Cosmogénèse

Comme déjà souligné dans un précédent Golden Oldie consacré à la courte note de 1931 de Lemaitre, qui peut être considérée comme la véritable « Charte » de la théorie moderne du big bang [1], bien que le scientifique belge ait été avant tout un remarquable mathématicien et un physicien théoricien, il est resté étroitement lié à l'astronomie toute sa vie et a toujours senti le besoin absolu de confronter les données observationnelles et la théorie de la relativité générale. Ce fait fondamental explique pourquoi dès 1927, alors qu'il était encore un débutant en cosmologie, il fut le premier à pouvoir comprendre les observations récentes sur les vitesses de récession des galaxies comme une conséquence naturelle des solutions cosmologiques dynamiques des équations de champ d'Einstein.1 Avant d'examiner en détail le contenu de son article remarquable, résumons le chemin qui, en quelques années précédentes, a conduit le jeune Lemaitre à l'univers en expansion (voir par exemple [6]). En 1923, la même année où il fut ordonné prêtre, Georges Lemaitre obtint une bourse de trois ans du gouvernement belge, lui permettant d'étudier à l'étranger.

@article{doi101093mnras915483,
    author = "Lematre, A. G.",
    title = "A Homogeneous Universe of Constant Mass and Increasing Radius accounting for the Radial Velocity of Extra-galactic Nebulae",
    year = "1931",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Comme déjà souligné dans un précédent Golden Oldie consacré à la courte note de 1931 de Lemaitre, qui peut être considérée comme la véritable « Charte » de la théorie moderne du big bang [1], bien que le scientifique belge ait été avant tout un remarquable mathématicien et un physicien théoricien, il est resté étroitement lié à l'astronomie toute sa vie et a toujours senti le besoin absolu de confronter les données observationnelles et la théorie de la relativité générale. Ce fait fondamental explique pourquoi dès 1927, alors qu'il était encore un débutant en cosmologie, il fut le premier à pouvoir comprendre les observations récentes sur les vitesses de récession des galaxies comme une conséquence naturelle des solutions cosmologiques dynamiques des équations de champ d'Einstein.1 Avant d'examiner en détail le contenu de son article remarquable, résumons le chemin qui, en quelques années précédentes, a conduit le jeune Lemaitre à l'univers en expansion (voir par exemple [6]). En 1923, la même année où il fut ordonné prêtre, Georges Lemaitre obtint une bourse de trois ans du gouvernement belge, lui permettant d'étudier à l'étranger.",
    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 = "Is the Universe a Vacuum Fluctuation?",
    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 = "Comment Tout a-t-il Commencé ?",
    year = "1976",
    howpublished = "Plainfield, New Jersey, Logos International",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Hill, H., 1976, Comment Tout a-t-il Commencé ? : Plainfield, New Jersey, Logos International.}"
}

@article{doi1010160003491678901768,
    author = "Brout, R. et Englert, F. et Gunzig, E.",
    title = "La création de l'univers comme phénomène quantique",
    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 = "L'origine de l'univers",
    year = "1978",
    howpublished = "un examen des cosmogonies du big-bang et de l'état stationnaire : ICR Technical Monograph, v. 8 ; Institute for Creation Research, 50 pp",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Slusher, H. S., 1978, L'origine de l'univers : un examen des cosmogonies du big-bang et de l'état stationnaire : ICR Technical Monograph, v. 8 ; Institute for Creation Research, 50 pp.}"
}

Le modèle standard de la cosmologie du grand big-bang chaud nécessite des conditions initiales qui sont problématiques de deux façons : (1) L'univers primitif est supposé être hautement homogène, malgré le fait que les régions séparées étaient causalement déconnectées (problème de l'horizon) ; et (2) la valeur initiale de la constante de Hubble doit être ajustée avec une précision extraordinaire pour produire un univers aussi plat (c'est-à-dire près de la densité critique de masse) que celui que nous voyons aujourd'hui (problème de la platitude). Ces problèmes disparaîtraient si, dans son histoire primitive, l'univers s'était surrefroidi à des températures 28 ou plus d'ordres de grandeur en dessous de la température critique pour une transition de phase. Un facteur d'expansion énorme résulterait alors d'une période de croissance exponentielle, et l'entropie de l'univers serait multipliée par un facteur énorme lorsque la chaleur latente serait libérée. Un tel scénario est complètement naturel dans le contexte des modèles de grande unification des interactions des particules élémentaires. Dans de tels modèles, le surrefroidissement est également pertinent pour le problème de la suppression des monopôles. Malheureusement, le scénario semble conduire à certaines conséquences inacceptables, donc des modifications doivent être recherchées.

@article{doi101103physrevd23347,
    author = "Guth, Alan H.",
    title = "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems",
    year = "1981",
    journal = "Physical review. D. Particles, fields, gravitation, and cosmology/Physical review. D. Particles and fields",
    abstract = "Le modèle standard de la cosmologie du grand big-bang chaud nécessite des conditions initiales qui sont problématiques de deux façons : (1) L'univers primitif est supposé être hautement homogène, malgré le fait que les régions séparées étaient causalement déconnectées (problème de l'horizon) ; et (2) la valeur initiale de la constante de Hubble doit être ajustée avec une précision extraordinaire pour produire un univers aussi plat (c'est-à-dire près de la densité critique de masse) que celui que nous voyons aujourd'hui (problème de la platitude). Ces problèmes disparaîtraient si, dans son histoire primitive, l'univers s'était surrefroidi à des températures 28 ou plus d'ordres de grandeur en dessous de la température critique pour une transition de phase. Un facteur d'expansion énorme résulterait alors d'une période de croissance exponentielle, et l'entropie de l'univers serait multipliée par un facteur énorme lorsque la chaleur latente serait libérée. Un tel scénario est complètement naturel dans le contexte des modèles de grande unification des interactions des particules élémentaires. Dans de tels modèles, le surrefroidissement est également pertinent pour le problème de la suppression des monopôles. Malheureusement, le scénario semble conduire à certaines conséquences inacceptables, donc des modifications doivent être recherchées.",
    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 structure à grande échelle de l'Univers",
    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 = "Taille et âge de l'univers",
    year = "1981",
    howpublished = "Science, v. 213, p. 825- 830",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Van den Bergh, S., 1981, Taille et âge de l'univers: Science, v. 213, p. 825- 830.}"
}

@article{doi1010160370269382903732,
    author = "Hawking, S. W.",
    title = "Le développement des irrégularités dans un univers inflationnaire à bulle unique",
    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 = "Dynamique de la transition de phase dans le scénario de l'univers inflationnaire nouveau et génération de perturbations",
    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. et Moss, Ian G.",
    title = "Transitions de phase surchauffées dans l'univers très primitif",
    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 nouveau scénario de l'univers inflationnaire : une solution possible aux problèmes de l'horizon, de la platitude, de l'homogénéité, de l'isotropie et des monopôles primordiaux",
    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"
}

Nous présentons un modèle non singulier de cosmogénèse dans lequel l'Univers émerge en tant que résultat de la pénétration de barrière mécanique quantique. L'Univers est décrit tout au long de son évolution par une métrique de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), et la distribution de matière par un fluide parfait, dont l'équation d'état est choisie de manière à permettre le tunneling. L'évolution cosmique se déroule en trois étapes ; une configuration initiale d'espace-temps statique tunnelise vers un état de « boule de feu » dans lequel la création de particules se produit. À mesure que la boule de feu s'expand, la création de particules s'arrête, et l'Univers entre dans l'ère « post-grand-big-bang » de l'expansion adiabatique. Nous trouvons que dans le contexte de l'hypothèse FRW, seul un univers spatialement fermé peut ainsi se manifester. Les implications de ce schéma de création et les généralisations possibles sont discutées. En tant que sous-produit de cette investigation, nous trouvons que l'évolution de l'Univers est décrite par une équation de Gell-Mann---Low avec la fonction $\ensuremath{\beta}$ spécifiée par l'équation d'état.

@article{doi101103physrevd252065,
    author = "Atkatz, David et Pagels, Heinz",
    title = "Origine de l'Univers comme événement de tunneling quantique",
    year = "1982",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = {Nous présentons un modèle non singulier de cosmogénèse dans lequel l'Univers émerge en tant que résultat de la pénétration de barrière mécanique quantique. L'Univers est décrit tout au long de son évolution par une métrique de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), et la distribution de matière par un fluide parfait, dont l'équation d'état est choisie de manière à permettre le tunneling. L'évolution cosmique se déroule en trois étapes ; une configuration initiale d'espace-temps statique tunnelise vers un état de « boule de feu » dans lequel la création de particules se produit. À mesure que la boule de feu s'expand, la création de particules s'arrête, et l'Univers entre dans l'ère « post-grand-big-bang » de l'expansion adiabatique. Nous trouvons que dans le contexte de l'hypothèse FRW, seul un univers spatialement fermé peut ainsi se manifester. Les implications de ce schéma de création et les généralisations possibles sont discutées. En tant que sous-produit de cette investigation, nous trouvons que l'évolution de l'Univers est décrite par une équation de Gell-Mann---Low avec la fonction $\ensuremath{\beta}$ spécifiée par l'équation d'état.},
    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"
}

Le spectre des perturbations de densité est calculé dans le scénario de l'univers inflationnaire nouveau. La source principale est les fluctuations quantiques du champ de Higgs, qui conduisent à des fluctuations dans le temps où l'énergie du vide faux est libérée. La valeur de $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ à une échelle de longueur donnée $l$, au moment où le rayon de Hubble $\ensuremath{\gg}l$, est estimée. Cette quantité est presque invariante d'échelle (comme souhaité), mais est malheureusement environ ${10}^{5}$ fois trop grande.

@article{doi101103physrevlett491110,
    author = "Guth, Alan H. et Pi, So-Young",
    title = "Fluctuations in the New Inflationary Universe",
    year = "1982",
    journal = "Physical Review Letters",
    abstract = "Le spectre des perturbations de densité est calculé dans le scénario de l'univers inflationnaire nouveau. La source principale est les fluctuations quantiques du champ de Higgs, qui conduisent à des fluctuations dans le temps où l'énergie du vide faux est libérée. La valeur de $\frac{\ensuremath{\delta}\ensuremath{\rho}}{\ensuremath{\rho}}$ à une échelle de longueur donnée $l$, au moment où le rayon de Hubble $\ensuremath{\gg}l$, est estimée. Cette quantité est presque invariante d'échelle (comme souhaité), mais est malheureusement environ ${10}^{5}$ fois trop grande.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevlett.49.1110",
    doi = "10.1103/physrevlett.49.1110",
    openalex = "W2164459358"
}

L'état quantique d'un univers spatialement fermé peut être décrit par une fonction d'onde qui est une fonctionnelle des géométries des trois-variétés compactes et des valeurs des champs de matière sur ces variétés. La fonction d'onde obéit à l'équation différentielle fonctionnelle du second ordre de Wheeler-DeWitt. Nous proposons une fonction d'onde pour l'état « fondamental » ou d'excitation minimale : l'amplitude de l'état fondamental pour une géométrie à trois dimensions est donnée par une intégrale de chemin sur toutes les géométries à quatre dimensions compactes et définies positives qui ont la géométrie à trois dimensions comme bord. La exigence que l'hamiltonien soit hermitien définit alors les conditions aux limites pour l'équation de Wheeler-DeWitt et le spectre des états excités possibles. Pour illustrer ce qui précède, nous calculons les états fondamentaux et excités dans un modèle simple d'espace mini-superspace dans lequel le facteur d'échelle est le seul degré de liberté gravitationnel, un champ scalaire invariant conforme est le seul degré de liberté de matière et $\ensuremath{\Lambda}>0$. L'état fondamental correspond à l'espace de de Sitter dans la limite classique. Il existe des états excités qui représentent des univers qui s'expandent depuis un volume nul, atteignent une taille maximale, puis se recollapsent, mais qui ont une probabilité finie (bien que très faible) de traverser une barrière de potentiel vers un état de type de Sitter d'expansion continue. L'approche par intégrale de chemin nous permet de traiter des situations où la topologie de la trois-variété change. Nous estimons la probabilité que l'état fondamental dans notre modèle d'espace mini-superspace contienne plus d'un composant connexe de la surface spatiale.

