos universos, en cuyo punto los parámetros adimensionales de los modelos estándar de la física de partículas y la cosmología experimentan pequeños cambios aleatorios. Esta hipótesis especulativa, junto con la física convencional del colapso gravitacional, conforman un mecanismo de selección natural, en el cual se seleccionan aquellas elecciones de parámetros que conducen a universos que producen más agujeros negros durante su vida. Si nuestro Universo es un miembro típico del conjunto que resulta de muchas generaciones de tales universos reproductores, entonces se sigue que los parámetros de nuestro Universo actual están cerca de un máximo local del número de agujeros negros producidos por universo. Por lo tanto, las modificaciones de los parámetros de la física de partículas y la cosmología desde sus valores actuales deberían tender a disminuir el número de agujeros negros en el universo. Se describen tres ejemplos posibles de este mecanismo.

@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"
}

No hay un resumen disponible para este contenido, por lo que se ha proporcionado una vista previa. Por favor, utilice el enlace de acceso anterior para obtener información sobre cómo acceder a este contenido.

@article{doi101017s001221730001057x,
    author = "Sullivan, Thomas D.",
    title = "Sobre el supuesto comienzo sin causa del universo: Una réplica a Quentin Smith",
    year = "1994",
    journal = "Dialogue",
    abstract = "No hay un resumen disponible para este contenido, por lo que se ha proporcionado una vista previa. Por favor, utilice el enlace de acceso anterior para obtener información sobre cómo acceder a este contenido.",
    url = "https://doi.org/10.1017/s001221730001057x",
    doi = "10.1017/s001221730001057x",
    openalex = "W2081638908",
    references = "doi101086289415"
}

Consideramos un escenario alternativo de inflación que puede explicar un universo espacialmente abierto. Es similar a la vieja inflación en la que la nucleación de burbujas ocurre en el mar del vacío falso, pero difiere de la vieja inflación en que la segunda inflación de rodadura lenta ocurre dentro de una burbuja nucleada. Por lo tanto, nuestro universo observable está completamente contenido en una sola burbuja nucleada. La importancia del escenario es que, aparte de una variación causada por los parámetros del modelo, nos proporciona una predicción definitiva sobre el espectro de las perturbaciones de densidad primordiales, y por lo tanto es comprobable observacionalmente. Aquí investigamos el espectro de las anisotropías del fondo de microondas cósmico en escalas angulares grandes. Encontramos que la contribución de los modos peculiares que nunca aparecen en el análisis armónico habitual es significativa en el caso Ω 0 ≲ 0.1.

@article{doi101086176588,
    author = "Yamamoto, Kazuhiro y Sasaki, Misao y Tanaka, Takahiro",
    title = "Anisotropía de Fondo de Microondas Cósmico de Gran Ángulo en un Universo Abierto en el Escenario Inflacionario de Una Burbuja",
    year = "1995",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Consideramos un escenario alternativo de inflación que puede explicar un universo espacialmente abierto. Es similar a la vieja inflación en la que la nucleación de burbujas ocurre en el mar del vacío falso, pero difiere de la vieja inflación en que la segunda inflación de rodadura lenta ocurre dentro de una burbuja nucleada. Por lo tanto, nuestro universo observable está completamente contenido en una sola burbuja nucleada. La importancia del escenario es que, aparte de una variación causada por los parámetros del modelo, nos proporciona una predicción definitiva sobre el espectro de las perturbaciones de densidad primordiales, y por lo tanto es comprobable observacionalmente. Aquí investigamos el espectro de las anisotropías del fondo de microondas cósmico en escalas angulares grandes. Encontramos que la contribución de los modos peculiares que nunca aparecen en el análisis armónico habitual es significativa en el caso Ω 0 ≲ 0.1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/176588",
    doi = "10.1086/176588",
    openalex = "W2950545517"
}

Motivados por indicaciones observacionales de baja densidad de masa cosmológica, estudiamos un modelo de inflación espacialmente abierta modificado del gran explosión caliente cuya historia evolutiva se divide en tres épocas: una época temprana de inflación de campo escalar y las épocas usuales de radiación y bariones (materia no relativista). Generalizando técnicas previamente desarrolladas, derivamos soluciones generales de las ecuaciones de perturbación lineal relativista en cada época. Las constantes de integración en las soluciones de la época de inflación se determinan a partir de condiciones iniciales de mecánica cuántica bajo la suposición de que las perturbaciones están en el estado fundamental en tiempos tempranos. Las constantes de integración en las soluciones de las épocas de radiación y bariones se determinan a partir de condiciones de unión derivadas al requerir que las ecuaciones de perturbación lineal permanezcan no singulares en las transiciones entre épocas. Se derivan expresiones para una serie de estadísticas de la época de bariones que caracterizan la estructura a gran escala, incluyendo las funciones de correlación de dos puntos de la masa fraccionaria, la velocidad peculiar y la perturbación del potencial gravitacional, y el valor cuadrático medio de las perturbaciones de masa fraccionaria y velocidad peculiar. La relación Sachs-Wolfe se generaliza al modelo abierto y se deriva una expresión para el espectro de fluctuación angular de la anisotropía de temperatura de la radiación de fondo de microondas cósmica; también determinamos la función de correlación de dos puntos de la perturbación de velocidad dipolar y el valor cuadrático medio. El espectro de potencia de la perturbación de densidad de energía fraccionaria no es una ley de potencia; en escalas pequeñas encontramos la ley habitual de modelo plano invariante en escala con n=+1, mientras que en escalas grandes descubrimos un espectro con n=-1. La parte de pequeña escala de la función de correlación de dos puntos de la perturbación de masa fraccionaria coincide con lo que se encuentra en el caso de modelo plano invariante en escala con n=+1, pero tiene un segundo cero y en escalas grandes las perturbaciones de masa fraccionaria están débilmente correlacionadas positivamente. Una vez más, dada la forma de las perturbaciones de masa fraccionaria están débilmente correlacionadas positivamente. Una vez más, dada la forma del espectro de potencia de la perturbación de densidad de energía fraccionaria en este modelo, encontramos que la pendiente del potencial de campo escalar de la época de inflación no puede estar excesivamente restringida por los datos observacionales.

