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加速度
加速度是物理学中的一个物理量，是一个矢量，主要应用于经典物理当中，一般用字母\mathbf表示，在国际单位制中的单位为米每二次方秒（\mathrm）。加速度是速度矢量對于时间的变化率，描述速度的方向和大小变化的快慢。 在经典力学中，牛顿第二定律说明了力和加速度成正比，這定律又稱為「加速度定律」。假設施加於物體的淨外力為零，則加速度為零，速度為常數，由於動量是質量與速度的乘積，所以動量守恆。在電動力學裏，呈加速度運動的帶電粒子會發射电磁辐射。.
动量
在古典力学裏，动量（momentum）是物体的质量和速度的乘積。例如，一輛快速移動的重型卡車擁有很大的動量。若要使這重型卡車從零速度加速到移動速度，需要使到很大的作用力；若要使重型卡車從移動速度減速到零速度也需要使到很大的作用力。假若卡車能夠輕一點或移動速度能夠慢一點，則它的動量也會小一點。 动量在国际单位制中的单位为kg m s^。有關动量的更精确的量度的内容，请参见本页的动量的现代定义部分。 一般而言，一个物体的动量指的是这个物体在它运动方向上保持运动的趋势。动量实际上是牛顿第一定律的一个推论。 动量是个矢量。 动量是一个守恒量，这表示为在一个封闭系统内动量的总和不可改变。在经典力学中，动量守恒暗含在牛顿定律中，但在狭义相对论中依然成立，（广义）动量在电动力学、量子力学、量子场论、广义相对论中也成立。 勒内·笛卡儿认为宇宙中总的“运动的量”是保持守恒的，这里所说的“运动的量”被理解为“物体大小和速度的乘积”——但这不宜被解读为现代动量定律的表达方式，因为笛卡尔并没有把“质量”这个概念与物体“重量”和“大小”之间的关系区分开来，更重要的是他认为速率（标量）而不是速度（向量）是守恒的。因此对于笛卡尔来说：一个移动的物体从另一个表面弹回来的时候，该物体的方向发生了改变但速率没有发生改变，运动的量应该没有发生改变。.
动量守恒定律
动量守恒定律（Conservation of momentum）：如果物体系受到的合外力为零，则系统内各物体动量的矢量合保持不变，系統質心維持原本的運動狀態。.
动量中心系
在物理学中，动量中心系（Center-of-momentum frame）是人为选取的这样一个参考系，在此参考系中，系统的总动量为零。动量中心系又叫做零动量系（zero-momentum frame）。 动量中心系的特例是质心参考系，即原点固定在体系质心的动量中心系。.
力学
力学是物理学的一个分支，主要研究能量和力以及它们与物体的平衡、变形或运动的关系。.
基爾霍夫積分定理
基爾霍夫積分定理（Kirchhoff integral theorem）表明，假設點P在閉合曲面\mathbb之外，只考慮單色波，則位於點P的波擾\psi(\mathbf)，可以以位於閉合曲面\mathbb的所有波擾與其梯度表達為 \left \cdot\,\mathrm\mathbf' ， 或者 \left \,\mathrmS' ； 其中，\mathbf.
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埃菲尔铁塔上所刻的72人列表
在埃菲尔铁塔上共刻有72个法国科学家、工程师与其他知名人士的名字，居斯塔夫·埃菲尔以此来铭记他们做出的贡献。这些雕刻都位于铁塔第一个平台下方四周的壁面上，每个字母约60厘米高，且只刻有每个人的姓。雕刻最初于20世纪初期完成，不过在1986年至1987年间，负责艾菲尔铁塔运营的新艾菲尔铁塔开发公司（Société Nouvelle d'exploitation de la Tour Eiffel）重修了这些雕刻。.
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原子单位制
原子单位制（au）是一套广泛应用于原子物理学中的单位制，在研究电子的相关性质时，应用得尤为广泛。有两套不同的原子单位制：哈特里单位制与里德伯单位制。两者的主要区别在于质量单位与电荷单位的选取。下面主要介绍哈特里单位制，在这种单位制中，根据定义，以下的六个物理学常量的数值均为1。.
厘米-克-秒制
厘米-克-秒單位制或厘米-克-秒系統（英文：centimetre-gram-second system，故常簡稱CGS制）是一種物理單位的系統制度，分別以厘米、克及秒為長度、質量及時間的基本單位。 在力學單位方面厘米-克-秒單位制是一致的，但在電學單位方面則有幾種變體。此單位系統後來被MKS--取代，也就是米-千克-秒系統（meter-kilogram-second system），而其又被國際單位制（SI system）所取代；國際單位制具有MKS制的三個基本單位，再加上凱氏溫標、安培、燭光及莫耳，有許多工程及科學領域只使用國際單位制，不過仍有一些領域常使用厘米-克-秒單位制。 在量測純力學系統時（即只和長度、質量、力、壓力、能量等物理量有關的系統），厘米-克-秒制和國際單位制之間的轉換相當單純及明確。單位間的轉換係數均為10的次幂，均可由以下關係推導而成；100 cm.
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半人馬座A
半人馬座A，也稱為NGC 5128，是位於半人馬座內距離大約1千4百萬光年遠的一個透鏡星系。它是最靠近地球的電波源之一，也是被專業天文學家廣泛研究的活躍星系核。這個星系也是全天第五亮的星系，所以即使這個星系只能在南半球和北半球的低緯度地區看見，它依然也還是業餘天文學家的理想目標。 相對論性噴流的能量被相信是從在星系核心的超大質量黑洞附近的空間喷射出來的，輻射出X射線和無線電波的波長。以十年的間隔對噴流的電波進行觀察，天文學家確定噴流內側部分的移動速度達到光速的一半。X射線則是噴流內的高能微粒在更遠處與周圍的氣體碰撞所產生的。 如同對其他的星爆星系所做的觀測，碰撞導致恆星的形成和引發強烈的爆炸。使用史匹哲太空望遠鏡，科學家證實了半人馬座 A是經由星系碰撞而被狼吞虎嚥的螺旋星系。.
单位换算
单位换算是指通过乘以换算系数实现不同计量单位间的等量换算。.
叢林之神
叢林之神（商業電台廣播劇稱「大亨傳」）是倪匡筆下著名科幻小說衛斯理系列之一，講述一個擁有預知能力的人的痛苦。.
可並用單位
可并用單位（英文：Non-SI units mentioned in the SI）是國際單位制（SI）有提及的單位，但沒有給定精確定義。因為國際度量衡大會認為他們是標準單位的倍數且被人們廣泛使用 。.
可见光
可見光（Visible light）是電磁波譜中人眼可以看見（感受得到）的部分。這個範圍中電磁輻射被稱為可見光，或簡單地稱為光。人眼可以感受到的波長範圍一般是落在390到700nm。對應於這些波長的頻率範圍在430–790 THz。但有一些人能够感知到波长大约在380到780nm之间的电磁波。正常视力的人眼对波长约为555nm的电磁波最为敏感，这种电磁波处于光学频谱的绿光区域。.
可觀測宇宙
可观测宇宙（observable universe）是一个以观测者作为中心的球体空间，小得足以让观测者观测到该范围内的物体，也就是说物体发出的光有足够时间到达观测者。截至2013年對宇宙年齡最精確的估計是年。 但由於宇宙的膨脹，可觀測宇宙的半徑並不是固定的138億光年，人類所觀測的古老天體當前的距離比起其原先的位置要遙遠得多（以固有距離（proper distance）來衡量，固有距離在現在的時點和同移距離是相等的）。 现在推测可观测宇宙半径约为465亿光年，直径约为930亿光年。 根據宇宙學原理，從任何方向到可觀測宇宙邊緣的距離大致是相等的。 “可观测”在这个意义上与现代科技是否容许我们探测到物体发出的辐射无关，而是指物体发出的光线或其他辐射可能到达观测者。实际上，我们最远只能观测到宇宙从不透明变为透明的临界最后散射面（surface of last scattering），但在未來的技術下，我们有可能觀測到更古老的宇宙中微子背景輻射，甚至可能能够从重力波的探测推断这个时间之前的信息。有時候天體物理學家將「可視宇宙」（visible universe）和「可觀測宇宙」相區分，前者只包括了再復合時期以來的信息而後者則包括了自宇宙膨脹（傳統宇宙學的大爆炸及現代宇宙學的暴脹時期結束）以來發出的信息。經過計算，到CMBR粒子的同移距離（可視宇宙的半徑）大約為140億秒差距（約457億光年），而到可觀測宇宙邊緣的同移距離大約為143億秒差距（約466億光年），大約比前者大2%。.
史瓦西半徑
史瓦西半徑（Schwarzschild radius）是任何具有質量的物质都存在的一个臨界半徑特征值。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中，它是一个非常重要的概念。1916年卡爾·史瓦西首次发现了史瓦西半徑的存在，这个半径是一个球状对称、不自转又不帶電荷的物体的重力场的精确解。该值的含义是，如果特定质量的物质被压缩到该半径值之内，将没有任何已知类型的力（如简并压力）可以阻止该物质自身的重力将自己压缩成一个奇点。 對符合條件（即不自轉、不帶電）的任何物体的史瓦西半徑皆与其质量成正比。理論上，太阳的史瓦西半徑约为3公里，地球的史瓦西半徑只有约9毫米。 一個不少於3.2個太陽質量的星體一旦塌縮至小於它的史瓦西半徑便會因為自身重力塌縮成為一點，从而變成黑洞。对于一个已经形成的黑洞来说，若将史瓦西半徑内的物质看作一个系统，则该系统内的任何物质都无法逃逸出该半径之外。换句话说，该半径也是不带电荷无自转黑洞的视界，光和粒子均无法逃离这个球面。由于黑洞的无毛性（即我们无法得到有关黑洞内部的有效信息），再加上目前所知的科学定律在史瓦西半徑内均会失效，因此我们无法观测或者预测史瓦西半徑内的事件。也就是说，我们无法确切知道黑洞内是否存在一个由某种物质组成的球体，如果存在的话，其球体的半径是多少。正因如此，视界通常被认为是黑洞的表面。又因为黑洞视界本身并不好直接测量，史瓦西半徑等类似方法就作为估算视界半径的方法。银河中心的超大質量黑洞的史瓦西半徑估計约为780万公里。一个平均密度等于临界密度的球体的史瓦西半徑等于我们的可觀測宇宙的半径，也就是說如果可觀測宇宙的平均密度為臨界密度，其本身可被理解為一個黑洞。 然而，旋轉黑洞、帶電荷黑洞及旋轉並帶電黑洞的解則較為複雜，在不同的條件下，它們可以有兩层、一层或者甚至沒有视界。.
史瓦西度規
史瓦西度規（Schwarzschild metric），又稱史瓦西幾何、史瓦西解，是卡爾·史瓦西於1915年針對广义相对论的核心方程——愛因斯坦場方程式——关于球状物质分布的解。根據伯考夫定理（Birkhff`s theorem），史瓦西解可說是愛因斯坦方程最一般的真空解。這樣的解又可被稱作史瓦西黑洞，他所對應的幾何是一個是靜止不旋轉、不帶電荷之黑洞。在物理上他可以對應任何球對稱星球外部的的時空幾何。因此常常用於近似於不同旋轉緩慢(遠小於光速)的天體的重力場，例如恆星、行星等。 在史瓦西解中，只有一個刻劃該解的參數，可以看成是史瓦西黑洞的質量。因此某方面來說，一個史瓦西黑洞只能用他的質量來區別，兩質量相等的史瓦西黑洞在物理上是完全一樣的。史瓦西解有個很重要的超曲面叫做事件視界，在事件視界內發生的事件無法被事件視界外的觀測者觀測到。它並非任何物理上實際存在的介面，事實上，如果有一觀測者通過事件世界，他不會感受到任何異狀。但是一旦通過事件視界，觀測者將無法回到黑洞外部。 此外史瓦西解另一個重要的特徵是它包含了奇異點。在奇異點時空的曲率發散，古典的廣義相對論並不適用在奇異點上，故實如何在物理上詮釋奇異點並不明確。可能需要一個可以考慮量子效應的量子重力理論才能給出好的解釋。任何通過事件視界的類時(time-like)的觀測者都會碰到奇異點。.
变形金刚
变形金刚（Transformers）泛指美国孩之宝公司与日本玩具公司Takara（タカラ，现Takara Tomy）公司自1984年开始合作的产品系列。在剧情中，变形金刚是起源于塞伯坦星球的超级机械生命体的总称，主要分为汽车人与霸天虎两大派系。本系列作品在玩家之间习惯取「TransFormers」中的主音节而简称为「TF」。.
受激发射
受激发射（Stimulated emission）是雷射的主要光源。受激发射的光放大（Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation）縮寫就是“LASER”。受激发射概念是由阿尔伯特·爱因斯坦在他1917年發表的論文《關於輻射的量子理論》中提出的；大約10年後，英國著名物理學家、劍橋大學教授保羅·狄拉克首次實驗證明受激发射的存在。.
同步辐射
同步辐射是带电粒子的運動速度接近光速（v≈c）在电磁场中偏转时，沿運動的切線方向发出的一种电磁辐射，最先在电子同步加速器上发现，故得此名，又称同步加速器辐射。它与回旋辐射（由回旋加速器产生的辐射）类似，区别是同步辐射中的电子速度更高，已接近光速，要考虑相对论效应。 由于重子的静止质量比电子大三个數量级以上，即使在TeV级的质子同步加速器中，因同步辐射造成的能量损失依然是不重要的。而对MeV级的电子同步加速器，同步辐射已十分显著。同步辐射使粒子在横向和纵向的振荡阻尼，并与量子起伏达到平衡态。这也是为什么电子同步加速器中束流易于稳定和束流发射度较小且不依赖于入射束性能的原因。 由于同步辐射造成的能量损失是阻碍电子同步加速器能量提高的主要因素。同时又发现它具有宽阔的连续光谱、高度的准直性和偏振性等特点，加上高功率和高亮度，使电子储存环成为一种性能优异的新型强光源而得到广泛应用。同步辐射又是天体物理中的一种重要辐射机制。.
坡印亭-羅伯遜效應
坡印廷-羅伯遜效應（Poynting–Robertson effect），又稱坡印廷-羅伯遜阻力，以约翰·亨利·坡印廷與命名，是太陽輻射令太陽系中的塵埃微粒，緩慢地往系中心螺旋前進的效應。這種抗力實質上為，與微粒移動方向成切線的輻射壓分量。坡印廷在1903年在“以太理論”的基礎上，給出這種效應的描述，而以太理論在1905年至1915年間逐漸被相對論所取代。羅伯遜在1937年使用了相對論的概念，來描述這種效應。.
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坡印廷向量
坡印廷向量（Poynting vector），亦称能流密度矢量，其方向為電磁能傳遞方向，大小為能流密度（单位面积的能量传输速率）。坡印廷矢量的SI单位是瓦特每平方米（W/m2）。它是以其发現者约翰·亨利·坡印廷來命名的。奧利弗·黑維塞 和尼科莱·乌诺夫亦獨立發現所謂的坡印廷向量。.
大廈 (小說)
《大廈》，是倪匡筆下科幻小說衛斯理系列之一，系列編號28，連載於1972年9月22日至1973年1月1日的《明報》。.
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大數假說
大數假說是由保羅·狄拉克在1937年提出的一個假設。他比較了兩個不帶因次的量值：基本作用力（在此為重力與電磁力）的比例與宇宙年齡的尺度，發現兩者皆落在約40個數量級。狄拉克猜測這可能並非巧合，兩者或許存在某種關聯性。基於這個假設，他設計了一個宇宙學的模型。 這個模型具有以下的特質：.
天鵝座X-1
天鵝座X-1（簡稱Cyg X-1）是一個银河系内位于天鵝座的双星系统，是著名的X射線源。它在1964年的一次火箭彈道飛行時被發現，是從地球觀測最強的X射綫源之一，其頂峰X射綫通量為2.3 Wm−2Hz−1。天鵝座X-1是最先被廣泛承認為黑洞的候選星體，也是同類星體中最受研究關注的。現在估計其質量為太陽質量的8.7倍，而其密度之高使黑洞成爲唯一一種解釋。如果如此，它的事件視界半徑約為26公里。 天鵝座X-1屬於一個高質量X射線雙星系統，其距離太陽大約6,070光年，另一成員為一顆超巨星變星，編號為HDE 226868。兩者相互圍繞公轉，距離為0.2天文單位，即地球和太陽間距離的20%。該星的星風為X射綫源的吸積盤提供物質。盤的内部溫度達到幾百萬K，因此輻射出X射綫。兩條垂直于吸積盤的相對論性噴流將被吸進的物質噴射出星際空間。 這個系統可能屬於一個名為天鵝座OB3的星協，意味著天鵝座X-1的年齡超過500萬年，並源于一顆質量大於40個太陽質量的原星。這顆原星的大部分質量都散失了，很可能是以星風的形式。如果該星以超新星的形式爆炸，則其威力足以將剩餘物質噴射出這個系統。因此它可能直接坍縮成一個黑洞。 物理學家史蒂芬·霍金和基普·索恩曾拿天鵝座X-1作了一場科學的賭局。當中霍金賭天鵝座X-1不是一顆黑洞。1990年霍金讓步，因爲觀測證據顯示這個系統中存在著引力奇點。.
天文常數
天文常數是在天文學中使用的物理常數。正式的常數組，以及推薦的數值，國際天文學聯合會已經數度定義：在1964年Resolution No.4 of the, Hamburg, 1964.
天文單位
天文單位（縮寫的標準符號為AU，也寫成au、a.u.或ua）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月，在中国北京举行的国际天文学大会（IAU）第28届全体会议上，天文学家以无记名投票的方式，把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义，而公尺的定义来源于真空中的光速，也就是说，天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩，而且也不再受时间变化的影响（虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离）。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua，但英語系的國家最常用的仍是AU，國際天文聯合會則推薦au，同時國際標準ISO 31-1也使用AU，后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位；但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
天文單位系統
天文單位系統的正式名稱是國際天文學聯合會（1976）天文常數系統（IAU (1976) System of Astronomical Constants），是在天文學開發出來的測量系統。它於1976年被國際天文學聯合會通過Resolution No.
太阳
太陽或日是位於太陽系中心的恆星，它幾乎是熱電漿與磁場交織著的一個理想球體。其直徑大約是1,392,000（1.392）公里，相當於地球直徑的109倍；質量大約是2千克（地球的333,000倍），約佔太陽系總質量的99.86% ，同時也是27,173,913.04347826（約2697.3萬）倍的月球質量。 从化學組成来看，太陽質量的大約四分之三是氫，剩下的幾乎都是氦，包括氧、碳、氖、鐵和其他的重元素質量少於2% 。 太陽的恆星光譜分類為G型主序星（G2V）。雖然它以肉眼來看是白色的，但因為在可见光的頻譜中以黃綠色的部分最為強烈，從地球表面觀看時，大氣層的散射使天空成為藍色，所以它呈現黃色，因而被非正式地稱為“黃矮星” 。 光譜分類標示中的G2表示其表面溫度大約是5778K（5505°C），V则表示太陽像其他大多數的恆星一樣，是一顆主序星，它的能量來自於氫融合成氦的核融合反應。太陽的核心每秒鐘聚变6.2億噸的氫。太陽一度被天文學家認為是一顆微小平凡的恆星，但因為銀河系內大部分的恆星都是紅矮星，現在認為太陽比85%的恆星都要明亮。太陽的絕對星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的天體，視星等達到−26.74。太陽高溫的日冕持續的向太空中拓展，創造的太陽風延伸到100天文單位遠的日球層頂。這個太陽風形成的“氣泡”稱為太陽圈，是太陽系中最大的連續結構。 太陽目前正在穿越銀河系內部邊緣獵戶臂的本地泡區中的本星際雲。在距離地球17光年的距離內有50顆最鄰近的恆星系（最接近的一顆是紅矮星，被稱為比鄰星，距太阳大約4.2光年），太陽的質量在這些恆星中排在第四。 太陽在距離銀河中心24,000至26,000光年的距離上繞著銀河公轉，從銀河北極鳥瞰，太陽沿順時針軌道運行，大約2.25億至2.5億年遶行一周。由於銀河系在宇宙微波背景輻射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向長蛇座的方向運動，这两个速度合成之后，太陽相對於CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或獅子座的方向運動。 地球圍繞太陽公轉的軌道是橢圓形的，每年1月離太陽最近（稱為近日點），7月最遠（稱為遠日點），平均距離是1.496億公里（天文学上稱這個距離為1天文單位） 。以平均距離算，光從太陽到地球大約需要经过8分19秒。太陽光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长 ，也支配了地球的氣候和天氣。人类從史前時代就一直認為太陽對地球有巨大影響，有許多文化將太陽當成神来崇拜。人类對太陽的正確科學認識進展得很慢，直到19世紀初期，傑出的科學家才對太陽的物質組成和能量來源有了一點認識。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太陽活动机制方面的未解之謎等待着人们来破解。 現今，太陽自恆星育嬰室誕生以來已經45億歲了，而現有的燃料預計還可以燃燒50億年之久。.
太陽神號
太阳神-A和太阳神-B（即和）是用于研究太阳活动而发射进入日心轨道的两艘姊妹探测器。太阳神号是由西德和NASA联合研制的，分别于1974年12月10日和1976年1月15日在佛罗里达州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心发射升空。 太阳神号由于创造了人类的最大速度记录：252,792 km/h (157,078 英里/小时 或 43.63 英里/秒 或 70.22 千米/秒 或 0.000234c)而令世人瞩目。太阳神2号比太阳神1号飞抵太阳近300万千米，并于1976年4月17日抵达拱点，创造了0.29天文单位（或4343.2万千米）的距离记录，这刚好在水星的轨道之内。太阳神号在1980年代初完成了它们的主要任务，直到1985年它们还在朝地球传输数据。当前太阳神号探测器已经不再工作了，但仍停留在绕太阳运行的椭圆轨道中。.
太陽系年表
這是太陽系的天文學年表，列出人類對太陽系的主要發現與研究成果。.
奧勒·羅默
奧勒·羅默（Ole Rømer，），丹麥天文學家。他學成後，即進入法國路易十四政府從事天文相關事務，17世紀末期返回丹麥祖國。 羅默最大成就為發現光速。當時於法國巴黎天文台就職的他，1675年通過觀測木星衛星之相互掩食與理論值相比之差，算出光穿過地球所需要的時間。他認為光速繞行長達9000英里地球所花的時間還不到一秒。雖然此說受到巴黎天文台台長及許多科學家的質疑，但獲得得到牛頓、惠更斯、萊布尼茲等人的支持，後來他更首度算出光速較準確數值，並於1676年12月7日發表於期刊上。之後，該種光速的測量方法，一直沿用，直至所謂轉動齒輪法、轉鏡法、克爾盒法、變頻閃光法等光速測量方法出現。 羅默晚年回到丹麥從事天文教學等事務，今於丹麥有其個人博物館。 2016年12月7日，Google更改其首頁的Doodle，以紀念首次測定光速340周年。.
契忍可夫輻射
契伦科夫辐射（Cherenkov radiation）是介質中運動的电荷速度超過該介質中光速時發出的一種以短波長為主的電磁輻射，其特徵是藍色輝光。這種輻射是1934年由苏联物理學家帕维尔·阿列克谢耶维奇·切连科夫發現的，因此以他的名字命名。1937年另兩名苏联物理學家伊利亞·弗蘭克和伊戈爾·塔姆成功地解釋了契忍可夫辐射的成因，三人因此共同獲得1958年的諾貝爾物理學獎。.
奇夸克
奇夸克（Strange quark）是基本粒子的一種，它屬於費米子，在夸克裡是第四重的，質量介於80到130 MeV/c2之間，它的電荷是-（1/3），奇異數為−1，自旋為½。奇夸克曾在1947年跟k介子發現，但當時只辨認出k介子而沒認出奇夸克，是直到1964年默里·蓋爾曼和喬治·茨威格建立夸克模型後才被確認。 Category:夸克.
威廉·韦伯
威廉·爱德华·韦伯（Wilhelm Eduard Weber，），德国物理学家，19世纪最重要的物理学家之一。国际单位制中磁通量的单位“韦伯”（缩写：Wb）是以威廉·韦伯的名字命名的。.
子空間
子空間有多個意義，出現在不同領域。.
定域性原理
在物理學中，定域性原理（Principle of locality），又稱局域性原理、區域性原則，認為一個特定物體，只能被它週圍的力量影響。包涵了定域性原理的物理學理論，被稱為是一個定域理論。根據經典物理學的場論的看法，某一點的行動，影響到另一點，在中間的空間，例如場，會成為運動的中介。要對另一個點造成影響，一個波或是粒子，必須先行經兩點中間的空間，之後才能造成影響。 根據狹義相對論，宇宙中所有物質和資訊的運動與傳播速度均無法超過光速。由於事件的傳播需要時間，而其速度上限為光速，因此定域性原理認為，在某一點發生的事件，不可能立即影響到另一點。換句話說，-zh-cn:信息;zh-tw:資訊-不可能比光速更快。這個觀點保持了事件之間的因果性，但排除了超距作用的可能。在量子力學的觀點上，這個原理可能會被打破（例： 量子纏結）。.
宇宙
宇宙（Universe）是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體；它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量，宇指空間，宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙，其距離大約為；而整個宇宙的大小可能為無限大，但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察，引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載，人類曾經提出宇宙學、天體演化學與，解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說，由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來，逐漸精確的天文觀察，引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說，以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型；最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良，引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系，稱為銀河系；隨後更發現，銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上，人們假定星系的分布，且各星系在各個方向之間的距離皆相同，這代表著宇宙既沒有邊緣，也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察，產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期，人們發現到星系具有系統性的紅移現象，表明宇宙正在；藉由宇宙微波背景輻射的觀察，表明宇宙具有起源。最後，1990年代後期的觀察，發現宇宙的膨脹速率正在加快，顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹，稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著，稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型，推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間，充滿了定量的物質與能量；當宇宙開始膨脹時，物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後，宇宙開始大幅冷卻，引發第一波次原子粒子的組成，稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲，藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物；許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法，其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙，而現今的宇宙只是其中之一。.
宇宙 (紀錄片)
《宇宙》（The Universe），是一部美國紀錄片電視系列，其內容主要與太空和天體等主題有關。《宇宙》主要是由透過電腦繪圖製作的天體電腦圖形，以及訪問宇宙学、天文學和天体物理学專家的片段組成。.
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宇宙的形状
宇宙的形狀，以與的角度而言（雖然嚴格來說，宇宙形狀的概念已經超越這兩種角度），可分為宇宙的局部與全域幾何形狀。宇宙的形狀與主要敘述時空如何藉由質量與能量扭曲與彎折的廣義相對論有關。 宇宙的形狀有可觀測宇宙與全域宇宙的差別。可觀測宇宙原則上是宇宙的一部分，在觀察上受到有限的光速與宇宙年齡的影響。在人們的理解當中，可觀測宇宙是以地球為球心，直徑930億光年（8.8 × 1026公尺）的球體，且在任何一個觀察點性質皆相似（即假設宇宙為各向同性，從目前所在點觀測起來似乎就是如此）。 依據《》，全域宇宙的形狀可以解釋成以下3種分類：.
宇宙暴脹
在物理宇宙學中，宇宙暴脹，簡稱暴脹，是早期宇宙的一種空間膨脹呈加速度狀態的過程。 暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始，持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後，宇宙繼續膨脹，但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞，最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落，經過暴脹放大至宇宙級大小，成為宇宙結構成長的種子，這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為，暴脹解釋了一些尚未有合理答案的難題：為什麼宇宙在各個方向都顯得相同，即各向同性，為甚麼宇宙微波背景輻射會那麼均勻分佈，為甚麼宇宙空間是那麼平坦，為甚麼觀測不到任何磁單極子？ 雖然造成暴脹的詳細粒子物理學機制還沒有被發現，但是基本繪景所作出了多項預測已經被觀測所證實。導致暴脹的假想粒子稱為暴脹子，其伴隨的場稱為暴脹場。 2014年3月17日，BICEP2科學家團隊宣佈在B模功率譜中可能探測到暴脹所產生的重力波。這為暴脹理論提供了強烈的證據，對於標準宇宙學來說是一項重要的發現 。可是，BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認，觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的，對於這結果的正確性持保留態度。必需要等到十月份普朗克衛星數據分析結果發佈之後，才可做定論。9月19日，在對普朗克衛星數據進行分析後，普朗克團隊發佈報告指出，銀河系內塵埃也可能會造成這樣的宇宙信號，但是並沒有排除測量到有意義的宇宙信號的可能性。 除了暴脹理論之外，還有非標準宇宙學理論，包括前大爆炸理論和旋量時空理論等。一般來說，暴脹在前大爆炸理論中並不是必須的。路易斯·貢薩雷斯-梅斯特雷斯（Luis Gonzalez-Mestres）在1996至1997年所提出的旋量時空理論中，每一個隨動觀測者都會產生一個特殊的空間方向，而宇宙微波背景中也會自然存在B模。普朗克衛星數據可能證實了這一特殊空間方向的存在。 (University of Texas Mathematical Physics Archive, paper 14-16).
安培定律
安培定律（Ampère's circuital law），又稱安培環路定律，是由安德烈-瑪麗·安培於1826年提出的一條靜磁學基本定律。安培定律表明，載流導線所載有的電流，與磁場沿著環繞導線的閉合迴路的路徑積分，兩者之間的關係為 其中，\mathbb是環繞著導線的閉合迴路，\mathbf是磁場（又稱為B場），d\boldsymbol是微小線元素向量，\mu_0是磁常數，I_是閉合迴路\mathbb所圍住的電流。 1861年，詹姆斯·馬克士威又將這方程式重新推導一遍，使得符合電動力學條件，並且發表結果於論文《論物理力線》內。馬克士威認為，含時電場會生成磁場，假若電場含時間，則前述安培定律方程式不成立，必須加以修正。經過修正後，新的方程式稱為馬克士威-安培方程式，是馬克士威方程組中的一個方程式，以積分形式表示為 其中，\mathbb是邊緣為\mathbb的任意曲面，\mathbf是穿過曲面\mathbb的電流的電流密度，\mathbf是電位移，d\mathbf是微小面元素向量。.
安魯效應
安鲁效應（Unruh effect），有時稱為傅苓-戴維斯-安魯效應（Fulling–Davies–Unruh effect），為一種預測：一名加速運動的觀察者可以觀測到慣性觀察者無法看到的黑體輻射，即加速運動的觀察者會發現自己處在一個溫暖的宇宙背景中。用通俗講法來說，一名等加速度觀察者攜帶的溫度計，排除掉其他可能的溫度來源貢獻後，仍可測到一個不為零的溫度。 安魯效應首先由如下人士提出：（1973年）、保羅·戴維斯（1975年）以及1976年在英屬哥倫比亞大學的。 目前安魯效應是否真的被觀察到的情形仍不明朗，一些聲稱的觀察結果具有爭議性。另外，安魯效應是否指出安魯輻射的存在，也受到部份學者的質疑。.
封閉類時曲線
在一勞侖茲流形中，一條封閉類時曲線（closed timelike curve，CTC）是一物質粒子於時空中的一種世界線，其為「封閉」，亦即會返回起始點。這種可能性是由威廉·范·斯托克姆（Willem Jacob van Stockum）於1937年以及庫爾特·哥德爾（Kurt Gödel）於1949年開啟研究風潮。若CTC存在，則似乎隱射時間機器理論上可行，如此也引出了祖父悖論（grandfather paradox）的夢魘。CTC與參考系拖曳（frame dragging）以及提普勒柱體（Tipler Cylinder）有關，是廣義相對論帶來的眾多有趣的「副作用」其中一者。.
巴納德星
巴納德星（英语：Barnard's Star）是一顆質量非常小的紅矮星，位在蛇夫座β星附近，蛇夫座66星的西北側，距離地球僅約6光年遠。美國天文學家愛德華·愛默生·巴納德在1916年測量出它的自行為每年10.3角秒，是已知相對太陽自行最大的恆星。為紀念巴納德的發現，後來稱這顆恆星為巴納德星。巴納德星距離太陽約1.8秒差距（6光年），是蛇夫座內距離我們最近、宇宙中第二接近太陽的恆星系統，也是第四接近太陽的恆星，前三接近太陽的恆星都是半人馬座α系統的成員。儘管它如此的接近地球，但是人類裸眼仍然看不見巴納德星。 由於它相當接近太陽，而且位於容易觀測的天球赤道附近，所以M型矮星巴納德星比任何恆星受到天文學家更多的研究和注意。天文學家的研究曾經聚焦在恆星的特徵、天體測量和推敲系外行星可能存在的極限。雖然這是一顆古老的恆星，天文學家仍然觀測到巴納德星發生過耀斑爆發。 天文學家曾對這顆恆星的一些研究題材發生爭議。從1960年代初至1970年代初長達十年之久，天文學家彼得·范德坎普（Peter van de Kamp）曾聲稱有一顆巨大的氣體行星環繞著巴納德星，一些天文學家也接受他的說法。天文學家後來認為恆星附近可能存在類似地球的小型行星，所以巨大行星存在的可能性就大為降低，范德坎普的主張被推翻。天文學家十分注意這顆恆星，它是無人旅行到鄰近的恆星系統可以快速前往研究的一個目標。 因為巴納德星擁有幾點與眾不同的特徵，所以它成為天文學家相當矚目的恆星。巴納德星是目前所有已知恆星中自行運動最快的恒星，因此有時候也被稱為巴納德「逃亡之星」（Runaway Star），它的自行速度比大熊座的飛行之星快一倍。恒星通常每年的自行速度還不到1角秒，牧夫座大角星自行運動算是比較明顯的，但是一年也不到2角秒，而巴納德星每年的自行運動卻高達10.31角秒。巴納德星距離太陽系只有5.96光年，除了南門二系統（半人馬座α三合星）外，它是距離地球最近的恒星。巴納德星最吸引人的地方是這顆恒星周圍很可能有兩顆大小約等於木星和土星的行星圍繞它公轉，是一個距離地球很近的恆星系。.
上夸克
在所有種類的夸克中，上夸克（Up quark）的質量最小，裸質量約為1.8–。上夸克是第一代夸克， 是自旋為的費米子。帶有電荷+ e。根據粒子物理學的標準模型理論，上夸克與下夸克是構成核子的基本粒子，質子擁有兩個上夸克和一個下夸克，而中子則有一個上夸克和兩個下夸克。上夸克參與所有四種基本相互作用：引力相互作用、電磁相互作用、弱相互作用與強相互作用。上夸克的反粒子為反上夸克。 1964年，默里·蓋爾曼 及喬治·茨威格首先提出上夸克的存在，目的是在解釋強子的八重道分類系統。1967年，透過在史丹佛直線加速器進行的，首度證實了上夸克存在。.
不变质量
不变质量（invariant mass）或称内秉质量（intrinsic mass）、固有质量（proper mass），亦常简称为质量，指的是一个物体或一个物体系统由总能量和动量构成的在所有参考系下都相同的一个洛仑兹不变量。当这个系统作为整体保持静止时，不变质量等于系统的总能量除以光速的平方，这也等于这个系统在一个与之相对静止的秤上称得的质量。如果系统由一个单一粒子组成，不变质量也称作这个粒子的静止质量。 由于一个孤立系统的质心总保持匀速直线运动，因此观察者总可以选择这样一个参考系，使系统在这一参考系中的总动量为零，即相对这个参考系为静止。这样的参考系称作质心系，这时系统的不变质量就等于系统的总能量除以光速的平方。这个於质心系下的总能量，可以被看作是系统在不同惯性系下可能被观测到所具有能量的“最小值”。 在多粒子系统的情形下，质心系中的粒子彼此之间可能会存在相对运动，并有可能存在一种或多种基本相互作用。这时粒子的动能和力场的势能会增大系统的总能量，使之大于所有粒子的静止质量之和，这部分能量也对系统的不变质量有贡献。.
不确定性原理
在量子力學裏，不確定性原理（uncertainty principle，又譯測不準原理）表明，粒子的位置與動量不可同時被確定，位置的不確定性越小，則動量的不確定性越大，反之亦然。對於不同的案例，不確定性的內涵也不一樣，它可以是觀察者對於某種數量的信息的缺乏程度，也可以是對於某種數量的測量誤差大小，或者是一個系綜的類似製備的系統所具有的統計學擴散數值。 維爾納·海森堡於1927年發表論文《論量子理論運動學與力學的物理內涵》給出這原理的原本啟發式論述，希望能夠成功地定性分析與表述簡單量子實驗的物理性質。這原理又稱為「海森堡不确定性原理」。同年稍後，嚴格地數學表述出位置與動量的不確定性關係式。兩年後，又將肯納德的關係式加以推廣。 类似的不确定性關係式也存在于能量和时间、角动量和角度等物理量之间。由於不確定性原理是量子力學的基要理論，很多一般實驗都時常會涉及到關於它的一些問題。有些實驗會特別檢驗這原理或類似的原理。例如，檢驗發生於超導系統或量子光學系統的「數字－相位不確定性原理」。對於不確定性原理的相關研究可以用來發展引力波干涉儀所需要的低噪聲科技。.