@article{doi101103physrevd282960,
    author = "Hartle, James B. et Hawking, S. W.",
    title = "Fonction d'onde de l'Univers",
    year = "1983",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = {L'état quantique d'un univers spatialement fermé peut être décrit par une fonction d'onde qui est une fonctionnelle des géométries des trois-variétés compactes et des valeurs des champs de matière sur ces variétés. La fonction d'onde obéit à l'équation différentielle fonctionnelle du second ordre de Wheeler-DeWitt. Nous proposons une fonction d'onde pour l'état « fondamental » ou d'excitation minimale : l'amplitude de l'état fondamental pour une géométrie à trois dimensions est donnée par une intégrale de chemin sur toutes les géométries à quatre dimensions compactes et définies positives qui ont la géométrie à trois dimensions comme bord. La exigence que l'hamiltonien soit hermitien définit alors les conditions aux limites pour l'équation de Wheeler-DeWitt et le spectre des états excités possibles. Pour illustrer ce qui précède, nous calculons les états fondamentaux et excités dans un modèle simple d'espace mini-superspace dans lequel le facteur d'échelle est le seul degré de liberté gravitationnel, un champ scalaire invariant conforme est le seul degré de liberté de matière et $\ensuremath{\Lambda}>0$. L'état fondamental correspond à l'espace de de Sitter dans la limite classique. Il existe des états excités qui représentent des univers qui s'expandent depuis un volume nul, atteignent une taille maximale, puis se recollapsent, mais qui ont une probabilité finie (bien que très faible) de traverser une barrière de potentiel vers un état de type de Sitter d'expansion continue. L'approche par intégrale de chemin nous permet de traiter des situations où la topologie de la trois-variété change. Nous estimons la probabilité que l'état fondamental dans notre modèle d'espace mini-superspace contienne plus d'un composant connexe de la surface spatiale.},
    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 = "L'état quantique de l'univers",
    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"
}

Selon le scénario de l'univers inflationniste, l'univers, dans les tout premiers stades de son évolution, était en expansion exponentielle dans un état de vide instable. À la fin des expansions exponentielles (inflation), l'énergie du vide instable (d'un champ scalaire classique) se transforme en énergie de matière chaude et dense, et l'évolution ultérieure de l'univers est décrite par la théorie habituelle de l'univers chaud. Récemment, il a été réalisé que l'expansion exponentielle durant les tout premiers stades de l'évolution de l'univers se produit naturellement dans une large classe de théories réalistes des particules élémentaires. Le scénario de l'univers inflationniste permet d'obtenir une solution simple à de nombreux problèmes cosmologiques de longue date et conduit à une modification cruciale du point de vue standard sur la structure à grande échelle de l'univers.

@article{doi10108800344885478002,
    author = "Linde, Andrei",
    title = "The inflationary Universe",
    year = "1984",
    journal = "Reports on Progress in Physics",
    abstract = "Selon le scénario de l'univers inflationniste, l'univers, dans les tout premiers stades de son évolution, était en expansion exponentielle dans un état de vide instable. À la fin des expansions exponentielles (inflation), l'énergie du vide instable (d'un champ scalaire classique) se transforme en énergie de matière chaude et dense, et l'évolution ultérieure de l'univers est décrite par la théorie habituelle de l'univers chaud. Récemment, il a été réalisé que l'expansion exponentielle durant les tout premiers stades de l'évolution de l'univers se produit naturellement dans une large classe de théories réalistes des particules élémentaires. Le scénario de l'univers inflationniste permet d'obtenir une solution simple à de nombreux problèmes cosmologiques de longue date et conduit à une modification cruciale du point de vue standard sur la structure à grande échelle de l'univers.",
    url = "https://doi.org/10.1088/0034-4885/47/8/002",
    doi = "10.1088/0034-4885/47/8/002",
    openalex = "W2034898285",
    references = "doi1010160003491678901768, doi101038246396a0"
}

On suppose que l'Univers est dans l'état quantique défini par une intégrale de chemin sur des métriques quatre-dimensionnelles compactes. Cela peut être considéré comme une condition aux limites pour la fonction d'onde de l'Univers sur l'espace des superspaces, l'espace de toutes les configurations de métriques trois-dimensionnelles et de champs de matière sur une surface trois-dimensionnelle. Nous étendons des travaux précédents sur des approximations de dimension finie à l'espace des superspaces à l'espace infini-dimensionnel complet. Nous traitons exactement les deux degrés de liberté homogènes et isotropes et les autres à l'ordre deux. Nous justifions cette approximation en montrant que les modes inhomogènes ou anisotropes commencent dans leur état fondamental. Nous dérivons des équations de Schrödinger dépendantes du temps pour chaque mode. Les modes restent dans leur état fondamental jusqu'à ce que leur longueur d'onde dépasse la taille de l'horizon pendant la période d'expansion exponentielle. Les fluctuations d'état fondamental sont ensuite amplifiées par l'expansion subséquente et les modes réentrent dans l'horizon à l'ère dominée par la matière ou le rayonnement dans un état hautement excité. Nous obtenons un spectre sans échelle des perturbations de densité qui pourrait expliquer l'origine des galaxies et de toute autre structure dans l'Univers. Les fluctuations seraient compatibles avec les observations du fond diffus micro-ondes si la masse du champ scalaire qui conduit à l'inflation est ${10}^{14}$ GeV ou moins.

@article{doi101103physrevd311777,
    author = "Halliwell, J. J. et Hawking, S. W.",
    title = "Origine de la structure dans l'Univers",
    year = "1985",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = {On suppose que l'Univers est dans l'état quantique défini par une intégrale de chemin sur des métriques quatre-dimensionnelles compactes. Cela peut être considéré comme une condition aux limites pour la fonction d'onde de l'Univers sur l'espace des superspaces, l'espace de toutes les configurations de métriques trois-dimensionnelles et de champs de matière sur une surface trois-dimensionnelle. Nous étendons des travaux précédents sur des approximations de dimension finie à l'espace des superspaces à l'espace infini-dimensionnel complet. Nous traitons exactement les deux degrés de liberté homogènes et isotropes et les autres à l'ordre deux. Nous justifions cette approximation en montrant que les modes inhomogènes ou anisotropes commencent dans leur état fondamental. Nous dérivons des équations de Schrödinger dépendantes du temps pour chaque mode. Les modes restent dans leur état fondamental jusqu'à ce que leur longueur d'onde dépasse la taille de l'horizon pendant la période d'expansion exponentielle. Les fluctuations d'état fondamental sont ensuite amplifiées par l'expansion subséquente et les modes réentrent dans l'horizon à l'ère dominée par la matière ou le rayonnement dans un état hautement excité. Nous obtenons un spectre sans échelle des perturbations de densité qui pourrait expliquer l'origine des galaxies et de toute autre structure dans l'Univers. Les fluctuations seraient compatibles avec les observations du fond diffus micro-ondes si la masse du champ scalaire qui conduit à l'inflation est ${10}^{14}$ GeV ou moins.},
    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 = "Stochastic de sitter (inflationnaire) dans l'univers primitif",
    year = "1988",
    booktitle = "Notes de cours de physique",
    url = "https://doi.org/10.1007/3-540-16452-9\_6",
    doi = "10.1007/3-540-16452-9\_6",
    openalex = "W1593303744",
    references = "doi101038246396a0"
}

Il existe actuellement suffisamment de preuves pour justifier la croyance selon laquelle l'univers a commencé à exister sans être causé à le faire. Ces preuves incluent les théorèmes de singularité de Hawking-Penrose, qui reposent sur la théorie générale de la relativité d'Einstein, et les modèles cosmologiques quantiques récemment introduits de l'univers primitif. Les théorèmes de singularité mènent à une explication du commencement de l'univers qui implique la notion de singularité du Big Bang, et les modèles cosmologiques quantiques représentent le commencement principalement en termes de la notion de fluctuation du vide. Les théories qui représentent l'univers comme infiniment vieux ou comme causé à commencer sont montrées comme étant en contradiction avec ou du moins non soutenues par ces et d'autres notions cosmologiques actuelles.

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

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

Si la topologie et la géométrie de l'espace-temps sont variables d'un point de vue mécanique quantique, alors la topologie et la géométrie classiques à grande échelle observées dans notre univers doivent être des prédictions statistiques de sa condition initiale. Cet article examine les prédictions de la condition initiale « sans frontière » pour la topologie et la géométrie actuelles à grande échelle. Les solutions réelles de tunneling à action finie de l'équation d'Einstein sont importantes pour de telles prédictions. Elles consistent en des géométries riemanniennes (euclidiennes) compactes jointes à une géométrie cosmologique lorentzienne à travers une surface de type espace à courbure extrinsèque nulle. La classification de ces solutions est discutée et des contraintes générales sur leur topologie sont dérivées. Par exemple, il est montré que, si le tenseur de Ricci euclidien est positif, alors une solution réelle de tunneling ne peut nucléer qu'un seul espace-temps lorentzien connecté (théorème de la conception unique). Des exemples explicites de solutions réelles de tunneling pilotées par une constante cosmologique sont présentés et leurs implications pour la calvitie cosmique sont décrites. Il est soutenu que l'espace-temps à grande échelle le plus probable prédit par les solutions réelles de tunneling de la condition initiale « sans frontière » a la topologie R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ avec la métrique de de Sitter.

@article{doi101103physrevd422458,
    author = "Gibbons, G. W. et Hartle, James B.",
    title = "Géométries de tunneling réelles et topologie à grande échelle de l'univers",
    year = "1990",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = "Si la topologie et la géométrie de l'espace-temps sont variables d'un point de vue mécanique quantique, alors la topologie et la géométrie classiques à grande échelle observées dans notre univers doivent être des prédictions statistiques de sa condition initiale. Cet article examine les prédictions de la condition initiale « sans frontière » pour la topologie et la géométrie actuelles à grande échelle. Les solutions réelles de tunneling à action finie de l'équation d'Einstein sont importantes pour de telles prédictions. Elles consistent en des géométries riemanniennes (euclidiennes) compactes jointes à une géométrie cosmologique lorentzienne à travers une surface de type espace à courbure extrinsèque nulle. La classification de ces solutions est discutée et des contraintes générales sur leur topologie sont dérivées. Par exemple, il est montré que, si le tenseur de Ricci euclidien est positif, alors une solution réelle de tunneling ne peut nucléer qu'un seul espace-temps lorentzien connecté (théorème de la conception unique). Des exemples explicites de solutions réelles de tunneling pilotées par une constante cosmologique sont présentés et leurs implications pour la calvitie cosmique sont décrites. Il est soutenu que l'espace-temps à grande échelle le plus probable prédit par les solutions réelles de tunneling de la condition initiale « sans frontière » a la topologie R\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}${\mathit{S}}^{3}$ avec la métrique 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 : UNE THÉORIE DE L'ORDRE : Science, philosophie et vérité L'ordre et le hasard Le principe cosmologique fort et la flèche du temps L'importance d'être discret Sept étapes vers la physique quantique Alice dans le pays de la physique quantique Le principe cosmologique fort et la théorie quantique PART II : ASPECTS DE L'ORDRE LIMITÉ PAR LE TEMPS : Évolution cosmique : le modèle standard Agrégation gravitationnelle et ordre structurel Molécules, gènes et évolution Évolution et croissance de l'ordre Langage, pensée et perception Qu'est-ce que la conscience ? Esprit et corps Hasard, nécessité et liberté Notes.