@article{doi101103physrevd521837,
    author = "Ratra, Bharat y Peebles, P. J. E.",
    title = "Inflación en un universo abierto",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = "Motivados por indicaciones observacionales de baja densidad de masa cosmológica, estudiamos un modelo de inflación espacialmente abierta modificado del gran explosión caliente cuya historia evolutiva se divide en tres épocas: una época temprana de inflación de campo escalar y las épocas usuales de radiación y bariones (materia no relativista). Generalizando técnicas previamente desarrolladas, derivamos soluciones generales de las ecuaciones de perturbación lineal relativista en cada época. Las constantes de integración en las soluciones de la época de inflación se determinan a partir de condiciones iniciales de mecánica cuántica bajo la suposición de que las perturbaciones están en el estado fundamental en tiempos tempranos. Las constantes de integración en las soluciones de las épocas de radiación y bariones se determinan a partir de condiciones de unión derivadas al requerir que las ecuaciones de perturbación lineal permanezcan no singulares en las transiciones entre épocas. Se derivan expresiones para una serie de estadísticas de la época de bariones que caracterizan la estructura a gran escala, incluyendo las funciones de correlación de dos puntos de la masa fraccionaria, la velocidad peculiar y la perturbación del potencial gravitacional, y el valor cuadrático medio de las perturbaciones de masa fraccionaria y velocidad peculiar. La relación Sachs-Wolfe se generaliza al modelo abierto y se deriva una expresión para el espectro de fluctuación angular de la anisotropía de temperatura de la radiación de fondo de microondas cósmica; también determinamos la función de correlación de dos puntos de la perturbación de velocidad dipolar y el valor cuadrático medio. El espectro de potencia de la perturbación de densidad de energía fraccionaria no es una ley de potencia; en escalas pequeñas encontramos la ley habitual de modelo plano invariante en escala con n=+1, mientras que en escalas grandes descubrimos un espectro con n=-1. La parte de pequeña escala de la función de correlación de dos puntos de la perturbación de masa fraccionaria coincide con lo que se encuentra en el caso de modelo plano invariante en escala con n=+1, pero tiene un segundo cero y en escalas grandes las perturbaciones de masa fraccionaria están débilmente correlacionadas positivamente. Una vez más, dada la forma de las perturbaciones de masa fraccionaria están débilmente correlacionadas positivamente. Una vez más, dada la forma del espectro de potencia de la perturbación de densidad de energía fraccionaria en este modelo, encontramos que la pendiente del potencial de campo escalar de la época de inflación no puede estar excesivamente restringida por los datos observacionales.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.1837",
    doi = "10.1103/physrevd.52.1837",
    openalex = "W2019344527"
}

Presentamos un escenario natural para obtener un universo abierto (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}_{0}$1) a través de la inflación. En este escenario, hay dos épocas de expansión inflacionaria: una época de ``inflación antigua'', durante la cual el campo inflatón se queda atrapado en un vacío falso, seguida de una época de ``inflación nueva'', durante la cual el campo inflacionario rueda lentamente hacia su verdadero mínimo. Durante la primera época, la inflación resuelve los problemas de suavidad y horizonte. Luego, un universo abierto (con curvatura espacial negativa) se crea mediante la nucleación de una sola burbuja. En efecto, \ensuremath{\Omega} se ``reinicia'' instantáneamente a cero. Durante la posterior ``inflación nueva'', \ensuremath{\Omega} aumenta hacia la unidad. El valor de \ensuremath{\Omega} hoy es calculable en términos de los parámetros del potencial, y mostramos que obtener valores significativamente diferentes de cero o la unidad (aunque dentro del rango 01) no requiere un ajuste fino significativo. Calculamos el espectro de perturbaciones de densidad evolucionando los modos de vacío de Bunch-Davies a través de la pared de la burbuja hacia su interior.

@article{doi101103physrevd523314,
    author = "Bucher, Martin y Goldhaber, Alfred S. y Turok, Neil",
    title = "Universo abierto desde la inflación",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = "Presentamos un escenario natural para obtener un universo abierto (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}_{0}$1) a través de la inflación. En este escenario, hay dos épocas de expansión inflacionaria: una época de ``inflación antigua'', durante la cual el campo inflatón se queda atrapado en un vacío falso, seguida de una época de ``inflación nueva'', durante la cual el campo inflacionario rueda lentamente hacia su verdadero mínimo. Durante la primera época, la inflación resuelve los problemas de suavidad y horizonte. Luego, un universo abierto (con curvatura espacial negativa) se crea mediante la nucleación de una sola burbuja. En efecto, \ensuremath{\Omega} se ``reinicia'' instantáneamente a cero. Durante la posterior ``inflación nueva'', \ensuremath{\Omega} aumenta hacia la unidad. El valor de \ensuremath{\Omega} hoy es calculable en términos de los parámetros del potencial, y mostramos que obtener valores significativamente diferentes de cero o la unidad (aunque dentro del rango 01) no requiere un ajuste fino significativo. Calculamos el espectro de perturbaciones de densidad evolucionando los modos de vacío de Bunch-Davies a través de la pared de la burbuja hacia su interior.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.3314",
    doi = "10.1103/physrevd.52.3314",
    openalex = "W2159740059"
}

La teoría de la complejidad es una de las áreas más controvertidas de la investigación científica actual. Surgiendo de la teoría del caos, la complejidad sugiere que existen tendencias ocultas en la naturaleza para seleccionar estados ordenados, incluso cuando estadísticamente son abrumadoramente superados por posibilidades caóticas: que existe un profundo impulso natural hacia el orden, contrarrestando las tendencias degenerativas de la Segunda Ley de la Termodinámica. Como el caos, la complejidad es un área de investigación multidisciplinaria y los involucrados incluyen físicos, economistas y biólogos. Este es un estudio sobre la complejidad.

@article{doi105860choice333294,
    title = "At home in the universo: la búsqueda de leyes de autoorganización y complejidad",
    year = "1996",
    journal = "Choice Reviews Online",
    abstract = "La teoría de la complejidad es una de las áreas más controvertidas de la investigación científica actual. Surgiendo de la teoría del caos, la complejidad sugiere que existen tendencias ocultas en la naturaleza para seleccionar estados ordenados, incluso cuando estadísticamente son abrumadoramente superados por posibilidades caóticas: que existe un profundo impulso natural hacia el orden, contrarrestando las tendencias degenerativas de la Segunda Ley de la Termodinámica. Como el caos, la complejidad es un área de investigación multidisciplinaria y los involucrados incluyen físicos, economistas y biólogos. Este es un estudio sobre la complejidad.",
    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"
}

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 anteriores 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 anteriores 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"
}

Demostramos en el contexto del modelo de miniespacio que consiste en un universo de Friedmann-Robertson-Walker cerrado acoplado a un campo escalar que la función de onda de tunelamiento de Vilenkin solo puede definirse consistentemente para ciertas elecciones de ordenamiento de operadores en la ecuación de Wheeler-DeWitt. El requisito de regularidad de la función de onda tiene la consecuencia particular de que la amplitud de probabilidad, que se ha utilizado previamente en la literatura en discusiones sobre temas como la predicción de la inflación, también está mal definida para ciertas elecciones de ordenamiento de operadores con la condición de frontera de Vilenkin. Por el contrario, la función de onda sin fronteras de Hartle-Hawking puede definirse consistentemente dentro de estos modelos, independientemente del ordenamiento de operadores. La importancia de este resultado se discute en el contexto del debate sobre las predicciones de la cosmología cuántica semiclásica. En particular, se argumenta que la inflación no puede considerarse con confianza como una ``predicción'' de la función de onda de tunelamiento, por razones similares a las anteriormente invocadas en el caso de la función de onda sin fronteras. Se argumenta a favor de una síntesis de los enfoques sin fronteras y de tunelamiento.

