História da física: diferenças entre revisões

As pessoas desde a [[Antiguidade]] sempre prestaram atenção nas regularidades da [[Natureza]];<ref name="mtt">{{citar web|url=http://pgfa.ufmt.br/pagina/index.php?option=com_docman&task=doc_download&gid=132&Itemid=37|titulo=Estudo microclimático e topográfico no Parque Mãe Bonifácia na cidade de Cuiabá - MT|ultimo=Barros|primeiro=Marcelo Paes de|data=02/2009|publicado=Universidade Federal do Mato Grosso|formato=PDF|acessodata=23/12/2010}}</ref> o [[Sol]] nasce todo dia; um [[fase lunar|ciclo lunar]] é completado em aproximadamente 28 dias, praticamente o mesmo período de um [[ciclo menstrual]]; as estrelas ocupam a mesma posição no céu em um determinado momento a cada ano, um objeto sempre cai quando não é apoiado; as quatro [[estações do ano]] sempre estão ordenadas e se repetem anualmente.<ref name="txt">{{Citar jornal|ultimo=Sônia Elisa Marchi Gonzatti Maria de Fátima O. Saraiva Trieste Freire Ricci|titulo=Um curso introdutório à astronomia para a formação inicial de professores de ensino fundamental, em nível médio|jornal=Textos de apoio ao professor de Física|editora=Universidade Federal do Rio Grande do Sul|volume=19|formato=PDF|issn=18072763|accessadoem=23/12/2010}}</ref>

Basicamente, "Física" é uma tentativa de se obter explicações racionais sobre o mundo real, em contraste com explicações metafísicas, mitológicas, religiosas ou mágicas.<ref name="hist">{{citar web|url=http://www.fisica.net/historia/historia_da_fisica_resumo.php|titulo=História da Física|acessodata=23/12/2010}}</ref> Tomando Física com base nesta definição, os povos antigos começaram a construí-la em diferentes partes do mundo em diferentes épocas, com propósitos e ênfases diferentes.<ref name="hist" /> O [[povo maia]], no século I a.C, já havia desenvolvido um [[calendário]]; conheciam a duração de um ano com uma precisão de seis segundos. Também conheciam com bastante precisão os movimentos do Sol e dos planetas<ref name="trent"/> e desenvolveram a noção de [[zero]] antes dos europeus.<ref name="zero">{{citar web|url=http://www.pucsp.br/pos/edmat/mp/dissertacao/darice_lascala_padrao.pdf|titulo=A origem do zero|ultimo=Padrão|primeiro=Darice Lascala|publicado=Pontifícia Universidade Católica de São Paulo (PUC/SP)|formato=PDF|acessodata=23/12/2010}}</ref> Os indianos também haviam desenvolvido a noção de zero, que foi transmitido ao mundo árabe. Também refletiam sobre questões físicas desde o III milênio antes de Cristo.<ref name="hist2">{{citar web|url=http://www.experiment-resources.com/ancient-physics.html|titulo=Ancient Physics - History of Physics|lingua=Inglês|acessodata=23/12/2010}}</ref> Entre o IX e o VI século a.C. os filósofos indianos já defendiam o [[heliocentrismo]] e o [[atomismo]].<ref name="hist2" /> Na [[Grécia Antiga]], [[Tales de Mileto]] foi historicamente o primeiro filósofo ocidental a recusar explicações sobrenaturais, religiosas ou mitológicas para os [[fenômeno natural|fenômenos naturais]], defendendo que todo evento tem uma causa natural.<ref name="mileto">{{citar web|url=http://www.mundofisico.joinville.udesc.br/index.php?idSecao=101&idSubSecao=&idTexto=72|titulo=Tales de Mileto|ultimo=Martins|primeiro=Luciano Camargo|acessodata=23/12/2010}}</ref> No século IV a.C., os chineses já haviam enunciado o que é conhecido hoje como a [[Primeira Lei de Newton]].<ref name="trent">{{citar web|url=http://trentu.ca/academic/physics/history_895.html|titulo=A Brief History and Philosophy of Physics|ultimo=Slavin|primeiro=Alan J.|data=08/1994|publicado=Universidade de Trento|lingua=Inglês|acessodata=23/12/2010}}</ref>

As primeiras tentativas do Ocidente em prover explicações racionais para os funcionamentos da Natureza vieram com os gregos, por volta do século VII a.C..<ref name="hmhn">{{citar web|url=http://www.uniesp.edu.br/revista/revista6/pdf/17.pdf|titulo=Homem-Natureza: uma relação conflitante ao longo da história|ultimo=Gonçalves|primeiro=Júlio César|publicado=Revista Multidisciplinar da UNIESP|formato=PDF|acessodata=23/12/2010}}</ref> [[Pitágoras]] e seus seguidores, no século VI a.C., acreditavam que todo o sistema numérico era dividido em elementos finitos, uma ideia precursora do [[atomismo]].<ref name="hismat">{{citar web|url=http://www.scielo.br/pdf/ea/v10n28/v10n28a11.pdf|titulo=História da matematização da Natureza|ultimo=Vargas|primeiro=Milton|publicado=Scielo|formato=PDF|acessodata=23/12/2010}}</ref> Os gregos [[Leucipo]], [[Demócrito]] e [[Epicuro]], nos séculos V a III a.C., impulsionaram a ideia de que a [[matéria]] era dividida em "átomos" extremamente pequenos, com diferentes materiais sendo formados de diferentes átomos e suas combinações.<ref name="atom">{{citar web|url=http://www.cipedya.com/web/FileDownload.aspx|titulo=A história do atomismo|ultimo=Rocha|primeiro=Gustavo Rodrigues|publicado=Universidade Federal de Minas Gerais|acessodata=23/12/2010}}</ref> [[Aristarco de Samos]], no século III a.C., foi um dos primeiros gregos a propor o [[heliocentrismo]],<ref name="aristarco">{{citar web|url=http://www.if.ufrgs.br/~lang/Textos/Dimensoes_cosmologicas.pdf|titulo=As hipóteses de Aristarco|ultimo=Silveira|primeiro=Fernando Lang da|publicado=Universidade Federal do Rio Grande do Sul|acessodata=23/12/2010}}</ref> embora o [[paradigma]] dominante fosse [[geocentrismo|geocentrista]].<ref name="eudoxo" /> Aristarco também tentou calcular o tamanho relativo da Terra, da Lua e do Sol.<ref name="aristarco"/>

