第十章 數值結果與重定尺度
前面曾經提到,取慢滾近似可以幫我們把計算做很大程度的化 簡,但卻會同時增加理論的誤差。如果要處理沒取近似的情況,卻又 往往不容易得到解析解,如同魚與熊掌不可兼得,這時就需要數值計 算來幫我們。在數值計算中我們可看到次要項(如 H 、H )的影響,
並且告訴我們原先所取近似的適用範圍。不過做數值計算前,我們必 須將訂為一的
M 放回來,並且把需要用到的物理量量綱都交代清Pl2楚。在這部分的討論中我們仍是取
c= =1,因此長度、時間(包含 哈伯時間1/ H ) 、質量都視為是能量[ ]
E 。首先,有正確量綱的愛因斯坦方程應為
8 /
Pl2Gμν
= π
GTμν=
Tμν M。 (10.1) 只要是由(10.1)所得到的方程式,式子的右手邊必須加上係數 1/ M
Pl2。簡單的說,這些式子中的變數 ρ 、 p 、 K 、V 、 δϕ
I的前方都要加 上 1/
M ,例如(4.12)、(4.16)與(7.3)要被修正為 Pl22 2
3 /
PlH
+
H=
V M、 1
22
Pl I I I H Mϕ δϕ
Φ + Φ =
∑、 3 4 4
Pl20
B HB BdV M H
+ +
dB+ = 。 在分析作用量(4.1)時我們有提到 [ ] [ L = E
4] ,又V 與 L 是相同的 量綱,故在具有質量的位能
V=
12m B2中, [ ]
B= [
E2] ,即[ ] [ ϕ
I= δϕ
I] [ ] =
E。另外,我們可從(5.2)看出度規微擾 Φ 是無量綱的物理量,所以再
由(5.20)、(5.26)便可得知[
QI] [ ] =
E、 [ ] [ κ = E
3] 、 [ ] [
μ=
E4] 。在瞭解
相關物理量的量綱後,我們可以開始重定尺度(Rescale)的工作。
我們知道在粒子物理中普朗克質量是相當大的能量尺度,用以標 定重力的量子效應的尺度,也提醒了我們在宇宙的初期哈伯時間 1/ H
ini大約是普朗克質量的數量級,如此大的數量級出現在數值計算 中容易引起很大的誤差。同時,我們也希望理論不會受到物理單位變 換的影響,因此重定尺度可說是勢在必行。選擇適當的物理量來重定 尺度要靠的是觀察與經驗,我們選的是 H
ini,這可從兩個基本動機來 解釋:1.暴漲宇宙模型是處理初期宇宙的模型,此時期兩個重要的參 數 M
Pl∼ 1/ H
ini。2. 要處理的方程式都與對時間的微分有關。
(一)背景的數值計算
從之前的討論可知,所要分析的微分方程分成背景與微擾兩部 分。我們先看背景的部分的兩個式子(4.12)與(7.3)。重定尺度後我 們得到了幾個新的變數,分別是
tH
iniτ = 、 ( )
( )
ini
h H t
τ = H 、 ( )
2( )
ini
b B t
τ = H 。 (10.2) 需注意在接下來的討論中我們定 A =
ddτA ,而不是對物理時間的微 分,因此我們把(4.12)、(7.3)分別同除 H
ini2、 H
ini4後得到
2
2
1
3 2
Plh h m b
M
⎛ ⎞
+ = ⎜ ⎟
⎝ ⎠ , (10.3)
2 2
3 2 4
Pl0
ini ini
m M
b hb b h
H H
⎛ ⎞ ⎛ ⎞
+ + ⎜ ⎟ + ⎜ ⎟ =
⎝ ⎠ ⎝ ⎠ 。 (10.4)
要對上面兩式作數值分析有四個要定下來的參數,分別是三個初 始條件 h (0) 、 b (0) 、 b (0) 及位能質量 m 。由於我們取了 H
ini,所以
(0) 1
h = 。在上一節中我們令 m = m H / ,在慢滾條件下 H 就是 H
ini(不 隨時間改變) ,因此我們設 m = m H /
ini。為了方便假設暴漲子的演化初 速 b (0) 0 ,同時,假設暴漲宇宙一開始很接近慢滾條件,即 h (0) 0 , 後面再考慮不同 h (0) 的影響。由(10.3)我們可得到
2 2
2 2
2
6 (0)
(0) 6
6
Pl Pl Pl
ini ini
M M M b m
b m m H H
⎛ ⎞ ⎛ ⎞
⎛ ⎞
= ⎜ ⎟ = ⎜ ⎟ ⇒ ⎜ ⎟ =
⎝ ⎠ ⎝ ⎠ ⎝ ⎠ 。 (10.5) 這時可將(10.3)、(10.4)改成
2
3
3 (0)
h h b
+ =
b, (10.6)
2 2
2 (0)
3 2 0
3 b m
