Investigadores han explorado dos modelos cosmológicos de universo tardío derivados de la entropía no aditiva de Kruglov aplicada al horizonte aparente. Estos modelos buscan explicar la dinámica de la expansión cósmica y la energía oscura, un componente enigmático que impulsa la aceleración del universo. La principal diferencia entre ellos radica en cómo la entropía generalizada del horizonte se incorpora en las ecuaciones de Friedmann, que describen la evolución del cosmos.

El Modelo I, una derivación previa de Kruglov, utiliza la construcción termodinámica de Cai-Kim y resulta en una ecuación de Friedmann modificada implícita. Por otro lado, el Modelo II, propuesto en este trabajo, se obtiene a partir de una prescripción de integral de entropía y contiene una contribución de vacío efectiva. Ambos modelos fueron formulados en términos del parámetro de Hubble adimensional, incluyendo la radiación, y se impuso un cierre exacto para el presente. La evolución de la rama física se realizó utilizando derivadas analíticas de las ecuaciones implícitas de Friedmann.

Los modelos se contrastaron con datos observacionales, incluyendo oscilaciones acústicas de bariones (BAO) del DESI DR2 y una verosimilitud comprimida del CMB, con y sin datos de supernovas Tipo Ia del DES-Y5. El Modelo I predice una constante de Hubble (H₀) significativamente menor, aproximadamente 62.4 km s⁻¹ Mpc⁻¹, y un parámetro de ecuación de estado de la energía oscura (wDE,0) de -0.814, lo que lo hace fuertemente desfavorecido en comparación con el modelo ΛCDM plano. En contraste, el Modelo II se mantiene cercano a los parámetros cosmológicos estándar de ΛCDM, con un wDE,0 de -1.003, aunque sus dos parámetros del sector de la entropía muestran una fuerte degeneración. Su verosimilitud de mejor ajuste es comparable a la de ΛCDM, pero los criterios de información no respaldan los parámetros adicionales. Esto subraya que la plausibilidad observacional de la cosmología basada en la entropía depende críticamente de cómo se implementa la entropía del horizonte en la dinámica de Friedmann.