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1929年，被尊为星系天文学之父的哈勃（Hubble，1889—1953）发现距地球越远的星系，离地球而去的速度就越快，而且这个速度（V）和地球与星系间的距离（D）成正比（D＝H×V）。这就是著名的哈勃定律，比例常数H被称为哈勃常数。哈勃定律不仅适用于从地球上进行的观测，而且也适用于从宇宙中任何地方进行的观测，也就是说，无论观测者在哪儿，都会看到同样的现象。它意味着星系与星系间的距离在不断变大，因而宇宙并非是一个静态的、稳定的宇宙，它正在不断地膨胀！由此看来，在引力场方程中加进宇宙常数就成了画蛇添足之举。以宇宙在膨胀这一事实为出发点，如果将宇宙的演化看成一部电影，把这部电影反过来放就不可避免地得出宇宙有“起点”的结论，这是最早的对勒梅特（Lemaître，1894—1966）在1927年提出的宇宙大爆炸理论的有力支持。根据大爆炸理论，宇宙最初从一点爆发出来，整个宇宙空间连同其内的物质一起“向外”膨胀，不管我们以哪个星系作为立足的观测点，其他星系都在离我们而去，这也正是哈勃定律的结论。有一点必须说明一下，“向外”是不确切的说法，因为根本没有“外”，膨胀的是我们身处其中的宇宙空间本身。
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亚当·里斯
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哈勃的发现具有划时代的意义。可惜在他活着的时候诺贝尔物理学奖是不授予天文学方面的成果的，否则哈勃必获诺贝尔物理学奖无疑（他死后不久，规则就修改了）。在得知了哈勃的观测结果之后，爱因斯坦立刻意识到宇宙常数的引入使他与从理论上预见到宇宙膨胀失之交臂。据说爱因斯坦曾对人讲过，引入宇宙常数是他犯的“最愚蠢的错误”。
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初看起来，由于宇宙中物质间存在着引力，而引力具有让物质聚拢到一起的趋势，宇宙膨胀的速度应该会逐渐减小并在某个时间达到零。之后，宇宙将开始收缩，最终所有的物质将聚集成密度无穷大的一点，这就是宇宙的“大挤压”（Big Crunch）终结。不过也存在另一种可能，如果宇宙中的物质不够多，膨胀速度的减少就会不够快（减速度不够大），引力的作用则无法使膨胀速度最终达到零，那么宇宙就会永远膨胀下去。换句话说就是宇宙膨胀的减速度（与宇宙里所有物质的总质量相关）决定了宇宙的归宿。在宇宙学中，科学家们用一个称为Ω的值来衡量宇宙膨胀的减速度的大小，如果Ω小于1，宇宙会以“大挤压”终结；如果Ω刚好是1，宇宙膨胀的速度最终会趋于零，但那是在无穷久远之后，因而宇宙不会收缩。
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这个减速度如果真的存在，它将是对哈勃定律的一种修正，即会使膨胀速度与距离的关系稍稍偏离哈勃发现的线性关系。由于宇宙中物质的平均密度很低，引力引起的减速度非常之小，因而只有测量到非常遥远的星体的速度，才有可能看到速度与距离的关系是否（以及如何）偏离哈勃定律。麻烦的是，对于很远的星体，传统的测量距离的方法是不灵的。测量遥远星体的距离曾经是对天文观测的一个高难度挑战。比较可行的方法是通过测量星体的亮度来推算距离。一个具有一定亮度的物体，距离越远，看上去就越暗。一旦知道一个物体的绝对亮度（即零距离时的亮度），无论它在什么距离之外，通过测量它的相对亮度就可以算出它的距离。在天文学里，能够知道其绝对亮度的星体被称为“标准烛光”。经过千挑万选，天文学家们发现只有超新星有可能作为“标准烛光”。
