科學家們擁有很多手段可以用來描述自然和宇宙的運作過程。他們常常會首先訴諸定律和理論。那麼兩者有什麼區別呢？科學定律往往可以用簡單的數學表達式來描述，比如E = mc2；這是基於經驗數據得出的特殊表達式，通常只適用於特定的條件。例如，在上述方程中，c表示光速。而科學理論則常常試圖在對特定現象進行觀察和證據收集後再加以總結。一般情況下——儘管並非總是如此——理論能從宏觀角度揭示自然過程，並能夠對此加以驗證。人們往往無法用一個精簡的表達式或方程來描述科學理論，但是它確實可以解釋一些基本的自然現象。
不管是理論還是定律，都得靠基本的科學方法驗證得出，例如提出假設，檢驗假設，蒐集（或蒐集不到）經驗證據，而後得到結論。最後，如果該實驗結果將成為人們普遍接受的定律或理論的奠基石，那麼其他科學家也必須能夠再現該結果。
下面，讓我們一起來看看10個你可能想再次重溫的科學定律或理論，即便你可能也沒那麼常擺弄掃描電鏡。從大爆炸理論開始，到宇宙基本定律和進化論，最後，我們會遇到一些令人頭痛的現象，然後探討一下量子物理學。
10. 宇宙大爆炸理論
如果你想了解一個科學定理，那就不該錯過這個解釋宇宙形成和發展過程的理論。宇宙大爆炸理論基於埃德溫·哈勃(Edwin Hubble)、喬治·勒梅特(Georges Lemaitre) 以及阿爾伯特·愛因斯坦（ Albert Einstein）等人的研究，其假定宇宙起源於140億年前的一次大爆炸。起初，宇宙被侷限在一個奇點中，其中包含了宇宙中所有的物質。自那時起，宇宙一直在向外膨脹擴張，直到現在也是如此。
1965年，阿爾諾·彭齊亞斯（ Arno Penzias）和羅伯特· 威爾森（Robert Wilson）發現了宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background radiation），其後，宇宙大爆炸理論得到了科學界的廣泛認可。兩位天文學家藉助射電望遠鏡檢測到宇宙噪聲，也叫輻射干擾，並發現它們不隨時間的推移而彌散。他們與普林斯頓的科學家羅伯特·迪克（Robert Dicke）一起合作，共同證實了迪克的假說，即微波輻射是最初宇宙大爆炸的殘餘，它們充滿了整個宇宙中，並可通過儀器檢測出來。
9. 哈勃宇宙膨脹定律
讓我們繼續來了解一下埃德溫·哈勃。繁榮的20世紀20年代飛嘯而過後，美國陷入了經濟大蕭條，與此同時，哈勃則開創了天文學研究的新紀元，他不僅證明了除了銀河系以外還存在著其他星系，還發現了這些星系都在遠離我們，他把這種運動稱作退行（Recession）。
為了計算星系運動速率，哈勃提出宇宙膨脹定律假設，亦稱哈勃定律（Hubble’s law），其方程為Vf = H0×D。其中，Vf（Velocity）代表星系退行速率；H0為哈勃常數，或稱宇宙膨脹率；D（Distance）代表參考星系相對於銀河系的距離。
一直以來，哈勃常數都沒有一個穩定的值，但是目前公認的哈勃常數為70公里每秒每百萬秒差距，百萬秒差距是度量天體距離的單位。對我們而言，這項理論可能沒有那麼重要。不過，哈勃定律為我們計算一個星系相對於銀河系的速率提供了一種簡便的方法。也許更為重要的是，哈勃定律證實了宇宙中包含很多星系，而這些星系運動可以追溯至宇宙大爆炸時期。
8. 開普勒行星運動定律
數百年來，科學家和宗教領袖一直就行星的運行軌道爭論不休，特別是行星是否圍繞太陽運行這一問題。16世紀，哥白尼(Copernicus)提出了極具爭議的日心說，認為行星圍繞太陽運轉而非地球。在第谷·布拉赫(Tycho Brahe)及他人成果的基礎上，約翰內斯·開普勒(Johannes Kepler)建立了行星運動的科學基礎。
