Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
целом обнаруживает неожиданную элегантность и экономность. Но, к
несчастью, она страдает двумя (а возможно, и тремя) серьезными пороками,
которые, на мой взгляд, исключают ее из числа серьезных возможностей.
Во-первых, хотя геометрия пространства-времени снаружи го ризонта
стационарной черной дыры идентична геометрии снаружи горизонта
стационарной белой дыры, это определенно не так для внешней геометрии
черной дыры, возникающей при обычном гравитационном коллапсе, а затем
исчезающей в соответствии с симметрией по времени описанного выше
процесса Хокинга. Эта асимметрия по времени становится особенно ясной при
использовании конформных диаграмм, которые приведены на рис. 7. Различия
между внешними геометриями появляющихся и исчезающих черных и белых дыр
можно точно описать в терминах их структуры множеств ГНП и ГНБ (см. разд.
3.2). Однако интуитивно различие
V. Сингулярности и асимметрия по времени
259
проявляется в существовании времениподобных кривых у, которые в случае
черной дыры «покидают» внешнюю область и «входят» в дыру, а в случае
белой дыры — наоборот. Причина этого различия в том, что процесс
классического коллапса не есть обращенный по времени квантовый процесс
Хокинга. Нам не следует этому сильно удивляться, поскольку за эти два
процесса ответственны совершенно разные физические теории (классическая
общая теория относительности, с одной стороны, и квантовая теория поля на
заданном фоне искривленного пространства-времени — с другой).
Точка зрения, которой придерживается Хокинг и при которой можно было бы
избежать этих трудностей, состоит в том, чтобы рассматривать
пространственно-временную геометрию как в некоторой мере зависящую от
наблюдателя. Коль скоро уж квантовая механика и геометрия искривленного
пространства-времени оказались столь существенно переплетенными,
утверждается с этой точки зрения, мы не можем последовательно говорить о
классически объективном пространственно-временном многообразии.
Наблюдатель, который падает в белую дыру, чтобы затем испариться в
обращенном по времени хокинговском процессе, был бы, следовательно,
уверен, что имеет дело с геометрией черной дыры, горизонт которой он
пересекает и внутри которой его ожидает «классическая» участь быть
уничтоженным в конце концов чрезмерными приливными силами.
Должен сказать, что принять эту картину мне почти столь же трудно, как и
те, согласно которым энтропия начинает убывать, когда вселенная
наблюдателя начинает вокруг него коллапсировать. Если бы рассматривались
белые или черные дыры с радиусами порядка планковской длины (~10-33 см)
или пусть даже порядка размеров элементарной частицы (~10-13 см), тогда
такая неопределенность в геометрии еще была бы приемлема. Но для черной
дыры с массой порядка солнечной (или больше) это потребовало бы весьма
радикального пересмотра наших взглядов на геометрию, такого, который
сильно сказался бы на всех приложениях общей теории относительности к
астрофизическим явлениям. Правда, в разд. 2.5 кратко рассмотрен вариант
картины мира, который допускает элемент «зависимости» геометрии от
наблюдателя. Но все же я пока не вижу никакого способа связать эту точку
зрения с неопределенностью в классической геометрии такого типа, к
которому, по-видимому, приводит физическое отождествление черных дыр с
белыми дырами.
Есть также и другие возражения против попытки рассматривать классический
гравитационный коллапс как обращение по времени квантовомеханического
процесса рождения частиц. Одно из них направлено не против самого
отождествления процесса Хокинга с обращением по времени классического
«проваливания» материи в черную дыру, а скорее против отождествления этих
процессов с рождением частиц в областях с большой пространственно-времен-
»•
260
Р. Пенроуэ
ной кривизной. Такое дополнительное отождествление не следует прямо из
обсуждавшейся до сих пор симметричной по времени картины: вполне может
оказаться, что происходящие явления имеют какой-то другой характер.
Обратимся снова к представлению о хо-кинговском излучении черной дыры как
о процессе рождения частиц вблизи сингулярности белой дыры. Если такое
представление и в самом деле допустимо, то здесь мы имеем дело вовсе не с
«нормальным» процессом рождения частиц в областях с большой кривизной,
который неоднократно обсуждался в литературе [62], ибо в «нормальном»
процессе частицы всегда рождаются парами: барион с антибарионом, лептон с
антилептоном, положительно заряженная частица с отрицательно заряженной.
Процесс же Хокинга явно не такой природы, о чем говорит его тепловой
характер (для частиц, уходящих на бесконечность) 167, 74, 75].
Различие становится еще более явным, если мы пытаемся связать это
попарное рождение частиц вблизи сингулярности белой дыры с обращением по
времени процесса аннигиляции вещества вблизи сингулярности черной дыры. В
самом деле, нет никаких ограничений на форму материи, которую могла бы
классически поглотить черная дыра, и если в классических процессах
