1、原子核物理学虽然原子核的概念是卢瑟福在1911年进行了 粒子散射实验后才提出的，在此之前很多现象的发现也应归入原子核物理学的范畴，因此从历史上看原子物理学和原子核物理学在量子力学诞生之前就早已存在。不过，原子核物理学在1932年英国物理学家 詹姆斯查德威克爵士发现中子以前一直处于经验性的研究阶段，这期间的代表性发现包括：1896年法国物理学家 亨利贝可勒尔发现天然放射性；居里夫妇于1898年发现放射性元素钋、1902年发现放射性元素镭；从镭的放射性中，卢瑟福发现了 射线和 射线、法国物理学家 保罗维拉德于1900年发现 射线，而卢瑟福和贝可勒尔等人又通过实验进一步判断了这几种射线的本质；191
2、7年，卢瑟福使用 粒子（氦核）轰击氮原子，从中得到了氢原子核。在经历了二十世纪二十年代的一个短暂低潮之后，量子力学的建立给原子核物理带来了崭新的面貌。1932年密立根的学生 卡尔安德森在不了解狄拉克理论的情况下通过观测云室中的宇宙射线发现了正电子。同年，查德威克在卢瑟福提出的原子核内具有中子的假说的基础上，在卡文迪许实验室进行了一系列粒子撞击实验，并计算了相应粒子的能量。查德威克的实验证实了原子核内中子的存在，并测定了中子的质量。中子的发现改变了原子核原有的质子-电子模型，建立了新的质子-中子模型。1933年，法国的 约里奥居里夫妇通过用氦核轰击铝箔得到了磷的同位素（磷30） ，他们发现磷的同
3、位素会衰变成硅30，这个现象导致了他们发现了人工放射性。1934年，意大利物理学家 恩里科费米在用中子轰击当时已知的最重元素 92号元素铀时，得到了一种半衰期为13分钟的放射性元素，但它不属于任何一种已知的重元素。费米等人怀疑它是一种未知的原子序数为93的超铀元素，但在当时的条件下他无法做出判断。同年，费米又通过用中子和氢核碰撞获得了慢中子，慢中子的产生大大加强了中子在原子核实验中的轰击效果。1938 年德国化学家 奥托哈恩和 弗里茨斯特拉斯曼用慢中子轰击铀，从中得到了较轻的元素：镧和钡。哈恩将这一结果发信给当时受纳粹迫害而流亡中的好友，奥利地-瑞典物理学家 莉泽迈特纳，称自己发现了一种“破裂
4、”的现象。迈特纳次年在玻尔的肯定下发表了论文中子导致的铀的裂体：一种新的核反应 ，将这种现象称作核裂变，并为裂变提供了理论上的解释。迈特纳所用的解释就是爱因斯坦的狭义相对论中的质能等价关系，从而解释了裂变中产生的巨大能量的来源。她计算出每个裂变的原子核会释放 2亿电子伏特的能量，这一理论解释奠定了应用原子能的基础。同年，德国-美国物理学家 汉斯贝特解释了恒星内部的核聚变循环。 粒子物理学介子的发现 粒子物理学是原子物理和原子核物理在高能领域的一个重要分支，相对于偏重于实验观测的原子核物理学，粒子物理更注重对基本粒子的物理本性的研究。就实验方面而言，研究粒子物理所需的能量往往要比原子核物理所需的
5、高得多，在回旋加速器发明以前，很多新粒子都是在宇宙射线中发现的，如正电子。1935年，日本物理学家汤川秀树提出了第一个重要的核子间强相互作用的理论，从而解释了原子核内的质子和中子如何束缚在一起的。在汤川的理论中，核子间的作用力是靠一种虚粒子 介子来完成的。介子所传递的强相互作用能够解释原子核为何不在质子间相对较弱的电磁斥力下崩塌，而介子本身具有的两百多倍电子静止质量也能解释为什么强相互作用相比于电磁相互作用具有短很多的作用范围。1937年，安德森等人在宇宙射线中发现了质量约为电子静止质量207倍的新粒子 子，人们起初以为 子正是汤川预言的介子，从而称之为 介子。然而随着研究发现， 子和原子核的
