Einstein’ın genel görelik kuramı, tek başına, uzay-zamanının büyük patlama tekilliğinde başladığını ve (tüm evren çöktüyse) büyük çatırtı tekilliğinde ya da, (yıldız gibi yerel bir bölge çökseydi) bir kara deliğin içindeki bir tekillikte sona ereceğini öngörmekteydi. Deliğe düşen tüm maddeler tekillikte yitecek, ve yalnızca kütlelerinin çekim etkisi dışarıda duyulacaktı. Öte yandan, tanecik etkileri hesaba katıldığında, maddenin kütlesi ve enerji sonunda evrene geri dönecek ve kara delik, içindeki tekillikle birlikte buharlaşıp uçarak sonunda yokolacak gibi görünüyordu. Tanecik mekaniğinin büyük patlama ve büyük çatırtı tekillikleri üzerinde de bu ölçüde çarpıcı bir etkisi olabilir miydi? Kütlesel çekim alanlarının tanecik etkileri yok sayılamayacak denli kuvvetli olduğu ilk ve son aşamalarında, evrende neler olup bitmekte? Evrenin gerçekten bir başlangıcı var mı? Ya da bir sonu? Varsa nasıl?
1970’lerde başlıca çalışma konum kara deliklerdi, ama 1981’de Vatikan’da Cizvitlerin düzenlediği bir evrenbilimi konferansında iken evrenin doğuşu ve yazgısına ilişkin ilgim yeniden uyandı. Katolik Kilisesi Galileo ile uğraşırken, güneşin dünya etrafında döndüğünü ilan ederek bilimsel bir soruya ilişkin hükümde bulunmakla kötü bir yanlış yapmıştı. Yüzyıllar sonra, şimdi ise, evrenbilimi konusunda akıl danışmak için birtakım uzmanlar çağırmaya karar vermiş. Konferansın sonunda, katılanlara papanın huzurunda bulunma ayrıcalığı tanınmıştı. Orada Papa bize, evrenin büyük patlamadan sonraki evrimi üzerinde çalışmamızın yerinde olacağını, ancak büyük patlamanın kendisini soruşturmamamızı, çünkü onun Yaradılış anı, yani Tanrı’nın işi olduğunu söyledi. O zaman biraz önce konferans sırasında verdiğim konuşmanın konusundan haberdar olmayışına çok sevindim. Çünkü konuşmam, uzay-zamanın sonlu ama sınırsız olabileceği, yani başlangıcının, yaradılışı anının olmadığı konusundaydı. Ölümünden tam 300 yıl sonra doğmuş olmanın da biraz etkisiyle kendimi kuvvetle özdeşleştirdiğim Galileo’nun yazgısını paylaşmak istemiyordum!
Tanecik mekaniğinin evrenin doğuşu ve yazgısını nasıl etkileyebileceğine ilişkin düşüncelerimizi açıklayabilmek için önce, evren tarihini yaygın olarak benimsenen “sıcak büyük patlama modeli”ne dayanarak anlatmam gerek. Bu, evrenin ta büyük patlamaya giderek Friedmann’ın modeliyle betimlendiğini varsayar. Böylesi modellerde evren genişledikçe içindeki her madde ya da ışımanın soğuyacağı ortaya çıkar. (Evrenin büyüklüğü iki katına çıktığında sıcaklığı yarıya düşer.) Sıcaklık kabaca parçacıkların ortalama enerjisinin -ya da hızının- bir ölçüsü olduğuna göre evrenin bu soğumasının, içindeki maddeye büyük etkisi olacaktır. Çok yüksek sıcaklıklarda parçacıklar sağa sola öyle hızlı devineceklerdir ki, elektromanyetik ya da çekirdek kuvvetlerinden ötürü birbirlerine olan çekimden kendilerini kurtaracaklardır. Ama parçacıklar soğudukça birbirlerini çekip üst üste yığılmaya başlayacaklardır. Ayrıca, evrende varolan parçacıkların türleri de sıcaklığa bağlı olacaktır. Yeterince yüksek sıcaklıklarda, parçacıkların enerjisi o denli yüksektir ki, çarpıştıklarında çok değişik parçacık/karşıparçacık çiftleri oluşur -ve bu yeni oluşan parçacıkların bazısı karşıparçacığa dokunarak yok olsa da, üreme yokolmayı geçecektir. Ama daha düşük sıcaklıklarda, çarpışan parçacıkların enerjisi daha az olacağından parçacık/karşıparçacık çiftleri daha yavaş oluşacak- ve yok olma hızı oluşma hızını geçecektir.
