科学家们拥有很多手段可以用来描述自然和宇宙的运作过程。他们常常会首先诉诸定律和理论。那么两者有什么区别呢？科学定律往往可以用简单的数学表达式来描述，比如E = mc2；这是基于经验数据得出的特殊表达式，通常只适用于特定的条件。例如，在上述方程中，c表示光速。
而科学理论则常常试图在对特定现象进行观察和证据收集后再加以总结。一般情况下——尽管并非总是如此——理论能从宏观角度揭示自然过程，并能够对此加以验证。人们往往无法用一个精简的表达式或方程来描述科学理论，但是它确实可以解释一些基本的自然现象。
不管是理论还是定律，都得靠基本的科学方法验证得出，例如提出假设，检验假设，搜集（或搜集不到）经验证据，而后得到结论。最后，如果该实验结果将成为人们普遍接受的定律或理论的奠基石，那么其他科学家也必须能够再现该结果。
下面，让我们一起来看看10个你可能想再次重温的科学定律或理论，即便你可能也没那么常摆弄扫描电镜。从大爆炸理论开始，到宇宙基本定律和进化论，最后，我们会遇到一些令人头痛的现象，然后探讨一下量子物理学。
10. 宇宙大爆炸理论
如果你想了解一个科学定理，那就不该错过这个解释宇宙形成和发展过程的理论。宇宙大爆炸理论基于埃德温·哈勃(Edwin Hubble)、乔治·勒梅特(Georges Lemaitre) 以及阿尔伯特·爱因斯坦（ Albert Einstein）等人的研究，其假定宇宙起源于140亿年前的一次大爆炸。起初，宇宙被局限在一个奇点中，其中包含了宇宙中所有的物质。自那时起，宇宙一直在向外膨胀扩张，直到现在也是如此。
1965年，阿尔诺·彭齐亚斯（ Arno Penzias）和罗伯特· 威尔森（Robert Wilson）发现了宇宙微波背景辐射（cosmic microwave background radiation），其后，宇宙大爆炸理论得到了科学界的广泛认可。两位天文学家借助射电望远镜检测到宇宙噪声，也叫辐射干扰，并发现它们不随时间的推移而弥散。他们与普林斯顿的科学家罗伯特·迪克（Robert Dicke）一起合作，共同证实了迪克的假说，即微波辐射是最初宇宙大爆炸的残余，它们充满了整个宇宙中，并可通过仪器检测出来。
让我们继续来了解一下埃德温·哈勃。繁荣的20世纪20年代飞啸而过后，美国陷入了经济大萧条，与此同时，哈勃则开创了天文学研究的新纪元，他不仅证明了除了银河系以外还存在着其他星系，还发现了这些星系都在远离我们，他把这种运动称作退行（Recession）。
为了计算星系运动速率，哈勃提出宇宙膨胀定律假设，亦称哈勃定律（Hubble’s law），其方程为Vf = H0×D。其中，Vf（Velocity）代表星系退行速率；H0为哈勃常数，或称宇宙膨胀率；D（Distance）代表参考星系相对于银河系的距离。
一直以来，哈勃常数都没有一个稳定的值，但是目前公认的哈勃常数为70公里每秒每百万秒差距，百万秒差距是度量天体距离的单位。对我们而言，这项理论可能没有那么重要。不过，哈勃定律为我们计算一个星系相对于银河系的速率提供了一种简便的方法。也许更为重要的是，哈勃定律证实了宇宙中包含很多星系，而这些星系运动可以追溯至宇宙大爆炸时期。
8. 开普勒行星运动定律
数百年来，科学家和宗教领袖一直就行星的运行轨道争论不休，特别是行星是否围绕太阳运行这一问题。16世纪，哥白尼(Copernicus)提出了极具争议的日心说，认为行星围绕太阳运转而非地球。在第谷·布拉赫(Tycho Brahe)及他人成果的基础上，约翰内斯·开普勒(Johannes Kepler)建立了行星运动的科学基础。
