Fyzika je nejhlubším základem přírodních věd. Zabývá se od základních částic hmoty a jejich interakcí, přes povahu atomů až po molekuly a pevnou látku. Současná fyzika se pokouší vytvořit jednotný popis chování hmoty, silových interakcí a všech dalších fyzikálních jevů ve vesmíru. Některé oblasti fyziky těsně souvisí s klasickými oblastmi chemie a jiné s astronomickými jevy. Současné trendy směřují k těsnějším vztahům mezi některými oblastmi fyziky a mikrobiologie a molekulární biologie.
Přestože chemie a astronomie jsou jasně nezávislé vědecké obory, oba používají fyziku jako základ pro řešení problémů a využívají fyzikální koncepty a nástroje. Rozlišit hranice mezi fyzikou a chemií je často velice obtížné, jak ukazuje historie některých Nobelových cen. Proto několik Nobelových cen za chemii bylo uděleno za práce s fyzikálním obsahem a naopak. V astronomii je situace odlišná, protože za astronomii se Nobelova cena neuděluje a astronomové získávají Nobelovy ceny za své objevy v astrofyzice, která je jedním z mezních oborů fyziky.
1. Od klasické ke kvantové fyzice
V roce 1901, kdy byly uděleny první Nobelovy ceny, se zdálo, že klasické oblasti fyziky budou brzy završeny na základech práce fyziků a chemiků 19. století. William Rowen Hamilton počátkem 30. let 19. století zformuloval velmi obecný popis dynamiky pevného tělesa. Sadi Nicolas Léonard Carnot, Joule, William Thomson Lord Kelvin a Josiah Willard Gibbs během druhé poloviny 19. století rozvinuli základy termodynamiky do vysokého stupně dokonalosti. James Clerk Maxwell popsal rovnice elektromagnetického pole, které se staly obecným základem popisu elektromagnetických jevů a nalezly využití při popisu optického záření a radiových vln, které objevil Gustav L. Hertz.
Zdálo se, že veškeré fyzikální jevy včetně vln lze popsat pomocí mechanického pohybu částic hmoty, která se sama projevuje různými makroskopickými jevy. Někteří fyzikové koncem 19. století vyjádřili názor, že fyzika již musí vyplnit jen drobné díry, aby vytvořila úplný popis fyzikálního světa.
Jenže tato domněnka se brzy ukázala jako naprosto mylná. Koncem 19. století byly pozorovány fyzikální jevy, které do té doby byly zcela neznámé a které přinesly do fyziky radikálně nové myšlenky a vedly ke zcela novým teoretickým základům fyziky. Jen historickou shodou okolností k tomu došlo v době, kdy Alfred Nobel ve své závěti mimo jiné vytvořil cenu za výjimečné objevy ve fyzice.
Jedním z neočekávaných jevů posledních let 19. století se stal v roce 1895 objev paprsků X Wilhelmem Conradem Röntgenem, který obdržel v roce 1901 první Nobelovu cenu za fyziku. V roce 1896 Antoine Henri Becquerel objevil radioaktivitu. Povahu tohoto záření pak studovali Marie Curie Sklodowska a Pierre Curie. Původ paprsků X nebyl jasný, ale naznačoval existenci zcela nového světa fyzikálních jevů. Praktické využití paprsků X v medicíně bylo jasné téměř od počátku objevu. Za studium radioaktivity obdržel v roce 1903 jednu polovinu Nobelovy ceny za fyziku Antoine Henri Becquerel a druhou polovinu ceny obdrželi manželé Curieovi. Jejich práce a práce Ernesta Rutherforda, který obdržel Nobelovu cenu za chemii v roce 1908, naznačila, že atomy nejsou objekty bez vnitřní struktury, ale mají velmi malé kompaktní jádro. Vědci objevili, že některá atomová jádra jsou nestabilní a vyzařují paprsky alfa, beta nebo gama. Ve své době šlo o zcela revoluční objevy a současná práce v jiných oblastech fyziky vedla k vytvoření prvního užitečného popisu vnitřní struktury atomů.
V roce 1897 Joseph J. Thomson, který se zabýval paprsky vyzařovanými katodou ve výbojce s částečným vakuem, zjistil, že tyto paprsky nesou elektrický náboj. Ukázal, že tyto paprsky se skládají z diskrétních částic, které později nazval "elektrony". Změřil poměr jejich hmotnosti a záporného náboje a zjistil, že tento poměr je příliš malý, než se očekávalo pro nabité atomy. Thomson záhy zjistil, že elektrony musí být stavebními bloky, které s kladně nabitými jádry vytvářejí různé druhy atomů. V roce 1906 Joseph J. Thomson obdržel Nobelovu cenu za fyziku. V roce 1905 Philipp E. A. von Lenard odhalil další zajímavé vlastnosti katodových paprsků, jako jejich schopnost pronikat tenkou kovovou fólií a vytvářet fluorescenci. V roce 1912 Robert A. Millikan provedl první přesná měření velikosti náboje elektronu pomocí metody olejových kapek a v roce 1923 obdržel Nobelovu cenu za fyziku za svoji práci na fotoelektrickém jevu.