Tam büyük patlama anında evrenin sıfır büyüklükte ve bu nedenle sonsuz sıcaklıkta olduğu düşünülür. Ama evren genişleyince ışımanın sıcaklığı düşer. Büyük patlamadan bir saniye sonra yaklaşık on milyar dereceye düşmüş olmalı. Bu, güneşin özeğindeki sıcaklığın yaklaşık bin katıdır ama bu denli yüksek sıcaklıklara hidrojen bombası patlamasında erişilebilir. Bu anda evren çoğunlukla foton, elektron ve (yalnızcı zayıf kuvvet ve kütlesel çekimden etkilenen hafif parçacıklar olan) nötrinolardan ve bunların karşı parçacıklarından, bir miktar da proton ve nötrondan oluşur. Evren genişlemeyi sürdürüp sıcaklık düştükçe çarpışmaların neden olduğu elektron/karşıelektron çiftlerinin oluşma hızı, birbirlerini yoketme hızının altına düşecektir. Böylelikle elektron ve karşıelektronların çoğu birbirini daha çok foton oluşturacak biçimde yokedecek ve geriye az sayıda elektron kalacaktır. Nötrino ve karşınötrinolar ise birbirlerini yok edemeyeceklerdir, çünkü bu parçacıklar birbirleriyle ve başka parçacıklarla çok az etkileşimde bulunurlar. O halde bugün de varolmaları gerekir. Onları gözlemleyebilsek evrenin bu çok sıcak ilk aşaması için iyi bir kanıt olurdu. Ne yazık ki bugüne dek geçen zaman içinde enerjileri onları doğrudan gözlemlemeye yetmeyecek denli aza inmiş olacaktır. Ancak, nötrinolar kütlesiz olmayıp, 1981’de Rusya’da yapılmış olup doğrulanamayan bir deneyin önerdiği gibi az bir kütleye sahip iseler onları dolaylı bir biçimde ayırt edebiliriz: daha önce sözü geçen ve evrenin genişlemesini durdurup yeniden çöküşüne neden olabilecek kütlesel çekimi olan “kara madde”nin bir biçimi olabilirlerdi.
Büyük patlamadan yaklaşık yüz saniye sonra sıcaklık bir milyar dereceye, yani en sıcak yıldızların içinin sıcaklığına düşecekti. Bu sıcaklıkta proton ve nötronlar güçlü çekirdek kuvvetinden kaçmaya yetecek enerjiyi yitirecek ve bir proton ve bir nötron içeren döteryum (ağır hidrojen) atomunun çekirdeğini oluşturmak üzere birleşme ye başlayacaklardı. Döteryum çekirdekleri de başka proton ve nötronlarla birleşerek, iki proton ve iki nötron içeren helyum çekirdekleri ve az miktarda da daha ağır lityum ve berilyum elementleri oluşturacaktı. Sıcak büyük patlama modelinden proton ve nötronların yaklaşık dörtte birinin, helyum çekirdeği ve az miktarda ağır hidrojen ile başka elementlere dönüşmüş olacağı hesaplanabilir. Nötronların geri kalanı bozunarak normal hidrojen atomların çekirdeği olan protonlara dönüşür.
Sıcak bir ilk aşamaya ilişkin bu evren tablosu ilk kez öğrencisi Ralph Alpher (Alfer) ile 1948’de yazdığı ünlü makalesinde bilimci George Gamow tarafından ortaya kondu. Gamow’un oldukça keskin bir mizah anlayışı vardı. Çekirdek bilimcisi Hans Bethe’yi (Bethe) ikna edip onun ismini de makaleye koyarak, makaleyi yazanlar listesini “Alpher, Bethe ve Gamow” yaptı; Yunan abecesinin ilk üç harfi olan alfa, beta ve gamma’ya benzesin diye. Bu, evrenin başlangıcı üzerine bir makale için pek de uygundu! Bu makalede evrenin çok sıcak ilk aşamalarındaki ışımanın (fotonlar biçiminde) bugün hala varolması gereğini ama sıcaklığının mutlak sıfırdan (eksi 273 derece) yalnızca birkaç derece yukarıya kadar düşmüş olacağı yolundaki olağanüstü öngörüde bulundular. Penzlas ve Wilson’un 1965’te buldukları işte bu ışımaydı. Alpher, Bethe ve Gamow makalelerini yazdıkları sırada proton ve nötronların çekirdeksel reaksiyonlarına ilişkin fazla şey bilinmiyordu. Bundan dolayı ilk evrendeki elementlerin orantılarına ilişkin o zamanki hesaplar oldukça hatalıydı ama bu hesapları bugünkü bilginlerimizin ışığında yinelediğimizde gözlemlediğimizle çok iyi uyuşan sonuçlar elde ediyoruz. Ayrıca, evrende niye bu denli fazla miktarda helyum olduğunu başka türlü açıklamak çok zor. Şu halde görüşümüzün, en azından büyük patlamanın bir saniye sonrasından bu yana, doğru olduğundan kuşkumuz yok.
