不寻常的观点应有不寻常的证据。——卡尔·萨根（Carl Sagan）
平行宇宙、空间入口（dimensional portal）以及高维度等这些概念虽然令人叫绝，但需要有严丝合缝的证据来证明它们的存在。正如天文学家肯·克罗斯威尔（Ken Croswell）评价的：“其他的宇宙会令人陶醉！关于它们，你想说什么就可以说什么，只要天文学一天没有找到它们，就一天不能说你是错的。”以前，要对许多这类预言进行测试似乎是毫无指望的，因为我们的试验设备太原始。然而，由于计算机、激光和卫星技术的最新发展，对许多这类理论进行实验验证已经近在眼前。
对这些思想进行直接验证也可能异常困难，但间接验证是可能做到的。我们有时会忘记，天文学中的大部分验证都是间接完成的。例如，从没有人访问过太阳或恒星，但我们还是通过对这些发光体所发出的光进行分析，知道了恒星的构成成分。通过对星光的光谱进行分析，我们间接地知道，恒星主要是由氢和一些氦构成的。同样，从来没有人看到过黑洞，而且事实上，黑洞是无形的，无法直接看到。然而，我们通过寻找吸积盘（accretion disks）以及计算这些死恒星的质量，找到了它们存在的间接证据。
在所有这些实验中，我们寻找恒星和黑洞的“回声”，以确定它们的性质。同样，第 11 维度或许不是我们所能直接接触到的，但由于我们现在有了新的带有革命性的仪器，我们有可能对膨胀和超弦理论进行验证。
GPS与相对论
卫星技术使相对论的研究得到了革命性的发展，最简单的一个例子就是全球定位系统（GPS），24颗卫星持续围绕地球运转，发射出精确的同步脉冲，使人可以对自己在地球上所处的位置进行三角测量，准确度惊人。GPS 系统已成为航行、商务乃至战争中的一个要素。所有的东西，从汽车中的电子地图到巡航导弹都要求能在五百亿分之一秒内将信号同步化，以便以15码（13.716米）以内的精确度找到地球上的物体。但是要确保这种难以置信的精确度，科学家必须做出计算，对牛顿定律稍做修正，因为根据相对论，卫星在外太空翱翔时，无线电波的频率会稍有偏移[17]。事实上，如果我们傻乎乎地省略掉根据相对论进行修正这一步，那么GPS时钟每天就会走快四十万亿分之一秒（原文40 000 billions似应为40 000 billionths。——译者注），整个系统就变得不可靠了。所以，相对论对于商务和军事是不可缺少的。物理学家克利弗德·威尔（Clifford Will）（他曾为一位美国空军将领讲解根据爱因斯坦的相对论对GPS系统进行至关重要的修正的问题）曾经评论说：他知道，当连五角大楼的高级官员都需要了解相对论的时候，相对论的时代就到来了。
引力波探测器
迄今为止，我们对天文学所了解的几乎一切知识都是以电磁辐射的形式得到的，不论它是星光、无线电还是宇宙深处的微波。现在科学家们正在首次引入一种新的科学发现介质，这就是引力本身。“每次我们用一种新的方式看天空的时候，我们都会看到一个新的宇宙。”引力波项目的副主任、加利福尼亚工学院的盖利·桑德斯（Gary Sanders）说。
是爱因斯坦本人于 1916 年首次提出存在引力波。让我们回想一下前面提到过的一个例子，即，如果太阳消失了，会发生什么。我们应该还记得那个关于保龄球陷在蹦床网中的比喻。如果把保龄球突然取出，蹦床网将立刻弹回原来的状态，产生冲击波，沿蹦床网向外扩散。如果把保龄球换成太阳，那么我们会看到引力的冲击波会以一个特定的速度，即光速扩散。
虽然爱因斯坦后来为他的方程找到了一个包含了引力波的精确的解，但令他失望的是，在他的有生之年他未能看到他的预言得到验证。引力波非常微弱，即使是恒星碰撞所产生的冲击波也不足以被当前所能够做的试验测量到。
目前，引力波只是被间接探测到了。有两位物理学家，卢塞尔·哈尔斯（Russell Hulse）和小约瑟夫·泰勒（Joseph Taylor）推测，如果对在太空中互相追逐旋转的双中子星进行分析，则随着它们的轨道慢慢衰退，每颗星都会放射出一股引力波，与搅动糖蜜时出现的波痕差不多。他们对两颗中子星缓慢盘旋彼此接近过程中的固定轴旋绕进行分析。他们把研究集中在离地球16 000光年的双中子星PSR 1913+16上，它们每7小时45分钟对绕一圈，在此过程中，它们向外太空发射出引力波。
运用爱因斯坦的理论，他们发现，这两颗星每转一圈就应该互相靠近 1毫米。虽然这个距离小到微乎其微，但一年时间加起来就是1码（0.9144米），这个435 000英里（700 045千米）的轨道会慢慢变小。他们这项开创性的工作显示，轨道恰好是按照爱因斯坦理论在引力波基础上所做的预言进行衰退的。（爱因斯坦的方程事实上预言，由于能量以引力波的形式向宇宙中辐射消耗，这些恒星最终会在 21 4 亿年内相互栽进对方的怀中。）由于他们的这项工作，他们获得了1993年的诺贝尔物理学奖。
我们还可以继续回溯，运用这项精确的实验，来测量广义相对论本身的精确性。在进行反向计算的过程中，我们发现，广义相对论的精确度至少达到了99.7%。
LIGO引力波探测器
但是，要获取有关早期宇宙的可用信息，必须对引力波进行直接观察，而不是间接观察。2003 年，第一台可操作的引力波探测器，LIGO（“激光干涉引力波观测站”的英文首字母缩写，Laser Interferometer Gravitational 2 Wave Observatory）终于启动了，利用引力波探究宇宙奥秘的长达10年之久的梦想得以实现。LIGO的目标是探测对于地球上的望远镜来说太遥远太微弱的宇宙事件，例如黑洞或中子星之间的碰撞。
LIGO有两项巨型的激光设备，一个设在华盛顿州的罕弗德（Hanford），另一个设在路易斯安那州的利文斯顿教区。这两个设备各有两条长管子，每条长2.5英里（4千米），形成一个L形的管道。在每条管子内发射激光，在L形的接头处，两个激光束相撞，它们的光波彼此干涉。正常情况下，如果没有干扰，两个光波是同步的，彼此抵消。但是如果黑洞或中子星相撞发射出的最微弱的引力波到达了这个装置，一条管道的收缩和扩张就会与另一条不同。这种干扰足以破坏两股激光束之间精密的抵消过程，结果，两股光束不是互相抵消，而是产生出典型的波状干扰图，可用计算机详加分析。引力波越强，两股激光束之间的不匹配就越强，干扰图形也就越强。
