20世紀90年代初期，幾支科學家隊伍（如法國的EROS，美國澳大利亞的MACHO，以及波蘭美國的OGLE）把這一方法應用到銀河係的中心，並發現了500多個微透鏡現象（比預料的要多，因為其中有些物質是由低質量恒星構成的，而不是真正的 MACHOs）。這種方法還可以用來尋找圍繞其他恒星轉的太陽係以外的行星。由於行星可以對其母恒星的光產生微弱但觀察得到的引力作用，所以原則上愛因斯坦透鏡作用是可以探測到它們的。用這一方法已經找到幾個太陽係以外的行星候選對象，其中有些位於靠近銀河係中心的地方。
利用愛因斯坦透鏡甚至可以測量到哈勃常數和宇宙常數。哈勃常數可以通過做一項微妙的觀察測得。類星體會隨著時間而忽明忽暗；由於雙類星體是同一個對象的兩個影像，我們可以預料它會以同樣的速率擺動。實際上，這些雙類星體擺動的步調並不十分統一。利用對物質分布的已有了解，天文學家可以計算時間延遲與光線達到地球的全部時間之比。通過測出雙類星體亮起來的時間延遲，就可以進而計算出它離開地球的距離。知道了它的紅移，就可以計算出哈勃常數。（這個方法被應用到了類星體Q 0957+561，發現它離地球大約有140億光年。自那以後，又對另外7顆類星體進行了分析，用以計算哈勃常數。在誤差範圍之內，這些計算都與已知結果相符。有意思的是，這種方法完全不依賴於恒星的亮度，像造父變星和Ⅰa 型超新星，從而成為對結果進行單獨核對的方法。）
宇宙常數可能掌握著通往我們這一宇宙未來的鑰匙，它也可以用這種方法測得。計算方法有些粗糙，但也還是與其他一些方法相吻合的。由於宇宙的總體積在 10 億年前要小些，在過去找到能夠形成愛因斯坦透鏡的類星體的可能性也更大些。因此，測定宇宙演進過程中各個不同時期雙類星體的數量，就可以大體計算出宇宙的總體積，由此而得出在推進宇宙擴張方麵起作用的宇宙常數。1998年，哈佛史密斯索尼亞天文中心（Harvard 2 Smithsonian Center for Astrophysics）的天文學家對宇宙常數做了第一次粗略估算，並得出結論，它可能構成了不超過宇宙全部物質/能量含量的 62%。（實際的WMAP結果為73%。）
你家起居室中的暗物質
暗物質如果的確遍布宇宙的話，就不會隻存在於冰冷的宇宙真空中。事實上，它應該也能在你家起居室中找到。今天，若幹科研隊伍正在競相角逐，看誰能第一個在實驗室中捕獲第一個暗物質粒子。人們下的賭注很高，哪支隊伍如果能夠捕捉到一個在他們的探測器中一閃而過的暗物質粒子，就將成為在2 000年內第一個探測到新物質形式的人。
這些實驗的中心想法，是製造出一大團、暗物質粒子可以在其中相互作用的純物質（例如，碘化鈉、氧化鋁、氟利昂、鍺、矽等）。一個暗物質粒子或許偶爾會與原子核相撞，由此產生出一種特有的衰變圖形。通過把這一衰變過程中粒子的軌跡拍照，科學家就可以確認暗物質的存在。
實驗者們都持謹慎的樂觀態度，因為他們的設備非常靈敏，迄今為止最有可能使他們觀察到暗物質。我們的太陽係以每秒220千米的速度圍繞著銀河係中心的黑洞旋轉。因此，我們的行星正穿越相當多的暗物質。物理學家們估計，我們這個世界中的每平方米中，包括我們的身體，每秒鍾都有 10億個暗物質粒子穿過。
雖然我們生活在席卷我們這個太陽係的“暗物質風”中，但在實驗室中做尋找暗物質的實驗一直異常困難，因為暗物質粒子與普通物質的相互作用非常弱。例如，科學家估計，在實驗室中，從每克物質中找到這種現象的幾率每年在0 1 01次到10次之間。換句話說，你需要花上好多年的時間仔細觀察大量的這種材料，才可能發現一些含有暗物質碰撞的現象。
迄今為止，一些以首字母為代號的實驗項目，如英國的 UKDMC、西班牙坎弗蘭克（Canfranc）的ROSEBUD、法國Rustrel的SIMPLE，法國弗雷瑞斯（Frejus）的EDELWEISS，都還沒有發現任何這類現象。1999年羅馬郊外的一項稱為 DAMA 的實驗引起了一陣轟動，有報道說那裏的科學家看到了暗物質粒子。由於 DAMA 使用了 100 千克的碘化鈉，所以它是世界上最大的探測器。但是，當其他探測器試圖再現 DAMA 的結果時，它們什麼也沒有找到，這就給DAMA的發現打上了問號。