Přestože počátkem 20. století byly Maxwellovy rovnice známy již několik desetiletí, zůstávalo několik otázek nezodpovězeno. Jaké médium způsobuje šíření elektromagnetického záření včetně světla? Co je nositelem elektrických nábojů, které vedou k emisi světla? Albert A. Michelson vyvinul interferometrickou metodu, pomocí níž bylo možno měřit vzdálenost malých objektů jako počtu vlnových délek světla. Tato metoda umožnila mnohem přesnější porovnávání délek než kdykoliv předtím. Řadu let předtím úřad Bureau International de Poids et Mesures (BINP) v Paříži definoval metr pomocí počtu vlnových délek určitého záření. Albert A. Michelson a E. W. Morley provedli známý experiment, z něhož vyplývalo, že rychlost světla nezávisí na relativním pohybu zdroje světla vůči pozorovateli. Tento výsledek zcela odporoval představě etéru jako média, jímž se světlo šíří. V roce 1907 obdržel Albert A. Michelson Nobelovu cenu za fyziku.
Mechanismus emise světla nosiči elektrického náboje studoval Hendrik A. Lorentz, který jako první použil Maxwellovy rovnice na elektrické náboje ve hmotě. Jeho teorie byla použita také na radiaci způsobenou vibrací v atomech v kontextu, který umožnil první rozhodující test. V roce 1896 Pieter Zeeman, který se zabýval možnými jevy elektrických a magnetických polí světla, učinil významný objev. Spektrální čáry sodíku v plameni se v silném magnetickém poli rozštěpují na několik dalších čar. Tento jev bylo možno vysvětlit pomocí Lorentzovy teorie, která byla použita jak na vibrace tak na elektrony. v roce 1902 Hendrik A. Lorentz a Pieter Zeeman obdrželi Nobelovu cenu za fyziku.
Později Johannes Stark prokázal přímý vliv elektrických polí na emisi světla pomocí působení silných elektrických polí na paprsky atomů (tzv. "anodových paprsků" složených z atomů nebo molekul). Stark pozoroval složité rozštěpení spektrálních čar a Dopplerův jev závisející na rychlostech atomů produkujících záření. Johannes Stark obdržel v roce 1919 Nobelovu cenu za fyziku.
Díky tomuto pozadí bylo možné vytvořit podrobné modely atomů, jejichž koncept existoval od starověku jako nejmenší a dále nedělitelné částice hmoty. Myšlenka atomů se ve fyzice znovu objevila v polovině 18. století. Od té doby byl shromážděn bohatý empirický materiál v podobě charakteristických spektrálních čar atomů emitovaných ve viditelné části světla, později doplněný objevem charakteristického záření paprsků X. Tento objev učinil Charles G. Barkla, který obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1917. Záření paprsků X se po objevu jeho vlnové povahy a difrakce Maxem von Lauem stal důležitým zdrojem informací o vnitřní struktuře atomů. Max von Laue obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1914.
Barklovy charakteristické paprsky X byly sekundárními paprsky specifickými pro každý prvek, na který působí záření z trubice paprsků X. Karl Manne G. Siegbahn zjistil měřením rentgenového charakteristického spektra prvků, že stále těžší chemické prvky mají stále rozsáhlejší elektronový obal. Sestrojil velmi přesný spektrometr, který mu umožnil měřit rozdíly energie mezi různými elektronovými vrstvami a odhalit pravidla přechodu mezi nimi. V roce 1924 Karl Manne G. Siegbahn obdržel Nobelovu cenu za fyziku. Porozumění struktuře atomu ale vyžadovalo zásadní změnu konceptů používaných klasickou fyzikou, než si tehdy kdokoliv dokázal představit.
Klasická fyzika předpokládala spojitý pohyb a spojitou změnu energie. Proč ale atomy vysílají záření určitých vlnových délek? Důležitou souvislost poskytla fyzika konce 19. století. Wilhelm Wien studoval záření "černého tělesa" v případě horkých pevných těles, v nichž rozdělení frekvencí záření bylo spojité na rozdíl od záření atomů v plynech. Použitím klasické elektrodynamiky odvodil vztah pro rozdělení frekvencí tohoto záření a posuv vlnové délky maximální intenzity při změně teploty černého tělesa. Wienův posuvový zákon se stal podkladem pro určení teploty Slunce. Wilhelm Wien obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1911.
Wilhelm Wien ale nebyl schopen odvodit vztah pro rozdělení frekvencí záření, který by souhlasil s experimenty jak pro krátké tak pro dlouhé vlnové délky. Problém nebyl vysvětlen, dokud Max Planck nepřišel s radikálně novou myšlenkou, že energie může být vyzařována pouze po kvantech, tedy po částech, které mají určitou hodnotu, větší pro kratší vlnové délky než pro delší vlnové délky (rovné konstantě \hbar násobené frekvencí daného kvanta). Tento objev lze považovat za zrození kvantové fyziky. Max Karl Ernst Ludwig Planck obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1918. Důležité důkazy, že světlo se šíří ve formě kvantované energie, přinesl Albert Einstein svojí interpretací fotoelektrického jevu, který poprvé v roce 1887 pozoroval Gustav Hertz. Albert Einstein obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1921. Ve zdůvodnění byla oceněna Einsteinova "služba teoretické fyzice".