17世紀初提出的開普勒行星運動三定律，指出行星繞著太陽運轉。開普勒第一定律，又稱軌道定律，該定律認為行星在一個橢圓軌道上繞太陽運轉。開普勒第二定律，又稱面積定律，認為在相等時間內，太陽和運動著的行星的連線所掃過的面積都是相等的。換言之，如果你要測量30天內地球與太陽連線掃過的面積，那麼不管當測量時地球位於軌道何處，測量出的面積都是相同的。
開普勒第三定律，又稱週期定律，清楚地表明瞭行星軌道週期與其距離太陽遠近間的關係。正因為有了這條定律，我們才能得知例如金星這樣離日相對較近的行星的公轉週期要短於離日較遠的行星，例如海王星。
7. 萬有引力定律
或許如今我們已對此習以為常，然而300多年前艾薩克·牛頓（Isaac Newton）爵士提出的觀點在當時頗具顛覆意義，他表示任意兩物體，無論質量如何，彼此之間具有引力。這條定律可由一個等式表示，許多中學生在物理課上都會學到。等式如下：
F = G × [(m1m2)/r2]
F表示兩個物體之間的引力，單位為牛頓。m1和m2表示兩個物體的質量，r則表示兩個物體之間的距離。G是萬有引力常數，近似等於6.672 × 10-11N·m2
萬有引力定律使我們能夠計算出任意兩物體之間的引力。當科學家計劃將一顆人造衛星送上軌道或啟動月球探索計劃時，這種計算能力便顯得尤為重要。
6. 牛頓運動定律
既然談到了這位歷史上的科學巨人，那讓我們來說說他的其他一些著名定律吧。與其他科學定律一樣，牛頓三大運動定律也相當簡潔精闢，併成為了現代物理學的重要部分。
牛頓第一運動定律告訴我們任何一個運動中總是保持運動狀態，直到有作用在它上面的外力迫使它改變這種狀態為止。比如一個小球從地板滾過，它所受的外力可以是地板與球之間的摩擦力，也可以是小孩子踢向它的一腳。
第二定律建立了物體質量與加速度之間的聯繫，可以用等式F=m×a表示。其中F代表力，單位為牛頓。同時這力也是矢量，意味著它有著一定的方向。由於物體的加速度，滾過地板的皮球有著特定的運動方向，這是計算出施加在該皮球上作用力的條件之一。
相對而言，第三定律更為簡潔且為人所熟知，即兩個物體之間存在著大小相等、方向相反的作用力和反作用力。就是說，每一股施加在物體或其表面的力會同時被該物體反施加回來。
5. 熱力學定律
英國科學家兼小說家查爾斯·珀西·斯諾（C.P. Snow）曾說：一個不瞭解熱力學第二定律的非科學家就如同一個沒讀過莎士比亞的科學家。斯諾這一名言顯然對熱力學的重要性和普通人學習熱力學的必要性做出了強調。
熱力學是研究熱現象中能量在物質系統（無論是機械或是地核）中如何運作的科學。它被斯諾精簡為如下幾條基本規則：
你永遠無法取勝。
你永遠不能實現收支平衡。
你永遠無法退出遊戲。
簡單來說是這樣的。首先，“你永遠無法取勝”，斯諾這是在說由於物質和能量是守恆的，想要得到其一必須舍掉另一個（例如：E=mc2）。這就意味著在發動機做功時要為其提供熱量，即便這一過程在一個完美的封閉系統中進行，一部分熱量將依舊不可避免地傳遞到外界，這便引出了第二熱力學定律。
第二定律：你無法做到收支平衡。由於熵（編者注：熱力學中表徵物質狀態的參量之一）永遠是增加的，你將不可能回到同一能量狀態（熵增定律）。聚集在某處的能量總是會逸散到能量密度低的空間。
最後，第三定律——你無法退出遊戲。這涉及到絕對零度，即理論上可達到的最低溫度，指開氏零度（即零下273.15攝氏度或零下459.67華氏度）。當系統達到絕對零度時，分子將停止一切運動，這就意味著無法產生動能，熵也將達到理論上的最低值。但現實世界中，即使在宇宙的未知地帶，達到絕對零度也是不可能的。你只能無限接近它。