@article{doi101103physrevd59063513,
    author = "Kontoleon, Nectarios and Wiltshire, David L.",
    title = "Ordenamiento de operadores y consistencia de la función de onda del Universo",
    year = "1999",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D. Partículas y campos",
    abstract = "Demostramos en el contexto del modelo de miniespacio que consiste en un universo de Friedmann-Robertson-Walker cerrado acoplado a un campo escalar que la función de onda de tunelamiento de Vilenkin solo puede definirse consistentemente para ciertas elecciones de ordenamiento de operadores en la ecuación de Wheeler-DeWitt. El requisito de regularidad de la función de onda tiene la consecuencia particular de que la amplitud de probabilidad, que se ha utilizado previamente en la literatura en discusiones sobre temas como la predicción de la inflación, también está mal definida para ciertas elecciones de ordenamiento de operadores con la condición de frontera de Vilenkin. Por el contrario, la función de onda sin fronteras de Hartle-Hawking puede definirse consistentemente dentro de estos modelos, independientemente del ordenamiento de operadores. La importancia de este resultado se discute en el contexto del debate sobre las predicciones de la cosmología cuántica semiclásica. En particular, se argumenta que la inflación no puede considerarse con confianza como una ``predicción'' de la función de onda de tunelamiento, por razones similares a las anteriormente invocadas en el caso de la función de onda sin fronteras. Se argumenta a favor de una síntesis de los enfoques sin fronteras y de tunelamiento.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.59.063513",
    doi = "10.1103/physrevd.59.063513",
    openalex = "W2146565874",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

El triángulo cósmico se introduce como una forma de representar el estado pasado, presente y futuro del universo. Nuestra ubicación actual dentro del triángulo cósmico se determina por las respuestas a tres preguntas: ¿Cuánta materia hay en el universo? ¿La tasa de expansión se está desacelerando o acelerando? Y, ¿es el universo plano? Una revisión de las observaciones recientes sugiere un universo que es ligero (densidad de materia aproximadamente un tercio del valor crítico), que se está acelerando y que es plano. La aceleración implica la existencia de energía oscura cósmica que supera la atracción gravitacional mutua de la materia y causa que la expansión se acelere.

@article{doi101126science28454191481,
    author = "Bahcall, Neta A. and Ostriker, Jeremiah P. and Perlmutter, S. and Steinhardt, Paul J.",
    title = "The Cosmic Triangle: Revealing the State of the Universe",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "The cosmic triangle is introduced as a way of representing the past, present, and future status of the universe. Our current location within the cosmic triangle is determined by the answers to three questions: How much matter is in the universe? Is the expansion rate slowing down or speeding up? And, is the universe flat? A review of recent observations suggests a universe that is lightweight (matter density about one-third the critical value), is accelerating, and is flat. The acceleration implies the existence of cosmic dark energy that overcomes the gravitational self-attraction of matter and causes the expansion to speed up.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5419.1481",
    doi = "10.1126/science.284.5419.1481",
    openalex = "W2060566384",
    references = "doi101073pnas153168"
}

Todos los sistemas físicos registran y procesan información. Las leyes de la física determinan la cantidad de información que un sistema físico puede registrar (número de bits) y el número de operaciones lógicas elementales que un sistema puede realizar (número de operaciones). El Universo es un sistema físico. Se calcula la cantidad de información que el Universo puede registrar y el número de operaciones elementales que ha podido realizar a lo largo de su historia. El Universo puede haber realizado 10(120) operaciones sobre 10(90) bits (10(120) bits incluyendo los grados de libertad gravitacionales).

@article{doi101103physrevlett88237901,
    author = "Lloyd, Seth",
    title = "Computational Capacity of the Universe",
    year = "2002",
    journal = "Physical Review Letters",
    abstract = "Todos los sistemas físicos registran y procesan información. Las leyes de la física determinan la cantidad de información que un sistema físico puede registrar (número de bits) y el número de operaciones lógicas elementales que un sistema puede realizar (número de operaciones). El Universo es un sistema físico. Se calcula la cantidad de información que el Universo puede registrar y el número de operaciones elementales que ha podido realizar a lo largo de su historia. El Universo puede haber realizado 10(120) operaciones sobre 10(90) bits (10(120) bits incluyendo los grados de libertad gravitacionales).",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevlett.88.237901",
    doi = "10.1103/physrevlett.88.237901",
    openalex = "W1993466133",
    references = "doi10103835023282"
}

@article{doi101016jphysletb200412067,
    author = "Ambjørn, J. y Jurkiewicz, J. y Loll, R.",
    title = "Universo semiclásico desde primeros principios",
    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"
}

Proporcionamos evidencia detallada para la afirmación de que la gravedad cuántica no perturbativa, definida a través de sumas de estados de geometrías trianguladas causales, posee un límite a gran escala en el que la dimensión del espacio-tiempo es cuatro y la dinámica del volumen del universo se comporta de manera semiclásica. Este es un primer paso en la reconstrucción del universo a partir de un principio dinámico a la escala de Planck, y al mismo tiempo proporciona una comprobación de consistencia no trivial del método de triangulaciones dinámicas causales. Un examen más detallado de la geometría cuántica revela una serie de aspectos altamente no clásicos, incluyendo una reducción dinámica del espacio-tiempo a dos dimensiones a escalas cortas y una estructura fractal de las secciones de tiempo constante.

@article{doi101103physrevd72064014,
    author = "Ambjørn, J. y Jurkiewicz, J. y Loll, R.",
    title = "Reconstruyendo el Universo",
    year = "2005",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D, Partículas, campos, gravitación y cosmología",
    abstract = "Proporcionamos evidencia detallada para la afirmación de que la gravedad cuántica no perturbativa, definida a través de sumas de estados de geometrías trianguladas causales, posee un límite a gran escala en el que la dimensión del espacio-tiempo es cuatro y la dinámica del volumen del universo se comporta de manera semiclásica. Este es un primer paso en la reconstrucción del universo a partir de un principio dinámico a la escala de Planck, y al mismo tiempo proporciona una comprobación de consistencia no trivial del método de triangulaciones dinámicas causales. Un examen más detallado de la geometría cuántica revela una serie de aspectos altamente no clásicos, incluyendo una reducción dinámica del espacio-tiempo a dos dimensiones a escalas cortas y una estructura fractal de las secciones de tiempo constante.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.72.064014",
    doi = "10.1103/physrevd.72.064014",
    openalex = "W2167377764",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

@incollection{doi10100797835407347892,
    title = "La Estructura a Gran Escala del Universo",
    year = "2007",
    booktitle = "Biblioteca de astronomía y astrofísica",
    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 = "El Universo Matemático",
    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"
}

Hace diez años, el descubrimiento de que la expansión del universo está acelerándose estableció el último componente 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 en Aceleración",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Hace diez años, el descubrimiento de que la expansión del universo está acelerándose estableció el último componente 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"
}

Este ensayo filosófico explora la relación entre las simulaciones científicas modernas y el futuro del universo. Argumentamos que una simulación de un universo entero resultará de la actividad científica futura. Esto nos obliga a abordar el desafío de simular la evolución abierta en todos los niveles en una sola simulación. La simulación debe abarcar no solo la evolución biológica, sino también la evolución física (un nivel inferior) y la evolución cultural (un nivel superior). La simulación nos permitiría indagar qué sucedería si "rejugáramos la cinta del universo" con las mismas o diferentes leyes y condiciones iniciales. También distinguimos entre la modelización del mundo real y el mundo artificial. Asumiendo que la vida inteligente podría simular efectivamente un universo entero, esto conduce a dos hipótesis tentativas. Algunos autores han argumentado que ya podríamos estar en una simulación ejecutada por una entidad inteligente. O, si tal simulación pudiera hacerse realidad, esto conduciría a la producción de un nuevo universo. Esta última dirección se argumenta con un cuidadoso enfoque filosófico especulativo, enfatizando la necesidad imperativa de encontrar una solución al problema de la muerte térmica en la cosmología. Se invita al lector a consultar el Anexo 1 para una visión general de la estructura lógica de este ensayo. -- Palabras clave: futuro lejano, futuro de la ciencia, ALife, simulación, realización, cosmología, muerte térmica, ajuste fino, eschatología física, selección natural cosmológica, selección artificial cosmológica, cosmogénesis artificial, hipótesis del biocosm egoísta, principio meduso-antrópico, hipótesis de la singularidad del desarrollo, papel de la vida inteligente.