6、相互作用非常微弱，事实证明它只是一种轻子。1947年，英国布里斯托尔大学的物理学家 塞西尔鲍威尔等人通过对宇宙射线照相发现了质量约为电子静止质量273倍的 介子，从而证实了汤川的预言。然而，关于介子如何传递强相互作用的理论则远比汤川理论所描述的复杂，描述核子内部的动力学的理论被包含在量子色动力学中。中微子的发现1914年查德威克发现 衰变的谱线是连续谱，这表明在 衰变中存在一部分未知的能量损失。为此，泡利于1930年提出中微子假说：在 衰变过程中，伴随每一个电子有一个轻的中性粒子一起被发射出来，泡利当时将这种粒子称作中子。但随后查德威克于1932年发现了“真正”的大质量中子后，这种中性粒子后来
7、被费米改成了现在具有意大利文风格的名字，称作（反）中微子。1934年，费米在此基础上将产生电子和中微子的过程和产生光子的过程进行了类比，提出中子和质子只是核子的两种状态， 衰变即这两种状态之间的跃迁过程，从中会释放出电子和中微子；而相对于电磁相互作用释放的光子，释放电子和中微子的相互作用被称作弱相互作用。意大利物理学家维克和汉斯贝特后来用费米的衰变理论预言了第三种 衰变的形式：电子俘获，这一预言后来也被实验证实。1953年，洛斯阿拉莫斯国家实验室的克莱德柯恩和 弗雷德里克莱因斯等人利用核反应堆的 衰变产生的反中微子对质子进行散射，通过测量得到的中子和正电子的散射截面直接证实了反中微子的存在。相
8、关论文自由中微子的探测：一个证实于1956年发表在科学杂志上，这一结果获得了1995年的诺贝尔物理学奖。夸克模型的建立 如前所述，夸克模型是由盖尔曼和兹威格在1964年分别独立提出的，在他们的模型中，强子由三种味的夸克：上夸克、下夸克和奇夸克组成，这三种夸克决定了强子具有的电荷和自旋等属性。物理学界对这个模型最初的意见是具有争议的，包括争论夸克是否是一种物理实在，还是只是为了解释当时无法解释的一些现象而提出的抽象概念。不到一年之后，美国物理学家 谢尔登格拉肖和 詹姆斯比约肯扩展了夸克模型，他们预言还有第四种味的夸克：粲夸克存在。这个预言能够更好地解释弱相互作用，使夸克数和当时已知的轻子数相等，
9、并暗示了一个能够给出已知介子的质量的质量公式。1968年，在斯坦福直线加速器中心进行的深度非弹性散射实验表明质子具有更小的点粒子结构，从而不是一种基本粒子。当时的物理学家并不倾向于将这些更小的粒子称为夸克，而是按费曼的习惯称之为部分子。后来这个实验的产物被判断为上夸克和下夸克，但部分子这一名称仍被沿用至今，它被用于强子的组成部分的统称（夸克、反夸克和胶子） 。深度非弹性散射实验还间接证实了奇夸克的存在，奇夸克的证实为1947年在宇宙射线中发现的 K 介子和 介子提供了解释。1970年，格拉肖等人再次撰文论证了粲夸克的存在性。1973年，夸克的味增加到六种，这是由日本物理学家小林诚和益川敏英在实
10、验上观察到 CP 破坏并认为这一对夸克可以对此加以解释而提出的 。这两种新夸克被称作顶夸克和底夸克。1974年11月，两组团队几乎在同一时间观测到了粲夸克，他们是 伯顿里克特领导的斯坦福直线加速器中心和丁肇中领导的布鲁克海文国家实验室。实验中观测到的粲夸克是和反粲夸克一起束缚在介子中的，而这两个研究小组分别给了这种介子不同的符号标记：J 和 ，从而这种介子后来被称作 J/ 介子。这个发现终于使夸克模型得到了物理学界的普遍公认 。1977年，费米实验室的 利昂莱德曼领导的研究小组发现了底夸克，这为顶夸克的存在提供了强烈暗示。但直到1995年顶夸克才被费米实验室的另一组研究团队发现，顶夸克的质量要
