10 научных законов и теорий, кои обязан аристократию каждый

    Ученые с планетки Планета земля задействуют толпу инструментов, пытаясь обрисовать то, как только ишачит природа и вселенная в целом. Что они приходят к законам и теориям. В чем разница? Научный закон можно часто свести к математическому утверждению, вроде E = mc?; это же утверждение базируется на эмпирических заданных и его истинность, обычно, ограничивается конкретным набором критерий. В случае E = mc? — скорость света в вакууме.

    10 научных законов и теорий, кои обязан аристократию каждый

    Научная теория часто стремится синтезировать ряд фактов либо наблюдений за определенными явлениями. И в целом (однако и не все время) получается точное и проверяемое утверждение относительно тамошнего, как только работает природа. Вконец и не неукоснительно сводить научную теорию к уравнению, однако она на деле воображает собой нечто базовое об работе природы.

    Как только законы, эдак и теории зависят от главных частей научного способа, к примеру, разработке гипотез, проведения тестов, нахождения (либо и не нахождения) эмпирических заданных и заключение выводов. Наконец, ученые обязаны быть в состоянии повторить результаты, ежели тесту предначертано быть основой для общепринятного закона либо теории.

    В данной статье мы разглядим десять научных законов и теорий, кои вы сможете освежить в памяти, даже ежели вы, например, и не эдак частенько обращаетесь к сканирующему электрическому микроскопу. Начнем со взрыва и закончим неопределенностью.

    Содержание

    • 1 Теория Немалого Взрыва
    • 2 Закон галлактического расширения Хаббла
    • 3 Законы планетарного движения Кеплера
    • 4 Всепригодный закон тяготения
    • 5 Законы Ньютона
    • 6 Законы термодинамики
    • 7 Сила Архимеда
    • 8 Эвoлюция и естественный отбор
    • 9 Общественная теория относительности
    • 10 Принцип неопределенности Гейзенберга

    Теория Немалого Взрыва

    Ежели и стоит ли аристократию хотя бы одну научную теорию, то пусть она пояснит, как только вселенная достигнула сегодняшнего собственного состояния (либо и не достигнула, ежели опровергнут). На основании исследовательских работ, проведенных Эдвином Хабблом, Жоржем Леметром и Альбертом Эйнштейном, теория Немалого Взрыва постулирует, что Вселенная началась 14 млрд годов назад с мощного расширения. Рано или поздно Вселенная существовала заключена в одной точке и обхватывала всю материю сегодняшней вселенной. Это же движение длится и до настоящего времени, а уж сама вселенная всегда расширяется.

    Теория Немалого Взрыва получила машистую поддержку в научных кругах опосля тамошнего, как только Арно Пензиас и Роберт Уилсон нашли галлактический микроволновый фон в 1965 году. При помощи радиотелескопов два астролога нашли галлактический шум, либо статику, которая и не рассеивается с течением времени. В сотрудничестве с принстонским исследователем Робертом Дике, пара ученых подтвердила догадку Дике об фолиант, что начальный Объемной Взрыв оставил опосля себя излучение малого уровня, которое можно найти по всей Вселенной.

    Закон галлактического расширения Хаббла

    Давайте на одну секунду задержим Эдвина Хаббла. В то время как только в 1920-х годах неистовствовала Величавая депрессия, Хаббл выступал  с новаторским астрономическим изучением. Он не совсем только обосновал, что были и альтернативные галактики кроме Млечного Пути, однако а также нашел, что эти галактики несутся прочь от нашей своей, и это же движение он именовал разбеганием.

    Для тамошнего, дабы количественно оценить скорость сего галактического движения, Хаббл предложил закон галлактического расширения, он же закон Хаббла. Уравнение смотрится эдак: скорость = H0 x расстояние. Скорость воображает собой скорость разбегания галактик; H0 — это же регулярная Хаббла, либо параметр, который демонстрирует скорость расширения вселенной; расстояние — это же расстояние одной галактики перед началом той самой, с которой происходит сопоставление.

    Регулярная Хаббла вычислялась при различных значениях в течение довольно длительного времени, но в текущее время она застыла на точке 70 киллометрах/с на мегапарсек. Для нас это же и не эдак немаловажно. Немаловажно то, что закон воображает собой сподручный метод измерения скорости галактики относительно нашей своей. И гораздо немаловажно то, что закон установил, что Вселенная состоит из почти всех галактик, движение которых выслеживается перед началом Немалого Взрыва.

    Законы планетарного движения Кеплера

    В протяжении столетий ученые сражались вместе и с религиозными фаворитами за орбиты планет, в особенности за то, крутятся ли они вокруг Солнца. В 16 веке Коперник выдвинул собственную спорную концепцию гелиоцентрической Галлактики, в какой планетки крутятся вокруг Солнца, а уж и не Почвы. Но лишь с Иоганном Кеплером, который опирался на работы Тихо Браге и остальных астрологов, возникла точная научная база для движения планет.

