什么才能代表科学探索历程中的峥嵘？如果一个基础寥寥之人，试图想在最有限时间里掌握以一儆百的科学规律，那么他最该熟记的那些理论就是答案；如果换做一位科学家，那么他用过的最为根基、最普遍适用、最被公认且最难以撼动的定理，亦是答案。请相信这两份答案不会有出入，它就是——

　　当试图具体描述我们的自然和宇宙如何独立运作的时候，科学家们手里有很多工具可资选择，但一般他们更愿意将其归述成为定律和理论。

　　探索通信公司旗下的著名科普网站HowStuffWorks(意为“事物是如何工作的”)，日前撰文列举了人们最应该首先知晓的10大科学定律，即“你所不可不知的10条内容”。文章作者认为，科学家们最爱的定律和理论，两者区别在于：科学定律常常可以被精简成数学的表达方式，即公式，比如伟大的E=mc2。这一类公式是基于大量实验数据上的一种特定表述，并且一般只有在某些特定条件存在时才能够成立。

　　至于理论，还拿E=mc2为例，只有C表示光在真空而不是其他环境里的传播速度时，才能够成立。与言简意赅的规律不同，特定科学理论的目标，在于把对某种特殊现象进行的观察与所得到的证据进行综合。除了少数特别情况，大多数时候，理论都是指对自然如何运作所作出的详实且可验证的表述。我们并不需要将理论消减到只剩一两句话或者一个等式，但它确实包含着有关自然如何在“工作”的基本信息。

　　尽管定律与理论各有千秋，但离开了提出假设、验证前提、发现经验证据、作出总结等等最基本的科学方法作为支撑，都将是纸上谈兵。而一个研究或实验结果，最终能否以定律或理论的身份登上教科书，还需要看其他的科学家能否重复该实验，并且获得相同的结果。

　　“我们最该知道的10大科学定律及理论”就是这样的内容。

　　或者有人会不屑：“它们难道不是我刚踏入科学门槛时就耳熟能详的条文吗？”

　　又或有人会怀疑：“我可不是一个手拿试管或者执掌X射线的科研人员，也不是夜夜仰望星空的爱好者，在科学方面我的专业程度仅限于知道曾有个苹果掉下来砸到了牛顿(而据说这还可能是编纂的)。”

　　但依据文章建议，我们仍希望对前者起到温故知新的微末效应，将这10条各自领域里的典范，对比教材中严丝合缝的概念，一同试着尽量绕开深奥术语而通俗易懂阐释；也想告诉后者，尽量去理解这10个定律或理论，并像在看“十万个为什么”般的轻松，其无疑是一条通往基础科学的最佳捷径。

　　因此，这10条内容将采取便于理解也符合发展规律的倒述形式，从宇宙大爆炸这阶段开始，理解行星、描述引力，再到生命进化起步，最后一头钻进量子物理学，去会一会那世上最让人头晕的玩意。

　　10.众理论的敲砖石：大爆炸理论

　　标准释义：大爆炸是描述宇宙诞生初始条件及其后续演化的宇宙学模型，其得到了当今科学研究和观测最广泛且最精确的支持。目前一般所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的(根据2010年所得到的最佳观测结果，这些初始状态大约存在于133亿年至139亿年前)，并经过不断的膨胀到达今天的状态。

　　当有谁想要试着触碰一下深奥的科学理论，那么，从宇宙下手就对了，而解释宇宙如何发展至今的大爆炸理论就是最好选择。这条理论的基础架构在埃德温·哈勃、乔治斯·勒梅特、阿尔伯特·爱因斯坦以及许多其他人士的研究之上，该理论说白了，就是假设宇宙开始于几乎140亿年前的一次重量级的爆炸。当时的宇宙局限于一个奇点，包含了宇宙中的所有物质，宇宙原始的运动——保持向外扩张，在今天仍在进行着。

　　大爆炸理论能得到如此广泛的支持，离不开阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊的功劳。他们架设的一台喇叭形状的天线，接收到了一种怎么都消除不掉的噪声信号，那就是宇宙的电磁辐射，即宇宙微波背景辐射。正是最初的大爆炸使得现在整个宇宙都充满了这种可以检测到的微弱辐射，对应温度大约为3K。

　　9.推算出宇宙年龄：哈勃定律

　　标准释义：来自遥远星系光线的红移与它们的距离成正比。该定律由哈勃和米尔顿·修默生在将近十年的观测之后，于1929年首先公式化，Vf=Hc×D(远离速率=哈勃常数×相对地球的距离)，其在今天经常被援引作为支持大爆炸的一个重要证据，并成为宇宙膨胀理论的基础。