@misc{doi1048550arxiv08031087,
    author = "Vidal, Clément",
    title = "El futuro de las simulaciones científicas: de la vida artificial a la cosmogénesis artificial",
    year = "2008",
    booktitle = "ArXiv.org",
    abstract = {Este ensayo filosófico explora la relación entre las simulaciones científicas modernas y el futuro del universo. Argumentamos que una simulación de un universo entero resultará de la actividad científica futura. Esto nos obliga a abordar el desafío de simular la evolución abierta en todos los niveles en una sola simulación. La simulación debe abarcar no solo la evolución biológica, sino también la evolución física (un nivel inferior) y la evolución cultural (un nivel superior). La simulación nos permitiría indagar qué sucedería si "rejugáramos la cinta del universo" con las mismas o diferentes leyes y condiciones iniciales. También distinguimos entre la modelización del mundo real y el mundo artificial. Asumiendo que la vida inteligente podría simular efectivamente un universo entero, esto conduce a dos hipótesis tentativas. Algunos autores han argumentado que ya podríamos estar en una simulación ejecutada por una entidad inteligente. O, si tal simulación pudiera hacerse realidad, esto conduciría a la producción de un nuevo universo. Esta última dirección se argumenta con un cuidadoso enfoque filosófico especulativo, enfatizando la necesidad imperativa de encontrar una solución al problema de la muerte térmica en la cosmología. Se invita al lector a consultar el Anexo 1 para una visión general de la estructura lógica de este ensayo. -- Palabras clave: futuro lejano, futuro de la ciencia, ALife, simulación, realización, cosmología, muerte térmica, ajuste fino, eschatología física, selección natural cosmológica, selección artificial cosmológica, cosmogénesis artificial, hipótesis del biocosm egoísta, principio meduso-antrópico, hipótesis de la singularidad del desarrollo, papel de la vida inteligente.},
    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 = "El Significado de la Vida en un Universo en Desarrollo",
    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"
}

Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica. La Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas se muestran en un marco unificado. Las Leyes de Newton, Gauss y Biot‐Savart se derivan de primeros principios. La simetría de unificación se define para todas las fuerzas existentes. Este modelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electro débil. Se propone una topología Hipersférica de Onda de Choque 4D para el Universo, la cual junto con un Principio Lagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilator para la materia resultan en una expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección radial dentro de un manifold espacial 4D. Se presenta el Modelo Estándar Hipergeométrico para la materia, la Topología del Universo y una nueva Ley de Gravitación.

@article{doi10106313536448,
    author = "Pereira, Marco A.",
    title = "El Universo Hipergeométrico: Cosmología y Modelo Estándar",
    year = "2010",
    journal = "Actas de la conferencia AIP",
    abstract = "Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica. La Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas se muestran en un marco unificado. Las Leyes de Newton, Gauss y Biot‐Savart se derivan de primeros principios. La simetría de unificación se define para todas las fuerzas existentes. Este modelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electro débil. Se propone una topología Hipersférica de Onda de Choque 4D para el Universo, la cual junto con un Principio Lagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilator para la materia resultan en una expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección radial dentro de un manifold espacial 4D. Se presenta el Modelo Estándar Hipergeométrico para la materia, la Topología del Universo y una nueva Ley de Gravitación.",
    url = "https://doi.org/10.1063/1.3536448",
    doi = "10.1063/1.3536448",
    openalex = "W2037727759",
    references = "doi10106311580037, openalexw9793639"
}

Proponemos un modelo de inflación con un potencial adecuado para un campo escalar único que se encuentra en la amplia clase de inflación de colina. Derivamos las expresiones analíticas para la mayoría de las cantidades físicas relacionadas con la inflación y mostramos que todas representan el comportamiento real como se requiere de un modelo de inflación. Además, sometemos los resultados a verificación observacional formulando la teoría de perturbaciones basada en nuestro modelo, seguida de una estimación para los valores de esos parámetros observables. Nuestro modelo se encuentra en excelente acuerdo con los datos observacionales. Por lo tanto, las características relacionadas con el modelo nos llevan a inferir que este tipo de inflación de colina puede ser una elección natural para explicar el universo temprano.

@article{doi10108814757516201001029,
    author = "Pal, Barun Kumar y Pal, Supratik y Basu, Banasri",
    title = "Inflación de colina mutada: una elección natural para el universo temprano",
    year = "2010",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "Proponemos un modelo de inflación con un potencial adecuado para un campo escalar único que se encuentra en la amplia clase de inflación de colina. Derivamos las expresiones analíticas para la mayoría de las cantidades físicas relacionadas con la inflación y mostramos que todas representan el comportamiento real como se requiere de un modelo de inflación. Además, sometemos los resultados a verificación observacional formulando la teoría de perturbaciones basada en nuestro modelo, seguida de una estimación para los valores de esos parámetros observables. Nuestro modelo se encuentra en excelente acuerdo con los datos observacionales. Por lo tanto, las características relacionadas con el modelo nos llevan a inferir que este tipo de inflación de colina puede ser una elección natural para explicar el universo temprano.",
    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 = "La hipótesis de la trascendencia: las civilizaciones suficientemente avanzadas abandonan inevitablemente nuestro universo, e implicaciones para la METI y la 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 = "Cosmogénesis Artificial: Un Nuevo Tipo de Cosmología",
    year = "2012",
    booktitle = "Emergencia, complejidad y computación",
    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"
}

Revisamos la evidencia observacional de una asimetría materia-antimateria en el universo temprano, que conduce a la densidad remanente de materia que observamos hoy. También discutimos los límites sobre la presencia de antimateria en el universo actual, incluida la posibilidad de una gran asimetría de leptones en el fondo cósmico de neutrinos. Revisamos brevemente el marco teórico dentro del cual puede ocurrir la bariogénesis, la generación dinámica de una asimetría materia-antimateria. Como ejemplo, discutimos un modelo mínimo de física de partículas comprobable que explica simultáneamente la asimetría de bariones del universo, las oscilaciones de neutrinos y la materia oscura.

@article{doi10108813672630149095012,
    author = "Canetti, Laurent y Drewes, Marco y Shaposhnikov, Mikhail",
    title = "Materia y antimateria en el universo",
    year = "2012",
    journal = "New Journal of Physics",
    abstract = "Revisamos la evidencia observacional de una asimetría materia-antimateria en el universo temprano, que conduce a la densidad remanente de materia que observamos hoy. También discutimos los límites sobre la presencia de antimateria en el universo actual, incluida la posibilidad de una gran asimetría de leptones en el fondo cósmico de neutrinos. Revisamos brevemente el marco teórico dentro del cual puede ocurrir la bariogénesis, la generación dinámica de una asimetría materia-antimateria. Como ejemplo, discutimos un modelo mínimo de física de partículas comprobable que explica simultáneamente la asimetría de bariones del universo, las oscilaciones de neutrinos y la materia oscura.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    doi = "10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    openalex = "W1977127359",
    references = "doi101007bf01332580"
}