Pozdější experimenty, které provedli James Franck a Gustav L. Hertz, prokázali inverzní fotoelektrický jev, při němž elektron, který je pohlcen atomem, musí mít určité minimální množství energie, aby mohl vyzářit světelné kvantum odpovídající energie. Franck a Hertz dále ukázali obecnou platnost Planckova vztahu. James Franck a Gustav L. Hertz obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1926. Ve stejné době Arthur H. Compton, který obdržel polovinu Nobelovy ceny za fyziku v roce 1927, studoval ztrátu energie fotonů záření X při rozptylu na částicích materiálu. Ukázal, že kvanta záření X, jejichž energie je více než 1000 krát vyšší než energie světla, se řídí stejnými kvantovými zákony. Druhou polovinu Nobelovy ceny obdržel Charles T. R. Wilson, jehož zařízení pro pozorování rozptylu částic o vysoké energii umožnilo ověřit Comptonovy předpovědi.
Další cesta do neznámého světa mikrofyziky již probíhala s využitím konceptu kvantování energie. Podobně jako někteří fyzikové před ním, také Niels H. D. Bohr pracoval s planetárním modelem atomu, v němž elektrony obíhají jako planety kolem jádra. Zjistil, že ostré spektrální čáry emitované atomy lze vysvětlit pouze tím, že elektrony se pohybují po pevných drahách popsaných kvantovaným orbitálním momentem (celý násobek Planckovy konstanty \hbar dělené číslem 2.\pi). Energie emitovaného záření je rovna součinu \hbar.\nu a odpovídá rozdílu kvantových stavů energie elektronů. Jeho hypotéza se od klasické fyziky odchylovala ještě více než Planckova hypotéza. Přestože Bohr vysvětloval spektrum v nejjednodušším atomu, učinil rozhodující krok správným směrem. V roce 1922 Niels Henrik David Bohr obdržel Nobelovu cenu za fyziku.
Uvedené hypotézy vyvolaly hlubší diskuse o vlastnostech záření a hmoty. Do té doby se obě formy považovaly za naprosto oddělené kategorie. Tento pohled se musel radikálně změnit, aby bylo dosaženo pokroku v teoretickém popisu mikrosvěta. V roce 1923 Louis de Broglie přišel s myšlenkou, že také hmotné částice mají vlnové vlastnosti. Elektromagnetické záření bylo možno popsat pomocí částicových vlastností fotonů. Broglie vyvinul matematický aparát pro popis této duální povahy a definoval "de Broglieho vlnovou délku" pohybující se částice. Experimenty Clintona J. Davissona ukázaly, že elektrony se při rozptylu v krystalu chovají jako vlny. O něco později George P. Thomson (syn J. J. Thomsona) prováděl experimenty s elektrony o vyšších energiích, které nechal procházet tenkou kovovou fólií a studoval jasné difrakční jevy. Louis Victor Pierre Raymond duc de Broglie za svoji teorii obdržel v roce 1929 Nobelovu cenu za fyziku. V roce 1937 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku také Clinton J. Davisson a George P. Thomson.
Vznikla nová konzistentní teorie, která nahradila klasickou mechaniku při popisu jevů v atomů a záření. V letech 1924 až 1926 došlo k prudkému rozvoji nové teorie. Erwin Schrödinger navázal na myšlenky de Broglieho a počátkem roku 1926 publikoval zásadní článek "Quantization as an Eigenvalue Problem" (Kvantování jako problém vlastních hodnot) a položil základy vlnové mechaniky. Avšak v roce 1925 Werner K. Heisenberg začal pracovat na matematicky odlišné teorii a vytvořil maticovou mechaniku, která vedla ke stejným výsledkům jako vlnová mechanika (jak později dokázal Schrödinger). Schrödingerova a Heisenbergova kvantová mechanika vedly ke zcela novému odlišnému popisu intuitivních představ klasických drah elektronů v atomu. Navíc kvantová mechanika ukázala, že existuje přirozené omezení přesnosti měření určitých veličin, jsou-li měřeny současně (Heisenbergův princip neurčitosti).