Entretanto, o conhecimento grego não foi totalmente perdido. Todo esse conhecimento, que havia migrado para o [[Oriente Médio]] e [[Egito]], foi traduzido para o [[língua árabe|árabe]] pelas pessoas que viviam nestas regiões. Os árabes não somente mantiveram o conhecimento grego vivo, como o enriqueceram.<ref name="arab">{{citar web|url=http://www.wamy.org.br/1429/html/cultura%2520islamica/A%2520Casa%2520da%2520Ci%25C3%25AAncia%2520em%2520Bagd%25C3%25A1.pdf|titulo=A casa da ciência em Bagdá|formato=PDF|acessodata=23/12/2010}}</ref> As leis da refração já haviam sido enunciadas pelos persas. Os árabes também traduziram trabalhos indianos e começaram a usar numerais e a [[álgebra]].<ref name="algeb">{{citar web|url=http://www.somatematica.com.br/algebra.php|titulo=História da Álgebra|ultimo=Baumgart|primeiro=John K.|acessodata=23/12/2010}}</ref> A noção de zero foi levada para a Europa pelos árabes. [[Al-Battani]] calculou a [[precessão dos equinócios]] com maior precisão do que o grego [[Ptolomeu]]. [[Mohammed al-Fazari]] desenvolveu o [[astrolábio]],<ref name="astr">{{citar web|url=http://www.ccvalg.pt/astronomia/historia/idade_media.htm|titulo=A Astronomia na Idade Média|ultimo=Montes, Miguel; Costa, Alexandre|publicado=Centro Ciência Viva do Algarve|acessodata=23/12/2010}}</ref> enquanto que [[al-Khwarizmi]] emprestou seu nome para que conhecemos atualmente como [[algarismo]].<ref name="algarismo">{{citar web|url=http://educar.sc.usp.br/licenciatura/2003/hm/page03.htm|titulo=A História da Matemática|publicado=Universidade de São Paulo|acessodata=17/01/2011}}</ref>

Na primeira metade do [[século XIV]], ressurge a [[teoria do ímpeto]], que já havia sido iniciada por [[Hiparco]] e impulsionada por [[João Filopono]], radicalmente modificada pelo persa [[Avicena]] e consagrada pelo francês [[Jean Buridan]].<ref name="mora2">{{Citar livro|sobrenome=Ferrater-Mora|nome=José|título=Dicionário de filosofia (vol. 2 - E - J)|editor=Ariel|páginaspágina=130|isbn=8434405024}}</ref> Um [[projétil]] após ter sido lançado tem seu movimento continuado devido a algo interno, chamado "ímpeto", doado pelo lançador no momento do tiro. O "ímpeto" se perpetuaria se não houvesse a "tendência natural de cair ao chão" e se não houvesse contato com outros objetos. Um objeto com mais peso teria mais "ímpeto" do que um objeto mais leve, considerando-se a mesma [[velocidade]]. Esta maneira de pensar, ainda similar à "Física" de Aristóteles, tornou-se um antecessor às concepções de [[inércia]], [[momento linear]] e [[aceleração]].<ref name="impeto">{{citar web|url=http://www.searadaciencia.ufc.br/folclore/folclore260.htm|titulo=O Movimento no Começo da Era Cristã e na Idade Média|obra=Seara da Ciência|publicado=Universidade Federal do Ceará|acessodata=17/01/2011}}</ref>

Em 1541, [[Nicolau Copérnico]] publica o livro ''[[De revolutionibus orbium coelestium]]'', que marca o início da [[astronomia]] moderna.<ref name="helio" /> Neste livro, Copérnico defende o [[heliocentrismo]] e o suporta matematicamente.<ref name="helio" /> A partir do século XVII, os [[filosofia natural|filósofos naturais]] começam a montar um ataque sustentado contra o programa filosófico [[escolástica|escolástico]], que unia [[filosofia]] e [[teologia]].<ref name="renasc" /> Também propuseram que a descrição matemática de áreas como a [[Mecânica clássica|Mecânica]] e Astronomia poderiam universalizar as características dos [[movimento]]s.<ref name="unif">{{citar web|url=http://www.ov.ufrj.br/AstroPoetas/A%2520Danca%2520dos%2520Planetas/Danca_dos_Planetas.ppt|titulo=Dança dos Planetas|publicado=Universidade Federal do Rio de Janeiro|formato=PPT|acessodata=22/01/2011}}</ref>