17世纪初提出的开普勒行星运动三定律，指出行星绕着太阳运转。开普勒第一定律，又称轨道定律，该定律认为行星在一个椭圆轨道上绕太阳运转。开普勒第二定律，又称面积定律，认为在相等时间内，太阳和运动着的行星的连线所扫过的面积都是相等的。换言之，如果你要测量30天内地球与太阳连线扫过的面积，那么不管当测量时地球位于轨道何处，测量出的面积都是相同的。
开普勒第三定律，又称周期定律，清楚地表明了行星轨道周期与其距离太阳远近间的关系。正因为有了这条定律，我们才能得知例如金星这样离日相对较近的行星的公转周期要短于离日较远的行星，例如海王星。
7. 万有引力定律
或许如今我们已对此习以为常，然而300多年前艾萨克·牛顿（Isaac Newton）爵士提出的观点在当时颇具颠覆意义，他表示任意两物体，无论质量如何，彼此之间具有引力。这条定律可由一个等式表示，许多中学生在物理课上都会学到。等式如下：
F = G × [(m1m2)/r2]
F表示两个物体之间的引力，单位为牛顿。m1和m2表示两个物体的质量，r则表示两个物体之间的距离。G是万有引力常数，近似等于6.672 × 10-11N·m2
万有引力定律使我们能够计算出任意两物体之间的引力。当科学家计划将一颗人造卫星送上轨道或启动月球探索计划时，这种计算能力便显得尤为重要。
6. 牛顿运动定律
既然谈到了这位历史上的科学巨人，那让我们来说说他的其他一些著名定律吧。与其他科学定律一样，牛顿三大运动定律也相当简洁精辟，并成为了现代物理学的重要部分。
牛顿第一运动定律告诉我们任何一个运动中总是保持运动状态，直到有作用在它上面的外力迫使它改变这种状态为止。比如一个小球从地板滚过，它所受的外力可以是地板与球之间的摩擦力，也可以是小孩子踢向它的一脚。
第二定律建立了物体质量与加速度之间的联系，可以用等式F=m×a表示。其中F代表力，单位为牛顿。同时这力也是矢量，意味着它有着一定的方向。由于物体的加速度，滚过地板的皮球有着特定的运动方向，这是计算出施加在该皮球上作用力的条件之一。
相对而言，第三定律更为简洁且为人所熟知，即两个物体之间存在着大小相等、方向相反的作用力和反作用力。就是说，每一股施加在物体或其表面的力会同时被该物体反施加回来。
5. 热力学定律
英国科学家兼小说家查尔斯·珀西·斯诺（C.P. Snow）曾说：一个不了解热力学第二定律的非科学家就如同一个没读过莎士比亚的科学家。斯诺这一名言显然对热力学的重要性和普通人学习热力学的必要性做出了强调。
热力学是研究热现象中能量在物质系统（无论是机械或是地核）中如何运作的科学。它被斯诺精简为如下几条基本规则：
你永远无法取胜。
你永远不能实现收支平衡。
你永远无法退出游戏。
简单来说是这样的。首先，“你永远无法取胜”，斯诺这是在说由于物质和能量是守恒的，想要得到其一必须舍掉另一个（例如：E=mc2）。这就意味着在发动机做功时要为其提供热量，即便这一过程在一个完美的封闭系统中进行，一部分热量将依旧不可避免地传递到外界，这便引出了第二热力学定律。
第二定律：你无法做到收支平衡。由于熵（编者注：热力学中表征物质状态的参量之一）永远是增加的，你将不可能回到同一能量状态（熵增定律）。聚集在某处的能量总是会逸散到能量密度低的空间。
最后，第三定律——你无法退出游戏。这涉及到绝对零度，即理论上可达到的最低温度，指开氏零度（即零下273.15摄氏度或零下459.67华氏度）。当系统达到绝对零度时，分子将停止一切运动，这就意味着无法产生动能，熵也将达到理论上的最低值。但现实世界中，即使在宇宙的未知地带，达到绝对零度也是不可能的。你只能无限接近它。