　　这里涉及一个前文提到的人，埃德温·哈勃。此人对宇宙学的贡献值得让人来回溯下他的事迹：在20世纪20年代呼啸掠过、大萧条蹒跚而至的岁月里，哈勃却演绎了突破性的天文研究——他不仅证明除了银河系外还有其他星系的存在，还发现了那些星系正以远离银河系的方向运动，而他公式中的远离速率就是星系后退的速度，哈勃常数指的是宇宙膨胀速率的参数，而相对地球的距离主体也是这些星系。但据说，被尊为星系天文学创始人的哈勃本人却非常不喜欢“星系”一词，坚称其为“河外星云”。

　　随着时间流逝，斗转星移，哈勃常数值也发生着变化，但这并没很大关系。重要的是，正是该定律帮助量化了宇宙各星系的运动，推算遥远星系的距离。而“宇宙是由许多星系组成”的概念的提出，以及发现这些星系的运动可以追溯至大爆炸，它们都使哈勃定律就像同样以此人命名的天文望远镜般著名。

　　8.改变整个天文学：开普勒三定律

　　标准释义：即行星运动定律，由开普勒发现的行星移动所遵守的三条简单定律。第一定律：每一个行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳运行，而太阳则处在椭圆的一个焦点中；第二定律：在相等时间内，太阳和运动着的行星的连线所扫过的面积都是相等的；第三定律：各个行星绕太阳公转周期的平方和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。

　　围绕着行星的运行轨道，尤其是它们是否以太阳为中心，科学家与宗教领袖以及自己的同行进行了长达数个世纪的争斗。16世纪时，哥白尼提出了在当时引发巨大争议的日心说理论，认为行星是以太阳而不是地球为中心进行运行的。此后第谷·布拉赫等人也相继有所论述。但真正为行星运动学建立明确科学基础的，是约翰内斯·开普勒。

　　开普勒于17世纪早期提出的行星运动三大定律，描述了行星是如何围绕太阳运动的。第一定律，又被称为椭圆定律；第二定律，又被称面积定律，换句话解释该定律，就是说如果你连续30天跟踪测算地球与太阳之间连线随地球运动所形成面积，就会发现不管地球在轨道的哪个位置，也不管何时开始测算，结果都是一样的。至于第三定律，也称调和定律，它使得我们能够建立起一个行星轨道周期与距太阳远近之间的明确关系。比如金星这样非常靠近太阳的行星，就有着比海王星短得多的轨道运行周期。正是这三条定律，彻底摧毁了托勒密复杂的宇宙体系。

　　7.大部分理论的基石：万有引力定律

　　标准释义：牛顿的普适万有引力定律表示为，任意两个质点通过连心线方向上的力相互吸引。该引力的大小与它们的质量乘积成正比，与它们距离的平方成反比，与两物体的化学本质或物理状态以及中介物质无关。该理论能够由一个已经写进今天高中物理课本的公式进行表述：F=G×[(m1m2)/r2]

　　尽管今天人们将其看作是理所当然的事情，但当艾萨克·牛顿在300多年前提出万有引力学说的时候，无疑是当时最具有革命性的重大事件。牛顿提出的理论可以简单表述为：任何两个物体，不管各自质量如何，相互之间都会发生作用力，而质量越大的东西产生的引力越大。公式中，F指两个物体之间的万有引力，用“牛顿”作为计量单位；m1和m2分别代表两个物体的质量；r为两者之间的距离；G是引力常数。

　　这是多种实践条件下都相当精确的定律，但物理学发展至今，人们已经知道牛顿对重力描述的不完美性。然而，该定律仍不失为迄今所有科学中最实用的概念之一，它简单、易学、且涵盖面很广，以至于在广义相对论初问世的一段时间内都甚少有人问津。更有意义的是，万有引力定律让渺小的人类获得了计算庞大星球之间引力的能力，并且在发射轨道卫星与测绘探月航线等方面尤其有用。

　　6.物理科学有了基本定理：牛顿运动定律

　　标准释义：牛顿第一定律为惯性定律；牛顿第二定律建立起物体质量与加速度之间的联系；牛顿第三定律为作用力与反作用力定律。

　　还是牛顿。每当我们谈论起这位人类历史上最杰出的科学家之一，总不由得从他最著名的力学三大定律开始。因为这些简洁而优雅的定律，奠定了现代物理学的基础。

　　简单理解三大定律的意义，其第一条就让我们知道，滚动的皮球之所以能够在地板上运动，必定是受到外力的推动。这外力可能是与地板之间的摩擦，也许是小孩子踢出的一脚。第二定律以F=ma这个公式表述，同时也意味着一个具有方向性的矢量。那个皮球滚过地板时，因为加速度的原因，获得了一个指向滚动方向的矢量。通过它便能够计算出皮球所受到的作用力。第三定律相当简洁，也最为人们所熟知，其意思无外乎，用手指随便戳戳哪个物体的表面，它们都将用同等的力量进行回应。

