Introducción: pensar el final de todo
¿Alguna vez te preguntaste cómo será el final del universo?
No el final de la humanidad. No el fin de la Tierra. Ni siquiera el apagón del Sol dentro de miles de millones de años. Hablo de algo mucho más grande y difícil de imaginar: el destino final de toda la realidad física conocida.
El momento —si es que podemos llamarlo “momento”— en que ya no haya estrellas brillando, galaxias formándose, planetas girando alrededor de soles, ni estructuras complejas capaces de sostener vida, pensamiento o memoria.
La pregunta no es nueva. Los filósofos antiguos ya se preguntaban si el cosmos era eterno, cíclico o destinado a desaparecer. Aristóteles pensaba en un universo eterno, ordenado, sin comienzo ni final absoluto. Los estoicos, en cambio, imaginaban ciclos cósmicos de destrucción y renacimiento: una especie de incendio universal llamado ekpyrosis, después del cual todo volvía a comenzar. Mucho más tarde, Nietzsche recuperaría una idea parecida con su eterno retorno: la posibilidad inquietante de que todo vuelva a repetirse infinitamente.
Pero la ciencia moderna cambió el eje de la pregunta. Ya no hablamos solo de mitos, intuiciones o metáforas filosóficas. Hoy tenemos datos: expansión cósmica, radiación de fondo, termodinámica, relatividad general, materia oscura, energía oscura y modelos matemáticos que intentan proyectar el futuro del universo.
Y lo que la ciencia sugiere es tan fascinante como abrumador:
El universo podría no terminar con una explosión, sino con una lenta y silenciosa disolución.
No un final dramático. No un gran fuego final. Más bien, un apagón progresivo. Una eternidad fría. Una realidad cada vez más vacía.
Una historia cósmica que empezó con una concentración extrema de energía y podría terminar en la máxima dispersión posible.
El universo tuvo un comienzo caliente, denso y expansivo
Según el modelo cosmológico estándar, el universo observable comenzó hace unos 13.800 millones de años en un estado extremadamente caliente y denso. A eso lo llamamos Big Bang, aunque el nombre puede confundir: no fue una explosión “dentro” del espacio, sino una expansión del propio espacio (NASA Science, s. f.; Planck Collaboration, 2020).
Desde entonces, el universo se expande. Las galaxias distantes se alejan unas de otras porque el espacio entre ellas crece. Esta idea, que hoy parece básica para la cosmología, fue una revolución intelectual enorme: el universo no era una estructura fija, eterna e inmóvil, sino una realidad dinámica.
La radiación cósmica de fondo —una especie de “eco térmico” del universo temprano— es una de las pruebas más fuertes de ese origen caliente. Las mediciones de misiones como Planck permitieron ajustar con gran precisión el modelo cosmológico estándar, conocido como ΛCDM, que combina materia ordinaria, materia oscura, energía oscura y relatividad general (Planck Collaboration, 2020).
Pero saber que el universo se expande no alcanza. La gran pregunta es: ¿esa expansión se frenará, seguirá para siempre o se acelerará hasta destruirlo todo?
La gran sorpresa: la expansión del universo se está acelerando
Durante mucho tiempo, muchos científicos pensaban que la gravedad debía ir frenando la expansión del universo. Era una idea intuitiva: si toda la materia atrae gravitatoriamente a toda la materia, entonces la expansión debería desacelerarse con el tiempo.
Pero a fines del siglo XX apareció una sorpresa monumental. Observaciones de supernovas lejanas mostraron que la expansión del universo no solo continuaba, sino que se estaba acelerando. Ese resultado fue uno de los grandes descubrimientos cosmológicos de fines del siglo XX (Riess et al., 1998; Perlmutter et al., 1999).
Al causante de la expansión lo llamamos energía oscura. El problema es que el nombre suena más explicativo de lo que realmente es. “Energía oscura” no significa que sepamos exactamente qué es. Significa, más bien, que observamos un efecto cósmico y necesitamos una entidad física o matemática que lo explique. Según NASA, la expansión empezó a acelerarse miles de millones de años después del Big Bang, impulsada por una fuerza desconocida llamada energía oscura.
En el modelo estándar, la energía oscura suele representarse como una constante cosmológica: una propiedad del espacio mismo que mantiene una densidad constante incluso cuando el universo se expande. Si eso es correcto, el destino más probable del universo no sería un colapso, sino una expansión eterna compatible con la muerte térmica (Planck Collaboration, 2020; Carroll, 2010).