LIGO是个工程奇迹。由于空气分子会吸收激光，容纳激光的管子必须抽空至万亿分之一大气压力。每个探测器的容积为 300 000 立方英尺（8 495立方米），也就是说，LIGO具有世界上最大的人造真空。LIGO具有这样高的灵敏度，部分地归功于镜子的设计，它们是由非常小的磁体控制的，一共有6 个，每个都像蚂蚁那么大。镜子打磨得非常光滑，精准到三百亿分之一英寸。“想象一下，如果地球也有那么光滑的话，那么山的平均高度不会超过1英寸（2.54 厘米）。”负责监控镜子的盖利林·比林斯利（GariLynn Billingsley）说。它们非常精密，移动精确到小于百万分之一米，所以LIGO的镜子可能是世界上最敏锐的镜子。“多数控制系统的工程师们听说我们想做什么事情的时候，都惊讶得目瞪口呆。”LIGO科学家米歇尔·萨克（Michael Zucker）说。
由于 LIGO 异常平衡，有时一些最意想不到的振动源发出了轻微的、多余的振动，也会使它不得安宁。例如位于路易斯安那州的那个探测器在白天就不能工作，因为伐木工人在离开现场1 500英尺（457 1 2米）的地方伐树。（LIGO 灵敏到哪怕在 1 英里〔1 609 米〕以外伐树，也会使它白天不能工作。）即使在夜间，半夜过路运输车辆的振动和早晨 6 点支座的振动也会使它不能工作。LIGO能连续运转的时间有多长呢？
有时，甚至几英里以外海浪拍岸的轻微振动也会影响到结果。冲击北美沙滩的海浪平均每6秒钟冲刷一次海岸，由此产生的低沉咆哮声也能实实在在地被这些激光器捕捉到。实际上，由于这种声响的频率非常低，因此它可以直接穿透陆地。“它感觉起来像一阵隆隆声。”萨克（Zucker）对这种潮汐声这样评价。“在路易斯安那州的飓风季节，这是非常令人头痛的问题。”LIGO还受到月球和太阳的引力拖拽地球时产生的潮汐的影响，产生几百万分之一英寸的干扰。
为了消除这些令人难以置信的轻微干扰，LIGO工程师们走了一个极端，把该装置的大部分都与地球其他部分隔绝起来。每个激光系统都架在4个巨型的不锈钢平台之上，一个平台摞在另一个之上，每层之间以弹簧分隔以消除任何振动。所有精密的光学设备都有自己的地震绝缘系统；地板是一块30英尺（10 1 44米）厚的混凝土，不与墙壁接合。
LIGO事实上是国际联合努力的一部分，其中包括名叫VIRGO的法国意大利探测器，位于比萨；名叫 TAMA 的日本探测器，位于东京郊外；以及一个名叫GEO 600的英国德国探测器，位于德国汉诺威。LIGO的最终造价加起来将达到2.92亿美元（再加上8 000万美元的调试和升级费用），这使其成为国家科学基金会有史以来所出资的最昂贵的项目。
但即使灵敏到了这种程度，许多科学家承认，LIGO可能仍然不够灵敏，无法在其寿命期限内探测到真正令人感兴趣的事件。对该设施的下一次升级，也就是LIGOⅡ，如果资金被批准了的话，计划将于2007年进行。如果LIGO探测不到引力波，人们打赌LIGOⅡ将能探测到。LIGO科学家肯尼思·利布雷希特（Kenneth Libbrecht）声称：LIGOⅡ将使该设备的灵敏度翻1 000番，“从每10年（探测到）一次，这是相当痛苦的，到每3天探测到一次，非常惬意。”
要让LIGO探测到两个黑洞的碰撞（距离3亿光年以内），科学家要等上1年到1 000年之久。如果说，用LIGO来探测这样一个事件，意味着要由天文学家的重重重……重孙的子女才能等得到，那么许多天文学家可能就要对此重新考虑了。但正如LIGO科学家彼得·索尔森（Peter Saulson）说的：“人们从解决这类技术挑战中获得乐趣，这很像中世纪的教堂建筑师们，明知自己可能看不到建成后的教堂，但还是继续工作。但如果说在我的有生之年无论如何努力也不可能看到引力波，那我可能就不会钻研这个领域了。这不只是在追逐诺贝尔奖……我们为之奋斗的这种精准水平，是我们这项工作的特点；只有这样才算走对了路子。”有了 LIGOⅡ，一个人的有生之年发现真正有趣的事件的可能性就大大提高了。LIGOⅡ有可能以每天 10 次到每年10次的速率，在60亿光年这一大得多的范围内探测到黑洞碰撞。
然而，即使是 LIGO Ⅱ的威力也不足以探测到宇宙形成那一瞬间发射出的引力波。要达到这个目的，我们必须再等15~20年，等到LISA问世。
LISA引力波探测器
LISA（激光干涉宇宙天线，Laser Interferometry Space Antenna）将是下一代的引力波探测器。与LIGO不同的是，它将被设在外太空。2010年前后，NASA（美国国家航空航天局）和欧洲空间署（European Space Agency）计划向太空发射3颗卫星，它们将在离地球大约3000万英里（5080.32万千米）的轨道上围绕太阳转。这3颗卫星的激光探测器将在太空中形成等边三角形（每边 500 万千米）。每颗卫星将有两个激光器，使之与另外两颗卫星保持联络。虽然每个激光器只用半瓦能量发射激光束，但其光学灵敏度非常高，能够以十亿万亿分之一（one part in a billion trillion）的精确度探测到来自引力波的振动（相当于移动了单个原子百分之一的宽度）。LISA应能够探测到90亿光年处传来的引力波，穿越了大部分的可见宇宙。
LISA的精确度将能够探测到大爆炸本身发出的原始冲击波。这将给我们提供宇宙形成一刹那时远为最精确的样貌。如果一切都能按计划进行[18]，LISA应能窥探到大爆炸之后第一个万亿分之一秒时的情形，这或许就使其成为宇宙学中最强大的工具。人们相信，LISA可能将会找到统一场理论，即包罗万象的理论的确切性质的第一手实验数据。