不變量
假若，在某種變換下，一個系統的某物理量保持不變，則稱此物理量為不變量（invariant）。例如，在伽利略變換下，時間是個不變量；在勞侖茲變換下，光速、靜質量、電荷量等等，都是不變量。這類變換表達出不同觀察者的參考系之間的關係。例如，在火車站台的查票員的參考系，與在移動中的火車內的乘客的參考系，這兩個參考系之間的關係。 假若，在某種變換下，一個系統的某物理性質保持不變，則稱此物理性質為不變性（invariance）。例如，在內積空間內，對於任意旋轉，向量的內積保持不變，稱此性質為旋轉不變性。 根據諾特定理，對於一種變換，每一種不變性代表一條基本的守恆定律。例如，對於平移變換的不變性導致動量守恆定律，對於的不變性導致能量守恆定律。 在現代理論物理裏，不變性是很重要的概念。許多理論是由對稱性與不變性表達。 在張量數學裏，協變性與反變性是不變性的數學性質的推廣。在電磁學和相對論裏，時常會應用到這些概念。.
中子
| magnetic_moment.
中微子
中微子（Neutrino，其字面上的意義為「微小的電中性粒子」，又譯作--）是一种电中性的基本粒子，自旋量子數為½，以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质，是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子，有三种“味”：电中微子（）、μ中微子（）以及τ中微子（）。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中，中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的，同时还是一种轻子，因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短，而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍，且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应，而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应，因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上，地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡，比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量，且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据，三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。.
中微子退耦
中微子退耦在大爆炸宇宙学中指中微子不再与重子物质相互作用，发生退耦之后，也不再影响宇宙早期动力学 。在退耦之前，中微子与质子、中子、电子达到热平衡，中微子与这些粒子之间有弱相互作用。退耦大约发生在弱相互作用减弱的速率慢于宇宙膨胀的速率的时刻，或者发生在弱相互作用的时间尺度比当时的宇宙年龄更大的时刻。中微子退耦大约发生在大爆炸发生之后1秒，宇宙温度大约为100亿开尔文，即1兆电子伏特。.
希格斯机制
在標準模型裏，希格斯機制（Higgs mechanism）是一種生成質量的機制，能夠使基本粒子獲得質量。為什麼費米子、W玻色子、Z玻色子具有質量，而光子、膠子的質量為零？希格斯機制可以解釋這問題。希格斯機制應用自發對稱性破缺來賦予規範玻色子質量。在所有可以賦予規範玻色子質量，而同時又遵守規範理論的可能機制中，這是最簡單的機制。根據希格斯機制，希格斯場遍佈於宇宙，有些基本粒子因為與希格斯場之間交互作用而獲得質量。 更仔細地解釋，在规范场论裏，為了滿足定域規範不變性，必須設定规范玻色子的质量為零。由於希格斯場的真空期望值不等於零，希格斯場在最低能量態的平均值，就是「希格斯場的真空期望值」。費曼微積分（Feymann calculus）用來計算的是希格斯場在最低能量態的振動，即希格斯玻色子。造成自發對稱性破缺，因此規範玻色子會獲得質量，同時生成一種零質量玻色子，稱為戈德斯通玻色子，而希格斯玻色子則是伴隨著希格斯場的粒子，是希格斯場的振動。通過選擇適當的規範，戈德斯通玻色子會被抵銷，只存留帶質量希格斯玻色子與帶質量規範向量場。 費米子也是因為與希格斯場相互作用而獲得質量，但它們獲得質量的方式不同於W玻色子、Z玻色子的方式。在规范场论裏，為了滿足定域規範不變性，必須設定費米子的质量為零。通過湯川耦合，費米子也可以因為自發對稱性破缺而獲得質量。 本條目的數學表述內容需要讀者了解一些量子場論的知識。所有方程式都遵守愛因斯坦求合約定。按照粒子物理學慣例，採用CGS單位制為物理量的單位，並且設定光速與約化普朗克常數的數值為1。.
世代飞船
世代飞船是一种设想中的以远低于光速进行恆星際旅行的星舰。 由于船速较慢，飞船需经过几百年甚至上千年才能到达目的地，原来的船员会老去死亡，而他们的后代会生活在船上，直到飞达目的地。 Category:太空殖民 Category:航天器 Category:航天 Category:科幻主题.
世界之最列表
世界之最列表紀錄了在世界領域最頂尖的世界紀錄和事物，這裡列舉了部分世界之最。.
三体用语列表
三体用语，为中国作家刘慈欣的科幻小说作品《三体》及其续作《三体II：黑暗森林》和《三体III：死神永生》的用语介绍。.
下夸克
下夸克（down quark）為第一代粒子，電荷為-(1/3)e ，是第二輕的夸克，質量並不是很確定，大約4-8MeV。根據標準模型理論它跟上夸克是組成核子的基本粒子；質子是由一個下夸克跟兩個上夸克組成，則中子是個兩下夸克跟個一上夸克組成（但核子的質量主要來源不是上、下夸克，而是把它們綑綁在一起的膠子。） Category:夸克.
平移运动
在經典力學裏，任何剛体，不论尺寸大小，假若它内部每一部份都是朝相同的方向、以相同的速度移动，則稱此剛体的运动為平移运动（translational motion）。英國物理歷史學者E. T. Whittaker這樣定義： 平移運動會將剛體內部每一點的位置 (x,y,z) 移動至 (x+\Delta x_,y+\Delta y_, z+\Delta z_) ，其中， (\Delta x_,\Delta y_,\Delta z_) 是同樣的位移向量。.
广义相对论的实验验证
1915年廣義相對論最初被發表之時，並沒有得到穩固的實驗證據支持，已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動，並且在哲學層面，它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年，光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲，正如廣義相對論所預測；但一直要等到1959年，一系列精確度實驗才開始進行，從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測，並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起，拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為，其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限，或是脈衝星系統中更強的引力場，廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。.
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乔凡尼·多美尼科·卡西尼
乔凡尼·多美尼科·卡西尼（意大利文：Giovanni Domenico Cassini，），法文名让-多米尼克·卡西尼（Gian Domenico Cassini或Jean-Dominique Cassini），是一位在熱那亞共和國（今意大利境內）出生的法国籍天文学家和水利工程师。 卡西尼1625年出生于熱那亞共和國的佩里納爾多（即今意大利因佩里亞省佩里納爾多），在1648年至1669年期間曾在旁扎诺天文台工作。1640年起，担任博洛尼亚大学天文学教授，並在1671年巴黎天文台落成后成為该台的第一任總監直到去世。1673年加入法国国籍，改名为法文，即让-多米尼克·卡西尼，又称卡西尼一世（Cassini Ier，其曾孙与其同名，称卡西尼二世）。 卡西尼被认为与胡克同时发现了大红斑（1665年）。卡西尼是第一个发现土星的四个卫星（土卫八、土卫五、土卫四、土卫三）的人。1690年，他在觀測木星的大氣層時發現木星赤道旋轉得比兩極快，因此發現了木星的較差自轉。1675年，他发现土星光环中间有条暗缝，这就是后来以他名字命名的著名的卡西尼环缝。他猜测，光环是由无数小颗粒构成。两个多世纪后的分光观测证实了他的猜测。1671年到1679年，他仔细观测了月球的表面特征，1679年送呈法国皇家科学院一份大幅月面图，在一个多世纪内始终没人能在这方面超过他。1683年3月起，卡西尼研究了黄道光，认为它是由于行星际尘埃反射太阳光引起的，不属于大气现象。 卡西尼是一位保守的天文学家，他拒绝接受哥白尼的日心说，也反对开普勒定律、艾萨克·牛顿的万有引力定律和光速有限说。卡西尼於1711年失明，次年（1712年）逝世于法国巴黎。除了天文學的貢獻以外，他亦曾被教宗委任治理波河的防治、管理及防汛工程。 当代人类探测土星的探测器“卡西尼号”即以他的名字命名。.
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座標時
对论中，利用时空座標系表達計算結果很方便。這裡的時空坐標系隱含了「假想每個時空點都有觀察者」的意義。在許多（但不是全部）座標系中，發生於某一瞬間、某一地點的事件可由一個時間座標和三個空間座標標定。论述由時間座標標定的時間时，人们通常会用座標時这个名词，以强调他们谈论的对象不是原時。 依慣例，狭义相对论中慣性觀察者所觀測到的事件的座標時和原時相同。這裡的原時是與事件處於同一位置的時鐘讀值。對觀察者而言，該時鐘看起來靜止不動，並已使用校正過，與觀察者的時鐘同步。.
康普頓波長
阿瑟·康普頓。 粒子的康普頓波長（Compton wavelength）λ，其關係式如下： 式中的變數符號 定義約化康普頓波長 \bar為 根據CODATA 2014的數值，電子的康普頓波長是2.4263102367(11)×10-12 m。 不同的粒子，有不同的康普頓波長.
事件視界
事件視界（event horizon），是一種時空的曲隔界線。視界中任何的事件皆無法對視界外的觀察者產生影響。在黑洞周圍的便是事件視界。在非常巨大的重力影響下，黑洞附近的逃逸速度大於光速，使得任何光線皆不可能從事件視界內部逃脫。根據廣義相對論，在遠離視界的外部觀察者眼中，任何從視界外部接近視界的物件，將須要用無限長的時間到達視界面，其影像會經歷無止境逐漸增強的紅移；但該物件本身卻不會感到任何異常，並會在有限時間之內穿過視界。 Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski, James Sully近年的研究認為事件視界會造成黑洞火牆，而火牆的存在跟黑洞本身相矛盾。 其他相關但不同的視界包括同樣可以在黑洞旁找到的絕對視界線與。另有一些相關的名詞包括柯西與、 克爾度規中的動圈、宇宙學中的宇宙學視界等。.
事件視界望遠鏡
事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope, EHT）是一個以觀測星系中央超大質量黑洞為主要目標的計畫。該計劃以甚長基線干涉技術（VLBI）結合世界各地的電波望遠鏡，使許多相隔數十萬公里的獨立天線能互相協調、同時觀測同一目標並記錄下數據，形成一口徑等效於地球直徑的虛擬望遠鏡，將望遠鏡的角解析力提升至足以觀測事件視界尺度結構的程度。EHT期望藉此檢驗愛因斯坦廣義相對論在黑洞附近的強重力場下是否會產生偏差、研究黑洞的吸積盤及噴流、探討事件視界存在與否，並發展基本黑洞物理學。 EHT的觀測目標主要為位於南半天球、銀河系中央的超大質量黑洞人馬座A*以及位於北天球的橢圓星系M87星系中央的超大質量黑洞。其中人馬座A*在地球天空中佔的盤面較大，而Ｍ87的黑洞則以擁有一道長達5,000光年的噴流為著名特色。為了看透銀河盤面及圍繞在黑洞周圍的物質，EHT將觀測波長設定於1.33毫米，並預計於未來提升至能更精細觀測的0.87毫米。由於連線觀測產生的數據量將大到無法使用網際網路傳輸，各觀測台會於觀測後將儲滿數據的硬碟郵寄至美國馬薩諸塞州的海斯塔克天文台，交由超級電腦運算，並合成單一影像。根據電腦模擬，環繞黑洞的物質發出的光將被黑洞自身質量產生的重力透鏡效應彎曲，在黑洞周圍形成一光環，而光環中央襯托出的圓形剪影便是黑洞的輪廓，也就是事件視界。 2012年，天文學家於美國亞利桑那州首次正式舉辦EHT會議，確立計畫的科學目標、技術計畫和組織架構等。觀測則始於更早的2006年，當時已有三座望遠鏡使用VLBI技術進行連線觀測。多年下來，EHT逐漸從一個鬆散、資金不足的團隊，成長為30多所來自12個國家的大學、天文觀測站等研究單位與政府機構參與的國際合作組織。EHT於2017年4月首次進行為期十天的全球連線觀測，觀測目標為人馬座A*。此次觀測也第一次納入位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）、南極點的南極望遠鏡等成員。其中ALMA為一關鍵成員，它的加入將EHT的靈敏度提高了十倍。天文學家希望於此次觀測中攝得第一張黑洞剪影的影像。觀測結果預計於2017年底至2018年公布。.
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廣義相對論
广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.
廣義相對論中的質量
廣義相對論中的質量此一概念較之於狹義相對論中的質量更為複雜。事實上廣義相對論並沒有對「質量」這一詞彙提供單一的定義，而是提供了許多不同的定義，適用於不同的場合。在一些場合下，廣義相對論中一系統之質量甚至可能是無法定義的。.
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廣義相對論入門
广义相对论是一种关于引力的理论，它在1907年到1915年由爱因斯坦完成。根据广义相对论，物质之间的引力来自于时空的弯曲。 在广义相对论出现之前的200多年间，牛顿万有引力定律被广泛接受，它成功地解释了物质之间的引力作用。在牛顿的定律中，引力来自大质量物质之间的相互吸引。虽然牛顿也不知道这种力的本质，但它在描述运动时却非常成功。 但是，实验和观测都显示，爱因斯坦对引力的描述能够解释多个由牛顿定律无法解释的现象，比如水星和其他行星轨道的反常的进动。广义相对论还预言了一些关于引力的显著效应，比如引力波和引力透镜，还有引力场引发的时间膨胀。2016年2月11日，LIGO團隊於華盛頓舉行的一場記者會上共同宣布人類對於重力波的首個直接探測結果。所探測到的重力波來源於雙黑洞融合。 广义相对论已经成为现代天体物理学的重要工具。它提供了现在理解黑洞（一个引力强大到使光都无法逃逸的空间区域）的基础。其强大的引力也使一些天体（比如活动星系核和X射线双星）发射出强烈的辐射。广义相对论也是宇宙学的标準大爆炸模型的理论框架中的一部分。 然而，到现在仍然有大量的问题没有解决，其中最根本的是广义相对论如何和量子力学结合而产生一个完整一致的量子引力理论。.
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廣義相對論的替代理論
廣義相對論的替代理論是與愛因斯坦廣義相對論競爭，嘗試要描述重力現象的物理理論。 對於建構一個理想重力理論，至今已有許多不同的嘗試。這些嘗試可以分為下面四個大類：.
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延迟 (工程学)
延迟（Latency）也译潜伏时间，它是指做出触发动作与得到响应之间的时间间隔。延迟实际上是任何物理相互作用在有限速度内传播产生的结果。该速度始终低于或等于光速。因此，不论触发的性质，任何空间维度不为零的物理系统都将存在某种延迟。 延迟的精确定义取决于被观察系统与产生触发的物质。在通信系统中，等待时间的下限由通信的介质确定。在可靠的双向通信系统中，等待时间受到信息传输最大速率的限制，即处在传输中的信息总量有限。在人机交互领域，可察觉的延迟对用户满意度和可用性有很大影响。.
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介電質
介電質（dielectric）是一種可被電極化的絕緣體。假設將介電質置入外電場，則束縛於其原子或分子的束縛電荷不會流過介電質，只會從原本位置移動微小距離，即正電荷朝著電場方向稍微遷移位置，而負電荷朝著反方向稍微遷移位置。這會造成介電質電極化，從而在介電質內部產生反抗電場，減弱整個介電質內部的電場。假若介電質是由弱鍵結的分子構成，則這些分子不但會被電極化，也會改變取向，試著將自己的對稱軸與電場對齊。 介電質通常指的是可被高度電極化的物質。在原子與分子層次，極化性可以用來衡量微觀的電極化性質，從極化性可以理論計算出介電質的電極化率和電容率，兩個巨觀的電極化性質。或者，可以直接從實驗測量出介電質的電極化率和電容率。假若置入了具有高電容率的介電質，則平行板電容器的電容會大幅增加，儲存於兩塊金屬平行板的正負電荷也會增加 。 介電質的用途相當廣泛。介電質的電傳導能力很低，再加上具備有很好的（dielectric strength）性質，就可以用來製造電絕緣體。另外介電質可被高度電極化，是優良的電容器材料。對於介電性質的研究，涉及了物質內部電能和磁能的儲存與耗散。用於解釋電子學、光學和固態物理的各種各樣現象，這研究極端重要。 回應麥可·法拉第的請求，英國科學家威廉·暉巍（William Whewell）命名所有可被電極化的絕緣體為介電質。.
弯曲时空中的麦克斯韦方程组
物理学中，弯曲时空中的麦克斯韦方程组（Maxwell's equations in curved spacetime）制约着弯曲时空（其间的度规可能不是闵可夫斯基性的）中的电磁场的动力学。它们可以被认为是真空中的麦克斯韦方程组在广义相对论框架中的扩展，而真空中的麦克斯韦方程组只是一般化的麦克斯韦方程组在局部平直时空中的特殊形式。但由于在广义相对论中电磁场本身的存在也会引起时空的弯曲，因此真空中的麦克斯韦方程组应被理解为一种出于方便的近似形式。 然而，这种形式的麦克斯韦方程组仅仅对真空情形下的麦克斯韦方程组有用，这也被称作“微观”麦克斯韦方程组。对于宏观上与各向异性的物质相关的麦克斯韦方程组，物质的存在会建立一个参考系从而使方程组不再是协变的。 阅读本条目需要读者了解平直时空中电磁理论的四维形式。 电磁场本身要求其几何描述与坐标选取无关，而麦克斯韦方程组在任何时空中的几何描述都是一样的，而不管这个时空是否是平直的。同时，当使用非笛卡尔的局部坐标时平直闵可夫斯基空间中的方程组会做同样的修改。例如本条目中方程组可以写成球坐标中的麦克斯韦方程组的形式。基于上述原因，更好的理解方法是将闵可夫斯基空间中的麦克斯韦方程组理解为一种特殊形式，而非将弯曲时空中的麦克斯韦方程组理解为一种相对论化的推广。.
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強度 (物理)
在物理學中，強度的定義是單位面積下的能量轉換率。在SI制單位下，瓦特每平方公尺（W/m2）。最常用來表示波的強度（例如：音波、光波）。通常指波在一个週期内的能量轉換率。 強度（intensity）一詞不同於“力度、力量強度”（strength）或振幅（amplitude）。 強度也可以被定義為能量密度乘上能量移動的速度；向量运算結果的單位等同於 W/m2。.
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伽利略变换
伽利略變換是-zh-cn:经典力学; zh-hk:經典力學; zh-tw:古典力學-中用以在兩個只以均速相對移動的參考系之間變換的方法，屬於一種被動態變換。伽利略变换明顯成立的公式在物體以接近光速運動时、亦或者是电磁过程不会成立，這是相對論效應造成的。 伽利略·伽利萊在解釋均速運動時制定了這一套概念。他用其解釋球體滾下斜面這一力學問題，並測量出地球表面引力加速度的數值。.
伽利略·伽利莱
伽利略·伽利莱（Galileo Galilei， ；）Drake（1978, p.1）.伽利略出生日期用的是儒略曆，當時所有基督教國家都使用這個曆法。義大利及幾個天主教國家於1582年改用公曆。除非特別註明，條目中的日期皆為公曆。，義大利物理學家、數學家、天文學家及哲學家，科學革命中的重要人物。其成就包括改進望遠鏡和其所帶來的天文觀測，以及支持哥白尼的日心说。伽利略做实验证明，感受到引力的物体并不是呈等速運動，而是呈加速度運動；物體只要不受到外力的作用，就會保持其原來的靜止狀態或勻速運動狀態不變。他又發表惯性原理阐明，未感受到外力作用的物体会保持不变其原来的静止状态或匀速运动状态。伽利略被譽為“現代觀測天文學之父”、“現代物理學之父”、“科學之父”及“現代科學之父”。Finocchiaro (2007).
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弗里德曼方程
弗里德曼方程（英文：Friedmann equations）是广义相对论框架下描述空间上均一且各向同性的的一组方程。它们最早由亚历山大·弗里德曼在1922年得出 (English translation in)，他通过在弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规下对具有给定质量密度\rho\,和压力p\,的流体的能量-动量张量应用爱因斯坦引力场方程而得到。而具有负的空间曲率的方程则由弗里德曼在1924年得到 (English translation in)。.
异常物质
在物理學中，奇異物質（exotic matter）指的是與普通物質不同，具有奇異特性的物質的統稱。奇異物質有以下幾種：.
引力
重力（Gravitation或Gravity），是指具有质量的物体之间相互吸引的作用，也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中，引力是最弱的一种，但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中，引力一般由广义相对论来精确描述，认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上，地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量，并使物体落向地面。在宇宙中，引力让物质聚集而形成天体，同时也让天体之间相互吸引，形成按照轨道运转的天体系统。此外，月球以及太陽对地球上海水的引力，形成了地球上的潮汐。.
引力坍缩
引力坍缩（英文：Gravitational collapse）是天体物理学上恒星或星际物质在自身物质的引力作用下向内塌陷的过程，产生这种情况的原因是恒星本身不能提供足够的作用力以平衡自身的引力，从而无法继续维持原有的流体静力学平衡，引力使恒星物质彼此拉近而产生坍缩。在天文学中，恒星形成或衰亡的过程都会经历相应的引力坍缩。特别地，引力坍缩被认为是Ib和Ic型超新星以及II型超新星形成的机制，大质量恒星坍缩成恆星黑洞时的引力坍缩也有可能是伽玛射线暴的形成机制之一。至今人们对引力坍缩在理论基础上还不十分了解，很多细节仍然没有得到理论上的完善阐释。由于在引力坍缩中很有可能伴随着引力波的释放，通过对引力坍缩进行计算机数值模拟以预测其释放的引力波波形是当前引力波天文学界研究的课题之一。.
引力波探测器
引力波探测器（Gravitational-wave observatory）是引力波天文学中用于探测引力波的装置。重力波是加速中的質量在時空中所產生的漣漪。阿爾伯特·愛因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通過探測重力波，可以對廣義相對論進行實驗驗證。常用的探測器有棒状探测器和激光干涉儀等，這些探測器的主要運作原理是測量重力波通過時對兩個相隔遙遠位置之間距離的影響。1960年代起，多個重力波探測器陸續被建造與啟用，並在探測器靈敏度上有不斷的進步。現今，這些探測器已具備探測銀河系以內與以外的重力波源的功能，是重力波天文學的主要探測工具。 有一些實驗已經給出引力波存在的間接證據，例如，赫爾斯－泰勒脈衝雙星的軌道衰減符合廣義相對論預測的因引力波發射而導致的能量減損。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒因這項研究獲得了1993年諾貝爾物理學獎。 2016年，LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布，在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所發射出的引力波信号。之後，又陸續探測到多次重力波事件。.
引力時間膨脹
引力時間膨脹(Gravitational time dilation)是指在宇宙有不同勢能的區域會導致時間以不同的速率度過的現象，引力導致的時空扭曲率越大，時間就過得越慢。愛因斯坦最初在自己的相對論中預測出這種現象，並其後由各種廣義相對論實驗中被證實。 其中一種證實方法就是把兩個原子鐘放在不同的高度（因此來自地球的引力效應會有差別），它們在一段時間后所測到的時間會有些許差別。其差別極小極小，甚至要用到納秒來作單位。 引力時間膨脹首次由愛因斯坦于1907年提出，並是狹義相對論中參照對象的加速前進所導致的結果。在廣義相對論中，它被視爲是時空度規張量描述的在不同地點的原時的差。龐德-雷布卡實驗首次直接證實了這種現象的存在。.
位移電流
在電磁學裏，位移電流 （displacement current） 定義為電位移對於時間的變率。位移電流的單位與電流的單位相同。如同真實的電流，位移電流也有一個伴隨的磁場。但是，位移電流並不是移動的電荷所形成的電流；而是電位移對於時間的偏導數。 於 1861 年，詹姆斯·馬克士威發表了一篇論文《論物理力線》，提出位移電流的概念。在這篇論文內，他將位移電流項目加入了安培定律。修改後的定律，現今稱為馬克士威-安培方程式。 在馬克士威的 1864 年論文《電磁場的動力學理論》內，他用這馬克士威-安培方程式推導出電磁波方程式。由於這導引將電學、磁學和光學聯結成一個統一理論。這創舉現在已被物理學術界公認為物理學史的重大里程碑。位移電流對於電磁波的存在是基要的。.
復合 (宇宙學)
復合（Recombination）是宇宙論中帶電的電子和質子在宇宙中首度結合成電中性氫原子的時代請注意：再結合是不當的用詞，這是描述第一次電中性氫的形成。在大爆炸之後，宇宙是熱的，光子、電子和質子密集電漿，電漿和光子的交互作用造成的宇宙輻射，有效的使宇宙變得不透明。當宇宙膨脹時，它開始變冷。最終，宇宙的溫度冷到高能態中性氫可以形成的溫度點，自由電子和質子與中性氫原子的比率下降至約為1比10,000。不久之後，在宇宙中的光子與物質退耦，因此復合有時也被稱為光子退耦，儘管復合與光子退耦是不同的事件。一旦光子與物質退耦，它們在宇宙中不與物質交互作用的自由路徑，就構成我們今天所觀測到的宇宙微波背景輻射。復合大約發生在宇宙年齡380,000歲，或是大約紅移.
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微類星體
微類星體是類星體的小型表親。其命名看得出來是源自類星體，而兩者間有些共同點：強烈且時變的無線電波放射，常表現成無線電波噴流（radio jet），以及一個圍繞黑洞的積氣盤（accretion disk）。在類星體，黑洞具有超級大的質量（百萬計的太陽質量）；在微類星體，黑洞質量為幾個太陽質量。在微類星體，堆積的質量體來自一顆普通的恆星，而且積氣盤在可見光區與X射線區具有非常高的亮度。微類星體有時候稱作「無線電波噴流X射線雙星」，以和其他的X射線雙星（X-ray binaries）做區別。一部分的無線電波放射來自於相對論性噴流（近光速），常表現出外顯的超光速運動。 微類星體在研究相對論性噴流方面極為重要。噴流成形於黑洞附近，而黑洞附近的時間尺度和黑洞質量成比例關係。因此，尋常的類星體要幾百年才做的改變，微類星體可以在一天內完全經歷。.
德布罗意方程组
德布羅意方程組是描述物質波的方程組。德布罗意方程组描述了波长 \lambda 与动量 p、频率 \nu 与总能 E 之间的关系。 路易·德布羅意受光的波粒二象性启发，认为微观粒子也有波粒二象性。描述波的物理量为频率、波长；而描述粒子的物理量为能量、动量。德布罗意方程将这两组物理量联系在一起。.
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德拜
德拜（符号为D）是一种CGS制的矢量单位。 它是偶极矩（或称电偶极矩）的非国际制单位（non-SI metric system|metric unit）。偶极矩定义为电荷量与位移的乘积: |1 statC ||.
保罗·德鲁德
保罗·卡尔·路德维希·德鲁德（德语：Paul Karl Ludwig Drude，），德国物理学家，專攻光學。他寫了光學與馬克士威的電磁理論基本教材。.
快子
--（tachyon）也称为--、速子，是一种理论上预测的超光速次原子粒子。这种由相对论衍生出的假想粒子，总是以超过光速的速度在运动。快子与一般物质（相应称为慢子（tardyon））的相互作用可能不明显，所以即使其存在也不一定能侦测得到。在狭义相对论中，快子具有类空的四维动量和虚的原时，并被限定在能量-动量图中的类空区间部分。因此，它无法降低速度至亚光速状态。.
在壳和离壳
物理上，特别是量子场论中，物理系统的满足经典运动方程的位形称为在壳的，而其它的则称为离壳的。 例如，在经典力学上的作用量表达中，变分原理的极值解是在壳的，而欧拉-拉格朗日方程就是在壳方程（也即，它们在离壳的情况不成立）。诺特定理也是在壳定理。.
场 (物理)
在物理裡，場（Field）是一個以時空為變數的物理量。 場可以分為純量場、向量場和張量場等，依據場在時空中每一點的值是純量、向量還是張量而定。例如，古典重力場是一個向量場：標示重力場在時空中每一個的值需要三個量，此即為重力場在每一點的重力場向量分量。更進一步地，在每一範疇（純量、向量、張量）之中，場還可以分為「古典場」和「量子場」兩種，依據場的值是數字或量子算符而定。 場被認為是延伸至整個空間的，但實際上，每一個已知的場在夠遠的距離下，都會縮減至無法量測的程度。例如，在牛頓萬有引力定律裡，重力場的強度是和距離平方成反比的，因此地球的重力場會隨著距離很快地變得不可測得（在宇宙的尺度之下）。 定義場是一個「空間裡的數」，這不應該減損場在物理上所有的真實性。「場佔有空間。場含有能量、动量。場的存在排除了真正的真空。」 真空中沒有物質，但並不是沒有場的。場形成了一個「空間的狀態」，因此當我們在場內放入一個粒子，這個粒子會感覺到力。 當一個電荷移動時，另一個電荷並不會立刻感應到。第一個電荷會感應到一個反作用力，並獲得動量，但第二個電荷則沒有感應，直到第一個電荷移動的影響以光速傳遞到第二個電荷那裡，並給予其動量之後。場的存在解決了關於第二個電荷移動前，動量存在在哪裡的問題。因為依據動量守恆定律，動量必存在於某處。物理學家認為動量應該存在於場之中。如此的認定讓物理學家們相信電磁場是真實的存在，使得場的概念成為整個現代物理的範式。.
圓周率
圓周率是一个数学常数，为一个圆的周长和其直径的比率，约等於3.14159。它在18世纪中期之后一般用希腊字母π指代，有时也拼写为“pi”（）。 因为π是一个无理数，所以它不能用分数完全表示出来（即它的小数部分是一个无限不循环小数）。当然，它可以用像\frac般的有理数的近似值表示。π的数字序列被認為是随机分布的，有一种统计上特别的随机性，但至今未能证明。此外，π还是一个超越数——它不是任何有理数系数多项式的根。由於π的超越性质，因此不可能用尺规作图解化圆为方的问题。 几个文明古国在很早就需要计算出π的较精确的值以便于生产中的计算。公元5世纪时，南朝宋数学家祖冲之用几何方法将圆周率计算到小数点后7位数字。大约同一时间，印度的数学家也将圆周率计算到小数点后5位。历史上首个π的精确无穷级数公式（即π的莱布尼茨公式）直到约1000年后才由印度数学家发现。在20和21世纪，由于计算机技术的快速发展，借助计算机的计算使得π的精度急速提高。截至2015年，π的十进制精度已高达1013位。当前人类计算π的值的主要原因为打破记录、测试超级计算机的计算能力和高精度乘法算法，因为几乎所有的科学研究对π的精度要求都不会超过几百位。 因为π的定义中涉及圆，所以π在三角学和几何学的许多公式，特别是在圆形、椭球形或球形相關公式中广泛应用。由于用於特征值这一特殊作用，它也在一些数学和科学领域（例如数论和统计中计算数据的几何形状）中出现，也在宇宙学，热力学，力学和电磁学中有所出现。π的广泛应用使它成为科学界内外最广为人知的常数之一。人们已经出版了几本专门介绍π的书籍，圆周率日（3月14日）和π值计算突破记录也往往会成为报纸的新闻头条。此外，背诵π值的世界记录已经达到70,000位的精度。.
國際單位制基本單位的重新定義
國際單位制希望其單位定義的基準是源自於對自然的測量。但此單位制時，由當時技術上的限制，因此利用了公尺原器與公斤原器做為公尺與公斤的定義。 1960年，公尺的定義被改寫為由特定光源所發出的光波長，因此公尺定義的基準也成為了對自然測量的結果。現今，只留下了公斤還是以人造的物品做為定義的基準。 國際度量衡委員會計劃於2019年5月20日重新改寫國際單位制基本單位的定義。.
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刚体
在物理学裏，理想刚体（rigid body）是一種有限尺寸，可以忽略形变的固体。不论是否感受到外力，在刚体內部，質點與質點之间的距离都不会改变。这种理想模型适用条件是，运动过程比固体中的弹性波的传播要缓慢得多。根據相對論，這種物體不可能實際存在，但物體通常可以假定為完美剛體，前提是必須滿足運動速度遠小於光速的條件。 在经典力学裡，刚体通常被視為连续质量分佈体；在量子力学裏，刚体被視為一群粒子的聚集。例如，分子（由假定為質點的电子与核子组成）时常會被视为刚体。.
分隔号
分隔号的形式是斜线（/），但不是\。用在要分隔的语句之间。它的另外一种形式为竖线（|）。.
喬奧·馬給久
喬奧·馬給久（João Magueijo，）是出生於葡萄牙埃武拉（Évora）的物理宇宙學家，於英國劍橋大學取得碩士及博士學位。獲得劍橋大學聖約翰學院（St John's College, Cambridge）的特別研究員（research fellowship）資格，先前獲頒者有保羅·狄拉克與阿布杜斯·薩拉姆（Abdus Salam）。他亦在倫敦帝國學院教授理論物理學。 他是物理宇宙學中光速可變理論（VSL）的支持者，其內容主要是提議早期宇宙的光速會比現今的值還要高。此一理論被視為是主流理論——宇宙暴脹理論之外的替代理論。這個宇宙學模型最早是在1990年代早期，由加拿大科學家約翰·莫菲特（John Moffat）首次提出。 馬給久在他2003年的科普著作《比光速還快：一場科學家共事的愛與憎，一個漸成氣候的瘋狂點子》（Faster Than The Speed of Light, The Story of a Scientific Speculation）中，提到過去他欲發表光速可變理論時的掙扎刻苦的經歷。.
傑斐緬柯方程式
在電磁學裏，給予含時電荷密度分佈和電流密度分佈，可以使用傑斐緬柯方程式（Jefimenko equation）來計算電場和磁場。這方程式因其發現者物理學家而命名。傑斐緬柯方程式是馬克士威方程組對於這些電荷密度分佈和電流密度分佈的解答。.
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哥本哈根詮釋
哥本哈根詮釋（Copenhagen interpretation）是量子力學的一種詮釋。根據哥本哈根詮釋，在量子力學裏，量子系統的量子態，可以用波函數來描述，這是量子力學的一個關鍵特色，波函數是個數學函數，專門用來計算粒子在某位置或處於某種運動狀態的機率，測量的動作造成了波函數塌縮，原本的量子態機率地塌縮成一個測量所允許的量子態。 二十世紀早期，從一些關於小尺寸微觀物理的實驗裏，物理學家發現了很多新穎的量子現象。對於這些實驗結果，古典物理完全無法解釋。替而代之，物理學家提出了一些嶄新的理論。而這些理論能夠非常精確地解釋新發現的量子現象。但是，內嵌於這些經驗理論的，是一種關於小尺度真實世界的新模型。它們所給予的預測，常使物理學家覺得相當地反直覺。甚至它們的發現者都感受到極其驚訝。哥本哈根詮釋嘗試著，在實驗證據的範圍內，給予實驗結果和相關理論表述一個合理的解釋。換句話說，它試著回答一個問題：這些奇妙的實驗結果到底有什麼意義？ 哥本哈根詮釋主要是由尼爾斯·波耳和維爾納·海森堡于1927年在哥本哈根合作研究时共同提出的。此詮釋延伸了由德国数学家、物理学家馬克斯·玻恩所提出的波函数的機率表述，之后发展为著名的不确定性原理。他們所提的詮釋嘗試要對一些量子力學所帶來的複雜問題提出回答，比如波粒二象性以及測量問題。此后，量子理论中的概率特性便不再是猜想，而是作为一条定律而存在了。量子论以及这条詮釋在整个自然科学以及哲学的发展和研究中都起着非常显著的作用。 哥本哈根詮釋給予了量子系統的量子行為一個精簡又易懂的解釋。1997年，在一場量子力學研討會上，舉行了一個關於詮釋論題的意向調查，根據這調查的結果，超過半數的物理學家對哥本哈根詮釋感到滿意；第二多的是多世界詮釋。雖然當前的傾向顯示出其它的詮釋也具有相當的競爭力，在20世紀期間，大多數的物理學家都願意接受哥本哈根詮釋。.
哈密頓-雅可比方程式
在物理學裏，哈密頓-雅可比方程 （Hamilton-Jacobi equation，HJE） 是經典力學的一種表述。哈密顿-雅可比方程、牛頓力學、拉格朗日力學、哈密頓力學，這幾個表述是互相全等的。而哈密顿-雅可比方程在辨明守恆的物理量方面，特別有用處。有時候，雖然物理問題的本身無法完全解析，哈密顿-雅可比方程仍舊能夠正確的辨明守恆的物理量。 HJE 是经典哈密顿量一个正则变换，经过该变换得到的结果是一个一阶非线性偏微分方程，方程式之解描述了系统的行为。与哈密顿运动方程的不同之处在于 HJE 是一个偏微分方程，每个变量对应于一个坐标，而哈密顿方程是一个一阶线性方程组，每两个方程对应于一个坐标。HJE 可以漂亮地解析一些重要问题，例如开普勒问题。 HJE 是唯一能夠將粒子運動表達為波動的一種力學表述。因此，HJE 滿足了一個長久以來理論物理的研究目標（早至 18 世紀，約翰·白努利和他的學生皮埃爾·莫佩爾蒂的年代）；那就是，尋找波傳播與粒子運動的相似之處。力學系統的波動方程式與薛丁格方程式很相似；但並不相同。稍後會有詳細說明。HJE 被認為是從經典力學進入量子力學最近的門階。.
