你应该知道的10个科学定律和理论

如果你想知道一种科学理论，那就让它解释宇宙如何达到现在的状态。基于埃德温·哈勃、乔治斯·勒梅特和阿尔伯特·爱因斯坦等人的研究大爆炸理论假设宇宙开始于140亿年前的一次巨大的膨胀事件。当时，宇宙被限制在一个点上，包含了宇宙中所有的物质。随着宇宙不断向外膨胀，这种最初的运动一直延续到今天。

在阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊发现后，大爆炸理论在科学界得到了广泛的支持宇宙微波背景辐射在1965年利用射电望远镜，两个天文学家发现宇宙噪声，或静态，未消散随着时间的推移。与普林斯顿研究员罗伯特·迪克合作，这对证实迪克的假设，即原来的大爆炸留下的低水平辐射检测的整个宇宙。

让我们继续关注埃德温·哈勃。当20世纪20年代呼啸而过，大萧条一瘸一拐地过去时，哈勃正在进行开创性的天文研究。哈勃望远镜不仅证明了还有其他星系除了银河系他还发现，这些星系正在远离我们的星系，他称之为这种运动经济衰退．

为了量化银河运动的速度，哈勃提出哈勃宇宙膨胀定律，也就是哈勃定律，它是这样表述的:速度= H×距离．速度表示星系后退速度;H是哈勃常数，或表示宇宙膨胀速率的参数;和距离是与它进行比较的一个星系的距离。

哈勃常数的计算值随时间不同，但目前可接受的值为70公里/秒/兆帕，后者是星系间空间的距离单位[来源：白色]．对我们来说，这并不重要。最重要的是，哈勃定律提供了一种简明的方法来测量星系相对于我们自身的速度。也许最重要的是，该定律确立了宇宙是由许多星系组成的，这些星系的运动可以追溯到大爆炸。

几个世纪以来，科学家们就行星的轨道，特别是它们是否围绕我们的太阳运行的问题，相互争论，并与宗教领袖争论不休。16世纪，哥白尼提出了他有争议的日心太阳系概念，其中行星围绕太阳转，而不是围绕地球转。但这将需要约翰·开普勒（Johannes Kepler），bu通过泰科-布赫等人的工作，为行星运动建立了明确的科学基础。

开普勒行星运动三大定律——形成于17世纪早期——描述了行星是如何围绕太阳运行的。第一定律，有时也叫法律的轨道，行星绕太阳的轨道是椭圆的。第二定律法律领域，表示一条连接行星和太阳的线在相同的时间段内覆盖了相同的面积。换句话说，如果你测量的是从地球到太阳的线，并在30天内跟踪地球的运动所形成的面积，那么在测量开始时，无论地球在其轨道上的哪个位置，该面积都是相同的。

第三个周期律，使我们能够建立一个行星的轨道周期和来自太阳的距离有着明显的关系。由于这项法律，我们知道，行星相对靠近太阳，金星一样，有一个简短的远轨道周期比一个遥远的星球，如海王星。

我们现在可能认为这是理所当然的，但在300多年前艾萨克·牛顿爵士提出了一个革命性的观点:任何两个物体，不管它们的质量如何，都会产生作用力引力相互之间的力量。这个定律用许多中学生在物理课上碰到的一个方程式来表示。它是这样的:

F = G×[（M₁米₂）/ R²]

F是两个物体之间的万有引力，以牛顿为单位。m₁和米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，这个数字目前计算为6.672 × 10^-11N m²公斤^－2[来源：维斯坦]．

万有引力定律的好处是，它允许我们计算任意两个物体之间的万有引力。这种能力在科学家计划放置一个卫星在轨道上或在图表中月球．

只要我们谈论的是有史以来最伟大的科学家之一，让我们继续讨论牛顿的其他著名的法律。他的三个运动定律形成现代物理学的重要组成部分。而像许多科学规律，他们在他们的简单而优雅。

第一三个定律指出在运动停留在运动中的物体，除非外力采取行动。用于球在地板上滚动，该外力可以是球与地板之间的摩擦，或者它可以是幼儿该踢球在另一个方向。

第二定律建立了物体质量(米)以及它的加速度(一种)，以方程形式表示F = m×一种．F代表力，以牛顿为单位。它也是一个矢量，也就是说它有方向分量。由于它的加速度，滚过地板的球有一个特殊的向量也就是它运动的方向，在计算力时也要考虑到这个因素。

第三个定律相当简洁，你应该很熟悉:每一个作用力都有一个大小相等、方向相反的反作用力。也就是说，对施加在一个物体或表面上的每一个力，这个物体会以相等的力反推。

英国物理学家和小说家C.P.斯诺曾经说过，一个不知道热力学第二定律的非科学家就像一个没有读过莎士比亚作品的科学家。兰伯特]斯诺现在著名的说法是为了强调热力学的重要性和非科学家了解热力学的必要性。