Os estudos de Galileu recaíram no estudo de movimento de [[projétil|projéteis]],<ref name="proje">{{citar web|url=http://www.portalimpacto.com.br%2Fdocs%2F01Everton1ANOF3Aula19e20e21.pdf|titulo=Lançamento Oblíquo|publicado=Portal Impacto|formato=PDF|acessodata=22/01/2011}}</ref> da [[queda livre]]<ref name="qued">{{citar web|url=http://fisica.cdcc.usp.br%2FCientistas%2FGalileuGalilei.html|titulo=Queda Livre|publicado=Universidade de São Paulo|acessodata=22/01/2011}}</ref> e na Astronomia.<ref name="galileuastr">{{citar web|url=http://www.cdcc.usp.br/cda/sessao-astronomia/2009/galileu-galilei-01242009.doc|titulo=Galileu e Galilei e a Astronomia|publicado=Universidade de São Paulo|acessodata=22/01/2011}}</ref> Galileu concluiu que os movimentos verticais e horizontais são independentes<ref name="proje"/> e que a distância percorrida por um objeto em queda livre é proporcional ao quadrado do intervalo de tempo decorrido.<ref name="qued"/> Galileu também aperfeiçoou o [[telescópio]] e descobriu os [[satélites galileanos]], os quatro maiores satélites de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], e as fases de [[Vénus (planeta)|Vênus]], o que levou Galileu a defender o heliocentrismo<ref name="helio" /> e a ser condenado pela Igreja pelo seu ato.<ref name="telesc">{{citar web|url=http://www.portalsaofrancisco.com.br/alfa/galileu-galilei/galileu-galilei-1.php|titulo=Galileu Galilei|publicado=Portal São Francisco|acessodata=22/01/2011}}</ref>

Johannes Kepler publicou suas duas primeiras leis em 1609, tendo-as encontrado através da análise das observações astronômicas de [[Tycho Brahe]].<ref name=Holton>{{citecitar booklivro

|location=Piscataway, NJ |accessdate=December 27, de dezembro de 2009 |year=2001}}</ref> Kepler descobriu sua terceira lei, muitos anos depois, e foi publicada em 1619. Na época, as leis de Kepler foram reivindicações radicais. As crenças prevalecente eram (particularmente nas teorias baseadas em [[epiciclo]]s) em que as [[órbita]]s eram [[círculo]]s perfeitos. A maioria das órbitas planetárias pode ser aproximada quase como círculos, de modo que não é imediatamente evidente que as órbitas são [[Elipse|elípticas]]. Cálculos detalhados para a órbita do planeta [[Marte (planeta)|Marte]] indicaram que Kepler estava correto, e ele deduziu que os outros corpos celestes, incluindo aqueles mais longe do Sol, têm órbitas elípticas também. As [[leis de Kepler]] e sua análise das observações em que foram baseados desafiaram o modelo geocêntrico longo aceito de [[Aristóteles]] e [[Ptolomeu]] e, também, apoiou a [[Heliocentrismo|teoria heliocêntrica]] de [[Nicolau Copérnico]] (embora as elipses de Kepler também suprimiram com as órbitas e epiciclos circulares de Copérnico, tornando a teoria mais correta), por afirmar que a Terra orbitava o Sol, provando que as velocidades dos planetas variavam, e usando órbitas elípticas em vez de órbitas circulares com epiciclos.<ref name="Holton"/>

Embora esses primeiros motores fossem brutos e ineficientes, atraíram a atenção dos principais cientistas da época. Por isso, antes de 1698 e a invenção do motor de Savery, os cavalos foram usados ​​parapara roldanas de energia, ligados a baldes, que levantaram a água para fora das minas de sal inundadas na Inglaterra. Nos anos seguintes, foram construídos mais variações de motores a vapor, como o mecanismo de [[Thomas Newcomen]], e mais tarde o motor de [[James Watt]].

No século XVII, as noções básicas de [[calor]] e de [[temperatura]] já estavam estabelecidas. Os cientistas daquela época já estavam convencidos de que tais propriedades físicas estavam associadas aos movimentos das estruturas microscópicas da [[matéria]].<ref name="calor" /><ref name="therm">{{Citar livro|sobrenome=Wolfram|nome=Stephen|título=A New Kind of Sciences|páginaspágina=1019|capítulo=Irreversibility and the Second Law of Thermodynamics |url=http://www.wolframscience.com/reference/notes/1019b|acessodata=29/01/2011|isbn=1579550088}}</ref> Entretanto, no século seguinte, a noção de que o calor era uma substância fluida tornou-se dominante.<ref name="calor">{{citar web|url=http://www.searadaciencia.ufc.br/folclore/folclore143.htm|titulo=A Evolução do Conceito de Calor: Fogo, Flogístico, Calórico e Forma de Movimento. |obra=Seara da Ciência|publicado=Universidade Federal do ceará|acessodata=30/01/2011}}</ref>

Em 1859, depois de ler um artigo sobre a difusão de moléculas por [[Rudolf Clausius]],o físico escocês [[James Clerk Maxwell]] formulou a [[distribuição de Maxwell]] das velocidades moleculares, o que deu a proporção de moléculas com uma certa velocidade em um intervalo específico. Esta foi uma lei de estatística primeira vez usada na física.<ref>{{citecitar booklivro|author=Mahon, Basil |title=The Man Who Changed Everything – the Life of James Clerk Maxwell|location=Hoboken, NJ | publisher=Wiley|year=2003|isbn=0-470-86171-1|oclc=52358254|id= 62045217}}</ref> Cinco anos depois, em 1864, [[Ludwig Boltzmann]], um jovem estudante de [[Viena]], através do papel de Maxwell na física estatística ,estava tão inspirado, por ela que ele passou boa parte de sua vida desenvolvendo o assunto adiante.

