Роджер Пенроуз - Новый ум короля - О компьютерах, мышлении и законах физики

Хотя процедуры квантования не всегда сохраняют симметрию классической теории (см. Трейман [1985]; Аштекар и др. [1989]), здесь требуется нарушение всех четырех симметрии, обычно обозначаемых как Т, РТ, СТ и СРТ. Это (особенно нарушение СРТ симметрии) выходит за пределы возможностей обычных методов квантования.

Насколько я смог понять, именно такая точка зрения неявно содержится в выдвигаемых сейчас Хокингом предложениях по квантово-гравитационному объяснению рассматриваемых проблем (Хокинг [1987, 1988]). Гипотеза Хартли и Хокинга [1983] о квантово-гравитационной природе начального состояния, возможно, относится к тем гипотезам, что могут подвести теоретическую базу под начальное условия типа ВЕЙЛЬ= 0 , но эти идеи пока что лишены чрезвычайно важного (по моему мнению) компонента, каким является асимметрия во времени.

Некоторые могут на это возразить (совершенно справедливо), что наблюдения не подтверждают однозначным образом мое утверждение о существовании во вселенной черных дыр и отсутствии белых. Но мой довод, в основном, теоретического характера. Черные дыры не противоречат второму началу термодинамики, а белые дыры противоречат! (Разумеется, можно просто постулировать второе начало термодинамики и отсутствие белых дыр, но мы хотим достичь более глубокого понимания сути вещей, происхождения второго начала термодинамики.)

Это станет несколько более понятным, если использовать операцию скалярного произведения ( ψ | X ) упомянутую в примечании 151 к главе 6. В случае описания вперед по времени вероятность р рассчитывается как:

Тождественность двух выражений следует из ( ψ' | X' ) = ( ψ | X ), а это, в сущности, и подразумевается под «унитарной эволюцией».

Возможно, некоторым читателям сложно понять, что имеется в виду под вероятностью прошлого события при условии, что имело место определенное событие в будущем. Однако это совсем не сложно. Вообразите себе всю историю нашей вселенной, отображенной в пространстве-времени. Чтобы найти вероятность события р при условии, что произошло событие q , мысленно рассмотрим все случаи, когда имело место событие q , и сосчитаем, в какой доле этих случаев имело место также и событие р . Это и есть требуемая вероятность. При этом не важно, относится ли q к событиям, которые обычно происходят после события р , или до него.

Следует допустить, что это как раз и есть так называемые продольные гравитоны — «виртуальные» гравитоны, из которых состоит статическое гравитационное поле. К сожалению, четкое и «инвариантное» математическое определение таких объектов связано с определенными теоретическими трудностями.

Мои собственные первые грубые расчеты этой величины были очень существенно улучшены Абхеем Аштекаром, и здесь я привожу значение, определенное Аштекаром (см. Пенроуз [1987а]). Аштекар, однако, специально отметил, что многие из предположений довольно произвольны, и поэтому следует относиться к полученному значению массы весьма осторожно.

Время от времени в литературе появляются и другие попытки построения объективной теории редукции векторов состояний. Среди наиболее существенных следует отметить работы Каройхази [1974], Каройхази, Френкеля и Лукача [1986], Комара [1969], Перла [1985, 1989], Гирарди, Римини и Вебера [1986].

На протяжении нескольких лет я тоже пытался разрабатывать нелокальную теорию пространства-времени, побуждаемый к этому главным образом стимулами иного рода, исходящими из так называемой «теории твисторов» (см. Пенроуз, Риндлер [1986], Хаггетт, Тод [1985], Уорд, Уэллс [1990]). Однако этой теории в лучшем случае недостает ряда существенных ингредиентов, и обсуждение ее здесь представляется неуместным.

Из радиовещания ВВС (см. Ходжис [1983], с. 419).

Интересно, что для мозжечка не характерно «перекрестное» поведение коры головного мозга: правая половина мозжечка управляет, в основном, правой стороной тела, а левая — левой.