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哈伯體積
哈伯體積或哈伯球（Hubble volume或Hubble sphere），是宇宙學中包圍觀測者的球區域，在哈伯球之外, 觀測者不能觀察到被退行速度超過光速之外的區域包圍的範圍。 哈伯球的同移半徑是c/H_0，此處的c是光速，H_0是哈伯常數。 更通俗的說，"哈伯體積"是可以是用於空間中體基的因次是(c/H_0)^3的任何區域。 哈伯體積經常 (但是錯誤的) 被視為可觀測宇宙的同義詞，但是後者其實是大於哈伯體積的For a discussion of why objects can be seen that are outside the Hubble sphere, see 。.
哈特里能量
哈特里能量记为Eh或者Ha，是原子单位制中的能量单位，以（Douglas Hartree）的名字命名。该单位的值定义为2R∞hc，其中R∞为里德伯常数,h为普朗克常数，c为光速。 根据科学技术数据委员会（CODATA）2014年的数据，哈特里能量单位的值为Eh.
冪
幂運算（Exponentiation），又稱指數運算，是一種數學運算，表示為 bn。其中，b 被稱為底數，而 n 被稱為指數，其結果為 b 自乘 n 次。同樣地，把 b^n 看作乘方的结果，稱為「 b 的 n 次幂」或「 b 的 n 次方」。 通常指數寫成上標，放在底數的右邊。當不能用上標時，例如在編程語言或電子郵件中，b^n通常寫成b^n或b**n，也可視為超運算，記為bn，亦可以用高德納箭號表示法，寫成b↑n，讀作“ b 的 n 次方”。 當指數為 1 時，通常不寫出來，因為運算出的值和底數的數值一樣；指數為 2 時，可以讀作“ b 的平方”；指數為 3 時，可以讀作“ b 的立方”。 bn 的意義亦可視為： 起始值 1（乘法的單位元）乘上底數（b）自乘指數（n）這麼多次。這樣定義了後，很易想到如何一般化指數 0 和負數的情況：除 0 外所有數的零次方都是 1 ；指數是負數時就等於重複除以底數（或底數的倒數自乘指數這麼多次），即： 以分數為指數的冪定義為b^.
具質量粒子
具質量粒子（massive particle）是指其靜止質量為非零实数的粒子。依照狭义相对论，這些粒子的速度都會比光速要慢。同義詞慢子（bradyon，源自from βραδύς，tardyon或ittyon） 有時會用來和（其速度為光速）及假想的快子（其速度為超光速）對比。.
元素周期表
化學元素週期表是根據原子序從小至大排序的化學元素列表。列表大體呈長方形，某些元素週期中留有空格，使化学性质相似的元素处在同一族中，如鹵素及惰性氣體。這使週期表中形成元素分區。由於週期表能夠準確地預測各種元素的特性及其之間的關係，因此它在化學及其他科學範疇中被廣泛使用，作為分析化學行為時十分有用的框架。 現代的週期表由德米特里·門捷列夫於1869年創造，用以展現當時已知元素特性的週期性。自此，隨--新元素的發現和理論模型的發展，週期表的外觀曾經過改變及擴張。通過這種列表方式，門捷列夫也預測一些當時未知元素的特性以填補週期表中的空格。其後發現的新元素的確有相似的特性，使他的預測得到証實。 化學元素週期表将各个化学元素依据原子序编号，并依此排列。原子序從1（氫）至118（Og）的所有元素都已被发现或成功合成，其中第113、115、117、118号元素在2015年12月30日獲得IUPAC的确认。 而其中直到鉲的元素都在自然界中存在，其--的（亦包括眾多放射性同位素）都是在實驗室中合成的。目前Og之後的元素的合成正在進行中，帶出如何擴展元素週期表的問題。.
先驅者鍍金鋁板
先驱者鍍金鋁板，是指安裝在兩艘無人駕駛太空探測器－先驱者10號及先驱者11號上，一塊載有由人類發出的訊息的鍍金鋁板。板上刻有一男一女的畫像，及一些符號用以表示這艘探測器的來源。就像海中漂浮的瓶中信，這段訊息將會在星際間漂浮。但是，若探測器要航行到一個距離太陽系30光年距離的恆星的話，其所需的平均時間就已經比我們身處的銀河系現時的年齡還要長。 先驱者探測器是第一個離開太陽系的人造物件。這塊鍍金鋁板裝嵌在探測器上天線的主柱之下，用以保護其不受太空塵所侵蝕。美國太空總署希望這塊板及探測器本身能比地球及太陽更加長壽。 在先驱者計劃後，旅行者計畫的探測器亦仿效這塊鍍金鋁板，把更加複雜及詳細的訊息收錄於旅行者金唱片之中，隨著探測器於1977年發射到太空之中。.
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兆電子伏特加速器
兆電子伏特加速器（Tevatron），又譯為正負質子對撞機，是一座圓形粒子加速器（或稱同步迴旋加速器（synchrotron）），設在美國伊利諾州巴达维亚的費米實驗室。兆電子伏特加速器曾為世界上运行能量最高的粒子對撞機。兆電子伏特加速器將質子與反質子於6.3公里的環中加速，使其能量達到1TeV.
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光子
| mean_lifetime.
光導纖維
光導纖維（Optical fiber），簡稱光纖，是一種由玻璃或塑料製成的纖維，利用光在這些纖維中以全反射原理傳輸的光傳導工具。微細的光纖封裝在塑料護套中，使得它能夠彎曲而不至於斷裂。通常光纖的一端的發射裝置使用發光二極體或一束激光將光脈衝傳送至光纖中，光纖的另一端的接收裝置使用光敏元件檢測脈衝。包含光纖的线缆称为光缆。由於信息在光導纖維的傳輸損失比電在電線傳導的損耗低得多，更因為主要生產原料是硅，蘊藏量極大，較易開採，所以價格很便宜，促使光纖被用作長距離的信息傳遞媒介。隨著光纖的價格進一步降低，光纖也被用於醫療和娛樂的用途。 光纖主要分為兩類，與。前者的折射率是漸變的，而後者的折射率是突變的。另外還分為單模光纖及多模光纖。近年來，又有新的光子晶體光纖問世。 光导纤维是双重构造，核心部分是高折射率玻璃，表层部分是低折射率的玻璃或塑料，光在核心部分傳輸，并在表层交界处不断进行全反射，沿“之”字形向前傳輸。这种纤维比头发稍粗，这样细的纤维要有折射率截然不同的双重结构分布，是一个非常惊人的技术。各国科学家经过多年努力，创造了内附着法、MCVD法、VAD法等等，制成了超高纯石英玻璃，特制成的光导纤维傳輸光的效率有了非常明显的提高。现在较好的光导纤维，其光傳輸損失每公里只有零点二分贝；也就是说传播一公里后只損4.5％。.
光年
光年（light-year）是長度單位之一，指光在真空中一年時間內傳播的距離，大約9.46兆千米（9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中，是用來量長度很長的距離，如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒，一秒差距等於3.26光年，一天文單位為149,597,870,700公尺，一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如，世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速（2004年11月16日，美國航空航天局（NASA）的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時），依照這樣的速度，飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時，這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號（2011年8月5日發射升空），最高速度為73.61千米/秒（即約26萬5000千米/小時），這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
光回波
光回波（回光/回声光）是天文学的一种现象。类似于声音的反射, 光回波常在星体光度快速增加或脉冲时产生, 比如在对新星的观察中, 被星际尘埃反射出的光在沿直线的光之后很长一段时间才到达观察者。由于它们的几何形状，回光可以令人产生超光速的错觉。.
光的微粒理论
在光学中，光的微粒理论，被皮埃尔·伽桑狄在争论中逐步确立，托马斯·霍布斯声称光是由被称为小体(微小颗粒)的离散颗粒组成，以光速并带有冲力沿着直线行进。这是基于当时的原子论所提出的。.
光秒
光秒是一個借用了光速恆定不變的概念，再加上秒的定義而成的大尺度距離單位，被定義為光在真空中一秒時間內所行走的距離，是國際通用度量衡單位之一，常見於天文學和電訊上。 根據現時國際度量衡局的定義，一光秒恆定於299,792,458米。以光秒為基礎，我們還可以導引出其他單位的長度，小至光納秒到較長的光分、光時和光日。這些單位，不時都會在科普出版物裡出現。.
光行差
光行差（或称为天文光行差、恒星光行差）是指运动的观测者观察到光的方向与同一时间同一地点静止的观测者观察到的方向有偏差的现象。光行差现象在天文观测上表现得尤为明显。由于地球公转、自转等原因，地球上观察天体的位置时总是存在光行差，其大小与观测者的速度和天体方向与观测者运动方向之间的夹角有关，并且在不断变化。 光行差本质是由于光速有限以及光源与观察者存在相对运动造成的，类似于运动中的雨滴：下雨的时候，站在原地不动的人感觉到雨滴是从正上方落下的，而向前走的人感觉雨滴是从前方倾斜落下的，因此需要把伞微微向前倾斜。走得越快，需要倾斜得越厉害。光行差的成因与此相似，只不过不符合经典的速度叠加法则，而是需要考虑相对论效应带来的修正。 地球上的观测者与天体之间的相对运动可以分解为各种成分，分别对应下面几种相应的光行差：.
光锥
-- 在狭义相对论中，光锥（Light cone）是闵可夫斯基时空下能够与一个单一事件通过光速存在因果联系的所有点的集合，并且它具有洛伦兹不变性。光锥也可以看作是闵可夫斯基时空下的一束光随时间演化的轨迹。在三维空间中，光锥可以通过将两条正交的水平轴取做空间坐标，将垂直于水平面的竖直轴取做时间坐标从而实现可视化。为了简明起见，这里首先考虑的是平面上的光锥：即用来描述它的闵可夫斯基图只具有一维时间（纵轴）和一维空间（横轴），我们将看到光锥在洛伦兹变换下具有不变性。.
光腔衰荡光谱
光腔衰荡光谱（Cavity ring-down spectroscopy，CRDS）（也称腔振铃吸收光谱，共振腔环路衰减光谱）是一种非常灵敏的光谱学方法。它可用来探测样品的绝对的光学消光，包括光的散射和吸收。它已经被广泛地应用于探测气态样品在特定波长的吸收，并可以在万亿分率的水平上确定样品的摩尔分数。这种方法也被称作激光光腔衰荡吸收光谱（Cavity ring-down laser absorption spectroscopy, CRLAS）。 一台典型的光腔衰荡光谱装置包含了一个用于照亮高精细度光学谐振腔的激光光源，和构成谐振腔的两面高反射率反射镜。当激光和谐振腔的模式共振时，腔内光强会因相长干涉迅速增强。之后激光被迅速切断，以探测从腔中逸出光强的指数衰减。在衰减中，光在反射镜间被来回反射了成千上万次，由此带来了几到几十公里的有效吸收光程。 如果吸光物质被放置在谐振腔内，则腔内光子的平均寿命会因被吸收而减少。一套光强衰荡光谱装置测量的是，光强衰减为之前强度的 1/e 所需要的时间，这个时间被称为“衰荡时间”可以被用来计算腔内吸光物质的浓度。.
光速可變理論
光速可變理論認爲光速（以c表示）是時空的函數，因此不是確定的數值。在經典物理學中，真空中的光速是一個常數，在國際單位制中被定義為c.
光速不变原理
光速不变原理是狭义相对论的两个基础公设之一，在狭义相对论之中，指的是无论在何种惯性参照系中观察，光在真空中的传播速度相对于该观测者都是一个常数，不随光源和观测者所在参考系的相对运动而改变。这个数值是299,792,458公尺/秒。 光速不变原理是由联立求解麦克斯韦方程组得到的，并为迈克耳孙-莫雷实验所证实。光速不变原理是爱因斯坦创立狭义相对论的基本出发点之一。 在广义相对论中，由于所谓惯性参照系不再存在，爱因斯坦引入了广义相对性原理，即物理定律的形式在一切参考系都是不变的，这也使得光速不变原理可以应用到所有参考系中。.
克莱因-戈尔登方程
克莱因-戈尔登方程式（Klein-Gordon equation）是相对论量子力学和量子场论中的最基本方程式，它是薛定谔方程式的狭义相对论形式，用于描述自旋为零的粒子。克莱因-戈尔登方程式是由瑞典理论物理学家奥斯卡·克莱因和德国人沃尔特·戈尔登于二十世纪二三十年代分别独立推导得出的。.
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勞侖茲因子
--因子是一个出現在狹義相對論中的速記因子，得名於荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹，被用于计算時間膨脹、长度收缩、相对论质量等相對論效應。.
回声号列车
| | 「回聲」（）、又譯木靈，是東海道、山陽新幹線自1964年通車至今，沿線各站停車的車種名稱。顯示板主要顯示顏色為藍色（山陽新幹線8節車廂編組為綠色）。.
回旋辐射
回旋辐射是非相对论性的带电粒子在磁场中受到洛伦兹力的作用产生的辐射。.
因果关系
因果关系（英語：causality或causation）是一個事件（即“因”）和第二個事件（即“果”）之間的作用關係，其中後一事件被認為是前一事件的結果。一般來說，一個事件是很多原因綜合產生的結果，而且原因都發生在較早時間點，而該事件又可以成為其他事件的原因。 一般來說，因果還可以指一系列因素（因）和一個现象（果）之間的關係。對某个结果產生影響的任何事件都是该结果的一个因素。直接因素是直接影响结果的因素，也即无需任何介入因素（介入因素有时又称中介因素）。从这个角度来讲，因果之间的关系也可以称为因果关联（causal nexus）。 原因和结果通常和变化或事件有关，还包括客体、过程、性质、变量、事实、状况；概括因果关系争议很多。对因果关系的哲学研究历史悠久，佛教和西方哲學家如亞里士多德在2000多年前就已經提出了因果，该问题仍是现代哲学的重要课题。.
因次分析
物理量的量綱可以用來分析或檢核幾個物理量之間的關係，這方法稱為量綱分析（dimensional analysis）。通常，一個物理量的量綱是由像質量、長度、時間、電荷量、溫度一類的基礎物理量綱結合而成。例如，速度的量綱為長度每單位時間，而計量單位為公尺每秒、英里每小時或其它單位。量綱分析所根據的重要原理是，物理定律必需跟其計量物理量的單位無關。任何有意義的方程式，其左手邊與右手邊的量綱必需相同。檢查有否遵循這規則是做量綱分析最基本的步驟。 推導獲得的方程式或計算結果是否基本上合理，慣常可以用量綱分析來檢察。對於較複雜的物理狀況，量綱分析也可以用來構築合理假定（參見關聯模型），然後，做嚴格的實驗加以測試，或用已發展成功的理論仔細檢試。量綱分析能夠按照各種物理量的量綱，將它們詳細分類。.
固有速度
對論中，固有速度（Proper velocity，也稱作Celerity）是在速度以外可用來測量運動的物理量。相對於一位觀察者的速度是每單位時間的距離，其中距離與時間都是由該觀察者所測量，即；相對於該觀察者的固有速度，則是觀察者測量的距離除以受觀察的移動物體所攜帶的時鐘所經過的時間（原時τ），即。從固有速度的定義也可看出：固有速度是四維速度的三維空間分量。 在低速度情形下，固有速度與速度相等；然而在高速度的情形（接近光速c），採用固有速度來描述運動現象反而能保有原先牛頓力學中使用速度的數學形式。舉例來說，固有速度等於每單位質量下的動量，在任何速率下皆成立，因此沒有上限。如同右圖所顯示，在高速度下，固有速度也與移動物體的能量呈正比。 固有速度是（座標）速度與勞侖茲因子的乘積。對於單方向運動來說，固有速度也與快度 η呈簡單關係式：.
国际单位制
國際單位制（Système International d'Unités，簡稱SI），-->源於公制（又稱米制），是世界上最普遍採用的標準度量系統。國際單位制以七個基本單位為基礎，由此建立起一系列相互換算關係明確的「一致單位」。另有二十個基於十進制的詞頭，當加在單位名稱或符號前的時候，可用於表達該單位的倍數或分數。 國際單位制源於法國大革命期間所採用的十進制單位系統──公制；現行制度從1948年開始建立，於1960年正式公佈。它的基礎是米-千克-秒制（MKS），而非任何形式的厘米-克-秒制（CGS）。國際單位制的設計意圖是，先定義詞頭和單位名稱，但單位本身的定義則會隨著度量科技的進步、精準度的提高，根據國際協議來演變。例如，分別於2011年、2014年舉辦的第24、25屆國際度量衡大會討論了有關重新定義公斤的提案。 隨著科學的發展，厘米-克-秒制中出現了不少新的單位，而各學科之間在單位使用的問題上也沒有良好的協調。因此在1875年，多個國際組織協定《米制公約》，創立了國際度量衡大會，目的是訂下新度量衡系統的定義，並在國際上建立一套書寫和表達計量的標準。 國際單位制已受大部分發達國家所採納，但在英語國家當中，國際單位制並沒有受到全面的使用。.
四維力
四維力（four-force）是古典力學中的力物理量在相對論中對應的四維版本。.
四維矢量
在相對論裏，四維向量（four-vector）是實值四維向量空間裏的矢量。這四維向量空間稱為閔考斯基時空。四維向量的分量分別為在某個時間點與三維空間點的四個數量。在閔考斯基時空內的任何一點，都代表一個「事件」，可以用四維向量表示。從任意慣性參考系觀察某事件所獲得的四維向量，通過勞侖茲變換，可以變換為從其它慣性參考系觀察該事件所獲得的四維向量。 本文章只思考在狹義相對論範圍內的四維向量，儘管四維向量的概念延伸至廣義相對論。在本文章內寫出的一些結果，必須加以修改，才能在廣義相對論範圍內成立。.
四维动量
狭义相对论和广义相对论中，四维动量（英文：four-momentum）是经典的三维动量在四维时空中的相对论化形式。动量是三维空间中的矢量，而类似地四维动量是时空中的四维矢量。引入四维动量的原因是它在洛伦兹变换下是協變性的。对于一个具有三维动量\vec p.
四维速度
四维速度（Four-velocity）是指物理学中，特别是狭义相对论和广义相对论中，一个物体的四维速度是取代经典意义上的速度（三维矢量）的四维矢量（四维时空中的矢量）。选取四维速度的原因是四维速度在洛伦兹变换下是协变的，而三维速度不是；换句话说，这么选取可以使光速在任意惯性系下保持不变。 相对论理论中一个事件是在四维时空内的坐标描述的，一个物体在时空中运动产生的轨迹曲线是通过固有时这个参数实现参数化的，而这条曲线称作世界线。四维速度是一维时间与三维空间坐标对固有时的改变率所构成的矢量，同时也是世界线的切向矢量。 作为比较，在经典力学中事件是通过它们在每一时刻上在三维空间中的坐标描述的，它们在三维空间中的轨迹是通过时间这个参数实现参数化的。经典速度是三维空间坐标对时间的改变率所构成的矢量，同时也是轨迹的切向矢量。 在狭义相对论的框架中，四维速度的大小（模）总是和光速的大小相等。.
倪光炯
倪光炯（）是一位中国物理学家、科普作家，目前担任上海复旦大学物理学首席教授，主要从事量子力学、场论与高能物理学研究。.
B介子
B介子（B meson）是一種含有反底夸克的介子。B介子可細分成四種，按介子中的另一種夸克而定：含有上夸克，含有下夸克，含有奇夸克，而則含有魅夸克。由於頂夸克的壽命實在太短，所以一般認為反底夸克不能與頂夸克生成介子。而底夸克與反底夸克這個組合不是B介子，是底夸克偶素，當中最有名的是Υ介子。 每一種B介子都有其對應的反粒子，內含底夸克及各種反夸克，分別為反上夸克()、反下夸克()、反奇夸克()及反魅夸克()。.
C (消歧義)
C是拉丁字母中的第3個字母。 在其他的領域，C可以代表：.
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瞬間移動
移（Teleportation）是超心理學領域中超感官知覺的一種，指的是將物體傳送到不同的空間、或者自己本身在一瞬移到他處的現象與能力。瞬移經常出現在科幻作品當中，這一類作品經常將此種能力設定為有如非連續性空間跳躍般的狀態，和極度的高速移動是不同的現象。以目前的科學而言，只有量子隱形傳態技術能夠達成瞬間傳遞量子態訊息至不同位置。.
玻尔半径
尼爾斯·玻尔於1913年提出了原子構造的波耳模型，其中電子環繞着原子核運轉。模型中提及電子只會在特定的幾個距離（視能量而定）環繞原子核運轉。而最簡單的原子──氫原子──只有一個電子軌道，該軌道也是電子可運行的最小軌道，其能量是最小的，從原子核向外找到此軌道的最可能距離就被稱為波耳半徑。.
理论物理学
论物理学（Theoretical physics）通过为现实世界建立数学模型来试图理解所有物理现象的运行机制。通过“物理理论”来条理化、解释、预言物理现象。 豐富的想像力、精湛的數學造詣、嚴謹的治學態度，這些都是成為理論物理學家需要培養的優良素質。例如，在十九世紀中期，物理大師詹姆斯·麥克斯韋覺得電磁學的理論雜亂無章、急需整合。尤其是其中許多理論都涉及超距作用（action at a distance）的概念。麥克斯韋對於這概念極為反對，他主張用場論來解釋。例如，磁鐵會在四周產生磁場，而磁場會施加磁場力於鐵粉，使得這些鐵粉依著磁場力的方向排列，形成一條條的磁場線；磁鐵並不是直接施加力量於鐵粉，而是經過磁場施加力量於鐵粉；麥克斯韋嘗試朝著這方向開闢一條思路。他想出的「分子渦流模型」，借用流體力學的一些數學框架，能夠解釋所有那時已知的電磁現象。更進一步，這模型還展示出一個嶄新的概念——電位移。由於這概念，他推理電磁場能夠以波動形式傳播於空間，他又計算出其波速恰巧等於光速。麥克斯韋斷定光波就是一種電磁波。從此，電學、磁學、光學被整合為一統的電磁學。.
磁单极子
磁单极子是理论物理学中指一些仅带有北極或南極单一磁极的磁性物质，它们的磁感线分布类似于点电荷的电场线分布。更专业地说，这种粒子是一种带有一个单位“磁荷”（类比于电荷）的粒子。科学界之所以如此感兴趣于磁单极子，是因为磁单极子在粒子物理学当中的重要性，大统一理论和超弦理论都预测了它的存在。这种物质的存在性在科学界時有紛爭，截至2013年末，尚未发现以基本粒子形式存在的磁单极子。可以说是21世纪物理学界重要的研究主题之一。 但是，非孤立的磁单极准粒子确实存在于某些凝聚态物质系统中，人工磁单极子已经被德国的一组研究者成功地制造出来。.
磁場
在電磁學裡，磁石、磁鐵、電流及含時電場，都會產生磁場。處於磁場中的磁性物質或電流，會因為磁場的作用而感受到磁力，因而顯示出磁場的存在。磁場是一種向量場；磁場在空間裡的任意位置都具有方向和數值大小更精確地分類，磁場是一種贗矢量。力矩和角速度也是準向量。當坐標被反演時，準向量會保持不變。。 磁鐵與磁鐵之間，通過各自產生的磁場，互相施加作用力和力矩於對方。運動中的電荷亦會產生磁場。磁性物質產生的磁場可以用電荷運動模型來解釋基本粒子，像電子或正子等等，會產生自己內有的磁場，這是一種相對論性效應，並不是因為粒子運動而產生的。但是，對於大多數狀況，這磁場可以模想為是由粒子所載有的電荷因為旋轉運動而產生的。因此，這相對論性效應稱為自旋。磁鐵產生的磁場主要是由內部未配對電子的自旋形成的。。 當施加外磁場於物質時，磁性物質的內部會被磁化，會出現很多微小的磁偶極子。磁化強度估量物質被磁化的程度。知道磁性物質的磁化強度，就可以計算出磁性物質本身產生的磁場。產生磁場需要輸入能量，當磁場被湮滅時，這能量可以再回收利用，因此，這能量被視為儲存於磁場。 電場是由電荷產生的。電場與磁場有密切的關係；含時磁場會生成電場，含時電場會生成磁場。馬克士威方程組描述電場、磁場、產生這些向量場的電流和電荷，這些物理量之間的詳細關係。根據狹義相對論，電場和磁場是電磁場的兩面。設定兩個參考系A和B，相對於參考系A，參考系B以有限速度移動。從參考系A觀察為靜止電荷產生的純電場，在參考系B觀察則成為移動中的電荷所產生的電場和磁場。 在量子力學裏，科學家認為，純磁場（和純電場）是虛光子所造成的效應。以標準模型的術語來表達，光子是所有電磁作用的顯現所依賴的媒介。對於大多數案例，不需要這樣微觀的描述，在本文章內陳述的簡單經典理論就足足有餘了；在低場能量狀況，其中的差別是可以忽略的。 在古今社會裡，很多對世界文明有重大貢獻的發明都涉及到磁場的概念。地球能夠產生自己的磁場，這在導航方面非常重要，因為指南針的指北極準確地指向位置在地球的地理北極附近的地磁北極。電動機和發電機的運作機制是倚賴磁鐵轉動使得磁場隨著時間而改變。通過霍爾效應，可以給出物質的帶電粒子的性質。磁路學專門研討，各種各樣像變壓器一類的電子元件，其內部磁場的相互作用。.
磁矢势
磁矢势，又稱磁位、磁勢（magnetic potential），通常標記為 \mathbf 。磁向量勢的旋度是磁場，以方程式表示 其中，\mathbf 是磁場。 直觀而言，磁向量勢似乎不及磁場來得「自然」、「基本」，而在一般電磁學教科書亦多以磁場來定義磁向量勢。以前，很多學者認為磁向量勢並沒有實際意義，只是人為的物理量，除了方便計算以外，別無其它用途。但是，詹姆斯·馬克士威頗不以為然，他認為磁向量勢可以詮釋為「每單位電荷儲存的能量」，就好像電勢被詮釋為「每單位電荷儲存的能量」。相關論述，稍後會有更詳盡解釋。 磁向量勢並不是唯一定義的；其數值是相對的，相對於某設定數值。因此，學者會疑問到底儲存了多少動量？不論如何，磁向量勢確實具有實際意義。尤其是在量子力學裏，於1959年，阿哈諾夫－波姆效應闡明，假設一個帶電粒子移動經過某零電場、零磁場、非零磁向量勢場區域，則此帶電粒子的波函數相位會有所改變，因而導致可觀測到的干涉現象 。現在，越來越多學者認為電勢和磁向量勢比電場和磁場更基本。不單如此，有學者認為，甚至在經典電磁學裏，磁向量勢也具有明確的意義和直接的測量值。 磁向量勢與電勢可以共同用來設定電場與磁場。許多電磁學的方程式可以以電場與磁場寫出，或者以磁向量勢與電勢寫出。較高深的理論，像量子力學理論，偏好使用的是磁向量勢與電勢，而不是電場與磁場。因為，在這些學術領域裏所使用的拉格朗日量或哈密頓量，都是以磁向量勢與電勢表達，而不是以電場與磁場表達。 開爾文男爵最先於1851年引入磁向量勢的概念，並且給定磁向量勢與磁場之間的關係。.
磁矩
磁矩是磁鐵的一種物理性質。處於外磁場的磁鐵，會感受到力矩，促使其磁矩沿外磁場的磁場線方向排列。磁矩可以用向量表示。磁鐵的磁矩方向是從磁鐵的指南極指向指北極，磁矩的大小取決於磁鐵的磁性與量值。不只是磁鐵具有磁矩，載流迴路、電子、分子或行星等等，都具有磁矩。 科學家至今尚未發現宇宙中存在有磁單極子。一般磁性物質的磁場，其泰勒展開的多極展開式，由於磁單極子項目恆等於零，第一個項目是磁偶極子項、第二個項目是磁四極子（quadrupole）項，以此类推。磁矩也分為磁偶極矩、磁四極矩等等部分。從磁矩的磁偶極矩、磁四極矩等等，可以分別計算出磁場的磁偶極子項目、磁四極子項目等等。隨著距離的增遠，磁偶極矩部分會變得越加重要，成為主要項目，因此，磁矩這術語時常用來指稱磁偶極矩。有些教科書內，磁矩的定義與磁偶極矩的定義相同。.
神速力
速力（Speed Force，亦称为速度力）是由DC漫画出版的多部漫画书中出现的设计概念，此概念主要跟多名DC宇宙中的超速跑者有关。神速力是位于更高维度的能量体并供给闪电侠们所有的超人类能力。神速力与其他物理基本力（引力、电磁力、强核力和弱核力）不同。神速力的来源跟其他DC宇宙中超人类能力的来源类似，都是神秘全能能量（本源和神波）的衍生产物。 仅限DC宇宙中的少数人可以获取神速力的能力，当DC漫画角色穿越到漫威宇宙中后他们将无法获取神速力。 危机前：在一些突发事故下可使撞见或获得神速力，比如黄金时代闪电侠杰伊·加里克在硬水辐射事件中获得了能力。 危机前：巴里·艾伦和華利·威斯特在实验室事件中获得了他们的能力（之后通过追溯连贯性将其设定为：巴里时间旅行到过去赋予了自己这样的超能力）。 巴特·艾伦通过遗传获得了神速力的能力，但必须接受试验以防止自身的力量使其加速衰老。 極速教授/逆闪电可利用科技在遥远的未来重建获取神速力的能力。 其他人通过出身或特殊技术可有限地获取神速力及其中的力量。 神速力这一概念设计诞生后的二十几年间经过多次改变和重写。但自《新52》重启后就再没有详细更新关于神速力的任何属性了。因此所有关于神速力的参考文献都来自于危机前、危机后或关键时刻等连贯的故事线，不过不包括闪点后的多元宇宙。按杰夫·约翰斯（DC漫画公司的CCO）的说法，神速力是“完全荒唐”和“根本是魔法”的，约翰斯希望将神速力这一概念完全从DC故事的写作中清除出去。神速力跟《星球大战》中的原力一样，是定义模糊的概念：两者都是英雄们能力的神秘源泉，并作为英雄们死后的“天堂”存在着。这一点甚至在《闪电侠》中也有所提及，其中配角思科·拉蒙在第一季大结局中援引了“愿神速力与你同在”。 神速力在2014年电视剧《闪电侠》中被提到过，这是神速力在真人演出中的首次露面。.
移動中的磁鐵與導體問題
移動中的磁鐵跟導體問題（moving magnet and conductor problem）是一個源自於19世紀的著名思想實驗，涉及到經典電磁學與狹義相對論（classical electromagnetism and special relativity）的交叉領域。在這問題裏，相對於磁鐵的參考系，導體以均勻速度 v 移動。從磁鐵的參考系與導體的參考系分別觀測，流動於導體的電流相同。這事實遵守基本「相對性原理」：沒有絕對靜止標準，只可以觀測到相對運動。但是，根據馬克士威方程組和勞侖茲力定律，導體的電荷，在磁鐵參考系會感受到磁場力，而在導體參考系會感受到電場力。從不同的參考系觀測，同樣的物理現象竟會出現大相逕庭的描述。這問題與邁克生-莫立實驗啟發了阿爾伯特·愛因斯坦的相對論。.
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突破摄星
突破摄星（Breakthrough Starshot）是由突破计划提出的太空探索项目，旨在研发名为“星片”（StarChip）的光帆飞行器，以期能以五分之一光速（每秒6万千米）、经过约20年的航行时间抵达半人马座α星，并在到达后再经过约4年的时间向地球传回信息。 物理学家史蒂芬·霍金与投资人尤里·米尔纳于2016年4月12日在纽约共同宣布了该项目正式启动。项目的初期投资为1亿美元。米尔纳预计整个项目最终耗资可达50亿至100亿美元。.
第8周期元素
8週期元素指的是擴展元素週期表中第8週期中50個假想化學元素中的任何一個。它們根據IUPAC元素系統命名法命名。這些元素都仍未被發現或合成，目前已合成的最重的元素為Og，原子序為118，是第7週期元素中的最後一個。它們的同位素可能都太不穩定，近期都不一定會有重要性。有可能由於滴線不穩定性，只有較前的第8週期元素能夠存在，而週期表會在穩定島後的Ubh（原子序126）處終結。 如果能夠製造足夠的這些元素並能研究它們的化學特性，其屬性可能和先前週期的元素截然不同。這是因為其電子排佈可能因量子效應和相對論性效應而改變。由於5g、6f和7d原子軌道的能級十分接近，使得它們可以互相交換電子。這會導致一系列的超錒系元素擁有非常相近的化學屬性，並和前面的週期中的元素毫不相關。.
米 (单位)
-- --（ → metre，），中國大陸和香港音譯為「--」（亦稱「公--尺」），台灣作「--」（口語偶稱「--」），舊譯「邁當」、「--達」。它是国际单位制基本长度单位，符号为m。1米的长度最初定义为通过巴黎的經線上从地球赤道到北极点的距离的千万分之一。其后随着人们对度量衡学的认识加深，米的长度的定义几经修改。从1983年至今，米的长度已经被定义为“光在真空中于1/299792458秒内行进的距离”。.
米制
--或稱--（metric system）是一個國際化的-zh-hk:十進制;zh-cn:十进制;zh-tw:十進位;-量度系統。法國在1799年開始使用米制，是第一個使用米制的國家。源自米制的國際單位制已成為國際大多數國家的主要量度系統。美國是现今工業化國家中唯一未將國際單位制定義為官方量度系統的國家，不過自從1866年起也已開始在科研、医疗和军事领域使用國際單位制。英國政府已承諾將許多量測單位改為米制系統，但民间還沒有普遍使用，一般常用的單位仍是英制單位。 設置米制系統的原意是制訂一個所有人都可以使用的系統，但為了政府或標準管理機構管理的需要，米制系統設置過程中仍然有對應標準單位（如長度一米或質量一千克）的米制系統原器。在1875年以前，米制系統原器是由法國政府所保管，在1875年後已交由國際度量衡大會（CGPM），最後一項仍在使用的米制系統原器是國際千克原器，若國際單位制採用新的定義，也就不再使用國際千克原器作為質量單位千克的標準。 米制系統的一個主要特徵就是有一套互相關連的基本單位標準以及一套十的次幂的標準單位詞頭。利用基本單位及詞頭的組合可以用來產生較大或較小的衍生單位，取代以往使用的非標準化的單位。米制系統一開始為著商業需求而制訂，但其的單位也適合科學及工程方面的應用。 在19世紀時，不同的科學或工程定律使用的米制系統不一定相同，造成各米制系統會使用不同的基本單位，即使不同的定義都是基於公尺及千克的定義，但不同米制系統仍造成許多使用上的不便及混亂。在20世紀時科學家們針對不同的米制系統，重新整理一套國際通用的單位系統，1960年時國際度量衡大會訂定了國際單位制（Système international d'unités，簡稱SI），隨後也成為國際標準的米制系統。.
米諾夫斯基粒子
米諾夫斯基粒子（Minovsky Particle）是動漫與小說作品機動戰士GUNDAM系列中，在架空世界中所虛構出的基本粒子。以下列出米諾夫斯基物理學的應用技術，有關米諾夫斯基粒子的基本原理，請參考米諾夫斯基物理學條目。 米諾夫斯基粒子的理論設定與現實中的緲子（μ子）有相似之處。.
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米每秒
米每秒是速度（矢量）和速率（标量）的单位，属于国际单位制导出单位，可写作㎧（U+33A7 (13223)），m/s、m·s−1或mps。天文学上常以单位更大的千米每秒为单位，1 km/s.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
精細結構
在原子物理學裏，因為一階相對論性效應，與自旋-軌道耦合，而產生的原子譜線分裂，稱為精細結構。 非相對論性、不考慮自旋的電子產生的譜線稱為粗略結構。類氫原子的粗略結構只與主量子數n\,\!有關；更精確的模型，考慮到相對論效應與自旋-軌道效應，能夠分解能級的簡併，使譜線能更精細地分裂。相對於粗略結構，精細結構是一個(Z\alpha)^\,\!效應；其中，Z\,\!是原子序數，\alpha\,\!是精細結構常數。 精細結構修正包括相對論性的動能修正與自旋-軌道修正。整個哈密頓量H\,\!是 其中，H^\,\!是零微擾哈密頓量，H_\,\!是動能修正，H_\,\!是自旋-軌道修正。.
精细结构常数
精细结构常数是物理学中一个重要的无量纲量，常用希腊字母α表示，精细结构指的是原子物理学中原子谱线分裂的样式。其定义为 或者:\alpha.