4. 阿基米德浮力原理
传说阿基米德（Archimedes）在发现了浮力原理后，就这么叫嚷着“有了！”然后就绕着锡拉库扎城（Syracuse）裸奔了一圈！没错，这发现就有这么重要。故事是这样的，一脚踏入浴缸的阿基米德发现浴缸中的水位随之上升，然后便灵光一闪，之后就是我们开头读到的情节了。
根据阿基米德浮力原理，浸入或半浸入液体中的物体所受到的力，即浮力，等于此物体所排开的液体的重量。该原理实际应用范围极广，对密度的计算有着重要作用，对潜水艇及其他远洋船舶的设计也不可或缺。
3. 进化与自然选择
既然我们已经知道了一些关于宇宙如何形成以及物理如何影响我们日常生活的基本概念，那我们现在就来好好看一看人类自身的形成吧，也就是我们是怎么变成现在这样子的。大多数科学家相信，地球上所有的生物都有一个共同的祖先。然而为了区别众多生物体，其中必然有一部分要进化成特殊物种。
这一变异的过程基本上通过进化以及后代渐变（血统渐变）实现。由于突变等机制的作用，生物体会开始出现不同的性状体征。那些有着有益于生存性状的生物体，例如靠着棕色皮肤在沼泽中活下来的青蛙，便能自然而然地留存下来。这就是所谓的“自然选择”。
当然，这些理论往细里说是几天几夜也说不完。达尔文在19世纪便提出了这一基础却具有突破性意义的理论：通过自然选择实现的进化促成了地球上惊人的生物多样性。
2. 广义相对论
阿尔伯特·爱因斯坦广义相对论的重要性在于它改变了我们看待宇宙的方式。根据广义相对论，空间和时间并不是绝对的，引力也并非仅仅是作用于物体或物质上的力。相对的，附诸于物质的引力能使该物质周围的空间和时间（通称时空）呈曲线环绕该物质。
具体点说吧，假设你以北半球某处为起点、沿着直线往东走。走了一会儿后，如果有人要在地图上给你定个位，这时若以出发点为参照，你的位置其实是在东南方。这是因为地球是圆的。要往东直行就得首先考虑一下地球的形状，然后在出发时稍稍往北偏。（想想一张平铺的纸和球体的区别你就知道了。）
太空的情况差不多也是这样。就拿绕地飞行太空船里的宇航员来说吧，尽管就他们看来可能自己是在太空中直线前进，但现实是由于地球引力，围绕他们的时空是呈曲线状的（这普遍适用任何体积巨大的物质，例如行星和黑洞），这就导致了飞船在往前行驶的同时也在环绕地球而行。
爱因斯坦这一理论对天体物理学和宇宙学的未来产生了不可估量的启示作用。它解释了水星轨道出现的出人意料的微小异常，展示了星光是如何弯曲的，并为黑洞说奠定了理论基础。
1. 海森堡的不确定性原理
爱因斯坦的广义相对论告诉了我们宇宙的运行原理，也为量子物理学的构建提供了基础。但相对的，它也给理论科学带来了更多的未解之谜。宇宙的规律在某些条件下可以是灵活变动的，这一理念在1927年促使了一个具有开拓性意义发现的诞生，该发现由德国科学家维纳尔·海森堡（Werner Heisenberg）提出。
在对不确定性原理进行假定的过程中，海森堡发现要同时精确确定粒子的某两种属性是不可能的。换句话说，就是我们一旦确定了电子的位置，就无法确定其动量，反之亦然。
尼尔斯·玻尔（Niels Bohr）之后的发现更好地解释了海森堡的理论。玻尔发现电子同时具有粒子和波的特质，提出了我们现在所说的波粒二象性（wave-particle duality）理论，并成为了量子力学的奠基石。因此，当我们试图确定电子的位置时，我们面对的是波长不明但空间位置明确的粒子；当测试其动量时，我们其实是在将它看做波，这意味着我们能得知它的波长振幅却不能知其位置。