Büyük patlamadan sonraki birkaç saat içinde helyum ve diğer elementlerin oluşumu duracaktır. Ve bundan sonraki bir milyon yıl kadar sürede, evren pek bir şey olup bitmeden, yalnızca genişlemeyi sürdürüyor olacaktır. Sıcaklık giderek birkaç bin dereceye düşünce elektronlar ile çekirdekler, aralarındaki elektromanyetik çekime dayanacak enerjiyi yitirerek birleşip atomları oluşturmaya başlayacaktır. Evren bir bütün olarak genişlemeyi ve soğumayı sürdürecek ama ortalamadan biraz yoğun bölgelerde çekimsel kuvvetin daha fazla oluşu nedeniyle genişleme yavaşlamış olacaktır. Bu, bazı bölgelerin genişlemeyi durdurup çökmeye başlamasına yol açacaktır. Bu bölgeler çökerken, dışındaki maddelerin kütlesel çekimi olanları hafifçe döndürmeye başlayabilir. Çöken bölge küçüldükçe dönmesi hızlanacaktır -buz patencisinin, buz üstünde dönerken kollarını içe bükünce dönüşünün hızlanması gibi. Sonunda bölge yeterince küçülünce, kütlesel çekimi dengelemeye yetecek bir hızda dönecek ve bu yolla disk biçiminde galaksiler doğmuş olacaktır. Dönme hareketini başlatamayan öteki bölgeler ise eliptik galaksi denilen oval biçimde nesneleri oluşturacaklardır. Bunlarda bölgenin çöküşünün durma nedeni, galaksinin tümü dönmediğine göre, tek tek parçalarının, galaksinin özeği etrafında dönmesi olacaktır.
Zaman ilerledikçe galaksilerdeki hidrojen ve helyum gazları, kendi kütlelerinin çekimi altında çöken küçük bulutlara bölüneceklerdir. Bulutlar büzüldükçe ve içlerindeki atomlar birbiriyle çarpıştıkça gazın sıcaklığı artacak ve giderek çekirdek kaynaşması reaksiyonu başlatacak kadar ısınacaktır. Reaksiyon sonucu hidrojen daha fazla helyuma dönüşecek ve açığa çıkan ısı, basıncı yükselterek bulutları daha fazla büzülmekten alıkoyacaktır. Güneşimize benzer bir yıldız olarak, hidrojeni yakıp helyuma dönüştürerek çıkan enerjiyi ısı ve ışık biçiminde yayacak ve bu kararlı durumda çok uzun süre kalabileceklerdir. Daha kütleli yıldızlar daha kuvvetli olan kütlesel çekimlerini dengeleyebilmek için daha sıcak olmak zorundadırlar. Bu da çekirdek kaynaşması reaksiyonunu o denli hızlandım ki, bu yıldızlar hidrojenlerini yüz milyon yıl kadar kısa bir sürede bitirirler. O zaman biraz büzülecekler ve ısınmaları arttıkça bu kez helyumu karbon ya da oksijen gibi daha ağır elementlere dönüştürmeye başlayacaklardır. Ancak bundan, daha fazla enerji açığa çıkmayacak ve kara deliklerle ilgili bölümde anlatıldığı üzere bir bunalıma varılacaktır. Daha sonra ne olacağı ise tümüyle açık değil ama yıldızın özeğine yakın bölgelerin çökerek nötron yıldızı ya da kara delik gibi çok yoğun bir duruma gelecekleri olası görünüyor. Yıldızın dış bölgeleri bazen parlaklığıyla kümedeki öteki yıldızları bastıran korkunç bir süpernova patlaması ile savrulacaktır. Yıldızın ömrünün sonuna doğru oluşan ağır elementlerin bir bölümü galaksideki gaza eklenmiş olacak ve bir sonraki kuşak yıldızların hammaddesine katkıda bulunacaktır. Bizim kendi güneşimiz bu daha ağır elementlerden yüzde iki oranında içerir, çünkü o da eski süpernovaların kalıntılarını içeren dönen bir gaz bulutundan beş milyar yıl kadar önce oluşmuş ikinci ya da üçüncü kuşak bir yıldızdır. O buluttaki gazın çoğu ya güneşin oluşumuna gitti ya da uçup uzaklaştı, ama ağır elementlerin küçük bir miktarı bir araya gelerek bugün güneşin etrafında dönen cisimleri, aralarında dünyamızın da bulunduğu gezegenleri oluşturdu.