Werner Karl Heisenberg obdržel za vývoj kvantové mechaniky Nobelovu cenu za fyziku v roce 1932. Erwin Rudolf Josef Alexander Schrödinger a Paul Adrien Maurice Dirac obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1933. Schrödingerova a Heisenbergova kvantová mechanika platila pro relativně nízké rychlosti a energie, které se vyskytují u "orbitálního" pohybu vnějších valenčních elektronů v atomech. Rovnice kvantové mechaniky ale nesplňovaly požadavky Einsteinovy speciální teorie relativity pro rychle se pohybující částice. Paul Dirac vytvořil modifikovaný formalismus kvantové mechaniky, který bral v úvahu jevy speciální teorie relativity. Ukázal, že tato jeho teorie obsahuje nejen členy odpovídající vnitřní rotaci elektronů (spinu), ale také předpověděl existenci zcela nového druhu částic, tzv. antičástic se stejnou hmotností jako mají částice, ale s opačným elektrickým nábojem. Spin částic umožňoval vysvětlit vnitřní magnetický moment částic a jemnou strukturu pozorovanou v atomových spektrech. První antičástici poprvé pozoroval v roce 1932 Carl D. Anderson a pojmenoval ji "positron". Carl D. Anderson obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1936.
Další důležité příspěvky k rozvoji kvantové teorie byly oceněny Nobelovými cenami v následujících letech. Max Born, který ve 20. letech 20. století dohlížel na Heisenbergovu práci, přispěl matematickou formulací a fyzikální interpretací. Za svoji práci na statistické interpretaci vlnové funkce obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1954. Wolfgang Pauli zformuloval svůj vylučovací princip (podle něhož v každém kvantovém stavu se může nacházet jediný elektron) již na základě Bohrovy původní kvantové teorie. Později se zjistilo, že tento princip souvisí se symetrií vlnové funkce pro částice s poločíselným spinem, které jsou obecně od sebe navzájem rozlišitelné a označují se jako fermiony. Naproti tomu částice s celočíselným spinem od sebe nejsou rozlišitelné a označují se jako bosony. Pauliho vylučovací princip měl hluboké důsledky v řadě oblastí fyziky. Wolfgang Pauli obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1945.
Studium spinu elektronu otevřelo nové horizonty fyziky. Během 30. a 40. let 20. století Stern, Rabi, Bloch a Purcell vyvinuli přesné metody určování magnetických částic s nenulovým spinem jak pro atomy tak pro atomová jádra. V roce 1947 díky velmi vysoké přesnosti Polykarp Kusch zjistil, že magnetický moment elektronu přesně neodpovídá hodnotě předpovězené Diracem, ale nepatrně se odlišuje. Ve stejné době Willis E. Lamb řešil podobný problém pro spin elektronu v elektromagnetickém poli, když studoval jemnou strukturu optického záření atomů vodíku pomocí přesných metod resonance radiových frekvencí. Lamb také zjistil, že rozštěpení jemné struktury neodpovídá přesně hodnotě předpovězené Diracem, ale že se odlišuje o určitou hodnotu, jíž nelze vysvětlit statistickou chybou měření. Tyto výsledky vedly k přezkoumání základních konceptů ležících za aplikacemi kvantové teorie na elektromagnetické pole, jejichž základy položili Dirac, Heisenberg a Pauli. Polykarp Kusch a Willis E. Lamb obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1955.
V kvantové elektrodynamice (QED, Quantum Electrodynamics) elektricky nabité částice vzájemně interagují výměnou virtuálních fotonů, jak popisuje kvantová perturbační teorie. Starší verze této teorie platila pouze pro výměnu jednoho fotonu. Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger a Richard Phillips Feynman zjistili, že situace je komplikovanější, pokud během srážky elektronu s elektronem může dojít k více výměnám virtuálních fotonů. Jejich teorie již neobsahuje "bodový" náboj, ale vždy oblak tvořený virtuálními páry částic a antičástic, jejichž magnetický moment a Coulombův potenciál se na malé vzdálenosti změní. Výpočty na základě jejich teorie byly potvrzeny experimentálními daty Kusche a Lamba. V současné době se kvantová elektrodynamika považuje za nejpřesnější fyzikální teorii vůbec. Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger a Richard Phillips Feynman obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1965.
Zmíněný pokrok v kvantové elektrodynamice měl klíčový význam pro popis jevů při vysokých energiích. Myšlenka vzniku párů částic a antičástic z "vakuového" stavu kvantovaného pole, kdy z virtuálních částic mohou vznikat reálné částice, se stala základním stavebním blokem moderní teorie silných interakcí, kvantové chromodynamiky (QCD, Quantum Chromodynamics).
Další základní vlastností kvantové mechaniky a kvantové teorie pole jsou symetrie vlnových funkcí a polí. Vlastnosti symetrie během změny identických částic nepodléhají Paulimu vylučovacímu principu, ale symetriím vzhledem k transformacím.
V roce 1915 Emy Ammalie Noether publikovala důležitý článek "Invariante Variationsprobleme", v němž dokazovala dvě věty o vztazích mezi symetriemi časoprostoru a zákony zachování, které se dnes označují jako věty Noetherové. Podstatou jejího článku je důkaz, že zákony zachování energie, hybnosti a momentu hybnosti plynou ze symetrie prostoru a času. Symetrie (invariance) přírodních dějů vůči transformacím prostoru a času má za následek zákon zachování nějaké fyzikální veličiny. Konkrétně Emmy Noether dokázala tři závěry:
V roce 1956 Tsung-Dao Lee a Chen Ning Yang překvapivě ukázali, že fyzikální interakce nemusí být vždy symetrické vzhledem k zrcadlení. Vlastnost vlnové funkce označovaná jako "parita" P se tedy při zrcadlení může změnit. Jejich práce se stala počátkem intenzivního studia těchto jevů. Krátce poté bylo prokázáno, že beta rozpad a rozpad mesonů \pi na mesony \mu, které jsou způsobeny slabou interakcí, nezachovávají paritu. Tsung-Dao Lee a Chen Ning Yang obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1957.
