Den nemmeste måde at se imaginær tid på er i elementær kvantemekanik i en dimension. (Dette er forklaringen fra wikipedia).
Antag, at vi ser på et tunnel-gennem-en-barriere problem. Vi starter med Schrodinger-ligningen:
$$ - \ frac {\ hbar ^ 2} {2m} \ frac {d ^ 2 \ psi (x)} {dx ^ 2} + V (x) \ psi (x) = E \ psi (x) $$
Lav ansatz
$$ \ psi (x) = \ psi_0 \ exp (\ frac {i} { \ hbar} S (x)) $$
Så får vi
$$ - \ frac {i \ hbar} {2m} \ frac {d ^ 2S (x)} {dx ^ 2} + \ frac {1} {2m} \ left (\ frac {dS (x)} {dx} \ right) ^ 2 + V (x) -E = 0 $$
som er ikke-lineær. Vi kan gøre fremskridt med en $ \ hbar $ udvidelse
$$ S (x) = S_0 (x) + \ hbar S_1 (x) + \ frac {\ hbar ^ 2} {2} S_2 ( x) + ... $$
Efter lang beregning kan vi beregne forskellige amplituder og udlede ting som barriere tunnelingskoefficient
$$ T = \ exp (\ frac {2} {\ hbar} Im (S)) $$
hvor
$$ Im (S) = \ int_a ^ b | p (x) | dx $$
($ p (x) = \ sqrt {2m (EV)} $) og $ a $ og $ b $ er $ x $ -værdierne, hvor den potentielle funktion er sådan, at $ E<V (x) $. Nu tilbyder Feynman en anden måde at nærme sig dette på, nemlig at amplituden for at komme fra x = a til x = b er bare $$ \ langle x = b | \ exp (\ frac {iHt} {\ hbar}) | x = a \ rangle = \ int \ mathcal {D} [x (t)] \ exp (\ frac {iS [x (t)]} {\ hbar}) \ \ \ (1) $$ hvor integralet er over rummet af klassiske stier $ x (t) $ med de rigtige slutpunkter. Nu er dette, skønt det er meget elegant, ekstremt svært at beregne: det er trods alt et integreret over et uendeligt mellemrum! Det imaginære tidstrick fungerer som følger: Du foretager bare en ændring af variablen $$ t = -i \ tau $$ og derefter handlingen
$$ S (x (t)) = \ int {\ frac {1} {2}} m \ left ({\ frac {dx} {dt}} \ right) ^ 2-V (x) dt $$
bliver $$ S (x (\ tau)) = i \ int {\ frac {1} {2}} m \ left ({\ frac {dx} {d \ tau}} \ højre) ^ 2 + V (x) d \ tau $$ så den potentielle energi har byttet tegn i forhold til den kinetiske energi (og vi hentede en samlet i-faktor). Definition af $$ S_E (x (\ tau)) = \ int {(\ frac {1} {2}} m ({\ frac {dx} {d \ tau}}) ^ 2 + V (x)) d \ tau $$, vores stiintegral er nu $$ \ langle x = b | \ exp (\ frac {-H \ tau} {\ hbar}) | x = a \ rangle = \ int \ mathcal {D} [x ( \ tau)] \ exp (\ frac {-S_E [x (\ tau)]} {\ hbar}) \ \ (2) $$ Nu bliver integralet domineret af klassiske stier, der ekstremiserer denne handling. Mens en ekstrem sti, der bidrager til (1), vil kræve imaginær energi for at tunnelere gennem potentialet, der ligner en bakke, for (2) er den potentielle bakke nu en dal, og det tilsvarende ekstreme tilfælde er netop det, som en bold ruller ned den ene side af dalen og op ad den anden. Når du har foretaget din beregning i det euklidiske rum, fortsætter du med at tage det svar, du fik, og rotere tilbage til Minkowski-rummet.
Så meget for mekanik. Du kan gøre det samme trick i feltteori, hvor din stiintegral nu er over klassiske feltkonfigurationer . De ekstreme feltkonfigurationer for det euklidiske rum kaldes instantons . Nu i dit spørgsmål var Hartle og Hawking interesseret i, hvad det ækvivalente for universets indledende forhold er "x = a" i vores enkle eksempel. Ligesom i QM-eksemplet arbejdede de i euklidisk tid og ville have deres ækvivalent til "x = b" til at være et de Sitter-univers. Deres gæt var, at de i stien integreret skulle omfatte alle euklidiske målinger for rum uden grænser. Ligesom vores euklidiske ekstreme stier tilfredsstiller ligningerne af klassisk mekanik i euklidisk tid, så ville metrics inkluderet i kvantekosmologi stien integral tilfredsstille de klassiske euklidiske signatur Einstein ligninger.
Så for at opsummere, er euklidisk tid et smart trick til at få svar på ekstremt dårligt opførte sti-integrerede spørgsmål. Naturligvis i Planck-epoken, hvor den ikke-grænsede sti-integral anvendes, er måske den euklidiske tid den eneste tid, der giver mening. Jeg ved det ikke - jeg tror ikke, der er nogen konsensus om dette.