LISA的一个重要目的，就是要提供膨胀理论的确凿证据。迄今为止，膨胀说与所有的宇宙数据都吻合（例如均匀度、宇宙背景的涨落等）。但这并不意味着这个理论就是正确的。为了给这项理论做定论，科学家想要研究由膨胀过程本身所产生出来的引力波。大爆炸一刹那间产生的引力波如同指纹一样，将能够显示出膨胀说和任何其他待选理论之间的区别。有些人，例如加利福尼亚工学院的基普·索恩（Kip Thorne）相信 LISA 还可能显示某些版本的弦理论是否正确。如我在第7章中解释过的，膨胀宇宙理论预言：从大爆炸中产生的引力波应该相当猛烈，与宇宙早期迅猛的扩张相符；而火劫宇宙模型（ekpyrotic model）则预言：扩张过程要温和得多，引力波也平缓得多。LISA应能排除各种有关大爆炸的待选理论，对弦理论做出至关重要的测试。
爱因斯坦透镜和爱因斯坦环
在探测宇宙方面的另一个强大的工具是使用引力透镜和“爱因斯坦环”。早在1801年，柏林天文学家约翰·乔治·冯·索尔德纳（Johan Georg von Soldner）就已经能够计算出，太阳的引力可能使恒星的光发生偏转。（尽管由于索尔德纳严格采用了牛顿学说，他少了一个关键的因数 2.爱因斯坦写道：“这种偏转一半是由于太阳的牛顿引力场造成的，另一半是由太阳对空间的几何修正〔‘曲率’〕造成的。”）
1912年，就在他完成广义相对论之前，爱因斯坦还考虑过是否可以把这种偏转当做一个“透镜”，就像你的眼镜在光线到达你的眼睛之前使它发生偏转一样。1936年，一位捷克工程师鲁迪·曼德尔（Rudi Mandl）写信给爱因斯坦，问他引力透镜是否可以把来自附近恒星的光放大。回答是可以，但是由于他们的技术所限，还不能探测到。
爱因斯坦还特别意识到，你可能会看到光学错觉，例如同一个客体的双影，或还有一个因畸变而形成的光环。例如，当从非常遥远的星系发出的光经过我们的太阳时，光束会先从太阳的左右经过，再合拢来达到我们的眼睛。当我们盯住遥远星系看的时候，我们看到的会像一个环，这是由广义相对论造成的光学错觉。爱因斯坦的结论是：“直接观察到这一现象的希望不大。”事实上，他写道：这项工作“没什么价值，只是能让可怜人（曼德尔）有点成就感”。
40多年以后，在1979年，英格兰约代尔邦克（Jordel Bank）天文台的丹尼斯·沃尔士（Dennis Walsh）首次发现了透镜作用的局部证据，他是双类星体Q 0957+561的发现者。1988年，从射电源MG 1131+0456观测到第一个爱因斯坦环。1997年，哈勃空间望远镜和英国的MERLIN射电天文望远镜阵通过对遥远星系1938+666进行分析，捕捉到了第一个完整圆形的爱因斯坦环，再一次证实了爱因斯坦的理论。（这个环非常小，只有1弧秒〔1″≈〈1/3 600〉°〕，或大致相当于从两英里〔3 1 22千米〕以外看一便士硬币的大小。）目睹了这一历史性事件的天文学家们这样描述他们的兴奋心情：“第一眼看去，它像是人为造成的，我们还以为它是图像中的某种缺陷，但后来我们意识到，我们看到的正是一个完善的爱因斯坦环！”曼彻斯特大学的伊恩·布朗（Ian Brown）博士说。
今天，爱因斯坦环已成为天体物理学家手中一件必不可缺的武器。在外太空中已经发现了约 64 个双类星体、三类星体以及多类星体（爱因斯坦透镜作用造成的幻象），或者说，每500颗观察到的类星体中就有一颗。
甚至不可见形式的物质，如暗物质，也可以通过分析它们所造成的光波畸变而“看到”。用这种方法，人们可以凑成一些显示宇宙中暗物质分布情况的“地图”。由于爱因斯坦透镜作用会歪曲星系团，造成大的弧形（而不是环形），这就有可能对这些星系团中暗物质的分布情况进行估计。1986年，国家光学天文台（National Optical Astronomy Observatory）、斯坦福大学以及法国南比利牛斯天文台（Midi 2 Pyrenees Observatory）发现了首批巨大的星系弧（galactic arcs）。从那以后，已经发现了大约100个星系弧，其中最令人惊叹的是在Abell 2218星系团中。
爱因斯坦透镜还可以被当做一种独立的方法，对宇宙中MACHOs（重的紧凑的光环物体，包括死恒星、黄矮星和尘埃云）的数量进行测量。1986年，普林斯顿大学的波丹·帕钦斯基（Bohdan Paczynski）意识到，如果MACHOs在恒星面前经过的话，它会放大它的亮度，造成第二个图像。
20世纪90年代初期，几支科学家队伍（如法国的EROS，美国澳大利亚的MACHO，以及波兰美国的OGLE）把这一方法应用到银河系的中心，并发现了500多个微透镜现象（比预料的要多，因为其中有些物质是由低质量恒星构成的，而不是真正的 MACHOs）。这种方法还可以用来寻找围绕其他恒星转的太阳系以外的行星。由于行星可以对其母恒星的光产生微弱但观察得到的引力作用，所以原则上爱因斯坦透镜作用是可以探测到它们的。用这一方法已经找到几个太阳系以外的行星候选对象，其中有些位于靠近银河系中心的地方。
利用爱因斯坦透镜甚至可以测量到哈勃常数和宇宙常数。哈勃常数可以通过做一项微妙的观察测得。类星体会随着时间而忽明忽暗；由于双类星体是同一个对象的两个影像，我们可以预料它会以同样的速率摆动。实际上，这些双类星体摆动的步调并不十分统一。利用对物质分布的已有了解，天文学家可以计算时间延迟与光线达到地球的全部时间之比。通过测出双类星体亮起来的时间延迟，就可以进而计算出它离开地球的距离。知道了它的红移，就可以计算出哈勃常数。（这个方法被应用到了类星体Q 0957+561，发现它离地球大约有140亿光年。自那以后，又对另外7颗类星体进行了分析，用以计算哈勃常数。在误差范围之内，这些计算都与已知结果相符。有意思的是，这种方法完全不依赖于恒星的亮度，像造父变星和Ⅰa 型超新星，从而成为对结果进行单独核对的方法。）
宇宙常数可能掌握着通往我们这一宇宙未来的钥匙，它也可以用这种方法测得。计算方法有些粗糙，但也还是与其他一些方法相吻合的。由于宇宙的总体积在 10 亿年前要小些，在过去找到能够形成爱因斯坦透镜的类星体的可能性也更大些。因此，测定宇宙演进过程中各个不同时期双类星体的数量，就可以大体计算出宇宙的总体积，由此而得出在推进宇宙扩张方面起作用的宇宙常数。1998年，哈佛史密斯索尼亚天文中心（Harvard 2 Smithsonian Center for Astrophysics）的天文学家对宇宙常数做了第一次粗略估算，并得出结论，它可能构成了不超过宇宙全部物质/能量含量的 62%。（实际的WMAP结果为73%。）