11、比原先估计的大很多 几乎相当于一个金原子的质量。宇称不守恒的发现二十世纪五十年代人们在加速器实验中观测到为数众多的“奇异粒子” ，它们具有协同产生，非协同衰变的特性。盖尔曼为此引入了一个新的量子数：奇异数，来解释这一特性，即在强相互作用下奇异数守恒，而在弱相互作用下奇异数不守恒。其中在 K 介子的衰变过程中，人们发现有两种质量、寿命和电荷都相同的粒子： 介子和 介子，它们唯一的区别是衰变后产物不同：一个衰变为两个 介子，另一个衰变为三个 介子。其中 介子具有负的宇称，从而衰变为两个 介子意味着这种粒子具有正的宇称，而衰变为三个则意味着有负的宇称。如果宇称守恒定律成立，则表明这两种粒子虽然其他性
12、质都相同却不是同一种粒子，果真如此为何 介子和 介子的性质如此相同？这一难题当时被称作 - 之谜。1956年，当时在美国的中华民国物理学家李政道和杨振宁发表了著名论文弱相互作用中的宇称守恒质疑，在这篇文章中他们认为，- 之谜所带来的宇称不守恒问题不是一个孤立事件，宇称不守恒很可能就是一个普遍性的基础科学原理。同时他们发现，在强相互作用领域，宇称守恒定律确有严格证明；但在弱相互作用领域中，虽然宇称守恒的假设被广泛应用，但是事实上宇称守恒定律从未得到过真正的实验验证。要正确地测量宇称，必须组合一个新的并能通过弱相互作用产生的赝标量。在他们的建议下，美籍华人吴健雄等人用简洁明了的实验验证了他们的猜想
13、。他们进行了一个关于极化钴60原子核的 衰变的实验，并以确凿无疑的证据表明，在弱相互作用过程中宇称守恒定律不成立。弱相互作用下宇称不守恒的发现和实验验证，是第二次世界大战后一个极重要的发现。标准模型的建立按美国物理学家 史蒂文温伯格的说法，在五六十年代粒子物理学产生了三个“出色的想法”：盖尔曼的夸克模型、1954 年杨振宁和 罗伯特米尔斯将规范对称性推广至非阿贝尔群（ 杨-米尔斯理论）来解释强相互作用和弱相互作用、自发对称性破缺（希格斯机制） 。二十世纪六十年代，人们对这些发展之间的联系有了更深刻的理解， 谢尔登格拉肖开始了将电磁理论和弱相互作用理论统一起来的尝试。1967 年，温伯格和巴基斯
14、坦物理学家 阿卜杜勒萨拉姆试图在杨-米尔斯理论的基础上将规范场论应用到强相互作用，但仍然遇到了杨-米尔斯理论无法解释粒子的静止质量在规范理论中为零及不可重整化等问题。后来温伯格在反思中发现可以将规范场论应用到格拉肖的电弱理论中，因为在那里可以引入自发对称性破缺的希格斯机制，希格斯机制能够为所有的基本粒子赋予非零静止质量。结果证明这一理论非常之成功，它不仅能够给出规范玻色子的质量，还能给出电子及其他轻子的质量。特别地，电弱理论还预言了一种可观测的实标量粒子 希格斯玻色子。温伯格和萨拉姆都认为这个理论应当是可重整化的，但他们没有证明这一点。1973 年欧洲核子研究组织（CERN）发现了中性流，后来