Y una expansión eterna lleva a un escenario muy particular: la muerte térmica.
¿Qué es la muerte térmica del universo?
La muerte térmica es uno de los escenarios más aceptados para el destino final del cosmos.
La idea de la muerte térmica viene de la segunda ley de la termodinámica: en un sistema cerrado, la entropía tiende a aumentar. Dicho de manera simple: con el tiempo, la energía útil se dispersa, las diferencias de temperatura se igualan y cada vez queda menos capacidad para producir trabajo, movimiento organizado o estructuras complejas (Carroll, 2010).
La vida, las estrellas, los planetas, las civilizaciones y los cerebros existen porque hay gradientes de energía. Hay diferencias. Hay concentración. Hay flujos. Hay orden local sostenido por consumo y disipación de energía externa.
Una estrella brilla porque transforma energía nuclear en radiación. Un ser vivo se mantiene porque toma energía del ambiente y la usa para sostener su organización interna. Una civilización existe porque canaliza energía, información y materia hacia estructuras cada vez más complejas.
Pero si el universo se expande para siempre, la materia se diluye, las estrellas se apagan, los agujeros negros se evaporan y la energía se distribuye de manera cada vez más uniforme. En ese estado final, no habría suficiente energía aprovechable para sostener procesos complejos.
La muerte térmica no significa que “no exista nada” en sentido absoluto. Significa algo quizás más extraño: existiría algo, pero casi nada podría ocurrir.
Si queres explorar más sobre estos temas podes ingresar al siguiente artículo:
La historia cósmica como una lucha temporal contra la entropía
Una forma poderosa de entender el universo es verlo como una breve rebelión contra la dispersión.
Después del Big Bang, la materia no quedó perfectamente distribuida. Pequeñas irregularidades gravitacionales permitieron que se formaran galaxias, estrellas, planetas y, eventualmente, vida. La gravedad hizo algo muy curioso: mientras la entropía total aumentaba, permitió la formación de estructuras locales muy ordenadas. Ese punto es clave.
El universo puede volverse globalmente más entrópico y, al mismo tiempo, producir islas locales de orden.
Una estrella es una isla de orden. Una célula también. Una ciudad también. Un libro, una teoría científica, una conversación profunda entre dos personas: todo eso son formas improbables de organización temporal.
Nosotros mismos, los seres humanos, somos eso: materia que, por un breve instante cósmico, se organiza lo suficiente como para mirar al cielo y preguntarse por el final de todo.
Hay algo emocionalmente brutal en esta idea. La vida no sería una contradicción de la entropía, sino una forma que aparece dentro de ella. Un remolino momentáneo en un río que, tarde o temprano, sigue su curso.
En el artículo de: ¿Es la historia humana una lucha contra la entropía? lo exploro en profundidad.
Primera etapa del futuro: el apagón de las estrellas
Durante los próximos miles de millones de años, el universo seguirá formando estrellas. Pero no para siempre.
Las estrellas nacen a partir de nubes de gas, principalmente hidrógeno. Ese gas se va consumiendo lentamente. Cada nueva generación estelar deja menos material disponible para formar nuevas estrellas. Las estrellas masivas viven poco y mueren rápido; las pequeñas, como las enanas rojas, pueden durar muchísimo más tiempo.
Se estima que la formación estelar continuará durante un período enorme pero finito. En algún momento, dentro de escalas de tiempo muchísimo mayores que la edad actual del universo, el cosmos dejará de producir nuevas estrellas de manera significativa (Adams & Laughlin, 1997).
Ahí comenzará una era mucho más oscura.
Las estrellas actuales morirán. Algunas terminarán como enanas blancas. Otras como estrellas de neutrones. Las más masivas colapsarán en agujeros negros. El cielo, que hoy todavía está lleno de luz, se irá apagando lentamente.
No será un apagón repentino. Será una pérdida gradual de brillo.
Como una ciudad que va quedándose sin electricidad barrio por barrio, durante una noche que dura más que cualquier imaginación humana.
Segunda etapa: la era de los restos cósmicos
Cuando las estrellas se apaguen, el universo no quedará inmediatamente vacío. Quedarán restos: planetas congelados, enanas blancas enfriándose, estrellas de neutrones, agujeros negros, asteroides, polvo, partículas y objetos muertos.
Esta etapa suele llamarse la “era degenerada” o la era de los objetos estelares muertos. Es un universo sin estrellas activas, pero todavía con estructuras.