En un fondo espacial abierto de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), estudiamos los modelos cosmológicos clásicos y cuánticos en el marco de la recientemente propuesta teoría de la gravedad masiva no lineal. Aunque las restricciones presentes en esta teoría impiden que admita los modelos FRW planos y cerrados como sus soluciones cosmológicas, para el universo FRW abierto no es así. Hemos demostrado que, ya sea en ausencia de materia o en presencia de un fluido perfecto, las ecuaciones de campo clásicas de tal teoría adoptan soluciones físicas para el modelo FRW abierto, en las que el término de masa se manifiesta como una constante cosmológica. Estas soluciones clásicas consisten en dos ramas distinguibles: una es un universo en contacto que tiende a una singularidad futura de tamaño cero, mientras que la otra es un universo en expansión que tiene una singularidad pasada desde la cual comienza su evolución. Una región clásicamente prohibida separa estas dos ramas entre sí. Luego empleamos el procedimiento de cuantización canónica familiar en el contexto cosmológico dado para encontrar las funciones de onda cosmológicas. Usamos la función de onda resultante para investigar la posibilidad de evitar singularidades clásicas debido a efectos cuánticos. Se muestra que los valores de expectativa cuántica del factor de escala, aunque tienen fases de contracción o expansión como sus contrapartes clásicas, no están desconectados entre sí. De hecho, la región clásicamente prohibida puede ser reemplazada por un período de rebote en el cual el factor de escala rebota desde la era de contracción hacia su era de expansión. Usando el enfoque bohmiano de la mecánica cuántica, también calculamos la trayectoria bohmiana y el potencial cuántico relacionados con el sistema, cuyo análisis muestra que son los efectos directos del término de masa sobre la dinámica del universo.

@article{doi101103physrevd85083529,
    author = "Vakili, Babak y Khosravi, Nima",
    title = "Cosmología masiva clásica y cuántica para el universo abierto FRW",
    year = "2012",
    journal = "Physical review. D. Partículas, campos, gravitación y cosmología/Physical review. D, Partículas, campos, gravitación y cosmología",
    abstract = "En un fondo espacial abierto de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), estudiamos los modelos cosmológicos clásicos y cuánticos en el marco de la recientemente propuesta teoría de la gravedad masiva no lineal. Aunque las restricciones presentes en esta teoría impiden que admita los modelos FRW planos y cerrados como sus soluciones cosmológicas, para el universo FRW abierto no es así. Hemos demostrado que, ya sea en ausencia de materia o en presencia de un fluido perfecto, las ecuaciones de campo clásicas de tal teoría adoptan soluciones físicas para el modelo FRW abierto, en las que el término de masa se manifiesta como una constante cosmológica. Estas soluciones clásicas consisten en dos ramas distinguibles: una es un universo en contacto que tiende a una singularidad futura de tamaño cero, mientras que la otra es un universo en expansión que tiene una singularidad pasada desde la cual comienza su evolución. Una región clásicamente prohibida separa estas dos ramas entre sí. Luego empleamos el procedimiento de cuantización canónica familiar en el contexto cosmológico dado para encontrar las funciones de onda cosmológicas. Usamos la función de onda resultante para investigar la posibilidad de evitar singularidades clásicas debido a efectos cuánticos. Se muestra que los valores de expectativa cuántica del factor de escala, aunque tienen fases de contracción o expansión como sus contrapartes clásicas, no están desconectados entre sí. De hecho, la región clásicamente prohibida puede ser reemplazada por un período de rebote en el cual el factor de escala rebota desde la era de contracción hacia su era de expansión. Usando el enfoque bohmiano de la mecánica cuántica, también calculamos la trayectoria bohmiana y el potencial cuántico relacionados con el sistema, cuyo análisis muestra que son los efectos directos del término de masa sobre la dinámica del universo.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.85.083529",
    doi = "10.1103/physrevd.85.083529",
    openalex = "W2021852171",
    references = "doi101103physrevd61063501"
}

Los nuevos mapas de temperatura de la radiación cósmica de fondo (RCF) del Planck proporcionan la visión de mayor calidad del cielo completo de la superficie de última dispersión disponible hasta la fecha. Esto nos permite detectar posibles desviaciones del modelo estándar de una cosmología globalmente homogénea e isótropa en las escalas más grandes. Buscamos correlaciones inducidas por una posible topología no trivial con un dominio fundamental que interseccione, o casi interseccione, la superficie de última dispersión (a distancia comóvil χrec), tanto mediante una búsqueda directa de patrones circulares coincidentes en las intersecciones como mediante una búsqueda de verosimilitud óptima para topologías específicas. Para lo último, consideramos espacios planos con topologías toroidales cúbicas (T3), de chimenea de lados iguales (T2) y de losa (T1), tres espacios multi-conectados de curvatura positiva constante (dodecaédrico, cubo truncado y octaédrico) y dos espacios de curvatura negativa compactos. Estas búsquedas no dan detección de la topología compacta con una escala por debajo del diámetro de la superficie de última dispersión. Para la mayoría de las topologías compactas estudiadas, la verosimilitud maximizada sobre la orientación del espacio relativa al mapa observado muestra cierta preferencia por modelos multi-conectados ligeramente mayores que el diámetro de la superficie de última dispersión. Dado que este efecto también está presente en realizaciones simuladas de mapas isótropos, lo interpretamos como el alineamiento inevitable de correlaciones anisótropas leves con características aleatorias en una única realización del cielo; tal característica también puede estar presente, en forma más leve, cuando la verosimilitud se margina sobre las orientaciones. Por lo tanto, marginada, las limitaciones sobre el radio ℛi de la esfera más grande inscrita en el dominio topológico (a razón de log-verosimilitud Δln ℒ > −5 relativa a un modelo de Planck plano simplemente conectado de mejor ajuste) son: en un Universo plano, ℛi > 0.92χrec para el toro cúbico T3; ℛi > 0.71χrec para la chimenea T2; ℛi > 0.50χrec para la losa T1; y en un Universo de curvatura positiva, ℛi > 1.03χrec para el espacio dodecaédrico; ℛi > 1.0χrec para el cubo truncado; y ℛi > 0.89χrec para el espacio octaédrico. La limitación para una clase más amplia de topologías, es decir, aquellas que predicen pares coincidentes de círculos espalda con espalda, entre ellos los toros y los tres casos esféricos listados anteriormente, procedente de la búsqueda de círculos coincidentes, es ℛi > 0.94χrec al nivel de confianza del 99%. Limitaciones similares se aplican a un amplio, aunque no exhaustivo, rango de topologías. También realizamos una búsqueda bayesiana de una geometría global anisótropa de Bianchi VIIh. En el escenario no físico donde la cosmología de Bianchi se desacopla de la cosmología estándar, los datos del Planck favorecen la inclusión de un componente de Bianchi con un factor de Bayes de al menos 1.5 unidades de log-evidencia. De hecho, el patrón de Bianchi es bastante eficiente para explicar algunas de las anomalías a gran escala encontradas en los datos del Planck. Sin embargo, los parámetros cosmológicos que generan este patrón están en fuerte desacuerdo con los encontrados solo a partir de datos de anisotropía de la RCF. En el escenario motivado físicamente donde los parámetros de Bianchi se acoplan y se ajustan simultáneamente con los parámetros cosmológicos estándar, no encontramos evidencia de una cosmología de Bianchi VIIh y restringimos la vorticidad de tales modelos a (ω/H)0 < 8.1 × 10-10 (nivel de confianza del 95%).