15、斯坦福直线加速中心于 1978 年在电子-核子散射中观测到了中性流的宇称破缺，至此电弱理论被物理学界完全接受了。 电弱理论的成功重新唤起了人们对规范场论的研究兴趣，1973 年，美国物理学家 戴维格娄斯和他的学生 弗朗克韦尔切克，以及美国物理学家 休波利策发现了非阿贝尔规范场中的渐近自由性质。而他们也给出了对于观察不到静止质量为零的胶子的解释：胶子如同夸克一样，由于色荷的存在而受到色禁闭的约束从而无法独立存在。在统合了电弱理论和量子色动力学的基础上，粒子物理学建立了一个能够描述除引力以外的三种基本相互作用及所有基本粒子（夸克、轻子、规范玻色子、希格斯玻色子）的规范理论标准模型，二十世纪中叶以来
16、高能物理的所有实验成果都符合标准模型的预言。然而，标准模型不但无法将引力，以及近年来提出的暗物质与暗能量包含在内，它所预言的希格斯玻色子的存在还没有确凿的实验证实，它也没有解释中微子振荡中的非零质量问题。2008 年起在欧洲核子研究组织开始运行的大型强子对撞机的主要实验目的之一，就是对希格斯玻色子的存在性进行验证；直到 2008 年 8 月止，关于希格斯玻色子仍然只能经验性地间接肯定其存在。 凝聚态物理学凝聚态物理学是二十世纪物理学发展产生的新兴领域，其发展速度之快，已经使其成为了当今物理学中研究范围覆盖最广的领域之一。早期的凝聚态物理是基于经典或半经典理论的，例如在金属电子论中服从玻尔兹曼统
17、计的自由电子气体模型，后来泡利在此基础上引入了由费米和狄拉克各自独立建立的 费米-狄拉克统计使之成为一种半经典理论，建立了金属电子的费米能级等概念；以及 彼得德拜改进了固体比热容的爱因斯坦模型，建立了更符合实际情形的德拜模型。1912 年，劳厄、 威廉亨利布拉格爵士和其子威廉劳伦斯布拉格爵士从晶体的 X 射线衍射提出了晶格理论，这成为了晶格结构分析的基础，也标志着近代固体物理学的开端。 二十世纪二十年代量子力学的诞生使凝聚态物理学具有了坚实的理论基础，其立竿见影的成果是海森堡在1928年建立了铁磁性的量子理论，不过对固体物理学界更有影响力的是同年他的学生、美籍瑞士裔物理学家 费利克斯布洛赫建立
18、的能带理论。虽然布洛赫是海森堡的学生，他建立能带理论的基础却是薛定谔方程。他从薛定谔方程的解得到启发，推导出在周期势场中运动电子的波函数是一个调幅平面波，调幅因子（布洛赫波包）具有和晶格势场相同的周期性，这一定理后来被称作布洛赫定理。布洛赫的能带理论解释了很多以往固体物理学无法解释的现象，如金属电阻率、正霍尔系数等，后来在英国物理学家 A.H.威尔逊、法国物理学家 莱昂布里渊等人的完善下，能带理论还进一步解释了金属的导电性、提出了费米面的概念，它对二十世纪三十年代的凝聚态物理学影响非常深远。第二次世界大战后，能带理论在实际应用中发挥了重要作用，贝尔实验室的 威廉肖克利、 约翰巴丁等人于1947
19、年12月23日制造出世界上第一只晶体管 152，这也推动了半导体物理学成为凝聚态物理学中最活跃的一个领域。凝聚态物理学发展的另一个活跃领域是低温方向：1911年，荷兰物理学家 海克卡末林昂内斯发现水银在4.2K 的低温时电阻率消失为零，这被称作超导电性。对超导电性本质的解释始终是物理学家难以解决的一个问题，即使是在布洛赫建立能带理论之后。1933年，德国物理学家 沃尔特迈斯纳在实验中发现超导体内部的磁场总保持为零，这被称作迈斯纳效应。人们从中发现，超导体的这种完全抗磁性实际来自固体本身的一种热力学态，这种热力学态正是具有超导电性和完全抗磁性这两种属性。为了进一步解释超导电性，人们曾提出过一系列