Las enanas blancas irán perdiendo calor lentamente hasta convertirse en hipotéticas enanas negras. Decimos “hipotéticas” porque el universo todavía no tiene edad suficiente para que existan enanas negras: ninguna enana blanca ha tenido tiempo de enfriarse por completo (Adams & Laughlin, 1997).
En escalas de tiempo inimaginables, las órbitas se volverán inestables, los encuentros gravitatorios expulsarán objetos de sus galaxias, y muchos cuerpos terminarán cayendo en agujeros negros o vagando por el espacio interestelar.
A esta altura, hablar de “años” empieza a volverse casi absurdo. Estamos en escalas como 10¹⁴, 10²⁰, 10³⁰ o más años. Números tan grandes que no los entendemos realmente: solo los escribimos.
Y sin embargo, para el universo, podrían ser apenas capítulos intermedios.
Tercera etapa: la era de los agujeros negros
En un futuro extremadamente lejano, los agujeros negros podrían convertirse en los objetos dominantes del universo.
Pero ni siquiera ellos serían eternos.
Stephen Hawking mostró teóricamente que los agujeros negros no son completamente negros: debido a efectos cuánticos cerca del horizonte de eventos, deberían emitir una radiación muy débil, conocida como radiación de Hawking (Hawking, 1975).
Para agujeros negros astrofísicos, ese proceso sería absurdamente lento. Para agujeros negros supermasivos, hablamos de escalas cercanas a 10¹⁰⁰ años o más, dependiendo de su masa (Adams & Laughlin, 1997; Hawking, 1975).
Pero la idea central es demoledora: incluso los objetos más extremos del universo podrían desaparecer.
Los agujeros negros, que parecen símbolos de lo absoluto, serían también temporales. Hasta ellos tendrían una fecha de vencimiento cósmica.
Cuarta etapa: el universo oscuro, frío y casi vacío
Después de la evaporación de los agujeros negros, el universo quedaría en un estado casi imposible de imaginar.
Partículas dispersas. Radiación extremadamente diluida. Tal vez electrones, positrones, neutrinos, fotones de longitudes de onda enormes. Casi ninguna estructura. Casi ningún proceso. Casi ninguna diferencia energética aprovechable.
Ese sería el escenario de muerte térmica en su forma más pura: máxima dispersión, mínima organización, ausencia de gradientes útiles.
No sería “frío” como una noche de invierno. Sería frío en un sentido cósmico: sin fuentes concentradas de energía, sin estrellas, sin sistemas vivos, sin química compleja, sin nada que pueda sostener experiencia.
La temperatura tendería hacia valores cercanos al cero absoluto. Aunque técnicamente el concepto de temperatura en un universo tan diluido se vuelve cada vez más extraño.
Lo importante no es solo que el universo esté frío. Lo importante es que ya no habría diferencias suficientes para que algo interesante ocurra. Y ahí aparece una frase dura, pero bastante precisa:
El universo no muere porque desaparece. Morirá porque dejará de poder cambiar de manera significativa.
Hipótesis y especulaciones
¿Podría ocurrir un Big Crunch?
El Big Crunch es otro escenario posible: el universo deja de expandirse, la gravedad gana la batalla y todo vuelve a colapsar sobre sí mismo.
Sería como una inversión del Big Bang: galaxias acercándose, temperatura aumentando, densidad creciendo, hasta terminar en un estado extremadamente comprimido.
Durante mucho tiempo, este destino dependía de cuánta materia hubiera en el universo. Si la densidad total era suficientemente alta, la expansión podría frenarse y revertirse. Pero con el descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura, el Big Crunch perdió fuerza como escenario principal.
Actualmente, bajo el modelo ΛCDM con energía oscura constante, el universo tendería a expandirse para siempre, haciendo más probable un escenario de enfriamiento, aislamiento y muerte térmica que uno de colapso final (Planck Collaboration, 2020; NASA Science, s. f.).
Pero esto no está cerrado para siempre. Si la energía oscura no fuera constante, si cambiara con el tiempo, el destino cósmico podría ser distinto. Y ahí entran algunos datos recientes muy interesantes.
Energía oscura dinámica: la nueva incertidumbre
Durante años, la hipótesis más simple fue que la energía oscura era una constante cosmológica: siempre igual, siempre con la misma densidad, siempre empujando la expansión de una forma estable.