热力学是研究能量在一个系统中是如何工作的，无论它是一个引擎或地球的核心。它可以归结为几个基本定律，斯诺巧妙地总结如下[来源:物理星球]:

让我们来解开这些位。说你赢不了，雪的意思，既然物质和能量是保守的，你不能获得一个，而放弃一些其他的（即E =MC²）。这也意味着，对于一个发动机产生的工作，你必须供给的热量，但在比完全封闭的系统中的其他任何事情，一些热量不可避免地失去了外面的世界，然后导致第二定律。

第二种说法——你不能收支平衡——意味着由于不断增长熵，你不能回到相同的能量状态。集中在一个地方的能量总是流向较低集中的地方。

最后，第三定律——你不能退出游戏——指的是绝对零度，即理论上可能达到的最低温度，在零开尔文或(零下273.15摄氏度或零下459.67华氏度)下测量。当系统达到绝对零度时，分子停止所有运动，这意味着没有动能，熵达到其可能的最低值。但在现实世界中，即使在空间的深处，达到绝对的零也是不可能的——你只能非常接近它。

据说，古希腊学者阿基米德在发现浮力原理后，大喊“尤里卡！”并裸奔在锡拉丘兹市。这一发现非常重要。据说，阿基米德在发现浮力时取得了重大突破水上升为他坐进浴缸[来源：雷神之锤]．

根据阿基米德浮力原理作用在水下或部分水下物体上或使其漂浮的力等于该物体所排开的液体的重量。这种原理有广泛的应用范围，对于密度的计算以及潜艇和其他远洋船只的设计都是必不可少的。

现在，我们已经建立了一些我们这个宇宙是如何开始和物理如何在我们的日常生活中发挥出来，让我们的基本概念将注意力转移到人的形式，我们是怎么成为我们的方式。根据大多数科学家，都生活在地球有一个共同的祖先。但是为了在所有生物之间产生巨大的差异，某些生物必须进化为不同的物种。

从基本意义上说，这种分化是通过进化、通过遗传和修饰而发生的[来源:UCMP]．人口生物开发不同性状，通过机制，如突变。那些与性状是对生存更有益，例如，青蛙，其棕色着色允许它在一个沼泽伪装，被自然选择存活;因此术语自然选择．

这两种理论都有可能进行更详细的阐述，但这是最基本的，也是最具开创性的发现达尔文在19世纪提出的:通过自然选择的进化解释了地球上生命的巨大多样性。

爱因斯坦的广义相对论它仍然是一个重要的、必不可少的发现，因为它永久性地改变了我们看待宇宙的方式。爱因斯坦的重大突破是说空间和时间不是绝对的，重力不是简单的作用于物体或质量的力。相反,重力与任何质量相联系的是它周围的空间和时间(通常称为时空)。

要将其概念化，请想象您正在穿越地球以直线向东，从北半球的某个地方开始。过了一段时间，如果有人在地图上指出你的位置，你实际上会在你原来位置的东面和远南面。这是因为地球是弯曲的。要直接向东旅行，你必须考虑地球的形状并使自己的角度变小（想想平面纸地图和球形地球之间的区别。）

空间是几乎相同。例如，穿梭地球轨道的乘客，也可以像他们在旅行上通过空间的直线。在现实中，他们周围的时空是由地球的重力弯曲（因为它是用巨大的重力任何大的物体，如行星或黑洞），导致他们都向前迈进，并显示给地球轨道。

爱因斯坦的理论对天体物理学和宇宙学的未来有着巨大的影响。它解释了水星轨道上一个意想不到的微小异常，展示了星光是如何弯曲的，并为黑洞奠定了理论基础。

爱因斯坦的理论更广相对论让我们更多地了解了宇宙是如何运作的，并帮助奠定了量子物理学的基础，但它也给理论科学带来了更多的困惑。1927年，这种认为宇宙定律在某些情况下是灵活的观点导致了德国科学家维尔纳·海森堡(Werner Heisenberg)的突破性发现。

在postulating他不确定性原理当时，海森堡意识到，不可能同时精确地知道一个粒子的两种性质。换句话说，你可以非常确定地知道一个电子的位置，但却不能知道它的动量，反之亦然。

尼尔斯·玻尔后来的一项发现有助于解释海森堡原理。玻尔发现电子同时具有粒子和波的性质，这个概念被称为波粒二象性，这已经成为量子物理的基石。因此，当我们测量电子的位置，我们将其视为在空间中的特定点的颗粒，具有一个不确定的波长。当我们衡量其发展势头，我们把它当作一浪，这意味着我们可以知道它的波长的幅度而不是它的位置。

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最初出版日期:2011年1月19日