    Три закона планетарного движения Кеплера, сложившиеся сначала 17 века, обрисовывают движение планет вокруг Солнца. Первый закон, который время от времени именуют законом орбит, утверждает, что планетки крутятся вокруг Солнца по эллиптической орбите. Второй закон, закон площадей, разговаривает, что линия, соединяющая планетку с солнцем, образует равные площади сквозь равные промежутки времени. То есть, ежели вы измеряете площадь, сделанную нарисованной линией от Почвы от Солнца, и отслеживаете движение Почвы в протяжении 30 дней, площадь будет схожей, вне зависимости от положения Почвы касательно начала отсчета.

    Третий закон, закон периодов, дозволяет установить четкую связь меж орбитальным периодом планетки и расстоянием перед началом Солнца. Благодаря этому закону, мы знаем, что планетка, которая относительно близка к Солнцу, вроде Венеры, имеет еще наиболее лаконичный орбитальный период, чем дальние планетки, вроде Нептуна.

    Всепригодный закон тяготения

    Сейчас это же возможно в порядке вещей, однако наиболее чем 300 годов назад сэр Исаак Ньютон предложил революционную идею: два каких бы то ни было объекта, независимо от них массы, оказывают гравитационное притяжение друг на друга. Этот закон представлен уравнением, с которым почти все школьники сталкиваются в старших классах физико-математического профиля.

    F = G ? [(m1m2)/r?]

    F  — это же гравитационная сила меж двумя объектами, измеряемая в ньютонах. M1 и M2 — это же массы двух объектов, в то время как только r — это же расстояние меж ними. G — это же гравитационная регулярная, в текущее время рассчитанная как только  6,67384(80)·10?11 либо Н·м?·кг?2.

    Привилегию всепригодного закона тяготения в фолиант, что он дозволяет вычислить гравитационное притяжение меж двумя хоть какими объектами. Эта способность позарез полезна, когда ученые, к примеру, запускают спутник на орбиту либо формулируют курс Луны.

    Законы Ньютона

    Раз уж мы заговорили о одном из величайших ученых, когда-либо проживающих на Планете земля, давайте побеседуем об остальных небезизвестных законах Ньютона. Его три закона движения составляют существенную часть современной физики. И как только и почти все альтернативные законы физики, они элегантны в собственной простоте.

    Первый из трех законов утверждает, что объект в движении останется в движении, ежели на него и не орудует наружняя сила. Для шарика, который катится по полу, наружной силой возможно трение меж шаром и полом, либо же мальчишка, который лупит по шарику в альтернативном направлении.

    Второй закон устанавливает взаимосвязь меж толпой объекта (m) и его увеличением скорости (a) в образе уравнения F = m x a. F воображает собой силу, измеряемую в ньютонах. А также это же вектор, другими словами у него существуют ориентированный ингридиент. Благодаря убыстрению, мяч, который катится по полу, владеет специальным вектором в направлении его движения, и это же учитывается при расчете силы.

    Третий закон достаточно содержательный и обязан быть для вас знаком: для каждого деяния существуют равное противодействие. Другими словами для каждой силы, приложенной к объекту на поверхности, объект отталкивается с этакий же силой.

    Законы термодинамики

    Английский физик и писатель Ч. П. Сноу в один прекрасный момент произнес, что неученый, который и не знал второго закона термодинамики, был как только ученый, который ни разу и не читал Шекспира. Сегодня узнаваемое заявление Сноу подчеркивало значимость термодинамики и целесообразность даже людям, дальним от науки, аристократию его.

    Термодинамика — это же наука об фолиант, как только энергия ишачит в системе, будь то движок либо ядро Почвы. Ее можно свести к нескольким базисным законам, кои Сноу обозначил последующим образом:

    • Вы и не сможете переиграть.
    • Вы и не избежите убытков.
    • Вы и не сможете выйти из игры.

    Давайте малость разберемся с сиим. Говоря, что вы и не сможете переиграть, Сноу имел в образу то, что так как материя и энергия сохраняются, вы и не сможете получить одно, и не утратив второе (другими словами E=mc?). А также это же значит, что для работы мотора для вас надо поставлять тепло, но в отсутствии безупречно необщительной системы энное количество тепла безизбежно будет уходить в открытый мир, что приведет ко второму закону.

    Второй закон — убытки неминуемы — означает, что в взаимосвязи с вырастающей энтропией, вы и не сможете возвратиться к прежнему энергетическому состоянию. Энергия, сконцентрированная в одном месте, все время будет стремиться к пространствам наиболее малорослой концентрации.