Assim, os fundamentos da termodinâmica estatística foram estabelecidas no final de 1800 por aqueles como: Maxwell, Boltzmann, [[Max Planck]], Clausius, e [[Josiah Willard Gibbs]], que começaram a aplicar a teoria atômica estatística e quântica aos órgãos de gases ideais. Predominantemente, no entanto, foi Maxwell e Boltzmann, trabalhando de forma independente, que chegaram a conclusões semelhantes quanto à natureza estatística dos corpos gasosos. No entanto, é preciso considerar Boltzmann como sendo o "pai" da termodinâmica estatística com o seu trabalho ,em 1875, sobre derivação da relação entre a entropia S e multiplicidade Ω, o número de arranjos microscópicos (microestados) que produzem o mesmo estado macroscópico (macroestado) para um determinado sistema.<ref>{{citecitar booklivro | author=Perrot, Pierre | title=A to Z of Thermodynamics | publisher=Oxford University Press | year=1998 | isbn=0-19-856552-6 | oclc=123283342| id= 38073404}}</ref>

Dalton encontrou uma teoria atômica da matéria poderia elegantemente explicar esse padrão comum na química - no caso dos óxidos de estanho de Proust, um átomo de estanho vai combinar com um ou dois átomos de oxigênio.<ref name="From AtomosToAtom">{{citecitar booklivro|author=Andrew G. van Melsen |year=1952 |title=From Atomos to Atom |isbn= 0-486-49584-1 |publisher=Dover Publications |location=Mineola, N.Y.}}</ref>

Dalton também acreditava teoria atômica poderia explicar por que a água era absorvida por diferentes gases em diferentes proporções: Por exemplo, ele descobriu que a água absorvida por [[dióxido de carbono]] era muito melhor absorvida do que por [[nitrogênio]]. A Hipótese de Dalton foi devido às diferenças de massa e da complexidade das respectivas partículas de gases. Com efeito, as moléculas de dióxido de carbono (CO2) são mais pesadas ​​ee maiores do que as moléculas de nitrogênio (N2). Dalton propôs que cada elemento químico é composto por átomos de um único tipo único, e que eles não podem ser alterados ou destruídos por meios químicos, eles podem se combinar para formar uma estrutura mais complexa (compostos químicos). Isto marcou a primeira teoria verdadeiramente científica do átomo, Dalton chegou a suas conclusões através de experimentação e análise dos resultados de uma forma empírica.

O método foi revelado pela primeira vez em 1807 por [[Thomas Thomson]], na terceira edição do livro de Thomson, um sistema de Química. Finalmente, Dalton publicou um relato completo em seu próprio livro, ''A New System of Chemical Philosophy'', entre 1808 e 1810. Dalton estimou os pesos atómicos de acordo com as razões de massa em que se combinavam com o átomo de hidrogénio tomado como unidade. No entanto, Dalton não concebeu que com alguns elementos átomos existem em moléculas puras - existe oxigênio puro como O2. Ele também acreditou ,equivocadamente, que o composto mais simples entre dois elementos é sempre um átomo de cada um (então ele pensou água como HO, não H₂O).<ref>{{citecitar newsnotícia|author=Johnson, Chris|url=http://www.bulldog.u-net.com/avogadro/avoga.html|title=Avogadro - his contribution to chemistry|accessdate=2009-08-01| archiveurl= http://web.archive.org/web/20090627064055/http://www.bulldog.u-net.com/avogadro/avoga.html| archivedate= 27 Junede junho de 2009 <!--DASHBot-->| deadurl= no}}</ref>

Em 1896, [[Wilhelm Wien]] determinou empiricamente uma lei de distribuição de radiação do corpo negro, conhecida como '''lei de Wien''' em sua honra. [[Ludwig Boltzmann]] chegou de forma independente a esse resultado por considerações das [[equações de Maxwell]]. No entanto, essa lei válida apenas em altas freqüências, e subestimou a radiação em baixas frequências. Mais tarde, [[Max Planck]] corrigiu este modelo usando interpretação estatística de Boltzmann da termodinâmica e propôs o que agora é chamado de [[lei de Planck]], o que levou ao desenvolvimento da [[Mecânica Quântica]]. De acordo com Planck, a energia de cada elemento E é proporcional à sua frequência ν:<math> E = h \nu\ </math> em que h é a constante de Planck. Planck, com cautela, insistiu que isso era simplesmente um aspecto dos processos de absorção e emissão de radiação e não tinha nada a ver com a realidade física da própria radiação.<ref>{{citecitar booklivro |authorlink=Thomas Samuel Kuhn |first=T. S. |last=Kuhn |title=Black-body theory and the quantum discontinuity 1894-1912 |publisher=Clarendon Press |location=Oxford |year=1978 |isbn=0195023838 }}</ref> Na verdade, ele considerou a sua hipótese quântica de um truque matemático para obter a resposta certa, em vez de uma descoberta considerável. No entanto, em 1905, Albert Einstein interpretou essa hipótese quântica de Planck realista e é usado para explicar o [[efeito fotoelétrico]], em que um raio de luz em certos materiais pode ejetar elétrons do material.

O Papel de Heisenberg não admitiu as quantidades não observáveis​​observáveis, como a posição exata do elétron em uma órbita a qualquer momento. Uma vez que os componentes de [[Joseph Fourier|Fourier]] não foram definidos nas freqüências clássicas, eles não poderiam ser usados ​​parapara construir uma trajetória exata, de modo que o formalismo não poderia responder a certas perguntas demasiado precisas sobre onde o [[elétron]] era ou o quão rápido ele estava indo.