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

@book{maffei1990the4,
    author = "Maffei, P",
    title = "The Universe in Time",
    year = "1990",
    publisher = "Cambridge, Mass., MIT Press, 407 p. ; Traduit de l'édition italienne (Milan, 1982) par M. Giaconni",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Maffei, P., 1990, The Universe in Time : Cambridge, Mass., MIT Press, 407 p. ; Traduit de l'édition italienne (Milan, 1982) par M. Giaconni.}"
}

Un nouveau type de mécanisme explicatif est proposé pour expliquer le fait que de nombreux nombres sans dimension qui caractérisent la physique des particules et la cosmologie prennent des valeurs non naturelles. Il est proposé que toutes les singularités finales « rebondissent » ou tunnelisent vers des singularités initiales de nouveaux univers, à partir desquels les paramètres sans dimension des modèles standards de la physique des particules et de la cosmologie subissent de petits changements aléatoires. Cette hypothèse spéculative, combinée à la physique conventionnelle de l'effondrement gravitationnel, constitue ensemble un mécanisme de sélection naturelle, dans lequel les choix de paramètres qui mènent à des univers produisant le plus de trous noirs au cours de leur vie sont sélectionnés. Si notre Univers est un membre typique de l'ensemble résultant de nombreuses générations de tels univers se reproduisant, il s'ensuit que les paramètres de notre Univers actuel sont proches d'un maximum local du nombre de trous noirs produits par univers. Ainsi, des modifications des paramètres de la physique des particules et de la cosmologie par rapport à leurs valeurs actuelles devraient tendre à diminuer le nombre de trous noirs dans l'univers. Trois exemples possibles de ce mécanisme sont décrits.

@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"
}

Aucun résumé n'est disponible pour ce contenu, donc un aperçu a été fourni. Veuillez utiliser le lien d'accès ci-dessus pour obtenir des informations sur la manière d'accéder à ce contenu.

@article{doi101017s001221730001057x,
    author = "Sullivan, Thomas D.",
    title = "On the Alleged Causeless Beginning of the Universe: A Reply to Quentin Smith",
    year = "1994",
    journal = "Dialogue",
    abstract = "Aucun résumé n'est disponible pour ce contenu, donc un aperçu a été fourni. Veuillez utiliser le lien d'accès ci-dessus pour obtenir des informations sur la manière d'accéder à ce contenu.",
    url = "https://doi.org/10.1017/s001221730001057x",
    doi = "10.1017/s001221730001057x",
    openalex = "W2081638908",
    references = "doi101086289415"
}

Nous examinons un scénario alternatif d'inflation qui peut expliquer un univers spatialement ouvert. Il est similaire à l'inflation ancienne dans laquelle la nucléation de bulles se produit dans la mer du vide faux, mais il diffère de l'inflation ancienne en ce que la seconde inflation lente se produit à l'intérieur d'une bulle nucléée. Par conséquent, notre univers observable est entièrement contenu dans une seule bulle nucléée. L'importance du scénario réside dans le fait qu'en dehors d'une variance causée par les paramètres du modèle, il nous fournit une prédiction définitive sur le spectre des perturbations de densité primordiales, et par conséquent, il est testable observationnellement. Ici, nous étudions le spectre des anisotropies du fond diffus cosmologique à grande échelle angulaire. Nous trouvons que la contribution des modes particuliers qui n'apparaissent jamais dans l'analyse harmonique habituelle est significative dans le cas Ω 0 ≲ 0,1.

@article{doi101086176588,
    author = "Yamamoto, Kazuhiro et Sasaki, Misao et Tanaka, Takahiro",
    title = "Grande anisotropie du fond diffus cosmologique dans un univers ouvert dans le scénario d'inflation à une bulle",
    year = "1995",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Nous examinons un scénario alternatif d'inflation qui peut expliquer un univers spatialement ouvert. Il est similaire à l'inflation ancienne dans laquelle la nucléation de bulles se produit dans la mer du vide faux, mais il diffère de l'inflation ancienne en ce que la seconde inflation lente se produit à l'intérieur d'une bulle nucléée. Par conséquent, notre univers observable est entièrement contenu dans une seule bulle nucléée. L'importance du scénario réside dans le fait qu'en dehors d'une variance causée par les paramètres du modèle, il nous fournit une prédiction définitive sur le spectre des perturbations de densité primordiales, et par conséquent, il est testable observationnellement. Ici, nous étudions le spectre des anisotropies du fond diffus cosmologique à grande échelle angulaire. Nous trouvons que la contribution des modes particuliers qui n'apparaissent jamais dans l'analyse harmonique habituelle est significative dans le cas Ω 0 ≲ 0,1.",
    url = "https://doi.org/10.1086/176588",
    doi = "10.1086/176588",
    openalex = "W2950545517"
}

Incités par des indications observationnelles d'une faible densité de masse cosmologique, nous étudions un modèle d'inflation spatialement ouvert modifiant le grand bang chaud dont l'histoire évolutive est divisée en trois époques : une époque d'inflation de champ scalaire précoce et les époques habituelles de rayonnement et de baryons (matière non relativiste). Généralisant des techniques précédemment développées, nous dérivons des solutions générales des équations de perturbation linéaire relativiste dans chaque époque. Les constantes d'intégration dans les solutions de l'époque d'inflation sont déterminées à partir de conditions initiales de mécanique quantique sous l'hypothèse que les perturbations sont dans l'état fondamental aux temps précoces. Les constantes d'intégration dans les solutions des époques de rayonnement et de baryons sont déterminées à partir de conditions de raccordement dérivées en exigeant que les équations de perturbation linéaire restent non singulières aux transitions entre les époques. Des expressions sont dérivées pour un certain nombre de statistiques de l'époque des baryons qui caractérisent la structure à grande échelle, y compris les fonctions de corrélation à deux points de la masse fractionnelle, de la vitesse propre et de la perturbation de potentiel gravitationnel, ainsi que la valeur moyenne quadratique des perturbations de masse fractionnelle et de vitesse propre. La relation de Sachs-Wolfe est généralisée au modèle ouvert et une expression pour le spectre de fluctuation angulaire de l'anisotropie de température du rayonnement micro-ondes cosmique est dérivée ; nous déterminons également la fonction de corrélation à deux points de la perturbation de vitesse dipolaire et sa valeur moyenne quadratique. Le spectre de puissance de la perturbation de densité d'énergie fractionnelle n'est pas une loi de puissance ; aux petites échelles, nous trouvons la loi habituelle du modèle plat invariant d'échelle n=+1, tandis qu'aux grandes échelles, nous découvrons un spectre n=-1. La partie à petite échelle de la fonction de corrélation à deux points de la perturbation de masse fractionnelle est en accord avec ce que l'on trouve dans le cas du modèle plat invariant d'échelle n=+1, mais elle présente un second zéro et aux grandes échelles les perturbations de masse fractionnelle sont faiblement corrélées positivement. Encore une fois, étant donné la forme des perturbations de masse fractionnelle, elles sont faiblement corrélées positivement. Encore une fois, étant donné la forme du spectre de puissance de la perturbation de densité d'énergie fractionnelle dans ce modèle, nous trouvons que la pente du potentiel de champ scalaire de l'époque d'inflation ne peut pas être excessivement contrainte par les données observationnelles.

@article{doi101103physrevd521837,
    author = "Ratra, Bharat et Peebles, P. J. E.",
    title = "Inflation dans un univers ouvert",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = "Incités par des indications observationnelles d'une faible densité de masse cosmologique, nous étudions un modèle d'inflation spatialement ouvert modifiant le grand bang chaud dont l'histoire évolutive est divisée en trois époques : une époque d'inflation de champ scalaire précoce et les époques habituelles de rayonnement et de baryons (matière non relativiste). Généralisant des techniques précédemment développées, nous dérivons des solutions générales des équations de perturbation linéaire relativiste dans chaque époque. Les constantes d'intégration dans les solutions de l'époque d'inflation sont déterminées à partir de conditions initiales de mécanique quantique sous l'hypothèse que les perturbations sont dans l'état fondamental aux temps précoces. Les constantes d'intégration dans les solutions des époques de rayonnement et de baryons sont déterminées à partir de conditions de raccordement dérivées en exigeant que les équations de perturbation linéaire restent non singulières aux transitions entre les époques. Des expressions sont dérivées pour un certain nombre de statistiques de l'époque des baryons qui caractérisent la structure à grande échelle, y compris les fonctions de corrélation à deux points de la masse fractionnelle, de la vitesse propre et de la perturbation de potentiel gravitationnel, ainsi que la valeur moyenne quadratique des perturbations de masse fractionnelle et de vitesse propre. La relation de Sachs-Wolfe est généralisée au modèle ouvert et une expression pour le spectre de fluctuation angulaire de l'anisotropie de température du rayonnement micro-ondes cosmique est dérivée ; nous déterminons également la fonction de corrélation à deux points de la perturbation de vitesse dipolaire et sa valeur moyenne quadratique. Le spectre de puissance de la perturbation de densité d'énergie fractionnelle n'est pas une loi de puissance ; aux petites échelles, nous trouvons la loi habituelle du modèle plat invariant d'échelle n=+1, tandis qu'aux grandes échelles, nous découvrons un spectre n=-1. La partie à petite échelle de la fonction de corrélation à deux points de la perturbation de masse fractionnelle est en accord avec ce que l'on trouve dans le cas du modèle plat invariant d'échelle n=+1, mais elle présente un second zéro et aux grandes échelles les perturbations de masse fractionnelle sont faiblement corrélées positivement. Encore une fois, étant donné la forme des perturbations de masse fractionnelle, elles sont faiblement corrélées positivement. Encore une fois, étant donné la forme du spectre de puissance de la perturbation de densité d'énergie fractionnelle dans ce modèle, nous trouvons que la pente du potentiel de champ scalaire de l'époque d'inflation ne peut pas être excessivement contrainte par les données observationnelles.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.1837",
    doi = "10.1103/physrevd.52.1837",
    openalex = "W2019344527"
}

Nous présentons un scénario naturel pour obtenir un univers ouvert (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}_{0}$1) grâce à l'inflation. Dans ce scénario, il y a deux époques d'expansion inflationnaire---une époque d'« inflation ancienne », durant laquelle le champ inflaton est coincé dans un faux vide, suivie d'une époque d'« inflation nouvelle », durant laquelle le champ d'inflation roule lentement vers son vrai minimum. Pendant la première époque, l'inflation résout les problèmes de lissage et d'horizon. Ensuite, un univers ouvert (avec une courbure spatiale négative) est créé par la nucléation d'une seule bulle. En effet, \ensuremath{\Omega} est instantanément « réinitialisé » à zéro. Pendant l'inflation « nouvelle » subséquente, \ensuremath{\Omega} augmente vers l'unité. La valeur de \ensuremath{\Omega} aujourd'hui est calculable en fonction des paramètres du potentiel, et nous montrons que l'obtention de valeurs significativement différentes de zéro ou de l'unité (bien que dans la plage 01) ne nécessite pas de réglage fin significatif. Nous calculons le spectre des perturbations de densité en faisant évoluer les modes du vide de Bunch-Davies à travers la paroi de la bulle vers son intérieur.

