La radiación electromagnética [1] afecta la expansión del espacio-tiempo. Sin embargo, también desacelera , no acelera, la expansión del espacio-tiempo:
Todo esto se resume en la “ecuación del parámetro de estado” para el “fluido” de radiación, que es solo la relación de presión isotrópica a densidad de energía, [matemática] w \ equiv P / \ rho [/ matemática]. Para la radiación, esta relación es w = 1/3, es decir
[matemáticas]
P = \ frac {1} {3} \ rho.
[/matemáticas]
Para que un fluido actúe como una constante cosmológica, necesita tener una ecuación de parámetro de estado de w = -1, es decir, una presión negativa . No conocemos cosas normales (como los fotones) que actúen así, por lo que este es un tema tan importante para los físicos.
Para que un fluido actúe como cualquier forma de “energía oscura” (es decir, para que produzca una expansión acelerada tardía), necesita tener [matemáticas] w <- \ frac {1} {3} [/ matemáticas]. Esto se puede ver muy fácilmente a partir de la segunda de las ecuaciones de Friedmann,
[matemáticas]
\ frac {\ ddot {a}} {a} = – \ frac {4 \ pi G} {3} (\ rho + 3P).
[/matemáticas]
La expansión acelerada significa [matemática] \ ddot {a}> 0 [/ matemática], y para que esto se satisfaga querríamos [matemática] \ rho + 3P <0 [/ matemática] o [matemática] \ frac {P } {\ rho} <- \ frac {1} {3} [/ math]. La radiación no satisface esto, por lo que la radiación hace que la expansión se desacelere, no se acelere.
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PD De las mediciones tomadas por WMAP en combinación con mediciones tardías (principalmente SNIa), sabemos que la radiación solo representa aproximadamente [matemáticas] 10 ^ {- 5} [/ matemáticas] de la densidad de energía del universo actual. Esto se debe comparar con la parte aproximada de 0.04 para la materia regular, 0.23 para la materia oscura y 0.73 para la energía oscura. Esta radiación es en parte fotones, en parte neutrinos (aunque algunas especies de neutrinos ya pueden no ser relativistas, dependiendo de la escala de masa) y una escasa cantidad de radiación gravitacional.
[1] Y otras formas de radiación. En cosmología llamamos a algo “radiación” cuando actúa como un grado de libertad efectivamente sin masa. Esto puede incluir partículas masivas que son tan calientes que su energía cinética domina sobre su energía de masa en reposo. Este fue el caso en el universo temprano, por lo que casi todas las especies de partículas se consideraron “radiación” en un tiempo suficientemente temprano.