Quaisquer das duas variáveis ​​queque não fazem trajeto não podem ser medidos em simultâneo, mais precisamente é conhecido, menos precisamente o outro pode ser conhecido. Heisenberg escreveu:

Esta teoria quântica de campo pode ser utilizada para modelar processos importantes, tais como a emissão de um fóton por uma queda de electrões para um estado quantum de energia mais baixo. Compreende-se agora que a capacidade de descrever tais processos é uma das características mais importantes da teoria quântica de campos. Era evidente desde o início que um tratamento adequado quântico do campo eletromagnético tinha de alguma forma incorporar a teoria da relatividade de Einstein, que havia crescido fora do estudo do [[eletromagnetismo]] clássico. Esta necessidade de unir a relatividade e a mecânica quântica foi a segunda maior motivação no desenvolvimento da teoria quântica de campos. [[Pascual Jordan]] e [[Wolfgang Pauli]] mostraram em 1928 que os campos quânticos poderiam ser feitos para se comportar da maneira prevista pela teoria da relatividade especial. Um aumento adicional da teoria quântica veio com a descoberta da [[equação de Dirac]], que foi originalmente formulada e interpretada como uma equação de uma única partícula análoga à [[equação de Schrodinger]], mas ao contrário da equação de Schrodinger, a equação de Dirac satisfaz tanto a [[invariância de Lorentz]], que é, um dos requisitos da [[relatividade restrita]]l e as regras da mecânica quântica. A [[equação de Dirac]] descreveu o valor do [[spin]] como 1/2 do eletron e representaram seu momento magnético, bem como dando previsões precisas para os espectros de hidrogénio. A tentativa de interpretação da equação de Dirac como uma equação de uma única partícula não pôde ser mantida por muito tempo, no entanto, e, finalmente, foi mostrado que várias das suas propriedades indesejáveis ​​(tais como estados de energia negativa) podem ser feitas por sentido de reformular e reinterpretar a equação de Dirac como uma equação de campo de verdade, neste caso, para a quantização "[[mar de Dirac]]" ou o "campo de elétrons", com as "soluções de energia negativa" que apontaram para a existência da [[Antimatéria]].

|bibcode = 1932RvMP....4...87F }}</ref> os físicos passaram a acreditar que, em princípio, seria possível a realização de qualquer cálculo para qualquer processo físico envolvendo fótons e partículas carregadas. Dificuldades com a Teoria aumentaram até o último de 1940. Com Melhorias na Tecnologia de micro-ondas, foram possíveis fazer mais medições precisas da mudanca dos níveis de um [[átomo]] de [[hidrogênio]]. Mesmo assim ainda a QED inicial apresentava problemas , até que [[Sin-Itiro Tomonaga]],[[Julian Schwinger]], [[Richard Feynman]] e [[Freeman Dyson]] criaram a definitiva teoria da eletrodinâmica quântica pela qual apenas Sin-Itiro Tomonaga, Feynman e Schwinger foram laureados com o nobel em 1965 , Freeman Dyson não foi reconhecido.<ref name=nobel65>{{citecitar web | title = The Nobel Prize in Physics 1965 | publisher = Nobel Foundation | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1965/index.html|accessdate=2008-10-09}}</ref>

A história da unificação dessas duas forças começa com trabalhos de um jovem físico paquistanês chamado [[Abdus Salam]]. Salam trabalhou na teoria do [[neutrino]], uma partícula elusiva que foi postulada pela primeira vez por [[Wolfgang Pauli]] em 1930. Salam apresentou a simetria quiral na teoria dos neutrinos.<ref name="Riazuddin 2005 31">{{harv|Riazuddin|2005|pp=31}}</ref> A introdução da simetria quiral desempenhou papel crucial no desenvolvimento posterior da teoria da interação eletrofraca.<ref name="Riazuddin 2005 31"/> Salam mais tarde passou a trabalhar para [[Riazuddin]], que fez contribuições pioneiras sobre neutrinos. Em 1960, Salam realizou um trabalho de [[física nuclear]], onde foi pioneiro no trabalho de decaimento do próton. Salam introduziu a indução dos maciços bósons de Higgs na teoria do Modelo Padrão, onde ele previu a forma hipotética de decaimento radioativo emitido por prótons, portanto, ele teorizou a existência de decaimento do próton. Em 1963, Salam publicou seu trabalho teórico sobre o vetor méson.<ref>{{harv|uddin|1994|pp=124–127}}</ref> O jornal apresentou a interação do vetor [[méson]], [[fóton]] (vetor eletrodinâmico), e a renormalização de [[massa]] conhecida do vetor méson depois da interação. Em 1961, Salam começou a trabalhar com [[John Clive Ward]] em simetrias e unificação da força eletrofraca.<ref>{{Citar periódico|titulo = On a gauge theory of elementary interactions|url = http://link.springer.com/article/10.1007/BF02812723|jornal = Il Nuovo Cimento (1955-1965)|data = 2008-01-19|issn = 1827-6121|paginas = 165-170|volume = 19|numero = 1|doi = 10.1007/BF02812723|idioma = eninglês|primeiro = A.|ultimo = Salam|coautores = J. C.}}</ref><ref>{{Citar periódico|titulo = Electromagnetic and weak interactions|url = http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/0031916364907115|jornal = Physics Letters|paginas = 168-171|volume = 13|numero = 2|doi = 10.1016/0031-9163(64)90711-5|primeiro = A.|ultimo = Salam|coautores = J.C.}}</ref> Em 1964, Salam e Ward trabalharam em uma teoria de gauge (calibre) para a interação fraca e eletromagnética. O trabalho foi interrompido e, em seguida, continuou em 1959, Salam estava profundamente convencido de que todas as interações das partículas elementares são realmente as interações calibres.