@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 = "Resultados de Planck 2013. XXVI. Geometría y topología de fondo del Universo",
    year = "2014",
    journal = "Astronomía y Astrofísica",
    abstract = "Los nuevos mapas de temperatura de la radiación cósmica de fondo (CMB) de Planck proporcionan la vista de mayor calidad del cielo completo de la superficie de última dispersión disponible hasta la fecha. Esto nos permite detectar posibles desviaciones del modelo estándar de una cosmología globalmente homogénea e isótropa a las escalas más grandes. Buscamos correlaciones inducidas por una posible topología no trivial con un dominio fundamental que intersecta, o casi intersecta, la superficie de última dispersión (a distancia comóvil χrec), tanto mediante una búsqueda directa de patrones circulares coincidentes en las intersecciones como mediante una búsqueda de verosimilitud óptima para topologías específicas. Para lo último, consideramos espacios planos con topologías toroidales cúbicas (T3), chimeneas de lados iguales (T2) y láminas (T1), tres espacios multi-conectados de curvatura positiva constante (dodecaédrico, cubo truncado y octaédrico) y dos espacios de curvatura negativa compactos. Estas búsquedas no dan detección de la topología compacta con una escala por debajo del diámetro de la superficie de última dispersión. Para la mayoría de las topologías compactas estudiadas, la verosimilitud maximizada sobre la orientación del espacio relativa al mapa observado muestra cierta preferencia por modelos multi-conectados ligeramente mayores que el diámetro de la superficie de última dispersión. Dado que este efecto también está presente en realizaciones simuladas de mapas isótropos, lo interpretamos como el alineamiento inevitable de correlaciones anisótropas leves con características accidentales en una única realización del cielo; tal característica también puede estar presente, en forma más leve, cuando la verosimilitud se margina sobre las orientaciones. Así, marginalizada, las limitaciones sobre el radio ℛi de la esfera más grande inscrita en el dominio topológico (con relación de verosimilitud logarítmica Δln ℒ > −5 relativa a un modelo de Planck plano simplemente conectado de mejor ajuste) son: en un Universo plano, ℛi> 0.92χrec para el toro cúbico T3; ℛi> 0.71χrec para la chimenea T2; ℛi> 0.50χrec para la lámina T1; y en un Universo de curvatura positiva, ℛi> 1.03χrec para el espacio dodecaédrico; ℛi> 1.0χrec para el cubo truncado; y ℛi> 0.89χrec para el espacio octaédrico. La limitación para una clase más amplia de topologías, es decir, aquellas que predicen pares coincidentes de círculos de espalda con espalda, entre ellos los toros y los tres casos esféricos listados anteriormente, procedente de la búsqueda de círculos coincidentes, es ℛi> 0.94χrec al nivel de confianza del 99%. Limitaciones similares se aplican a un amplio, aunque no exhaustivo, rango de topologías. También realizamos una búsqueda bayesiana de una geometría global anisótropa de Bianchi VIIh. En el escenario no físico donde la cosmología de Bianchi se desacopla de la cosmología estándar, los datos de Planck favorecen la inclusión de un componente de Bianchi con un factor de Bayes de al menos 1.5 unidades de evidencia logarítmica. De hecho, el patrón de Bianchi es bastante eficiente para explicar algunas de las anomalías a gran escala encontradas en los datos de Planck. Sin embargo, los parámetros cosmológicos que generan este patrón están en fuerte desacuerdo con los encontrados solo a partir de datos de anisotropía de la CMB. En el escenario motivado físicamente donde los parámetros de Bianchi se acoplan y se ajustan simultáneamente con los parámetros cosmológicos estándar, no encontramos evidencia de una cosmología de Bianchi VIIh y restringimos la vorticidad de tales modelos a (ω/H)0< 8.1 × 10-10 (nivel de confianza del 95%).",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321546",
    doi = "10.1051/0004-6361/201321546",
    openalex = "W2163930527",
    references = "doi101016037015739400085h, doi10108802649381159013, doi101103physrevd61063501"
}

Presentamos el Proyecto Illustris, una serie de simulaciones hidrodinámicas a gran escala de la formación de galaxias. La simulación de mayor resolución, Illustris-1, cubre un volumen de (106.5 Mpc) 3, tiene una resolución de masa oscura de 6.26 × 10 6 M⊙, y una resolución de masa de materia bariónica inicial de 1.26 × 10 6 M⊙. En z = 0, las fuerzas gravitatorias se suavizan en escalas de 710 pc, y las celdas de gas hidrodinámicas más pequeñas tienen una extensión de 48 pc. Seguimos la evolución dinámica de 2 × 1820 3 elementos de resolución y, además, evolucionamos pasivamente 1820 3 partículas trazadoras de Monte Carlo, alcanzando un conteo total de partículas de más de 18 mil millones. El modelo de formación de galaxias incluye: enfriamiento primordial y de líneas metálicas con correcciones de autoapantallamiento, evolución estelar, retroalimentación estelar, reciclaje de gas, enriquecimiento químico, crecimiento de agujeros negros supermasivos y retroalimentación de núcleos galácticos activos. Aquí describimos el conjunto de simulaciones y contrastamos las predicciones básicas de nuestro modelo para la población de galaxias actual con observaciones del universo local. En z = 0, nuestro volumen de simulación contiene aproximadamente 40 000 galaxias bien resueltas que cubren una amplia gama de morfologías y colores, incluyendo galaxias de tipo temprano, tipo tardío e irregulares. La simulación reproduce razonablemente bien la densidad de tasa de formación estelar cósmica, la función de luminosidad de galaxias y la eficiencia de conversión de bariones en z = 0. También captura cualitativamente el impacto del entorno galáctico en las fracciones rojas de las galaxias. La estructura de velocidad interna de galaxias disco bien resueltas seleccionadas obedece la relación Tully-Fisher estelar y bariónica junto con curvas de velocidad circular plana. En el régimen bien resuelto, la simulación reproduce la mezcla observada de galaxias de tipo temprano y tipo tardío. Nuestro modelo predice un impacto dependiente de la masa del halo de los efectos bariónicos sobre la función de masa de halos y las masas de halos causadas por la retroalimentación de supernovas y núcleos galácticos activos.

@article{doi101093mnrasstu1536,
    author = "Vogelsberger, Mark y Genel, Shy y Springel, Volker y Torrey, Paul y Sijacki, Debora y Xu, D. y Snyder, Greg y Nelson, Dylan y Hernquist, Lars",
    title = "Presentando el Proyecto Illustris: simulando la coevolución de la materia oscura y visible en el Universo",
    year = "2014",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Presentamos el Proyecto Illustris, una serie de simulaciones hidrodinámicas a gran escala de la formación de galaxias. La simulación de mayor resolución, Illustris-1, cubre un volumen de (106.5 Mpc) 3, tiene una resolución de masa oscura de 6.26 × 10 6 M⊙, y una resolución de masa de materia bariónica inicial de 1.26 × 10 6 M⊙. En z = 0, las fuerzas gravitatorias se suavizan en escalas de 710 pc, y las celdas de gas hidrodinámicas más pequeñas tienen una extensión de 48 pc. Seguimos la evolución dinámica de 2 × 1820 3 elementos de resolución y, además, evolucionamos pasivamente 1820 3 partículas trazadoras de Monte Carlo, alcanzando un conteo total de partículas de más de 18 mil millones. El modelo de formación de galaxias incluye: enfriamiento primordial y de líneas metálicas con correcciones de autoapantallamiento, evolución estelar, retroalimentación estelar, reciclaje de gas, enriquecimiento químico, crecimiento de agujeros negros supermasivos y retroalimentación de núcleos galácticos activos. Aquí describimos el conjunto de simulaciones y contrastamos las predicciones básicas de nuestro modelo para la población de galaxias actual con observaciones del universo local. En z = 0, nuestro volumen de simulación contiene aproximadamente 40 000 galaxias bien resueltas que cubren una amplia gama de morfologías y colores, incluyendo galaxias de tipo temprano, tipo tardío e irregulares. La simulación reproduce razonablemente bien la densidad de tasa de formación estelar cósmica, la función de luminosidad de galaxias y la eficiencia de conversión de bariones en z = 0. También captura cualitativamente el impacto del entorno galáctico en las fracciones rojas de las galaxias. La estructura de velocidad interna de galaxias disco bien resueltas seleccionadas obedece la relación Tully-Fisher estelar y bariónica junto con curvas de velocidad circular plana. En el régimen bien resuelto, la simulación reproduce la mezcla observada de galaxias de tipo temprano y tipo tardío. Nuestro modelo predice un impacto dependiente de la masa del halo de los efectos bariónicos sobre la función de masa de halos y las masas de halos causadas por la retroalimentación de supernovas y núcleos galácticos activos.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/stu1536",
    doi = "10.1093/mnras/stu1536",
    openalex = "W2204815181",
    references = "doi101038nature03597, doi1010880004637x7211193"
}