@article{doi101103physrevd523314,
    author = "Bucher, Martin et Goldhaber, Alfred S. et Turok, Neil",
    title = "Univers ouvert issu de l'inflation",
    year = "1995",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = "Nous présentons un scénario naturel pour obtenir un univers ouvert (${\mathrm{\ensuremath{\Omega}}}\_{0}$1) grâce à l'inflation. Dans ce scénario, il y a deux époques d'expansion inflationnaire---une époque d'« inflation ancienne », durant laquelle le champ inflaton est coincé dans un faux vide, suivie d'une époque d'« inflation nouvelle », durant laquelle le champ d'inflation roule lentement vers son vrai minimum. Pendant la première époque, l'inflation résout les problèmes de lissage et d'horizon. Ensuite, un univers ouvert (avec une courbure spatiale négative) est créé par la nucléation d'une seule bulle. En effet, \ensuremath{\Omega} est instantanément « réinitialisé » à zéro. Pendant l'inflation « nouvelle » subséquente, \ensuremath{\Omega} augmente vers l'unité. La valeur de \ensuremath{\Omega} aujourd'hui est calculable en fonction des paramètres du potentiel, et nous montrons que l'obtention de valeurs significativement différentes de zéro ou de l'unité (bien que dans la plage 01) ne nécessite pas de réglage fin significatif. Nous calculons le spectre des perturbations de densité en faisant évoluer les modes du vide de Bunch-Davies à travers la paroi de la bulle vers son intérieur.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.52.3314",
    doi = "10.1103/physrevd.52.3314",
    openalex = "W2159740059"
}

La théorie de la complexité est l'un des domaines les plus controversés de la recherche scientifique actuelle. Émergente de la théorie du chaos, la complexité suggère qu'il existe des tendances cachées dans la nature à sélectionner des états ordonnés, même lorsqu'ils sont statistiquement largement surpassés par des possibilités chaotiques : qu'il existe une profonde impulsion naturelle vers l'ordre, contrebalançant les tendances dégénératives de la deuxième loi de la thermodynamique. Comme le chaos, la complexité est un domaine de recherche multidisciplinaire et ceux qui y participent incluent des physiciens, des économistes et des biologistes. Il s'agit d'une étude sur la complexité.

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

Nous présentons des observations spectrales et photométriques de 10 supernovae de type Ia (SN Ia) dans la plage de décalage vers le rouge 0,16 z 0,62. Les distances de luminosité de ces objets sont déterminées par des méthodes qui utilisent des relations entre la luminosité des SN Ia et la forme de la courbe de lumière. Combinées aux données précédentes de notre équipe de recherche de supernovae à haut décalage vers le rouge et aux résultats récents de Riess et al., cet ensemble élargi de 16 supernovae à haut décalage vers le rouge permet d'estimer l'âge dynamique de l'univers à 14,2 ± 1,7 Gyr, incluant les incertitudes systématiques dans l'échelle actuelle des distances Céphéides. Nous estimons l'effet probable de plusieurs sources d'erreur systématique, y compris l'évolution des ancêtres et de la métallicité, l'extinction, les biais de sélection d'échantillon, les perturbations locales du taux d'expansion, le lentillage gravitationnel et la contamination de l'échantillon. Actuellement, aucun de ces effets ne semble concilier les données avec une valeur de q0 = 0.

@article{doi101086300499,
    author = "Riess, Adam G. et Filippenko, A. V. et Challis, P. et Clocchiatti, A. et Diercks, Alan H. et Garnavich, P. et Gilliland, Ron et Hogan, Craig J. et Jha, Saurabh W. et Kirshner, R. et Leibundgut, B. et Phillips, M. M. et Reiss, David J. et Schmidt, B. et Schommer, R. A. et Smith, R. Chris et Spyromilio, J. et Stubbs, C. W. et Suntzeff, N. B. et Tonry, J.",
    title = "Preuves observationnelles de supernovae pour un univers accéléré et une constante cosmologique",
    year = "1998",
    journal = "The Astronomical Journal",
    abstract = {Nous présentons des observations spectrales et photométriques de 10 supernovae de type Ia (SN Ia) dans la plage de décalage vers le rouge 0,16 z 0,62. Les distances de luminosité de ces objets sont déterminées par des méthodes qui utilisent des relations entre la luminosité des SN Ia et la forme de la courbe de lumière. Combinées aux données précédentes de notre équipe de recherche de supernovae à haut décalage vers le rouge et aux résultats récents de Riess et al., cet ensemble élargi de 16 supernovae à haut décalage vers le rouge permet d'estimer l'âge dynamique de l'univers à 14,2 ± 1,7 Gyr, incluant les incertitudes systématiques dans l'échelle actuelle des distances Céphéides. Nous estimons l'effet probable de plusieurs sources d'erreur systématique, y compris l'évolution des ancêtres et de la métallicité, l'extinction, les biais de sélection d'échantillon, les perturbations locales du taux d'expansion, le lentillage gravitationnel et la contamination de l'échantillon. Actuellement, aucun de ces effets ne semble concilier les données avec une valeur de q0 = 0.},
    url = "https://doi.org/10.1086/300499",
    doi = "10.1086/300499",
    openalex = "W2073832139"
}

Nous démontrons dans le cadre du modèle minisuperspace consistant en un univers fermé de Friedmann-Robertson-Walker couplé à un champ scalaire que la fonction d'onde de tunnel de Vilenkin ne peut être définie de manière cohérente que pour des choix particuliers de l'ordre des opérateurs dans l'équation de Wheeler-DeWitt. La exigence de régularité de la fonction d'onde a la conséquence particulière que l'amplitude de probabilité, qui a été utilisée précédemment dans la littérature dans des discussions de questions telles que la prédiction de l'inflation, est également mal définie pour certains choix de l'ordre des opérateurs avec la condition aux limites de Vilenkin. Par contraste, la fonction d'onde sans frontière de Hartle-Hawking peut être définie de manière cohérente dans ces modèles, indépendamment de l'ordre des opérateurs. L'importance de ce résultat est discutée dans le contexte du débat sur les prédictions de la cosmologie quantique semi-classique. En particulier, il est soutenu que l'inflation ne peut pas être considérée avec confiance comme une ``prédiction'' de la fonction d'onde de tunnel, pour des raisons similaires à celles invoquées précédemment dans le cas de la fonction d'onde sans frontière. Une synthèse des approches sans frontière et de tunnel est préconisée.

@article{doi101103physrevd59063513,
    author = "Kontoleon, Nectarios et Wiltshire, David L.",
    title = "Ordre des opérateurs et cohérence de la fonction d'onde de l'Univers",
    year = "1999",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D. Particules et champs",
    abstract = "Nous démontrons dans le cadre du modèle minisuperspace consistant en un univers fermé de Friedmann-Robertson-Walker couplé à un champ scalaire que la fonction d'onde de tunnel de Vilenkin ne peut être définie de manière cohérente que pour des choix particuliers de l'ordre des opérateurs dans l'équation de Wheeler-DeWitt. La exigence de régularité de la fonction d'onde a la conséquence particulière que l'amplitude de probabilité, qui a été utilisée précédemment dans la littérature dans des discussions de questions telles que la prédiction de l'inflation, est également mal définie pour certains choix de l'ordre des opérateurs avec la condition aux limites de Vilenkin. Par contraste, la fonction d'onde sans frontière de Hartle-Hawking peut être définie de manière cohérente dans ces modèles, indépendamment de l'ordre des opérateurs. L'importance de ce résultat est discutée dans le contexte du débat sur les prédictions de la cosmologie quantique semi-classique. En particulier, il est soutenu que l'inflation ne peut pas être considérée avec confiance comme une ``prédiction'' de la fonction d'onde de tunnel, pour des raisons similaires à celles invoquées précédemment dans le cas de la fonction d'onde sans frontière. Une synthèse des approches sans frontière et de tunnel est préconisée.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.59.063513",
    doi = "10.1103/physrevd.59.063513",
    openalex = "W2146565874",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

Le triangle cosmique est présenté comme un moyen de représenter l'état passé, présent et futur de l'univers. Notre position actuelle au sein du triangle cosmique est déterminée par les réponses à trois questions : Quelle est la quantité de matière dans l'univers ? Le taux d'expansion ralentit-il ou accélère-t-il ? Et, l'univers est-il plat ? Un examen des observations récentes suggère un univers léger (densité de matière d'environ un tiers de la valeur critique), en accélération et plat. L'accélération implique l'existence d'une énergie sombre cosmique qui surmonte l'attraction gravitationnelle mutuelle de la matière et provoque l'accélération de l'expansion.

@article{doi101126science28454191481,
    author = "Bahcall, Neta A. et Ostriker, Jeremiah P. et Perlmutter, S. et Steinhardt, Paul J.",
    title = "The Cosmic Triangle : Revealing the State of the Universe",
    year = "1999",
    journal = "Science",
    abstract = "Le triangle cosmique est présenté comme un moyen de représenter l'état passé, présent et futur de l'univers. Notre position actuelle au sein du triangle cosmique est déterminée par les réponses à trois questions : Quelle est la quantité de matière dans l'univers ? Le taux d'expansion ralentit-il ou accélère-t-il ? Et, l'univers est-il plat ? Un examen des observations récentes suggère un univers léger (densité de matière d'environ un tiers de la valeur critique), en accélération et plat. L'accélération implique l'existence d'une énergie sombre cosmique qui surmonte l'attraction gravitationnelle mutuelle de la matière et provoque l'accélération de l'expansion.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.284.5419.1481",
    doi = "10.1126/science.284.5419.1481",
    openalex = "W2060566384",
    references = "doi101073pnas153168"
}

Tous les systèmes physiques enregistrent et traitent de l'information. Les lois de la physique déterminent la quantité d'information qu'un système physique peut enregistrer (nombre de bits) et le nombre d'opérations logiques élémentaires qu'un système peut effectuer (nombre d'ops). L'Univers est un système physique. La quantité d'information que l'Univers peut enregistrer et le nombre d'opérations élémentaires qu'il a pu effectuer au cours de son histoire sont calculés. L'Univers a pu effectuer 10(120) ops sur 10(90) bits (10(120) bits incluant les degrés de liberté gravitationnels).

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

@article{doi101016jphysletb200412067,
    author = "Ambjørn, J. et Jurkiewicz, J. et Loll, R.",
    title = "Univers semi-classique à partir des premiers principes",
    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"
}

Nous fournissons des preuves détaillées du fait que la gravité quantique non perturbative, définie à travers des sommes d'états de géométries triangulées causales, possède une limite à grande échelle dans laquelle la dimension de l'espace-temps est quatre et que la dynamique du volume de l'univers se comporte de manière semi-classique. Il s'agit d'une première étape dans la reconstruction de l'univers à partir d'un principe dynamique à l'échelle de Planck, et fournit en même temps un contrôle de cohérence non trivial de la méthode des triangulations dynamiques causales. Un examen plus attentif de la géométrie quantique révèle un certain nombre d'aspects hautement non classiques, notamment une réduction dynamique de l'espace-temps à deux dimensions à petite échelle et une structure fractale des tranches de temps constant.