你家起居室中的暗物质
暗物质如果的确遍布宇宙的话，就不会只存在于冰冷的宇宙真空中。事实上，它应该也能在你家起居室中找到。今天，若干科研队伍正在竞相角逐，看谁能第一个在实验室中捕获第一个暗物质粒子。人们下的赌注很高，哪支队伍如果能够捕捉到一个在他们的探测器中一闪而过的暗物质粒子，就将成为在2 000年内第一个探测到新物质形式的人。
这些实验的中心想法，是制造出一大团、暗物质粒子可以在其中相互作用的纯物质（例如，******、氧化铝、氟利昂、锗、硅等）。一个暗物质粒子或许偶尔会与原子核相撞，由此产生出一种特有的衰变图形。通过把这一衰变过程中粒子的轨迹拍照，科学家就可以确认暗物质的存在。
实验者们都持谨慎的乐观态度，因为他们的设备非常灵敏，迄今为止最有可能使他们观察到暗物质。我们的太阳系以每秒220千米的速度围绕着银河系中心的黑洞旋转。因此，我们的行星正穿越相当多的暗物质。物理学家们估计，我们这个世界中的每平方米中，包括我们的身体，每秒钟都有 10亿个暗物质粒子穿过。
虽然我们生活在席卷我们这个太阳系的“暗物质风”中，但在实验室中做寻找暗物质的实验一直异常困难，因为暗物质粒子与普通物质的相互作用非常弱。例如，科学家估计，在实验室中，从每克物质中找到这种现象的几率每年在0.01次到10次之间。换句话说，你需要花上好多年的时间仔细观察大量的这种材料，才可能发现一些含有暗物质碰撞的现象。
迄今为止，一些以首字母为代号的实验项目，如英国的 UKDMC、西班牙坎弗兰克（Canfranc）的ROSEBUD、法国Rustrel的SIMPLE，法国弗雷瑞斯（Frejus）的EDELWEISS，都还没有发现任何这类现象。1999年罗马郊外的一项称为 DAMA 的实验引起了一阵轰动，有报道说那里的科学家看到了暗物质粒子。由于 DAMA 使用了 100 千克的******，所以它是世界上最大的探测器。但是，当其他探测器试图再现 DAMA 的结果时，它们什么也没有找到，这就给DAMA的发现打上了问号。
物理学家大卫·B 1 克莱因（David B 1 Cline）评论道：“如果这些探测器确实找到并验证了这样一个信号，那它将成为 21 世纪最伟大的成就之一而载入史册……现代天文学中的最大奥秘可能不久就将揭晓。”
如果暗物质能像许多物理学家希望的那样很快找到，那么也可能不需要使用原子击破器就能为超对称学说提供支持（甚至随着时间推移，支持超弦理论）。
SUSY（SUPERSYMMETRIC）暗物质
对超对称学说所预言的粒子稍加留意就可以看出，有几种可能的候选对象可以解释暗物质。其中一个是“中性子（neutralino）”，粒子中的一个族系，其中包含质子的超对称伙伴。从理论上来看，中性子似乎与数据相吻合。它不仅在负荷方面是中性的，因而是不可见的，也不仅是有质量的（因此会受引力影响），而且它还是稳定的。（这是因为它在这一族系的所有粒子当中质量最轻，因而不能衰变为任何更低的状态。）最后，也可能是最重要的一点，宇宙中应该充满了中性子，这就可能使它们成为暗物质的最理想候选对象。
中性子有一大优势：它们可能解答为什么暗物质构成宇宙中物质/能量成分的23%，而氢和氦仅占到微不足道的4%这个奥秘。
我们知道，当宇宙还是380 000岁时，大爆炸的极高温度下降到原子不再互相碰撞而破裂。那时，这个膨胀中的火球开始冷却，凝缩，形成稳定完整的原子。今天的大量原子大致起源于那一时期。我们所了解到的情况是，宇宙中的大量物质起源于宇宙冷却到足以使物质稳定下来的那个时期。
这一学说也同样可以应用于计算中性子的数量。大爆炸之后不久，温度高到连中性子都因碰撞而破坏。但随着宇宙冷却，在一定的时候，温度降低到连中性子都可以形成而不被破坏。大量的中性子就起源于这个早期时代。当我们进行这项计算的时候，我们发现，中性子的数量远高于原子，事实上它大致对应于今天暗物质的实际数量。由于这个原因，我们可以用超对称性粒子（supersymmetric particles）来解释，为什么宇宙中各处都充斥着压倒多数的暗物质。
斯隆巡天观测
虽然在 21 世纪，装备方面的进步大部分都将与卫星有关，但这并不意味着，以地球为基地的光学和射电天文望远镜研究被搁在了一边。事实上，由于数字革命的冲击，光学和射电天文望远镜的用法改变了，对数以几十万计的星系进行统计分析成为了可能。望远镜技术由于出现了这项新技术而迸发了生命的第二春。
在历史上，天文学家们需要经过奋争才能获得允许，在有限的时间内使用世界上最大的望远镜。他们十分珍惜能够使用这些仪器的宝贵机会，争分夺秒，在冰冷潮湿的房间里通宵达旦地工作。这种陈旧的观测方式效率非常低，在觉得自己被独揽天文望远镜使用时间的“神职人员”冷落了的天文学家们之间经常激起痛苦的争斗。随着因特网和高速计算技术的出现，所有这一切都改变了。
今天，许多望远镜都已完全自动化，并且可以由远在不同大陆上的天文学家们从几千英里以外编程控制。这些巨量的恒星观测结果可以被数字化，然后放到因特网上，由强大的超级计算机对数据进行分析。
“在家搜索外星智慧（SETI@home）”就是这种数字化方式的一个例子。这是一个以位于伯克利的加利福尼亚大学为基地的项目，用于信号分析，寻找外星智慧。位于波多黎各的阿力色宝射电天文望远镜收集到的海量数据，被分割为很小的数据段，通过因特网发送到全球各地的个人电脑，主要都是业余爱好者。个人电脑不用的时候，有一个屏保软件程序会对数据进行分析。利用这种方法，研究组建立了世界上最大的计算机网络，连接着分布在全球各点的大约500万台个人电脑。