Další symetrie v kvantové mechanice souvisí s výměnou částice za antičástici, tedy vlastnost vlnové funkce označovaná jako "nábojová konjugace". Teoretikové se tehdy domnívali, že se při radioaktivních transformacích sice nezachovává parita, ale zachovává se kombinovaná symetrie C x P. V roce 1964 James W. Cronin a Val L. Fitch objevili rozpad mesonů K, který porušoval i tuto kombinovanou symetrii. James W. Cronin a Val L. Fitch za svůj objev obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1980. Jejich výsledek vyvolal zásadní otázku, zda fyzikální procesy jsou vždy invariantní vůči kombinované symetrii C x P x T, kde T je vlastnost vlnové funkce označované jako obrácení času. Dosud nebyl objeven žádný fyzikální jev, který by vůči této symetrii nebyl invariantní.
Elektromagnetické pole má další vlastnost, která se nazývá kalibrační symetrie, což znamená, že rovnice pole mají stejný tvar také v případě, kdy jsou elektromagnetické potenciály vynásobeny určitými kvantově mechanickými fázovými faktory, tzv. "kalibracemi". Z počátku nebylo jasné, zda kalibrační symetrii má také slabá interakce. Kalibrační symetrie se stala základním principem práce Sheldona L. Glashowa, Abduse Salama a Stevena Weinberga, kteří formulovali teorii popisující elektromagnetickou a slabou interakci na stejném základě. Sheldon L. Glashow, Abdus Salam a Steven Weinberg obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1979 za jednotný popis elektroslabé interakce a za předpověď jistého typu slabé interakce přenášené "neutrálními proudy", která se později experimentem potvrdila.
V roce 1999 společně obdrželi Nobelovu cenu za fyziku Gerhardus 't Hooft a Martinus J. G. Veltman za objev metody, jak renormalizovat "elektroslabou" teorii, aby se odstranily členy, jejichž limita při určitých kvantově mechanických výpočtech rostla k nekonečnu. Jejich práce umožnila podrobné výpočty příspěvků slabé interakce k interakcím částic obecně. Tím také dokázali jednotnost teorií založených na kalibrační invarianci pro všechny typy základních fyzikálních interakcí.
Kvantová mechanika a kvantové teorie pole se staly jedním z největších
úspěchů fyziky 20. století. Tento zásadní krok od klasické k moderní kvantové
fyzice představoval dlouhou cestu směrem k fundamentálnímu a sjednocenému
popisu různých částic a fyzikálních interakcí ve vesmíru. Před kvantovou
teorií ale stojí ještě řada zásadních úkolů, jako je sjednocení elektroslabé
interakce se silnou jadernou interakcí a gravitací. Kvantový popis světa
také přispěl k celé řadě aplikací, jako jsou výpočty chemických vlastností
molekulárních systémů nebo popis struktury pevných látek, tedy k oblastem,
v nichž bylo uděleno několik Nobelových cen za fyziku a chemii.
Již v první polovině 20. století se ukázalo, že objevy nových částic a interakcí jsou klíčovým zdrojem informací pro pochopení struktury a vývoje velmi velkých struktur ve vesmíru, makrokosmu. Na počátku 21. století fyzika elementárních částic, astrofyzika a kosmologie jsou spolu již silně provázány.
Další spojení mezi nejmenšími a největšími objekty ve vesmíru představuje Einsteinova speciální a obecná teorie relativity. Albert Einstein svoji speciální teorii relativity vytvořil v roce 1905 a jedním z jejích důsledků byl vztah hmotnosti a energie E = mc2. V roce 1912 Albert Einstein dokončil obecnou teorii relativity, která spojuje gravitační interakci se strukturou prostoru a času. Výpočty efektivních hmotností pro částice s vysokou energií a všechny transformace energie v radioaktivních rozpadech jsou založeny na speciální teorii relativity. Obecná teorie relativity se stala základem výpočtů fyzikálních jevů ve velkoplošné struktuře vesmíru, včetně popisu vlastností černých děr. Albert Einstein obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1921 za svoji práci na fotoelektrickém jevu, jíž popsal částicové vlastnosti světla.