粒子列表
这是一份粒子物理学的粒子清单，包括已知的和假设的基本粒子，以及由它们合成的复合粒子。.
粒子衰變
粒子衰變是一基本粒子變成其他基本粒子的自發過程。在這個過程中，一基本粒子變成質量更輕的另一種基本粒子，及一中間粒子，例如μ子衰變中的W玻色子。這中間粒子隨即變成其他粒子。如果生成的粒子不穩定，那麼衰變過程還會繼續。 粒子衰變這種過程，與放射性衰變不一樣，後者為一不穩定的原子核，變成一更小的原子核，當中還伴隨着粒子或輻射的發射。 注意本條目使用自然單位，即.
粒子束武器
粒子束武器是指使用粒子加速器令粒子高速移動進行撞擊目標的一種強力武器。他由發射高度聚集的强原子粒子束流或亞原子粒子束流，以0.6C-0.8C光速的速度撞擊目標的武器。.
紫外灾变
紫外灾变，同樣也被稱為瑞利-金斯災變，指的是19世紀末/20世紀初，科學家面對黑體輻射問題，透過以古典物理學為背景之瑞利-金斯定律，來计算黑体辐射强度與能量間之關係，卻發現以古典物理學理論所計算之黑體輻射強度會隨辐射频率上昇，而趋向于放出无穷大之能量，其結果與实验数据无法吻合的歷史事件。 紫外災變這名詞在1911第一次被保羅·埃倫費斯特給使用，但其概念是源自於1900年所推導的瑞利-金斯定律。.
紅移
在物理學领域，紅移（Redshift）是指電磁輻射由於某种原因導致波长增加、頻率降低的现象，在可見光波段，表现为光谱的谱线朝紅端移動了一段距离。相反的，電磁輻射的波長变短、频率升高的现象则被稱為藍移。紅移最初是在人们熟悉的可见光波段发现的，随着对电磁波谱各个波段的了解逐步加深，任何电磁辐射的波長增加都可以称为紅移。对於波长较短的γ射線、X-射線和紫外線等波段，波长变长确实是波谱向红光移动，“红移”的命名并无问题；而对於波长较长的紅外線、微波和無線電波等波段，尽管波长增加實際上是遠離红光波段，这种现象还是被称为“红移”。 當光源移動遠離觀測者时，观测者观察到的电磁波谱會發生紅移，这类似于聲波因为都卜勒效應造成的頻率變化。這樣的紅移现象在日常生活中有很多應用，例如都卜勒雷達、雷達槍，在天體光譜學裏，人们使用都卜勒紅移測量天體的物理行為 。 另一種紅移稱為宇宙學紅移，其機制為。這機制說明了在遙遠的星系、類星體，星系間的氣體雲的光谱中觀察到的红移现象，其紅移增加的比例與距離成正比。這種關係为宇宙膨脹的观点提供了有力的支持，比如大霹靂宇宙模型。 另一種形式的紅移是引力紅移，其為一種相對論性效應，當電磁輻射傳播遠離引力場時會觀測到這種效應；反過來說，當電磁輻射傳播接近引力場時會觀測到引力藍移，其波長變短、频率升高。 红移的大小由“红移值”衡量，红移值用Z表示，定义为： 这裡\lambda_0\,是谱线原先的波长，\lambda\,是观测到的波长，f_0\,是谱线原先的频率，f\,是观测到的频率。.
紅色精靈
精靈（Sprites）是一種發生在積雨雲以上的大範圍放電現象，由雷暴雲和地面之間的正地閃所致。 精靈發橙紅色光，會在夜空中以各種形狀閃爍地出現。精靈在對流層以上海拔約50至90公里處形成，往往成群出現。有關精靈的報告可以追溯至1886年以前，但要直到1989年7月6日，明尼蘇達大學的科學家才首次拍攝到精靈的照片。至今人們已拍攝到數以萬計的精靈照片或影片。 精靈不應與閃電混淆，因為精靈是一種冷等離子體現象，缺乏閃電的高溫。事實上，相比閃電，組成精靈的等離子體更接近於熒光燈內的放電物質。.
網路時間協定
網络時間協定（Network Time Protocol，简称NTP）是在数据网络潜伏时间可变的计算机系统之间通过分组交换进行的一个网络协议。自1985年以来，NTP是目前仍在使用的最古老的互联网协议之一。NTP由特拉华大学的设计。 NTP意图将所有参与计算机的协调世界时（UTC）时间同步到几毫秒的误差内。它使用的修改版来选择准确的时间服务器，其设计旨在减轻可变造成的影响。NTP通常可以在公共互联网保持几十毫秒的误差，并且在理想的局域网环境中可以实现超过1毫秒的精度。不对称路由和拥塞控制可能导致100毫秒（或更高）的错误。 该协议通常描述为一种主從式架構，但它也可以用在對等網路中，对等体双方可将另一端认定为潜在的时间源。发送和接收時間戳采用用户数据报协议（UDP）的通訊埠123实现。这也可以使用廣播或多播，其中的客户端在最初的往返校准交换后被动地监听时间更新。NTP提供一个即将到来闰秒调整的警告，但不会传输有关本地时区或夏时制的信息。 当前协议为版本4（NTPv4），这是一个RFC 5905文档中的建议标准。它向下兼容指定于RFC 1305的版本3。.
纵模
光学谐振腔的纵模是一种由谐振腔边界条件所限定的特定的驻波模式。 腔的模式对应于沿腔轴向传播的经由腔的反射表面多次反射之后形成相长干涉的波的波长。其余的波长则因相消干涉而抑制。腔模中，纵模的波节沿着腔的轴向分布。对应的，横模的波节垂直于腔轴方向分布。.
经典力学
经典力学是力学的一个分支。经典力学是以牛顿运动定律为基础，在宏观世界和低速状态下，研究物体运动的基本学科。在物理學裏，经典力学是最早被接受为力學的一个基本綱領。经典力学又分为静力学（描述静止物体）、运动学（描述物体运动）和动力学（描述物体受力作用下的运动）。16世纪，伽利略·伽利莱就已采用科学实验和数学分析的方法研究力学。他为后来的科学家提供了许多豁然开朗的启示。艾萨克·牛顿则是最早使用数学语言描述力学定律的科学家。.
经典电磁学
经典电磁学（Classical electromagnetism）或经典电动力学是理论物理学的分支，通常包含在广义的电磁学，以麦克斯韦方程组和洛伦兹力为基础，主要研究电荷和电流的电磁场及其彼此的电磁相互作用。当相关尺度和场强足够大以至于量子效应可忽略时（参见量子电动力学），这一套理论能够对电磁现象提供一个非常漂亮的描述。有关经典电磁理论的综述以及物理概念的详细解说可参见费曼、莱顿和桑斯；帕诺夫斯基和菲利普；以及杰克逊 等人的专著。 经典电磁理论主要发展於19世纪，以詹姆斯·克拉克·麦克斯韦的成就达到顶峰。关于这部分的历史可参见泡利、惠特克、派斯的有关叙述。 Ribarič和Šušteršič在其著作《守恒律和经典电动力学的未决问题》中基于当前对经典电磁理论的理解，考查了十二个至今尚未解决的电动力学问题；到目前为止，他们研究并引用了1903年至1989年间约240篇参考文献。如杰克逊所言，经典电动力学中最显著的问题在於，我们只可能在如下两种有限的情形下得到及讨论基本方程的解：第一种情形为给出电荷和电流的分布，求解激发的电磁场；第二种情形为给出外部的电磁场，求解内部带电粒子和电流的运动。而有时候这两种情形会合二为一，此时的处理方法却只能按次序进行：首先在忽略辐射的情形下确定在外场中带电粒子的运动，然后将运动粒子的轨迹作为辐射源的分布计算电磁辐射。很明显，在电动力学中这种处理手段只能近似正确。进一步来说，虽然麦克斯韦方程组本身是线性的，然而某些电学-力学系统中电荷和电流与它们所激发的电磁场之间的相互作用却无法忽略，对於这类系统我们还不能从电动力学上完全理解。虽然经过了一个世纪的努力，至今人们还没能得到一组能够被广泛接受的描述带电粒子运动的经典方程，同时也没有获得任何有用的实验数据的支持。.
经典电磁理论的协变形式
经典电磁理论的协变形式是指将经典的电磁学定律（主要包括馬克士威方程組和洛伦兹力）纳入狭义相对论的框架，利用洛伦兹协变的四维矢量和四维张量写成“外在协变”的形式。这种形式的好处在于，经典的电磁学定律在任意惯性坐标系下具有相同的形式，并能够使场和力在不同惯性系下的变换更加容易表述。 在本文中，闵可夫斯基度规的形式被规定为diag(1, -1, -1, -1)\,，这是参考了John David Jackson所编写的《经典电动力学》中所采用的形式；并且从头彻尾都使用了经典的张量代数以及爱因斯坦求和约定。.
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维恩位移定律
维恩位移定律（Wien's displacement law）是物理学上描述黑体电磁辐射光谱辐射度的峰值波长与自身温度之间反比关系的定律，其数学表示为： 式中 光学上一般使用纳米（nm）作为波长单位，则 b.
群速度
波的群速度（group velocity），或簡稱群速，是指波振幅外形上的變化（稱為波的「調變」或「波包」）在空間中所傳遞的速度。想象一下我们将一块石头投入一个平静的池塘中激起一个波浪，随即变成一个中心平静呈环形扩展的波环。这个正在扩展的波环为一组由不同传播速度的独立子波组成。波长较长的子波传播速度较快并消失在整组波的前缘。波长较短传播较慢的波随着整组波内缘的推进而消失。.
真空磁导率
真空磁导率（\mu_0），又称磁场常数、磁常數、自由空間磁导率或磁常數是一物理常數，指真空中的磁导率。实验测得这个数值是一个普适的常数，联系着力学和电磁学的测量。真空磁导率是由運動中的帶電粒子或電流產生磁場的公式中產生，也出現在其他真空中產生磁場的公式中，在国际单位制中，其數值為 真空磁导率是一個常數，也可以定義為一個基礎的不變量，是真空中馬克士威方程組中出現的常數之一。在經典力學中，自由空間是電磁理論中的一個概念，對應理論上完美的真空，有時稱為「自由空間真空」或「經典真空」 ： 在真空中，磁场常数是磁感应强度和磁场强度的比率： 真空磁导率 \mu_0 和真空电容率 \varepsilon_0 以及光速的关系为c^2\varepsilon_0\mu_0.
真空电容率
真空电容率，又称为真空介电系数，或電常數，是一个常见於电磁学的物理常数，符号为\epsilon_0\,\!。在国际单位制裏，真空电容率的數值为： 真空電容率\epsilon_0\,\!可以用公式定義為 其中，c_0\,\!是光波傳播於真空的光速，\mu_0\,\!是真空磁導率。 採用國際單位制，光速的數值定義為 299\ 792\ 458\,\!公尺／秒，真空磁導率的數值定義為 4\pi\times 10^\,\! 亨利／公尺。因此，\epsilon_0\,\!的數值也是個定義值。但是，由於\pi\,\!是個無理數；所以，\epsilon_0\,\!只能近似為 這些數值都可以在2006 CODATA報告裏找到。 真空電容率出現於電位移\mathbf\,\!的定義式： 其中，\mathbf\,\!是電場，\mathbf\,\!是電介質的經典電極化強度。 學術界常遇到一個錯誤的觀點，就是認為真空電容率\epsilon_0\,\!是一個可實現真空的一個物理性質。正確的觀點應該為，\epsilon_0\,\!是一個度量系統常數，是由國際公約發表和定義而產生的結果。\epsilon_0\,\!的定義值是由光波在參考系統的光速或基準（benchmark）光速的衍生而得到的數值。這參考系統稱為自由空間，被用為在其它各種介質的測量結果的比較基線。可實現真空，像外太空、超高真空（ultra high vacuum）、量子色動真空（QCD vacuum）、量子真空（quantum vacuum）等等，它們的物理性質都只是實驗和理論問題，應與\epsilon_0\,\!分題而論。\epsilon_0\,\!的含義和數值是一個度量衡學（metrology）問題，而不是關於可實現真空的問題。為了避免產生混淆，許多標準組織現在都傾向於採用電常數為\epsilon_0\,\!的名稱。.
爱因斯坦-波多尔斯基-罗森佯谬
在量子力學裏，愛因斯坦-波多爾斯基-羅森弔詭（Einstein-Podolsky-Rosen paradox），簡稱「愛波羅弔詭」、「EPR弔詭」（EPR paradoxE、P、R這三個英文字母分別是愛因斯坦、波多爾斯基和羅森英文原文的第一個字母。）等，是阿爾伯特·愛因斯坦、鮑里斯·波多爾斯基和納森·羅森在1935年發表的一篇論文中，以弔詭的形式針對量子力學的哥本哈根詮釋而提出的早期重要批評。 在這篇題為《能認為量子力學對物理實在的描述是完全的嗎？》（，下稱「EPR論文」）的論文中，他們設計出一個思想實驗，稱為「EPR思想實驗」。藉著檢驗兩個量子糾纏粒子所呈現出的關聯性物理行為，EPR思想實驗凸顯出定域實在論與量子力學完備性之間的矛盾，因此，這論述被稱為「EPR弔詭」。 EPR論文並沒有質疑量子力學的正確性，它質疑的是量子力學的不完備性。EPR論文是建立於貌似合理的假設──定域論與實在論，合稱為定域實在論。定域論只允許在某區域發生的事件以不超過光速的傳遞方式影響其它區域。實在論主張，做實驗觀測到的現象是出自於某種物理實在，而這物理實在與觀測的動作無關。換句話說，定域論不允許鬼魅般的超距作用，實在論堅持，即使無人賞月，月亮依舊存在。將定域論與實在論合併在一起，定域實在論闡明，在某區域發生的事件不能立即影響在其它區域的物理實在，傳遞影響的速度必須被納入考量。在學術界裏，這些假設引起強烈的爭論，特別是在兩位諾貝爾物理學獎得主愛因斯坦與尼爾斯·玻爾之間。 EPR論文表明，假若定域實在論成立，則可以推導出量子力學的不完備性。在那時期，很多物理學者都支持定域實在論，但是，定域實在論這假設到底能否站得住腳還是一個待查的問題。1964年，物理學者約翰·貝爾提出貝爾定理表明，定域實在論與量子力學的預測不相符。專門檢驗貝爾定理所獲得的實驗結果，證實與量子力學的預測相符合，因此定域實在論不成立。Bell, John.
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爱因斯坦场方程
愛因斯坦重力場方程是一組含有十個方程式的方程組，由愛因斯坦於1915年在廣義相對論中提出。此方程組描述了重力是由物質與能量所產生的時空彎曲所造成。也就是說，如同牛頓的萬有引力理論中質量作為重力的來源，亦即有質量就可以產生重力，愛氏的相對論理論更進一步的指出，動量與能量皆可做為重力的來源，並且將「重力場」詮釋成「時空彎曲」。所以當我們知道物質與能量在時空中是如何分布的，就可以計算出時空的曲率，而時空彎曲的結果即是重力。 愛因斯坦重力場方程是用來計算動量與能量所造成的時空曲率，再搭配測地線方程，就可以求出物體在重力場中的運動軌跡。這個想法與電磁學的想法是類似的：當我們知道了空間中的電荷與電流(電磁場的來源)是如何分布的，藉由馬克士威方程組，我們可以計算出電場與磁場，再藉由勞倫茲力方程，即可求出帶電粒子在電磁場中的軌跡。 僅在一些簡化的假設下，例如：假設時空是球對稱，此方程組才具有精確解。這些精確解常常被用來模擬許多宇宙中的重力現象，像是黑洞、膨脹宇宙、重力波。.
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瑞利-金斯定律
利-金斯定律是用于计算黑体辐射强度的一个定律。设w(\nu,T) 为辐射的能量密度，k是玻尔兹曼常数，c为真空中的光速，T是热力学温度，则 w(\nu,T)dv.
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电子
电子（electron）是一种带有负电的次原子粒子，通常标记为 e^- \,\!。電子屬於轻子类，以重力、電磁力和弱核力與其它粒子相互作用。轻子是构成物质的基本粒子之一，无法被分解为更小的粒子。电子带有1/2自旋，是一种费米子。因此，根據泡利不相容原理，任何兩個電子都不能處於同樣的狀態。电子的反粒子是正电子（又称正子），其质量、自旋、帶电量大小都与电子相同，但是电量正負性与电子相反。電子與正子會因碰撞而互相湮滅，在這過程中，生成一對以上的光子。 由电子與中子、质子所组成的原子，是物质的基本单位。相对于中子和质子所組成的原子核，电子的质量显得极小。质子的质量大约是电子质量的1836倍。当原子的电子数与质子数不等时，原子会带电；称該帶電原子为离子。当原子得到额外的电子时，它带有负电，叫阴离子，失去电子时，它带有正电，叫阳离子。若物体带有的电子多于或少于原子核的电量，导致正负电量不平衡时，称该物体带静电。当正负电量平衡时，称物体的电性为电中性。靜電在日常生活中有很多用途，例如，靜電油漆系統能夠將或聚氨酯漆，均勻地噴灑於物品表面。 電子與質子之間的吸引性庫侖力，使得電子被束縛於原子，稱此電子為束縛電子。兩個以上的原子，會交換或分享它們的束縛電子，這是化學鍵的主要成因。当电子脱离原子核的束缚，能够自由移动时，則改稱此電子为自由电子。许多自由电子一起移动所产生的净流动现象称为电流。在許多物理現象裏，像電傳導、磁性或熱傳導，電子都扮演了機要的角色。移動的電子會產生磁場，也會被外磁場偏轉。呈加速度運動的電子會發射電磁輻射。 根據大爆炸理論，宇宙現存的電子大部份都是生成於大爆炸事件。但也有一小部份是因為放射性物質的β衰變或高能量碰撞而生成的。例如，當宇宙線進入大氣層時遇到的碰撞。在另一方面，許多電子會因為與正子相碰撞而互相湮滅，或者，會在恆星內部製造新原子核的恆星核合成過程中被吸收。 在實驗室裏，精密的尖端儀器，像四極離子阱，可以長時間局限電子，以供觀察和測量。大型托卡馬克設施，像国际热核聚变实验反应堆，藉著局限電子和離子電漿，來實現受控核融合。無線電望遠鏡可以用來偵測外太空的電子電漿。 電子被广泛應用于電子束焊接、陰極射線管、電子顯微鏡、放射線治療、激光和粒子加速器等领域。.
电容率
在電磁學裏，介電質響應外電場的施加而電極化的衡量，稱為電容率。在非真空中由於介電質被電極化，在物質內部的總電場會減小；電容率關係到介電質傳輸（或容許）電場的能力。電容率衡量電場怎樣影響介電質，怎樣被介電質影響。電容率又稱為「絕對電容率」，或稱為「介電常數」。 採用國際單位制，電容率的測量單位是法拉／公尺（Farad/meter，F/m）。真空的電容率，稱為真空電容率，或「真空介電常數」，標記為\varepsilon_0，\varepsilon_0或 A2s4 kg-1m−3。.
电磁学
电磁学（英語：electromagnetism）是研究电磁力（電荷粒子之间的一种物理性相互作用） 的物理学的一个分支。电磁力通常表现为电磁场，如電場、磁場和光。电磁力是自然界中四种基本相互作用之一。其它三种基本相互作用是强相互作用、弱相互作用、引力。 電學與磁學領域密切相關。電磁學可以廣義地包含電學和磁學，但狹義來說是探討電與磁彼此之間相互關係的一門學科。 英文单词electromagnetism是两个希腊语词汇ἢλεκτρον（ēlektron，“琥珀”）和μαγνήτης（magnetic源自"magnítis líthos"（μαγνήτης λίθος），意思是“镁石”，一种铁矿）的合成词。研究电磁现象的科学是用电磁力定义的，有时称作洛伦兹力，是既含有電也含有磁的现象。 电磁力在决定日常生活中大多数物体的内部性质中发挥着主要作用。常见物体的电磁力表现在物体中单个分子之间的分子间作用力的结果中。电子被电磁波力学束缚在原子核周围形成原子，而原子是分子的构成单位。相邻原子的电子之间的相互作用产生化學过程，是由电子间的电磁力与动量之间的相互作用决定的。 电磁场有很多种数学描述。在经典电磁学中，电场用欧姆定律中的電勢与电流描述，磁場与电磁感应和磁化强度相关，而馬克士威方程組描述了由电场和磁场自身以及电荷和电流引起的电场和磁场的产生和交替。 电磁学理论意义，特别是基于“媒介”中的传播的性质（磁导率和电容率）确立的光速，推动了1905年阿尔伯特·爱因斯坦的狭义相对论的发展。 虽然电磁力被认为是四大基本作用力之一，在高能量中弱力和电磁力是统一的。在宇宙的历史中的夸克時期，电弱力分割成电磁力和弱力。.
电磁场
電磁場（electromagnetic field）是由帶電粒子的運動而產生的一種物理場。處於電磁場的帶電粒子會受到電磁場的作用力。電磁場與帶電粒子（電荷或電流）之間的交互作用可以用馬克士威方程組和勞侖茲力定律來描述。 電磁場可以被視為電場和磁場的連結。追根究底，電場是由電荷產生的，磁場是由移動的電荷（電流）產生的。對於耦合的電場和磁場，根據法拉第電磁感應定律，電場會隨著含時磁場而改變；又根據馬克士威-安培方程式，磁場會隨著含時電場而改變。這樣，形成了傳播於空間的電磁波，又稱光波。無線電波或紅外線是較低頻率的電磁波；紫外光或X-射線是較高頻率的電磁波。 電磁場涉及的基本交互作用是電磁交互作用。這是大自然的四個基本作用之一。其它三個是重力相互作用，弱交互作用和強交互作用。電磁場倚靠電磁波傳播於空間。 從經典角度，電磁場可以被視為一種連續平滑的場，以類波動的方式傳播。從量子力學角度，電磁場是量子化的，是由許多個單獨粒子構成的。.
电磁辐射
電磁辐射，又稱電磁波，是由同相振盪且互相垂直的電場與磁場在空間中以波的形式傳遞能量和動量，其傳播方向垂直於電場與磁場構成的平面。 電磁輻射的載體為光子，不需要依靠介質傳播，在真空中的傳播速度为光速。電磁輻射可按照頻率分類，從低頻率到高頻率，主要包括無線電波、微波、紅外線、可見光、紫外線、X射線和伽馬射線。人眼可接收到的電磁輻射，波長大約在380至780nm之間，稱為可見光。只要是本身溫度大於絕對零度的物體，除了暗物質以外，都可以發射電磁輻射，而世界上並不存在温度等於或低於絕對零度的物體，因此，人們周邊所有的物體時刻都在進行電磁輻射。儘管如此，只有處於可見光频域以内的電磁波，才可以被人們肉眼看到，對於不同的生物，各種電磁波頻段的感知能力也有所不同。.
电荷守恒定律
在物理學裏，電荷守恒定律（law of charge conservation）是一種關於電荷的守恆定律。電荷守恒定律有兩種版本，「弱版電荷守恒定律」（又稱為「全域電荷守恒定律」）與「強版電荷守恒定律」（又稱為「局域電荷守恒定律」）。弱版電荷守恒定律表明，整個宇宙的總電荷量保持不變，不會隨著時間的演進而改變。注意到這定律並沒有禁止，在宇宙這端的某電荷突然不見，而在宇宙那端突然出現。強版電荷守恒定律明確地禁止這種可能。強版電荷守恒定律表明，在任意空間區域內電荷量的變化，等於流入這區域的電荷量減去流出這區域的電荷量。對於在區域內部的電荷與流入流出這區域的電荷，這些電荷的會計關係就是電荷守恒。 定量描述，這強版定律的方程式乃是一種連續方程式： 其中，Q(t)是在時間t某設定體積內的電荷量，Q_、Q_是在時間間隔內分別流入與流出這設定體積的電荷量。 上述兩種守恆定律建立於一個基礎原則，即電荷不能獨自生成與湮滅。假設帶正電粒子接觸到帶負電粒子，兩個粒子帶有電量相同，則因為這接觸動作，兩個粒子會變為中性，這物理行為是合理與被允許的。一個中子，也可以因貝他衰變，生成帶正電的質子、帶負電的電子與中性的反微中子。但是，任何粒子，不可能獨自地改變電荷量。物理學明確地禁止這種物理行為。更仔細地說，像電子、質子一類的亞原子粒子會帶有電荷，而這些亞原子粒子可以被生成或湮滅。在粒子物理學裏，電荷守恆意味著，在那些生成帶電粒子的基本粒子反應裏，雖然會有帶正電粒子或帶負電粒子生成，在反應前與反應後，總電荷量不會改變；同樣地，在那些湮滅帶電粒子的基本粒子反應裏，雖然會有帶正電粒子或帶負電粒子湮滅，在反應前與反應後，總電荷量絕不會改變； 雖然全域電荷守恒定律要求宇宙的總電荷量保持不變，到底總電荷量是多少仍舊是有待研究問題。大多數跡象顯示宇宙的電荷量為零，即正電荷量與負電荷量相同。.
电流
電流（courant électrique； elektrischer Strom； electric current）是电荷的平均定向移动。电流的大小称为电流强度，是指单位时间内通过导线某一截面的电荷，每秒通过1库仑的電荷量稱为1安培。安培是國際單位制七個基本單位之一。安培計是專門測量電流的儀器 。 有很多種承載電荷的載子，例如，導電體內可移動的電子、電解液內的離子、電漿內的電子和離子、強子內的夸克。這些載子的移動，形成了電流。 有一些效應和電流有關，例如電流的熱效應，根據安培定律，電流也會產生磁場，馬達、電感和發電機都和此效應有關。.
物理学
物理學（希臘文Φύσις，自然）是研究物質、能量的本質與性質，以及它們彼此之間交互作用的自然科學。由於物質與能量是所有科學研究的必須涉及的基本要素，所以物理學是自然科學中最基礎的學科之一。物理學是一種實驗科學，物理學者從觀測與分析大自然的各種基於物質與能量的現象來找出其中的模式。這些模式（假說）稱為「物理理論」，經得起實驗檢驗的常用物理理論稱為物理定律，直到有一天被證明是有錯誤為止(具可否證性)。物理學是由這些定律精緻地建構而成。物理學是自然科學中最基礎的學科之一。化學、生物學、考古學等等科學學術領域的理論都是建構於這些物理定律。 物理學是最古老的學術之一。物理學、化學、生物學等等原本都歸屬於自然哲學的範疇，直到十七世紀至十九世紀期間，才漸漸地從自然哲學中分別成長為獨立的學術領域。物理學與其它很多跨領域研究有相當的交集，如量子化學、生物物理學等等。物理學的疆界並不是固定不變的，物理學裡的創始突破時常可以用來解釋這些跨領域研究的基礎機制，有時還會開啟嶄新的跨領域研究。 通過創建新理論與發展新科技，物理學對於人類文明有極為顯著的貢獻。例如，由於電磁學的快速發展，電燈、電動機、家用電器等新產品纷纷涌现，人類社會的生活水平也得到大幅提升。由於核子物理學日趨成熟，核能發電已不再是藍圖構想，但其所引致的安全問題也使人們意識到地球環境、生態與人類的脆弱渺小。.
物理学史
物理学主要是研究物质、能量及它們彼此之間的關係。它是最早形成的自然科学学科之一，如果把天文学包括在内则有可能是名副其实历史最悠久的自然科学。最早的物理学著作是古希腊科学家亚里士多德的《物理學》。形成物理学的元素主要来自对天文学、光学和力学的研究，而这些研究通过几何学的方法统合在一起形成了物理学。这些方法形成于古巴比伦和古希腊时期，当时的代表人物如数学家阿基米德和天文学家托勒密；随后这些学说被传入阿拉伯世界，并被当时的阿拉伯科学家海什木等人发展为更具有物理性和实验性的传统学说；最终这些学说传入了西欧，首先研究这些内容的学者代表人物是罗吉尔·培根。然而在当时的西方世界，哲学家们普遍认为这些学说在本质上是技术性的，从而一般没有察觉到它们所描述的内容反映着自然界中重要的哲学意义。而在古代中国和印度的科学史上，类似的研究数学的方法也在发展中。 在这一时代，包含着所谓“自然哲学”（即物理学）的哲学所集中研究的问题是，在基于亚里士多德学说的前提下试图对自然界中的现象发展出解释的手段（而不仅仅是描述性的）。根据亚里士多德的学说以及其后的经院哲学，物体运动是因为运动是物体的基本自然属性之一。天体的运动轨迹是正圆的，这是因为完美的圆轨道运动被认为是神圣的天球领域中的物体运动的内在属性。冲力理论作为惯性与动量概念的原始祖先，同样来自於这些哲学传统，并在中世纪时由当时的哲学家、伊本·西那、布里丹等人发展。而古代中国和印度的物理传统也是具有高度的哲学性的。.
物理學分支
物理學是一種自然科學，注重于研究物質、能量、空間、時間，尤其是它們各自的性質與彼此之間的相互關係。物理學是關於大自然規律的知識；更廣義地說，物理學探索分析大自然所發生的現象，以了解其規則。.
物理學重要著作列表
没有描述。
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物理常數
物理常數，或称物理定數、物理常量或自然常数，指的是物理学中数值固定不变的物理量。它與数学常数不同，數學常數指的是一个在數值上固定不變的值，但是這個值不一定與物理測量有關。 物理常数有很多，其中比较著名的有真空光速、普朗克常数、万有引力常数、玻尔兹曼常數及阿伏伽德罗常数。它们被假设在宇宙中任何地方和任何时刻都相同。物理常数的物理意义有很多表述形式，普朗克长度表征基本物理长度，真空光速是宇宙中最大的速度，精细结构常数则表征了电子和光子之间的相互作用，是一个无量纲量。 从1937年开始，狄拉克等物理学家开始意识到物理常数有可能随着宇宙年龄的增长而发生变化，但时至今日还没有明确的实验证据能够证明狄拉克提出的这种可能性。但科学家们已经探测到了一些物理量可能每年都依极小的量发生变化，并划定了这种变化幅度可能的上限(万有引力常数变化的量大约是一年10-11；精细结构常数变化的量大约是一年10-5)。 以下是部分物理常數的列表：.
物理符號表
這是一個普通物理常數和符號的清單，以粗體字表示的符號為向量。物理上，有一組常在數學表達式中出現的符號。工作者熟悉這些符號，不是每次使用都加以說明。所以，對於物理初學者，下面的列表給出了很多常見的符號包括名稱、讀法。.
物質波
物理学中，物質波（即德布羅意波）係指所有物質的波（见波粒二象性）。 德布羅意說明了波長和動量成反比；頻率和總能成正比之關係，是路易·德布羅意於1923年在他的博士論文提出的。 第一德布羅意方程指出，粒子波長λ（亦稱「德布羅意波長」）和動量p的關係：（下式中普朗克常數h、粒子靜質量m、粒子速度v、勞侖茲因子γ和真空光速c） 第二德布羅意方程指出頻率ν和總能E的關係： 這兩個式子通常寫作.
物质
物质是一個科學上沒有明確定義的詞，一般是指靜止質量不為零的東西。物质也常用來泛稱所有組成可觀測物體的成份 。 所有可以用肉眼看到的物體都是由原子組成，而原子是由互相作用的次原子粒子所組成，其中包括由質子和中子組成的原子核，以及許多電子組成的電子雲 。 一般而言科學上會將上述的複合粒子視為物質，因為他們具有靜止質量及體積。相對的，像光子等无质量粒子一般不視為物質。不過不是所有具有靜止質量的粒子都有古典定義下的體積，像夸克及輕子等粒子一般會視為質點，不具有大小及體積。而夸克和輕子之間的交互作用才使得質子和中子有所謂的體積，也使得一般物體有體積。 物質常見的物質狀態有四種：固體、液體、氣體及等离子体。不過實驗技術的進步產生了許多新的物質狀態，像是玻色–爱因斯坦凝聚及费米子凝聚态。對於基本粒子的研究也產生了新的物質狀態，像是夸克-膠子漿 。在自然科學的歷史中，許多人都在研究物質的確切性質，物質是由許多離散組件組合而成的概念，即所謂的「物質粒子論」，最早是由古希臘哲學家留基伯及德谟克利特提出。 愛因斯坦證明所有物體都可以轉換為能量（即質能等價），之間的關係式即為著名的E.
特勒尔旋转
特勒尔旋转（Terrell rotation），或特勒尔效应（Terrell effect），描述了物体接近光速时，观察者所看到的失真的视觉外观。这是一个根据狭义相对论推导计算出的结论。 在长度收缩效应中，物体在运动方向上收缩的现象是由“测量”得到的，考虑的是光同时从物体两端发出的情况；而特勒尔效应考虑的是从高速运动的物体发出的光线同时到达观测者的眼睛时所呈现出的景象。若物体的尺度小于它到观测者眼睛的距离，此物体在高速移动下看起来会像是在旋转。特勒尔效应于1959年被詹姆斯·特勒尔和罗杰·彭罗斯分别独立提出；然而早在1924年，澳大利亚物理学家 Anton Lampa 就已注意到了这个现象。.
牛顿万有引力定律
万有引力定律（Newton's law of universal gravitation）指出，兩個質點彼此之間相互吸引的作用力，是與它們的質量乘積成正比，並與它們之間的距離成平方反比。 万有引力定律是由艾薩克·牛頓（Isaac Newton）稱之為歸納推理的經驗觀察得出的一般物理規律。它是經典力學的一部分，是在1687年于《自然哲学的数学原理》中首次發表的，并於1687年7月5日首次出版。當牛頓的書在1686年被提交給英國皇家學會時，羅伯特·胡克宣稱牛頓從他那裡得到了距離平方反比律。 此定律若按照現代語文，明示了：每一點質量都是通過指向沿著兩點相交線的力量來吸引每一個其它點的質量。力與兩個質量的乘積成正比，與它們之間的距離平方成反比。關於牛頓所明示質量之間萬有引力理論的第一個實驗，是英國科學家亨利·卡文迪什（Henry Cavendish）於1798年進行的卡文迪許實驗。這個實驗發生在牛頓原理出版111年之後，也是在他去世大約71年之後。 牛頓的引力定律類似於庫侖電力定律，用來計算兩個帶電體之間產生的電力的大小。兩者都是逆平方律，其中作用力與物體之間的距離平方成反比。庫侖定律是用兩個電荷來代替質量的乘積，用靜電常數代替引力常數。 牛頓定律的理論基礎，在現代的學術界已經被愛因斯坦的廣義相對論所取代。但它在大多數應用中仍然被用作重力效應的經典近似。只有在需要極端精確的時候，或者在處理非常強大的引力場的時候，比如那些在極其密集的物體上，或者在非常近的距離（比如水星繞太陽的軌道）時，才需要相對論。.
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牛顿运动定律
牛頓運動定律（Newton's laws of motion）描述物體與力之間的關係，被譽為是經典力學的基礎。這定律是英國物理泰斗艾薩克·牛頓所提出的三條運動定律的總稱，其現代版本通常這樣表述：.
狭义相对论
-- 狭义相对论（英文：Special relativity）是由爱因斯坦、洛仑兹和庞加莱等人创立的，應用在惯性参考系下的时空理论，是对牛顿时空观的拓展和修正。爱因斯坦在1905年完成的《論動體的電動力學》論文中提出了狭义相对论Albert Einstein (1905) "", Annalen der Physik 17: 891; 英文翻譯為George Barker Jeffery和 Wilfrid Perrett翻譯的(1923); 另一版英文翻譯為Megh Nad Saha翻譯的On the Electrodynamics of Moving Bodies(1920).
狹義相對論中的加速度
狹義相對論中的加速度類似於牛頓力學中的概念，乃速度對於時間的微分。因為相對論中的勞侖茲轉換及時間膨脹，時間與距離的概念變為複雜，因此「加速度」的定義也變得複雜。狹義相對論為平直閔考斯基時空的理論，即使加速度存在依然有效，前提是能量動量張量所造成的重力場效應可以忽略。否則，則需用到廣義相對論以及彎曲時空來詮釋。在地球表面附近，時空彎曲程度不明顯，因此實務上採用狹義相對論來詮釋物理現象仍是合宜作法，比如粒子加速器實驗。 如同在外界慣性座標系中的測量，三維空間中的普通加速度（稱為「三維加速度」或「座標加速度」）的轉換式可以推導得出。此外作為一特例，也可用共動（comoving）的加速規來測量固有加速度。另一種有用的形式是四維加速度，其分量可透過勞侖茲轉換在不同參考系中做連結。連結加速度與力的運動方程式也可得到。幾種特殊形式的加速物體運動方程式以及它們的彎曲世界線可以透過對上述方程式的積分求得。知名的特例如，適用於常數值縱向固有加速度的例子，以及等速率圓周運動。最後，在狹義相對論的架構下，描述加速參考系中的物理現象亦為可行。 歷史演進上，在相對論發展的早年即已出現包含加速度的相對論性方程式，在早年的教科書中有整理，如馬克斯·馮·勞厄（1911年、1921年）von Laue (1921)或沃夫岡·包立（1921年）。Pauli (1921)舉例來說，運動方程式以及加速度轉換式於以下學者的論文中建立起來：亨德里克·勞侖茲（1899年、1904年）、儒勒·昂利·龐加萊（1905年）、阿爾伯特·愛因斯坦（1905年）、馬克斯·普朗克（1906年）；四維加速度、固有加速度與雙曲運動的分析參見赫爾曼·閔考斯基 （1908年）、馬克斯·玻恩（1909年）、（1909年）、阿諾·索末菲（1910年）、馮·勞厄（1911年）。.