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超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都会发出极其明亮的光，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减为不可见。根据估算，在像银河系大小的星系中，超新星爆发的概率约为50年一次。有关超新星的最早记录出自我们的老祖宗之手，《后汉书·天文志》载：“中平二年（185）十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消。”这是历史上有记载的第一颗超新星，这颗超新星在夜空中照耀了八个月。虽然人类很早就观测到超新星，但想找到极为遥远的超新星却非常困难。另外，超新星有不止一种类型，最终可用作的“标准烛光”仅Ia型一类。
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为了寻找远距离超新星，在1986年左右，洛伦兹—伯克利实验室专门设立了一项研究计划，即Supernova Cosmology Project（SCP），这个项目最初由潘奈派克（Pennypacker）领导，珀尔马特是成员之一。潘奈派克的学问虽然不错，但不善组织管理，时常把经费搞得乱七八糟。后来就由珀尔马特接手领导SCP。这个团队的成员主要是粒子物理学家，对天文学界来说他们是天文观测的门外汉，同时也可以算是“入侵者”。开始时很多人都等着看笑话，也有人认为这是在浪费资源，像天文学界的重量级人物、哈佛大学的科什纳（Kirshner）就经常给他们小鞋穿。但是当SCP观测到了第一颗远距离超新星后（1992年），天文学界不得不开始对他们刮目相看。到1995年他们已经建立了一整套寻找远距离超新星的有效方法。也是在这一年，在施密特倡导下，以天文学家为主体的High-z团队正式成立了。High-z的成员来自很多国家，他们以投票的方式来决定是由重量级的科什纳还是由刚获得博士学位不久的施密特担任“首领”。选举结果让很多人跌破眼镜—施密特胜出。那时大概没人会想到这次投票实际决定了2011年的诺贝尔物理学奖会花落谁家。High-z成立时已经比SCP落后了五六年，为了在这场竞赛中不被淘汰，必须急起直追。但是要想在超新星的数量上赶上SCP几乎已经不可能了，因此他们决定利用正牌天文学家在观测和分析技巧方面的优势，从质量上下工夫。由于定位得当，High-z不久就具备了与SCP一较短长的实力。这两个研究团队间的竞争用惨烈来形容也不算过分，他们之间的恩怨纠葛足可以写一本小说。
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1998年初，经过多年的不懈努力，由珀尔马特领导的SCP和施密特领导的High-z团队终于收集到了足够的Ia型超新星的观测数据，可以计算决定宇宙“命运”的Ω值了。由里斯主导而得出的计算结果（所用的绝大部分超新星观测数据来自SCP）却让所有的人瞠目结舌—宇宙膨胀的速度不但不是在减少，反而是在不断增加。也就是说宇宙间可能存在一种无处不在的、推动整个宇宙加速膨胀的“暗能量”。更有甚者，这种奇特的暗能量占了宇宙总质量/能量的73％之多。这样的结论在一开始实在有点难以让人接受。于是有天文学家提出，也许宇宙中存在某种灰色尘埃，使超新星的亮度看上去比实际的亮度暗，从而导致了对距离的误判。如何排除灰色尘埃存在的可能性，使天体物理学家们伤透了脑筋。里斯那时是High-z的成员，同时也在太空望远镜科学研究所工作。他很快想到了一个可行的判断方法：大爆炸提供了宇宙膨胀的原始动力，其后的一段时间里由于宇宙空间很小，物质的密度很大，物质间的引力占统治地位。这期间引力的作用使物质聚拢而形成星体、星系、星系团，同时也会使宇宙膨胀呈减速的趋势（但也不足以使膨胀停止）。随着宇宙不断地变大，物质的密度不断降低，物质间的引力逐渐减弱。当宇宙大到一定程度后，暗能量的作用就会超过引力的影响，宇宙膨胀的速度则开始从减少变成增加。如果真是这样，在这个转折点之前的超新星虽然更远（注意：我们看到的更远的星体，也就是宇宙更早期时它的状态）却反而应该更亮！这相当于说极遥远超新星和遥远超新星对哈勃定律的偏离应该是相反的。