1926'da heisenberg, ünlü belirsizlik ilkesini ortaya koydu. bir parçacığın gelecekteki konumunu ve hızını hesaplayabilmek için şu andaki konumunun ve hızının kesin olarak ölçülebilmesi gerekir. bunu yapmanın en kolay yolu parçacığa ışık tutmaktır. ışık dalgalarının bir bölümü parçacığa çarpıp saçılacak ve buradan parçacığın konumu saptanacaktır. ancak parçacığın konumu, ışığın iki dalga tepesi arasındaki uzaklıktan daha küçük bir hata ile saptanamayacağından, parçacığın konumunu daha kesin ölçmek için daha kısa dalga boylu ışık kullanmak gerekir. planck'ın tanecik varsayımına göre, alabildiğine küçük nicelikte ışık kullanamayız; en az bir adet tanecik kullanmak zorundayız. bu tek tanecik dokunduğu parçacığın hızını önceden bilinemeyecek bir biçimde değiştirecektir. üstelik konumu daha kesin ölçebilmek için daha kısa dalga boylu ışık gerekecek ve bundan dolayı tek bir taneciğin enerjisi daha da yüksek olacaktır. o halde parçacık daha fazla etkilenecektir. dolayısıyla, parçacığın konumunu daha kesin ölçmek için uğraşıldığında hızı daha hatalı ölçülüyor olacaktır.1929'da hubble, hangi yöne bakarsak bakalım uzak yıldız kümelerinin hızla bizden uzaklaştıklarını gözlemleyerek evrenin genişlemekte olduğunu bir kez daha gösterdi. öyleyse başlangıçta evrendeki tüm cisimler tek bir noktadaydı ve evrenin yoğunluğu sonsuzdu. bu da big bang denilen ve zamanın başlangıcı kabul edilen bir anın varlığını gösteriyordu.
1920'lerde gökbilimciler, öbür kümelerdeki yıldızların renk yelpazelerine bakmaya başladıklarında, bizimkinde olduğu gibi onlarda da kendine özgü eksik renk takımları olduğunu ve hepsinin göreceli olarak aynı oranda kırmızıya doğru kaydığını saptadılar.
görünen ışık, elektromanyetik alandaki dalgalardan oluşur. ışığın frekansı saniyede dört yüz milyon kere milyondan yedi yüz milyon kere milyona değişen büyük bir sayıdır. insan gözünün renk diye gördüğü, kırmızı en düşük, mavi en yüksek olmak üzere ışığın değişik frekanslarıdır.
bir yıldız gibi dünya'dan sabit uzaklıkta bir ışık kaynağı sabit frekansta ışık dalgaları yaydığında, bize ulaşan ışığın frekansı, onun yaydığı ışığın frekansıyla aynı olacaktır. bir yıldız bize doğru hareket ettiğinde ise yeni bir ışık dalgası yaydığında bu yeni dalganın bize ulaşması, yıldızın durağan olduğu konumdan daha kısa sürecektir. bu da bize ulaşan iki dalga arasında geçen sürenin, yıldızın durağan olduğu durumdakinden daha az olduğu, yani saniyede bize ulaşan dalga sayısının -frekansın- daha yüksek olduğu anlamına gelir. uzaklaşmakta olan bir yıldızın dalgalarının frekansı ise daha düşük olacaktır. bir dalgayı yayan hareketli kaynağın algılanan frekansı ile gerçek frekansı arasındaki sapma "doppler etkisi"yle açıklanır. bizden uzaklaşan yıldızların ışık yelpazesi kırmızıya, bize yaklaşan yıldızların renk yelpazesi ise maviye kayacaktır.
1930'da chandrasekhar, kütlesi güneş'inkinin bir buçuk katından fazla olan soğuk bir yıldızın kendi çekim kuvvetine karşı duramayacağını hesapladı. bu kütle chandrasekhar limiti adıyla bilinir. benzeri bir bulguya aynı tarihlerde landau da vardı. buna göre bir yıldızın kütlesi chandrasekhar limitinin altında ise yıldız büzülmeyi durdurup sonunda yarıçapı birkaç bin kilometre ve yoğunluğu santimetre küp başına onlarca ton olan bir beyaz cüce durumunda karar kılabilecekti. beyaz cüce, maddesindeki elektronların arasındaki dışlama ilkesi itimiyle ayakta durur.
1932'de chadwick, çekirdekte, protonla aynı kütleye sahip ama elektrik yükü olmayan nötron adlı başka bir parçacığın bulunduğunu keşfetti. önceleri, atom çekirdeğinin elektronlar ve değişik sayıda proton denen artı yüklü parçacıklardan oluştuğu sanılıyordu. kütlesi en hafif atomun kütlesinin binde birinden az olan elektronların varlığını ise daha önce thomson göstermişti.
1969 nobel ödülünü kazanan gell-mann, protonların hızla diğer proton ve elektronlarla çarpıştıkları deneyler sonucunda onların daha da küçük parçacıklardan yapıldıklarını gösterdi. bu parçacıklara kuvark adını verdi. ondan önce proton ve nötronların temel parçacıklar olduğu sanılıyordu.