@article{doi101103physrevd72064014,
    author = "Ambjørn, J. et Jurkiewicz, J. et Loll, R.",
    title = "Reconstructing the Universe",
    year = "2005",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D, Particules, champs, gravitation et cosmologie",
    abstract = "We provide detailed evidence for the claim that nonperturbative quantum gravity, defined through state sums of causal triangulated geometries, possesses a large-scale limit in which the dimension of spacetime is four and the dynamics of the volume of the universe behaves semiclassically. This is a first step in reconstructing the universe from a dynamical principle at the Planck scale, and at the same time provides a nontrivial consistency check of the method of causal dynamical triangulations. A closer look at the quantum geometry reveals a number of highly nonclassical aspects, including a dynamical reduction of spacetime to two dimensions on short scales and a fractal structure of slices of constant time.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.72.064014",
    doi = "10.1103/physrevd.72.064014",
    openalex = "W2167377764",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

En trois dimensions d'espace-temps, la relativité générale se simplifie considérablement, devenant une théorie « topologique » sans degrés de liberté locaux propagatifs. Néanmoins, de nombreux problèmes conceptuels difficiles liés à la quantification de la gravité demeurent. Dans cette revue, je résume l'ensemble assez vaste de travaux consacrés à la quantification de la gravité du vide en (2 + 1) dimensions dans le cadre d'un univers spatialement fermé.

@article{doi1012942lrr20051,
    author = "Carlip, Steven",
    title = "Gravité quantique en 2 + 1 dimensions : le cas d'un univers fermé",
    year = "2005",
    journal = "Living Reviews in Relativity",
    abstract = {En trois dimensions d'espace-temps, la relativité générale se simplifie considérablement, devenant une théorie « topologique » sans degrés de liberté locaux propagatifs. Néanmoins, de nombreux problèmes conceptuels difficiles liés à la quantification de la gravité demeurent. Dans cette revue, je résume l'ensemble assez vaste de travaux consacrés à la quantification de la gravité du vide en (2 + 1) dimensions dans le cadre d'un univers spatialement fermé.},
    url = "https://doi.org/10.12942/lrr-2005-1",
    doi = "10.12942/lrr-2005-1",
    openalex = "W2109193263",
    references = "doi101103physrevd422458"
}

@incollection{doi10100797835407347892,
    title = "La structure à grande échelle de l'Univers",
    year = "2007",
    booktitle = "Bibliothèque d'astronomie et d'astrophysique",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-3-540-73478-9\_2",
    doi = "10.1007/978-3-540-73478-9\_2",
    openalex = "W2981570800"
}

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

Il y a dix ans, la découverte que l'expansion de l'univers s'accélère a permis de mettre en place le dernier maillon majeur du modèle cosmologique actuel, dans lequel l'univers est composé de 4 % de baryons, 20 % de matière noire et 76 % d'énergie sombre. En même temps, elle a posé l'un des mystères les plus profonds de toute la science, avec des liens profonds à la fois avec l'astrophysique et la physique des particules. L'accélération cosmique pourrait provenir de la gravité répulsive de l'énergie sombre — par exemple, l'énergie quantique du vide — ou elle pourrait signaler que la relativité générale (RG) cesse de fonctionner aux échelles cosmologiques et doit être remplacée. Nous passons en revue les preuves observationnelles actuelles de l'accélération cosmique et ce qu'elles ont révélé sur l'énergie sombre, discutons des diverses idées théoriques qui ont été proposées pour expliquer l'accélération, et décrivons les sondages observationnels clés qui jetteront de la lumière sur cet énigme dans les années à venir.

@article{doi101146annurevastro46060407145243,
    author = "Frieman, J. et Turner, Michael S. et Huterer, Dragan",
    title = "Dark Energy and the Accelerating Universe",
    year = "2008",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Il y a dix ans, la découverte que l'expansion de l'univers s'accélère a permis de mettre en place le dernier maillon majeur du modèle cosmologique actuel, dans lequel l'univers est composé de 4\% de baryons, 20\% de matière noire et 76\% d'énergie sombre. En même temps, elle a posé l'un des mystères les plus profonds de toute la science, avec des liens profonds à la fois avec l'astrophysique et la physique des particules. L'accélération cosmique pourrait provenir de la gravité répulsive de l'énergie sombre — par exemple, l'énergie quantique du vide — ou elle pourrait signaler que la relativité générale (RG) cesse de fonctionner aux échelles cosmologiques et doit être remplacée. Nous passons en revue les preuves observationnelles actuelles de l'accélération cosmique et ce qu'elles ont révélé sur l'énergie sombre, discutons des diverses idées théoriques qui ont été proposées pour expliquer l'accélération, et décrivons les sondages observationnels clés qui jetteront de la lumière sur cet énigme dans les années à venir.",
    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"
}

Cet essai philosophique explore la relation entre les simulations scientifiques modernes et l'avenir de l'univers. Nous soutenons qu'une simulation d'un univers entier résultera de l'activité scientifique future. Cela nous oblige à relever le défi de simuler une évolution sans fin à tous les niveaux dans une seule simulation. La simulation devrait englober non seulement l'évolution biologique, mais aussi l'évolution physique (un niveau inférieur) et l'évolution culturelle (un niveau supérieur). La simulation nous permettrait d'explorer ce qui se produirait si nous « rejouions le film de l'univers » avec les mêmes ou différentes lois et conditions initiales. Nous distinguons également entre la modélisation du monde réel et celle du monde artificiel. En supposant que la vie intelligente puisse en effet simuler un univers entier, cela conduit à deux hypothèses provisoires. Certains auteurs ont soutenu que nous pourrions déjà être dans une simulation exécutée par une entité intelligente. Ou, si une telle simulation pouvait être rendue réelle, cela conduirait à la production d'un nouvel univers. Cette dernière direction est défendue par une approche philosophique spéculative prudente, soulignant l'impératif de trouver une solution au problème de la mort thermique en cosmologie. Le lecteur est invité à consulter l'Annexe 1 pour un aperçu de la structure logique de cet essai. -- Mots-clés : lointain futur, avenir de la science, ALife, simulation, réalisation, cosmologie, mort thermique, ajustement fin, théologie physique, sélection naturelle cosmologique, sélection artificielle cosmologique, cosmogenèse artificielle, hypothèse du biocosme égoïste, principe méduso-anthropique, hypothèse de la singularité développementale, rôle de la vie intelligente.

@misc{doi1048550arxiv08031087,
    author = "Vidal, Clément",
    title = "The Future of Scientific Simulations: from Artificial Life to Artificial Cosmogenesis",
    year = "2008",
    booktitle = "ArXiv.org",
    abstract = {This philosophical paper explores the relation between modern scientific simulations and the future of the universe. We argue that a simulation of an entire universe will result from future scientific activity. This requires us to tackle the challenge of simulating open-ended evolution at all levels in a single simulation. The simulation should encompass not only biological evolution, but also physical evolution (a level below) and cultural evolution (a level above). The simulation would allow us to probe what would happen if we would "replay the tape of the universe" with the same or different laws and initial conditions. We also distinguish between real-world and artificial-world modelling. Assuming that intelligent life could indeed simulate an entire universe, this leads to two tentative hypotheses. Some authors have argued that we may already be in a simulation run by an intelligent entity. Or, if such a simulation could be made real, this would lead to the production of a new universe. This last direction is argued with a careful speculative philosophical approach, emphasizing the imperative to find a solution to the heat death problem in cosmology. The reader is invited to consult Annex 1 for an overview of the logical structure of this paper. -- Keywords: far future, future of science, ALife, simulation, realization, cosmology, heat death, fine-tuning, physical eschatology, cosmological natural selection, cosmological artificial selection, artificial cosmogenesis, selfish biocosm hypothesis, meduso-anthropic principle, developmental singularity hypothesis, role of intelligent life.},
    url = "https://doi.org/10.48550/arxiv.0803.1087",
    doi = "10.48550/arxiv.0803.1087",
    openalex = "W1582948755",
    references = "doi101007bf02084158, doi10103835023282, doi101038nature03597, doi10106312820190, doi1010631881299, doi1011111467921300309, doi10230720031996, doi105860choice273873, openalexw1489050524, openalexw1522029621"
}

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

Cet article présente une théorie de grande unification simple et purement géométrique. La gravité quantique, les interactions électrostatiques et magnétiques sont démontrées dans un cadre unifié. Les lois de Newton, de Gauss et de Biot‐Savart sont dérivées à partir de principes premiers. La symétrie d'unification est définie pour toutes les forces existantes. Ce modèle alternatif ne nécessite pas les forces forte et électrofaible. Une topologie hypersphérique d'onde de choc 4D est proposée pour l'Univers, qui, combinée à un principe lagrangien quantique et à un modèle basé sur les dilatons pour la matière, aboutit à une expansion en étapes quantifiées pour l'Univers tout entier le long d'une direction radiale au sein d'un manifold spatial 4D. Le modèle standard hypergéométrique pour la matière, la topologie de l'Univers et une nouvelle loi de la gravitation sont présentés.

@article{doi10106313536448,
    author = "Pereira, Marco A.",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmology and Standard Model",
    year = "2010",
    journal = "AIP conference proceedings",
    abstract = "This paper presents a simple and purely geometrical Grand Unification Theory. Quantum Gravity, Electrostatic and Magnetic interactions are shown in a unified framework. Newton’s, Gauss’ and Biot‐Savart’s Laws are derived from first principles. Unification symmetry is defined for all the existing forces. This alternative model does not require Strong and Electroweak forces. A 4D Shock ‐Wave Hyperspherical topology is proposed for the Universe which together with a Quantum Lagrangian Principle and a Dilator based model for matter result in a quantized stepwise expansion for the whole Universe along a radial direction within a 4D spatial manifold. The Hypergeometrical Standard Model for matter, Universe Topology and a new Law of Gravitation are presented.",
    url = "https://doi.org/10.1063/1.3536448",
    doi = "10.1063/1.3536448",
    openalex = "W2037727759",
    references = "doi10106311580037, openalexw9793639"
}

Nous proposons un modèle d'inflation avec un potentiel approprié pour un seul champ scalaire qui appartient à la large classe de l'inflation de crête. Nous dérivons les expressions analytiques pour la plupart des grandeurs physiques liées à l'inflation et montrons qu'elles représentent toutes le comportement réel tel que requis par un modèle d'inflation. Nous soumettons ensuite les résultats à une vérification observationnelle en formulant la théorie des perturbations basée sur notre modèle, suivie d'une estimation des valeurs de ces paramètres observables. Notre modèle s'avère être en excellent accord avec les données observationnelles. Ainsi, les caractéristiques liées au modèle nous conduisent à inférer que ce type d'inflation de crête peut être un choix naturel pour expliquer l'univers primordial.

