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NO.10 大爆炸理论

大爆炸理论

如果你想知道大爆炸科学理论说的什么，简单的说，你可以把它当成解释宇宙如何到达现在状态的理论。根据埃德温·哈勃、乔治·勒迈特和阿尔伯特·爱因斯坦等人的研究，大爆炸理论假设宇宙始于大约140亿年前的一次大规模膨胀事件。当时，宇宙被限制在一个点上，包含了宇宙中所有的物质。随着宇宙不断向外扩张，最初的运动一直持续到今天。

阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊在1965年发现宇宙微波背景辐射后，大爆炸理论在科学界得到了广泛的支持。这两位天文学家利用射电望远镜探测到宇宙噪声，也就是静态噪声，这些噪声不会随时间消散。他们与普林斯顿大学的研究人员罗伯特·迪克合作，证实了迪克的假设，即最初的大爆炸在整个宇宙中留下了可探测到的低辐射。

NO.9 哈勃宇宙膨胀定律

膨胀的宇宙

让我们关注一下埃德温·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学研究。哈勃望远镜不仅证明了银河系之外还有其他星系，他还发现这些星系正在远离我们自己的星系，这是一种被他称为“衰退”的运动。

为了量化这个星系的速度运动，哈勃提出了哈勃宇宙膨胀定律，又称哈勃定律，一个状态方程：速度= H×距离。速度表示星系的后退速度；H是哈勃常数，或表示宇宙膨胀速度的参数；距离是星系与被比较的星系的距离。

随着时间的推移，哈勃的常数以不同的值计算，但是当前的接受值是70公里/秒/每百万秒差距（70(km/s)/Mpc），后者是星系间空间的距离单位。就我们的目的而言，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的速度与我们自身的速度的关系。也许最重要的是，定律确定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。

NO.8 开普勒行星运动定律

行星太阳连线在相同时间扫过阴影面积相同

几个世纪以来，科学家们就行星的运行轨道，特别是它们是否围绕着我们的太阳运行，彼此和宗教领袖们进行着斗争。在16世纪，哥白尼提出了他有争议的日心说，即行星围绕太阳运转，而不是地球。但是，约翰内斯·开普勒需要在泰科·布拉赫和其他人的研究基础上，为行星的运动建立一个清晰的科学基础。

开普勒在17世纪初形成的行星运动三定律描述了行星如何围绕太阳运行。第一个定律，有时被称为轨道定律，指出行星围绕太阳的轨道是椭圆形的。第二定律，面积定律，规定行星与太阳之间的连线在相同的时间内覆盖了相同的面积。换句话说，如果你测量从地球到太阳的一条线所产生的面积，并追踪地球在30天内的运动，那么无论测量开始时地球在其轨道上的哪个位置，面积都是一样的。

第三个是周期定律，它允许我们在行星的轨道周期和它与太阳的距离之间建立一个清晰的关系。由于这一定律，我们知道一颗相对接近太阳的行星，如金星，其轨道周期比遥远的行星(如海王星)要短得多。

NO.7 万有引力定律

万有引力定律

我们现在可能认为这是理所当然的，但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，都会相互施加引力。这一定律由许多中学生在物理课上遇到的一个等式表示。是如下:

F = G×[(m1m2)/ r²]

F是两个物体之间的万有引力，单位是牛顿。m1和m2是两个物体的质量，r是它们之间的距离。G是引力常数，目前计算是6.672×10 ^-11 N·m²/ kg²。

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引力。当科学家计划将卫星送入轨道或绘制月球轨迹时，这种能力尤其有用。

NO.6 牛顿运动定律

牛顿第二运动定律

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定律。他的三个运动定律构成了现代物理学的一个重要组成部分。和许多科学定律一样，它们的简单性也相当优雅。

三定律中的第一条规定，运动中的物体除非受到外力的作用，否则它不会运动。对于一个滚过地板的球来说，外力可能是球和地板之间的摩擦，或者是蹒跚学步的孩子把球踢向另一个方向。

第二定律之间建立一个连接对象的质量(m)和它的加速度(a)，方程的形式F = m×a。F代表力量，单位为牛顿。它也是一个矢量，意味着它有一个方向分量。由于它的加速度，在地板上滚动的球有一个特定的矢量，一个它运动的方向，它在计算它的力时是有原因的。

第三条定律相当精辟，你应该很熟悉：每一个行为都有一个平等和对立的反应。也就是说，对一个物体或表面施加的每一个力，这个物体都以相等的力向后推。

NO.5 热力学定律

热力学定律在起作用

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从未读过莎士比亚的科学家。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。