　　5.热力学基础基本完备：热力学三定律

　　标准释义：热力学第一定律，热可以转变为功，功也可以转变为热，也就是能量守恒和转换定律；第二定律有几种表述方式，其中之一是不可能把热从低温物体传到高温物体而不引起其他变化；第三定律，在热力学温度零度(即T=0开)时，一切完美晶体的熵值等于零。

　　英国物理学家和小说家查尔斯·珀西·斯诺曾经有一段非常著名的论述：“不懂得热力学第二定律的非科学家，就像一个从没读过莎士比亚的科学家一样。”斯诺的言语意在批评科学与人文之间“两种文化”的隔绝与分裂，但却无意中在文人圈里“捧红”了热力学第二定律。其实，斯诺的论述确实强调并呼吁人文学者都应该去了解一下它的重要性。

　　热力学是研究系统中能量运动的科学。这里的系统既可以是一台发动机，也可以是炽热的地核。斯诺运用自己的聪明才智将其精简成为以下若干条基本规则：你赢不了、你无法实现收支平衡、你无法退出游戏。

　　该如何理解这些说法呢？首先来看所谓的“你赢不了”。斯诺的意思是指既然物质与能量是守恒关系，在能量转换过程中，我们无法实现一种能量形式到另一种的对等转换而不损失一部分能量。就像如果要发动机做功，就必须提供热能一样。即便是在一个完美极致的封闭空间中，部分热量依然将不可避免地散逸到外部世界中去。

　　而这就引发了第二定律——你实现不了收支平衡。鉴于熵的无限增加，我们无法返回或保持相同的能量状态。因为熵总是从浓度高的地方向浓度低的区域流动。而有熵的存在，也是永动机不可能出现的原因。

　　最后是第三定律——无法退出的游戏。这里要涉及到绝对零度，即理论上可能达到的最低温度，一般指零开尔文(零下273.15摄氏度或零下459.67华氏度)。第三定律的表述为，当系统达到绝对零度时，分子将停止一切运动，即没动能，熵也能达到理论上的最低值。但现实世界中，即使在宇宙的深处，达到绝对零度也是不可能的。你只能无限地接近所谓的终点。

　　4.公元前200年的大智慧：阿基米德定律

　　标准释义：物理学中的阿基米德定律，即阿基米德浮力原理，是指浸在静止流体中的物体受到流体作用的合力大小等于物体排开的流体的重力，这个合力称为浮力。数学表达式为：F浮=G排

　　关于阿基米德是如何发现浮力原理这一物理学重大突破的，有着一个绘声绘色、孩子们都耳熟能详的传说：阿基米德某次洗澡的时候，看到浴缸里的水会随着自己身体的浸入而上升，便受到启发开始了思考。而当他最终确定发现了浮力理论之后，这位古希腊最伟大的哲人一边兴奋地大喊“找到了！找到了！”，一边裸露着身体狂奔在锡拉丘兹城的大街小巷。

　　古希腊学者阿基米德的古老发现已经被广泛应用在人类社会生产的各个领域。根据浮力原理，施加在一个部分或整体淹没于液体中的物体的作用力，等于该物体液内体积所排出的液体重量。这对于计算物体的密度，进而进行潜艇和远洋轮船的设计建造，具有关键性意义。

　　3.我们自身的探讨：进化与自然选择

　　标准释义：进化，即演化，在生物学中是指种群里的遗传性状在世代之间的变化。自然选择也称为天择，指生物的遗传特征在生存竞争中，具有了某优势或某劣势，进而在生存能力上产生差异，并导致繁殖能力的差异，使得这些特征被保存或是淘汰。

　　既然我们已经建立起关于宇宙何以从无到有，以及物理学在日常生活中是如何发挥作用的若干基础概念体系，下一步便可以开始关注我们人类自己的形式问题，即我们是如何成为今天这番模样的。

　　我们知道，基因是会复制给下一代的，但基因突变会让其情况出现变化，这种变化了的新情况，可能随着物种迁徙等在种群中传递。

　　那么按照当今大多数科学家的观点，所有地球生物曾经拥有一个共同的祖先。后来随着时间的发展，部分开始进化成为特征鲜明的特定物种。久而久之，生物多样性便逐渐在所有有机生物中增加与扩展开来。

