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10.大爆炸理论  根据埃德温·哈勃（Edwin Hubble），乔治·勒迈特（Georges Lemaitre）和阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）等人的研究，大爆炸理论是假设宇宙开始于140亿年前发生了一次大爆炸。当时，宇宙被限制在一个单一的点上，涵盖了宇宙的所有物质。随着宇宙不断向外扩展，形成了今天的宇宙的样子。 1965年，亚诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）这两位天文学家使用射电望远镜检测到了宇宙微波背景辐射之后，随时间推移并没有消散的宇宙噪声或静电，大爆炸理论得到了科学界的广泛支持。 9. 哈勃宇宙膨胀定律  当1920年代大萧条时代逐渐过去，哈勃正在进行开创性的天文学研究。哈勃不仅证明了银河系之外还有其他星系，而且他还发现这些星系正在远离我们自己的星系，他称之为衰退。为了量化银河系运动的速度，哈勃提出了哈勃宇宙膨胀定律，又名哈勃定律，该方程表示：速度=H×距离。速度代表星系的远离速度；H是哈勃常数，或表示宇宙膨胀速率的参数；而距离是银河系与被比较星系的距离。哈勃定律提供了一种简洁的方法来测量其他星系相对于我们自身的速度。从哈勃定律中可以确定宇宙是由许多星系组成的，其运动可追溯到大爆炸。 8.开普勒行星运动定律  几个世纪以来，科学家们和宗教领袖就行星的轨道，特别是它们是否绕着我们的太阳轨道进行了激烈的斗争。在16世纪，哥白尼提出了有争议的日心太阳系概念，其中行星围绕太阳旋转，而不是围绕地球旋转。而约翰·开普勒（Johannes Kepler）在泰科·布拉赫（Tyco Brahe）和其他人所做的工作的基础上提出了开普勒定律，为行星运动建立确切的科学基础。 开普勒的三项行星运动定律描述了行星如何绕太阳运转。第一定律也称为轨道定律，它指出行星以椭圆形装绕太阳公转。第二定律，即面积定律，指行星和太阳的连线在相等的时间间隔内扫过相等的面积。第三个是周期定律，所有行星绕太阳一周的恒星时间()的平方与它们轨道长半轴(ai)的立方成比例，即，它使我们能够在行星的轨道周期与距太阳的距离之间建立明确的关系。借助此定律，我们知道像金星这样的相对靠近太阳的行星的轨道周期要比遥远的行星（如海王星）短得多。 7.万有引力定律  在300多年前，艾萨克·牛顿爵士提出了一个革命性的想法：任何两个物体，无论其质量如何，都相互引力。该定律在许多高中生在物理课上出现，内容如下： F = G×[（m 1 m 2）/ r 2 ] ，F是两个物体之间的重力，以牛顿为单位。m1和m 2是两个物体的质量，而r是它们之间的距离，G是引力常数。万有引力定律的意义在于，它使我们能够计算任意两个物体之间的引力。例如，当科学家计划将人造卫星送入轨道或绘制月球路线图时，此功能特别有用。 6.牛顿运动定律  牛顿是有史以来最伟大的科学家之一，他的三个运动定律构成了现代物理学的重要组成部分。与许多科学定律一样，它的简洁性但具有非常重要意义。 这三个定律中的第一定律说明了力的含义：力是改变物体运动状态的原因。对于在地板上滚动的球，该外力可能是球与地板之间的摩擦，也可能是蹒跚学步的孩子将球踢向另一个方向。 第二定律指出了力的作用效果：力使物体获得加速度，可以以方程F=m×a来表示，这个公式使得物体的质量（m）与加速度（a）之间建立联系，F表示力，以牛顿为单位，它也是一个向量，意味着它具有方向分量。 第三定律揭示出力的本质：力是物体间的相互作用。相互作用的两个质点之间的作用力和反作用力总是大小相等，方向相反，作用在同一条直线上。 牛顿运动定律中的各定律互相独立，且内在逻辑符合自洽一致性。其适用范围是经典力学范围，适用条件是质点、惯性参考系以及宏观、低速运动问题。牛顿运动定律阐释了牛顿力学的完整体系，阐述了经典力学中基本的运动规律，在各领域上应用广泛。 5.热力学定律  英国物理学家和小说家CP Snow曾经说过，一个不了解热力学第二定律的非科学家就像一个从未读过莎士比亚的科学家。