b + hb + m b + h = 。 (10.7)
接著我們只要設定 m 、 b (0) 這兩個變數的值即可。我們分成兩部 分來討論,一個是改變 m ,另一個則是改變 b (0) :
1.改變 m :
在經過數值計算後,我們得到了圖一的結果。在這部分計算裡我 們定 b (0) 1 = ,而黑色的線表示 m = 10
2、藍色的線表示 m = 10
0、綠 色的線表示 m = 10
−1、紅色的線表示 m = 10
−3。暴漲宇宙模型假設宇 宙在初期時經過了急速且急遽的膨脹,用以解釋現在所觀測的 CMB。
因此我們需要尺度因子有 e
60的膨脹等級(60 e-fold) ,即 ∫
Hdt= 60 。
若是在慢滾條件下 H 為定值,我們便可直接用 H t Δ = 60 來估計。這 時也可看出定 H
ini作為重定尺度工具的另一個好處,就是 Hdt = hd τ 。 因此只要圖一中的任一條曲線,曲線下的面積等於 60 即可。如果我 們希望圖一中黑色與藍色的曲線下面積等於 60,那
τ要取到相當大才 有可能,如此宇宙暴漲的急速性就消失了。綠色曲線在 τ = 70 附近就 足夠,而紅色曲線的更是 τ = 60 就達到了。另外紅色曲線滿足慢滾條 件,綠色曲線接近慢滾條件,藍色與黑色曲線則是完全不符合。所以 我們可以這樣說,越滿足慢滾條件也就越容易達成 60 e-fold,如此 慢滾條件在暴漲模型的地位可想而知。會使得這些曲線有如此大的差 異,當然是我們取的不同 m 值所導致,所以這部分的結論是, m 的值 越小,就越容易滿足慢滾條件,同時也越容易有暴漲宇宙。這也說明 了在前一節中,我們為何只討論不同模在 m 1 極限下的解析解。不 過,有一點需要補充,(6.3)也代表著慢滾條件,但是如果 m 越小會 不會違反(6.3)呢?其實是不會的,因為 m 是重定尺度後的質量,因 此 m 1 其實是說 m H
ini,我們由(4.12)與(9.1)可得到
2 2
2 2
2
1 2
2
Pl ini
Pl Pl ini
V m m M
H B
M M H B
⎛ ⎞ ⎛ ⎞
= = ⎜ ⎟ ⇒ ⎜ ⎟ =
⎝ ⎠ ⎝ ⎠ ,
所以條件 m H
ini滿足的同時也保證
MPl2 B ,也就是說m 減少則 B
增加, V 維持不變,故(6.3)仍成立。
圖一 2.改變 b (0)
在經過數值計算後,我們得到了圖二的結果。在這部分計算裡我 們定 m = × 5 10
−2,這已經接近慢滾條件。圖中藍色的線表示
(0) 10
6b = 、綠色的線表示 b (0) = 10 、紅色的線表示 b (0) = 10
−3。圖
中的線寬度不一,不是因為計算結果振盪很快,而是算出來三種狀況
幾乎重疊,所以我們用不同粗細的線來區別。所取的 b (0) 值相差了九
個數量級後,各色線仍重疊在一起,表示不同的 b (0) 對於結果影響不
大[12,13]。總和我們對背景部分的討論結果,可知在具質量的自由
場中,
m的取值比 b (0) 來的重要,而且要有 60 e-fold 還必須取 m 1 。
圖二
上面所給的圖都是 h ( ) τ 的函數圖形,圖三則是將 b ( ) τ 取了對數。
三種不同顏色的曲線與圖二的三種情況相同。很容易發現背景的暴漲 子都是隨著時間的增加而遞減,我們可以這樣說,暴漲子可能經過某 種再加熱(Reheating)的機制將位能釋放了出來,因而離開了高能 的尺度。所釋放出來的熱提供了宇宙作為大霹靂發生的來源。當然,
這只是猜想,對於中間的途徑仍然是需要再深入的研討。下面我們要 看微擾的部分,既然背景的部分是遞減的,我們希望微擾也在隨時間 演化後能減少。
圖三
前面的討論描述了當宇宙初始狀態接近慢滾近似( h (0) = 0 )時,
( )
h τ 的演化情形。但是,如果初始時不取慢滾條件,整個問題的結果 是否會完全改變?為了回答這問題,緊接著開始討論改變 h (0) 的情 況。此時(10.5)改寫成
( ) ( )
2 2
2 (0)
23 (0)
(0) 2 3 (0)
Pl
Pl ini
m M b m
M b h H h
⎛ ⎞ ⎛ ⎞
⇒ ⎜ ⎝ ⎟ ⎠ = + ⇒ ⎜ ⎝ ⎟ ⎠ = + 。
我們取 m = 10
−1以及 b (0) 1 = ,計算後得到圖四,其中黑色線表示 (0) 10