物理學家大衛·B 1 克萊因（David B 1 Cline）評論道：“如果這些探測器確實找到並驗證了這樣一個信號，那它將成為 21 世紀最偉大的成就之一而載入史冊……現代天文學中的最大奧秘可能不久就將揭曉。”
如果暗物質能像許多物理學家希望的那樣很快找到，那麼也可能不需要使用原子擊破器就能為超對稱學說提供支持（甚至隨著時間推移，支持超弦理論）。
SUSY（SUPERSYMMETRIC）暗物質
對超對稱學說所預言的粒子稍加留意就可以看出，有幾種可能的候選對象可以解釋暗物質。其中一個是“中性子（neutralino）”，粒子中的一個族係，其中包含質子的超對稱夥伴。從理論上來看，中性子似乎與數據相吻合。它不僅在負荷方麵是中性的，因而是不可見的，也不僅是有質量的（因此會受引力影響），而且它還是穩定的。（這是因為它在這一族係的所有粒子當中質量最輕，因而不能衰變為任何更低的狀態。）最後，也可能是最重要的一點，宇宙中應該充滿了中性子，這就可能使它們成為暗物質的最理想候選對象。
中性子有一大優勢：它們可能解答為什麼暗物質構成宇宙中物質/能量成分的23%，而氫和氦僅占到微不足道的4%這個奧秘。
我們知道，當宇宙還是380 000歲時，大爆炸的極高溫度下降到原子不再互相碰撞而破裂。那時，這個膨脹中的火球開始冷卻，凝縮，形成穩定完整的原子。今天的大量原子大致起源於那一時期。我們所了解到的情況是，宇宙中的大量物質起源於宇宙冷卻到足以使物質穩定下來的那個時期。
這一學說也同樣可以應用於計算中性子的數量。大爆炸之後不久，溫度高到連中性子都因碰撞而破壞。但隨著宇宙冷卻，在一定的時候，溫度降低到連中性子都可以形成而不被破壞。大量的中性子就起源於這個早期時代。當我們進行這項計算的時候，我們發現，中性子的數量遠高於原子，事實上它大致對應於今天暗物質的實際數量。由於這個原因，我們可以用超對稱性粒子（supersymmetric particles）來解釋，為什麼宇宙中各處都充斥著壓倒多數的暗物質。
斯隆巡天觀測
雖然在 21 世紀，裝備方麵的進步大部分都將與衛星有關，但這並不意味著，以地球為基地的光學和射電天文望遠鏡研究被擱在了一邊。事實上，由於數字革命的衝擊，光學和射電天文望遠鏡的用法改變了，對數以幾十萬計的星係進行統計分析成為了可能。望遠鏡技術由於出現了這項新技術而迸發了生命的第二春。
在曆史上，天文學家們需要經過奮爭才能獲得允許，在有限的時間內使用世界上最大的望遠鏡。他們十分珍惜能夠使用這些儀器的寶貴機會，爭分奪秒，在冰冷潮濕的房間裏通宵達旦地工作。這種陳舊的觀測方式效率非常低，在覺得自己被獨攬天文望遠鏡使用時間的“神職人員”冷落了的天文學家們之間經常激起痛苦的爭鬥。隨著因特網和高速計算技術的出現，所有這一切都改變了。
今天，許多望遠鏡都已完全自動化，並且可以由遠在不同大陸上的天文學家們從幾千英裏以外編程控製。這些巨量的恒星觀測結果可以被數字化，然後放到因特網上，由強大的超級計算機對數據進行分析。
“在家搜索外星智慧（SETI@home）”就是這種數字化方式的一個例子。這是一個以位於伯克利的加利福尼亞大學為基地的項目，用於信號分析，尋找外星智慧。位於波多黎各的阿力色寶射電天文望遠鏡收集到的海量數據，被分割為很小的數據段，通過因特網發送到全球各地的個人電腦，主要都是業餘愛好者。個人電腦不用的時候，有一個屏保軟件程序會對數據進行分析。利用這種方法，研究組建立了世界上最大的計算機網絡，連接著分布在全球各點的大約500萬台個人電腦。