20、唯象理论，如二流体模型（戈特、卡西米尔，1934年） 、伦敦方程（属于经典电动力学理论，伦敦兄弟，1935年） 、 金兹堡-朗道方程（金兹堡、朗道，1950年） 。直到1956年，美国物理学家 利昂库珀利用量子场论方法建立了库珀对的概念，当电子能量低于费米能时，库珀对由两个动量和自旋都大小相等方向相反的电子结合而形成。1957年，库珀和巴丁、 约翰施里弗三人在此基础上共同提出了超导的微观理论，又称作 BCS 理论，至此在微观上解释了超导电性。1962年，剑桥大学的布赖恩约瑟夫森应用 BCS 理论计算出基于量子隧道效应的约瑟夫森效应 159。当代天体物理学二十世纪的天体物理学是物理学中另一个发展
21、迅速的领域，广义的天体物理学可以把天文学都包括在内，而狭义的天体物理学是指十九世纪中叶以后光谱学的发展以及天体摄影和分光技术等天体观测技术的发明，使得天文学家能够更深入地通过可见光观测探索天体现象的物理本质，从而发展起的天文学和物理学的交叉领域。如同量子力学和凝聚态物理学的关系，二十世纪天体物理学的快速发展得益于世纪之初的另一个重要理论 广义相对论的建立。 爱因斯坦建立广义相对论之初，由于场方程的复杂性他一时还无法找到场方程的任何一种精确解。在他研究水星近日点进动的问题中，他在笛卡尔坐标系内近似计算了无转动无电荷的球形质量的引力场。然而就在广义相对论建立的同时，1915年12月德国物理学家 卡
22、尔史瓦西给了他一个惊喜，史瓦西使用了球坐标求得了这个问题的精确解。史瓦西解预言了在引力场非常强的情形下光也无法逸出的可能性，从而在理论上证明了黑洞的存在。1930年，印度物理学家 苏布拉马尼扬钱德拉塞卡根据广义相对论计算出质量大于1.4倍太阳质量（钱德拉塞卡极限）的非转动星体会因引力坍缩成为电子简并态。爱丁顿虽然在理论上支持黑洞存在的可能性，但同时认为钱德拉塞卡的观点事实上不能成立，他认为“应当有某种自然定律阻止恒星出现这种荒唐的行为” 。当时的物理学家如玻尔、泡利等人都赞同钱德拉塞卡的理论，但出于爱丁顿声望的原因，他们并没有公开对钱德拉塞卡表示支持。不过从某种意义上说，爱丁顿也是正确的，当恒
23、星质量大于钱德拉塞卡极限后，确实仍然会有中子简并压力阻止恒星继续坍缩。到了1939年，美国物理学家罗伯特奥本海默等人推算了这种情形的恒星质量上限，这个极限被称作 托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限（1.5至3倍太阳质量。当今的天体物理学家普遍认为，除非有如未知的夸克简并压力一类因素的存在，质量大于托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的恒星将最终会坍缩为钱德拉塞卡所预言的黑洞。即使如此，史瓦西解作为当时能够描述黑洞行为的唯一精确解，由于具有一些让人看似不大优美的性质（如 处的坐标奇点）以及难以与实验观测相联系，一直没有进入主流物理学研究的视野，关于黑洞的理论乃至整个广义相对论领域的研究由此搁置了二十年之久
24、。直到 1958 年，美国物理学家 大卫芬克尔斯坦从史瓦西度规中引入了视界的概念，并建立了相应的爱丁顿-芬克尔斯坦坐标系，证明了 处的坐标奇点本身不具有真正意义的奇性。1963 年，新西兰物理学家 罗伊克尔得到了场方程在旋转黑洞情形的精确解 克尔度规，并证明克尔黑洞具有几何上环状的奇点；1964 年，英国物理学家 罗杰彭罗斯和 斯蒂芬霍金在由广义相对论发展来的全局几何的基础上提出了著名的关于黑洞的奇点定理，指出任何有质量的实体发生引力坍缩并达到一个特定阶段后都会形成奇点。1967 年，天文学家在实验上发现了脉冲星，并随之证明了脉冲星是在高速旋转的中子星，直到此时中子星才真正从理论中脱离，成为了