斯诺的名言其实是在强调热力学的重要性以及非科学家了解它的必要性。 热力学第一定律是能量守恒定律，即一个热力学系统的内能增量等于外界向它传递的热量与外界对它所做的功的和。热力学第二定律有几种表述方式：克劳修斯表述为热量可以自发地从温度高的物体传递到温度低的物体，但不可能自发地从温度低的物体传递到温度高的物体；开尔文-普朗克表述为不可能从单一热源吸取热量，并将这热量完全变为功，而不产生其他影响。以及熵增表述：孤立系统的熵永不减小。热力学第三定律通常表述为绝对零度时，所有纯物质的完美晶体的熵值为零，或者绝对零度（T=0K）不可达到。 4.阿基米德的浮力原理  据称，古希腊学者阿基米德进水桶时发现水的上升，于是得出浮力原理。而后大喊“尤里卡，然后赤裸裸地穿过锡拉库扎市。这个发现非常的重要，是流体静力学的一个重要原理，它指出，浸入静止流体中的物体受到一个浮力，其大小等于该物体所排开的流体重量，方向竖直向上并通过所排开流体的形心。结论对部分浸入液体中的物体同样是正确的。这一结论还可以推广到气体。它应用范围非常广泛，对于密度计算以及设计潜艇和其他远洋船只来说都是必不可少的。 3.进化与自然选择  进化论，生物学术语。是由英国生物学家查尔斯·达尔文(1809-1882)曾经乘坐贝格尔号舰作了历时5年的环球航行中，对动植物和地质方面进行了大量的观察和采集后，当时是对物种起源的一种猜测而提出的一种假说。随着进化论的发展，产生了现代综合进化论，而现代进化学绝大部分以查尔斯·罗伯特·达尔文的进化论为指导，埃尔温·薛定谔的《生命是什么》为主体方向，进化论已为当代生物学的核心思想之一。 自然选择说是由达尔文提出的关于生物进化机理的一种学说。达尔文认为，在变化着的生活条件下，生物几乎都表现出个体差异，并有过度繁殖的倾向;在生存斗争过程中，具有有利变异的个体能生存下来并繁殖后代，具有不利变异的个体则逐渐被淘汰。此种汰劣留良或适者生存的原理，达尔文称之为自然选择。他认为应用自然选择原理可以说明生物界的适应性、多样性和物种的起源。 2.广义相对论  爱因斯坦的广义相对论是一个重要的理论，因为开创性地改变了我们对宇宙的看法。广义相对论主要是说空间和时间不是绝对的，重力不是简单地作用于物体或质量的力。而是与任何质量相关的引力使周围的空间和时间弯曲。 想象一下你在地球在一条直线上行走，向东，开始在北半球某处。过了一会儿，如果有人要在地图上指出您的位置，那么您实际上将在原始位置的东边和南边。那是因为地球是弯曲的。要直接向东行走，您必须考虑地球的形状并将自己稍微向北倾斜。 空间几乎也是类似。例如，对于绕地球轨道飞行的航天飞机的乘客来说，看起来就像是他们在直线上穿越太空。实际上，它们周围的时空正因地球的重力而弯曲（就像任何具有巨大引力的大型物体（例如行星或黑洞）一样），导致它们向前移动并绕地球旋转。 爱因斯坦的理论对天体物理学和宇宙学的未来具有巨大的影响。它解释了光如何弯曲并为黑洞奠定了理论基础。 1. 海森堡的不确定性原理  不确定性原理（Uncertainty principle）是由海森堡于1927年提出，这个理论是说，你不可能同时知道一个粒子的位置和它的速度，粒子位置的不确定性，必然大于或等于普朗克常数（Planck constant）除于4π（ΔxΔp≥h/4π），这表明微观世界的粒子行为与宏观物质很不一样。此外，不确定原理涉及很多深刻的哲学问题，用海森堡自己的话说：“在因果律的陈述中，即‘若确切地知道现在，就能预见未来’，所得出的并不是结论，而是前提。我们不能知道现在的所有细节，是一种原则性的事情。” 该原理表明：一个微观粒子的某些物理量（如位置和动量，或方位角与动量矩，还有时间和能量等），不可能同时具有确定的数值，其中一个量越确定，另一个量的不确定程度就越大。测量一对共轭量的误差（标准差）的乘积必然大于常数h/4π（h是普朗克常数）是海森堡在1927年首先提出的，它反映了微观粒子运动的基本规律——以共轭量为自变量的概率幅函数（波函数）构成傅立叶变换对；以及量子力学的基本关系，是物理学中又一条重要原理。 图片数据来源：网络。 |
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