热力学是研究能量如何在一个系统中工作的，不管是一个引擎还是地球的核心。它可以归结为几个基本定律，斯诺聪明地总结为:

• 你不可能赢。

• 你不能收支平衡。

• 你不能退出游戏。

让我们把这些整理一下。通过说你赢不了，斯诺意味着既然物质和能量是守恒的，你就不能得到一个而不放弃另一个。（例如，E = mc²）。这也意味着引擎要产生功，就必须提供热量，尽管除了完全封闭的系统之外，其他任何系统都不可避免地会失去一些热量，这就引出了第二定律。

第二种说法，你不能收支平衡，意味着由于熵越来越大，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低浓度的地方。

最后，第三定律，你不能退出游戏，指的是绝对零度，这是可能的最低的理论温度，以0开尔文或(- 273.15摄氏度和- 459.67华氏度)测量。当一个系统达到绝对零度时，分子停止了所有的运动，这意味着没有动能，熵达到了可能的最低值。但在现实世界中，即使是在空间的深处，达到绝对零度也是不可能的，你只能非常接近它。

NO.4 阿基米德浮力原理

浮力使从橡皮鸭到远洋客轮的一切都保持漂浮状态

古希腊学者阿基米德发现自己的浮力原理后，据称他大喊“找到了！（Eureka）!”，然后赤身裸体地在锡拉丘兹城奔跑。这个发现非常重要。据说阿基米德在进入浴盆时发现水势上升，这是他的重大突破。

根据阿基米德的浮力原理，作用于或浮于水中或部分沉入水中的物体的力等于该物体所排开的液体的重量。这种原理的应用范围很广，对计算密度、设计潜艇和其他远洋船只都非常重要。

NO.3 进化和自然选择

一个假设的(和简化的)例子，说明自然选择如何在青蛙中进行

既然我们已经建立了一些关于宇宙起源的基本概念以及物理学在我们日常生活中的表现，让我们把注意力转向人类形态以及我们如何成为现在的样子。根据大多数科学家的说法，地球上所有的生命都有一个共同的祖先。但是为了在所有生物体之间产生巨大的差异，某些生物必须进化成不同的物种。

在基本的意义上，这种分化是通过进化和修改而产生的。通过突变等机制，生物种群发展出了不同的特征。那些具有更有利于生存的特征的物种，例如，一只棕色的青蛙，它可以伪装在沼泽中，自然地被选择生存；自然选择一词由此而来。

我们有可能对这两种理论进行更深入的阐述，但这是达尔文在19世纪所做的最基本、最具开创性的发现:通过自然选择的进化解释了地球上生命的巨大多样性。

NO.2 广义相对论

爱因斯坦的广义相对论改变了我们对宇宙的理解

阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论仍然是一个重要而重要的发现，因为它永久地改变了我们对宇宙的看法。爱因斯坦的重大突破是他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上的力。相反，与任何质量相关的重力会使它周围的空间和时间(通常称为时空)发生弯曲。

为了概念化这个概念，假设你沿着一条直线穿越地球，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，你实际上就在你原来位置的东南方。那是因为地球是弯曲的。要直接向东旅行，你必须考虑到地球的形状，并将自己稍稍向北倾斜。(想想平面地图和球形地球的区别。)

空间几乎是一样的。例如，对于环绕地球运行的航天飞机的乘客来说，它们看起来就像是在一条直线上穿越太空。事实上，它们周围的时空被地球的引力弯曲(就像对任何具有巨大引力的大型物体，如行星或黑洞一样)，导致它们向前移动，并看上去绕地球运行。

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的一个微小的、意想不到的异常，展示了星光是如何弯曲的，并为黑洞奠定了理论基础。

NO.1 海森堡的不确定性原理

不确定性原理

爱因斯坦的广义相对论告诉我们更多关于宇宙是如何运作的，并为量子物理学奠定了基础，但它也给理论科学带来了更多的困惑。1927年，德国科学家维尔纳·海森堡发现了宇宙规律，在某些情况下，这种感觉是灵活的。

在假定他的不确定原理时，海森堡发现不可能精确度很高的同时知道一个粒子的两种性质。换句话说，你可以很确定地知道电子的位置，但不能知道它的动量，反之亦然。

尼尔斯·玻尔后来有了一个发现，有助于解释海森堡的原理。玻尔发现一个电子具有粒子和波的性质，这一概念被称为波粒二象性，它已经成为量子物理学的基石。所以当我们测量一个电子的位置时，我们把它当作一个粒子，在空间的一个特定点，它的波长是不确定的。当我们测量它的动量时，我们把它当作一个波，这意味着我们可以知道它的波长的振幅，但不能知道它的位置。

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