　　从最基本的意义上说，基因突变等变异机制在生物进化的过程中一直发生着。而每一阶段的这些细节变化都会通过世代的遗传而得以保留。相应的，生物种群也因此发展出了不同的特征，并且这些特征往往能够帮助生物更好地繁衍生存下来。比如棕色皮肤的青蛙，显然比其他颜色的同类更适宜以伪装的方式在泥泞的沼泽地区生存。这便是所谓的自然选择。

　　当然，对于进化与自然选择理论，我们还可以将其应用到更广泛的生物范围。但是达尔文在19世纪提出的“地球生命丰富的多样性，来源于进化中的自然选择”，无疑依旧是最基础和最具开创性的。

　　2.永远转变了理解宇宙的方式：广义相对论

　　标准释义：引力在此被描述为时空的一种几何属性(曲率)，而这种时空曲率与处于时空中的物质与辐射的能量—动量张量直接相联系，其联系方式即是爱因斯坦的引力场方程(一个二阶非线性偏微分方程组)。

　　对于任何一个不曾学习或研究它的人来说，广义相对论的标准释义看了和没看一个样。因为它在解释该词条时，至少又用了4组不被人理解的词汇。

　　它的内涵和外延涉及甚广，似乎非论文形式不能描述。在此，我们且看看被称为现代引力理论研究的最高水平的广义相对论在论什么。作为比牛顿万有引力更具有一般性的理论，质量还是一个决定引力的重要属性，但是不再是引力的唯一来源。

　　在爱因斯坦这里，引力已不再是牛顿所描述的一种力，甚至可以说，已没有了原来引力的概念。因为爱因斯坦把它看成物体周围的时空弯曲，以前所说的“物体受引力作用所作的运动”，被归结为物体在一个弯曲时空中，沿短程线的自由运动。

　　如果让“弯曲时空”的概念更明朗化些，可以想象环绕地球飞行的航天飞机里的宇航员，对他们而言，他们是按直线方式在太空中飞行，但实际上航天飞机周围的时空，已经被地球的引力所弯曲，这使航天飞机成为又能向前飞行又能围绕地球转的物体。

　　按美国相对论研究的首席专家约翰·惠勒解释，这种所谓时空的几何属性可以这样概述：时空告诉物质如何运动，物质告诉时空如何弯曲。因而，其可以展现出宇宙星光受大天体影响的弯曲方式，并且为研究黑洞奠定了理论基础。

　　1.上帝掷骰子吗：海森堡测不准原理

　　标准释义：德国物理学家海森堡于1927年提出，表明量子力学中的不确定性，指在一个量子力学系统中，一个粒子的位置和它的动量(粒子的质量乘以速度)不可被同时确定。

　　“测量！在经典理论中，这不是一个被考虑的问题。”《量子物理史话》如是说。

　　那是因为在经典物理学里，你、我——或作为观测者的任何一人，对这个等待被测量的客观物体是没有影响，或影响甚微以致可忽略不计的。那时就算我们弄不懂个中道理，也不妨碍原理待在那，等着我们慢慢参详。

　　但现在就要踏入量子世界的魔潭了，此处我们作为观测者会给实验现象带来一定的扰动，因此如果测一个电子的动量，所得值只是相对你这个观测者而言的。微观世界中，要以“概率”来论——所谓上帝掷骰子。

　　当年的华纳·海森堡就在此中有了突破性的发现——人们无法同时得到粒子的两种变量精确信息，哪怕再精密的仪器都不行。具体讲，你或者可以准确地知道电子的位置，但无法同时知道其动量，或者反之，得此失彼。而类似的不确定性也存在于能量和时间、角动量和角度等许多物理量之间。

　　或许你没明白这件事的诡异性。就像之前提到的，量子世界里的量既然是相对性，那只要它存在，就应该可以被测量出来；既然无论如何不能测量到，那它就不复存在。

　　因此，在你没确定测量这个物理量的手段的时候，谈论它毫无意义。一个电子的动量，只有当你测量时，也才有意义。

　　这更像是一个哲学话题了。而“海森堡测不准原理”与其说是实验中发现的，倒不如说是海森堡和他老师玻尔等人讨论出来的。

　　到了玻尔发现电子同时具有粒子和波的双重性质(量子物理的柱石，波粒二象性)，当我们测量电子的位置时，我们将其当作粒子，波长不定；而当我们要测量动量时，我们将其当作波，知道波长的量值却失去它的位置。

　　即便你现在无比混乱，这依然没什么大不了的。玻尔的名言就是：“如果谁不为量子论而困惑，那他一定没有理解量子论。”类似的话费曼也说过。所以我们没啥好郁闷的，爱因斯坦和我们一个状况。