Práce Becquerela, Rutherforda a manželů Curieových vedly ke zcela novým otázkám. Co je zdrojem energie radioaktivního jádra atomu, které může po dlouhou dobu vyzařovat paprsky alfa, beta a gama? Z jakých komponent se atomové jádro skládá, jestliže může vyzařovat těžké částice alfa? Problém zdroje energie jader atomů, který představoval porušení zákona zachování energie, vyřešila transmutační teorie, jíž společně zformulovali Ernest Rutherford a Frederick Soddy. Frederick Soddy obdržel Nobelovu cenu za chemii v roce 1922. Rutherford a Soddy podrobně studovali některé radioaktivní rozpady a porovnávali emitované energie s rozdíly hmotností původního a nově vzniklého jádra. Mimo jiné objevili, že různé chemické prvky mohou mít různé hmotnosti atomů. Tyto různé druhy atomů označili jako "isotopy". V roce 1922 obdržel Nobelovu cenu za chemii Francis W. Aston za separaci velkého počtu isotopů neradioaktivních prvků hmotnostní spektrografií. Marie Curie obdržela Nobelovu cenu za chemii v roce 1911 za svůj objev rádia a polonia.
Hmotnosti všech isotopů se téměř rovnaly násobkům hmotnosti protonu, částice, jíž poprvé pozoroval Ernest Rutherford při ozařování atomů dusíku alfa částicemi. Jádra různých isotopů se ale nemohla skládat pouze z protonů, protože každý chemický prvek musí mít jedinou hodnotu celkového elektrického náboje jádra. Později se ukázalo, že protony tvoří méně než polovinu hmotnosti jádra a že v jádře existují elektricky nenabité částice. James Chadwick jako první tyto částice (nazvané neutrony) pozoroval, když v roce 1932 studoval jaderné reakce. Za svůj objev James Chadwick obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1935.
Krátce po Chadwickově objevu Enrico Fermi a další použili neutrony s cílem vyvolat jaderné reakce, které by mohly vést k nové "umělé" radioaktivitě. Fermi zjistil, že pravděpodobnost reakce vyvolané neutrony roste, pokud jsou neutrony zpomaleny, a že jejich účinnost je stejná jak pro těžké tak pro lehké prvky na rozdíl od reakcí vyvolaných nabitými částicemi. Enrico Fermi obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1938.
Po objevu, že protony a neutrony jsou základními stavebními bloky atomových jader, se začala rychle rozvíjet jaderná fyzika. V roce 1939 Ernest Orlando Lawrence obdržel Nobelovu cenu za fyziku za vývoj cyklotronu, v němž byly urychlovány částice magnetickým polem. Lawrenceův tým byl schopen urychlovat nabité částice na dostatečně vysoké energie, aby tyto částice mohly vyvolat jaderné reakce. Sir John D. Cockroft a Ernest T. S. Walton urychlovali částice pomocí velmi vysokých elektrických napětí a obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1951.
V roce 1943 obdržel Nobelovu cenu za fyziku Otto Stern za své experimentální metody studia magnetických vlastností jádra. Mimo jiné se mu podařilo změřit magnetický moment samotného protonu. Isidor I. Rabi metodu určování magnetického momentu jádra zpřesnil o více než dva řády použitím metody frekvenční resonance a obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1944. Magnetické vlastnosti atomového jádra poskytují důležité informace o jeho uspořádání z protonů a neutronů. Ve druhé polovině 20. století několik teoretiků obdrželo Nobelovy ceny za teoretické modelování složitých systémů více těles. V roce 1963 obdržel polovinu Nobelovy cenu za fyziku Eugene P. Wigner a čtvrtiny Nobelových cen za fyziku Maria Goeppert-Mayer a J. Hans D. Jensen. V roce 1975 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku Aage N. Bohr, Ben R. Mottelson a L. James Rainwater.
Počátkem roku 1912 Victor F. Hess zjistil, že pronikavé záření musí dopadat na Zemi také z vesmíru. Victor F. Hess obdržel polovinu Nobelovy cenu za fyziku v roce 1936 (druhou polovinu ceny obdržel Carl D. Anderson). Toto "kosmické záření" se podařilo nejprve pozorovat v ionizační komoře a později ve Wilsonově mlžné komoře. Vlastnosti částic kosmického záření mohou vypovídat o zakřivených drahách těchto částic vlivem silných magnetických polí ve vesmíru. C. D. Anderson objevil positron. Později Carl D. Anderson a Patrick M. S. Blackett ukázali, že páry elektronů a positronů mohou vznikat z gama záření (kdy jejich energie je nejméně 2.me.c2) a že elektrony a positrony mohou vzájemně anihilovat za vzniku gama záření. Patrick M. S. Blackett obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1948 za další vývoj mlžné komory a za objevy, které jejím prostřednictvím učinil.
Přestože došlo k vývoji urychlovačů částic, kosmické záření bylo ještě několik desetiletí hlavním zdrojem částic s velmi vysokou energií. Tak je tomu dodnes, ačkoliv tok těchto částic má velmi malou intenzitu. Kosmické záření umožnilo první kroky k poznání tehdy zcela neznámého subnukleárního světa. V roce 1937 byl pozorován nový druh částic, mesony, jejichž hmotnost je asi 200 krát vyšší než hmotnost elektronů, ale jsou asi 10 krát lehčí než proton. V roce 1946 Cecil F. Powell zjistil, že existuje několik druhů mesonů. Meson \pi (pion) se může rozpadat na mion. Cecil F. Powell obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1950.