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狹義相對論的實驗驗證
狹義相對論為近代物理的一支基礎理論，解釋了當重力場不顯著情形下所有的物理現象。在理論發展的過程中，許多實驗扮演了重要的角色，提供了靈感或做為理論驗證。此理論的強健在於其能精準地預測各種不同領域的實驗，提高精準度的新驗證實驗仍在進行中。近期的實驗焦點在普朗克尺度與微中子方面，目前的結果皆與狹義相對論相應。主要的實驗研究者包括Jakob Laub、Zhang、Mattingly、Clifford Will、Roberts/Schleif等研究群。 狹義相對論的背景限制於平直時空，亦即重力現象不顯著的情形。當重力現象顯得重要時，主要理論則需採用廣義相對論，與此對應的實驗驗證則參見廣義相對論的實驗驗證。.
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相对论
对论（Theory of relativity）是关于时空和引力的理论，主要由愛因斯坦创立，依其研究对象的不同可分为狭义相对论和广义相对论。相对论和量子力学的提出给物理学带来了革命性的变化，它们共同奠定了现代物理学的基础。相对论极大的改变了人类对宇宙和自然的“常识性”观念，提出了“同时的相对性”、“四维时空”、“弯曲时空”等全新的概念。不过近年来，人们对于物理理论的分类有了一种新的认识——以其理论是否是决定论的来划分经典与非经典的物理学，即“非古典的＝量子的”。在这个意义下，相对论仍然是一种经典的理论。.
相对论量子化学
对论量子化学是指同時使用量子化学和相对论力学来解释元素的性质与结构的方法，特别是對於元素周期表中的重元素。 早期量子力学的发展并不考虑相对论的影响，因此人們通常认为“相对论效应”是指由于计算没有考虑相对论而与真实值產生差异或甚至矛盾。本文中的重元素指的是元素周期表中原子序数较大的元素。由於質量較大的緣故，相对论对它们的影响是不可忽略的。典型的重元素包括镧系元素和锕系元素等。 在化学中，相对论效应可以视为非相对论理论的微扰或微小修正，这可以从薛定谔方程推导获得。这些修正对原子中不同原子轨道上的电子具有不同的影响，这取决于这些电子的速度与光速的相对差别。相对论效应在重元素更加显著，这是由于只有这些元素中的电子速度能与光速相比拟。.
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相对论速度
对论速度是显著接近光速的速度，这时计算物体在时空中的运动必须考虑到狭义相对论效应，而不能使用低速下近似的牛顿力学.
相对论性喷流
对论性喷流：活动星系核周围的相对论性等离子体束与中心的超大质量黑洞自转轴方向一致，从而沿喷流方向射出 相对论性喷流（英文：Relativistic jet）是来自某些活动星系、射电星系或类星体中心的强度非常高的等离子体喷流。这种喷流的长度可达几千甚至数十万光年。现在一般认为相对论性喷流的直接成因是中心星体吸积盘表面的磁场沿着星体自转轴的方向扭曲并向外发射，因而当条件允许时在吸积盘的两个表面都会形成向外发射的喷流。如果喷流的方向恰巧和星体与地球的连线一致，由于是相对论性粒子束，喷流的亮度会因而发生改变。目前在科学界相对论性喷流的形成机制和物理成分仍然是个有争议的话题，不过一般认为喷流是电中性的，其由电子、正电子和质子按一定比例组成。一般还认为相对论性喷流的形成是解释伽玛射线暴成因的关键。这些喷流具有的洛伦兹因子可达大约100，是已知的速度最快的天体之一。 类似的较小尺寸的相对论性喷流可由中子星或恒星质量黑洞的吸积盘而产生，这类系统经常被称作微类星体。一个著名的例子是SS433，其经过周密观测得到的相对论性喷流速度达到了光速的0.23倍，而大多数微类星体可能具有比这高得多的喷流速度（这一点还没有被更多的周密观测所证实）。其他更小尺寸以及速度更低的喷流可以在很多双星系统中通过加速机制形成，这种加速机制可能和已观测到的地球磁圈与太阳风之间的磁重连接过程相类似。.
相對論性多普勒效應
對論性多普勒效應描述了光因為波源與觀察者的相對運動關係（一如尋常版的多普勒效應）而有的頻率（以及波長）上的變化，而在這裡又多考慮了狹義相對論帶來的效應。 相對論性多普勒效應和非相對論性版本的多普勒效應有許多不同之處，例如其方程式納入了狹義相對論中的時間展長效應。這些方程式描述了所觀察到的完全頻率差值，並具有相對論要求的洛侖茲對稱性。.
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相速度
波的相速度或相位速度（phase velocity），或簡稱相速，是指波的相位在空間中傳遞的速度，換句話說，波的任一頻率成分所具有的相位即以此速度傳遞。可以挑選波的任一特定相位來觀察（例如波峰），則此處會以相速度前行。相速度可藉由波的頻率f與波長λ，或者是角頻率ω與波數（wave number）k的關係式表示： 注意到波的相速度不必然與波的群速度相同，相速是波包中某一单频波的相位移动速度；群速度代表的是「振幅變化」（或說波包）的傳遞速度，表示一段波包的包络面上具有某特性（如幅值最大或最小）的点的传播速度。 群速和相速只有是混合波（非单频波）在频散介质中传播时才有差别。 電磁輻射的相速度可能在一些特定情況下（例如：出現異常色散的情形）超過真空中光速，但這不表示任何超光速的--或者是能量移轉。物理學家阿諾·索末菲與里昂·布里於因（Léon Brillouin）對此皆有理論性描述。 參閱色散以對波的各種速度有更完整的了解。.
盒中氣體
在量子力學裏，盒中氣體是一个理论模型，指的是在一個盒子內，一群不會互相作用的粒子。盒子內的位勢為零，盒子外的位勢為無限大。這些粒子永遠地束縛於盒子內，無法逃出。靠著粒子與粒子之間數不盡的瞬時碰撞，盒中氣體得以保持熱力平衡狀況。盒中氣體這個簡單的理論模型可以用來描述經典理想氣體，也可以用來描述各種各樣的量子理想氣體，像費米氣體、玻色氣體、黑體輻射、等等。 應用馬克士威-玻茲曼統計、玻色-愛因斯坦統計、與費米-狄拉克統計的理論結果，取非常大的盒子的極限，表達能量態的簡併為一個微分，然後以積分來總合每一個能量態，再用配分函數或大配分函數計算氣體的熱力性質。這計算的結果可以用來分析正質量粒子氣體或零質量粒子氣體的性質。 此篇文章是盒中粒子理論的進階。閱讀此篇文章前，必須先了解盒中粒子理論。.
白矮星
白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
D介子
D介子是含有魅夸克的粒子中最輕的一組。研究它們可以獲得更多關於弱相互作用的資訊。奇D介子（Ds）在1986年前被稱為“F介子”。.
芝加哥大学
芝加哥大学（University of Chicago），简称芝大（UChicago），位于美国伊利诺伊州芝加哥，是世界著名私立研究型大学，常年位列各大学排行榜世界前十。 芝加哥大学1890年由石油大王约翰·洛克菲勒创办，是美国大学协会的创始会员之一。芝加哥大学包括本科学院以及由4个系、6所职业学院和1所继续教育学院组成的各种研究生项目和跨学科委员会，并拥有约5000名本科生和10,000名研究生。 芝加哥大学的学者和研究人员在众多人文社科领域均开创了“芝加哥学派”，其中包括著名的“芝加哥经济学派”和“芝加哥社会学派” ；芝加哥大学还是法律经济学的诞生地，是经济学、社会学、法学、人类学等学科全球最重要的研究教学中心之一。 而从曼哈顿计划开始，大批科学家汇集于芝大，在“原子能之父”恩里科·费米的领导下建立了世界上第一台可控核反应堆（”芝加哥一号堆”）、成功开启了人类的原子能时代，并创立了美国第一所国家实验室阿贡国家实验室和之后著名的费米实验室，进而奠定了芝大在自然科学界的重要地位。 截止至2017年，芝加哥大学有97位教师和校友曾获得诺贝尔奖，位列世界第四。另有9位菲尔兹奖得主 、4位图灵奖得主、22位普利策奖得主在芝大工作或学习过，还有15位教授荣获过美国国家科学奖章，现任教授中有近70位美国国家科学院（44位）、美国国家工程院（9位）和美国国家医学院院士（14位）。美国第44任总统奥巴马曾长期在芝大法学院任教（1992-2004年）。 芝加哥大学是培养华人精英的两个摇篮和聚集地之一（另一个是柏克萊加州大學）。芝加哥大学培养了李政道、杨振宁和崔琦三个华人诺贝尔奖得主（其中，李政道和杨振宁实现华人诺奖零的突破），著名华裔政治家、中华民国前副总统、中國國民黨前主席连战，著名法学家梅汝璈，著名医学家吴阶平，著名物理学家叶企孙，著名气象学家郭晓岚，保釣運動健將林孝信教授，世界银行前高级副总裁林毅夫等等亦毕业于芝加哥大学或曾在芝大学习。诺贝尔化学奖得主李远哲、数学家陈省身等也曾长期在芝加哥大学任教。.
音速
声速，又称“音速”（每秒340 米，每小時1236公里），顧名思義即是聲音的速度，定義為單位時間內振動波傳遞的距離。音速（波傳遞的速度）與傳遞介質的材質狀況（密度、溫度、壓力…）有絕對關係，而與發聲者（波源）本身的速度無關，而發聲者（波源）與聽者（觀察者）間若有相對運動關係，就形成了都卜勒效應；由此觀點，我們可以知道，超音速時的諸多物理現象（震波、音爆、音...），其實與聲音無關，而是壓縮波密集累積所產生的物理現象。聲音的傳播速度在固體最快，其次液體，而氣體的音速最慢。通常音速是指在空氣中的音速，为343.2米/秒（1,236公里/小时）。音速又會依空氣之狀態（如濕度、温度、密度）不同而有不同數值。如攝氏零度之海平面音速约为331.5米/秒（1193公里/小時）；一萬米高空之音速約為295米/秒（1062公里/小時）；另外每升高1攝氏度，音速就增加0.607米/秒。 在固體中有兩種可能的聲波，其中一種是與流體相同的縱波，另一種是流體沒有的橫波，兩種不同的聲波可以有不同的傳播速度（例如地震波）。縱波形式的音速取決於介質的壓縮率和密度，而固體中橫波形式的音速取決於介質的剛度和密度。 在超流體中也存在兩種不同的「聲波」，第一種聲波是與平常流體相同的密度波，另一種是超流體特有的第二聲波。.
蟹狀星雲
蟹状星云（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云。蟹状星云距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。它是银河系英仙臂的一部分。 该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，它对应于中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，它的直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。 蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV，最高可达10 TeV，而且非常稳定，因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一，并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源，通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时，天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年，土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射，天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。.
莱昂·傅科
--·里容·傅科（Jean Bernard Léon Foucault，，），法国物理学家，他最著名的发明是显示地球自转的傅科摆。除此之外他还曾经测量光速，发现了渦電流。他虽然没有发明陀螺儀，但是这个名称是他起的。在月球上有一座以他命名的撞击坑。.
聖鬥士星矢角色列表
没有描述。
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靶恩
靶恩（符號為b，也簡稱為靶）是一種面積單位，原先用於核物理中描述原子核及核反應的截面，今天則用於所有高能物理學領域中描述任何散射過程的截面，並通常能代表細小粒子發生相互作用的機率。一個靶恩的定義為10−28 m2（100 fm2），大約為一個鈾原子核的截面面積。靶恩也在核四極共振和核磁共振中用作面積單位，量化核子與電場斜率之間的交互作用。雖然靶恩並不是國際單位制單位，但由於長期使用於粒子物理學而被承認。 它是國際單位制所接受的少數單位之一，也是最近期被承認的（節和巴是其他可接受有限使用的非國際單位制單位）。.
靜庫侖
在厘米-克-秒單位制（CGS制）裏，靜庫侖（statC）或（esu）是電荷的物理單位。它是一種衍生出來的單位，表達為 在國際單位制裏，則採用庫侖（C）為電荷的物理單位。轉換公式為 這公式乃精確的（但是，請參閱後面正確使用方法的警告）。在公式右邊的數值是光速（CGS制）的十分之一。雙方向轉換大約為 靜庫侖定義為：假若兩個固定的，相距1 cm的點電荷各自帶有電量1 statC，則它們彼此互相排斥的靜電力是1 達因（dyne）。這排斥力是由庫侖定律給出，在CGS制裏，表達為 其中，F\,\!是力量，q_1\,\!、q_2\,\!分別是兩個點電荷的電量，r\,\!是它們之間的距離。.
靜伏特
伏特（statvolt）是公分-克-秒制的靜電單位制及高斯單位制下的電壓及電位單位。和國際單位制中的伏特的轉換關係為 絕對伏特是公分-克-秒制的電磁單位制中的電壓單位。.
頻率
频率（Frequency）是单位时间内某事件重复发生的次数，在物理学中通常以符号f 或\nu表示。采用国际单位制，其单位为赫兹（英語：Hertz，简写为Hz）。设\tau时间内某事件重复发生n次，则此事件发生的频率为f.
頂夸克
顶夸克是目前发现最重的夸克，其质量为173.1±1.3GeV/c2，质子的质量也不过938MeV 。和其他夸克一样，顶夸克属于费米子，具有的自旋，带有+电荷。 顶夸克的反粒子被称为反顶夸克，两者质量相同。顶夸克通过强作用力同其他基本粒子相作用，通过弱力衰变为W玻色子和底夸克，有时也会衰变为奇夸克。顶夸克可以衰变为下夸克，但这种情况非常罕见。根据标准模型的预测顶夸克的寿命仅为5×10-25s。 不过顶夸克极短的寿命使得其来不及在强相互作用力的影响下形成强子，这给科学们提供了一个观测独立夸克的机会。顶夸克的存在在某种程度上也为日后发现希格斯子提供了理论上的可能性。.
衝量引擎
衝量引擎（英文：Impulse drive或impulse engine），出現在科幻影視作品《星际旅行》中，做為太空船艦如聯邦星艦的一項推進工具。使用這項推進裝置僅能達到次光速（亞光速，.
表面重力
天體或其他物體的表面重力（代表符號 g）是物體在其表面所受到的重力加速度。表面重力可以被認為是由假設性的非常接近天體表面，且不擾動系統和質量可忽略的試驗粒子受到重力影響時產生的加速度。 表面重力是以加速度的單位進行量測，国际单位制下表面重力單位是米每二次方秒。它也可使用地球表面標準重力 g.
颜色
色或色彩是通过眼、脑和我们的生活经验所产生的一种对光的视觉效应。人对颜色的感觉不仅仅由光的物理性质所决定，還包含心理等許多因素，比如人类对颜色的感觉往往受到周围颜色的影响。有时人们也将物质产生不同颜色的物理特性直接称为颜色。.
食 (天文現象)
食或蝕，是一種天文事件，可以是一個天體進入另一個天體的影子，或是從觀測者和另一個天體之間穿越，而造成暫時的遮蔽現象。食是一種朔望的型態。 “食”這個字最常用在日食－月球的影子掠過地球的表面，或月食－月球進入地球的陰影內。然而，這個字眼也可以用在地月系統之外的事件：例如，某行星進入它的一顆衛星所造成的影子內，或是衛星進入它的母行星的陰影內，或是一顆衛星進入另一顆衛星的影子內。在聯星系統，當它的軌道平面和觀察者橫切時，也可能發生食的現象。.
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西蒙·紐康
西蒙·紐康（Simon Newcomb，），美國籍加拿大天文學家、數學家暨科幻小說作家。雖然他只接受過短期學校教育，卻在、經濟學及數學上有所貢獻。.
馬赫-曾德爾干涉儀
赫-曾德爾干涉儀（Mach–Zehnder interferometer）是一種干涉儀，可以用來觀測從單獨光源發射的光束分裂成兩道之後，經過不同路徑與介質所產生的相對相移變化。這儀器是因德国物理学者（恩斯特·马赫之子）和路德维·曾德尔而命名。曾德尔首先於1891年提出這構想，後來馬赫於1892年發表論文對這構想加以改良。 為了方便敘述，本文使用術語「馬曾干涉儀」來簡稱馬赫-曾德爾干涉儀。.
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訊號速度
波的訊號速度是指一脈衝波行經介質的速度。其定義通常是根據脈衝呈最高強度半值的位置。 以電磁輻射如光而言，訊號速度通常等同於群速度，在此情形下，相速度 可以超過真空中的光速 ，但訊號速度 永遠會比 小或等於 。例外發生在介質出現吸收共振現象的附近頻率（），>。 光在一般介質中傳輸時，>，但信號速度依然不高於 。.
詹姆斯·克拉克·麦克斯韦
詹姆斯·克拉克·麦克斯韦（James Clerk Maxwell，），苏格兰数学物理学家。其最大功绩是提出了将电、磁、光统归为电磁场中现象的麦克斯韦方程组。麦克斯韦在电磁学领域的功绩实现了物理学自艾萨克·牛顿后的第二次统一。 在1864年發表的論文《電磁場的動力學理論》中，麦克斯韦提出電場和磁場以波的形式以光速在空間中传播，并提出光是引起同种介质中電场和磁场中許多現象的电磁扰动，同时从理论上预测了电磁波的存在。此外，他还推进了分子运动论的发展，提出了彩色摄影的基础理论，奠定了结构刚度分析的基礎。 麦克斯韦被普遍认为是十九世纪物理学家中，对于二十世纪初物理学的巨大进展影响最为巨大的一位。他的科学工作为狭义相对论和量子力学打下理论基础，是现代物理学的先声。有观点认为，他对物理学的发展做出的贡献仅次于艾萨克·牛顿和阿尔伯特·爱因斯坦。在麦克斯韦百年诞辰时，爱因斯坦本人盛赞了麦克斯韦，称其对于物理学做出了“自牛顿时代以来的一次最深刻、最富有成效的变革”。.
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高斯單位制
斯單位制（Gaussian units）是一種計量單位的制度，屬於公制，是從厘米-克-秒制衍生，電磁單位系統中最常見的一種單位制。在厘米-克-秒制內，又有幾組互相衝突的電磁單位，不單只存在有高斯單位。所以，使用術語「厘米-克-秒單位」很可能會引起分歧義，必需儘量避免。 除了高斯單位制以外，最常用的別種選擇是國際單位制。在大多述領域，國際單位制是主要使用的單位制。隨著時光的流易，越來越多的人士選擇摒棄高斯單位制，改採用國際單位制。高斯單位制與國際單位制之間的單位轉換並不像平常單位轉換那樣簡易。例如，電磁學的物理定律方程式，像馬克士威方程組，依使用哪種單位制而定，需要做相關調整；在高斯單位制是無量綱的物理量，像電容率或磁導率，換到國際單位制，可能會變為具有量綱。.
論動體的電動力學
《論動體的電動力學》是阿爾伯特·愛因斯坦於1905年6月30日投稿於德國《物理年鑑》發表的第一篇狹義相對論論文，德文原文為"Zur Elektrodynamik bewegter Körper", Annalen der Physik.
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論物理力線
《論物理力線》（On Physical Lines of Force）是詹姆斯·馬克士威於1861年發表的一篇論文。在這篇論文裏，他闡述了可以比擬各種電磁現象的「分子渦流理論」，和電位移的概念，又論定光波為電磁波。馬克士威又將各種描述電磁現象的定律整合為馬克士威方程組。.
鲁道夫·科尔劳施
鲁道夫·赫尔曼·阿恩特·科尔劳施(Rudolf Hermann Arndt Kohlrausch)(1809年11月6日(哥廷根) - 1858年3月8日(埃尔朗根))德国物理学家。.
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貝肯斯坦上限
在物理學中， 貝肯斯坦上限（Bekenstein bound）是在一具有有限能量之有限空間內熵S或資訊I的上限。反過來說，該上限是要精確描述一物理系統至量子層級的最大需要資訊量Jacob D. Bekenstein,, Physical Review D, Vol.
鳥之星 ～Aerial Planet～
《鳥之星 ～Aerial Planet～》是日本一軟件於2008年2月28日發售的PlayStation 2用冒險遊戲及模擬飛行遊戲。是第一個發表收錄以「初音未來」製作的音樂的商業產品（但並非第一個發售）。.
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質能等價
E.
質量與重量的比較
由于地球上绝大多数的「质量」都有「重量」，也因为此兩量之间通常都呈近正比关系，在自然科學外此二概念经常被混淆視聽，以「重量」一词统称。注意，并非所有质量都有重量。1个充满氦气的玩具气球有质量, 却由于大气的浮力而拥有「负」重量。假如在氮气球中充入适量空气，将会使得这个气球有质量以及中性浮力 － 即处于悬浮状态而没有重量。然而在物理学中，质量和重量这两个概念是有区别的。质量是描述物体惯性的性质 － 也就是指壹物体在不受外力时保持匀速运动的趋势。反过来，重量是指带一定质量物体在引力场中所受的力。 留意右图，女孩的全部重量(引力)都由秋千的座位所支撑。如果有人站在秋千运动轨迹的最低点处，并突然使秋千停止运动，那么这个人所受到的撞击则是由女孩运动的惯性作用造成的。 物质的重量是由物体所受引力的强度的函数(即重量随引力强度变化而变化), 而质量则恒定不变(假设物体相对于观测者并不是以相对论速度运动)。相应地，对于在微重力环境下进行太空行走的宇航员来说，他不费吹灰之力就可以「抱起」他面前的通信卫星——卫星已经「失重」了。然而，由于在微重力环境下，卫星仍然保持它固有的质量和惯性，把1个重10吨的卫星从静止加速到一定的速度, 与加速一个重1吨的卫星相比，前者所需的力是后者的10倍。 在地球上，大多数物体的运动都受到重量的影响，但秋千的模型可以在基本排除重量的影响之下演示力、质量与加速度的关系。如果一个人站在一个成年人所坐的秋千后面并用力地推动秋千，成年人所受的加速度相对较低，而且秋千的摆动幅度相对也较小。如果将同样的力施加在一个小女孩所坐的秋千之上，这个行为所产生的加速度相比之下就大了许多。.
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负折射率超材料
负折射率超材料或负折射率材料（NIM）是一种人造光学结构，它的折射率对于一定频率范围内的电磁波是负值。目前没有任何天然材料拥有这一属性。广义地说，超材料可以指任何合成材料，但一般上指的是拥有负折射率的一类材料，这些材料具有不寻常的光学属性和奇异的性质。 负折射率超材料由基本结构单元周期性排列构成，基本结构单元称为单胞，单胞的大小明显小于光的波长。单胞在实验室最早由印刷電路板材料制成，即由导线和电介质制成。通常情况下，这些人工制备的单胞按特定的重复形式堆叠或在平面上排列起来，组成单个的超材料。 负折射率超材料的单胞对光的响应是在构筑材料之前预先设计好的，材料总的对光的响应主要由单胞的几何形状决定，行为与其组分对光的响应有着根本的不同。超材料是“从下到上合成的有序宏观材料”，具有其组分所不具有的涌现性质。Shivola, Ari.
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质量
在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”，但是在科学上，这两个词表示物质不同的属性（参见质量对重量）。 在物理上，质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一：.
费米悖论
费米悖论（Fermi paradox，又称費米謬論）阐述的是对地外文明存在性的过高估计和缺少相关证据之间的矛盾。 宇宙惊人的年龄和庞大的星体数量意味着，除非地球是一个特殊的例子，否則地外生命应该广泛存在 。在1950年的一次非正式讨论中，物理学家恩里科·费米问道，如果银河系存在大量先进的地外文明，那么为什么连飞船或者探测器之类的证据都看不到。对这个话题更加具体的探讨最早出现在1975年麦克·哈特的文章中，有时也被叫做麦克·哈特悖论。另一个紧密相关的问题是大沉默——即使难以星际旅行，如果生命是普遍存在的话，为什么我们探测不到电磁信号？有人尝试通过寻找地外文明的证据来解决费米悖论，也提出这些生命可能不具备人类的智慧。也有學者认为高等地外文明根本不存在，或者非常稀少以至于人类不可能联系得上。地球殊異假說有時被認為為費米悖論提供了一種解釋的答案。 从哈特开始，很多人开始发展关于地外文明的科学理论或模型。大部分工作都引用费米悖论作为参考。很多相关的问题已经得到重视，内容包括天文学、生物学、生态学和哲学。新兴的天体生物学给问题的解决引入了跨学科的研究手段。.
超人
超人（Superman） 是一名出現於DC漫畫的虛構超級英雄角色，同時普遍也被認為是美國的文化偶像Daniels (1998), p. 11.
超光速
超光速（Faster-Than-Light, FTL或稱Superluminal）是一種速度比光速還快的概念，源自於相對論中對於定域物體不可能超過真空中光速的推論限制，光速成為許多場合下速率的上限值。在此之前的牛頓力學並未對超光速的速度作出限制。而在相对论中，运动速度和物体的其它性质，如质量甚至它所在参考系的时间流易等，密切相关，速度低于（真空中）光速的物体如果要加速达到光速，其质量会增长到无穷大因而需要无穷大的能量，而且它所感受到的时间流甚至会停止（如果超过光速则可能会出现“时间倒流”），所以理论上来说达到或超过光速是不可能的（至于光子，那是因为它在真空中永远处于光速c，而不是从低于光速增加到光速）。但也因此使得物理学家（以及普通大众）对于一些疑似超光速的物理现象特别感兴趣。 相對論出現後，超光速的意义出現在兩個領域，一個是物理上的（包括理論物理和實驗物理）以及天文學觀測方面，另一個是科幻方面，將相關條目條列如下：.
超距作用
在物理學裏，超距作用（action at a distance）指的是分別處於空間兩個不毗連區域的兩個物體彼此之間的非局域相互作用。 在早期的引力理論、電磁理論裏，超距作用這術語最常用於描述物體因遙遠物體影響而產生的現象。更一般地，早期原子論、機械論（mechanistic theory）試圖將所有物理相互作用都約化為碰撞，其中一些不成功案例只能被歸咎為超距作用。對於這難以理解的現象所作的探索與分析，導致物理學顯著的發展，從場的概念，到量子糾纏的描述與標準模型媒介粒子的點子。.
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
超時空要塞系列年表
以下皆為Macross系列作品的虛構歷史，主要以日本與河森正治承認及公開的年表為主。近年《Macross Ace》的「超時空歷史年表」，以及「30週年Macross超時空展覽會」的「Macross History」已將《超時空要塞II：再愛一次》相關歷史整合納入。.
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距離測量 (宇宙學)
距離測量是使用在物理宇宙學給與在宇宙中的兩個天體或事件的自然概念距離。它們通常使用一些受限制但可以觀測的量 (像是遙遠距離類星體的光度、遠距離星系的紅移、或在CMB能譜的聲學峰值角尺度) 配合不能直接觀測，但更方便於計算的量 (像是類星體、星系等的同移坐标)。此處討論的距離測量都簡化為在低紅移下單純概念的歐幾里得度量距離。 與我們所瞭解的宇宙學一致，這些測量的計算都在符合廣義相對論範圍內的弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克解所用來描述的宇宙。.
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麦克斯韦-玻尔兹曼分布
麦克斯韦-玻尔兹曼分布是一个描述一定温度下微观粒子运动速度的概率分布，在物理学和化学中有应用。最常见的应用是统计力学的领域。任何（宏观）物理系统的温度都是组成该系统的分子和原子的运动的结果。这些粒子有一个不同速度的范围，而任何单个粒子的速度都因与其它粒子的碰撞而不断变化。然而，对于大量粒子来说，处于一个特定的速度范围的粒子所占的比例却几乎不变，如果系统处于或接近处于平衡。麦克斯韦-玻尔兹曼分布具体说明了这个比例，对于任何速度范围，作为系统的温度的函数。它以詹姆斯·麦克斯韦和路德维希·玻尔兹曼命名。 这个分布可以视为一个三维向量的大小，它的分量是独立和正态分布的，其期望值为0，标准差为a。如果X_i的分布为\ X \sim N(0, a^2)，那么 就呈麦克斯韦-玻尔兹曼分布，其参数为a。.
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麒麟座V838
麒麟座V838（V838 Monocerotis、V838 Mon）是位在麒麟座的一顆紅色變星，距離太陽約20,000光年（6 kpc）；它可能是已知最大的恆星之一，該恆星在2002年經歷了一次爆發事件並被觀測到。一開始相信這是一次新星爆發，但在之後發現並非如此。爆發的原因至今不明，但有數個理論已經提出，其中包含恆星死亡的過程、聯星合併或吞噬行星。.
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黎納-維謝勢
在電動力學裏，黎納-維謝勢指的是移動中的帶電粒子的推遲勢。從馬克士威方程組，可以推導出黎納-維謝勢；而從黎納-維謝勢，又可以推導出一個移動中的帶電粒子所生成的含時電磁場。但是，黎納-維謝勢不能描述微觀系統的量子行為。 於1898年，於1900年，分別獨立地研究求得黎納-維謝勢的公式。於1995年，Ribarič和Šušteršič正確計算出移動中的偶極子和四極子的推遲勢。.
黑体辐射
黑体辐射指处于热力学平衡态的黑体发出的电磁辐射。黑体辐射的电磁波谱只取决于黑体的温度。 另一方面，所謂黑體輻射其實就是光和物質達到平衡所表現出的現象。物質達到平衡，所以可以用一個溫度來描述物質的狀態，而光和物質的交互作用很強，如此光和光之間也可以用一個溫度來描述（光和光之間本身不會有交互作用，但光和物質的交互作用很強）。而描述這關係的便是普朗克分佈（Planck distribution）。黑体辐射能量按波长的分布仅与温度有关。 黑体不仅仅能全部吸收外来的电磁辐射，且散射电磁辐射的能力比同温度下的任何其它物体强。 对于黑体的研究，使自然现象中的量子效应被發现。 黑体作为一个理想化的物体，在现实中是不存在的，因此现实中物体的辐射也与理论上的黑体辐射有所出入。但是，可以观察一些非常类似黑体的物质发出的辐射，例如一顆恆星或一個只有單一開口的空腔所发出的辐射。舉個例來說，人們觀測到宇宙背景輻射，對應到一個約3K的黑體輻射，這暗示宇宙早期光是和物質達到平衡的。而隨著時間演化，溫度慢慢降了下來，但方程式依然存在。（頻率和溫度的效應抵銷）.
黑暗的速度
黑暗的速度（英語：The Speed of Dark）是美國作家伊莉莎白·穆恩於2002年出版的科幻小說，故事由一個自閉症者電腦編程師以第一人稱觀點來敘述，內容著重於自閉症者觀察世界的方式，以及其內心的自我衝突與懷疑。本書獲得2003年星雲獎的最佳長篇小說獎。.
黑洞
黑洞（英文：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。.
輻射壓
輻射壓(Radiation pressure)（亦稱光壓）是電磁輻射對所有暴露在其下的物體表面所施加的壓力。如果被吸收，壓力是流量密度除以光速；如果完全被反射，輻射壓將會加倍。例如，太陽輻射的能量在地球的流量密度是1370 W/m2，所以吸收狀態下的輻射壓是 4.6 µPa（參考氣候模型）。.
达朗贝尔方程
在经典电动力学中，将描述电磁波的势所满足的一个微分方程组称作达朗贝尔方程（英文：d'Alembert equation）。达朗贝尔方程是一个的波动方程。郭硕鸿.
运动学
运动学（kinematics）是力学的一门分支，专门描述物体的運動，即物体在空间中的位置随时间的演进而作的改变，完全不考慮作用力或质量等等影响運動的因素。運動学与kinetics、動力學不同。力動學专门研究造成运动或影响运动的各种因素。動力學綜合運動學與力動學在一起，研究力學系統由於力的作用隨著時間演進而造成的運動。 任何一个物体，像是车子、火箭、星球等等，不论其尺寸大小，假若能够忽略其内部的相对运动，假若其内部的每一部份都是朝相同的方向、以相同的速度移动，那麼，可以简易地将此物体视为質點，将此物体的质心的位置当作質點的位置。在运动学裏，这种質點运动，不论是直線运动或是曲線运动，都是最基本的研究对象。 假若不能忽略物体内部的相对运动，则当解析其运动时，必须先将物体理想化为刚体，即一群彼此之间距离不变的質點。涉及刚体的问题比较困难。刚体可能会进行平移运动、旋转运动或两者的综合。更困难的案例是多刚体系统的運動。在這系统内，几个刚体由mechanical linkage连结在一起。運動學分析某連桿裝置的可能運動範圍，或反過來，設計滿足預定運動範圍的連桿裝置。起重機或引擎活塞系統都是簡單的運動系統。起重機是一種open kinematic chain。活塞系統是四連桿組的一部分。.
鿬
，左右结构，左石右田。（Tennessine，Ts）是一種人工合成的超重化學元素，原子序為117。Ts在所有人工合成元素中質量第二高，在元素週期表中位於第7週期的倒數第二位置。2010年，一個美俄聯合科學團隊在俄羅斯杜布納聯合原子核研究所首次宣佈發現Ts。2011年的另一項實驗直接生成了Ts的其中一種子同位素，這證實了2010年實驗的一部份結果；原先的實驗在2012成功得到重現。2014年，德國亥姆霍茲重離子研究中心也宣佈成功重現該實驗。2015年，負責檢驗超重元素合成實驗的IUPAC/IUPAP聯合工作小組（JWP）確認Ts已被發現，命名的提議權由美俄聯合科學團隊取得。Ununseptium是Ts的系統命名，作為元素獲得正式命名之前的臨時名稱。科學家一般在文獻中把它稱作117號元素。 在元素週期表中，Ts位於17族、所有鹵素以下。Ts的性質很可能和鹵素有顯著地差異，但其熔點、沸點和第一電離能則預計遵從週期表的規律。.
迈克耳孙-莫雷实验
迈克耳孙－莫雷实验是为了验证“以太”存在与否而做的一个实验，1887年由阿尔伯特·迈克耳孙与爱德华·莫雷合作在美国的克利夫兰进行。.
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都卜勒增寬
在原子物理学中，都卜勒增寬（Doppler broadening）是因為原子或分子的運動速度分布產生的多普勒效应造成譜線增寬的現象。自发发射分子的不同運動速度造成了不同的都卜勒位移，而這些效應的線性累積結果就是譜線增寬。因為以上效應產生的線型輪廓即為都卜勒輪廓（Doppler profile）。一個特別的，也可能最重要的狀況是因為粒子熱運動而發生的熱都卜勒增寬。接著，譜線增寬程度只取決於譜線的頻率、譜線發射分子的質量、溫度；因此都卜勒增寬可用以推測輻射體的溫度。 （或稱為無都卜勒光譜學，Doppler-free spectroscopy）可用來發現原子躍遷的真實頻率而不需要將樣品降溫至都卜勒增寬效應最低的溫度值。.
航天纪录列表
这是一份航天记录的列表。这里的大部分记录都与载人航天有关，但是少数无人航天和载犬航天也被包括在这个列表里。.
阿尔伯特·迈克耳孙
阿尔伯特·亚伯拉罕·迈克耳孙（Albert Abraham Michelson，），又譯「邁克生」、「迈克耳逊」，波蘭裔美国藉物理学家，以测量光速而闻名，尤其是迈克耳孙-莫雷实验。1907年诺贝尔物理学奖获得者。.
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阿布拉罕-勞侖茲力
阿布拉罕-勞侖茲力（Abraham-Lorentz force）是一加速帶電粒子因為粒子放射出電磁輻射而所受到的平均力。其適用在粒子行進速度不快的時候。若在相對論性速度下，此力則稱作是阿布拉罕-勞侖茲-狄拉克力（Abraham-Lorentz-Dirac force）。 阿布拉罕-勞侖茲力問題的解被認為預測了「來自於未來的訊號影響了現在」這樣的結果，而挑戰了直觀上的因果律。試圖解決此一問題的涉及到許多近代物理的領域，雖然Yaghjian曾展試過這問題的解實際上相當簡單。.