25、被人们承认的实在。中子星的发现使人们的兴趣转移回这些引力坍缩导致的高致密天体上，这时的广义相对论才真正进入了理论物理和天体物理主流研究的视野，这一时期（1960 年至 1975 年）被称作广义相对论的黄金时代。在十几年中广义相对论给天体物理学带来了无数丰厚的成果，包括引力时间延迟效应（夏皮罗，1960 年） 、克尔度规（克尔，1963 年） 、彭罗斯图（彭罗斯、卡特，1963 年） 、奇点定理（彭罗斯、霍金，1964 年） 、中子星的不稳定模式（钱德拉塞卡，1965 年）、正则量子引力（德维特，1967 年） 、无毛定理（1967 年） 、参数化后牛顿形式（1967 年） 、宇宙监督假说（较弱
26、的版本，彭罗斯，1969 年） 、彭罗斯过程（彭罗斯，1969 年） 、黑洞面积定理（霍金，1969 年） 、克鲁斯卡尔-塞凯赖什坐标系（克鲁斯卡尔、塞凯赖什，1970 年） 、黑洞热力学（贝肯斯坦、卡特、霍金，1972 年） 、赫尔斯-泰勒脉冲双星（ PSR 1913+16，赫尔斯、泰勒，1974 年） 、霍金辐射（霍金，1974 年）等。 在实验观测方面，二十世纪天体物理学的重要进展在于扩展了观测的电磁波谱，观测手段的进步使观测天文学从原有的可见光观测扩展到基于无线电、微波、红外线、紫外线、 X 射线和伽玛射线的完整电磁波谱观测。1931 年，贝尔实验室的 卡尔央斯基用天线阵接收到了来自银
27、河系中心的无线电波。随后美国天文学家 格罗特雷伯在自家的后院建造了一架口径 9.5 米的天线，并在 1939 年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且于 1941 年根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学的建立极大地开阔了人们观测宇宙的窗口，其著名成果就是二十世纪六十年代天文学的四大发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射和星际有机分子。其中贝尔实验室的 阿诺彭齐亚斯和 罗伯特威尔逊于 1965 年发现的宇宙微波背景辐射更是对大爆炸理论具有非常重要的意义。在传统的电磁波天文学之外，赫尔斯和泰勒于 1974 年发现的脉冲双星 PSR1913+16 则揭开了现代引力波天文学观测的序幕，他们对
28、PSR1913+16 长达三十年的观测结果表明这一对脉冲双星正如广义相对论所精确预言的那样在进行引力辐射。这项工作不仅是对广义相对论的直接验证，也是人们首次实现的对引力波的间接观测。除像黑洞这样不会产生任何经典电磁辐射的天体外，现代宇宙模型表明宇宙中还存在比例高达 96%的不辐射任何电磁波的暗物质和暗能量，有希望对这些天体进行直接观测正是发展引力波天文学的重要意义之一。宇宙学物理意义上的宇宙学是从广义相对论的建立才真正开始的。在此之前，宇宙在人们头脑中的观念是静态且无限的，德国天文学家 海因里希奥伯斯因此提出了著名的奥伯斯佯谬。1917 年爱因斯坦将广义相对论应用于整个宇宙，发表了标志着物理宇