当今对宇宙进行数字化探索的一个最突出的例子，是斯隆巡天观测（Sloan Sky Survey），这是有史以来对夜空所进行过的最为雄心勃勃的观测。以前的帕洛玛巡天观测（Palomar Sky Survey）使用的是老式的照相底版，体积庞大，而斯隆巡天观测将建立起一个天空中精确的天体图。这项观测计划已经建立起一个遥远星系的三维图像，用5种颜色显示，包括100多万个星系的红移现象。斯隆巡天观测产生了一幅宇宙的大比例结构图，比所有以前做过的都要大几百倍。它将为整个天空的四分之一绘制出详尽的天文图，确定 1 亿个天体的位置和亮度。它还将测定 100 多万个星系和大约 10万个类星体的距离。该项观测所产生的信息将达到 15 兆兆位字节（15 terabytes），可与国会图书馆所储存的信息量媲美。
斯隆观测的核心是一台设在新墨西哥的21 5米的天文望远镜，它装着有史以来最先进的照相机。它有 30 个叫做 CCD（电荷耦合元件 charge 2 coupled devices）的高度灵敏的电子感光器，每个有 2 英寸见方（12 1 9平方厘米），密封在真空中。每个感光器都用液氮冷却至-80℃，有400万像素。因此，由望远镜所采集到的光可以当即被CCD转换为数字，然后直接输入计算机进行处理。该项观测所绘制出的宇宙图令人惊叹，其成本不到2 000万美元，仅为哈勃空间望远镜的百分之一。
该观测项目然后把这种数字化数据的一部分放到因特网上，供全世界的天文学家潜心研究。用这种方法，我们还可以挖掘全世界科学家的智慧潜能。在过去，第三世界的科学家不能获得最新的望远镜数据及刊物，这成了家常便饭。这是对科技人才的巨大浪费。现在，由于有了因特网，他们可以下载巡天观测的数据，有关文章一经在因特网上登出就可以读到，并且以光速在网上发表文章。
斯隆观测正在改变天文学研究的方式，通过对几十万个星系进行分析得出了新的结论，这在仅仅几年以前都是难以想象的。例如，2003年5月，一群西班牙、德国和美国科学家宣布，他们为寻找暗物质的证据，对 25 万个星系进行了分析。在这一庞大的数量之中，他们把研究焦点集中在有星团围绕其旋转的3 000个星系。通过运用牛顿运动定律对这些卫星的运动进行分析，他们对中央星系（central galaxy）外围应该有多少暗物质进行了计算。目前，这些科学家已经排除了一项待选理论。（这项待选理论是1983年首次提出的，它试图通过对牛顿定律本身做修正，从而解释星系中恒星的反常轨道〔anomalous orbits〕。也许根本就没有暗物质，这只是由于牛顿定律的内部错误造成的误解。但观察数据对这项理论提出了疑问。）
2003 年 7 月，另一组德国和美国科学家宣布，他们利用斯隆观测对 12万个附近星系进行了分析，以便解开星系与它们内部的黑洞之间的关系之谜。所提出的问题是：这二者之中哪个出现在先，是黑洞还是含有黑洞的星系？这项调查的结果显示：星系和黑洞的信息数据密不可分，它们有可能是一起形成的。他们证实，在通过该项观测分析的 12 万个星系中，足足有 2万个含有仍在长大的黑洞（这与银河系中的黑洞不同，银河系中的黑洞似乎是静止不动的）。他们的结论显示，含有正在长大的黑洞的星系要比银河系大得多，它们吞噬下星系中较冷的气体，从而长大。
补偿热涨落
还有一项使光学望远镜获得新生的方法，是用激光对由大气造成的失真进行弥补。恒星并不因为它们有振动而闪烁；恒星的闪烁主要是因为大气中有微弱的热涨落。这意味着，在远离大气的外太空，恒星会一眼不眨地瞪着我们的宇航员。虽然美丽的夜空主要是由这种闪烁造成的，但对天文学家来说它却像噩梦般挥之不去，使天体的图像模糊不清。（我记得在孩提时代看着火星的模糊图片发愣，希望能有什么办法得到这颗红色行星的水晶般清澈的图像。我想，只要能重新安排光束，把大气干扰消除，可能就可以解决外星生命之谜了。）
解决这个问题的办法之一，就是利用激光和高速计算机，把这种失真现象去除。这种方法运用了“自适应光学”，它是由劳伦斯·利弗莫尔国家实验室（Lawrence Livermore National Laboratory）的克莱尔·麦克斯（Claire Max）博士等人首创的，他是我在哈佛大学的同班同学，使用了设在夏威夷的巨型的W 1 M 1 凯克（W 1 M 1 Keck）天文望远镜（世界上最大的望远镜），以及一个小一点的设在加利福尼亚里克天文台的 3 米的谢恩（Shane）望远镜。举例来说，把一束激光射入外太空，我们可以测定大气中的微弱温度涨落。这一信息由计算机分析之后，对望远镜的镜子进行细微的调整，对星光的失真现象进行弥补。这样就可以大致消除掉大气造成的失真现象。
1996年对这一方法进行了成功的测试，从那以后，我们就得到了如水晶般清澈的行星、恒星和星系的图像。这个系统用一个使用 18 瓦电力的可调谐染色激光器向空中发射光束。该激光器装在3米天文望远镜上，它的可变形反射镜可以调节，对大气造成的失真现象进行修正。所得到的图像本身被CCD 照相机捕捉并数字化。以一笔低廉的预算，该系统所得到的图像几乎可以与哈勃空间望远镜相比。用这种方法，我们可以看到外太空行星精细入微的细节，甚至可以窥探到类星体的核心，为光学望远镜注入了新生命。
这一方法还使凯克望远镜的分辨率提高了一个 10 的系数。凯克天文台坐落于夏威夷死火山摩纳基亚（Mauna Kea）之巅，海拔将近14 000英尺（4 267米），有两台各270吨重的姊妹望远镜。每个反射镜直径10米（394英寸），由36个六边形镜面组成，每个都可以通过计算机单独操控。1999年，凯克Ⅱ中装上了一个自适应光学系统，由一个可以每秒钟670次改变形状的小型可变形反射镜构成。这一装置已经捕捉到了围绕着我们这一银河系中心处的黑洞旋转的恒星图像，以及海王星和泰坦（土星的一颗卫星）的图像，甚至一颗太阳系以外的行星，它在离开地球153光年的地方遮挡其母恒星。当这颗行星从恒星HD 209458面前经过时，光线正如预言的那样变暗，分毫不差。
将射电天文望远镜绑在一起
计算机革命同样也焕发了射电天文望远镜的生命。过去，射电天文望远镜受到它们碟形天线尺寸的限制。碟形天线越大，从太空中收集到可供分析的无线电信号就越多。然而，天线越大，它就越昂贵。解决这一问题的一种方法就是把若干碟形天线绑在一起，来模仿超级射电天文望远镜的无线电收集能力。（地球上可以绑在一起形成的最大的射电望远镜，就是地球本身那么大。）过去德国、意大利和美国在捆绑射电望远镜方面所做过的一些努力局部证明是成功的。