Resultados recientes de DESI abrieron una posibilidad intrigante: la energía oscura podría estar evolucionando con el tiempo. Esto no significa que el modelo estándar haya sido derribado, porque los indicios todavía no alcanzan el nivel de confirmación necesario para hablar de descubrimiento definitivo (Lawrence Berkeley National Laboratory, 2025).
Esto no significa que el modelo estándar haya sido derribado. Mucho cuidado con eso. En ciencia, “indicios” no son confirmación. Pero sí significa que el futuro del universo podría estar menos cerrado de lo que parecía.
Si la energía oscura se fortalece con el tiempo y su ecuación de estado cae por debajo de -1, algunos modelos permiten un escenario conocido como Big Rip, donde la expansión terminaría desgarrando progresivamente galaxias, sistemas solares e incluso estructuras menores (Caldwell et al., 2003).
La frase honesta sería esta:
Hoy, la muerte térmica sigue siendo el escenario más aceptado dentro del modelo cosmológico estándar, pero la naturaleza exacta de la energía oscura todavía es una de las grandes preguntas abiertas de la física.
¿Qué es el Big Rip?
El Big Rip es uno de los finales más inquietantes.
En este escenario, la energía oscura no solo acelera la expansión, sino que aumenta su intensidad con el tiempo. Si eso ocurriera, la expansión terminaría desgarrando todas las estructuras del universo.
Primero se separarían los cúmulos de galaxias. Después las galaxias mismas. Luego los sistemas solares. Más tarde, los planetas. Finalmente, incluso átomos y partículas podrían ser separados por la expansión del espacio.
Sería un final mucho más dramático que la muerte térmica.
No un apagón lento, sino un desgarro progresivo de todo lo que existe.
Pero por ahora, el Big Rip no es el escenario principal. Para que ocurra, la energía oscura tendría que comportarse de una manera específica, conocida como energía fantasma, con una ecuación de estado menor que -1. Las mediciones actuales no confirman de manera sólida ese comportamiento.
Así que el Big Rip es científicamente posible en algunos modelos, pero no es el destino más respaldado por la evidencia actual.
¿Y si el universo desaparece por una transición del vacío?
Hay un escenario todavía más extraño: la desintegración del vacío.
Según la física cuántica de campos, existe una posibilidad teórica llamada decaimiento o transición del falso vacío: si nuestro universo estuviera en un estado metaestable, podría aparecer una burbuja de vacío más estable que alteraría radicalmente las leyes físicas dentro de ella (Coleman & De Luccia, 1980).
Si existiera un estado de vacío más bajo, podría formarse una burbuja de “vacío verdadero”. Esa burbuja se expandiría a la velocidad de la luz y cambiaría las leyes físicas dentro de ella. La materia, la química, los átomos y todo lo que conocemos podrían dejar de existir tal como son.
Lo más inquietante es que no habría advertencia. Como la burbuja viajaría a la velocidad de la luz, no podríamos verla venir.
Ahora bien: esto es altamente especulativo. No hay evidencia de que una transición así vaya a ocurrir. Es una posibilidad teórica derivada de ciertos modelos de física de partículas y cosmología, no una predicción establecida.
Pero sirve para algo filosóficamente importante: recordarnos que incluso el “vacío” podría no ser tan simple como parece.
¿El universo podría volver a nacer?
Algunos modelos científicos exploran universos cíclicos, rebotes cosmológicos o escenarios donde el Big Bang no sería el comienzo absoluto, sino una transición desde una fase anterior. Estas ideas son matemáticamente interesantes, pero no tienen el mismo nivel de confirmación empírica que la expansión cósmica, la radiación cósmica de fondo o el modelo ΛCDM (Steinhardt & Turok, 2002; Planck Collaboration, 2020).
Esto conecta curiosamente con intuiciones antiguas: los estoicos, algunas cosmologías hindúes, ciertas ideas budistas y modelos filosóficos del eterno retorno imaginaron realidades cíclicas mucho antes de la cosmología moderna.
Por ahora, el universo cíclico pertenece más al territorio de las hipótesis en estudio que al de las teorías comprobadas.
Todas estas ideas sobre el universo se conectan con el tiempo. Si queres seguir explorando este tema, te invito a leer los siguientes artículos:
¿Qué significa todo esto para nosotros?
Acá aparece la pregunta humana.
Porque uno podría leer todo esto y pensar: “Bueno, entonces nada importa. Si el universo terminará frío, vacío y sin memoria, ¿qué sentido tiene la vida?”
Pero esa conclusión es demasiado rápida. Que algo sea temporal no significa que no tenga valor.