Dünya ilk önceleri çok sıcaktı ve atmosferi yoktu. Zamanla soğudu ve kayalardan çıkan gazlardan bir atmosfer edindi. Bu ilk atmosfer, içinde yaşayabileceğimiz gibi değildi. içinde oksijen yerine bulunan çok sayıda başka gaz vardı, örneğin hidrojen sülfit (çürük yumurtaya kokusunu veren gaz) bizim için çok zehirlidir. Bununla birlikte bu koşullar altında serpilebilen ilkel başka yaşam biçimleri vardır. Bunların, atomların irimoleküller denen daha büyük yapılar oluşturacak biçimde rastgele birleşmesi sonucu okyanuslarda gelişmiş oldukları düşünülüyor. Bunlar okyanustaki başka atomları da aynı yapılarda bir araya getirme yeteneğini taşıdıklarından kendilerini üretip çoğalacaklardı. Kimi durumlarda üremede hatalar olacaktı. Bu hatalar çoğunlukla yeni irimolekülün kendini üretememesi ve sonunda yitip gitmesi ile sonuçlanacaktı. Ancak bazı hatalar ise kendilerini üretmekte daha çok yetenekli yeni irimolekülleri oluşturacaktı. Böylece oluşan yeni irimoleküller bu üstünlükleri ile başlangıçtaki irimoleküllerin yerine geçme eğiliminde olacaklardı. Bu yolla, gittikçe daha da karmaşık kendini üreten organizmaların gelişimi yönünde ilerleyen bir evrim süreci başlatılmış olacaktı. ilk ilkel yaşam biçimleri hidrojen sülfatı da içeren değişik maddeleri kullanıp oksijen salıyordu. Bu, atmosferi yavaş yavaş değiştirerek bugünkü bileşimine getirdi ve balıklar, sürüngenler, memeliler ve en sonunda insan ırkı gibi daha ileri yaşam biçimlerinin gelişmesine olanak tanıdı.
Çok sıcak başlayan ve genişledikçe soğuyan bu evren tablosu bugün elimizdeki gözlemsel kanıtlara uyuyor. Yine de, birtakım önemli sorular yanıtsız kalıyor.
1. Evren başlangıcında niçin öylesine sıcaktı?
2. Evren büyük ölçekte niye o kadar düzgün? Uzaydaki her noktadan ve her yönde niye aynı gözüküyor? Özellikle, değişik yönlere baktığımızda, zemindeki mikrodalga ışımasının sıcaklığı niçin yaklaşık aynı? Bu biraz sınıftaki öğrencilerin sınav kağıtlarını değerlendirmeye benziyor. Hepsinin yanıtı tıpatıp aynı ise birbirlerinden kopya çektiklerinden emin olabilirsiniz rahatça. Ama yukarda betimlenen modelde büyük patlamadan sonra ışığın bir yerden ötekine ulaşması için yeterince zaman olmayacaktır, evrenin ilk evrelerinde bölgeler birbirlerinden çok uzak değilse de. Görelik kuramına göre bir bölgeden ötekine ışık gidemiyorsa başka hiçbir bilgi gidemez. Bundan dolayı evrenin ilk evrelerinde başka başka bölgelerin aynı sıcaklıkta olmalarının, belirsiz herhangi bir nedenle aynı sıcaklıkla başlamaları dışında başka herhangi bir yolu olamaz.