这种方法的一个问题是，需要把所有这些射电望远镜收集到的信号精确地组合起来，然后再输入计算机。过去，这项工作极其困难。然而随着因特网以及廉价的高速计算机的出现，成本大大降低了。在今天，建立起有效规模像地球本身一样大的射电天文望远镜已不再是幻想。
在美国，采用这项干涉技术（interference technology）的最先进的装置是VLBA（甚长基线干涉阵，very long baseline array），这是一组10个射电天线，设置在不同地点，包括新墨西哥、亚利桑那、新罕布什尔、华盛顿、得克萨斯、维尔京群岛和夏威夷。每个VLBA站都有一个巨型的82英尺（25米）直径的碟形天线，重240吨，像一座10英尺（3 1 048米）高的建筑那样立着。每个站点都把无线电信号小心地录在磁带上，然后送到新墨西哥的索科罗运行中心（Socorro Operations Center）进行拼接和分析。这一系统耗资8 500万美元，1993年投入使用。
把这 10 个站点的数据拼接起来以后，就形成了一个实际长达 5 000 英里（8 047 千米）的巨型射电望远镜，可以产生出地球上可以得到的最清晰的图像。这相当于站在纽约城去读一张位于洛杉矶的报纸。目前，VLBA已经制作出宇宙射流和超新星爆发的“电影”，以及对银河系以外的一个天体的距离做了迄今为止最精确的测量。
在将来，甚至光学望远镜也将能够利用干涉测量法的威力，尽管由于光的波长很短，这项工作的难度相当大。有一项计划是把夏威夷凯克天文台的两台望远镜的光学数据放在一起进行干涉，由此实际造成一个比这两者之中哪个都要大得多的巨型望远镜。
对第11个维度进行测量
除了探索暗物质和黑洞，对于物理学家来说，最具诱惑力的是探寻高维度空间时间。在验证是否存在临近宇宙方面，位于丹佛的科罗拉多大学做了一项更为大胆的尝试。那里的科学家试图测量出对牛顿那著名的平方反比定律的偏差。
根据牛顿的引力理论，任何两个物体之间的引力随着两者之间的距离的平方而减弱。如果你把地球到太阳的距离加长1倍，则引力就会降低2的平方倍，也就是4倍。这反过来又用于测量空间维度。
迄今为止，牛顿的引力定律在包括大型星系团簇在内的宇宙距离上都是适用的。但还没有人把他的引力定律在微小尺度上进行充分测试，因为在过去要做这项工作是极其困难的。因为引力是一种非常弱的作用力，即使是最轻微的干扰也会把实验破坏。即使过路卡车的振动也足以使测量两个小型物体之间的引力的实验作废。
科罗拉多的物理学家们制造了一个精巧的仪器，叫做高频共鸣器（high 2 frequency resonator），它所能测试的引力定律最低可达十分之一毫米，这是有史以来第一次在如此微小的距离上做这项实验。这项实验有两根悬在真空中的极细的钨簧片。其中一个簧片以每秒1 000个周期的频率振动，看起来像一个振动着的跳水台板。物理学家然后观察有什么振动会穿越真空传达到第二个簧片。这个装置极其灵敏，即使是一粒沙子的十亿分之一重的力量引起了第二个簧片的动作也会被探测到。如果牛顿的引力定律中有了偏差，那么第二个簧片中就会记录到轻微的干扰。然而，在逐次分析到1 1 08亿分之一米的距离上以后，物理学家们仍没有找到这种偏差。“到目前为止，牛顿的学说经受住了考验。”意大利特伦多（Trento）大学的 C 1 D 1 霍伊尔（C 1 D 1 Hoyle）说，他在《自然》杂志上对这个实验发表了分析文章。
这是个否定的结论，然而这却更加吊起了其他物理学家的胃口，使他们想在微观层面上测试有没有偏离牛顿理论的现象。
普渡大学（Purdue University）正在计划另一项试验。那里的物理学家不是要在毫米级对牛顿引力的微小偏离进行测试，而是要在原子层面上进行测试。他们计划运用纳米技术，对镍58和镍64之间的差别进行测量。这两种同位素的电气及化学特性相同，但其中一个同位素比另一个多了6个中子。从原则上来说，这两种同位素之间的唯一差别就是它们的重量。
这些科学家设想建立一个卡西米尔装置（Casimir device），它有两套用这两种同位素制作的中子板。正常情况下，当这两块板紧靠在一起时什么也不会发生，因为它们没有负荷。但如果使它们相互非常靠近，就会发生卡西米尔效应，两块板会轻微地互相吸引，这是一种已在实验室中测量到的效应。但由于这两套平行放置的板子是由不同的镍同位素制造的，依据它们的引力不同，它们之间的吸引会有轻微的不同。
为使卡西米尔效应最大化，这些板子须放置得极端靠近。（这种效应与它们之间隔开的距离的负四次方成正比。所以，当把这些板子靠近时，这种效应就迅速提高。）普渡大学的物理学家将采用纳米技术，制造由原子距离间隔开的板子。他们将使用最先进的“微电动机械扭矩振荡器（microelectromechanical torsion oscillators）”来测量板子中的微弱振荡。镍58和镍64之间的任何差异都可以归咎于引力。这样，他们希望能在原子距离上测量到对牛顿运动定律发生的偏差。如果他们用这一创意精巧的装置找到了对牛顿著名的平方反比定律的偏离，这将是一个信号，说明存在着一个更高维度的宇宙，与我们的宇宙相隔着一个原子的距离。
大型强子对撞机
但是，有可能对许多这类问题做出决定性解答的装置是 LHC（大型强子对撞机），它设在瑞士著名的 CERN 核实验室（European Organization for Nuclear Research，核物理研究欧洲组织，世界最大的粒子物理中心），在日内瓦郊区，现在已经接近完工。与以前那些针对我们这个世界中自然出现的奇异形式的物质所进行的实验不同，LHC 可能会有足够强大的能量，直接在实验室中把它们创造出来。LHC将能够对小到10-19米的微小距离进行探测，也就是说，比质子小 10 000 倍，并制造出自大爆炸以来所没有见到过的温度。“物理学家们相信，大自然隐藏着新的秘密，只有通过那些碰撞才能揭示出来，这也可能是一种被称为希格斯玻色子（Higgs boson）的奇异粒子，也可能是证明存在一种叫做超对称性的奇妙效应的证据，或者也可能是某种令人意想不到的东西，把理论粒子物理学翻个底朝天。”前CERN理事长、如今的伦敦大学学院院长克里斯·理维林·史密斯（Chirs Llewellyn Smith）这样写道。日内瓦的 CERN 目前已有 7 000 人在使用其设备，这已超过了全球所有实验粒子物理学家人数的一半以上。而且其中有许多人将直接参与到LHC实验中去。