而灰色尘埃则不可能导致这种反向的偏离。只要能找到一颗极遥远的超新星，前面的难题就迎刃而解了。非常巧的是，在1997年，为了证明太空望远镜可以“见”地面望远镜所不能“见”，吉利兰（Gilliland）和菲利普斯（Phillips）曾经观测了两颗极远距离的超新星—SN1997ff和SN1997fg。不过由于他们的目的仅是显示太空望远镜的优越性，这两颗超新星都只各有一次观测记录。而要确定超新星的标准亮度，需要多次在不同时间的观测结果。里斯抱着极为侥幸的心理查阅了SN1997ff和SN1997fg从爆发后到熄灭前这段时间太空望远镜的所有观测记录，他是想碰碰运气，看是否有人在进行其他目的的观测时恰巧捎带记录下了这两颗超新星的数据。里斯的运气实在是太好了，在1997年12月26日、1998年1月2日和6日的记录里真的存有SN1997ff的数据。经过对这些数据的分析，SN1997ff明显显示出对哈勃定律相反方向的偏离。里斯的结论为SCP和High-z共同完成的这项改变人类对宇宙认识的重要研究画下了一个完美的句号。
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如果暗能量真的存在，它的效应就像前面提到过的负压强，也就意味着广义相对论的场方程里应该有那个宇宙常数。真是三十年河东、三十年河西，引入宇宙常数忽然又从“最愚蠢的错误”一下变成了远见卓识！
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近年来，一系列新的观测结果基本都指向同一结论：暗能量确实存在，宇宙正在加速膨胀。这意味着在很多亿年之后，各星系团之间的距离将太为遥远，以至于光都不能从一个星系团达到另一个星系团。如果那时人类还没有灭绝，他们将只能看到本星系团之内的星星，甚至根本不知道宇宙中还存在着其他的星系团！
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三汤对话 找寻“上帝粒子”
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2008年8月，集二十余国之力，耗时十多年，投资超过100亿美元的大型强子对撞器（Large Hadron Collider，LHC）终于完工了。这个由欧洲核子研究组织建造的有史以来最庞大、最复杂的超级实验装置坐落在离日内瓦不远的法国和瑞士的边境处，它的一部分在法国境内，另一部分在瑞士境内。其主体部分是一个埋在地下100米深处、将近27公里长的环形隧道。这个隧道是LHC的主加速环，两束向相反方向绕行的质子（构成原子核的基本粒子之一）将在里面被加速到极高的速度（光速的百分之99.9999991），然后引导它们迎头对撞。为了把质子束保持在加速环内并在设定的准确位置进行对撞，LHC用了1400块巨形电磁铁，用来制成这些电磁铁线圈的铌钛合金导线就长达7500公里，重1200吨。每根导线都是由6400股只有头发的1/10粗细的铌钛合金细丝组成，如果把这些细丝连接起来，其长度是从地球到太阳距离的10倍。整个LHC有将近一万块大大小小的电磁铁，这些磁铁大部分还必须处于超导（零电阻）状态，为此使用了10080吨液态氦将它们的温度维持在零下271摄氏度。LHC很可能是宇宙里最冷的地方了，除非真的存在比人类智力更发达的外星人，以更高的技术创造出更冷的环境。除了低温，质子运行的管道里还需保持很高的真空度，否则质子会与空气分子发生碰撞而前功尽弃。要将27公里长的管道中的气压维持在不到月球表面气压的1/10，难度可想而知。