當今對宇宙進行數字化探索的一個最突出的例子，是斯隆巡天觀測（Sloan Sky Survey），這是有史以來對夜空所進行過的最為雄心勃勃的觀測。以前的帕洛瑪巡天觀測（Palomar Sky Survey）使用的是老式的照相底版，體積龐大，而斯隆巡天觀測將建立起一個天空中精確的天體圖。這項觀測計劃已經建立起一個遙遠星係的三維圖像，用5種顏色顯示，包括100多萬個星係的紅移現象。斯隆巡天觀測產生了一幅宇宙的大比例結構圖，比所有以前做過的都要大幾百倍。它將為整個天空的四分之一繪製出詳盡的天文圖，確定 1 億個天體的位置和亮度。它還將測定 100 多萬個星係和大約 10萬個類星體的距離。該項觀測所產生的信息將達到 15 兆兆位字節（15 terabytes），可與國會圖書館所儲存的信息量媲美。
斯隆觀測的核心是一台設在新墨西哥的21 5米的天文望遠鏡，它裝著有史以來最先進的照相機。它有 30 個叫做 CCD（電荷耦合元件 charge 2 coupled devices）的高度靈敏的電子感光器，每個有 2 英寸見方（12 1 9平方厘米），密封在真空中。每個感光器都用液氮冷卻至-80℃，有400萬像素。因此，由望遠鏡所采集到的光可以當即被CCD轉換為數字，然後直接輸入計算機進行處理。該項觀測所繪製出的宇宙圖令人驚歎，其成本不到2 000萬美元，僅為哈勃空間望遠鏡的百分之一。
該觀測項目然後把這種數字化數據的一部分放到因特網上，供全世界的天文學家潛心研究。用這種方法，我們還可以挖掘全世界科學家的智慧潛能。在過去，第三世界的科學家不能獲得最新的望遠鏡數據及刊物，這成了家常便飯。這是對科技人才的巨大浪費。現在，由於有了因特網，他們可以下載巡天觀測的數據，有關文章一經在因特網上登出就可以讀到，並且以光速在網上發表文章。
斯隆觀測正在改變天文學研究的方式，通過對幾十萬個星係進行分析得出了新的結論，這在僅僅幾年以前都是難以想象的。例如，2003年5月，一群西班牙、德國和美國科學家宣布，他們為尋找暗物質的證據，對 25 萬個星係進行了分析。在這一龐大的數量之中，他們把研究焦點集中在有星團圍繞其旋轉的3 000個星係。通過運用牛頓運動定律對這些衛星的運動進行分析，他們對中央星係（central galaxy）外圍應該有多少暗物質進行了計算。目前，這些科學家已經排除了一項待選理論。（這項待選理論是1983年首次提出的，它試圖通過對牛頓定律本身做修正，從而解釋星係中恒星的反常軌道〔anomalous orbits〕。也許根本就沒有暗物質，這隻是由於牛頓定律的內部錯誤造成的誤解。但觀察數據對這項理論提出了疑問。）
2003 年 7 月，另一組德國和美國科學家宣布，他們利用斯隆觀測對 12萬個附近星係進行了分析，以便解開星係與它們內部的黑洞之間的關係之謎。所提出的問題是：這二者之中哪個出現在先，是黑洞還是含有黑洞的星係？這項調查的結果顯示：星係和黑洞的信息數據密不可分，它們有可能是一起形成的。他們證實，在通過該項觀測分析的 12 萬個星係中，足足有 2萬個含有仍在長大的黑洞（這與銀河係中的黑洞不同，銀河係中的黑洞似乎是靜止不動的）。他們的結論顯示，含有正在長大的黑洞的星係要比銀河係大得多，它們吞噬下星係中較冷的氣體，從而長大。
補償熱漲落
還有一項使光學望遠鏡獲得新生的方法，是用激光對由大氣造成的失真進行彌補。恒星並不因為它們有振動而閃爍；恒星的閃爍主要是因為大氣中有微弱的熱漲落。這意味著，在遠離大氣的外太空，恒星會一眼不眨地瞪著我們的宇航員。雖然美麗的夜空主要是由這種閃爍造成的，但對天文學家來說它卻像噩夢般揮之不去，使天體的圖像模糊不清。（我記得在孩提時代看著火星的模糊圖片發愣，希望能有什麼辦法得到這顆紅色行星的水晶般清澈的圖像。我想，隻要能重新安排光束，把大氣幹擾消除，可能就可以解決外星生命之謎了。）
解決這個問題的辦法之一，就是利用激光和高速計算機，把這種失真現象去除。這種方法運用了“自適應光學”，它是由勞倫斯·利弗莫爾國家實驗室（Lawrence Livermore National Laboratory）的克萊爾·麥克斯（Claire Max）博士等人首創的，他是我在哈佛大學的同班同學，使用了設在夏威夷的巨型的W 1 M 1 凱克（W 1 M 1 Keck）天文望遠鏡（世界上最大的望遠鏡），以及一個小一點的設在加利福尼亞裏克天文台的 3 米的謝恩（Shane）望遠鏡。舉例來說，把一束激光射入外太空，我們可以測定大氣中的微弱溫度漲落。這一信息由計算機分析之後，對望遠鏡的鏡子進行細微的調整，對星光的失真現象進行彌補。這樣就可以大致消除掉大氣造成的失真現象。