29、宙学建立的论文根据广义相对论对宇宙学所做的考察 。考虑到同时期的宇宙学研究中静态宇宙的学说仍被广为接受，爱因斯坦在场方程中添加了一个新的常数，这被称作宇宙常数项，以求得和当时的“观测”相符合。然而，场方程所预言的宇宙并不是静态的：1922 年苏联物理学家 亚历山大弗里德曼将广义相对论应用至流体力学，从场方程推导出了弗里德曼方程。而比利时牧师、物理学家 乔治勒梅特在 1927 年利用弗里德曼方程给出了第一个膨胀宇宙模型的解，这个解后来被称作 弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规。勒梅特提出了宇宙在不断膨胀并起源于一个“原生原子”的爆炸的观点，这成为现代大爆炸理论的雏形。1929 年，美国天文学家
30、 埃德温哈勃通过实验支持了勒梅特的观点，哈勃证明了观测到的旋涡星云实质属于星系，并通过观测造父变星测量了这些星系的距离。他得出了星系的红移和光度之间的关系，并将它解释为哈勃定律 177：星系在各个方向上都在退行，其相对地球的退行速度大小正比于它们距地球的距离。 考虑到宇宙学原理：宇宙在大尺度上是均一且各向同性的，哈勃定律意味着宇宙正在膨胀。虽然在第二次世界大战结束后膨胀宇宙的事实已经基本得到公认，却仍然存在两种截然不同的理论来描述宇宙：一种是勒梅特的“爆炸”假说，这一理论后来被美籍俄裔物理学家 乔治伽莫夫支持并发展，伽莫夫提出宇宙起源于高温高密的原始物质，他和他的学生 拉尔夫阿尔菲提出了大爆炸
31、核合成的理论（在阿尔菲1948年提交的论文化学元素的起源中，伽莫夫说服了 汉斯贝特把他的名字署在了论文上，又把自己的名字署在最后，这样三个人的名字恰好代表着前三个希腊字母 、。这份标志宇宙大爆炸模型的论文以阿尔菲、贝特、伽莫夫三人的名义在1948年4月1日愚人节那天发表，称为 理论） 178，阿尔菲和罗伯特赫尔曼还预言了残余的背景辐射的存在；另一种是英国天文学家 弗雷德霍伊尔、 汤米戈尔德和 赫尔曼邦迪创立的稳恒态宇宙模型，这种模型认为随着宇宙的膨胀，新的物质会不断创生，从而使宇宙在任何时候看起来各处都相同。长久以来这两种观点的受支持程度都不相上下，1949年3月霍伊尔在BBC 的广播节目中首
32、次将勒梅特和伽莫夫等人的理论称作“这个大爆炸的观点” （this Big Bang idea） ，这成为了这一理论名称的由来。不过，二十世纪六十年代发现的遥远的类星体和射电星系开始成为不支持稳恒态宇宙模型的证据，而1965年发现的宇宙微波背景辐射则更是被大多数宇宙学家看作是稳恒态理论的失败。大爆炸理论由此被认为是最能解释宇宙起源和演化的理论，唯一让物理学家不满的是其中奇点的存在，当时的物理学家普遍认为弗里德曼方程中的奇点只是一种数学上的权宜之计。然而，彭罗斯和霍金的奇点定理证明了奇点的存在是广义相对论的必然结果，这使得大多数物理学家都接受了大爆炸理论，并认为我们所观测到的宇宙起源于一个有限的时
33、间。霍金还指出在广义相对论的框架下无法给出描述奇点的物理定律，人们希望能在一个完备的量子引力理论中解释奇点的本性。二十世纪九十年代，大爆炸理论得到了宇宙学实验观测的有力验证。随着几个重要的空间望远镜：宇宙背景探测者、哈勃太空望远镜和威尔金森微波各向异性探测器的发射和数据采集 179，物理学家有能力对大爆炸理论中的参数进行精确的测量。不仅如此，他们还意外地发现宇宙的膨胀速度在不断增长：爱因斯坦曾经将他引入的宇宙常数项称为“他一生中的最大错误” ，然而实验观测表明宇宙常数项仍然是有用的：为了解释宇宙的加速膨胀，物理学家结合对相关超新星的观测提出了暗物质和暗能量理论。当今宇宙学最为认可的模型 CDM