@article{doi10108814757516201001029,
    author = "Pal, Barun Kumar et Pal, Supratik et Basu, Banasri",
    title = "Inflation de crête modifiée : un choix naturel pour l'univers primordial",
    year = "2010",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "Nous proposons un modèle d'inflation avec un potentiel approprié pour un seul champ scalaire qui appartient à la large classe de l'inflation de crête. Nous dérivons les expressions analytiques pour la plupart des grandeurs physiques liées à l'inflation et montrons qu'elles représentent toutes le comportement réel tel que requis par un modèle d'inflation. Nous soumettons ensuite les résultats à une vérification observationnelle en formulant la théorie des perturbations basée sur notre modèle, suivie d'une estimation des valeurs de ces paramètres observables. Notre modèle s'avère être en excellent accord avec les données observationnelles. Ainsi, les caractéristiques liées au modèle nous conduisent à inférer que ce type d'inflation de crête peut être un choix naturel pour expliquer l'univers primordial.",
    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 = "L'hypothèse de la transcension : les civilisations suffisamment avancées quittent inévitablement notre univers, et implications pour le METI et le 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 = "Cosmogénèse artificielle : une nouvelle forme de cosmologie",
    year = "2012",
    booktitle = "Émergence, complexité et calcul",
    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"
}

Nous passons en revue les preuves observationnelles d'une asymétrie matière-antimatière dans l'univers primitif, qui conduit à la densité de matière résiduelle que nous observons aujourd'hui. Nous discutons également des limites concernant la présence d'antimatière dans l'univers actuel, y compris la possibilité d'une grande asymétrie de leptons dans le fond cosmique de neutrinos. Nous passons brièvement en revue le cadre théorique dans lequel la baryogenèse, la génération dynamique d'une asymétrie matière-antimatière, peut se produire. À titre d'exemple, nous discutons d'un modèle minimal de physique des particules testable qui explique simultanément l'asymétrie baryonique de l'univers, les oscillations de neutrinos et la matière noire.

@article{doi10108813672630149095012,
    author = "Canetti, Laurent et Drewes, Marco et Shaposhnikov, Mikhail",
    title = "Matière et antimatière dans l'univers",
    year = "2012",
    journal = "New Journal of Physics",
    abstract = "Nous passons en revue les preuves observationnelles d'une asymétrie matière-antimatière dans l'univers primitif, qui conduit à la densité de matière résiduelle que nous observons aujourd'hui. Nous discutons également des limites concernant la présence d'antimatière dans l'univers actuel, y compris la possibilité d'une grande asymétrie de leptons dans le fond cosmique de neutrinos. Nous passons brièvement en revue le cadre théorique dans lequel la baryogenèse, la génération dynamique d'une asymétrie matière-antimatière, peut se produire. À titre d'exemple, nous discutons d'un modèle minimal de physique des particules testable qui explique simultanément l'asymétrie baryonique de l'univers, les oscillations de neutrinos et la matière noire.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    doi = "10.1088/1367-2630/14/9/095012",
    openalex = "W1977127359",
    references = "doi101007bf01332580"
}

Dans un espace de fond Friedmann-Robertson-Walker (FRW) ouvert, nous étudions les modèles cosmologiques classiques et quantiques dans le cadre de la théorie de la gravité massive non linéaire récemment proposée. Bien que les contraintes présentes dans cette théorie l'empêchent d'admettre les modèles FRW plats et fermés comme solutions cosmologiques, ce n'est pas le cas pour l'univers FRW ouvert. Nous avons montré que, que ce soit en l'absence de matière ou en présence d'un fluide parfait, les équations de champ classiques d'une telle théorie adoptent des solutions physiques pour le modèle FRW ouvert, dans lesquelles le terme de masse se manifeste comme une constante cosmologique. Ces solutions classiques consistent en deux branches distinctes : l'une est un univers en contact qui tend vers une singularité future de taille nulle, tandis que l'autre est un univers en expansion ayant une singularité passée à partir de laquelle il commence son évolution. Une région classiquement interdite sépare ces deux branches l'une de l'autre. Nous employons ensuite la procédure de quantification canonique familière dans le cadre cosmologique donné pour trouver les fonctions d'onde cosmologiques. Nous utilisons la fonction d'onde résultante pour examiner la possibilité d'éviter les singularités classiques dues aux effets quantiques. Il est montré que les valeurs d'attente quantiques du facteur d'échelle, bien qu'elles aient des phases de contraction ou d'expansion comme leurs homologues classiques, ne sont pas déconnectées les unes des autres. En effet, la région classiquement interdite peut être remplacée par une période de rebond dans laquelle le facteur d'échelle rebondit de l'ère de contraction à l'ère d'expansion. En utilisant l'approche bohmienne de la mécanique quantique, nous calculons également la trajectoire bohmienne et le potentiel quantique liés au système, dont l'analyse montre qu'ils sont les effets directs du terme de masse sur la dynamique de l'univers.

@article{doi101103physrevd85083529,
    author = "Vakili, Babak et Khosravi, Nima",
    title = "Cosmologie massive classique et quantique pour l'univers FRW ouvert",
    year = "2012",
    journal = "Physical review. D. Particules, champs, gravitation et cosmologie/Physical review. D, Particules, champs, gravitation et cosmologie",
    abstract = "Dans un espace de fond Friedmann-Robertson-Walker (FRW) ouvert, nous étudions les modèles cosmologiques classiques et quantiques dans le cadre de la théorie de la gravité massive non linéaire récemment proposée. Bien que les contraintes présentes dans cette théorie l'empêchent d'admettre les modèles FRW plats et fermés comme solutions cosmologiques, ce n'est pas le cas pour l'univers FRW ouvert. Nous avons montré que, que ce soit en l'absence de matière ou en présence d'un fluide parfait, les équations de champ classiques d'une telle théorie adoptent des solutions physiques pour le modèle FRW ouvert, dans lesquelles le terme de masse se manifeste comme une constante cosmologique. Ces solutions classiques consistent en deux branches distinctes : l'une est un univers en contact qui tend vers une singularité future de taille nulle, tandis que l'autre est un univers en expansion ayant une singularité passée à partir de laquelle il commence son évolution. Une région classiquement interdite sépare ces deux branches l'une de l'autre. Nous employons ensuite la procédure de quantification canonique familière dans le cadre cosmologique donné pour trouver les fonctions d'onde cosmologiques. Nous utilisons la fonction d'onde résultante pour examiner la possibilité d'éviter les singularités classiques dues aux effets quantiques. Il est montré que les valeurs d'attente quantiques du facteur d'échelle, bien qu'elles aient des phases de contraction ou d'expansion comme leurs homologues classiques, ne sont pas déconnectées les unes des autres. En effet, la région classiquement interdite peut être remplacée par une période de rebond dans laquelle le facteur d'échelle rebondit de l'ère de contraction à l'ère d'expansion. En utilisant l'approche bohmienne de la mécanique quantique, nous calculons également la trajectoire bohmienne et le potentiel quantique liés au système, dont l'analyse montre qu'ils sont les effets directs du terme de masse sur la dynamique de l'univers.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.85.083529",
    doi = "10.1103/physrevd.85.083529",
    openalex = "W2021852171",
    references = "doi101103physrevd61063501"
}

Les nouvelles cartes de température du fond diffus cosmologique (CMB) issues de Planck offrent la vue la plus précise à ce jour de la surface de dernière diffusion sur l'ensemble du ciel. Cela nous permet de détecter d'éventuels écarts par rapport au modèle standard d'une cosmologie globalement homogène et isotrope aux plus grandes échelles. Nous recherchons des corrélations induites par une topologie non triviale possible, dont le domaine fondamental intersecte ou intersecte presque la surface de dernière diffusion (à la distance comobile χrec), à la fois par une recherche directe de motifs circulaires correspondants aux intersections et par une recherche de vraisemblance optimale pour des topologies spécifiques. Pour cette dernière, nous considérons des espaces plats avec des topologies toroïdales cubiques (T3), de cheminée à côtés égaux (T2) et de dalle (T1), trois espaces multi-connectés à courbure positive constante (dodécédraux, cubes tronqués et octaédriques) et deux espaces à courbure négative compactes. Ces recherches ne permettent aucune détection de la topologie compacte avec une échelle inférieure au diamètre de la surface de dernière diffusion. Pour la plupart des topologies compactes étudiées, la vraisemblance maximisée par rapport à l'orientation de l'espace par rapport à la carte observée montre une certaine préférence pour les modèles multi-connectés légèrement supérieurs au diamètre de la surface de dernière diffusion. Puisque cet effet est également présent dans des réalisations simulées de cartes isotropes, nous l'interprétons comme l'alignement inévitable de corrélations anisotropes modérées avec des caractéristiques fortuites dans une seule réalisation du ciel ; une telle caractéristique peut également être présente, sous une forme plus atténuée, lorsque la vraisemblance est marginalisée par rapport aux orientations. Ainsi, marginalisée, les limites sur le rayon ℛi de la plus grande sphère inscrite dans le domaine topologique (à un rapport de vraisemblance logarithmique Δln ℒ > −5 par rapport à un modèle plat Planck à simple connexion de meilleur ajustement) sont : dans un Univers plat, ℛi > 0.92χrec pour le tore cubique T3 ; ℛi > 0.71χrec pour la cheminée T2 ; ℛi > 0.50χrec pour la dalle T1 ; et dans un Univers à courbure positive, ℛi > 1.03χrec pour l'espace dodécédral ; ℛi > 1.0χrec pour le cube tronqué ; et ℛi > 0.89χrec pour l'espace octaédrique. La limite pour une classe plus large de topologies, c'est-à-dire celles prédisant des paires correspondantes de cercles dos à dos, parmi lesquelles les tores et les trois cas sphériques listés ci-dessus, provenant de la recherche de cercles correspondants, est ℛi > 0.94χrec au niveau de confiance de 99 %. Des limites similaires s'appliquent à une large gamme, bien que non exhaustive, de topologies. Nous effectuons également une recherche bayésienne pour une géométrie globale anisotrope de type Bianchi VIIh. Dans le cadre non physique où la cosmologie de Bianchi est découplée de la cosmologie standard, les données de Planck favorisent l'inclusion d'un composant de Bianchi avec un facteur de Bayes d'au moins 1,5 unités de log-vraisemblance. En effet, le motif de Bianchi est assez efficace pour expliquer certaines des anomalies à grande échelle trouvées dans les données de Planck. Cependant, les paramètres cosmologiques qui génèrent ce motif sont en forte contradiction avec ceux trouvés à partir des données d'anisotropie du CMB seules. Dans le cadre motivé physiquement où les paramètres de Bianchi sont couplés et ajustés simultanément avec les paramètres cosmologiques standard, nous ne trouvons aucune preuve d'une cosmologie de type Bianchi VIIh et contraignons la vorticité de tels modèles à (ω/H)0 < 8,1 × 10-10 (niveau de confiance de 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 = "Résultats de Planck 2013. XXVI. Géométrie et topologie du fond cosmique de rayonnement",
    year = "2014",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Les nouvelles cartes de température du fond diffus cosmologique (CMB) de Planck offrent la vue la plus complète et de meilleure qualité de la surface de dernière diffusion disponible à ce jour. Cela nous permet de détecter d'éventuels écarts par rapport au modèle standard d'une cosmologie globalement homogène et isotrope aux plus grandes échelles. Nous recherchons des corrélations induites par une topologie non triviale possible, avec un domaine fondamental qui intersecte, ou presque intersecte, la surface de dernière diffusion (à la distance comobile χrec), à la fois par une recherche directe de motifs circulaires correspondants aux intersections et par une recherche de vraisemblance optimale pour des topologies spécifiques. Pour cette dernière, nous considérons des espaces plats avec des topologies toroïdales cubiques (T3), cheminées à faces égales (T2) et plaques (T1), trois espaces à courbure positive constante multi-connectés (dodécédraux, cubes tronqués et octaédriques) et deux espaces à courbure négative compactes. Ces recherches ne donnent aucune détection de la topologie compacte avec une échelle inférieure au diamètre de la surface de dernière diffusion. Pour la plupart des topologies compactes étudiées, la vraisemblance maximisée sur l'orientation de l'espace par rapport à la carte observée montre une préférence pour les modèles multi-connectés légèrement supérieurs au diamètre de la surface de dernière diffusion. Puisque cet effet est également présent dans des réalisations simulées de cartes isotropes, nous l'interprétons comme l'alignement inévitable de corrélations faiblement anisotropes avec des caractéristiques fortuites dans une seule réalisation du ciel ; une telle caractéristique peut également être présente, sous une forme plus atténuée, lorsque la vraisemblance est marginalisée sur les orientations. Ainsi, marginalisée, les limites sur le rayon ℛi de la plus grande sphère inscrite dans le domaine topologique (au rapport de vraisemblance logarithmique Δln ℒ > −5 par rapport à un modèle plat Planck à simple connexion de meilleur ajustement) sont : dans un univers plat, ℛi> 0.92χrec pour le tore cubique T3 ; ℛi> 0.71χrec pour la cheminée T2 ; ℛi> 0.50χrec pour la plaque T1 ; et dans un univers à courbure positive, ℛi> 1.03χrec pour l'espace dodécédral ; ℛi> 1.0χrec pour le cube tronqué ; et ℛi> 0.89χrec pour l'espace octaédrique. La limite pour une classe plus large de topologies, c'est-à-dire celles prédisant des paires de cercles dos à dos correspondants, parmi lesquelles les tores et les trois cas sphériques listés ci-dessus, provenant de la recherche de cercles correspondants, est ℛi> 0.94χrec au niveau de confiance de 99\%. Des limites similaires s'appliquent à une large gamme, bien que non exhaustive, de topologies. Nous effectuons également une recherche bayésienne pour une géométrie globale anisotrope de type Bianchi VIIh. Dans le cadre non physique où la cosmologie de Bianchi est découplée de la cosmologie standard, les données de Planck favorisent l'inclusion d'un composant de Bianchi avec un facteur de Bayes d'au moins 1,5 unités de preuve logarithmique. En effet, le motif de Bianchi est très efficace pour expliquer certaines des anomalies à grande échelle trouvées dans les données de Planck. Cependant, les paramètres cosmologiques qui génèrent ce motif sont en forte contradiction avec ceux trouvés à partir des données d'anisotropie du CMB seules. Dans le cadre motivé physiquement où les paramètres de Bianchi sont couplés et ajustés simultanément avec les paramètres cosmologiques standard, nous ne trouvons aucune preuve d'une cosmologie de type Bianchi VIIh et contraignons la vorticité de tels modèles à (ω/H)0< 8.1 × 10-10 (niveau de confiance de 95\%).",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321546",
    doi = "10.1051/0004-6361/201321546",
    openalex = "W2163930527",
    references = "doi101016037015739400085h, doi10108802649381159013, doi101103physrevd61063501"
}