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阿庫別瑞引擎
阿庫別瑞度規（Alcubierre metric），是一項推敲性的時空數學模型，被廣泛地認知為「阿庫別瑞引擎」（Alcubierre drive）。美国科幻作品《星际迷航》中稱之爲「曲速引擎」(Warp drive），作为超光速星際旅行的工具。「曲速引擎」這個别稱也會出現在物理學的期刊論文之中。中國科幻文學《三體》中，稱之爲「曲率引擎」，是驱动太空船以光速飞行的发动机。 阿庫別瑞引擎遵守廣義相對論中愛因斯坦方程式，在這範疇下建立出一項特別的時空度規。物理學家米給爾·阿庫別瑞於1994年提出了波動方式展延空間，導致航行器（簡稱為「船」）前方的空間收縮而後方的空間擴張，前後所連成的軸向即為船想要航行的方向。船在一個區間內乘著波動前進，這區間稱為「曲速泡」，是一段平直時空。既然船在泡泡內並不真的在移動，而是由泡泡帶著船走，廣義相對論中對於物體速度不可超過局域光速的限制就派不上用場。雖然阿庫別瑞提出的度規在數學上是可行的（符合愛因斯坦的場域等式），但其計算結果可能沒有物理學上的意義，也不一定表示真的能夠建造這種裝置。阿庫別瑞引擎的假想機制暗示了負的能量密度，因此需要奇異物質才能使用。所以如果正確性質的奇異物質並不存在，則阿庫別瑞引擎就不能被建造出來。然而，在當初發表的論文上，阿庫別瑞聲稱（接著一段物理學家分析蟲洞旅行的論述之後）兩個平行的板子之間產生的卡西米爾真空可以滿足阿庫別瑞引擎的負能量需求。另一個問題是雖然阿庫別瑞度規沒有違反廣義相對論，但廣義相對論並沒有包含量子力學的機制。一些科學家因此認為，阿庫別瑞引擎理論上允許回到過去的時間旅行，雖然廣義相對論理論上也允許回到過去的時間旅行，但結合了量子力學和廣義相對論的量子重力理論指出這種時間旅行是不可能的（見時序保護猜想），因此他們否定阿庫別瑞引擎的可能性。.
阿伏伽德罗常数
在物理学和化学中，阿伏伽德罗常数（符号：N或L）的定義是一个比值，是一個樣本中所含的基本單元數（一般為原子或分子）N，與它所含的物質量n（單位為摩爾）間的比值，公式為NA.
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阿德里安·范·馬納恩
阿德里安·范·馬納恩（Adriaan van Maanen，）是一位荷蘭－美國天文學家，也是范馬南星的發現者。.
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阿兰·古斯
阿兰·哈维·古斯（Alan Harvey Guth，），美国理论物理学家、宇宙学家，麻省理工学院教授，宇宙学中暴脹模型的创立者。.
阿纳托利·布戈尔斯基
阿纳托利·布戈尔斯基（或译阿纳托里·邦格里斯基，Анатолий Петрович Бугорский，），是苏联物理学家，毕业于，在位于普羅特維諾的工作。1978年，他在研究所工作中被粒子加速器射出的质子束击中了头部。.
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阿曼德·斐索
阿曼德·斐索（Armand Hippolyte Louis Fizeau，），法国物理學家。.
閔考斯基時空
在数学物理学中，闵可夫斯基空间（或称闵考斯基时空）是指由三维欧几里德空间与时间组成的四维流形，其中任意两个事件之间的时空间隔与所依照的惯性系无关。尽管赫尔曼·闵可夫斯基一开始是为了电磁理论的麦克斯韦方程组而发展这一理论，但闵可夫斯基时空的结构却可以从狭义相对论的公设直接推出。 闵可夫斯基空间与阿尔伯特·爱因斯坦的狭义相对论紧密相关，并且是狭义相对论最为常用的数学表述结构。欧几里德空间的单个分量以及时间可能会因为长度收缩以及时间膨胀等效应而发生变化，在闵可夫斯基空间中，不同参考系中两个事件间的时空总距离则都是一致的。这使得时空间隔成为了一个不变量。不过由于时间维度与三个空间维度的处理方式仍存在不同之处，闵可夫斯基空间与四维欧几里德空间仍是不同的。 在三维欧几里德空间（比如伽利略相对性原理中的空间）中，是其中的（即可以保证正则欧几里德距离不变的映射）。它是由旋转、反射以及平移生成的。当将时间作为第四个维度考虑在内时，时间的平移以及就需要考虑在内。由上述提及的变换所构成的群称作伽利略群。所有的伽利略变换保证三维欧几里德距离不变。这个距离只是空间上的距离。时间则独立于空间，同时保持不变。在狭义相对论中，空间和时间则会互相影响。 闵可夫斯基空间对于时空的表述是借助不定非退化双线性形式完成的。这一形式在下文中会依据语境不同被叫作“闵可夫斯基度规”、“闵可夫斯基范数平方”或是“闵可夫斯基内积”使用统一的术语来表述这个双线性形式是有必要的。不过由于目前并没有标准术语，因而只得使用这一并不“标准”的方式。闵可夫斯基内积是在两个事件的坐标差矢量作为自变量时对时空间隔定义的。在引入这种内积后，时空的数学模型就被叫作闵可夫斯基空间。对应于伽利略群，闵可夫斯基时空中保证时空间隔不变的变换群叫作“庞加莱群”。 总体而言，伽利略时空与闵可夫斯基时空在被看作流形时是完全相同的。他们之所以不同是因为定义于其上的结构是不同的。前者有的是欧几里德距离，独立于空间的时间以及由伽利略变换相互关联的惯性系，而后者有的是闵可夫斯基度规和由洛伦兹变换相互关联的惯性系。.
薛定谔方程
在量子力學中，薛定諤方程（Schrödinger equation）是描述物理系統的量子態怎樣隨時間演化的偏微分方程，为量子力學的基礎方程之一，其以發表者奧地利物理學家埃尔温·薛定諤而命名。關於量子態與薛定諤方程的概念涵蓋於基礎量子力學假說裏，無法從其它任何原理推導而出。 在古典力學裏，人们使用牛頓第二定律描述物體運動。而在量子力學裏，類似的運動方程為薛定諤方程。薛定諤方程的解完備地描述物理系統裏，微觀尺寸粒子的量子行為；這包括分子系統、原子系統、亞原子系統；另外，薛定諤方程的解還可完備地描述宏觀系統，可能乃至整個宇宙。 薛定諤方程可以分為「含時薛定諤方程」與「不含時薛定諤方程」兩種。含時薛定諤方程與時間有關，描述量子系統的波函數怎樣隨著時間而演化。不含時薛定諤方程则與時間無關，描述了定態量子系統的物理性質；該方程的解就是定態量子系統的波函數。量子事件發生的機率可以用波函數來計算，其機率幅的絕對值平方就是量子事件發生的機率密度。 薛定諤方程所屬的波動力學可以數學變換為維爾納·海森堡的矩陣力學，或理察·費曼的路徑積分表述。薛定諤方程是個非相對論性方程，不適用於相對論性理論；對於相對論性微觀系統，必須改使用狄拉克方程或克莱因-戈尔登方程等。.
闪电
闪电，在大气科学中指大气中的强放电现象。在夏季的雷雨天气，雷电现象较为常见。它的发生与云层中气流的运动强度有关。有资料显示，冬季下雪时也可能发生雷电现象，即雷雪，但是发生機會相当微小。若有嚴重的火山爆發時，或是原子彈爆炸產生曇狀雲，空中可能因短路而發生閃電。 闪电的放電作用通常會產生电光。雷电起因一般被认为是云层内的各种微粒因为碰撞摩擦而积累电荷，当电荷的量达到一定的水平，等效于云层间或者云层与大地之间的电压达到或超过某个特定的值时，会因为局部电场强度达到或超过当时条件下空气的电击穿强度从而引起放电。空气中的電力經過放電作用急速地將空氣加熱、膨脹，因膨脹而被壓縮成電漿，再而產生了闪电的特殊構件雷（衝擊波的聲音）。目前对于放电具体过程的认识还不能透徹明白，一般被认为和长间隙击穿的现象相类似。 闪电的电流很大，其峰值一般能达到几万安培，但是其持续的时间很短，一般只有几十微秒。所以闪电电流的能量不如想象的那么巨大。不过雷电电流的功率很大，对建筑物和其他设备尤其是电器设备的破坏十分巨大，所以需要安装避雷针或避雷器等以在一定程度上保护这些建筑和设备的安全。.
闪电侠 (杰伊·加里克)
傑伊·蓋瑞克（Jay Garrick）是由DC漫画出版的美国漫画书中一名虚构的超级英雄。他是第一位自称为闪电侠的超级英雄。该漫画角色由作家加德纳·福克斯和艺术家哈利·兰伯特所创作，首次亮相于漫画书《闪电漫画》#1（1940年）中。傑伊·蓋瑞克在经历了一场奇怪的实验室事故后，意外获得了以超人速度奔跑的能力；他后来选择成为便装义警并打击犯罪，自称“闪电侠”。.
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闵可夫斯基图
時空圖，又稱閔可夫斯基圖，用以表示閔可夫斯基時空的事件的坐標。它是一種理解狹義相對論現象的工具。 在四維的坐標系，以時間乘以光速（ct）為其中一軸，稱之為時間軸；其他的x軸、y軸、z軸，稱之為空間軸。在這四維時空上的每一點，都代表一個事件E。對應特定的慣性參考系，E發生的時間和地點(ct,x,y,z)。 每個質點在時空的活動都可以在時空圖上以連續的曲線表示，稱為世界線。 例如，在直角坐標系上，若質點均速運動，x(t).
邁斯納效應
邁斯納效應是超導體從一般狀態相變至超導態的過程中對磁場的排斥現象，於1933年時被瓦爾特·邁斯納與在量度超導錫及鉛樣品外的磁場時發現。在有磁場的情況下，樣品被冷卻至它們的超導相變溫度以下。在相變溫度以下時，樣品幾乎抵消掉所有裏面的磁場。他們只是間接地探測到這個效應；因為超導體的磁通量守恆，當裏面的場減少時，外面的場就會增加。這實驗最早證明超導體不只是完美的導電體，並為超導態提供一個獨特的定義性質。.
银河之歌
--银河之歌--（"Galaxy Song"）是一首由埃里克·艾德尔和创作的蒙提·派森歌曲。 此曲首次出现在1983年电影《》里，随后又被收录于专辑《》中。2014年的《》表演了此曲。 此曲的首次亮相是在喜剧小品--活体器官移植--（Live Organ Transplants）中。当外科医生（约翰·克里斯饰）在试图说服布朗夫人（特里·琼斯饰）捐献肝脏未果后，打开了冰箱门放出了一位穿着粉色早礼服的男士（埃里克·艾德尔饰）。这位男士陪伴着布朗夫人走进外太空，并演唱了一首关于宇宙的歌曲，从而让布朗夫人接受了外科医生的提议。.
重力紅移
重力紅移或稱重力紅位移指的是光波或者其他波動從重力場源（如巨大星體或黑洞）遠離時，整體頻譜會往紅色端方向偏移，亦即發生「頻率變低，波長增長」的現象。.
重力電磁性
重力電磁性（gravitoelectromagnetism, GEM）與電磁學並無直接關聯，此名稱來自於重力現象與電磁學現象的類比性。旋轉的電荷除了原先即有的電場外，還會產生磁場；當質量旋轉時，除了原先即有的重力場（重力電性）外，還會出現相伴場，稱為重力磁場（重力磁性）。重力磁性（gravitomagnetism）為重力電磁性現象的另一常用稱呼。重力電磁性為廣義相對論中自然而然的預測，其中最簡單形式常被稱為參考系拖曳（frame dragging）。 引力磁性在1893年由奧利弗·黑維塞對牛頓力學拓展時發展出來，早於廣義相對論出現之前。廣義相對論建立後，以其為基礎發展出來的引力磁性理論，只與1893年的版本相差幾個變數，基礎框架仍可沿用。.
重力波 (相對論)
在廣義相對論裡，重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時，會在池塘表面產生漣漪，從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時，會在時空產生漣漪，從帶質量物體位置向外傳播，這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速，因此會產生重力波的現象。相反地說，牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播，所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱，重力波很不容易被傳播途中的物質所改變，因此重力波是優良的信息載子，能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集，例如，像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星，另外，超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言，天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心，或者大爆炸的最初幾分之一秒，利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年，拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯－泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時，由於不斷發射重力波而失去能量，因此逐漸相互靠近，這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象，如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日，LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布，人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波，其源自於双黑洞合併。之後，又陸續多次探測到重力波事件，特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外，另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年，萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波，而獲得諾貝爾物理學獎。.
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重子列表
重子由三個夸克組成，相較之下介子則是由夸克-反夸克對所組成。重子與介子都屬於强子，意即單純由夸克或同時由夸克和反夸克所組成的粒子。重子的英文名稱「baryon」是來自希腊语中的「βαρύς」，意為「重的」，因為在命名當時，重子具有比其他物質粒子還要大的質量被認為是其特性之一。 直到近幾年，部分實驗證實了五夸克態粒子的存在，亦即由四個夸克與一個反夸克所組成的重子。2015年7月13日，歐洲核子研究組織的LHCb團隊宣布，在底Λ粒子衰變模式中找到了與五夸克態吻合的結果。 因為重子是由夸克所組成的，它們也會參與强相互作用。相對而言，不是由夸克所組成的輕子就不會參與强相互作用了。著名的重子包含質子和中子，它們組成了宇宙中大多數的可見物质，然而另一個主要組成原子的粒子，也就是电子，則屬於輕子。每個重子都有各自相對應的反粒子，稱為反重子，其中，夸克被替換成了對應的反夸克。例如，一個質子是由兩個上夸克與一個下夸克所組成，而其對應的反粒子，亦即反質子，則是由兩個反上夸克與一個反下夸克所組成。.
量子力學入門
量子力学（quantum mechanics；或称量子论）是描述微观物质（原子，亚原子粒子）行为的物理学理论，量子力学是我们理解除万有引力之外的所有基本力（电磁相互作用、强相互作用、弱相互作用）的基础。 量子力学是许多物理学分支的基础，包括电磁学、粒子物理、凝聚态物理以及宇宙学的部分内容。量子力学也是化学键理论、结构生物学以及电子学等学科的基础。 量子力學主要是用來描述微觀下的行為，所描述的粒子現象無法精確地以古典力學詮釋。例如：根據哥本哈根詮釋，一個粒子在被觀測之前，不具有任何物理性質，然而被觀測之後，依測量儀器而定，可能觀測到其粒子性質，也可能觀測到其波動性質，或者觀測到一部分粒子性質一部分波動性質，此即波粒二象性。 量子力学始于20世纪初马克斯·普朗克和尼尔斯·玻尔的开创性工作，马克斯·玻恩于1924年创造了“量子力学”一词。因其成功的解释了经典力学无法解释的实验现象，并精确地预言了此后的一些发现，物理学界开始广泛接受这个新理论。量子力学早期的一个主要成就是成功地解释了波粒二象性，此术语源于亚原子粒子同时表现出粒子和波的特性。.
量子引力
量子引力，是對引力場進行量子化描述的理論，屬於萬有理論之一。研究方向主要嘗試結合廣義相對論與量子力學，是當前物理學尚未解决的問題。當前主流嘗試理論有：超弦理論、迴圈量子重力理論。引力波的发现，为量子引力理论提供了新的佐证。.
量子穿隧效應
在量子力學裏，量子穿隧效應（Quantum tunnelling effect）指的是，像电子等微观粒子能夠穿入或穿越位勢壘的量子行為，儘管位勢壘的高度大於粒子的總能量。在經典力學裏，這是不可能發生的，但使用量子力學理論卻可以給出合理解釋。 量子穿隧效應是太陽核聚變所倚賴的機制。量子穿隧效應限制了太陽燃燒的速率，是太陽聚變循環的瓶頸，因此維持太陽的長久壽命。許多現代器件的運作都倚賴這效應，例如，隧道二極管、場致發射、約瑟夫森結、等等。扫描隧道显微镜、原子鐘也應用到量子穿隧效應。量子穿隧理論也被應用在半導體物理學、超導體物理學等其它領域。 至2017年為止，由於對於量子穿隧效應在半導體、超導體等領域的研究或應用，已有5位物理學者獲得諾貝爾物理學獎。.
量子測量
在量子力學之中，所謂的「測量」需要有較嚴謹的定義，而特別稱之為量子測量。量子测量不同于一般经典力学中的测量，量子测量会对被测量子系统产生影响，比如改变被测量子系统的状态；处于相同状态的量子系统被测量后可能得到完全不同的结果，这些结果符合一定的概率分布。量子测量是量子力学解释体系的核心问题，而量子力学的解释目前还没有统一的结论。.
自由空間
在經典物理裏，自由空間（free space）是電磁理論的一種概念，指的是一種理論的完美真空，不含有任何物質的真空。有時候，自由空間又稱為自由空間真空，或經典真空。自由空間可以恰當地被視為一種參考介質 許多國際單位制的單位，像安培或公尺，其定義都是建立於以自由空間為參考介質的測量值。由於實驗室所使用的參考介質並不是自由空間，實驗室得到的測量值必須經過修正，才能成為以自由空間為參考介質的測量值。.
自由空間阻抗
自由空間阻抗Z0是一物理常數，和自由空間中電磁波產生的電場及磁場量值有關。 其中 自由空間阻抗也等於真空磁導率μ0及真空中光速c0的乘積，其數值大約是376.73031 歐姆。由於真空磁導率及光速的數值均為定義值，不是測量值，因此自由空間阻抗也是一定義值。公尺單位的定義是光在真空中行進299,792,458分之1秒的距離，因此也同時定義了真空中光速的數值。而安培單位的定義也定義了真空磁导率為4πx10-7，自由空間阻抗為二者的乘積，因此也是一定義值。 當一平面波通過一介電材料時也有類似的物理量說明其電場及磁場之間的關係，稱為介質的或特性阻抗，其符號為η。Z0有時也稱為自由空間的本質阻抗，其符號為η0。.
自然单位制
在物理學裏，自然單位制（natural unit）是一種建立於基礎物理常數的計量單位制度。例如，電荷的自然單位是單位電荷 e 、速度的自然單位是光速 c ，都是基礎物理常數。純自然單位制必定會在其定義中，將某些基礎物理常數歸一化，即將這些常數的數值規定為整數1。.
自旋
在量子力学中，自旋（Spin）是粒子所具有的内稟性質，其運算規則類似於經典力學的角動量，並因此產生一個磁場。雖然有時會與经典力學中的自轉（例如行星公轉時同時進行的自轉）相類比，但實際上本質是迥異的。經典概念中的自轉，是物體對於其質心的旋轉，比如地球每日的自轉是順著一個通過地心的極軸所作的轉動。 首先對基本粒子提出自轉與相應角動量概念的是1925年由、喬治·烏倫貝克與三人所開創。他們在處理電子的磁場理論時，把電子想象为一個帶電的球體，自轉因而產生磁場。後來在量子力學中，透過理論以及實驗驗證發現基本粒子可視為是不可分割的點粒子，所以物體自轉無法直接套用到自旋角動量上來，因此僅能將自旋視為一種内禀性質，為粒子與生俱來帶有的一種角動量，並且其量值是量子化的，無法被改變（但自旋角動量的指向可以透過操作來改變）。 自旋對原子尺度的系統格外重要，諸如單一原子、質子、電子甚至是光子，都帶有正半奇數（1/2、3/2等等）或含零正整數（0、1、2）的自旋；半整數自旋的粒子被稱為費米子（如電子），整數的則稱為玻色子（如光子）。複合粒子也帶有自旋，其由組成粒子（可能是基本粒子）之自旋透過加法所得；例如質子的自旋可以從夸克自旋得到。.
自旋-軌道作用
在量子力學裏，一個粒子因為自旋與軌道運動而產生的作用，稱為自旋-軌道作用（Spin–orbit interaction），也稱作自旋-軌道效應或自旋-軌道耦合。最著名的例子是電子能級的位移。電子移動經過原子核的電場時，會產生電磁作用．電子的自旋與這電磁作用的耦合，形成了自旋-軌道作用。譜線分裂實驗明顯地偵測到電子能級的位移，證實了自旋-軌道作用理論的正確性。另外一個類似的例子是原子核殼層模型能級的位移。 半導體或其它新穎材料常常會涉及電子的自旋-軌道效應。自旋電子學專門研究與應用這方面的問題。.
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里德伯常量
里德伯常量是物理学中经常用到的常數。根据2014年CODATA的结果，它的值是 里德伯常量起初是在为表示氢原子谱线的里德伯公式中引入的，里德伯公式 其中R即为里德伯常量。 1913年丹麦物理学家尼尔斯·波尔创立的波尔模型给出了里德伯常量的表达式： 其中： 然而应用波尔模型计算出里德伯常量的数值： 而实验值 二者差值超过万分之五。英国光谱学家福勒（A.Fowler）提出了这一质疑。1914年波尔提出，这是由于假设原子核静止不动引起的。实际情况是，原子核的质量不是无穷大，它与电子围绕共同的质心转动。波尔对其理论进行了修正，用原子核和电子的折合质量μ代替了电子质量： 不同原子的里德伯常量RA不同。令 其中： 而一种原子的里德伯常量 其中M是原子核的质量。 下面给出了几个不同元素的原子里德伯常量的数值： 1H：109 677.58 cm-1 2D：109 707.42 cm-1 3T：109 717.35 cm-1 4He+：109 722.27 cm-1 7Li2+：109 728.80 cm-1 8Be3+：109 730.70 cm-1.
长度
长度是一维空间的度量，是国际单位制的七种基础度量之一。.
长度收缩
长度收缩（又称洛伦兹收缩或洛伦兹-費茲傑羅收缩）是指观察者在观察与其相对速度非零的物体时看到的长度变小的现象。这种现象通常只在相对速度接近光速时才会比较明显。并且只有在与物体运动平行的方向上才能观察到长度收缩。 对于常见物体，在其以常规速度运动时，这种效应可以忽略。只有在其运动速度足够大，或是在电子运动中，考虑这种现象才较为有意义。当相对速度为（0.0447）时，收缩后的长度为静止长度的99.9%。而当相对速度增大到（0.141），收缩后的长度仍为静止长度的99%。随着速度逐渐接近光速，这一效应开始变得十分明显。这种效应可以用下面这个方程描述： 其中 而则是洛仑兹因子，定义为： 在这个方程中，物体的长度所沿方向与物体运动方向平行。观察者需要同时测量其与物体两端的距离然后相减来得到物体的长度。当相对速度趋近光速时，物体在对应方向上的长度会变为零。更为普遍的变换请参见洛仑兹变换。.
色散关系
在物理科学和電機工程學中，色散关系描述波在介质中传播的色散现象的性质。色散关系将波的波长或波數与其頻率建立了联系。由这组关系，波的相速度和群速度有了方便的确定介质中折射率的表达式。克拉莫-克若尼關係式可以描述波的传播、的频率依赖性，這關係比與幾何相關和與材料相關的色散关系更具一般性。 色散的原因可能是几何边界条件（波导、浅水）或是波与传输介质间的相互作用。基本粒子（被认为是物質波）即使在没有集合约束和其他介质存在下也会有非平凡的色散关系。 在存在色散的情况下，波速不再唯一定义，从而产生了相速度和群速度的区别。.
苏联
苏维埃社会主义共和国联盟（ ），简称苏联（），是一個存在於1922年至1991年的聯邦制社會主義國家，也是當時世界上土地面積最大的國家，佔有東歐的大部分，以及幾乎整個中亞和北亞；陸地與挪威、芬蘭、波蘭、捷克斯洛伐克、匈牙利、羅馬尼亞、土耳其、伊朗、阿富汗、中国、蒙古及朝鮮接壤；而與瑞典、日本、美國及加拿大隔海相望。 蘇聯起源自1917年的俄國革命，俄羅斯帝國的沙皇政府被推翻後，臨時政府成立，但僅執政了不到8個月，布爾什維克便很快從臨時政府手中奪取政權並於選舉後武力解散俄國立憲會議，史稱十月革命及一月劇變；之後俄國發生內戰，布尔什维克党領導的紅軍擊敗了白軍以及協約國的武裝干涉。1922年12月，俄羅斯、白俄羅斯、烏克蘭和外高加索等蘇維埃社會主義共和國合併，成立首個以社會主義為理念的國家——蘇聯。 第一任蘇聯領導人弗拉基米尔·列宁於1924年去世後，约瑟夫·斯大林從一連串的權力鬥爭中勝出，取得了領導權。斯大林以計劃經濟作保障，在歐美經濟危機期間推行驚人的大規模重工業化，但也進行多次大清洗，導致逾百萬人在政治鬥爭中被整肅或被殺。第二次世界大戰中，蘇聯先是与纳粹德国结盟，於1939年和德國共同瓜分了波蘭、将波罗的海国家纳入版图、割占罗马尼亚领土，将流亡苏联的德国政治难民交还纳粹判決。不過很快兩者關係破裂，1941年6月22日，苏联遭到德國等軸心國入侵，歷經了4年激烈的戰事後取得了勝利，與美國一同成為當時世界上最強大的兩個國家，被稱為超級大國，同時因出兵击退入侵德军，并得以控制了東歐大部分國家。 蘇聯而後與衛星國組成的華沙条約組織（華約），與以美國為首的北大西洋公約組織（北約）對峙，這兩大軍事集團在冷戰時期於全世界展開意識形態的對立和政治鬥爭，但在1980年代初期，石油以及初級資源價格回落，此時的蘇聯大力施行福利國家政策，致经济增长速度变慢，加上政治欠乏改革，基本的人民自由也陷入壓抑，苏联的国力已经落后于美国。 在1980年代末，蘇聯領導人米哈伊爾·戈爾巴喬夫試圖進行改革政策，將國家自由化和民主化，放寬對東歐等其他衛星國的控制，却导致蘇聯在1991年解體，在政治斗争中获胜的葉爾欽所領導的俄羅斯聯邦繼承了蘇聯主要的軍事、經濟和國際地位，但人口損失近半的情況下，蘇聯建立的紅色秩序已經不復存在。 儘管苏联宪法規範苏联是一個联邦制国家，由15个平等权利的苏维埃社会主义共和国（加盟共和国）按照自愿联合的原则组成，但其联邦特性不高，因為中央政府權力高度集中，並奉行世界上第一個完全的社會主義制度及計劃經濟政策，由蘇聯共產黨一黨執政。在1945年苏联16个加盟共和国中应有2个（乌克兰、白俄罗斯）应作为联合国创始会员国，因为苏联是联邦制国家，所以苏联在联合国历史上是唯一一个“一国三票”的主权国家。.
電
電是靜止或移動的電荷所產生的物理現象。在大自然裏，電的機制給出了很多眾所熟知的效應，例如閃電、摩擦起電、靜電感應、電磁感應等等。 很久以前，就有許多術士致力於研究電的現象，但所得到的結果乏善可陳。直到十七和十八世紀，才出現了一些在科學方面重要的發展和突破，不過在那時，電的實際用途並不多。十九世紀末，由於電機工程學的進步，電才進入了工業和家庭裡。從那時開始，日新月異、突飛猛進的快速發展帶給了工業和社會巨大的改變。作為能源的一種供給方式，電有許多優點，這意味著電的用途幾乎是無可限量。例如，交通、取暖、照明、電訊、計算等等，都必須以電為主要能源。進入二十一世紀，現代工業社會的骨幹仍是電能。.
電子伏特
電子伏特（electron Volt），簡稱電子伏，符号为eV，是能量的單位。代表一個電子（所帶電量為1.6×10-19庫侖）经过1伏特的電位差加速后所獲得的动能。電子伏与SI制的能量单位焦耳（J）的换算关系是.
電學史
根据记载，電的历史可以追溯到公元前六世紀，古希臘學者Miletus觀察到用布摩擦后的琥珀會吸引如羽毛等輕小的東西。英国人Stephen Gray(1696～1736)发现了物质可以分为导体和绝缘体。1733年法国人Charles du Fay發現摩擦產生的電有「像琥珀所生的電」和「像玻璃所生的電」兩種；拥有玻璃电的物质会排斥带电丝线，而拥有琥珀电的物质会吸引带电丝线。1747年3月11日，富蘭克林描述了「尖端放電」現象，并利用这一原理製造出避雷針。1785年，法國人夏爾·庫侖发现了庫侖定律。 1826年，法國化學家安德烈-瑪麗·安培提出安培定律。1831年，迈克尔·法拉第发现了电磁感应现象。1859年，德國物理學家尤利烏斯·普呂克將真空管兩端的電極之間通上高壓電，製成陰極射線。1897年，約瑟夫·湯姆森做實驗證實，陰極射線是由帶負電的粒子組成，并稱之為電子。1887年德國物理學者海因里希·赫茲观察到光電效應Sears, Francis W., Mark W. Zemansky and Hugh D. Young (1983), University Physics, Sixth Edition, Addison-Wesley, pp.
電磁場的數學表述
在電磁學裏，有幾種電磁場的數學表述，這篇文章會講述其中三種表述。.
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電磁張量
電磁張量（electromagnetic tensor）或電磁場張量（electromagnetic field tensor）（有時也稱作場強度張量（field strength tensor）、法拉第張量（Faraday tensor）或馬克士威雙向量（Maxwell bivector））是一個描述一物理系統中電磁場的數學客體，所根據的是馬克士威的電磁學理論。場張量是在赫爾曼·閔可夫斯基提出狹義相對論的四維張量形式之後被首次使用。.
電磁波譜
在電磁學裏，電磁波譜包括電磁輻射所有可能的頻率。一個物體的電磁波譜專指的是這物體所發射或吸收的電磁輻射（又稱電磁波）的特徵頻率分佈。 电磁波谱频率从低到高分別列为无线电波、微波、红外线、可见光、紫外线、X射线和伽马射线。可见光只是电磁波谱中一个很小的部分。電磁波譜波長有長到數千公里，也有短到只有原子的一小段。短波長的極限被認為，幾乎等於普朗克長度，長波長的極限被認為，等於整個宇宙的大小，雖然原則上，電磁波譜是無限的，而且連續的。.
電磁波方程式
在電磁學裏，電磁波方程式（英語：Electromagnetic wave equation）乃是描述電磁波傳播於介質或真空的二階微分方程式。電磁波的波源是局域化的含時電荷密度和電流密度，假若波源為零，則電磁波方程式約化為二階。這方程式的形式，以電場\mathbf\,\!和磁場\mathbf\,\!來表達為 其中，\nabla^2\,\!是拉普拉斯算符，c\,\!是電磁波在真空或介質中傳播的速度，t\,\!是時間。 由於光波就是電磁波，c\,\!也是光波傳播的速度，稱為光速。在真空裏，c.
電磁應力-能量張量
物理學中，電磁應力-能量張量是指由電磁場貢獻於應力-能量張量（又稱能量-動量張量）的部份。在自由空間中，以國際單位制之單位可表示成： 若以明顯的矩陣形式，可寫為： S_x & -\sigma_ & -\sigma_ & -\sigma_ \\ S_y & -\sigma_ & -\sigma_ & -\sigma_ \\ S_z & -\sigma_ & -\sigma_ & -\sigma_ \end, 其中 B_i B_j - \frac \left(\right)\delta _. 注意到c^2.
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電視天線
電視天線或电視天线，是一個專為接收地面電視空中信號而設計的天線，該信號是在VHF頻段的41至250百萬赫頻率，和在UHF頻段的470至960百萬赫頻率發送，視乎不同的國家。電視天線生產為兩個不同的類型：“室內”天線可以位於電視機頂部或旁邊，“室外”天線則安裝在主人房子頂的桅杆上。天線所使用的最常見的類型是偶極天線（“兔耳朵”）和環形天線，和八木、對數週期等室外天線。.
電極化率
在電磁學裏，電介質因響應外電場的施加而極化的程度，可以用電極化率（electric susceptibility，\chi_e ）來衡量。電極化率又可以用來計算物質的電容率。因此，電極化率會影響這物質內各種其它可能發生的現象，像電容器的電容、光波傳播於物質內部的光速等等。 對於均向性、線性、均勻的電介質，電極化率定義為 其中，\mathbf 是電場，\mathbf 是電極化強度，\varepsilon_0 是電常數。 由於電位移 \mathbf 定義為 所以，電位移與電場成正比： 其中，\varepsilon 是電容率。 定義相對電容率 \varepsilon_ 為電容率與電常數的比例： 那麼，一個電介質的電極化率與相對電容率的關係式為 在自由空間裏， 假若，電介質是各向异性的，則電極化率是一個二階張量。.
雙重狹義相對論
雙重狹義相對論或稱雙重特殊相對論（Doubly-special relativity，DSR；又稱 deformed special relativity 及 extra-special relativity）是一個狹義相對論的新理論。最先是在一篇由喬凡尼·阿梅利諾-卡梅利亞所寫的論文所假設，雖然稍早在Paul Merriam的一篇論文中已被影射。在這理論中，他假設除了光速外，一個以普朗克尺度為基礎的特徵能量尺度也該在相對論性轉換中維持不變性。他的理論包含了與觀測者獨立無關的速度尺度及長度/動量尺度。 另一版本的雙重狹義相對論，受到阿梅利諾-卡梅利亞成果所鼓舞，稍後由João Magueijo與所提出。現有提案指出這些理論可能與迴圈量子重力有關。 E.
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速度
速度（Vēlōcitās，Vitesse，Velocità，Geschwindigkeit，Velocity）是描述物体运动快慢和方向的物理量。物体在一段时间\Delta t内的平均速度\bar是它在这段时间里的位移\Delta \boldsymbol和时间间隔之比： 物体在某一时刻的瞬时速度\boldsymbol则是定義為位置矢量\boldsymbol 隨時間t的變化率： 物理学中提到物体的速度通常是指其瞬时速度。速度在国际单位制中的单位是米每秒，国际符号是m/s，中文符号是米/秒。相对论框架中，物体的速度上限是光速。 日常生活中，速度和速率幾乎是同義的。然而在物理學中，速度和速率是两个不同的概念。速度是矢量，具有大小和方向；速率則純粹指物體運動的快慢，是标量，没有方向。举例来说，假如一辆汽车以60公里每小时的速率朝正北方行驶，那么它的速度是一个大小等于60公里每小时、方向指向正北的矢量。物体的瞬时速率等于瞬时速度的大小，而平均速率则不一定等于平均速度的大小。.
速度加成式
物理學中，速度加成式是將不同參考系下個別描述同一移動物體速度的關聯方程式。.
速率
速率（Speed）是物理学中的一个基本概念，是指物体在一定时间内经过的路程，用来表示物体运动的快慢程度。 在日常生活中，速率常常和速度混用，但两者在物理学中对应着不同的概念。速率是一个标量，只有大小，没有方向。它的量纲是长度除以时间。速度的量纲和速率相同，但速度是有方向的向量。物体的瞬时速率等于瞬时速度的大小，而平均速率则不一定等于平均速度的大小。在日常生活中，也用“速度”这个词表示速率的意思。 国际单位制中，速率的單位為米每秒（m/s），但日常生活中較常用的單位是千米每小時（km/h）或是英制系統下的英里每小時（mph）。海上船只或物体的行進速率，一般會使用節作為單位。 依照狭义相对论，能量或信息所能傳遞的最快速率為真空中的光速c.
連續X射線譜
連續X射線譜是指某些帶電粒子(例如電子、質子等等)因為與物質相互作用而讓他的速度驟減，而帶電粒子的能量就以輻射的方式放出。當粒子的速度從V1降到V2時釋放出的輻射波長為: \lambda.
連續性方程式
在物理學裏，連續性方程式（continuity equation）乃是描述守恆量傳輸行為的偏微分方程式。由於在各自適當條件下，質量、能量、動量、電荷等等，都是守恆量，很多種傳輸行為都可以用連續性方程式來描述。 連續性方程式乃是定域性的守恆定律方程式。與全域性的守恆定律相比，這種守恆定律比較強版。在本條目內的所有關於連續性方程式的範例都表達同樣的點子──在任意區域內某種守恆量總量的改變，等於從邊界進入或離去的數量；守恆量不能夠增加或減少，只能夠從某一個位置遷移到另外一個位置。 每一種連續性方程式都可以以積分形式表達（使用通量積分），描述任意有限區域內的守恆量；也可以以微分形式表達（使用散度算符），描述任意位置的守恆量。應用散度定理，可以從微分形式推導出積分形式，反之亦然。.
耀变体
耀变体是一种密度极高的高变能量源，被假定为是处于寄主星系中央的超大质量黑洞。耀变体是目前已观测到的宇宙中最剧烈的天体活动现象之一，并已成为星系天文学的一个重要话题。 耀变体是众多活跃星系中的一种，也被称为活跃星系核（AGN）。不过，被称为耀变体的星体并非都完全相同，其仍可分为两种：第一种是高变类星体，也被称为光学剧变类星体（为类星体中的一类）；第二种为蝎虎座BL型天体。另外还有少量耀变体可能属于“过渡耀变体”类型，即兼具光学剧变类星体和蝎虎座BL型天体的某些特征。耀变体（blazar）这个词由天文学家埃德·施皮格尔于1978年创造，用以指称上述两类天体的集合。 耀变体是一种相对论性喷流（在大概方向上）指向地球的活跃星系核。因此，对其进行观测的我们通常处于喷流的“下游”。这也说明了这两种耀变体的高变性和高密度的特征。许多耀变体甚至在喷流的数个秒差距内出现超光速运动现象，这可能是由相对论性冲击波造成的。 此外，如引力透镜效应等替代模型则可解释少量与耀变体一般特征不符的观测结果。.