3. Evren, niçin çöken modellerde sonsuza dek genişleyen modelleri ayıran kritik hıza çok yakın bir hızla genişlemeye başladı, öyle ki şimdi, on milyar yıl sonra bile, hala kritik hıza yakın bir hızla genişlemekte? Büyük patlamadan bir saniye sonraki genişleme hızı, yalnızca yüz bin milyarda bir oranında az olsaydı bile, evren daha bugünkü büyüklüğüne erişmeden çökmüş olurdu.
4. Evrenin büyük ölçekte çok düzgün ve tekdüze olduğu gerçeğine karşın, yıldızlar ve yıldız kümeleri gibi yerel düzensizlikler var. Bunların ilk zamanlarda bir bölgeden ötekine yoğunluğun biraz farklı oluşundan kaynaklandığı düşünülüyor. Peki, yoğunluğun bu düzensiz değişiminin kaynağı neydi?
Genel görelik kuramı kendi başına bu özellikleri açıklayamaz ve de bu soruları yanıtlayamaz, çünkü büyük patlama tekilliğinde evrenin sonsuz yoğunlukta olduğu öngörülür. Tekillikte genel görelik ve tüm diğer fizik yasaları geçerliliğini yitirir, tekillikten ne çıkacağı kestirilemez. Daha önce açıklandığı gibi, bu demektir ki; büyük patlama ve ondan önceki olaylar kuramın kapsamından çıkarılıp atılabilir, çünkü gözlemlerimiz üzerinde hiçbir etkileri olamaz. Uzay -zamanının bir sınır- büyük patlamada bir başlangıcı olacaktır.
Bilim, evrenin, herhangi bir anda durumunu biliyorsak daha sonra nasıl ilerleyeceğini, belirsizlik ilkesinin belirlediği sınırlar içinde söyleyebilen bir yasalar takımı ortaya çıkarmış durumda. Bu yasalar aslında Tanrı tarafından buyurulmuş olsa da öyle görülüyor ki Tanrı o andan sonra hiç işe karışmadan, evreni yasalarına uygun biçimde gelişmeye bırakmış. Ama evrenin ilk durumunu ya da başlangıç koşullarını nasıl seçmiş? Zamanın başlangıcındaki “sınır koşulları” neydi?
Buna, Tanrı evrenin ilk durumunu, anlamayı umamayacağımız nedenlerle seçti biçiminde bir yanıt verilebilir. Her şeye gücü yeten varlığın gücü kuşkusuz buna da yeter ama böylesine anlaşılmaz bir biçimde başlattıysa evreni, niçin anlayabileceğimiz yasalara uyarak evrimlemeye bıraktı? Bilim tarihi tümüyle olayların keyfi bir tarzda oluşmayıp, tanrısal olsun olmasın belli bir kurulu düzeni yansıttığının yavaş yavaş farkına varılışıdır. Bu düzenin yalnızca yasalar için değil, evrenin ilk durumunu belirleyen uzay-zamanın sınırındaki koşullar için de geçerli olduğunu varsaymak çok doğal olacaktır. Hepsi de yasalara uyan, ilk koşulları değişik çok sayıda evren modeli bulunabilir. Evrenimizi tanımlayacak belli bir ilk durumu ve dolayısıyla bir modeli seçmemiz için bir ilke olmalı.
Aradığımız ilke, düzensiz sınır koşullarında olabilir. Bu koşullar, açıkça belirtmeden evrenin ya sonsuz büyüklükte olduğunu, ya da sonsuz sayıda evren bulunduğunu varsayarlar. Düzensiz sınır koşulları altında, büyük patlamadan sonra uzayın belirli bir bölgesini belirli bir durumda bulmanın olasılığı ile aynı bölgeyi başka herhangi bir durumda bulmanın olasılığı, bir anlamda aynıdır; aynı evrenin ilk durumu tamamen gelişigüzel seçilmiştir. Bu, evrenin ilk evrelerde büyük bir olasılıkla düzensiz ve karmakarışık olduğu anlamına gelir, çünkü evrenin düzensiz ve karmakarışık bulunabileceği durumlar, düzenli ve düzgün bulunabileceği durumlardan sayıca çok daha fazladır. (Her durum eşit olasılıkta ise, evrenin düzensiz ve karmakarışık durumda başlaması daha olasıdır, çünkü bu durumlar daha çoktur). Böylesine düzensiz ilk koşulların, bugün büyük ölçekte böylesine düzgün ve düzenli evrenimizin çıkış noktası olabileceğini kavramak çok zor. Ayrıca, böyle bir modeldeki düzensiz yoğunluk değişimlerinin gama ışını gözlemlerinden saptanan üst sınırdan çok daha fazla sayıda erken kara deliğin oluşumuyla sonuçlanması beklenirdi.