Nous présentons le projet Illustris, une série de simulations hydrodynamiques à grande échelle de la formation des galaxies. La simulation de plus haute résolution, Illustris-1, couvre un volume de (106,5 Mpc) 3, possède une résolution de masse sombre de 6,26 × 10 6 M⊙ et une résolution initiale de masse de matière baryonique de 1,26 × 10 6 M⊙. À z = 0, les forces gravitationnelles sont adoucies à des échelles de 710 pc, et les plus petites cellules de gaz hydrodynamiques ont une étendue de 48 pc. Nous suivons l'évolution dynamique de 2 × 1820 3 éléments de résolution et, en outre, faisons évoluer passivement 1820 3 particules traceuses de Monte Carlo, atteignant un nombre total de particules supérieur à 18 milliards. Le modèle de formation des galaxies inclut : le refroidissement primordial et par raies métalliques avec corrections d'auto-écrantage, l'évolution stellaire, le retour d'énergie stellaire, le recyclage du gaz, l'enrichissement chimique, la croissance des trous noirs supermassifs et le retour d'énergie des noyaux galactiques actifs. Ici, nous décrivons la suite de simulations et comparons les prédictions de base de notre modèle pour la population galactique actuelle avec les observations de l'Univers local. À z = 0, notre volume de simulation contient environ 40 000 galaxies bien résolues couvrant une gamme diverse de morphologies et de couleurs, y compris les galaxies de type précoce, de type tardif et irrégulières. La simulation reproduit raisonnablement bien le taux de formation d'étoiles cosmique, la fonction de luminosité des galaxies et l'efficacité de conversion des baryons à z = 0. Elle capture également qualitativement l'impact de l'environnement galactique sur les fractions rouges des galaxies. La structure de vitesse interne de certaines galaxies à disque bien résolues obéit à la relation de Tully-Fisher stellaire et baryonique ainsi qu'à des courbes de vitesse circulaire plates. Dans le régime bien résolu, la simulation reproduit le mélange observé de galaxies de type précoce et de type tardif. Notre modèle prédit un impact dépendant de la masse du halo des effets baryoniques sur la fonction de masse des halos et les masses des halos causés par le retour d'énergie des supernovae et des noyaux galactiques actifs.

@article{doi101093mnrasstu1536,
    author = "Vogelsberger, Mark et Genel, Shy et Springel, Volker et Torrey, Paul et Sijacki, Debora et Xu, D. et Snyder, Greg et Nelson, Dylan et Hernquist, Lars",
    title = "Introducing the Illustris Project : simuler la coévolution de la matière sombre et de la matière visible dans l'Univers",
    year = "2014",
    journal = "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society",
    abstract = "Nous présentons le projet Illustris, une série de simulations hydrodynamiques à grande échelle de la formation des galaxies. La simulation de plus haute résolution, Illustris-1, couvre un volume de (106,5 Mpc) 3, possède une résolution de masse sombre de 6,26 × 10 6 M⊙ et une résolution initiale de masse de matière baryonique de 1,26 × 10 6 M⊙. À z = 0, les forces gravitationnelles sont adoucies à des échelles de 710 pc, et les plus petites cellules de gaz hydrodynamiques ont une étendue de 48 pc. Nous suivons l'évolution dynamique de 2 × 1820 3 éléments de résolution et, en outre, faisons évoluer passivement 1820 3 particules traceuses de Monte Carlo, atteignant un nombre total de particules supérieur à 18 milliards. Le modèle de formation des galaxies inclut : le refroidissement primordial et par raies métalliques avec corrections d'auto-écrantage, l'évolution stellaire, le retour d'énergie stellaire, le recyclage du gaz, l'enrichissement chimique, la croissance des trous noirs supermassifs et le retour d'énergie des noyaux galactiques actifs. Ici, nous décrivons la suite de simulations et comparons les prédictions de base de notre modèle pour la population galactique actuelle avec les observations de l'Univers local. À z = 0, notre volume de simulation contient environ 40 000 galaxies bien résolues couvrant une gamme diverse de morphologies et de couleurs, y compris les galaxies de type précoce, de type tardif et irrégulières. La simulation reproduit raisonnablement bien le taux de formation d'étoiles cosmique, la fonction de luminosité des galaxies et l'efficacité de conversion des baryons à z = 0. Elle capture également qualitativement l'impact de l'environnement galactique sur les fractions rouges des galaxies. La structure de vitesse interne de certaines galaxies à disque bien résolues obéit à la relation de Tully-Fisher stellaire et baryonique ainsi qu'à des courbes de vitesse circulaire plates. Dans le régime bien résolu, la simulation reproduit le mélange observé de galaxies de type précoce et de type tardif. Notre modèle prédit un impact dépendant de la masse du halo des effets baryoniques sur la fonction de masse des halos et les masses des halos causés par le retour d'énergie des supernovae et des noyaux galactiques actifs.",
    url = "https://doi.org/10.1093/mnras/stu1536",
    doi = "10.1093/mnras/stu1536",
    openalex = "W2204815181",
    references = "doi101038nature03597, doi1010880004637x7211193"
}

En utilisant des solutions numériques des équations du champ d'Einstein complètes couplées à un champ scalaire inflaton en 3+1 dimensions, nous étudions les conditions sous lesquelles un univers initialement en expansion, hautement inhomogène et dominé par l'énergie de gradient peut passer à une période d'inflation. Si les variations initiales du champ scalaire sont contenues dans une région suffisamment plate du potentiel inflaton, et que l'univers est spatialement plat ou ouvert en moyenne, l'inflation se produira après le dilution de l'énergie de gradient et cinétique due à l'expansion. C'est le cas même lorsque l'échelle des inhomogénéités est comparable à la longueur de Hubble initiale, et que les régions surdenses s'effondrent et forment des trous noirs, car les régions sous-denses continuent de s'étendre, permettant à l'inflation de commencer éventuellement. Cela établit que l'inflation peut survenir à partir de conditions initiales hautement inhomogènes et résoudre les problèmes de l'horizon et de la platitude, du moins tant que les variations du champ scalaire ne comprennent pas de valeurs qui dépassent la plate-forme inflationnaire.

@article{doi10108814757516201609010,
    author = "East, William E. et Kleban, Matthew et Linde, Andrei et Senatore, Leonardo",
    title = "Beginning inflation in an inhomogeneous universe",
    year = "2016",
    journal = "Journal of Cosmology and Astroparticle Physics",
    abstract = "En utilisant des solutions numériques des équations du champ d'Einstein complètes couplées à un champ scalaire inflaton en 3+1 dimensions, nous étudions les conditions sous lesquelles un univers initialement en expansion, hautement inhomogène et dominé par l'énergie de gradient peut passer à une période d'inflation. Si les variations initiales du champ scalaire sont contenues dans une région suffisamment plate du potentiel inflaton, et que l'univers est spatialement plat ou ouvert en moyenne, l'inflation se produira après le dilution de l'énergie de gradient et cinétique due à l'expansion. C'est le cas même lorsque l'échelle des inhomogénéités est comparable à la longueur de Hubble initiale, et que les régions surdenses s'effondrent et forment des trous noirs, car les régions sous-denses continuent de s'étendre, permettant à l'inflation de commencer éventuellement. Cela établit que l'inflation peut survenir à partir de conditions initiales hautement inhomogènes et résoudre les problèmes de l'horizon et de la platitude, du moins tant que les variations du champ scalaire ne comprennent pas de valeurs qui dépassent la plate-forme inflationnaire.",
    url = "https://doi.org/10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    doi = "10.1088/1475-7516/2016/09/010",
    openalex = "W2218756649",
    references = "doi101103physrevd61063501, doi101103physrevlett77215"
}

Cet article présente une théorie de grande unification simple et purement géométrique.\nLa gravité quantique, les interactions électrostatiques et magnétiques sont présentées dans un\ncadre unifié. La loi de la gravitation de Newton, la loi de l'électrostatique de Gauss et\nla loi de l'électromagnétisme de Biot-Savart sont dérivées à partir de principes premiers.\nLa lentille gravitationnelle et la précession du périhélie de Mercure sont reproduites dans la\nthéorie. La symétrie d'unification est définie pour toutes les forces existantes. Ce\nmodèle alternatif ne nécessite pas les forces forte et électrofaible. Une topologie\nhypersphérique d'onde de choc en 4D est proposée pour l'Univers, qui, combinée à un\nprincipe lagrangien quantique et à un modèle basé sur un dilateur pour la matière, conduit\nà une expansion en étapes quantifiées pour l'Univers entier le long d'une direction\nradiale au sein d'un manifold spatial en 4D. Le modèle standard hypergéométrique pour\nla matière, la topologie de l'Univers, la cosmogénèse simple et une nouvelle loi de la\ngravitation sont présentés. Les résultats de l'enquête sur les supernovae de type 1A HU\nsont fournis. Une nouvelle force de de-Broglie est proposée.