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经过上万名科学家和工程技术人员十几年的努力，LHC终于在2008年8月开始运行。可是好事多磨，仅一个多月后（ 9月19日），LHC就发生了一次重大意外—大量用于维持电磁铁超导状态的液氦泄漏，引起一块接一块的电磁铁停止工作，最后导致LHC不得不停机。除了技术原因，这次大事故据说与当时欧洲核子研究组织的总干事法国人艾玛（Robert Aymar）的官僚主义也颇有关系。艾玛的任期为2004—2008年，他一心想让LHC能在他离任之前运转起来，所以一个劲儿地要“大干快上”，以致酿成大祸。为了杜绝类似意外再次发生，科学家和技术人员花了一年多的时间对LHC进行了结构性的修改。LHC的第二次开机则已经是2009年的11月了。到目前为止，LHC一直运转正常，并且在2010年3月30日达到了最高设计能量的一半（7TeV），远远超过了此前美国费米实验室保持了八年之久的世界纪录（1.96TeV）。
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建造LHC的最直接目的是寻找一种叫作希格斯玻色子（Higgs boson）的粒子，物理圈里常称它为“上帝粒子”。按照目前被物理学界普遍认可的所谓“标准模型”，基本粒子之所以有质量，全是拜希格斯玻色子之赐。而质量是构成我们生存的现实世界的最基本因素之一，这大概就是物理学家们会把找寻希格斯玻色子列为重中之重的主要原因吧。最近列出的2011年科学界可能发生的十件大事之首就是在LHC的实验中发现“上帝粒子”。
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要想了解“标准模型”的来龙去脉，我们必须从宇宙间的各种基本相互作用力讲起。
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人类对自然界中存在的基本相互作用力的认识，经历了一个从宏观到微观的过程。牛顿的万有引力定律是人类开始了解第一种基本相互作用力—引力的标志。爱因斯坦的广义相对论将引力与空间和时间联系在一起，把对引力的认识推上了一个新的高度。麦克斯韦（J C. Maxwell，1831—1879）在1865年建立的描述电场、磁场与电荷密度、电流密度之间关系的麦克斯韦方程则是人类认识第二种基本相互作用力—电磁力的里程碑。引力和电磁力是宏观上可观测的相互作用力，是在日常生活里看得见、摸得着的。第三种基本相互作用力是弱相互作用力，也称作弱核力。弱相互作用的一个典型的例子是原子核里的中子释放出一个电子和一个反中微子而变成质子（β衰变）。最后一种基本相互作用力是强相互作用力，它是把质子和中子结合在一起形成原子核的力，同时也是把称为夸克和胶子的更基本的粒子聚在一起形成质子和中子的力。强相互作用力具有很奇特的性质。从直觉上来说，当相互作用的物体离得越远时，它们之间的力应该会变得越弱。上面提到的引力、电磁力和弱相互作用力都是这样。而强相互作用力却恰恰相反，越是把相互作用的物体拉开，它们之间的力反而越强，就像揪一根橡皮筋一样。弱相互作用和强相互作用只存在于微观世界中，在我们生活的宏观世界里是不能直接感受到的。
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将自然界中存在的各种基本相互作用力统一到一个普适的框架中，从而构造出一种“万有理论”（也叫大统一理论）是很多理论物理学家追逐的梦想。爱因斯坦是这方面的先驱。他在晚年时一直致力于统一场论的研究，试图把广义相对论与电磁学整合成为一个单一的场论。不过他的努力并未成功。从后来大统一理论发展的实际过程来看，引力虽然是最先被认知的力，但却是最难纳入统一框架的力。另一位物理学大师、量子力学的奠基人之一海森堡则另辟蹊径，从对称性入手，他提出物理性质很接近的质子和中子可能是处于不同表象的同一种粒子。二十多年后，海森堡的想法被著名华裔物理学大师杨振宁采用，并最终在1954年发展出杨—米尔斯规范场理论。可以毫不夸张地说，规范场理论的提出改变了整个理论物理学。它为后来的弱电力统一理论、“标准模型”和量子色动力学等等重要理论奠定了基础，对从理论上发现构成质子和中子的夸克起了很大的作用。时至今日，它的重要性还在物理学的各个领域及纯数学中不断显现。不过，杨—米尔斯理论在刚提出时并没有立即引起物理学界的足够重视。当时的主要问题是，具有规范不变性的粒子其质量只能为零，这与现实世界里的粒子似乎联系不到一起。直到若干年后，著名日裔物理学家南部阳一郎（1921—）和戈德斯通（J. Goldstone，1933—）等人提出了无质量的粒子可以通过一种所谓“对称性自发破缺”的机制而获得质量，才使杨—米尔斯理论又成为研究的热点。