Evren eğer gerçekten sonsuz büyüklükteyse, ya da sonsuz sayıda evren varsa bir yerlerde düzgün ve düzenli bir biçimde başlamış birtakım büyük bölgelerin bulunma olasılığı da vardır. Bu biraz, çok bilinen, maymun sürüsünün daktiloların başında habire tuşlara basması öyküsüne benziyor. Maymunların yazdıklarının hemen hepsi saçma sapan olsa da tamamen rastgele bir biçimde ve tamamen şans eseri Shakespeare’in (şekspir) sonelerinden biri ortaya çıkacaktır. Benzeri biçimde evren bağlamında, şans eseri düzgün ve düzenli bir bölgede yaşıyor olabilir miyiz? ilk bakışta bu oldukça zayıf olasılıkta görünebilir, çünkü böylesine düzgün bölgeler düzensiz ve karmakarışık bölgelerden çok daha az sayıdadır. Ama, ancak düzgün bölgelerde yıldız kümeleri oluşabileceğini ve koşulların kendimiz gibi karmaşık, kendini üretebilen ve “Evren niçin böyle düzgün?” sorusunu sorabilen organizmaların gelişimi için uygun olabileceğini düşünelim. Bu, “Evreni böyle görmemizin nedeni varlığımızdır” tümcesiyle de açıklanabilecek “insancı” dediğimiz ilkenin uygulandığı bir örnektir.
İnsancı ilkenin iki yorumu vardır; zayıfı ve güçlüsü. Zayıf insancı ilke, uzayda ve/veya zamanda sonsuz ya da çok, büyük bir evrende, zeki yaratıkların gelişimi için gereken koşulların ancak uzayda ve zamanda sınırlı, belli bölgelerde sağlanacağını belirtir. Bundan dolayı bu bölgelerdeki zeki yaratıklar evrende bulundukları yerin kendi varlıkları için gereken koşulları sağladığını gözlemlediklerinde şaşırmayacaklardır. Zengin bir kişinin varlıklı mahallerde yoksul görmesini andırır biraz bu.
Zayıf insancı ilkenin kullanıldığı bir örnek, büyük patlama olayının niçin yaklaşık on milyar yıl önce olduğunun “açıklaması”dır. Zeki varlıkların evrimleşmesi için yaklaşık o kadar süre gerekir. Yukarıda açıklandığı gibi, önce ilk kuşak yıldızlar oluşmalıydı. Bu yıldızlar baştaki hidrojen ve helyumun bir bölümünü bizim anamaddemiz olan karbon ve oksijen gibi elementlere dönüştürdüler. Sonra, yıldızlar süpernova biçiminde patladılar ve döküntüleri aralarında şimdi yaklaşık beş milyar yaşında olan güneş sistemimizin de bulunduğu diğer yıldız ve gezegenleri oluşturdu. Dünyanın varoluşunun ilk bir iki milyar yılı içinde sıcaklık herhangi karmaşık bir varlığın gelişimi için çok yüksekti. Sonraki üç milyar kadar yıl, basit organizmalardan zamanı büyük patlamaya dek ölçme yetisinde varlıklara doğru yavaşça ilerleyen biyolojik evrim sürecine ancak yetti.
Zayıf insancı ilkenin geçerliğini ya da yararlığını çok az kişi sorgular. Ancak bazıları daha ileri gidip ilkenin güçlü yorumunu öneriyorlar. Bu yoruma göre, her biri kendi ilk durumuna ve belki de kendi bilim yasaları takımına sahip çok sayıda değişik evrenler ya da tek bir evrenin çok sayıda değişik bölgeleri vardır. Bu evrenlerin çoğunda koşullar karmaşık organizmaların gelişimine uygun olmayacaktır; yalnızca bizimki gibi bazı evrenlerdeki zeki yaratıklar gelişip şu soruyu sorabileceklerdir: “Evren niçin gördüğümüz gibi?” O zaman yanıt basittir. Başka türlü olsaydı, biz burada olmazdık!
Zamanın Kısa Tarihi – Stephen William Hawking