@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 = "Cet article présente une théorie de grande unification simple et purement géométrique.\nLa gravité quantique, les interactions électrostatiques et magnétiques sont présentées dans un\ncadre unifié. La loi de la gravitation de Newton, la loi de l'électrostatique de Gauss et\nla loi de l'électromagnétisme de Biot-Savart sont dérivées à partir de principes premiers.\nLa lentille gravitationnelle et la précession du périhélie de Mercure sont reproduites dans la\nthéorie. La symétrie d'unification est définie pour toutes les forces existantes. Ce\nmodèle alternatif ne nécessite pas les forces forte et électrofaible. Une topologie\nhypersphérique d'onde de choc en 4D est proposée pour l'Univers, qui, combinée à un\nprincipe lagrangien quantique et à un modèle basé sur un dilateur pour la matière, conduit\nà une expansion en étapes quantifiées pour l'Univers entier le long d'une direction\nradiale au sein d'un manifold spatial en 4D. Le modèle standard hypergéométrique pour\nla matière, la topologie de l'Univers, la cosmogénèse simple et une nouvelle loi de la\ngravitation sont présentés. Les résultats de l'enquête sur les supernovae de type 1A HU\nsont fournis. Une nouvelle force de de-Broglie est proposée.",
    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"
}

Ce papier présente une théorie de Grande Unification simple et purement géométrique. La gravité quantique, les interactions électrostatiques et magnétiques sont présentées dans un cadre unifié. La loi de la gravitation de Newton, la loi de l'électrostatique de Gauss et la loi de l'électromagnétisme de Biot-Savart sont dérivées à partir de principes premiers. Le lentillage gravitationnel et la précession du périhélie de Mercure sont reproduits au sein de la théorie. Une symétrie d'unification est définie pour toutes les forces existantes. Ce modèle alternatif ne nécessite pas les forces forte et électrofaible. Une topologie hypersphérique d'onde de choc en 4D est proposée pour l'Univers, qui, combinée à un principe lagrangien quantique et à un modèle basé sur le dilaton pour la matière, aboutit à une expansion en étapes quantifiées pour l'Univers entier le long d'une direction radiale au sein d'un manifold spatial en 4D. Le modèle standard hypergéométrique pour la matière, la topologie de l'Univers et une nouvelle loi de la gravitation sont présentés. Les lois de la gravitation et de la dynamique de Newton et d'Einstein, ainsi que la loi de l'électrostatique de Gauss, entre autres, sont remises en question lorsque HU présente les résultats de l'enquête sur les supernovae de type 1A. Les résultats de SN1a de HU remettent en question le modèle cosmologique standard actuel (L-CDM) en contestant sa règle cosmologique d(z). L'ensemble de données SDSS BOSS est montré comme soutenant une nouvelle théorie de cosmogenèse et la proposition de HU selon laquelle nous sommes intégrés dans un espace-temps en 5D. La théorie du Big Bang est montrée comme étant remise en question par l'ensemble de données SDSS BOSS. Les oscillations acoustiques hypersphériques sont démontrées dans la densité de galaxies SDSS BOSS. Une nouvelle force de de-Broglie est proposée.

@misc{openalexw2953388962,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "The Hypergeometrical Universe: Cosmogenesis, Cosmology and Standard Model",
    year = "2017",
    booktitle = "viXra",
    abstract = "Ce papier présente une théorie de Grande Unification simple et purement géométrique. La gravité quantique, les interactions électrostatiques et magnétiques sont présentées dans un cadre unifié. La loi de la gravitation de Newton, la loi de l'électrostatique de Gauss et la loi de l'électromagnétisme de Biot-Savart sont dérivées à partir de principes premiers. Le lentillage gravitationnel et la précession du périhélie de Mercure sont reproduits au sein de la théorie. Une symétrie d'unification est définie pour toutes les forces existantes. Ce modèle alternatif ne nécessite pas les forces forte et électrofaible. Une topologie hypersphérique d'onde de choc en 4D est proposée pour l'Univers, qui, combinée à un principe lagrangien quantique et à un modèle basé sur le dilaton pour la matière, aboutit à une expansion en étapes quantifiées pour l'Univers entier le long d'une direction radiale au sein d'un manifold spatial en 4D. Le modèle standard hypergéométrique pour la matière, la topologie de l'Univers et une nouvelle loi de la gravitation sont présentés. Les lois de la gravitation et de la dynamique de Newton et d'Einstein, ainsi que la loi de l'électrostatique de Gauss, entre autres, sont remises en question lorsque HU présente les résultats de l'enquête sur les supernovae de type 1A. Les résultats de SN1a de HU remettent en question le modèle cosmologique standard actuel (L-CDM) en contestant sa règle cosmologique d(z). L'ensemble de données SDSS BOSS est montré comme soutenant une nouvelle théorie de cosmogenèse et la proposition de HU selon laquelle nous sommes intégrés dans un espace-temps en 5D. La théorie du Big Bang est montrée comme étant remise en question par l'ensemble de données SDSS BOSS. Les oscillations acoustiques hypersphériques sont démontrées dans la densité de galaxies SDSS BOSS. Une nouvelle force de de-Broglie est proposée.",
    url = "https://openalex.org/W2953388962",
    openalex = "W2953388962"
}

La fonction d'onde de tunnel de l'univers est étudiée dans un cadre de minisuperspace d'un univers de type de Sitter avec un champ scalaire quantique, traité comme une perturbation. Nous considérons trois approches différentes pour définir la fonction d'onde de tunnel : (1) conditions aux limites de tunnel dans le superspace, (2) intégrale de chemin lorentzienne, et (3) tunnel quantique depuis un univers initial de taille nulle. Nous montrons que l'approche superspace nécessite des conditions aux limites de Robin pour les modes du champ scalaire, l'approche intégrale de chemin nécessite l'ajout d'un terme de bord approprié à l'action du champ scalaire, et l'approche univers initial nécessite que l'état quantique initial du champ scalaire soit le vide euclidien. Nous trouvons que les trois approches donnent des fonctions d'onde identiques et que les fluctuations du champ scalaire sont bien comportées, contrairement à des affirmations antérieures dans la littérature.

@article{doi101103physrevd98066003,
    author = "Vilenkin, Alexander et Yamada, Masaki",
    title = "Fonction d'onde de tunnel de l'univers",
    year = "2018",
    journal = "Physical review. D/Physical review. D.",
    abstract = "La fonction d'onde de tunnel de l'univers est étudiée dans un cadre de minisuperspace d'un univers de type de Sitter avec un champ scalaire quantique, traité comme une perturbation. Nous considérons trois approches différentes pour définir la fonction d'onde de tunnel : (1) conditions aux limites de tunnel dans le superspace, (2) intégrale de chemin lorentzienne, et (3) tunnel quantique depuis un univers initial de taille nulle. Nous montrons que l'approche superspace nécessite des conditions aux limites de Robin pour les modes du champ scalaire, l'approche intégrale de chemin nécessite l'ajout d'un terme de bord approprié à l'action du champ scalaire, et l'approche univers initial nécessite que l'état quantique initial du champ scalaire soit le vide euclidien. Nous trouvons que les trois approches donnent des fonctions d'onde identiques et que les fluctuations du champ scalaire sont bien comportées, contrairement à des affirmations antérieures dans la littérature.",
    url = "https://doi.org/10.1103/physrevd.98.066003",
    doi = "10.1103/physrevd.98.066003",
    openalex = "W2885315947",
    references = "doi101103physrevd502581"
}

Résumé L'origine et l'évolution de l'univers constituent l'une des questions les plus fascinantes et les plus complexes de l'investigation scientifique de la nature. La théorie générale de la relativité a permis d'aborder correctement cette question. Einstein a transformé la cosmologie lorsqu'il a formulé, en 1917, un modèle relativiste capable de décrire l'univers dans son ensemble. L'intégration des preuves observationnelles de la récession extragalactique dans les modèles du monde relativistes a culminé en 1930 avec la reconnaissance de l'univers en expansion, qui a été une percée dans la compréhension scientifique de l'univers dans son ensemble. Ce chapitre retrace l'histoire de la phase initiale de la cosmologie moderne, de la formulation des premiers modèles cosmologiques basés sur la relativité générale à l'acceptation de l'univers en expansion et à la première systématisation de la cosmologie relativiste en tant que nouvelle discipline scientifique.

@incollection{doi101093oxfordhb97801988176660133,
    author = "Realdi, Matteo",
    title = "Modèles relativistes et univers en expansion",
    year = "2019",
    booktitle = "Oxford University Press eBooks",
    abstract = "Résumé L'origine et l'évolution de l'univers constituent l'une des questions les plus fascinantes et les plus complexes de l'investigation scientifique de la nature. La théorie générale de la relativité a permis d'aborder correctement cette question. Einstein a transformé la cosmologie lorsqu'il a formulé, en 1917, un modèle relativiste capable de décrire l'univers dans son ensemble. L'intégration des preuves observationnelles de la récession extragalactique dans les modèles du monde relativistes a culminé en 1930 avec la reconnaissance de l'univers en expansion, qui a été une percée dans la compréhension scientifique de l'univers dans son ensemble. Ce chapitre retrace l'histoire de la phase initiale de la cosmologie moderne, de la formulation des premiers modèles cosmologiques basés sur la relativité générale à l'acceptation de l'univers en expansion et à la première systématisation de la cosmologie relativiste en tant que nouvelle discipline scientifique.",
    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. et Jerman, Igor et Melkikh, Alexey V. et Sbitnev, Valeriy I.",
    title = "Biophysique de la conscience : un code d'information acoustique invariant par échelle de l'espace quantique superfluide guide l'attribut mental de l'univers",
    year = "2020",
    booktitle = "Études en ingénierie du rythme",
    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"
}

La HU est la théorie de l'Univers hypergéométrique (HU)[1-8], proposée en 2006, où l'Univers est une hypersurface hypersphérique en expansion à la vitesse de la lumière et où la gravitation est une force dépendante de la vitesse absolue et de l'époque. Ici, nous présentons la cosmogenèse du Grand Pop et montrons nos calculs associés à l'équation d'état de l'Univers. Cet article est le premier d'une série d'articles[9-22] soutenant le changement de paradigme.

@misc{doi1020944preprints2022010106v1,
    author = "Pereira, Marco",
    title = "HU - L'équation d'état de la cosmogenèse du Grand Pop",
    year = "2022",
    booktitle = "Preprints.org",
    abstract = "La HU est la théorie de l'Univers hypergéométrique (HU)[1-8], proposée en 2006, où l'Univers est une hypersurface hypersphérique en expansion à la vitesse de la lumière et où la gravitation est une force dépendante de la vitesse absolue et de l'époque. Ici, nous présentons la cosmogenèse du Grand Pop et montrons nos calculs associés à l'équation d'état de l'Univers. Cet article est le premier d'une série d'articles[9-22] soutenant le changement de paradigme.",
    url = "https://doi.org/10.20944/preprints202201.0106.v1",
    doi = "10.20944/preprints202201.0106.v1",
    openalex = "W4205592212",
    references = "doi101007bf01397481, doi1010160031916364911369, doi10106311623617, doi101098rspa19210029, doi101103physrev1451156, doi101103physrevd23347, doi101103physrevlett114031103, doi101103physrevlett121261301, doi101103physrevlett13508, doi101142s0218271815300013, doi104172173643371000248, openalexw2953388962"
}