耀斑
閃焰是在太陽的盤面或邊緣觀測到的突發的閃光現象，它會釋放出高達6 × 1025焦耳的巨大能量（大約是太陽每秒鐘釋放總能量的六倍，或相當於160,000,000,000百萬噸TNT，超過舒梅克－李維九號彗星撞木星能量的25,000倍）。它們通常，但並非總是，伴隨著發生日冕大量拋射的事件。閃焰會從太陽日冕拋射出電子、離子、和原子的雲進入太空。通常，在事件發生後的一兩天，這些雲就可能會到達地球。這個名詞也適用在發生類似現象的恆星，但通常會使用「恆星閃焰」來稱呼。 閃焰會影響到太陽所有的大氣層（光球、色球和日冕）。當電漿物質被加熱至數千萬K的溫度時，電子、質子和更重的離子都會被加速至接近光速。它們產生電磁頻譜中所有波長的電磁輻射，從無線電波到伽瑪射線，然而絕大部分的能量都在視覺範圍之外，因此絕大碩的閃焰都是肉眼看不見的，必須要用特別的儀器觀測不同的頻率。閃焰發生在圍繞著太陽黑子的活動區，強烈的磁場從那兒穿透光球聯接日冕和太陽內部的磁場。 閃焰會突然（時間的尺度在幾分鐘至幾十分鐘）釋放儲藏在日冕中的磁場能量；日冕大量拋射（CME）也可以釋放出相等的能量，但是這兩者之間的關係尚不明確。 閃焰發射的X射線和紫外線輻射會影響地球的電離層，擾亂遠距離的無線電通訊。在分米波長的電波輻射會直接干擾雷達和使用這些波長的儀器和設備的操作。 對太陽閃焰的首度觀測是理查·卡靈頓和理查·霍奇森在1859年獨立完成的"", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v20, pp13+, 1859，在黑子群當中看見一個小範圍的明亮區域。觀察望遠鏡或衛星觀測到的恆星光度變化曲線，可以推斷其他恆星是否產生恆星閃焰。 太陽閃焰發的頻率隨著平均11年的活動週期，從太陽位於活躍期的一天數個，到寧靜期的一星期不到一個，有很大的變化（參見太陽週期）。大的閃焰出現的頻率遠低於小的閃焰。 根據NASA的觀測，在2012年7月23日，一個有著巨大和潛在破壞力的太陽超級風暴（閃焰、日冕大量拋射、和）與地球擦身而過。估計在2012年至2022年之間，有12%的機率會發生類似的事件.
虚拟可能性
虚拟可能性(也叫做真势可能性或形而上学可能性）是在模态逻辑中研究最多的模态。虚拟可能性是我们在关注反事实条件的时候考虑的那种可能性; 虚拟模态是有关于一个陈述是否可能已经为真的模态词——包括可能、可以、必定、必然、偶然等等。虚拟可能性包括逻辑可能性、形而上学可能性、法则可能性和时间可能性.
虛粒子
虛粒子（virtual particle），意即虛構粒子、假想粒子，是在量子場論的數學計算中建立的一種解釋性概念，指代用來描述亞原子過程例如撞擊過程中粒子的數學項。但是，虛粒子並不直接出現在計算過程的那些可觀測的輸入輸出量中，那些輸入輸出量只代表實粒子。虛粒子項代表那些所謂離質量殼(off mass shell)的粒子。例如，它們沿時間反演、能量不守恒、以超光速移動，每條看起來都和物理基本原理相悖。虛粒子發生在那些大致可被實輸出量相消的組合項中，因此才産生了前述那些不實的衝突。虛粒子的虛「事件」通常看起來是一個緊接著另一個發生，例如在一次撞擊的時長中，所以他們顯得短命。如果在計算中略去那些被詮釋爲代表虛粒子的數學項，計算結果將變成近似值，有可能較大地偏離完整計算得到的正確而且精確的結果。 量子理論不同於經典理論。區別在於對於亞原子過程的內部機制的計算。經典物理不能處理這種計算。海森堡認爲，在亞原子過程例如碰撞中，到底「實際上」「真正」發生了什麽，是不可直接觀測的，也沒有可用以描述的單一而且物理明確的圖像。量子力學具有這樣的特質:即它可以避開關於內部機制的思考。它把自己限制在那些實際上可觀測可感知的方面。但是，虛粒子則是一種概念化的手段，通過給亞原子過程的內在機制提供假設性的詮釋性圖像，它試圖繞過海森堡的洞察。 虛粒子不必具有和對應實粒子相等的質量。這是因爲它短命而且瞬變，所以不確定性原理允許它不必守恒能量和動量。虛粒子存活得越久，它的特徵就越接近實粒子。 虛粒子出現在許多過程中，包括粒子擴散和卡西米爾效應。在量子場論中，即使是經典力 -- 例如電荷間的電磁吸引力和推斥力 -- 也可被認爲是源于荷間的虛光子交換。 不應將反粒子跟虛粒子或者虛反粒子相混淆。.
G軌域
在化學與原子物理學中，g軌域（g orbital）是一種原子軌域，其角量子數為4，其磁量子數可以為0、±1、±2、±3、±4，且每個殼層裡中有9個g軌域，gz4、gxz3、gyz3、gxyz2、gz2(x2-y2)、gx3z、gy3z、gx4+y4、gxy(x2-y2)，有三種形狀，且方向不同，每個可以容納2個電子，因此，g軌域共可以容納18個電子。 由於目前尚未發現第八週期元素，因此在已知的元素中，g軌域只存在於激發態的原子中。.
GRB 970508
GRB 970508是一次於协调世界时1997年5月8日21点42分發生的伽瑪射線暴（简称GRB），即伽瑪射線瞬間急速增強。伽瑪射線暴的發生通常與遙遠星系的爆炸相關，放出電磁波中能量最強的伽瑪射線，並且在之後的一段長時間內放射波長較長的“餘輝”（X射線、紅外線、可見光、紫外線和無線電波）。 GRB 970508是被安裝在X射線天文學衛星BeppoSAX上的伽瑪射線暴監視系統探測到的。天文學家马克·梅茨格（Mark Metzger）断定，GRB 970508的爆發點距離地球有60億光年，這是人們第一次量度伽瑪射線暴的距離。 這次爆發前，天文學界並對於伽瑪射線暴發生地點會距離地球多遠並沒有共識。一些學者認為它們發生在銀河系以內，但因為能量不高而顯得暗淡；其他學家則認為它們發生在宇宙大尺度距離上，並不發生在銀河系內，而且能量極高。儘管伽瑪射線暴可能有很多種，意味著兩種理論可以共存，但是這次量度出來的大距離明確地證明射線暴發生在銀河系外。 GRB 970508也是第一個被探測到放射無線電波“餘輝”的伽瑪射線暴。天文學家利用無線電波強度的波動，得以算出其來源膨脹的速度幾乎達到光速。這提供了有力的證據，證明伽瑪射線暴是相對論性的爆炸。.
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GW150914
GW150914是由激光干涉引力波天文台（LIGO）于2015年9月14日探测到的引力波现象，是人类首次直接探测到的引力波。相关探测结果由LIGO、處女座干涉儀（VIRGO）研究团队于2016年2月11日共同宣布。这束产生于双黑洞的引力波信号与广义相对论中对双黑洞旋近、併合以及併合后的黑洞会发生衰荡（ringdown）的理论预测相符。同时GW150914也是人类对双黑洞併合的首度观测，展示了双黑洞系统确实存在，且其併合在宇宙的目前阶段仍能发生。 信號名稱GW150914的意義為「重力波2015年9月14日」，GW是重力波"Gravitational Wave"，150914是發現日期。 对于引力波的实验探寻已经超过了50年。其与物质间的作用十分微弱，以致爱因斯坦本人都怀疑其是否能被探测到。此次探测到的引力波所造成的时空变化相对于LIGO探测器的一个干涉臂而言，相当于头发丝的宽度之于地球与太阳外最近恒星的距离。然而在併合最后阶段，等价于约3倍太阳质量的能量在不到1秒的时间内以引力波的形式释出，瞬时功率非常巨大，大于可观测宇宙中所有星体发光功率总和。 此次探测验证了广义相对论最后一项未被证实的理论预测，同时开启了引力波天文学的新纪元。引力波就此作为一种粒子和电磁波之外的新的探针，将被用于探测过去未能探测到的天体现象，如中子星的诞生、演化以及衰亡以及宇宙诞生之初的图景。.
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GW170817
GW170817是雷射干涉重力波天文台（LIGO）和室女座干涉儀（VIRGO）在2017年8月17日觀測到的引力波事件，其出自於兩個中子星併合在一起。在此之前觀測到的幾次引力波事件都是出自於兩個黑洞併合。學者認為，不會觀測到關於黑洞併合的任何相關的電磁波信號。這次中子星併合事件的後續電磁現象也被很多種不同波段的望遠鏡觀測到，這標誌著的新紀元已經來臨。 對於這一次併合事件，至少有三種不同的觀測方法分別見證到不同的現象：.
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Ia超新星
超新星（Type Ia supernova）出現在其中的一顆是白矮星，而另一顆可以是巨星或低質量恆星的聯星系統（兩顆軌道互繞的恆星）。白矮星是已完成其正常命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果他們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星會低於1.44太陽質量（）有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 在2015年5月，NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星，KSN 2011b，爆炸的完整過程：爆炸前、爆炸中和爆炸後。前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解。.
Ξ粒子
在粒子物理学中，Ξ粒子是一类由一个较轻的第一代夸克和两个较重的夸克（可以是第二代夸克或第三代夸克）组成的重子。这类粒子因其不稳定性也被称作“级联粒子”（cascade particles）——它们能在极短的时间内通过一系列的衰变转化为较轻的稳定粒子。第一个Ξ粒子于1964年于美国布克海文国家实验室被发现。 2007年12月，美国费米实验室公布了在D0实验中粒子费米实验室碰撞探测器（CDF）被发现。该粒子也被称作级联B粒子（cascade B），它是第一个被发现的、由三个不同代的夸克（一个下夸克、一个奇夸克及一个底夸克）组成的次原子粒子。关于的粒子质量，D0合作组与CDF合作组公布的数据有所出入，分别为和。粒子数据组（PDG）中提供的数据为平均值。 除有特別註明，Ξ粒子中非上／下夸克的夸克為粲夸克，所以 由上夸克、粲夸克、底夸克組成，而 由一粒上夸克和兩粒底夸克組成。.
Π介子
在粒子物理学中，π介子是以下三种次原子粒子之一：π+、π0和π−。π介子是最重要的介子之一，在揭示强核力的低能量特性中起着重要的作用。.
Ρ介子
在粒子物理學中，ρ介子是一種壽命短的重子，它的同位旋三重態是由、及所表示。除了π介子及K介子，ρ介子是最輕的強相互作用粒子，三種態的質量都大概在770 MeV左右。及間應該有一個小的質量差，是由粒子自身的電磁能所造成的，同時輕夸克質量所造成的同位旋破缺也會帶來一點的質量差；然而，現時的實驗指出這樣的質量差差額上限為0.7 MeV。 ρ介子的壽命很短，其衰變寬度約為145 MeV，還有很奇怪的一點是，ρ介子的共振寬度並不能用布萊特-維格納分佈(Breit-Wigner distribution)來描述。ρ介子主衰變模式的產物為一對π介子，其分支比達99.9%。 在重子的德·魯胡拉-喬吉-格拉肖描述(De Rujula-Georgi-Glashow description)中，ρ介子可被視為夸克與反夸克的束縛態，同時也是π介子的受激版本。跟π介子不一樣的是，ρ介子的自旋j.
Σ粒子
在粒子物理中，Σ粒子一类由三个夸克组成的重子。两个上夸克（或两个下夸克）和一个奇夸克组成；两个上夸克（或两个下夸克）和一个粲夸克组成；两个上夸克（或两个下夸克）和一个底夸克组成。.
Ω粒子
Ω粒子，一类重子，其组成不包含上夸克与下夸克。第一种Ω⁻于1964年发现，由3个奇夸克组成。.
Μ子
μ子（渺子，muon）是一种带有一个单位负电荷、自旋为1/2的基本粒子。μ子与同属于轻子的电子和τ子具有相似的性质，人们至今未发现轻子具有任何内部结构。历史上曾经将μ子称为μ介子，但现代粒子物理学认为μ子并不属于介子（參見历史）。 每一种基本粒子都有与之对应的反粒子，μ子的反粒子是反μ子(反渺子,antimuon)。反μ子（μ+）与μ子（μ-）相比只是带一个单位的正电荷，质量、自旋等性质完全相同，因此又叫做正μ子。 与其他带电的轻子一样，μ子有一个与之伴随的中微子——μ中微子（νμ）。μ中微子与电中微子νe参与的反应不同，是两种不同的粒子。.
Α衰变
-- α衰變（Alpha decay，又名阿爾法衰變）是一種放射性衰變（核衰變）；發生α衰變時，一顆α粒子會從原子核中射出（附註：α粒子，又名阿爾法粒子，即氦-4核， ，即一顆由2顆質子和2顆中子組成的原子核）； α衰變發生後，原子核的質量數會減少4個單位，其原子序也會減少了2個單位。 下面之反應式式（I）是α衰變的一個例子。例如，鈾-238通過α粒子發射的衰減以形成釷-234可以表示為：Suchocki, John.
Β粒子
β粒子（Beta particle），又譯貝塔粒子或貝他粒子，指當放射性物質發生β衰變，所釋出的高能量電子，其速度可達至光速的90%。 在β衰变过程当中，放射性原子核通过发射电子和微中子转变为另一种核，产物中的电子就被称为β粒子。在正β衰变中，原子核内一个质子转变为一个中子，同时释放一个正电子，在“负β衰变”中，原子核内一个中子转变为一个质子，同时释放一个电子，即β粒子，也會釋放出负電子和微中子。 由於電子的質量比質子、中子要輕得多，當β粒子通過一個電場時，如果那是負電子，其路徑會向正極的方向扭曲。在通過磁場時，如果磁場的方向是由內向外，其粒子會以逆時針方向扭曲，路徑呈弧形，這種扭曲可以利用安培右手定則描述：拇指代表磁場方向，其餘四指代表負電子的扭曲路徑。 β射线穿透力强于α射线而低于γ射线。虽然用一张薄铝板即可挡住β射线，但β射线的防护上采用两层屏蔽效果更好：第一层用低原子序数材料做成，可减少轫致辐射的产生；第二层用高原子序数的材料做成，可屏蔽轫致辐射。 Category:放射線學.
Δ粒子
Δ粒子，一种重子，仅由上夸克与下夸克组成。质量为1,232 MeV/c2。自旋与同位旋为3/2。.
ΛCDM模型
ΛCDM模型（英语：ΛCDM Model或Lambda-CDM Model）是所谓Λ-冷暗物质（Cold Dark Matter）模型的简称。它在大爆炸宇宙学中经常被称作索引模型，这是因为它尝试解释了对宇宙微波背景辐射、宇宙大尺度结构以及宇宙加速膨胀的超新星观测。它是当前能够对这些现象提供融洽合理解释的最简单模型。.
Λ粒子
在粒子物理中，Λ粒子是一类由三个夸克组成的重子。一个上夸克、一个下夸克和一个奇夸克组成；一个上夸克、一个下夸克和一个粲夸克组成；一个上夸克、一个下夸克和一个底夸克组成。于1947年的一次宇宙射线相互作用中首先被发现。该粒子理论寿命为约10−23 s，但它实际存留了约10−10 s。使它存留了如此长时间的未知属性后来被称为奇异性，Λ粒子的“奇异性”（strangeness）也导致了奇夸克的发现和奇异性守恒定律这一理论的创造。该理论指出，如果某些质量较小的粒子表现出“奇异性”，它们的半衰期便会较长（因为在重子的衰变非弱相互作用力衰变过程中奇异性必须守恒）。.
K介子
在粒子物理學中，K介子（Kaon，標記為帶正電的K介子從前被分開叫做τ+及θ+，因為直至1960年代前K+一直被視為兩種粒子。見上面的宇稱不守恆)）是帶有奇異數這一量子數的四種介子的任一種。在夸克模型中，我們知道它們含有一個奇夸克（或其反夸克），及一個上或下夸克的反夸克（或其夸克）。 自從它們在1947年被發現之後，K介子為基礎相互作用的性質提供了大量的資料。在建立粒子物理學標準模型基礎的過程中，它們有着不可或缺的角色，例如強子的夸克模型及夸克混合的理論（後者於2008年被諾貝爾物理學獎肯定）。在人類對基礎守恆定律的了解中，K介子也有着傑出的貢獻：CP破壞（一種造成大家所見的宇宙物質－反物質失衡的現象）的發現在1980年被諾貝爾物理學獎肯定，這種現象就是在K介子系統被發現的。.
OPERA (實驗)
OPERA（Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus）是一項旨在檢測中微子振蕩現象的實驗。此項實驗運用位於瑞士日內瓦的歐洲核子研究組織超級質子同步加速器產生的高強度、高能量的CNGS（CERN Neutrinos to Gran Sasso）μ中微子束向730公里之外、位於意大利中部山区的的地下實驗室傳送。.
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Sharp EL-506V
Sharp EL-506V是Sharp在2002年1月推出的Sharp EL-500V 系列科學計數機之一，前代型號是Sharp EL-506R。在香港，Sharp EL-506V為香港考評局准用計算機型號之一。2004年，Sharp推出後繼機種。.
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SN 1987A
SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发，是自1604年开普勒超新星（SN 1604）以来观测到的最明亮的超新星爆發，肉眼可见，位於蜘蛛星雲的外圍，距離地球大約51,400秒差距（約168,000光年）。由於是在1987年發現的第一顆超新星，因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球，亮度於5月左右到達頂峰，視星等達3等，之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会，提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.
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SS 433
SS 433是一個食雙星系統，其主星可能是一个黑洞，或中子星。同時是第一個被發現具有噴流的X射線雙星。它位于超新星遗迹W50中心，估计年龄大约10000年左右。SS 433附近有伴星作轨道运动并为吸积盘提供物质。 该天体系统位于天鹰座距离地球16000光年，它同时是一个X射線源与辐射源。致密天体喷射出一对物质，使得W50扭曲并同时在可见光谱中产生红移和蓝移。该天体视星等为14等。其喷射物质的速度达到光速的26%。喷射的進動周期为162.5天。这颗星被认为行为怪异，可能该星的光谱移动不光受到多普勒效应的影响也收到相对论的影响。该星质量大约位于11至27之间个太阳质量。它的星风速度达到2.16×107 mph.
Uts
Uts（英語：Untriseptium，化學符號為Uts）是一種尚未被發現的化學元素，原子序數是137。根據模型，其在元素週期表中排列在第8周期、g區。 Uts的研究多半是在討論週期表可能的終點，1948年時，理查德·費曼指出了現有理論在137號元素之後可能出現的悖論，也因此在部分非正式場合中會以費曼的名字來稱呼這個元素。 Uts目前尚未有人成功合成，也無法確定其原子核是否能存在，因為原子核滴线的不穩定性可能意味著周期表將在穩定島後不遠之處結束。根據現有理論，僅能確定其不會存在任何穩定的同位素。.
Welcome 外星人
《Welcome 外星人》（MIB）是Channel V（台灣）播出的全新綜藝節目，於2009年7月20日開始播映。由台灣知名主持人蔡康永加上Lollipop F成員威廉及阿緯一同主持。節目將會邀請各地有特異才藝的人上來表演。.
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X及Y玻色子
在粒子物理學中，X及Y玻色子（或有時合稱為X玻色子）是一種假想基本粒子，與W及Z玻色子類似，但它們傳遞的是一種全新的力，而這種力是由喬吉-格拉肖模型所預測的，它是一套大統一理論。.
YORP效應
Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack effect或縮寫為YORP效應，是亞爾科夫斯基效應的二階變化，它能夠改變天體的自轉速率 (像是小行星)。這個項目是大衛·魯賓侃博士在2000年新創的。 在19世紀，伊凡·亞爾科夫斯基意識到天體受到太陽加熱之後會以紅外線的形式帶走動量和熱。轉換成現代物理學的說法，每個光子逃逸時會帶走一些動量p.
折射率
某种介质的折射率 等于光在真空中的速度 跟光在介质中的相速度 之比： （nv.
技术奇异点
技术奇点（Technological Singularity），又稱科技奇點，出自奇點理論，一个根据技术发展史总结出的观点，认为未来将要发生一件不可避免的事件──技术發展将会在很短的时间内发生极大而接近于无限的进步。当此轉捩點来临的时候，旧的社会模式将一去不复返，新的规则开始主宰这个世界。而后人类时代的智能和技术我们根本无法理解，就像金鱼无法理解人类的文明一样。 一般设想技术奇异点將由超越现今人类并且可以自我进化的机器智能、或者其它形式的超级智能的出现所引发。由于其智能远超今天的人类，因此技术的发展会完全超乎全人类的理解能力，甚至无法预警其发生。 之所以被称为奇异点，因為它是一个临界点。当我们越来越接近这个临界点，它会对人类的事物产生越来越大的影响，直到它成为人类的共识。但当它最终来临的时候，也许仍会出人意料并且难以想象。就好比物理学上引力接近无穷大时产生的黑洞的物理属性一样，已经不在一般正常模型所能预测的范围之内。.
推遲勢
在電磁學裏，推遲勢指的是，響應含時電荷分佈或含時電流分佈，而產生的推遲純量勢或推遲向量勢。對於這程序，由於「前因」與「後果」之間必然的推遲關係，訊號以光速從源位置傳播到場位置，需要有限時間。在某源位置的電流或電荷分佈，必須經過一段時間之後，才能夠將其影響傳播到場位置，產生對應的電磁作用。這一段時間的長久跟源位置與場位置之間距離的遠近有關。.
推遲時間
在電動力學裏，由於電磁波傳播於真空的速度是有限的，觀測者偵測到電磁波的時間，會不同於這電磁波發射的時間，稱為推遲時間。 從馬克士威方程組，可以推導出電磁波傳播於自由空間的速度是光速 c\,\! 。由於光速是有限的，在時間 t_r\,\! 發射出來的光子，需要經過一些時間，才能移動到距離為 r\,\! 的觀測者。所以，觀測者偵測到這光子的時間 t\,\! ，遵守公式 因此，可以定義推遲時間為 推遲時間的概念意味著電磁波的傳播不是瞬時的。電磁波從發射位置傳播到終點位置，需要一段傳播期間，稱為時間延遲。與日常生活的速度來比，電磁波傳播的速度相當快。因此，對於小尺寸系統，這時間延遲，通常很難被注意到。例如，從開啟電燈泡到這電燈泡的光波抵達到觀測者的雙眼，所經過的時間延遲，只有幾億分之一秒。但是，對於大尺寸系統，像太陽照射陽光到地球，時間延遲大約為 8 分鐘，比較能夠被觀測到。.
恩里科·费米
恩里科·费米（Enrico Fermi；），美籍意大利裔物理学家。他对量子力学、核物理、粒子物理以及统计力学都做出了杰出贡献，并参与创建了世界首个核反应堆，芝加哥1号堆。他还是原子弹的设计师和缔造者之一。 费米拥有数项核能相关专利，并在1938年因研究由中子轰击产生的感生放射以及发现超铀元素而获得了诺贝尔物理学奖。他是物理学日渐专门化后少数几位在理论方面和实验方面皆能称作佼佼者的物理学家之一。 费米在统计力学领域做出了他第一个重大理论贡献。物理学家沃尔夫冈·泡利1925年提出了泡利不相容原理。费米依据这一原理对于理想气体系统进行了分析，所得到的统计形式现在通常称作费米–狄拉克统计。现在，人们将遵守不相容原理的粒子称为“费米子”。之后，泡利又对β衰变进行了分析。为使这一衰变过程能量守恒，泡利假设在产生电子时同时会产生一种电中性的粒子。这种粒子当时尚未观测到。费米对于这一粒子的性质进行了分析，得出了它的理论模型，并将其称为“中微子”。他对β衰变进行理论分析而得到的理论模型后来被物理学家称作“”。这一理论后来发展为弱相互作用理论。弱相互作用是四种基本相互作用之一。费米还对由中子诱发的感生放射进行了实验研究。他发现慢中子要比快中子易于俘获，并推导出来描述这一放射过程。在用慢中子对钍核以及铀核进行轰击后，他认为他得到了新的元素。尽管他因为这一发现而获得了诺贝尔物理学奖，但这些元素后来被发现只是核裂变产物。 费米1938年逃离意大利，以避免他的夫人劳拉因为犹太裔出身而受到新通过的波及。他移民至美国，并在第二次世界大战期间参与曼哈顿计划。费米领导了他的团队设计并建造了芝加哥1号堆。这个反应堆1942年12月2日进行了，完成了首次人工自持续链式反应。他之后着手建造位于田纳西州橡树岭的和漢福德區的。这两个反应堆先后于1943年和1944年进行了临界试验。他还领导了洛斯阿拉莫斯国家实验室的F部，致力于实现爱德华·泰勒设计的利用热核反应的“”。1945年7月16日，费米参与了三位一体核试，并利用自己的方法估算了爆炸当量。 战后，费米参与了由罗伯特·奥本海默领导的一般顾问委员会，向美国原子能委员会提供核技术以及政策方面的建议。在得知苏联1949年8月完成了首次原子弹爆炸试验后，费米从道德以及技术层面都极力反对发展氢弹。他1954年在上为奥本海默作证。但奥本海默最终仍是被剥夺了。费米对于粒子物理，特别是π介子以及μ子的相关理论，做出了重要贡献。他推测宇宙射线产生于星际空间中受磁场作用加速的物质。在他身后，有许许多多以他的名字命名的奖项、事物以及研究机构，其中包括：恩里科·費米獎、恩里科·费米研究所、费米国立加速器实验室、费米伽玛射线空间望远镜、以及元素镄。.
恆星際旅行
恒星際旅行，是一個用來指在恆星或行星系統之間進行假想性的載人或無人太空旅行的名詞。恒星際旅行的難度是遠高於行星際航行的；太陽系以內的行星間的距离是不多於三十個天文单位的，而恆星間的距离卻往往是以百上千個天文单位計，而且很多時是以光年作單位。由于恆星間相隔遼遠，恒星際旅行速度需要達到光速的一個相當高的百份比，或者需要很長的旅行時間；要用上數十年至五十年，甚至更久。 人類現時的太空船推進技术仍未能滿足恒星際旅行所需的速度。即使具备假想性的能達到完美效率的推進系統，所需的動能對於當今的能量生產標準依然是巨大的。此外，航天器與宇宙塵埃和氣體的碰撞可以對乘客和航天器本身造成危險的影響。 現時，人们已經提出了諸多策略來實現恆星際旅行，其中有攜帶整個生態系統的巨型架構，以至到微細的空间探测器等。人们又提出了許多不同的航天器推進系統，以滿足航天器所需的速度，其中包括了核动力推进，和其他基於推測性物理學的方法。 無論是對於載人或無人星際旅行，都需要滿足相當大的技術和經濟挑戰。即使是對於星際旅行最樂觀的看法，都認為恆星際旅行只能在幾十年後才可行；更常見的預測是一個世紀或更遠。然而，儘管有挑戰，如果星際旅行能夠實現，那麼將會帶來極大的科學收益。 大多數星際旅行的概念都建基在一個發達的，能夠將數百萬公噸的物體移動到建築或操作地點，並且需要上千兆的電力來滿足建築或動力需求（例如或中的星際旅行概念）。如果太空太陽能發電成為地球能源結構的重要組成部分，這樣的系統便可以自然地發展成熟。消費者對於電力系統的需求將會催生一個恆星際旅行所需的每年數百萬公噸容量的太空物流系統。.
恆星自轉
恆星自轉是恆星相對於軸的角運動，自轉的速率可以從恆星的光譜測量，或是經由表面明顯的特徵運動量測。 恆星自轉產生的離心力可以造成赤道隆起。如果恆星不是固體，便可以用不同的速度轉動，因此恆星赤道和高緯度可以有不同的角速度。自轉速率上的差異在恆星磁場發電機上也許是重要的角色。 恆星的磁場會與恆星風產生交互作用，當恆星風離開恆星會使恆星的角速度減慢。磁場與恆星風的交互作用對恆星的自轉產生制動，結果是恆星的角動量會轉移給恆星風，於是隨著時間的過去，恆星自轉的速率逐漸減慢。.
核子
在化學和物理學裏，核子（nucleon）是組成原子核的粒子。每個原子核都擁有至少一個核子，每個原子又是由原子核與圍繞原子核的一個或多個電子所組成。核子共有兩種：中子和質子。任意原子同位素的質量數就是其核子的總數。因此有時人們也會稱這個數字為「核子數」。 在1960年代之前，核子被認為是基本粒子，不是由更小的部份組成的。今天我們知道核子是複合粒子，由三個夸克經強相互作用綑綁在一起組成。兩個或多個核子之間的交互作用稱為核力，最終這也是強交互作用引起的。（在發現夸克之前，「強交互作用」一詞只用於核子間的交互作用。） 核子研究屬於粒子物理學和核物理學的交叉領域。粒子物理學，特別是量子色動力學，提供了解釋夸克及強交互作用屬性的公式。這些公式用定量方法解釋夸克是如何結合成為中子和質子（以及所有其他的強子）。然而，當多個核子組合為一個原子核（核素）時，這些基礎方程式變得非常難直接求解，必須使用核物理學的方法。核物理學利用近似法和模型來研究多個核子之間的交互作用，例如用核殼層模型。這些模型能夠準確解釋核素的屬性，比如哪些核素會進行核衰變等。 質子和中子都是重子和費米子。質子和中子特別相似，除了中子不帶有電荷以外，中子的質量比質子僅僅高0.1%，它們的質量非常相近，因此它們可以視為同樣核子的兩種狀態，共同組成了一個同位旋二重態（），在抽象的同位旋空間做旋轉變換，就可以從中子變換為質子，或從質子變換為中子。這兩個幾乎相同的核子都感受到相等的強相互作用，這意味著強相互作用對於同位旋空間旋轉變換具有不變性。按照諾特定理，對於強相互作用，同位旋守恆。.
核结合能
核结合能（Nuclear binding energy），又稱原子能或核能，是由组成原子核的粒子之间发生的反应释放出的能量。原子能比化学反应中释放的热能要大将近5千万倍：铀核裂变的这种原子能释放形式约为200,000,000电子伏特（一种能量单位），而碳的燃烧这种化学反应能量仅放出4．1电子伏特。 1905年，阿尔伯特·爱因斯坦提出狭义相对论，之后作为推论，又提出质能方程E.
極超新星
極超新星（superluminous supernova 或 hypernova。也称为骇新星），是超新星的一種，是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多，剩下的核心會直接塌縮為黑洞，在黑洞自轉的兩極會以接近光速射出高能量等離子體，充著伽玛射线，成為科學家認為伽玛射线暴的可能源頭之一。透過近幾年的多項觀測結果，人們對伽馬射線暴的瞭解增多。 1990年代，极超新星是指爆炸能量相当于100倍超新星爆发。现在则将所有极超巨星发生的爆发全部归入极超新星的范畴。 又由於會演變為黑洞的超巨星的數量極少，極超新星爆發的現象也同樣極少，天文學家預測在我們的銀河系內，平均每兩億年會出現一顆極超新星。.
歐洲核子研究組織
歐洲核子研究組織（法语：Organisation Européenne pour la Recherche Nucléaire；英文：European Organization for Nuclear Research，通常被簡稱為CERN ），是世界上最大的粒子物理學實驗室，也是全球資訊網的發祥地。它成立於1954年9月29日，總部位於瑞士日內瓦西北部郊區的法瑞邊境上，享有治外法權。CERN目前有21個成員國。以色列是第一個也是目前唯一一個非歐洲成員國。 CERN也被用來稱呼它的實驗室，其主要功能是為高能物理學研究的需要，提供粒子加速器和其它基礎設施，以進行許多國際合作的實驗。同時也設立了資料處理能力很強的大型電腦中心，協助實驗數據的分析，供其他地方的研究員使用，形成了一個龐大的網絡中樞。 歐洲核子研究組織現在已經聘用大約三千名的全職員工。並有來自80個國籍的大約6500位科學家和工程師，代表500餘所大學機構，在CERN進行試驗。這大約佔了世界上的粒子物理學圈子的一半。 粒子物理學博物館歡迎一般公眾在辦公時間參觀。除此之外，事前預約的話每天上下午共有兩個時段可以參觀實際的實驗工作，並備有導覽說明。導覽員來自各國的實驗合作者，可以提供多種語言的嚮導。.
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歐拉運動定律
歐拉運動定律（Euler's laws of motion）是牛頓運動定律的延伸，可以應用於多粒子系統運動或剛體運動，描述多粒子系統運動或剛體的平移運動、旋轉運動分別與其感受的力、力矩之間的關係。在艾薩克·牛頓發表牛頓運動定律之後超過半個世紀，於1750年，萊昂哈德·歐拉才成功地表述了這定律。 剛體也是一種多粒子系統，但理想剛體是一種有限尺寸，可以忽略形變的固體。不論是否感受到作用力，在剛體內部，點與點之間的距離都不會改變。 歐拉運動定律也可以加以延伸，應用於可變形體（deformable body）內任意部分的平移運動與旋轉運動。.
正電子
正电子（又称陽電子、反電子、正子，Positron），是電子的反粒子，即電子的對應反物質。它带有+1单位电荷，+1.6×10-19C，自旋为1/2，质量与电子相同，皆为9.10×10-31kg。 正电子与电子碰撞时会产生湮灭现象，这一过程遵守电荷守恒、能量守恒、动量守恒和角动量守恒。在高能情况下，湮灭会生成其他基本粒子。在低能情况下，正负电子湮灭主要生成两个或三个光子（有时也会生成更多光子）。另外，电子和正电子在湮灭之前有时会形成亚稳定的束缚态，即电子偶素。根据电子和正电子的不同自旋状态，电子偶素分为单态（1S0，总自旋为0）和三重态（3S1，总自旋为1）。在真空中，单态电子偶素的半衰期为125ps。三重态电子偶素的半衰期为142ns。 当能量超过1.02兆电子伏特的光子经过原子核附近时（成對產生），或者在放射性元素的正β衰变中（通過弱相互作用），都有可能产生正电子。 1930年英国物理学家保罗·狄拉克从理论上预言了正电子的存在，1932年美国物理学家卡尔·戴维·安德森在宇宙射线中发现了正电子。.
汽车人
汽车人（Autobot）是《变形金刚》里的正派角色，和霸天虎（Decepticon）一样，都是塞伯坦（Cybertron）星球上的超级机械生命体。.
沙普利-柯蒂斯之争
沙普利-柯蒂斯之争也稱為世紀天文大辯論，是天文學上兩位具有影響力的天文學家哈羅·沙普利和希伯·柯蒂斯就螺旋星雲的本質和宇宙的尺度所進行的辯論。辯論中的基本問題是當時所謂的螺旋星雲是在銀河系內的小天體，還是在銀河系外巨大且獨立的星系。.
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波動力學
波動力學是量子力學的一種表述形式，主要是以波函數及其模數的平方去表示物體的狀態及該狀態出現的機率。對於波函數隨時間的變化，是遵從薛丁格方程式。.
波长
波长是一個物理學的名詞，指在某一固定的頻率裡，沿着波的传播方向、在波的图形中，離平衡位置的「位移」與「時間」皆相同的两个质点之间的最短距离。在物理學，波長普遍使用希臘字母λ來表示。.
波數
在物理學裏，波數是波動的一種性質，定義為每 長度的波長數量（卽每單位長度的波長數量乘以 ）。更明確地說，波數是每 長度內，波動重複的次數（一個波動取同樣相位的次數）。波數與波長成反比。用方程的語言說， 其中，\lambda\,\! 是波長。 角频率是單位時間內的角度變化，而波數為單位長度內的角度變化，因此波數即是空間上的角频率。波數對應向量爲波向量。 有時候，波數也會定義為每單位長度的波長的數目。但這樣定義比較不好使用。 從隨著時間而變的函數萃取出的一組數據，經過傅里葉變換，會得到一個頻率譜；而從隨著位置而變的函數萃取出的一組數據，經過傅里葉變換，會得到一個波數譜。 採用國際單位制，波數的單位是m^\,\!。.