Una canción termina, y no por eso deja de emocionarnos. Una vida termina, y no por eso deja de importar. Una conversación puede durar una hora y cambiar una existencia. Un abrazo puede ocupar diez segundos y quedar guardado durante décadas.
Tal vez el error está en creer que algo solo tiene sentido si dura para siempre.
La ciencia nos muestra un universo inmenso, impersonal y probablemente destinado a apagarse. Pero también nos muestra algo extraordinario: durante un breve intervalo, en un pequeño planeta alrededor de una estrella común, apareció materia capaz de sentir, amar, sufrir, recordar, crear arte, desarrollar ciencia y preguntarse por el final del cosmos.
Eso no cancela la tragedia. Pero tampoco cancela la belleza.
Somos una chispa en una noche enorme. Y precisamente porque la noche es enorme, la chispa importa.
La vida como excepción temporal
La vida, desde una perspectiva termodinámica, puede entenderse como una estructura disipativa: sostiene orden local utilizando energía disponible y disipando energía hacia el entorno (Prigogine, 1978).
Pero desde una perspectiva existencial, eso es casi poético.
La vida es el universo organizándose por un instante para resistir la dispersión.
Una planta ordena moléculas usando luz solar. Un animal transforma alimento en movimiento. Un cerebro transforma señales eléctricas en recuerdos, lenguaje, deseo y miedo. Una civilización transforma recursos en ciudades, leyes, ciencia, tecnología y cultura.
Todo eso es temporal, sí. Pero no es insignificante.
De hecho, lo temporal puede ser más valioso justamente porque no está garantizado.
Si todo durara para siempre, quizás nada tendría urgencia. Pero como todo pasa, cada experiencia queda rodeada por una especie de borde sagrado: esto está ocurriendo ahora, y no se repetirá de la misma manera.
La muerte térmica del universo no vuelve inútil a la vida. La vuelve improbable. Y por eso, en cierto sentido, más preciosa.
Síntesis lo probable y lo especulativo
Comprobado científicamente
Conviene ordenar bien las ideas.
Está muy bien afirmar que el universo se expande. También está bien decir que la expansión se está acelerando según las observaciones actuales. También es razonable decir que, bajo el modelo cosmológico estándar, el destino más probable es una expansión eterna compatible con muerte térmica.
Hipótesis y teorías investigadas sin comprobar
El Big Crunch, el Big Rip, los universos cíclicos o la desintegración del vacío son posibilidades teóricas, no conclusiones confirmadas.
Y la energía oscura sigue siendo el gran comodín. Sabemos que algo parece estar acelerando la expansión. No sabemos todavía qué es en su naturaleza profunda. Podría ser una constante cosmológica, un campo dinámico, podría estar señalando una modificación de nuestra comprensión de la gravedad. Podría obligarnos a revisar partes importantes del modelo actual.
Conclusión
El destino final del universo, según el escenario más aceptado hoy, no parece ser una gran explosión final, sino una lenta muerte térmica: estrellas que se apagan, galaxias que se aíslan, agujeros negros que se evaporan y una realidad cada vez más fría, vacía y sin energía útil.
Es una imagen difícil de procesar. Casi demasiado grande para una mente humana. Pero también nos deja una intuición poderosa: si el universo camina hacia la dispersión, cada forma de orden es valiosa. Cada vida. Cada vínculo. Cada idea. Cada intento de comprender. Cada gesto de amor en medio de una realidad que no promete permanencia.
No sabemos si el cosmos terminará exactamente así. La energía oscura todavía guarda secretos. Nuevas observaciones podrían cambiar el mapa. Tal vez el universo se expanda para siempre. Tal vez colapse. Tal vez renazca. Tal vez haya algo más profundo que todavía no sabemos ver.
Pero por ahora, estamos acá.
– En una época luminosa del universo.
– Con estrellas todavía encendidas.
– Con cerebros capaces de preguntarse por el final.
– Con tiempo suficiente para mirar el cielo, sentir vértigo y, aun así, seguir viviendo.
Quizás el sentido no consista en vencer al final del universo. Quizás consista en hacer algo hermoso antes de que se apaguen las luces.
Pregunta final:
Si todo en el universo es temporal, ¿eso hace que la vida tenga menos sentido… o justamente la vuelve más valiosa?