Řadu let předtím se již teoretikové zabývali problémem, jaké síly udržují pohromadě protony a neutrony v jádře. Hideki Yukawa v roce 1935 vyslovil myšlenku, že silnou jadernou interakci může zprostředkovávat silová částice, podobně jako elektromagnetickou interakci v kvantové teorii pole zajišťuje virtuální foton. Yukawa došel k závěru, že taková částice musí mít hmotnost asi 200 krát vyšší než hmotnost elektronu a že silná interakce musí být krátkého dosahu. Powellův meson \pi měl správné vlastnosti a stal se kandidátem na "Yukawovu částici". Naproti tomu meson \mu měl zcela odlišné vlastnosti a později byl jeho název změněn na mion. Hidaki Yukawa obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1949. Přestože se později ukázalo, že mechanismus silné interakce je složitější než původní Yukawova představa, Yukawa stál u zrodu myšlenky, že silové interakce musí přenášet nějaká částice.
V 50. letech 20. století v kosmickém záření a během srážek v urychlovačích byla objevena řada dalších částic. Koncem 50. let 20. století urychlovače dosahovaly energie několika GeV. Díky tomu bylo možno vytvořit přeměnou energie v hmotu páry částic o hmotnosti rovné hmotnosti protonu. Tuto metodu využil tým Owena Chamberlaina a Emilia Segrého, kteří v roce 1955 jako první pozorovali a studovali antiproton. Owen Chamberlain a Emilio Segré obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1959. Urychlovače částic s vysokou energií umožnily podrobné studium struktury protonů a neutronů. Robert Hofstadter studoval zkoumáním rozptylu elektronů při vysokých energiích podrobnosti elektromagnetické struktury nukleonů a Nobelovu cenu za fyziku obdržel v roce 1961.
Dalšího významného pokroku při studiu subnukleárních částic bylo dosaženo studiem drah nabitých částic na fotografických deskách a elektronickými detektory částic. Již počátkem 30. let 20. století Wolfgang Pauli na teoretických základech předpověděl existenci neutrina. První přímý experimentální důkaz neutrina podali v roce 1957 C. L. Cowan a Frederick Reines. Za svůj objev Frederick Reines obdržel polovinu Nobelovy ceny za fyziku teprve v roce 1995 (C. L. Cowan v roce 1984 zemřel). Neutrino se účastní procesů vyvolaných slabou interakcí (jako je beta rozpad nebo rozpad mesonů \pi na miony). Poté, co intenzita paprsků částic v urychlovačích vzrostla, bylo možno vytvářet sekundární paprsky neutrin. Leon M. Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger, kteří svoji metodu vyvinuli v 60. letech 20. století, ukázali, že neutrina vznikající během rozpadu mionů a pionů nejsou identická s neutriny vznikajícími během rozpadu elektronů. Objevili tak dva typy neutrin, mionové neutrino a elektronové neutrino.
Do třídy částic označované jako leptony patřily elektron, mion, elektronové neutrino, mionové neutrino a jim odpovídající antičástice. Leptony nejsou ovlivňovány silnou jadernou interakcí jako nukleony a hyperony (které tvoří skupinu baryonů) a mesony (které společně s baryony tvoří skupinu hadronů). Třídu leptonů v 70. letech 20. století rozšířil Martin L. Perl a jeho tým o objev leptonu \tau s hmotností ještě vyšší než má mion. Martin L. Perl obdržel polovinu Nobelovy ceny za fyziku v roce 1995 a druhou polovinu ceny obdržel Frederick Reines.
Všechny leptony jsou považovány za skutečně fundamentální částice bez vnitřní struktury. Hadrony naproti tomu mají vnitřní strukturu. Murray Gell-Mann a další se pokusili klasifikovat všechny silně interagující částice (hadrony) do skupin podle společných vlastností a způsobů interakce. Murray Gell-Mann obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1969. Jeho systematika byla založena na předpokladu, že všechny hadrony se skládají z elementárních částic označovaných jako kvarky. První důkaz, že se nukleony skládají z kvarků, podali Jerome I. Friedman, Henry W. Kendall a Richard E. Taylor, když nepružnými srážkami velmi energetických elektronů objevili uvnitř nukleonů pevné částice. Za tento objev obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1990.
Všechny silně interagující částice jsou složeny z kvarků. Baryony jsou složeny ze tří kvarků a mesony ze dvou kvarků. Asi v polovině 70. let 20. století nezávisle na sobě týmy Burtona Richtera a Samuela C. C. Tinga objevily velmi krátce žijící částici, která obsahuje nový kvark označovaný jako "půvabný" (charm). Tento kvark byl chybějícím článkem v systematice všech elementárních částic. Burton Richter a Samuel C. C. Ting obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1976. Současný standardní model elementárních částic rozděluje všechny částice do tří rodin se dvěma kvarky (a odpovídajícími antičásticemi) a dvěma leptony v každé rodině. První rodinu tvoří kvarky "up" a "down", elektron a elektronové neutrino. Druhou rodinu tvoří kvarky "strange" a "charm", mion a mionové neutrino. Poslední rodinu tvoří kvarky "top" a "bottom", tauon a tauonové neutrino. Silovými částicemi pro elektroslabou interakci jsou foton a bosony Z a W. Silovými částicemi pro silnou interakci mezi kvarky jsou gluony. Stranou stojí silová částice pro gravitační interakci označovaná jako graviton, pro níž dosud chybí experimentální důkazy.