法拉第效应
在物理學，法拉第效应（又叫法拉第旋转）是一种磁光效应（magneto-optic effect），是在介質內光波與磁場的一種相互作用。法拉第效應會造成偏振平面的旋轉，這旋轉與磁場朝著光波傳播方向的分量呈線性正比關係。 於1845年，麥可·法拉第发现了法拉第效應。這是最先揭示光波和電磁現象之間關係的實驗證據。由於法拉第效應顯示出，在穿過介質時，偏振光波會因為外磁場的作用，轉變偏振的方向，因此，馬克士威認為磁場是一種旋轉現象。這效應給予馬克士威重要的啟發。在於1861年發表的巨作《論物理力線》第四部份，為了突顯出自己設計的「分子渦流模型」的威力，他應用這模型來推導出法拉第效應。在1870年代，詹姆斯·馬克士威進一步發展出電磁輻射（包括可見光）的基礎理論。大多數對於光波呈透明狀況的介質（包括液體），當感受到磁場作用時，會出現這種效應。 法拉第效應會使得左旋圓偏振光波與右旋圓偏振光波各自以不同的速度傳播於某些介質，這性質稱為圓雙折射。由於線性偏振可以分解為兩個圓偏振部份的疊加，而這兩個圓偏振部份之間的振幅相同、螺旋性（helicity）不同、相位不同，法拉第效應所感應出的相對的相移，會造成線性偏振取向的旋轉。 法拉第效應可以應用於測量儀器。例如，法拉第效應被用於測量旋光度、或光波的振幅調變、或磁場的遙感。在自旋電子學裏，法拉第效應被用於研究半導體內部的電子自旋的極化。（Faraday rotator） 可以用於光波的調幅，是光隔離器與（optical circulator）的基礎組件，在光通訊與其它激光領域必備組件。.
洛伦兹-亥维赛单位制
洛伦兹-亥维赛单位制（或称亥维赛-洛伦兹单位制）是一种衍生自厘米-克-秒制的单位系统，主要用于电磁学领域。其得名于荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹与英国数学家奥利弗·亥维赛。与同是衍生自厘米-克-秒制的高斯单位制类似，在使用这种单位制时，电常数及磁常数并不在方程中出现，而是整合于相关的单位中。相对于国际单位制，洛伦兹-亥维赛单位制可以视作调整麦克斯韦方程组，归一与，转而在麦克斯韦方程组中使用光速的结果。 与国际单位制类似，洛伦兹-亥维赛单位制是有理化的，即在方程中不会出现系数。这一点与同是衍生自CGS制的高斯单位制不同。正是由于这一单位制是有理化的，其会特别符合量子场论的需求：在该理论所涉及的拉格朗日量中不会出现系数。同时，电荷、电磁场依据洛伦兹-亥维赛单位制所得到的定义也会由于系数而发生改变。洛伦兹-亥维赛单位制在弦论这样计算所涉及的空间维度大于三的情形中特别适用，并且还常用于狭义相对论计算。.
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洛伦兹变换
洛伦兹变换是观测者在不同惯性参照系之间对物理量进行测量时所进行的转换关系，在数学上表现为一套方程組。洛伦兹变换因其创立者——荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹而得名。洛伦兹变换最初用来调和19世纪建立起来的经典电动力学同牛顿力学之间的矛盾，后来成为狭义相对论中的基本方程组。.
湮灭
湮滅（annihilation）是指当物质和它的反物质相遇时，会发生完全的物质-能量转换，轉為能量（如以光子的形式）的過程，又稱互毀、相消、對消滅。 其遵守爱因斯坦的质能关系式E.
漸近自由
在物理學中，漸近自由是某些規範場論的性質，在能量尺度變得任意大的時候，或等效地，距離尺度變得任意小（即最近距離）的時候，漸近自由會使得粒子間的相互作用變得任意地弱。 漸近自由是量子色動力學的一項特性，量子色動力學乃描述夸克和膠子間的核相互作用，而這兩種粒子是組成核物質的基本構成部份。在高能量時，夸克與夸克之間的相互作用非常微弱，因此可以通過粒子物理學中的，深度非線性散射的截面DGLAP方程（描述QCD的演化方程），來進行微擾計算；低能量時會進行強相互作用，來防止重子（由三個夸克組成，如質子及中子）或介子（由兩個夸克組成，如π介子）分體，這些都是核物質內的複合粒子。 漸近自由的發現者為弗朗克·韋爾切克、戴維·格婁斯和休·波利策，他們在2004年因這項發現而獲得了諾貝爾物理學獎。.
潤德勒座標
對論中，「雙曲加速參考系」座標構成了平直閔考斯基時空中重要且有用的座標卡系統。狹義相對論中，一均勻加速的物體進行所謂的；在其固有參考系中，該物體是靜止的。這現象可與均勻重力場相應。關於平直時空中之加速度的一般性論述，參見狹義相對論中的加速度。 本文中，光速定義為，慣性座標系為，雙曲座標系則為。這類雙曲座標系可主要分為兩大類，與加速觀察者位置有關：若觀察者時間時位在（其中為常數值的固有加速度，由共動的加速規測得），則雙曲座標系稱為「潤德勒座標」（或譯林德勒座標；Rindler coordinates），與之相應的是「潤德勒度規」（Rindler metric）若觀察者時間時位在，則雙曲座標系有時稱為「穆勒座標」（Møller coordinates）或「寇特勒-穆勒座標」（Kottler-Møller coordinates），與之相應的是「寇特勒-穆勒度規」（Kottler-Møller metric）。透過採用雷達座標，可得到一常與雙曲運動觀察者有關的替代座標卡（Chart）。雷達座標有時也稱作「拉斯座標」（Lass coordinates） 寇特勒-穆勒座標以及拉斯座標也常標示為潤德勒座標。 關於潤德勒座標的歷史，這樣的座標系在狹義相對論發表不久後即被引入，在研究雙曲運動此一概念的同時也被研究：與平直閔考斯基時空的關係如阿爾伯特·愛因斯坦（1907年，1912年）、馬克斯·玻恩（1909年）、阿諾·索末菲（1910年）、馬克斯·馮·勞厄（1911年）、亨德里克·勞侖茲（1913年）、（1914年）、沃夫岡·包立（1921年）、Karl Bollert（1922年）、Stjepan Mohorovičić（1922年）、喬治·勒梅特（1924年）、愛因斯坦與納森·羅森（1935年）、Christian Møller（1943年，1952年）、Fritz Rohrlich（1963年）、（1963年）；與廣義相對論中平直或彎曲時空的關聯性：沃夫岡·潤德勒（1960年，1966年）。.
激光测距仪
光测距仪（Laser rangefinder）是一种利用激光束测定距离的仪器。 其基本原理是，向待测距的物体发射激光脉冲并开始计时，接收到反射光时停止计时。这段时间即可以转换为激光器与目标之间的距离。 激光测距仪也可以发射多次激光脉冲，通过多普勒效应来确定物体是在远离还是在接近光源。 由于光速太快，这种仪器在测量近距离时并不准确。在需要小于毫米级别的高精度测距时，三角测量法更为适宜。.
激波
震波（Shock Wave），又譯衝擊波、駭波或激波，属于紊流的一种传播形式。如同其他通常形式下的波动，激波也可以通过介质传输能量。在某些不存在物理介质的特殊情况下，激波可以通过场，如电磁场来传输能量。激波的主要特点表现为介质特性（如压力、温度、或速度）在激波前后发生了一个像正的阶梯函数般的突然变化。与此相应的负的阶跃则为膨胀波。声学激波其速度一般高于通常波速（在空气中即音速）。 激波随距离的增加耗散很快，與孤波（另一种形式的非线性波）不同。而且，膨胀波总是伴随着激波，并最终与激波合并。这部分抵消了激波的影响。声爆，一种超音速飞机通过时产生的声学现象，即是由激波——膨胀波对的耗散和湮灭所产生的。.
激波 (天文物理)
波在天文物理的環境中屢見不鮮。一些在天文物理中的激波例子如下：.
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木星
|G1.
月球環形山列表 (L-N)
这是月球环形山列表的一部份，此表列举出英文名称以字母L,M及N开头的环形山。.
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月球環形山列表 (R-S)
这是月球环形山列表的一部份，此表列举出英文名称以字母R及S开头的环形山。.
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朗道阻尼
朗道阻尼是等离子体中由于波和粒子之间的共振导致的波阻尼，是一种无碰撞阻尼，最初是在1946年由苏联物理学家列夫·朗道提出的。人们一度认为物理上没有这种机制，这只是纯粹的数学结果。J.M.Dawson从波和粒子的能量交换的角度推导出朗道阻尼，1960年代又在实验上证实了这个现象。 朗道阻尼的起因是波和粒子之间的相互作用而导致的能量交换。相速度为v_的波能够与速度近似为v_的粒子发生强烈的相互作用，其结果是速度略微大于v_的粒子减速，失去能量，速度略微小于v_的粒子加速，得到能量。考虑在一个具有麦克斯韦速度分布的无碰撞等离子体中，速度略微小于v_的粒子总是比速度略微大于v_的粒子数目稍微多一点，其结果是得到能量的粒子比失去能量的粒子越多，粒子的总能量增加，则波的总能量减少，这样就表现为波的一种阻尼效应。如果波和粒子的速度相差很远，比如电磁波以光速传播，远大于电子、离子的热运动速度，则不会有朗道阻尼。 朗道阻尼也可以用一种直观但并不严格的物理情景解释，如右图所示。将朗缪尔波想像成海洋上的波浪，粒子如同漂浮在上面的船。如果船运动的速度略微小于波浪传播的速度，在与波浪相对静止的参考系看来，粒子被波浪推动；反之如果船的运动速度略微大于波速，粒子则推动波浪。 朗道阻尼通常可以分为线性朗道阻尼和非线性朗道阻尼两种。朗道阻尼在短波情况下表现得很显著，在长波情况下则可以忽略。这就是为什么实验上通常只能观察到长波的等离子体波，而难以观察到短波的等离子体波。.
最速降線問題
在重力作用且忽略摩擦力的情況下，一個質點在一點A以速率為零開始，沿某條曲線，去到一點不高於A的B，怎樣的曲線能令所需的時間最短呢？這就是最速降線問題，又稱最短時間問題、最速落徑問題。在部分歐洲語言中，這個問題稱為Brachistochrone，即希臘語中的「最短」（brochistos）和「時間」（chronos）。這條線段就是擺線，可以用變分學证明。.
星系际旅行
星系际旅行是在星系间的空间旅行。 由于在银河系和最近的星系之间都有相对无比巨大的距离，这样的旅行需要的技术远远超过恒星际旅行。 星系间的距离是恒星间距的大约一百万倍（6个数量级）。在人的寿命限制下进行星系间旅行的可行技术，远远超出了人类目前的能力，目前仅仅是理论假设和科幻小说的题材。.
星舰
星舰是一种尚處於理論階段，用来作恆星际旅行的交通工具，而一般用来做太陽系行星間或軌道飛行的機具称为航天器。嚴格上星艦是要有人駕駛，並且能夠以不超過壽命期間，到達目的地恆星系。 星舰一詞目前来说还只是出现在科幻小说裡，现实中人類还没有創造出真正可以進行星際旅行的機具。 雖然航海家和先鋒計劃的探測艇已經離開冥王星軌道，但通常不認為它們是「星艦」，首先因為它們無動力也無人操作，而且其速度需要上萬年才能夠真正離開太陽系邊緣奧特雲，這意味著到達其他恆星系時（約數萬年後）儀器壽命相信已盡。 然而，太空探險工程界已經開始以現代科技或在不久的將來可以實現的科技，著手進行數個星艦的先期設計和可能性研究，相關的研究計劃可以參考代达罗斯计划、以及。.
星艦奇航記
《星艦迷航記》（Star Trek）是一部美國科幻娛樂影--视系列。本作譯名至今仍莫衷一是，港澳譯作《星空--奇遇記》，台灣譯作《星艦--迷航記》（電影）、《星際--爭霸戰》（電視及後來新系列電影），愛好者主張統稱《星艦--奇航記》；中國大陸則先后譯作《星際--旅行》（动画片）、《星際--迷航》（自第11部电影起）；此外，還有《星際--奇旅》等多種譯名註。最初的《星際爭霸戰》是由尤金·羅登貝瑞製作的美國電視影集，1966年9月8日首次於NBC播出並之後製作了三季。故事是描述詹姆士．T．寇克艦長與聯邦星艦企業號 （NCC-1701）艦員們在23世紀的星際冒險故事，其後衍生推出動畫影集及六部電影。 之後又製作了相同虛擬宇宙但描述不同角色的四部電視影集：《銀河飛龍》敘述《星際爭霸戰》大概一百年後新聯邦星艦企業號 （NCC-1701-D）的冒險故事；《銀河前哨》及《重返地球》則是在《銀河飛龍》之後播放的電視影集；《-zh:进取号; zh-hans:进取号; zh-hant:星艦前傳;-》則是描述人類22世纪中期進行星際旅行的故事。以《銀河飛龍》的艦員們為主角又拍攝了四部電影；2009年、2013年和2016年上映的三部電影則是以第一代的企業號艦員年輕時期為主軸，創造出另一個平行時間線的不同故事。2017年CBS將會推出新的星艦迷航記的電視劇。 官方亦授權製作了許多電腦遊戲、數百本小說、及位於拉斯維加斯的主題展示館（已於2008年九月關閉）從最初的電視影集到共計剧集（共计730集）、13部電影及授權製作的各種衍生商品，該系列產生了一群擁護劇中觀念的狂熱支持者，並慢慢融入了美國文化當中。.
星际旅行用语列表
星际旅行用语列表是在以《星际旅行：原初系列》系列电视剧自身及其衍生作品的特定用語或术语說明，以便读者查阅。.
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流體動力學
流體動力學（Fluid dynamics）是流體力學的一門子學科。流體動力學研究的對象是運動中的流體（含液體和氣體）的狀態與規律。流體動力學底下的子學科包括有空氣動力學和液體動力學。 解決一個典型的流體動力學問題，需要計算流體的多項特性，主要包括速度、壓力、密度、溫度。 流體動力學有很大的應用，比如在預測天氣，計算飛機所受的力和力矩，輸油管線中石油的流率等方面上。其中的的一些原理甚至運用在交通工程，因交通運輸本身可被視為一連續流體运动。.
斐索-傅科儀
斐索-傅科儀是法國物理學家阿曼德·斐索和莱昂·傅科在1850年設計用來測量光速的儀器。這個儀器由光源、反光鏡、旋轉的遮版和一個固定在35公里外的反光鏡組成。當光源發出的光線由轉動的遮板空隙射至遠方的反射鏡被反射回來時，只有在適當的轉速下才能再穿過遮板被偵測到。 傅科改進了斐索在1849年使用兩片固定的鏡子和轉動的鈍角齒輪所做的實驗測出了光速，而斐索測得的光速比實際高了約5%。.
斯特藩-玻爾茲曼常數
斯特凡-波茲曼常數（又稱斯特凡常數），一個用希臘字母σ標記的物理常數，用於斯特凡-波茲曼定律： j^.
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斯涅尔定律
光波從一種介質傳播到另一種具有不同折射率的介質時，會發生折射現象，其入射角與折射角之間的關係，可以用斯涅尔定律（Snell's Law）來描述。斯涅尔定律是因荷兰物理学家威理博·斯涅尔而命名，又稱為「折射定律」。 在光學裏，光線跟蹤科技應用斯涅尔定律來計算入射角與折射角。在實驗光學與寶石學裏，這定律被應用來計算物質的折射率。對於具有負折射率的负折射率超材料（metamaterial），這定律也成立，允許光波因負折射角而朝後折射。 斯涅尔定律表明，當光波從介質1傳播到介质2時，假若兩種介質的折射率不同，則会发生折射現像，其入射光和折射光都處於同一平面，稱為「入射平面」，并且与界面法线的夹角满足如下关系： 其中，n_1、n_2分别是两種介质的折射率，\theta_1和\theta_2分别是入射光、折射光与界面法线的夹角，分别叫做「入射角」、「折射角」。 這公式稱為「斯涅尔公式」。 斯涅尔定律可以從費馬原理推導出來，也可以從惠更斯原理、平移對稱性或馬克士威方程組推導出來。.
无尽长廊
无尽长廊（Infinite Corridor） 203 pp.
无线电
無線電，又稱无线电波、射頻電波、電波，或射頻，是指在自由空間（包括空氣和真空）傳播的電磁波，在電磁波譜上，其波長長於紅外線光（IR）。頻率範圍為300 GHz以下 ，其對應的波長範圍為1公釐以上。就像其他電磁波一樣，無線電波以光速前進。經由閃電或天文物體，可以產生自然的無線電波。由人工產生的無線電波，被應用在無線通訊、廣播、雷達、通訊衛星、導航系統、電腦網路等應用上。 無線電發射機，藉由交流電，經過振盪器，變成高頻率交流電，產生電磁場，而經由電磁場可產生無線電波。無線電波像磁鐵，有同性相斥、異性相吸的現象。同類電子會互相排斥，因此當無線電波射出時，會將前方電波往前推，當連續電波一直射出來時，電波就會在空氣中傳播。 無線電技術是通過無線電波傳播信號的技術，其原理在於，導體中電流強弱的改變會產生無線電波。利用這一現象，通過調製可將信息加載於無線電波之上。當電波通過空間傳播到達收信端，電波引起的電磁場變化又會在導體中產生電流。通過解調將訊息從電流變化中提取出來，就達到了資訊傳遞的目的。 麥克斯韋最早在他遞交給英國皇家學會的論文《電磁場的動力理論》中闡明了電磁波傳播的理論基礎。他的這些工作完成於1861年至1865年之間。 海因里希·魯道夫·赫茲在1886年至1888年間首先通過試驗驗證了麥克斯韋爾的理論。他證明了無線電輻射具有波的所有特性，並發現電磁場方程可以用偏微分方程表達，通常稱為波動方程。 1906年聖誕前夜，范信達在美國麻薩諸塞州採用外差法實現了歷史上首次無線電廣播。范信達廣播了他自己用小提琴演奏「平安夜」和朗誦《聖經》片段。位於英格蘭切爾姆斯福德的馬可尼研究中心在1922年開播世界上第一個定期播出的無線電廣播娛樂節目。.
无量纲量
在量綱分析中，無量綱量，或称--、无维量、无维度量、无维数量、无次元量等，指的是沒有量綱的量。它是個單純的數字，量綱為1。無量綱量在數學、物理學、工程學、經濟學以及日常生活中（如數數）被廣泛使用。一些廣為人知的無量綱量包括圓周率（π）、歐拉常數（e）和黃金分割率（φ）等。與之相對的是有量綱量，擁有諸如長度、面積、時間等單位。 無量綱量常寫作兩個有量綱量之積或比，但其最終的綱量互相消除後會得出無量綱量。比如，應變是量度形變的量，定義為長度差與原先長度之比。但由於兩者的量綱均為L（長度），因此相除後得出的量是沒有量綱的。.
时空
时空（时间-空间，时间和空间）是一种基本概念，分别属于物理学、天文学、空间物理学和哲学。并且也是这几个学科最重要的最基本的概念之一。 空间在力学和物理学上，是描述物体以及其运动的位置、形状和方向等抽象概念；而时间则是描述运动之持续性，事件发生之顺序等。时空的特性，主要就是通过物体，其运动以及与其他物体的相互作用之间的各种关系之汇总。空间和时.
时间倒流
時間倒流亦稱時間倒轉、時光倒流，概念和科幻故事中常見的時間旅行中回到過去的時代不同，是指該人物或物體或背景（可以是整個地球或其局部）狀況變回到某時段的情形。.
时间旅行
時間旅行或稱時空旅行、時光旅行或穿越時空等，泛指人或者其它物體由某一時間點移動到另外一個時間點。事實上，所有的人都順著時間一分一秒地自然前進，所以時間旅行單指違反這種自然時間變化的方式：要麼是前往未來，要麼是回到過去。 時間旅行常常作為戲劇或者小說中，將人物放在不同時空中的手段，而穿越、穿越劇、穿越小說等名稱也成為這些作品的分類，與傳統戲劇或者小說中的分類看齊。.
意识上传
心灵上传（Mind uploading），或称为意识上传、全脑仿真（Whole brain emulation），是一种科幻技术，该技术可以把人类脑部的所有东西（包括意识、精神、思想、记忆）上传至计算设备（如电脑、量子计算机、人工神经网络）上。该计算设备将能够模拟大脑的运作，如原先的大脑对外界输入作出相应的反应，并拥有一个具备意识的心灵。http://www.sim.me.uk/neural/JournalArticles/Bamford2012IJMC.pdfhttp://kajsotala.fi/Papers/CoalescingMinds.pdf 心灵上传有两种潜在的实现方法：复制-转移或神经元逐步替换。第一种方法通过对大脑特征的扫描，将其中贮存的信息复制或转移到电脑或其他计算设备中。这个模拟的心灵可以和一个模拟的三维躯体相连接，并被置入一个虚拟现实（virtual reality）或模拟现实（simulated reality）中；或者也可被置入一台连接着机器躯体或生物学躯体的电脑中。 心灵上传被一些未来学家和超人类主义者视为一种重要的生命延续技术。心灵上传的另一个目标是为人类心灵做永久备份，以使我们能够在全球灾变或星际旅行中存活下来。一些未来学家认为全脑仿真是计算神经科学和神经信息学的“逻辑终点”。人工智能研究领域也将其视为一种实现强人工智能的途径。基于计算机的智能（如一个上传的心灵）的思维速度可能会比一个生物学人类快很多，因而未来学家认为一个上传的心灵构成的社会将达到技术奇点（technological singularity），即技术增长突然以更大的指数暴涨。心灵上传是诸多科幻小说和电影的核心概念。 主流科学界、经费提供者和科学期刊目前对心灵上传的可行性持怀疑态度。与此有关的实质性努力包括主流科学界在动物脑测绘（brain mapping）与模拟、更快的超级计算机、虚拟现实、脑机接口、连接组学（connectomics）、动态大脑的信息提取方面的研究。 心灵上传的支持者指出，实现心灵上传的许多工具和思路已经存在或正在快速的发展中；然而他们也承认，到目前为止，许多想法还依然是猜测性的，但也拥有工程实现的可能。神经科学家兰道尔·库纳（Randal Koene）成立了一个非盈利组织“碳拷贝”（Carbon Copies）以促进关于心灵上传的研究。.
愛德華·莫立
没有描述。
愛因斯坦環
愛因斯坦環（Einstein ring）是指一種由於光源發出的光線受到引力透鏡效應的影響，而使觀測所得的光源形狀改變的現象。.
数学巧合
在数学中，数学巧合指的是两个数学表达式的值极为接近，却未有任何理论解释的现象。 例如，2的10次方非常接近于整数1000： 工程学中有时会利用数学巧合，使用某个表达式去近似计算另一个表达式。.
数学模型
數學模型是使用數學概念和語言來对一個系統的描述。建立数学模型的过程叫做数学建模。數學模型不只用在自然科學（如物理、生物學、地球科學、大氣科學）和工程学科（如计算机科学，人工智能）上，也用在社會科學（如經濟學、心理學、社會學和政治科學）上；其中，物理學家、工程師、统计学家、運籌學分析家和經濟學家們最常使用數學模型。模型会帮助解释一个系统，研究不同组成部分的影响，以及对行为做出预测。 Eykhoff定義「數學模型」為「對一個現存（或被建構的）系統本質的表述，以能以有用的形式表示出此系統的知識來。」 數學模型可以有許多種的形式，不只限定在動態系統、概率模型、微分方程或賽局模型而已。不同的模型可能有相同的形式，同一個模型也可能包含了不同的抽象結構。.
扩展元素周期表
前的元素周期表中有七個周期，並以118號元素Og終結。如果有更高原子序數的元素被發現，則它將會被置於第八周期，甚至第九周期。這額外的周期預期將會比第七周期容納更多的元素，因為經過計算新的g區將會出現。g區將容納18個元素，各周期中均存在部分填滿的g原子軌域。這種擁有八個周期的元素表最初由格倫·西奧多·西博格于1969年提出。 第八或以上周期的元素未曾被合成或于自然發現。（2008年4月，有人宣稱發現122號元素Ubb存在于自然界中，但此被廣泛認為是錯誤的。）g區内第一個元素的原子序數應該為121。根據IUPAC元素系統命名法命名為unbiunium，符號Ubu。此區域内的元素很可能高度不穩定，並具有放射性，且半衰期極短。然而稳定岛理论預測126號元素Ubh會在穩定島内，不會有核裂變，但會有α衰變。而穩定島以外還能存在多少物理上可能的元素至今仍沒有結論。 根據量子力學對於原子結構解釋的軌域近似法，g區會對應不完全填滿的g軌域。不過，自旋-軌道作用會削弱軌域近似法所得結果的正確性，這可能會發生在較大原子序的元素上。.
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拉格朗日量
在分析力學裏，一个动力系统的拉格朗日量（Lagrangian），又稱為拉格朗日函數，是描述整个物理系统的动力状态的函数，對於一般經典物理系統，通常定義為動能減去勢能，以方程式表示為 其中，\mathcal為拉格朗日量，T為動能，V為勢能。 在分析力学裡，假設已知一个系统的拉格朗日量，则可以将拉格朗日量直接代入拉格朗日方程式，稍加运算，即可求得此系统的运动方程式。 拉格朗日量是因數學家和天文學家約瑟夫·拉格朗日而命名。.
曲速引擎
曲速引擎（Warp drive）是一种假想的超光速（faster-than-light, FTL）推进系统，经常出现于科幻小说的设定中，尤以在影片《星际旅行》中最为常见。一架装载着曲速引擎的宇宙飞船，可以以快于光速的几个数量级的速度航行，同时又回避了时间膨胀的相对论性的问题。与其他科幻作品的超光速技术（比如、銀河便車指南系列中的）不同，曲速引擎并不允许在两点间进行瞬时旅行；曲速引擎技术在宇宙飞船周围创造出了一种正常时空的人工“气泡”。（这与进入独立的区域或维度截然相反，比如出现在星际大战、星际之门、战锤40000、巴比伦5号中的超空间）所以，以曲速速率航行的宇宙飞船在“正常时空”中仍能继续与物质相互作用。 運用空間翹曲（space warp）作為推進工具已成為一些物理學家（例如米給爾·阿庫別瑞）的理論推導主題（參見阿庫別瑞引擎），然而目前尚未有堅實的技術方法被提出，也不知道阿庫別瑞所提的效應理論上要怎麼引發。.
普朗克-愛因斯坦關係式
在量子力學裏，普朗克-愛因斯坦關係式French & Taylor (1978), pp.
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普朗克功率
普朗克功率等於普朗克能量除以普朗克時間。用方程式表達， 其中，P_p\,\! 是普朗克功率，E_p\,\! 是普朗克能量，t_P\,\! 是普朗克時間。 普朗克功率的數值大約為 3.62831 \times 10^\,\! 瓦特。這是個很不实用的特大單位，甚至伽瑪射線暴，我們所知道宇宙最明亮的現象，它的功率大小也只有大約 10^\,\! 瓦特。而2016年2月重力波探測之黑洞融合事件，重力波輻射的峰值功率約為普朗克功率的0.1%。 用基礎物理常數來表達，普朗克功率是 其中，c\,\! 是光速，G\,\! 是萬有引力常數。 P.
普朗克密度
在物理學裏，普朗克密度是普朗克單位制的密度單位，標記為 \rho_p\,\! 。用方程式表達，普朗克密度是 其中，m_p\,\! 是普朗克質量，l_p\,\! 是普朗克長度，c\,\! 是光速，\hbar\,\! 是約化普朗克常數，G\,\! 是萬有引力常數。 1 普朗克密度大約等於 10^\,\! 個太陽擠壓入一個原子核的空間的密度。所以，這個單位非常大。在宇宙大爆炸後 1 單位普朗克時間後(10^\,\!秒)，宇宙的密度大約為1 單位普朗克密度。 P.
普朗克單位制
普朗克單位制是一種計量單位制度，由德國物理學家馬克斯·普朗克最先提出，因此命名為普朗克單位制。這種單位制是自然單位制的一個實例，經過特別設計，使得某些基礎物理常數的值能夠簡化為1，這些基礎物理常數是.
普朗克動量
在物理學裏，普朗克動量是普朗克單位制的動量單位，標記為 m_P c\,\! 。用方程式表達，普朗克動量是 其中，\hbar\,\! 是約化普朗克常數，\,\! 是普朗克長度，c\,\! 是光速，G\,\! 是萬有引力常數。 與大多數其它普朗克單位不同，普朗克動量發生於人尺寸的狀況。例如，一個 70\,\mathrm\mathrm\,\! 的人，以 1\,\mathrm/\mathrm\,\! 的平均速度走路，他的動量大約為 10.7\,m_P c\,\! 。.
普朗克粒子
普朗克粒子是一種假設的粒子，定義為約化康普頓波長等於半個史瓦西半徑的微黑洞。用方程式表達，約化康普頓波長\bar\,\!與史瓦西半徑r_s\,\!分別為 其中，\hbar\,\!是約化普朗克常數，m\,\!是普朗克粒子的質量，c\,\!是光速，G\,\!是萬有引力常數。 使兩個方程式相等，可以得到普朗克粒子的質量： 所以，普朗克粒子的質量與普朗克質量m_P.
普朗克質量
普朗克質量是質量的自然單位，常記為m_P\,，是粒子的康普顿波长与其史瓦西半径相比拟时的质量。 2010年CODATA所建議的普朗克質量值為：2.176 51(13) × 10-8千克，圓括號中的部份是要顯示最後幾位數字的不確定性—亦即數值為21.7651 ± 0.0013 微克。 粒子物理學與宇宙學常用到約化普朗克質量，其值為： 加上8\pi\,因子可以簡化重力中的數個方程式。 不像其他多數的普朗克單位，普朗克質量的尺度對人類而言或多或少是能夠體會的，因為它大約是跳蚤質量的四千到五千分之一。当所讨论的尺度与粒子的史瓦西半径相当时，由于质量造成的时空弯曲比较明显。而康普顿波长代表粒子的量子不确定性起作用的范围。当粒子的质量小于普朗克质量时，由于不确定性的作用范围超过史瓦西半径，点粒子不会坍缩成黑洞，因此普朗克质量可以认为是黑洞的最小质量。目前发现的基本粒子质量都远远小于普朗克质量。.
普朗克黑体辐射定律
在物理学中，普朗克黑体辐射定律（也简称作普朗克定律或黑体辐射定律，英文：Planck's law, Blackbody radiation law）描述，在任意温度T\,下，从一个黑体中发射出的电磁辐射的辐射率与频率彼此之間的关系。在这裏，辐射率是频率\nu的函数： 如果写成波长的函数，則辐射率为 其中，I_或I_是輻射率，\nu \,是频率，\lambda \,是波长，T \,是黑体的温度，h \,是普朗克常数，c \, 是光速，k \, 是玻尔兹曼常数。 注意这两个函数具有不同的单位：第一个函数是描述单位频率间隔内的辐射率，而第二个则是单位波长间隔内的辐射率。因而I_(\nu,T)和I_(\lambda,T)并不等价。它们之间存在有如下关系： 通过单位频率间隔和单位波长间隔之间的关系，这两个函数可以相互转换： 在低頻率極限，普朗克定律趨於瑞利-金斯定律，而在高頻率極限，普朗克定律趨於維恩近似。 馬克斯·普朗克於1900年發展出普朗克定律，並從實驗結果計算出所涉及的常數。後來，他又展示，當表達為能量分布時，該分布是電磁輻射在熱力學平衡下的唯一穩定分布。當表達為能量分布時，該分布是熱力學平衡分布家族的成員之一，其它成員為玻色–愛因斯坦分布、費米–狄拉克分布、麦克斯韦-玻尔兹曼分布等等。.
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普朗克能量
在物理學裏，普朗克能量是普朗克單位制的能量單位，標記為 E_p\,\! 。用方程式表達，普朗克能量是 其中，c\,\! 是光速，\hbar\,\! 是約化普朗克常數，G\,\! 萬有引力常數。 一個等價的定義是： 其中， \ t_P\,\! 是普朗克時間。 1991 年觀察到的超能量宇宙射線的能量大約為 50\,\! 焦耳。或 10^\times E_p\,\! 。大多數的普朗克單位都是很小的數量。可是E_p\,\! 的確是一個相當大的數量，大約是一個閃電所需要的能量。 雖然如此，在粒子物理學裏，E_p\,\! 仍舊是一個很有用的物理量，特別是當我們需要包括重力效應的計算在內的時候。普朗克能量是偵測普朗克長度的尺寸所需的能量，可以說是在那區域內能容納的最大的能量。假若一個直徑為 1 普朗克長度的圓球，包含有 1 普朗克能量，則這圓球會變成一個小黑洞。 採用普朗克單位制，物理常數 \hbar\,\! ，G\,\! ，與c\,\! 的數值都會等於 1 。因此，質能方程式簡化為 E.
普朗克長度
普朗克長度，是長度的自然單位，以\ell_P作為標記。.
普朗克電荷
物理學中，普朗克電荷（q_P）是以基礎常數定義的電荷量。在自然單位制中，是普朗克單位制的電荷單位。普朗克電荷的定義式為 其中： 某些單位系統（如高斯CGS系統）將4 \pi\epsilon_0定為1，此時q_P以最簡態出現： 用國際單位制表示時大小為 普朗克電荷大約是基本或電子電荷的11.706倍。 P P P.
普朗克溫度
普朗克溫度，以德國物理學家馬克斯·普朗克命名，是溫度的單位，簡記為T_P。它是自然單位系統中普朗克單位，並且是代表着量子力學中的一個基礎極限的普朗克單位。普朗克溫度是溫度的基礎上限；現代科學認為推測任何東西比這更熱是毫無意義的。據現時的物理宇宙學，這是宇宙大爆炸第一個瞬間的溫度（第一個單位普朗克時間）。 T_P.
普朗克時間
在物理學的普朗克單位制裏，普朗克時間（Planck time）是時間的基本單位，是光波在真空裏傳播一個普朗克長度的距離所需的時間。普朗克單位制是一種自然單位制，因馬克斯·普朗克而得名；普朗克最先提出普朗克單位制的概念。 普朗克時間t_P以方程式定義為 其中，\hbar.
時間膨脹
時間膨脹是一種物理現象：兩個完全相同的時鐘之中，拿著甲鐘的人會發現乙鐘比自己的走得慢。這現象常被說為是對方的鐘“慢了下來”，但這種描述只會在觀測者的參考系上才是正確的。任何本地的時間（也就是位于同一個座標系上的觀測者所測量出的時間）都以同一個速度前進。時間膨脹效應適用于任何解釋時間速度變化的過程。 在阿爾伯特·愛因斯坦的相對論中，時間膨脹出現于兩种狀況：.
1676年
没有描述。
1728年
没有描述。
2001年6月21日日食
2001年6月21日日食是一次日全食，發生於2001年6月21日。新月當天（即朔日），地球上觀測到月球和太阳的角距離極小，此時月球如果恰好在月球交點附近，穿過太阳和地球之間，與地球、太阳接近一直線，則會出現日食。月球本影接觸地表而使該區域完全得不到陽光，就會形成日全食，同時在本影兩側數千公里的半影範圍內遮擋部分陽光，形成日偏食。此次日全食經過了安哥拉、赞比亚、辛巴威、莫桑比克、马拉维、马达加斯加，日偏食則覆蓋了北至撒哈拉沙漠、南至大西洋最南端、西至南美洲中西部、東至印度洋中部的區域。.
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2002年12月4日日食
2002年12月4日日食是一次日全食，發生於2002年12月4日。新月當天（即朔日），地球上觀測到月球和太阳的角距離極小，此時月球如果恰好在月球交點附近，穿過太阳和地球之間，與地球、太阳接近一直線，則會出現日食。月球本影接觸地表而使該區域完全得不到陽光，就會形成日全食，同時在本影兩側數千公里的半影範圍內遮擋部分陽光，形成日偏食。此次日全食經過了安哥拉、赞比亚、纳米比亚、波札那、辛巴威、南非、莫桑比克、澳大利亚，日偏食則覆蓋了撒哈拉以南非洲至澳大利亚之間的區域及部分周邊地區。.
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2011年9月
没有描述。
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298
298是297與299之間的自然數。.
3C 147
3C 147（B0538+498）是一个致密陡谱源的（CSS）类星体，发现于1964年。它位于御夫座之中，在天空中与五等星五车增十七相距不远。 遥远星系的“距离”取决于使用哪种距离测量方法。它的紅移值为0.545， 来自这个活动星系核的光估计要花费大约51亿年才能到达地球。 但是因为宇宙的膨胀，现在这个星系的进动距离大约是64亿光年（1974 Mpc）。 超長基線陣列（VLBA）观测表明存在一个由两个组成天体A和B所控制的复杂的中心区域。 该射线源的两个组成天体的分离视向速度似乎正以超光速運動（并非实际速度），速度为1.2 ± 0.4 c，而且在不断加速。.
4=71
《4.