34、 模型 结合了宇宙微波背景辐射、宇宙大尺度结构和宇宙加速膨胀，这是能够构建一个自洽的物理宇宙模型的最简单的假设。万有理论从伽利略的时代算起，物理学发展的四百多年历史中已经经历了几次大的统一：牛顿统一了“天上的”和“地上的”力学，麦克斯韦统一了电磁理论，格拉肖等人统一了弱相互作用和电磁相互作用。而尝试将弱电相互作用和强相互作用统一起来的理论统称为大统一理论，大统一理论将统一标准模型中的四种规范玻色子和传递强相互作用的八种胶子规范玻色子。当前被建议的大统一理论有很多，一般来说这些理论都做出了如下的关键性预言：磁单极子、宇宙弦、质子衰变等，时至今日还没有上述的任何一种现象得到实验的证实。如要通过实验
35、验证大统一理论，粒子所需的能量要达到10 16吉电子伏特，这已经远远超过现有的任何粒子加速器所能达到的范围。在大统一理论以外，还存在着如何将引力纳入量子理论的问题。二十世纪中叶之前爱因斯坦等人所做的经典统一场论工作试图在经典理论的框架下将电磁场和引力场统一起来，事实证明这些理论都是不成功的。标准模型中没有描述万有引力相互作用，在现有的量子场论手段下引力场的量子化会带来不可重整化；而物质的量子化和时空的几何化两者没有任何相容性，广义相对论中不可避免地有曲率无穷大的微观奇点存在，这些情况都要求有一个量子化的引力理论的建立。根据估计，对于这样一个能够将大统一理论和引力理论统一起来的万有理论，实验验证
36、所需的能量将达到普朗克能量的量级：10 19电子伏特。当前被提议的主流万有理论是超弦理论及 M 理论；而对圈量子引力的研究可能也会对建立万有理论产生基础性的影响，但这并不是圈量子引力论的主要目标。弦理论的雏形起源于 1968 年，麻省理工学院的意大利物理学家 加布里埃尔威尼采亚诺发现用贝塔函数描述强相互作用粒子的散射振幅时正满足强相互作用粒子所具有的对偶性。后来人们发现这个函数能够被解释为弦与弦之间的散射振幅，从而这个数学公式就成为了弦理论的起源。犹太裔美国物理学家 约翰席瓦兹是现代弦论的创始人之一，他自 1972 年起开始研究弦论，并由于和英国物理学家 迈克尔格林合作研究的 I 型弦理论中的
37、反常相消而引发了所谓第一次超弦理论革新。第一次超弦理论革新是在 1984 年至 1986 年间弦论在物理学界正式开始流行，物理学家认识到弦论能够描述所有的基本粒子以及彼此间的相互作用，从而期望弦论能够成为一种终极理论：欧洲核子研究组织的 约翰埃利斯就是由此提出了“万有理论” （Theory of everything）一词。第二次超弦理论革新是在 1994 年至 1997 年间，其影响更为深远。1995 年美国物理学家 爱德华威滕猜测在强耦合极限下十维的超弦、以及广义相对论与超对称的统一即所谓超引力，能够构成一个猜想的十一维模型的一部分，这种模型在席瓦兹的建议下被叫做 M 理论。同年十月，加利福尼亚大学圣塔芭芭拉分校的 约瑟夫泡尔钦斯基发现超弦理论中产生的孤子正是他们于 1989 年发现的 D-膜，关于 D-膜的研究能够引出所谓AdS/CFT 对应（反德西特空间/共形场论对应） ，这是黑洞热力学的微观解释。