4. 阿基米德浮力原理
傳說阿基米德（Archimedes）在發現了浮力原理後，就這麼叫嚷著“有了！”然後就繞著錫拉庫扎城（Syracuse）裸奔了一圈！沒錯，這發現就有這麼重要。故事是這樣的，一腳踏入浴缸的阿基米德發現浴缸中的水位隨之上升，然後便靈光一閃，之後就是我們開頭讀到的情節了。
根據阿基米德浮力原理，浸入或半浸入液體中的物體所受到的力，即浮力，等於此物體所排開的液體的重量。該原理實際應用範圍極廣，對密度的計算有著重要作用，對潛水艇及其他遠洋船舶的設計也不可或缺。
3. 進化與自然選擇
既然我們已經知道了一些關於宇宙如何形成以及物理如何影響我們日常生活的基本概念，那我們現在就來好好看一看人類自身的形成吧，也就是我們是怎麼變成現在這樣子的。大多數科學家相信，地球上所有的生物都有一個共同的祖先。然而為了區別眾多生物體，其中必然有一部分要進化成特殊物種。
這一變異的過程基本上通過進化以及後代漸變（血統漸變）實現。由於突變等機制的作用，生物體會開始出現不同的性狀體徵。那些有著有益於生存性狀的生物體，例如靠著棕色皮膚在沼澤中活下來的青蛙，便能自然而然地留存下來。這就是所謂的“自然選擇”。
當然，這些理論往細裡說是幾天幾夜也說不完。達爾文在19世紀便提出了這一基礎卻具有突破性意義的理論：通過自然選擇實現的進化促成了地球上驚人的生物多樣性。
2. 廣義相對論
阿爾伯特·愛因斯坦廣義相對論的重要性在於它改變了我們看待宇宙的方式。根據廣義相對論，空間和時間並不是絕對的，引力也並非僅僅是作用於物體或物質上的力。相對的，附諸於物質的引力能使該物質周圍的空間和時間（通稱時空）呈曲線環繞該物質。
具體點說吧，假設你以北半球某處為起點、沿著直線往東走。走了一會兒後，如果有人要在地圖上給你定個位，這時若以出發點為參照，你的位置其實是在東南方。這是因為地球是圓的。要往東直行就得首先考慮一下地球的形狀，然後在出發時稍稍往北偏。（想想一張平鋪的紙和球體的區別你就知道了。）
太空的情況差不多也是這樣。就拿繞地飛行太空船裡的宇航員來說吧，儘管就他們看來可能自己是在太空中直線前進，但現實是由於地球引力，圍繞他們的時空是呈曲線狀的（這普遍適用任何體積巨大的物質，例如行星和黑洞），這就導致了飛船在往前行駛的同時也在環繞地球而行。
愛因斯坦這一理論對天體物理學和宇宙學的未來產生了不可估量的啟示作用。它解釋了水星軌道出現的出人意料的微小異常，展示了星光是如何彎曲的，併為黑洞說奠定了理論基礎。
1. 海森堡的不確定性原理
愛因斯坦的廣義相對論告訴了我們宇宙的運行原理，也為量子物理學的構建提供了基礎。但相對的，它也給理論科學帶來了更多的未解之謎。宇宙的規律在某些條件下可以是靈活變動的，這一理念在1927年促使了一個具有開拓性意義發現的誕生，該發現由德國科學家維納爾·海森堡（Werner Heisenberg）提出。
在對不確定性原理進行假定的過程中，海森堡發現要同時精確確定粒子的某兩種屬性是不可能的。換句話說，就是我們一旦確定了電子的位置，就無法確定其動量，反之亦然。
尼爾斯·玻爾（Niels Bohr）之後的發現更好地解釋了海森堡的理論。玻爾發現電子同時具有粒子和波的特質，提出了我們現在所說的波粒二象性（wave-particle duality）理論，併成為了量子力學的奠基石。因此，當我們試圖確定電子的位置時，我們面對的是波長不明但空間位置明確的粒子；當測試其動量時，我們其實是在將它看做波，這意味著我們能得知它的波長振幅卻不能知其位置。
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