LHC是一台强大的圆形机器，直径27千米，世界上有许多城市都可以被它整个围起来。它的管道之长，实际上是骑跨在法国—瑞士边界上的。LHC非常昂贵，要由几个欧洲国家合力建造。2007年当它最终投入运转时，圆形管道中安置的强大磁力将迫使一束质子以越来越高的能量循环，直至达到14万亿电子伏特的能量。
这台机器有一个巨大的环形真空舱室，在沿线精心计算过的位置上安置着巨大的磁体，将强大的粒子束（beam）转成一个圆圈。当粒子束在管道内循环时，能量将被注入到舱室中，使质子加速。当粒子束最终打到目标上的时候，它会爆发出巨大的辐射。通过这种撞击产生的碎块被成组的探测器拍照，寻找存在新的、奇异的亚原子粒子的证据。
LHC实实在在是一个庞然大物。如果说LIGO和LISA是扩展了灵敏度的极限，那么LHC则是把纯粹的蛮力推到了极限。它的强大的磁体把质子束弯成一个优雅的弧，产生出一个8 1 3特斯拉（Teslas）的磁场，比地球的磁场高 16 万倍。为了产生这一大得吓人的磁场，物理学家要通过一系列线圈输入12 000安培的电流，并要把这些线圈冷却至-271摄氏度，使线圈失去一切电阻，成为超导体。它一共有 1 232 个 15 米长的磁体，沿着这台机器85%的周长安放。
在管道中，质子被加速到光速的99 1 999 999%，直到它们撞上设置在沿管道的4个位置上的目标，从而制造出每秒几十亿次的撞击。这些地方安置着巨型的探测器（最大的有 6 层楼那么大），对碎块进行分析，并捕捉一纵即逝的亚原子粒子。
如前面史密斯提到过的那样，LHC的目标之一就是要找到一纵即逝的“希格斯玻色子”，这是标准模型中迄今仍未被捕获到的最后一种粒子。这项工作之所以重要，是因为这一粒子导致粒子理论中的自发失称（spontaneous symmetry breaking），并使量子世界有了质量。希格斯玻色子的质量，估计在1 150亿到2000亿电子伏特之间（相比之下，质子的重量大约为10亿电子伏特）。（1 万亿电子伏加速器〔Tevatron〕是芝加哥城外费米实验室〔Fermilab〕的一座小得多的机器，其实有可能成为第一个捕捉到飘忽不定的希格斯玻色子的加速器，只要这种粒子的质量不太重。1 万亿电子伏加速器（Tevatron）如果能按计划运行的话，原则上有可能产生多达 10 000 个希格斯玻色子。而LHC产生粒子所需要的能量要高7倍。有了14万亿电子伏可玩，LHC可以想见会变成一个希格斯玻色子的“制造工厂”，通过它的质子碰撞制造出几百万个这种粒子。）
LHC 的另一个目标，是创造出自大爆炸以来未曾有过的一些条件。尤其是，物理学家们相信，大爆炸本来由一些极端高温的夸克和胶子集合而成，称做“夸克胶子等离子体”。LHC将能够产生出这种夸克胶子等离子体，它在宇宙产生后的头10微秒中充斥着宇宙。在LHC中，我们可以用1 1 1万亿电子伏特的能量使铅的核子对撞。在这种强大的对撞之下，可以把这400个质子和中子“熔化”，把夸克释放到这种高温等离子中去。这样，宇宙学可能逐步从某种程度上变为不再仅仅是一种观察科学，而更多地是一种实验科学，直接在实验室中就可以对夸克胶子等离子体做精确的实验了。
LHC还有希望像第7章所说的那样，通过极高的能量把质子撞在一起，从产生的碎片中找到微型黑洞。一般情况下，黑洞要在普朗克能量下才能产生，这种能量超过LHC的百万之四次方倍（10^10倍）。但如果有平行宇宙存在于离开我们的宇宙1毫米之内，这就会降低所需要的能量，使得量子引力效应具备可测性，使微型黑洞成为LHC力所能及的。
最后，还有一种希望，LHC 可能能够找到超对称性的证据，这将成为粒子物理学中的一项历史性突破。这些超粒子（sparticles）据信是我们在大自然中所能看到的普通粒子的伴子（partners）。虽然弦理论和超对称性学说预言，每个亚原子粒子都有一个自旋值不同的“孪生对”，但在自然界中还从来没有观察到超对称性，也许是因为我们的机器还没有强大到足以探测到它。
超对称粒子的存在可以帮助回答两个一直纠缠着我们的问题：
第一，弦理论是否正确？虽然要直接探测到弦非常困难，但要探测到弦理论的低八度音阶或共鸣则是有可能的。如果发现了超对称粒子，那么就在从实验上证实弦理论方面取得了长足的进展（虽然这还不能直接证明其正确性）。
第二，有可能由此产生出最解释得通的待定暗物质。如果暗物质是由亚原子粒子构成的，那么它们必须稳定，有中性负荷（否则就能看到它们了），并且必须在引力上互相作用。弦理论所预言的超对称粒子中能够找到所有这三种特性。
LHC 作为最强有力的粒子加速器，一旦最终投入运行，对于多数物理学家来说实际是个第二选择。早在20世纪80年代，罗纳德·里根总统就批准了超导超级对撞机（SSC），这是一个周长50英里（80 1 48千米）的巨无霸机器，本来要建在得克萨斯的达拉斯郊外，会使LHC相形见绌。相比LHC以14 万亿电子伏特的能量产生粒子碰撞，SSC（超导超级对撞机）的设计是以40万亿电子伏特产生对撞。这个项目最初获得了批准，但在最后几天的听证会中，美国国会猝然取消了这个项目。这对高能物理学是个巨大打击，使这个领域的工作整整倒退了一代人。
辩论主要围绕着这台机器的110亿美元造价和科学中更重大的优先课题进行。科学界本身就对SSC存在着严重分歧，一些不同领域中的物理学家宣称，SSC 可能会把他们自己的研究经费抽走。争议激烈到连《纽约时报》都发表了评论性社论：说“大科学”有可能扼杀“小科学”。（这些论点有误导作用，因为SSC的预算与小科学的预算在来源上是不同的。真正在争夺资金的是空间站，许多科学家觉得这才是真正浪费金钱。）