Síntesis visual del artículo
Cuadro comparativo final
| Categoría | Ideas principales | Estado actual |
|---|---|---|
| Comprobado empíricamente | El universo se expande; tuvo una fase inicial caliente y densa; existe radiación cósmica de fondo; la expansión se está acelerando. | Muy bien respaldado por observaciones cosmológicas. |
| Modelo más aceptado actualmente | El modelo ΛCDM: universo con materia ordinaria, materia oscura y energía oscura. Bajo este modelo, el destino más probable es la expansión eterna y la muerte térmica. | Es el marco estándar actual, aunque tiene preguntas abiertas. |
| Predicciones teóricas sólidas | Las estrellas se apagarán progresivamente; la formación estelar disminuirá; los agujeros negros podrían evaporarse por radiación de Hawking. | Coherente con física actual, aunque algunos procesos ocurren en escalas imposibles de observar hoy. |
| Hipótesis en estudio | La energía oscura podría cambiar con el tiempo; el universo podría no expandirse igual para siempre. | Hay indicios y modelos, pero no confirmación definitiva. |
| Escenarios especulativos | Big Crunch, Big Rip, universo cíclico, rebote cósmico o decaimiento del falso vacío. | Posibles en ciertos modelos, pero no son el escenario principal respaldado por la evidencia actual. |
| Interpretación filosófica | Si todo es temporal, la vida no pierde valor: puede volverse más preciosa justamente por ser breve. | No es una conclusión científica, sino una lectura existencial basada en los datos. |
Bibliografía y referencias
- Adams, F. C., & Laughlin, G. (1997). A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects. Reviews of Modern Physics, 69(2), 337–372. https://doi.org/10.1103/RevModPhys.69.337
- Caldwell, R. R., Kamionkowski, M., & Weinberg, N. N. (2003). Phantom energy and cosmic doomsday. Physical Review Letters, 91(7), 071301. https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.91.071301
- Carroll, S. M. (2010). From eternity to here: The quest for the ultimate theory of time. Dutton.
- Coleman, S., & De Luccia, F. (1980). Gravitational effects on and of vacuum decay. Physical Review D, 21(12), 3305–3315. https://doi.org/10.1103/PhysRevD.21.3305
- Davies, P. (1994). The last three minutes: Conjectures about the ultimate fate of the universe. Basic Books.
- Hawking, S. W. (1975). Particle creation by black holes. Communications in Mathematical Physics, 43(3), 199–220. https://doi.org/10.1007/BF02345020
- Lawrence Berkeley National Laboratory. (2025, 19 de marzo). New DESI results strengthen hints that dark energy may evolve. Berkeley Lab News Center. https://newscenter.lbl.gov/2025/03/19/new-desi-results-strengthen-hints-that-dark-energy-may-evolve/
- NASA Science. (s. f.). Cosmic history. NASA. https://science.nasa.gov/universe/overview/
- NASA Science. (s. f.). Dark energy. NASA. https://science.nasa.gov/dark-energy/
- NOIRLab. (2026). DESI completes planned 3D map of the Universe. NSF NOIRLab. https://noirlab.edu/public/news/noirlab2610/
- Perlmutter, S., Aldering, G., Goldhaber, G., Knop, R. A., Nugent, P., Castro, P. G., Deustua, S., Fabbro, S., Goobar, A., Groom, D. E., Hook, I. M., Kim, A. G., Kim, M. Y., Lee, J. C., Nunes, N. J., Pain, R., Pennypacker, C. R., Quimby, R., Lidman, C., … Project, T. S. C. (1999). Measurements of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae. The Astrophysical Journal, 517(2), 565–586. https://doi.org/10.1086/307221
- Planck Collaboration. (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics, 641, A6. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201833910
- Prigogine, I. (1978). Time, structure, and fluctuations. Science, 201(4358), 777–785. https://doi.org/10.1126/science.201.4358.777
- Riess, A. G., Filippenko, A. V., Challis, P., Clocchiatti, A., Diercks, A., Garnavich, P. M., Gilliland, R. L., Hogan, C. J., Jha, S., Kirshner, R. P., Leibundgut, B., Phillips, M. M., Reiss, D., Schmidt, B. P., Schommer, R. A., Smith, R. C., Spyromilio, J., Stubbs, C., Suntzeff, N. B., & Tonry, J. (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. The Astronomical Journal, 116(3), 1009–1038. https://doi.org/10.1086/300499
- Steinhardt, P. J., & Turok, N. (2002). A cyclic model of the universe. Science, 296(5572), 1436–1439. https://doi.org/10.1126/science.1070462
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