1996年對這一方法進行了成功的測試，從那以後，我們就得到了如水晶般清澈的行星、恒星和星係的圖像。這個係統用一個使用 18 瓦電力的可調諧染色激光器向空中發射光束。該激光器裝在3米天文望遠鏡上，它的可變形反射鏡可以調節，對大氣造成的失真現象進行修正。所得到的圖像本身被CCD 照相機捕捉並數字化。以一筆低廉的預算，該係統所得到的圖像幾乎可以與哈勃空間望遠鏡相比。用這種方法，我們可以看到外太空行星精細入微的細節，甚至可以窺探到類星體的核心，為光學望遠鏡注入了新生命。
這一方法還使凱克望遠鏡的分辨率提高了一個 10 的係數。凱克天文台坐落於夏威夷死火山摩納基亞（Mauna Kea）之巔，海拔將近14 000英尺（4 267米），有兩台各270噸重的姊妹望遠鏡。每個反射鏡直徑10米（394英寸），由36個六邊形鏡麵組成，每個都可以通過計算機單獨操控。1999年，凱克Ⅱ中裝上了一個自適應光學係統，由一個可以每秒鍾670次改變形狀的小型可變形反射鏡構成。這一裝置已經捕捉到了圍繞著我們這一銀河係中心處的黑洞旋轉的恒星圖像，以及海王星和泰坦（土星的一顆衛星）的圖像，甚至一顆太陽係以外的行星，它在離開地球153光年的地方遮擋其母恒星。當這顆行星從恒星HD 209458麵前經過時，光線正如預言的那樣變暗，分毫不差。
將射電天文望遠鏡綁在一起
計算機革命同樣也煥發了射電天文望遠鏡的生命。過去，射電天文望遠鏡受到它們碟形天線尺寸的限製。碟形天線越大，從太空中收集到可供分析的無線電信號就越多。然而，天線越大，它就越昂貴。解決這一問題的一種方法就是把若幹碟形天線綁在一起，來模仿超級射電天文望遠鏡的無線電收集能力。（地球上可以綁在一起形成的最大的射電望遠鏡，就是地球本身那麼大。）過去德國、意大利和美國在捆綁射電望遠鏡方麵所做過的一些努力局部證明是成功的。
這種方法的一個問題是，需要把所有這些射電望遠鏡收集到的信號精確地組合起來，然後再輸入計算機。過去，這項工作極其困難。然而隨著因特網以及廉價的高速計算機的出現，成本大大降低了。在今天，建立起有效規模像地球本身一樣大的射電天文望遠鏡已不再是幻想。
在美國，采用這項幹涉技術（interference technology）的最先進的裝置是VLBA（甚長基線幹涉陣，very long baseline array），這是一組10個射電天線，設置在不同地點，包括新墨西哥、亞利桑那、新罕布什爾、華盛頓、得克薩斯、維爾京群島和夏威夷。每個VLBA站都有一個巨型的82英尺（25米）直徑的碟形天線，重240噸，像一座10英尺（3 1 048米）高的建築那樣立著。每個站點都把無線電信號小心地錄在磁帶上，然後送到新墨西哥的索科羅運行中心（Socorro Operations Center）進行拚接和分析。這一係統耗資8 500萬美元，1993年投入使用。
把這 10 個站點的數據拚接起來以後，就形成了一個實際長達 5 000 英裏（8 047 千米）的巨型射電望遠鏡，可以產生出地球上可以得到的最清晰的圖像。這相當於站在紐約城去讀一張位於洛杉磯的報紙。目前，VLBA已經製作出宇宙射流和超新星爆發的“電影”，以及對銀河係以外的一個天體的距離做了迄今為止最精確的測量。
在將來，甚至光學望遠鏡也將能夠利用幹涉測量法的威力，盡管由於光的波長很短，這項工作的難度相當大。有一項計劃是把夏威夷凱克天文台的兩台望遠鏡的光學數據放在一起進行幹涉，由此實際造成一個比這兩者之中哪個都要大得多的巨型望遠鏡。
對第11個維度進行測量
除了探索暗物質和黑洞，對於物理學家來說，最具誘惑力的是探尋高維度空間時間。在驗證是否存在臨近宇宙方麵，位於丹佛的科羅拉多大學做了一項更為大膽的嚐試。那裏的科學家試圖測量出對牛頓那著名的平方反比定律的偏差。