Em 1968, em conjunto com [[Steven Weinberg]] e [[Sheldon Glashow]], Salam formulou o conceito matemático do seu trabalho. Em 1960, Salam e Weinberg incorporaram o [[mecanismo de Higgs]], a descoberta de Glashow, dando a ele uma forma moderna na teoria eletrofraca, assim, a teoria do Modelo Padrão de Partículas.<ref>{{citecitar conferenceconferência |author=A. Salam |editor=N. Svartholm |year=1968 |booktitle=Elementary Particle Physics: Relativistic Groups and Analyticity |pages=367 |conference=[[Nobel Symposium|Eighth Nobel Symposium]] |publisher=[[Almquvist and Wiksell]] |location=Stockholm}}</ref>.

A história da [[física nuclear]] como uma disciplina distinta da [[física atômica]] começa com a descoberta da [[radioatividade]] por [[Henri Becquerel]] em 1896.<ref name=brm>{{citecitar booklivro

[[Alexandru Proca]] foi o primeiro a desenvolver e relatar as grandes equações de campo de vetores bosônicos e uma teoria do campo mesônica das forças nucleares. [[As Equações de proca]] eram conhecidas por [[Wolfgang Pauli]].<ref>W. Pauli,'' Nobel lecture'', December 13, 1946.</ref> que mencionou as equações em seu discurso do Nobel, e elas também eram conhecidos por [[Hideki Yukawa]], Wentzel, Taketani, Sakata, Kemmer, Heitler e Fröhlich, que apreciaram o conteúdo das equações de proca para o desenvolvimento de uma teoria do núcleo atômico na Física Nuclear.<ref>{{cite journal |url=http://www.europhysicsnews.org |work=http://dx.doi.org/10.1051/epn:2006504 |title=Alexandru Proca (1897-1955) and his equation of the massive vector boson field by Dorin N. Poenaru 1, 2 and Alexandru Calboreanu |publisher=Europhysics News |page= 37 (5): 25–27 }}</ref><ref>''G. A. Proca, Alexandre Proca.Oeuvre Scientifique Publiée'', S.I.A.G., Rome, 1988.</ref><ref>C. Vuille, J. Ipser, J. Gallagher, “Einstein-Proca model, micro black holes, and naked singularities”, ''General Relativity and Gravitation'', '''34''' (2002), 689.</ref><ref>R. Scipioni, “Isomorphism between non-Riemannian gravity and Einstein-Proca-Weyl theories extended to a class of scalar gravity theories”, ''Class. Quantum Gravity''., '''16''' (1999), 2471.</ref><ref>R. W. Tucker and C. Wang, C., “An Einstein-Proca-fluid model for dark matter gravitational interactions”, ''Nucl. Phys. B'' - ''Proc. suppl''., '''57''' (1997) 259.</ref>

Em 1935, Hideki Yukawa propôs a primeira teoria significativa da [[força forte]] para explicar como o núcleo se mantém junto. Na interação Yukawa uma partícula virtual, mais tarde chamada de méson, media uma força entre todos os núcleos, incluindo prótons e nêutrons. Esta força explicou por que os núcleos não se desintegram sob o efeito de repulsão prótonica, e também deu uma explicação de por que a força forte atraente tinha um alcance mais limitado do que a repulsão eletromagnética entre os prótons. Mais tarde, a descoberta do [[méson pi]] mostrou que ele tem as propriedades da partícula de Yukawa. Com a teoria de Yukawa, o modelo moderno do átomo estava completa. O centro do átomo contém uma bola de nêutrons e prótons, que é realizada em conjunto pela força nuclear forte, a menos que seja muito grande. Núcleos instáveis ​​podempodem sofrer [[decaimento alfa]], em que eles emitem um núcleo energético de hélio, ou [[decaimento beta]], em que se ejeta um elétron (ou pósitron). Depois de um desses decaimentos do núcleo resultantes. pode ser deixado em estado animado, e neste caso ele decai para o estado fundamental, através da emissão de fotões de alta energia (decaimento gama).

Sobreposta a esta imagem do sistema clássico, contudo, são efeitos da mecânica quântica, as quais podem ser descritas usando o modelo de concha nuclear, desenvolvido em grande parte por [[Maria Goeppert-Mayer]]. Núcleos com determinados números de prótons e nêutrons (os números mágicos 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126, ...) são particularmente estáveis​​estáveis, pois suas conchas são preenchidas.

Grande parte da pesquisa atual em física nuclear relaciona-se com o estudo de núcleos sob condições extremas, como a alta rotação e energia de excitação. Os núcleos também podem ter formas extremas (semelhante ao de bolas de rugby) ou proporções de neutrões para protões extremas. Experimentadores podem criar tais núcleos usando fusão induzida artificialmente ou reações de transferência de nucleons, empregando feixes de íons de um acelerador. Feixes com energias ainda maiores podem ser usados ​​parapara criar núcleos em temperaturas muito altas, e há sinais de que esses experimentos produziram uma transição de fase da matéria nuclear normal, para um novo estado, o plasma quark-glúon, no qual os quarks se misturam com uma o outro, ao invés de serem segregados em trigêmeos como eles estão em prótons e nêutrons.