Utilizando soluciones numéricas de las ecuaciones de campo de Einstein completas acopladas a un campo escalar inflatón en 3+1 dimensiones, estudiamos las condiciones bajo las cuales un universo que inicialmente se expande, es altamente inhomogéneo y dominado por energía de gradiente puede transicionar a un período inflacionario. Si las variaciones iniciales del campo escalar están contenidas dentro de una región suficientemente plana del potencial inflatón, y el universo es espacialmente plano o abierto en promedio, la inflación ocurrirá después de la dilución de la energía de gradiente y cinética debido a la expansión. Este es el caso incluso cuando la escala de las inhomogeneidades es comparable a la longitud de Hubble inicial, y las regiones sobredensas colapsan y forman agujeros negros, porque las regiones subdensas continúan expandiéndose, permitiendo que la inflación eventualmente comience. Esto establece que la inflación puede surgir de condiciones iniciales altamente inhomogéneas y resolver los problemas del horizonte y de la planitud, al menos mientras las variaciones en el campo escalar no incluyan valores que excedan la meseta inflacionaria.

@article{doi10108814757516201609010,
    author = "East, William E. y Kleban, Matthew y Linde, Andrei y Senatore, Leonardo",
    title = "Beginning inflation in an inhomogeneous universe",
    year = "2016",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "Utilizando soluciones numéricas de las ecuaciones de campo de Einstein completas acopladas a un campo escalar inflatón en 3+1 dimensiones, estudiamos las condiciones bajo las cuales un universo que inicialmente se expande, es altamente inhomogéneo y dominado por energía de gradiente puede transicionar a un período inflacionario. Si las variaciones iniciales del campo escalar están contenidas dentro de una región suficientemente plana del potencial inflatón, y el universo es espacialmente plano o abierto en promedio, la inflación ocurrirá después de la dilución de la energía de gradiente y cinética debido a la expansión. Este es el caso incluso cuando la escala de las inhomogeneidades es comparable a la longitud de Hubble inicial, y las regiones sobredensas colapsan y forman agujeros negros, porque las regiones subdensas continúan expandiéndose, permitiendo que la inflación eventualmente comience. Esto establece que la inflación puede surgir de condiciones iniciales altamente inhomogéneas y resolver los problemas del horizonte y de la planitud, al menos mientras las variaciones en el campo escalar no incluyan valores que excedan la meseta inflacionaria.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    doi = "10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    openalex = "W2218756649",
    references = "doi101103physrevd61063501, doi101103physrevlett77215"
}

Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica.\nLa Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas se muestran en un\nmarco unificado. La Ley de Gravitación de Newton, la Ley de Electrostática de Gauss y\nla Ley de Electromagnetismo de Biot-Savart se derivan de primeros principios.\nLa Lente Gravitacional y la Precesión del Perihelio de Mercurio se replican dentro de la\nteoría. La simetría de unificación se define para todas las fuerzas existentes. Este\nmodelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electrodébil. Se propone una topología\nHipersférica de Onda de Choque de 4D para el Universo, que junto con un Principio\nLagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilator para la materia resultan en\nuna expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección\nradial dentro de un manifold espacial de 4D. Se presenta el Modelo Estándar\nHipergeométrico para la materia, la Topología del Universo, la Cosmogénesis Simple y\nuna nueva Ley de Gravitación. Se proporcionan los resultados de la Encuesta de Supernovas\nTipo 1A HU. Se propone una Nueva Fuerza de de-Broglie.

@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 = "Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica.\nLa Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas se muestran en un\nmarco unificado. La Ley de Gravitación de Newton, la Ley de Electrostática de Gauss y\nla Ley de Electromagnetismo de Biot-Savart se derivan de primeros principios.\nLa Lente Gravitacional y la Precesión del Perihelio de Mercurio se replican dentro de la\nteoría. La simetría de unificación se define para todas las fuerzas existentes. Este\nmodelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electrodébil. Se propone una topología\nHipersférica de Onda de Choque de 4D para el Universo, que junto con un Principio\nLagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilator para la materia resultan en\nuna expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección\nradial dentro de un manifold espacial de 4D. Se presenta el Modelo Estándar\nHipergeométrico para la materia, la Topología del Universo, la Cosmogénesis Simple y\nuna nueva Ley de Gravitación. Se proporcionan los resultados de la Encuesta de Supernovas\nTipo 1A HU. Se propone una Nueva Fuerza de de-Broglie.",
    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"
}

Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica. Se muestran la Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas en un marco unificado. La Ley de Gravitación de Newton, la Ley de Electroestática de Gauss y la Ley de Electromagnetismo de Biot-Savart se derivan desde primeros principios. El Lente Gravitacional y la Precesión del Perihelio de Mercurio se replican dentro de la teoría. Se define la simetría de unificación para todas las fuerzas existentes. Este modelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electro débil. Se propone una topología Hipersférica de Onda de Choque de 4D para el Universo, la cual junto con un Principio Lagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilatador para la materia resultan en una expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección radial dentro de un manifold espacial de 4D. Se presenta el Modelo Estándar Hipergeométrico para la materia, la Topología del Universo y una nueva Ley de Gravitación. Las Leyes de Gravitación y Dinámica de Newton y Einstein, la Ley de Electroestática de Gauss, entre otras, son cuestionadas cuando HU presenta los resultados de la Encuesta de Supernovas Tipo 1A. Los resultados de SN1a de HU desafían el Modelo Estándar Cosmológico actual (L-CDM) al cuestionar su Regla Cosmológica d(z). Se muestra que el conjunto de datos SDSS BOSS apoya una nueva teoría de Cosmogénesis y la propuesta de HU de que estamos incrustados en un Espaciotiempo de 5D. Se muestra que la Teoría del Big Bang es cuestionada por el conjunto de datos SDSS BOSS. Se demuestran las Oscilaciones Acústicas Hipersféricas en la densidad de Galaxias SDSS BOSS. Se propone una Nueva Fuerza de de-Broglie.