    В конце концов, третий закон — вы и не сможете выйти из игры — относится к абсолютному нулю, самой малорослой на теоретическом уровне потенциальной температуре — минус 273,15 градуса Цельсия. Когда система добивается абсолютного нуля, движение молекул останавливается, а уж означает энтропия достигнет самого малорослого значения не будет даже кинетической энергии. Однако в действительном мире достигнуть абсолютного нуля нереально — лишь максимально близко к нему подойти.

    Сила Архимеда

    Опосля тамошнего как только античный грек Архимед открыл собственный принцип плавучести, он типо кликнул «Эврика!» (Обнаружил!) и побежал нагишом по Сиракузам. Эдак говорит легенда. Открытие существовало вот так немаловажным. А также легенда говорит, что Архимед нашел принцип, когда заприметил, что вода в ванной подымается при погружении в него туловища.

    Согласно принципу плавучести Архимеда, сила, работающая на погруженный либо отчасти погруженный объект, равна толпе воды, которую сдвигает объект. Этот принцип имеет важное значение в расчетах герметичности, также проектировании подлодок и остальных океанических судов.

    Эвoлюция и естественный отбор

    Сейчас, когда мы установили некие из главных понятий об фолиант, с чего же началась Вселенная и как только физические законы оказывают влияние на нашу ежедневную жизнь, давайте обратим внимание на людскую форму и выясним, как только мы дошли перед началом этакого. По воззрению большинства ученых, вся жизнь на Планете земля имеет общего предка. Однако для тамошнего, дабы образовалась такова большая разница меж всеми живыми организмами, некие из их обязаны были перевоплотиться в отдельный общий вид.

    В общем смысле, эта дифференциация произошла в ходе эволюции. Населению организмов и них черты прошли сквозь этакие механизмы, как только мутации. Те самый, у кого черты были наиболее прибыльными для выживания, вроде карих лягушек, кои хорошо маскируются в болоте, были очевидным образом избраны для выживания. Вот откуда взял начало термин естественный отбор.

    Можно помножить две этих теории на много-много времени, и фактически это же изготовил Дарвин в 19 веке. Эволюция и естественный отбор разъясняют большущее обилие жизни на Планете земля.

    Общественная теория относительности

    Общественная теория относительности Альберта Эйнштейна существовала и останется важным открытием, которое навечно видоизменила наш взор на вселенную. Первостепенным прорывом Эйнштейна существовало заявление об фолиант, что место и время и не являются абсолютными, а уж гравитация — это же не попросту сила, приложенная к объекту либо толпе. Быстрее гравитация сопряжена с тем самым, что толпа искривляет само место и время (пространство-время).

    Дабы осмыслить это же, представьте, что вы едете сквозь всю Планету земля по прямой полосы в восточном направлении, скажем, из северного полушария. Сквозь энное время, ежели кто-то захотит определенно обусловить ваше положение вы будете еще южнее и восточнее собственного начального положения. Это же так как Планета земля изогнута. Дабы ехать прямо на восток, для вас надо учесть форму Почвы и ехать под углом малость на север. Сравните круглый шарик и лист бумаги.

    Место — это же в изрядной мере то же самое. Например, для пассажиров ракеты, летящей вокруг Почвы, будет явно, что они летят по прямой в пространстве. Однако на деле, пространство-время вокруг их изгибается под воздействием силы тяжести Почвы, заставляя них сразу двигаться вперед и оставаться на орбите Почвы.

    Теория Эйнштейна оказала большущее воздействие на будущее астрофизики и космологии. Она растолковала маленькую и нежданную аномалию орбиты Меркурия, продемонстрировала, как только изгибается свет кинозвезд и заложила теоретические базы для темных дыр.

    Принцип неопределенности Гейзенберга

    Расширение теории относительности Эйнштейна поведало нам все больше об фолиант, как только ишачит Вселенная, и посодействовало заложить базу для квантовой физики, что привело к совсем нежданному конфузу теоретической науки. В 1927 году понимание тамошнего, что все законы вселенной в конкретном контексте являются гибкими, привело к ошеломительному открытию германского ученого Вернера Гейзенберга.

    Постулируя собственный принцип неопределенности, Гейзенберг осознал, что нереально сразу аристократию с высоченным уровнем точности два характеристики крупицы. Вы сможете аристократию местоположение электрона с высочайшей степенью точности, однако и не его импульс, и напротив.

    Потом Нильс Бор изготовил открытие, которое посодействовало растолковать принцип Гейзенберга. Бор узнал, что электрон владеет свойствами как только крупицы, эдак и волны. Концепция предстала знаменита как только корпускулярно-волновой дуализм и легла в базу квантовой физики. Потому, когда мы измеряем местоположение электрона, мы определяем его как только частичку в конкретной точке места с неопределенной длиной волны. Когда мы измеряем импульс, мы рассматриваем электрон как только волну, а уж означает можем аристократию амплитуду ее длины, однако и не местоположение.