Após o físico inglês [[James Chadwick]] descobrir o nêutron em 1932, [[Enrico Fermi]] e seus colegas em Roma estudaram os resultados do urânio bombardiado com nêutrons em 1934.<ref>E. Fermi, E. Amaldi, O. D'Agostino, F. Rasetti, and E. Segrè (1934) "Radioattività provocata da bombardamento di neutroni III," ''La Ricerca Scientifica'', vol.&nbsp;5, no.&nbsp;1, pages&nbsp;452–453.</ref> Fermi concluiu que seus experimentos haviam criado novos elementos com 93 e 94 prótons, qual o grupo apelidado ausonium e hesperium. Após a publicação de Fermi, [[Otto Hahn]], e [[Fritz Strassmann]] começaram a realizar experimentos semelhantes em Berlim. Em 22 de dezembro de 1938, Hahn e Strassmann enviaram um manuscrito a revista científica '''Naturwissenschaften''' que tinham descoberto o elemento [[bário]] após bombardearem o urânio com nêutrons.<ref>{{cite journal|doi=10.1007/BF01488241|author=O. Hahn and F. Strassmann|title=Über den Nachweis und das Verhalten der bei der Bestrahlung des Urans mittels Neutronen entstehenden Erdalkalimetalle ("On the detection and characteristics of the alkaline earth metals formed by irradiation of uranium with neutrons")|journal=Naturwissenschaften|volume=27|issue=1|pages=11–15|year=1939|bibcode = 1939NW.....27...11H }}. The authors were identified as being at the Kaiser-Wilhelm-Institut für Chemie, Berlin-Dahlem. Received 22 December 1938.</ref> Ao mesmo tempo, eles comunicavam esses resultados para [[Lise Meitner]], na Suécia. Ela interpretou corretamente os resultados como prova de fissão nuclear. Para provar que o bário resultou de seu bombardeamento de urânio com nêutrons foi o produto da [[fissão nuclear]] , Hahn recebeu o Prêmio Nobel de Química em 1944 "pela descoberta da fissão de núcleos pesados​​pesados".<ref>{{citecitar web | title = The Nobel Prize in Chemistry 1944 | publisher = Nobelprize.org | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/chemistry/laureates/1944/index.html|accessdate=2008-10-06}}</ref>

Um dos primeiros estudos dos estados condensados ​​dada matéria foi do químico inglês [[Humphry Davy]], quando observou que dos quarenta elementos químicos conhecidos na época, vinte e seis tinham propriedades metálicas, como brilho, maleabilidade e alta [[condutividade elétrica]] e térmica. Isto indica que os átomosn na teoria atômica de Dalton não eram indivisíveis como Dalton alegou, mas não tinham estrutura interna. Davy alegou ainda que os elementos como gases, como o nitrogênio e o hidrogênio poderiam ser liquefeitos sob certas condições e, então, se comportarem como metais.<ref name=davy-1839>{{citecitar booklivro|last=Davy|first=John (ed.)|title=The collected works of Sir Humphry Davy: Vol. II|year=1839|publisher=Smith Elder & Co., Cornhill|url=http://books.google.com/books?id=6WNKAAAAYAAJ&pg=PA22&lpg=PA22&dq=davy+nitrogen+hydrogen+solid+metals&source=bl&ots=_wSKzWHzsW&sig=8lmRuXu8HbaPsUXeC4IS8D64pAM&hl=en&sa=X&ei=arSAT_ydN6mkiQLm7aihAw&ved=0CB8Q6AEwAA#v=onepage&q&f=false}}</ref> Em 1823, [[Michael Faraday]], em seguida, um assistente no laboratório de Davy, liquefez o cloro com sucesso e passou a se liquefazer todos os elementos gasosos conhecidos, com excepção do azoto, hidrogénio e oxigénio. Pouco tempo depois, em 1869, o químico irlandês [[Thomas Andrews]] estudava a transição de fase de líquido para gás e cunhou o termo ponto crítico para descrever o instante em que um gás e um líquido eram indistinguíveis como fases.<ref name=thomasandrews>{{cite journal|last=Rowlinson|first=J. S.|title=Thomas Andrews and the Critical Point|journal=Nature|year=1969|volume=224|issue=8|url=http://www.nature.com/nature/journal/v224/n5219/pdf/224541a0.pdf|accessdate=7 April 2012}}</ref>

O físico holandês [[Johannes van der Waals]] forneceu o início teórico que permitiu a previsão do comportamento crítico com base em medições em temperaturas muito mais elevadas. Em 1908, James Dewar e [[Heike Kamerlingh Onnes]] foram capazes de liquefazer o hidrogênio e então o recém-descoberto hélio, respectivamente.<ref name=atkins>{{citecitar booklivro|last=Atkins|first=Peter|last2=de Paula|first2=Julio|title=Elements of Physical Chemistry|year=2009|publisher=Oxford University Press|isbn=978-1-4292-1813-9|url=http://www.oup.com/uk/orc/bin/9780199226726/ch01.pdf}}</ref>

Em 1911, apenas três anos após o hélio ter sido liquefeito, Onnes trabalhando na [[Universidade de Leiden]] descobriu a [[supercondutividade]] no mercúrio, quando ele observou a resistividade elétrican o mercúrio a desaparecer quando a temperatura foi reduzida abaixo de um determinado valor. O fenômeno era completamente desconhecido dos melhores físicos teóricos da época, e permaneceu inexplicável por várias décadas.<ref name=Slichter-AIP-supercond>{{citecitar web|last=Slichter|first=Charles|title=Introduction to the History of Superconductivity|url=http://www.aip.org/history/mod/superconductivity/01.html|work=Moments of Discovery|publisher=American Institute of Physics|accessdate=13 Junede junho de 2012}}</ref>