2h = 、藍色線表示 h (0) 10 =
1、綠色線 h (0) = 0 表示、紅色線表示 (0) 1
h = − 。圖中顯示即使初始狀態不同,經過些許時間後,斜率仍然 被拉至接近水平。圖五是把時間軸再拉長,可清楚的看見各色線幾乎 平行,由於 m = 10
−1可知道不完全滿足慢滾條件,因此會有 h ( ) τ < 0 。
圖四
圖五
接著我們取 b (0) 1 = 、 h (0) 10 =
1,然後改變 m ,所得圖六很類似 圖一,且各色線的 m 值和圖一相同。由於 h (0) 10 =
1> 0 ,因此在圖六 中,慢滾條件大約是在 h ( ) τ = 2 時發生。另外,圖六所得結論與圖一 相同, m 值越小慢滾近似越容易成立。
圖六
為了要和圖二做比較,最後我們再取 m = × 5 10
−2和 h (0) 1 = ,得
到結果為圖七,若改取 h (0) = − 1 則得到圖八。圖七與圖八中的各色線 (0)
b 條件都和圖二相同,差別只是取不同的 h (0) 值。我們可清楚的看 見在改變 b (0) 後, h ( ) τ 演化的重合性並沒有被不同的 h (0) 破壞,這結 果顯示背景的非線性微分方程存在吸引子(attractor) ,而這吸引子 會使得宇宙可以發生暴漲。定性上,吸引子主要和 m 有關,不受 b (0) 以及 h (0) 的影響,另外,不變的是只要 m 夠小,吸引子都能將宇宙的 演化拉進慢滾條件。
圖七
圖八
(二)微擾的數值計算
如同背景的數值計算,我們先將兩個微擾演化方程(8.6)與(8.7) 重定尺度。由前面提過的量綱分析我們知道可將
κ 和μ 改訂為3
( ) ( )
ini
t
α τ =
κH , ( )
4( )
ini
t
β τ =
μH 。 (10.8) 此時(7.6)可改寫為
2
2 2
9 3 18 2 h
2h 2 6 2 h 0
h h h h
h h h
α + α + ⎛ ⎜ + + − + ⎞ ⎟ α + β + ⎛ ⎜ − ⎞ ⎟ β =
⎝ k ⎠ ⎝ ⎠ , (10.9) 其中
k k= /
(aHini)2是重定尺度後的波數(wave number) ,跟背景部分 相同,此處 A =
ddτA 。在改寫(8.7)前我們先利用兩個關係來降低其複 雜性,由(4.12)我們可得到
2 2
2
3 1
Pl
2
PlV m
H H B
M M
⎛ ⎞
+ = = ⎜ ⎟
⎝ ⎠ ,
2
2
6 1
Pl
2
PlV m
H HH B
M M
⎛ ⎞
+ = = ⎜ ⎟
⎝ ⎠ 。
利用上面兩個式子,再讓(8.7)經過代入(9.1)、重定尺度等步驟後,
可得到
( )
22 2
2
2 3 (0) 3 (0)
3 6 2 6 0
(0) (0)
h h b h bb
h h m m h
h b h b h
β
+β
+⎛⎜ + ⎞⎟β
−α
−⎧⎪⎨ − + −⎛⎜ + ⎞⎟ ⎫⎪⎬α
=⎝ ⎠ ⎪⎩ ⎝ ⎠ ⎪⎭
。
(10.10) 在這裡我們必須先將背景的部分的 h 和 b 解出後,再代回(10.9)
、(10.10)來數值解 α 、 β 。不過,由於 h (0) 的取值不影響背景發生
慢滾條件,因此我們先取 h (0) = 0 ,等我們瞭解微擾的主要演化特性
後,再看 h (0) 對微擾的影響。我們希望能看到 α 與 β 在暴漲過程中的 演化情形,為了方便我們將(10.9)與(10.10)中的四個初始條件訂為
(0) 10
3α =
−、 β (0) 10 =
−3、 (0) 0 α = 、 (0) 0 β = 。跟上一節相同我們的
討論也是對於 H
k 與H
k 這兩種極限,只是在這裡要改成h
k與 h
k :1. h
k :在這極限下(10.9)與(10.10)可改寫成
2
2 0
α +
kα + β = , (10.11)
2
0
β +
kβ = 。 (10.12)
很容易看出這部分的解對應到(7.6)、(7.7),因此我們就不在這多加 著墨,我們的注意力放在下面一種極限。
2. h
k在這極限下(10.9)與(10.10)可改成
2 2
9 3 18 2 h
2h 2 6 2 h 0
h h h h
h h h
α + α + ⎛ ⎜ + − + ⎞ ⎟ α + β + ⎛ ⎜ − ⎞ ⎟ β =
⎝ ⎠ ⎝ ⎠ , (10.13)
2 2
2 2
2