Existenci bosonů W a Z dokázal v roce 1983 tým Carla Rubbii, který použil nový srážkový urychlovač protonů a antiprotonů, jehož energie umožňovala produkovat velmi hmotné částice. Carlo Rubbia obdržel polovinu Nobelovy ceny za fyziku v roce 1984. Druhou polovinu Nobelovy ceny obdržel Simon van der Meer za svůj objev "stochastického ochlazování" částic. Existují spekulace, že existují další částice, které budou vznikat při energiích ještě vyšších, než dosahují současné urychlovače. Dosud nebyl podán žádný experimentální důkaz.
Kosmologie je věda, která se zabývá strukturou a vývojem našeho vesmíru a studiem velkých struktur ve vesmíru. Její modely vycházejí z vlastností známých fundamentálních částic a jejich interakcí a z vlastností prostoročasu a gravitační interakce. Počáteční fáze vývoje vesmíru popisuje model "Velkého třesku". V roce 1960 objevem kosmického mikrovlnného pozadí Arno A. Penzias a Robert W. Wilson potvrdili jednu z předpovědí tohoto modelu a v roce 1978 obdrželi Nobelovu cenu za fyziku. Toto záření pochází z procesů počáteční fáze vývoje vesmíru těsně po Velkém třesku. Rovnovážná teplota tohoto záření je dnes asi 2,7 Kelvinu. Toto mikrovlnné záření má ve všech směrech téměř stejnou intenzitu. Nedávno byly objeveny malé odchylky intenzity od jeho isotropie, které vypovídají o počátečních fázích vývoje vesmíru.
Vesmír představuje nekonečný prostor pro interakce částic za extrémních podmínek, jichž nelze dosáhnout v laboratoři. Částice mohou být urychleny na tak vysoké energie, jichž nelze dosáhnout na Zemi. Jaderné reakce slučování prvků probíhají uvnitř hvězd a gravitace může stlačit soubory částic do extrémně vysokých hustot. Hans A. Bethe jako první popsal vodíkový a uhlíkový cyklus, jimiž se uvolňuje zářivá energie hvězd fúzí jader vodíku na jádra hélia a jader hélia na jádra dusíku a uhlíku. Za svoji práci obdržel Nobelovu cenu za fyziku v roce 1967.
Subrahmanyan Chandrasekhar teoreticky popsal vývoj hvězd, jejichž vývoj končí ve stádiu bílých trpaslíků. Za určitých podmínek mohou vzniknout neutronové hvězdy, kompaktní objekty, v nichž všechny protony jsou přeměněny na neutrony. Při explozi supernovy vznikají těžké chemické prvky a jsou rozptýleny do okolního prostoru. Podrobnosti některých důležitých jaderných reakcí v nitrech hvězd popsal pomocí teorie a experimentů v urychlovačích William A. Fowler, který v roce 1983 obdržel polovinu Nobelovy ceny za fyziku. Druhou polovinu Nobelovy ceny obdržel Subrahmanyan Chandrasekhar.
Z kosmického prostoru nepřichází pouze viditelné světlo nebo mikrovlnné záření. Radioastronomie pomocí detekce záření delších vlnových délek poskytuje informace o objektech neviditelných optickou spektroskopií. Sir Martin Ryle vyvinul metodu sloučení signálů z několika oddělených radioteleskopů, aby výrazně zvýšil citlivost a rozlišení radiových zdrojů ve vesmíru. Antony Hewish a jeho tým v roce 1964 učinili Ryleovými teleskopy neočekávaný objev, když objevily zdroje pravidelně vysílající radiové signály, dnes označované jako pulsary. Pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem. Martin Ryle a Antony Hewish obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1974.
V roce 1974 se hledání pulsarů stalo rutinní záležitostí. Přesto v létě tohoto roku se objevilo nové překvapení, když Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor, Jr. studovali periodické modulace frekvencí pulsů nově objeveného pulsaru PSR 1913+16. Byl objeven první dvojitý pulsar, binární systém neutronových hvězd přibližně stejné hmotnosti v malé vzdálenosti od sebe. Tomuto binárnímu systému věnovali radioastronomové pozornost dalších více než 20 let, protože poskytoval důkaz existence gravitačních vln. Pokles frekvence rotace byl v plném souladu s předpovědí Einsteinovy teorie relativity. Russel A. Hulse a Joseph H. Taylor obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1993. Přímé pozorování gravitačních vln na Zemi ale leží ještě v budoucnosti.
(pokračování)