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20世纪60年代，格拉肖（S. L. Glashow，1932—）、萨拉姆（M. A. Salam，1926—1996）和温伯格（S. Weinberg，1933—）在杨—米尔斯规范场理论和“对称性自发破缺”机制的基础上创立了弱电统一理论，将电磁力和弱相互作用力整合到了一起。为此，他们获得了1979年的诺贝尔物理学奖。据说温伯格解决弱电统一问题的关键想法是在路上开车时想出来的，据此写成的论文仅仅两页半纸，但它后来却成为被引用次数最多的物理学论文之一。另外一个有趣的事情是，格拉肖和温伯格同为纽约明星高中—布朗士科学高中的学生，在中学时期就是朋友，两人毕业后又一起进入康奈尔大学。这种从中学到大学一直是朋友，后来又共同获得同一次诺贝尔奖的例子大概是绝无仅有的。
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在格拉肖等人建立弱电力统一理论的同时，另一批物理学家则在致力于强相互作用的研究，其最主要的成果就是夸克模型。由于篇幅所限，对这一方向的研究过程及其结果在此文中只好按下不表了。
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从弱电力统一理论和夸克模型出发，经过很多人的不懈努力，在1970年代中期，电磁力、弱相互作用力和强相互作用力总算被纳入同一理论，粒子物理的“标准模型”终于诞生了！它将所有已知的基本粒子全部囊括其中，并且成功解释了一系列有关基本粒子的实验。“标准模型”最辉煌的成果是预言了三种传递弱相互作用的粒子W＋、W-和Z0的存在。1983年1月和5月，W和Z粒子先后在欧洲核子研究组织的加速器上被发现，它们的发现者鲁比亚（C. Rubbia，1934—）和范德梅尔（S. van der Meer，1925—）第二年就被授予了诺贝尔物理学奖。
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“标准模型”的一个关键部分就是引入了希格斯机制，即有质量的粒子是通过希格斯场的对称性自发破缺而获得质量的。这一构想的奠基人是南部阳一郎，他在1959年借用超导理论中的概念论证了对称性自发破缺使粒子具有质量的可能性（这方面的研究成果为他赢得了2008年诺贝尔物理学奖）。事实上，如果他再前进一步，希格斯玻色子现在可能就该叫作南部玻色子了。在研究了南部阳一郎的理论之后，1964年7月，希格斯（P. W. Higgs，1929—）在欧洲的《物理快报》上发表了一篇短文，用规范场理论从数学上证明了可以存在一种玻色子，通过对称性自发破缺而使它自己和其他粒子获得质量。同年6月和10月，美国的《物理评论快报》也收到了两篇内容与希格斯的短文一样的论文，分别由恩格勒（F. Englert）和布罗特（R. Brout）及古若尼克（G. S. Guralnik）、哈根（C. R. Hagen）和基布尔（T. W. B. Kibble）独立完成。两年之后，希格斯进一步将他1964年的理论具体化，最终给出了完整的希格斯机制。他把这篇意义重大的论文投给《物理快报》，不料却被退了回来，因为编辑认为他的文章与物理没有实质性的联系。希格斯于是在结尾处又加了一小段，指出文章中提出的使粒子产生质量的机制也许可以被应用于强相互作用。希格斯后来推测，可能正是由于这段后加上去的叙述才导致以他的名字命名了这种玻色子—希格斯玻色子。
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