@misc{openalexw2953388962,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmogenesis, Cosmology and Standard Model",
    year = "2017",
    booktitle = "viXra",
    abstract = "Este artículo presenta una Teoría de Gran Unificación simple y puramente geométrica. Se muestran la Gravedad Cuántica, las interacciones electrostáticas y magnéticas en un marco unificado. La Ley de Gravitación de Newton, la Ley de Electroestática de Gauss y la Ley de Electromagnetismo de Biot-Savart se derivan desde primeros principios. El Lente Gravitacional y la Precesión del Perihelio de Mercurio se replican dentro de la teoría. Se define la simetría de unificación para todas las fuerzas existentes. Este modelo alternativo no requiere las fuerzas Fuerte y Electro débil. Se propone una topología Hipersférica de Onda de Choque de 4D para el Universo, la cual junto con un Principio Lagrangiano Cuántico y un modelo basado en Dilatador para la materia resultan en una expansión cuantizada escalonada para todo el Universo a lo largo de una dirección radial dentro de un manifold espacial de 4D. Se presenta el Modelo Estándar Hipergeométrico para la materia, la Topología del Universo y una nueva Ley de Gravitación. Las Leyes de Gravitación y Dinámica de Newton y Einstein, la Ley de Electroestática de Gauss, entre otras, son cuestionadas cuando HU presenta los resultados de la Encuesta de Supernovas Tipo 1A. Los resultados de SN1a de HU desafían el Modelo Estándar Cosmológico actual (L-CDM) al cuestionar su Regla Cosmológica d(z). Se muestra que el conjunto de datos SDSS BOSS apoya una nueva teoría de Cosmogénesis y la propuesta de HU de que estamos incrustados en un Espaciotiempo de 5D. Se muestra que la Teoría del Big Bang es cuestionada por el conjunto de datos SDSS BOSS. Se demuestran las Oscilaciones Acústicas Hipersféricas en la densidad de Galaxias SDSS BOSS. Se propone una Nueva Fuerza de de-Broglie.",
    url = "https://openalex.org/W2953388962",
    openalex = "W2953388962"
}

Se investiga la función de onda de tunelamiento del universo en un marco de miniespacio de un universo de de Sitter con un campo escalar cuántico, tratado como una perturbación. Consideramos tres enfoques diferentes para definir la función de onda de tunelamiento: (1) condiciones de frontera de tunelamiento en el superspacio, (2) integral de camino lorentziana, y (3) tunelamiento cuántico desde un universo inicial de tamaño nulo. Mostramos que el enfoque del superspacio requiere condiciones de frontera de Robin para los modos del campo escalar, el enfoque de la integral de camino requiere añadir un término de frontera apropiado a la acción del campo escalar, y el enfoque del universo inicial requiere que el estado cuántico inicial del campo escalar sea el vacío euclidiano. Encontramos que los tres enfoques producen funciones de onda idénticas y que las fluctuaciones del campo escalar se comportan bien, en contra de afirmaciones anteriores en la literatura.

@article{doi101103physrevd98066003,
    author = "Vilenkin, Alexander y Yamada, Masaki",
    title = "Función de onda de tunelamiento del universo",
    year = "2018",
    journal = "Physical review. D/Physical review. D.",
    abstract = "Se investiga la función de onda de tunelamiento del universo en un marco de miniespacio de un universo de de Sitter con un campo escalar cuántico, tratado como una perturbación. Consideramos tres enfoques diferentes para definir la función de onda de tunelamiento: (1) condiciones de frontera de tunelamiento en el superspacio, (2) integral de camino lorentziana, y (3) tunelamiento cuántico desde un universo inicial de tamaño nulo. Mostramos que el enfoque del superspacio requiere condiciones de frontera de Robin para los modos del campo escalar, el enfoque de la integral de camino requiere añadir un término de frontera apropiado a la acción del campo escalar, y el enfoque del universo inicial requiere que el estado cuántico inicial del campo escalar sea el vacío euclidiano. Encontramos que los tres enfoques producen funciones de onda idénticas y que las fluctuaciones del campo escalar se comportan bien, en contra de afirmaciones anteriores en la literatura.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.98.066003",
    doi = "10.1103/physrevd.98.066003",
    openalex = "W2885315947",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

Resumen El origen y la evolución del universo constituyen una de las preguntas más fascinantes y desafiantes en la investigación científica de la naturaleza. La teoría general de la relatividad ha hecho posible abordar adecuadamente esta cuestión. Einstein transformó la cosmología cuando formuló, en 1917, un modelo relativista que podía describir el universo en su totalidad. La incorporación de la evidencia observacional de la recesión extragaláctica en los modelos mundanos relativistas culminó en 1930 con el reconocimiento del universo en expansión, lo cual fue un avance en la comprensión científica del universo en su conjunto. Este capítulo traza la historia de la fase temprana de la cosmología moderna, desde la formulación de los primeros modelos cosmológicos basados en la relatividad general hasta la aceptación del universo en expansión y la temprana sistematización de la cosmología relativista como una nueva disciplina científica.

@incollection{doi101093oxfordhb97801988176660133,
    author = "Realdi, Matteo",
    title = "Modelos relativistas y el universo en expansión",
    year = "2019",
    booktitle = "Oxford University Press eBooks",
    abstract = "Resumen El origen y la evolución del universo constituyen una de las preguntas más fascinantes y desafiantes en la investigación científica de la naturaleza. La teoría general de la relatividad ha hecho posible abordar adecuadamente esta cuestión. Einstein transformó la cosmología cuando formuló, en 1917, un modelo relativista que podía describir el universo en su totalidad. La incorporación de la evidencia observacional de la recesión extragaláctica en los modelos mundanos relativistas culminó en 1930 con el reconocimiento del universo en expansión, lo cual fue un avance en la comprensión científica del universo en su conjunto. Este capítulo traza la historia de la fase temprana de la cosmología moderna, desde la formulación de los primeros modelos cosmológicos basados en la relatividad general hasta la aceptación del universo en expansión y la temprana sistematización de la cosmología relativista como una nueva disciplina científica.",
    url = "https://doi.org/10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.3",
    doi = "10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.3",
    openalex = "W2965465277",
    references = "doi101007s1069901092183"
}

@incollection{doi10100797898115725318,
    author = "Meijer, Dirk K. F. y Jerman, Igor y Melkikh, Alexey V. y Sbitnev, Valeriy I.",
    title = "Biophysics of Consciousness: A Scale-Invariant Acoustic Information Code of a Superfluid Quantum Space Guides the Mental Attribute of the Universe",
    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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La HU es la Teoría del Universo Hipergeométrico (HU)[1-8], propuesta en 2006, donde el Universo es una Hipersuperficie Hipersférica en Expansión a la Velocidad de la Luz y la Gravedad es una fuerza dependiente de la velocidad absoluta y de la época. Aquí presentamos la Cosmogénesis de Gran Población y mostramos nuestros cálculos asociados con la Ecuación de Estado del Universo. Este artículo es el primero de una serie de artículos[9-22] que apoyan el cambio de paradigma.

@misc{doi1020944preprints2022010106v1,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "HU - La ecuación de estado de la cosmogénesis de gran población",
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    abstract = "La HU es la Teoría del Universo Hipergeométrico (HU)[1-8], propuesta en 2006, donde el Universo es una Hipersuperficie Hipersférica en Expansión a la Velocidad de la Luz y la Gravedad es una fuerza dependiente de la velocidad absoluta y de la época. Aquí presentamos la Cosmogénesis de Gran Población y mostramos nuestros cálculos asociados con la Ecuación de Estado del Universo. Este artículo es el primero de una serie de artículos[9-22] que apoyan el cambio de paradigma.",
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