但是，回想起来，这次争议也涉及到应该学会用公众能够理解的语言讲话的问题。从某种意义上，物理学界已经习惯于请国会来批准原子击破器这种庞然大物，因为俄罗斯人也在建造它们。事实上，俄罗斯人当时在建造他们的UNK加速器，来与SSC竞赛。这事关国家地位及荣誉。但苏联解体了，他们的机器被取消了，SSC项目能借助的东风也渐渐失势。[19]
“桌面”加速器
出现了LHC，物理学家逐渐接近了当今一代加速器可达到的能量的上限，它使许多现代城市都相形见绌，并且要耗费几百亿美元。它们巨大到了只有由几个国家组成财团才能造得起。如果想推倒这种常规加速器所面临的障碍，就需要找到新的想法和原理。对于粒子物理学家来说，他们的“圣杯”就是建造一个“桌面”加速器，它的规模和成本是常规加速器的一个零头，可以用几十亿电子伏特的能量产生粒子束。
要理解这个问题，可以试想一场接力赛跑，参赛者沿着一个非常大的环形跑道分布。参赛者沿着跑道赛跑时交接接力棒。现在设想，每次接力棒从一个选手交到另一个选手手中时，选手都会获得一股额外的能量，这样他们依次沿着跑道越跑越快。
这与粒子加速器相像，它的接力棒就是一束亚原子粒子沿着环形跑道运动。每次粒子束从一位选手递到另一位选手时，这个粒子束就被注入一股无线电频率（RF）能量，使它的速度越来越快。过去半个世纪中粒子加速器就是这样建造的。常规粒子加速器的问题是，我们已经接近了可以用来驱动加速器的RF能量的极限。
为解决这一难题，科学家们在试验一些有本质不同的方法，把能量泵入粒子束中，例如强大的激光束，它的强度按指数上升。激光的一个优点，在于它的“一致性”，也就是，所有的光波振动都精确一致，这就可能产生出极为强大的激光束。目前，激光束可以产生出几万亿瓦（terrawatts）的阵发能量，持续短暂的一段时间。（与此相比，核电厂产生的只是微不足道的几十亿瓦能量，但很稳定。）现在能够产生1 000万亿瓦（quadrillion 瓦，或1 petawatt）的激光器也出现了。
激光加速器的工作原理如下：激光的热度足以产生等离子气体（电离原子的集合），它会像波浪般起伏着高速运动。然后一束亚原子粒子在这一离子波产生的余波上“冲浪”。通过注入越来越多的激光能量，等离子波的行进速度越来越快，激发起在其上冲浪的粒子束的能量。
最近，通过用一个 50 万亿瓦的激光器对一个固体靶子冲击，英国卢瑟福阿普尔顿实验室（Rutherford Appleton Laboratory）的科学家得到了从该靶子发出的一束质子，在准直射束中负载了高达4亿电子伏特（400 MeV）的能量。在巴黎理工学校，物理学家们在1毫米的距离上把电子加速到200MeV（2亿电子伏特）。
迄今为止所建造的激光加速器都还很小，也不够强大。但是设想一下，这种加速器被放大了尺寸，它不是在1毫米的距离上工作，而是达到了整整1米，那时会怎么样。那时，这个加速器将能够在1米的距离上把电子加速到200 GeV（2 000亿电子伏特），实现桌面加速器的目标。2001年实现了另一个里程碑式的成就，SLAC（斯坦福线形加速器中心）的物理学家们在1 1 4 米的距离上加速了电子。他们没有使用激光束，而是通过注入一束带电粒子（charged particles）产生出等离子波。虽然取得的能量较低，但它证明等离子波可以在1米距离上加速粒子。
在这一大有希望的研究领域中，进展异常迅速：由这些加速器获得的能量以每五年增长 10 倍。按照这种速度，桌面加速器原型机的出现可能已近在咫尺。如果它能够成功，它会使LHC看起来像是最后一只恐龙。虽然大有希望，但是摆在这样一种桌面加速器面前的障碍当然还有许多。如同冲浪者在凶险的海浪中被“掀翻”一样，要使粒子束稳当地驾在等离子波上是困难的（这些难题包括聚焦好粒子束，保持其稳定和强度）。但这些难题中似乎没有一样是无法克服的。
未来
要证明弦理论还有一些较大的风险。威腾坚信，在大爆炸的瞬间，宇宙膨胀得极为迅速，可能会有一根弦与之一起膨胀，结果太空中飘荡着一根巨大的宇宙比例的弦。他思忖道：“虽然听起来有些离奇，但这是我最希望的证实弦理论的一种场景，因为要解决这个问题，没有什么比在望远镜中看到一根弦更有戏剧性了。”
布莱恩·格林列举出五种可能证实弦理论的实验数据，或至少使它获得可信度：
1.难于捕捉的鬼魅般的中微子的微小质量可通过实验确定，并且弦理论可以对它进行解释。
2.可以找到违反标准模型的小现象，它们违反了点状粒子物理学的规则，比如某些亚原子粒子的衰变。
3.可以从实验中找到新的长程力（不包括引力和电磁力），这将意味着可以对卡拉比姚多支管做一定的选择。
4.实验室中可以找到暗物质粒子，并可以与弦理论的预言做比较。
5.弦理论或许可能对宇宙中暗物质的数量进行计算。
我个人的观点是，对弦理论的验证可能会完全来自于纯数学，而不是实验。由于弦理论号称要成为包罗万象的理论，因此它也应该是一种既包括日常能量也包括宇宙能量的理论。这样的话，如果我们最终能够完全解出这个理论，那么我们就应该能够计算普通物体的性状，而不只是那些只有在外太空才能找到的奇异的物体。例如，如果弦理论可以从基本原理计算出质子、中子和电子，这将是头等的成就。
在所有的物理学模型中（弦理论除外），这些熟悉的粒子的质量是手工放进去的。从某种意义上来说，我们不需要LHC来对这个理论进行验证，因为我们已经知道了几十种亚原子粒子的质量，所有这些都应该由弦理论在不加任何可调节参数的情况下确定。
正如爱因斯坦说的：“我相信，我们可以通过纯数学模式发现概念和定理……以它们作为理解自然现象的钥匙。经验或许可以暗示出相应的数学概念，但数学概念多数肯定是不能从经验中推导出来的……因此，在某种意义上我认为，纯思维是能够像古人梦想的那样把握现实的。”
如果这是真的，那么也许M理论（或者不论是什么最终把我们引向量子引力理论的其他理论）将使寻找宇宙中所有智慧生命的最终之旅成为可能，使我们几万亿几万亿年后逃离这个濒临死亡的宇宙，找到一个新的归宿成为可能。