Em meados da década de 1950 viu-se um rápido progresso na compreensão da supercondutividade. Começou no trabalho de 1948, "sobre o problema da Teoria Molecular da supercondutividade", onde [[Fritz London]] propôs que as equações fenomenológicas London poderiam ser consequências da coerência de um [[estado quântico]]. Em 1953, [[Brian Pippard]], motivado por experimentos de penetração, propôs que esta seria modificar as equações de London através de um novo parâmetro de escala chamada comprimento de coerência. [[John Bardeen]], em seguida, argumentou no documento de 1955, "Teoria do Efeito Meissner nos supercondutores"<ref>{{cite journal|last=Bardeen|first=J.|title=Theory of the Meissner Effect in Superconductors|journal=Physical Review|yeardata=March 1955|month=March|volume=97|issue=6|pages=1724–1725|doi=10.1103/PhysRev.97.1724|accessdate=May 3, de maio de 2012|bibcode = 1955PhRv...97.1724B }}</ref> que tal modificação ocorre naturalmente. O ingrediente chave é o cálculo dos estados ligados de elétrons sujeitos a uma força atrativa em seu artigo 1956 de Leon Neil Cooper, "Limite pares de elétrons em um Gas degenerado ".<ref>{{cite journal|last=Cooper|first=Leon|title=Bound Electron Pairs in a Degenerate Fermi Gas|journal=Physical Review|yeardata=November 1956|month=November|volume=104|issue=4|pages=1189–1190|doi=10.1103/PhysRev.104.1189|accessdate=May 3, de maio de 2012|issn=0031899X|bibcode = 1956PhRv..104.1189C }}</ref>

Em 1957 Bardeen e Cooper montaran esses ingredientes e construíram como uma teoria, a teoria BCS, com [[Robert Schrieffer]]. A teoria foi publicada pela primeira vez em abril de 1957 na carta, "a teoria microscópica da supercondutividade".<ref>{{cite journal|last=Bardeen|first=J.|coauthors=Cooper, L. N., Schrieffer, J. R.|title=Microscopic Theory of Superconductivity|journal=Physical Review|yeardata=April 1957|month=April|volume=106|issue=1|pages=162–164|doi=10.1103/PhysRev.106.162|url=http://prola.aps.org/pdf/PR/v106/i1/p162_1|accessdate=May 3, de maio de 2012|bibcode = 1957PhRv..106..162B }}</ref>

A demonstração de que a transição de fase é , que reproduz o [[efeito Meissner]] e os cálculos de calores específicos e profundidades de penetração apareceram no artigo de dezembro de 1957, "Teoria da supercondutividade".<ref>{{cite journal|last=Bardeen|first=J.|coauthors=Cooper, L. N.; Schrieffer, J. R.|title=Theory of Superconductivity|journal=Physical Review|yeardata=December 1957|month=December|volume=108|issue=5|pages=1175–1204|doi=10.1103/PhysRev.108.1175|url=http://prola.aps.org/pdf/PR/v108/i5/p1175_1|accessdate=May 3, de maio de 2012|bibcode = 1957PhRv..108.1175B }}</ref> Eles receberam o [[Prêmio Nobel de Física]] em 1972 para esta teoria.

A cosmologia moderna se desenvolveu ao longo das trilhas entre teoria e observação. Em 1916, Albert Einstein publicou a teoria da [[relatividade geral]], que forneceu uma descrição unificada da gravidade como uma propriedade geométrica do espaço e do tempo.<ref>{{citecitar web|title=Nobel Prize Biography|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1921/einstein-bio.html|work=Nobel Prize Biography|publisher=Nobel Prize|accessdate=25 Februaryde fevereiro de 2011}}</ref> Na época, Einstein acreditava em um universo estático, mas descobriu que sua formulação original do teoria não permitia.<ref name="Liddle, A. 51">{{citecitar booklivro | author = Liddle, A. | title = An Introduction to Modern Cosmology | publisher = Wiley | page=51 | isbn =0-470-84835-9 }}</ref> Isto é porque as massas distribuídas por todo o Universo se atraíam gravitacionalmente, nos movendo em direção ao outro ao longo do tempo. No entanto, ele percebeu que suas equações permitiram a introdução de uma constante que poderia neutralizar a força da gravidade na escala cósmica. Einstein publicou seu primeiro artigo sobre cosmologia relativista, em 1917, no qual ele acrescentou esta [[constante cosmológica]] de suas equações de campo, a fim de forçá-las a modelar um universo estático.<ref>{{citecitar booklivro | last = Vilenkin | first = Alex | title = Many worlds in one : the search for other universes | publisher = Hill and Wang, A division of Farrar, Straus and Giroux | location = New York | year = 2007 | isbn = 978-0-8090-6722-0 | page=19}}</ref>

No entanto, o assim chamado modelo de Einstein era instável para pequenas perturbações que o fariam eventualmente começar a expandir ou contrair. O modelo de Einstein descreve um universo estático. Foi mais tarde que se percebeu que o modelo de Einstein era apenas parte de um conjunto maior de possibilidades, todos os quais foram consistentes com a relatividade geral e o princípio cosmológico. As soluções cosmológicas da relatividade geral foram encontrados por três cientistas no início de 1920.<ref name="ReferenceC">{{citecitar booklivro |last1=Jones |first1=Mark |last2=Lambourne |first2=Robert | title = An introduction to galaxies and cosmology | publisher = Open University Cambridge University Press | location = Milton Keynes Cambridge, UK New York | year = 2004 | isbn = 0-521-54623-0 |page=232 }}</ref> Suas equações descrevem o universo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, que pode se expandir ou contrair, e cuja geometria pode ser aberta, plana, ou fechada.<ref name="ReferenceC"/>