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83 关系: 原子单位制，厘米-克-秒制，双极性晶体管，吉布士熵，均方根速度，大气质量 (天文学)，安魯效應，对应原理，居里常數，布里渊函数和郎之万函数，平均自由程，幾何化單位制，度量，亨利定律，二端口网络，二极管模型，以人名命名的常數，引力波探测器，开尔文，低功耗设计，復合 (宇宙學)，信息论，國際單位制基本單位的重新定義，分子运动论，分析化学，光致蒸發，克努森層，克努森数，国际单位制，Boltzmann constant，状态方程，玻尔兹曼分布，玻色–爱因斯坦凝聚，理想氣體，理想气体状态方程，磁，磁化強度，科学技术数据委员会，等離子體參數，简并半导体，简并态物质，索末菲展开，經典物理術語，约翰逊－奈奎斯特噪声，纳特，绝对零度，维里系数，热能，电磁辐射，熵 (信息论)，...，物理符號表，盒中氣體，饱和电流，貝肯斯坦上限，质量扩散率，费米-狄拉克统计，超星團，路德维希·玻尔兹曼，麦克斯韦-玻尔兹曼统计，黑体辐射本领，都卜勒增寬，能隙，能量均分定理，舊量子論，阿伏伽德罗常数，量子，自然单位制，零點能量，Jarzynski恆等式，K (消歧義)，恆星結構，標準太陽模型，欧姆定律，欧文·理查森，比耶鲁姆长度，氣體常數，波茲曼熵公式，波耳兹曼常数，漂移–扩散方程，易辛模型，斯特藩-玻爾茲曼常數，普朗克單位制，普朗克溫度。 扩展索引 (33 更多) »
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。.
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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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双极性晶体管
双极性電晶體（bipolar transistor），全称双极性结型晶体管（bipolar junction transistor, BJT），俗称三极管，是一种具有三个终端的电子器件。双极性晶体管是电子学历史上具有革命意义的一项发明，其发明者威廉·肖克利、约翰·巴丁和沃尔特·布喇顿被授予1956年的诺贝尔物理学奖。 这种晶体管的工作，同时涉及电子和空穴两种载流子的流动，因此它被称为双极性的，所以也稱雙極性載子電晶體。这种工作方式与诸如场效应管的单极性晶体管不同，后者的工作方式仅涉及单一种类载流子的漂移作用。两种不同掺杂物聚集区域之间的边界由PN结形成。 双极性晶体管由三部分掺杂程度不同的半导体制成，晶体管中的电荷流动主要是由于载流子在PN结处的扩散作用和漂移运动。以NPN電晶體為例，按照设计，高掺杂的发射极区域的电子，通过扩散作用运动到基极。在基极区域，空穴为多数载流子，而电子少数载流子。由于基极区域很薄，这些电子又通过漂移运动到达集电极，从而形成集电极电流，因此双极性晶体管被归到少数载流子设备。 双极性晶体管能够放大信号，并且具有较好的功率控制、高速工作以及耐久能力，，所以它常被用来构成放大器电路，或驱动扬声器、电动机等设备，并被广泛地应用于航空航天工程、医疗器械和机器人等应用产品中。 通斷（傳遞訊號）時的雙極晶體管表現出一些延遲特性。大多數晶體管，尤其是功率晶體管，具有長的儲存時間，限制操作處理器的最高頻率。一種方法用於減少該存儲時間是使用Baker clamp。.
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吉布士熵
在統計力學中，吉布士熵（）是平衡態熱力學平衡下體系熵的通用表達式。如果體系有n個能級，佔第i個能級的機率是p_i，體系的熵就是 其中k_\text是波茲曼常數，这條公式叫吉布士熵公式。.
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均方根速度
均方根速度是氣體粒子速度的一個量度。其公式為 其中vrms為均方根速度，Mm為氣體的摩爾質量，R為摩爾氣體常數，及T為以開爾文為單位的溫度。這公式對像氦的理想氣體及像雙原子的氧那樣的分子氣體都很有效。這是由於儘管很多分子中的內能較大（相對於一原子的），其平均平移動能依然是3RT/2。 這公式亦能用波茲曼常數（k）寫成 其中m為氣體質量。 同時公式能夠用能量方法導出： 其中K.E.為動能。 已知v2跟方向無關，故假設公式能延伸至整個樣本是合邏輯的，用整個樣本的重量（即摩爾質量與摩爾數的積，nM）來取代m，得 因此 跟原式等價。.
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大气质量 (天文学)
大氣質量（airmass），在天文學是指來自天體的光穿過大氣層的路徑長度。當光穿過大氣層時，會被散射和吸收而造成衰減；經過的大氣層越厚，就越大。因此，在地平線上的天體不如在天頂時那麼明亮。這種衰減稱為大氣消光，可以通過比爾-朗伯定律定量表述。 大氣質量通常以相對於天頂抵達海平面的路徑做比較的相對大氣質量來表示。因此，定義路徑由天頂抵達海平面的大氣質量為1。隨著光源和天頂之間的夾角增大，大氣質量也會增加。在地平線時，其值約可以達到38。在高於海平面之處，大氣質量可以小於1；然而，大多數大氣質量的解析解不包括海拔高度的影響，因此通常必須經由其它的手段完成調整。 在一些領域，例如太陽能和光伏，大氣質量以首字母的縮寫AM表示；此外，大氣質量的值通常會通過附加其它的價值，因此會以AM1、AM2等等，表示不同附加值的大氣質量。在地球的大氣層之上的區域，沒有大氣造成的衰減，其大氣質量表示為AM0。 許多研究者者都曾發表大氣質量表，包括 Bemporad (1904)、Allen (1976), 、和Kasten and Young (1989)。.
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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。.
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对应原理
對應原理（correspondence principle）表明，在大量子數極限下，量子物理對於物理系統所給出的預測應該符合經典物理的預測。更仔細地說，為了在微觀層級正確地描述物質而對於經典理論做出的任何修改，其所獲得的結果當延伸至宏觀層級時，必須符合通過多次實驗檢試的經典定律。 尼爾斯·玻爾於1920年表述出對應原理，但他先前於1913年在發展原子的玻爾模型時，就已經使用到這原理。 更廣義地，對應原理代表一種信念，即在大量子數極限下，新理論應該能夠在舊理論的工作區域內複製已建立的舊理論。 經典物理量是以可觀察量的期望值的形式出現於量子力學。埃倫費斯特定理展示出，在量子力學裏，可觀察量的期望值隨著時間流易的演化方式，這演化方式貌似經典演化方式。因此，假若將經典物理量與可觀察量的期望值關聯在一起，則對應原理是埃倫費斯特定理的後果。.
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居里常數
居里常數（Curie constant）是一個和材料有關的參數，和物質磁化率隨溫度的變化有關。 以国际单位制表示的居里常數如下式所示 其中 對有有磁矩\mu的雙能階系統，公式可以簡化為下式 此常數出現在中，該定律提到若磁場不變，物體的磁化率大約和溫度成反比。 居里定律是由皮埃尔·居里所推導。 因為磁化率 \chi、磁化強度\scriptstyle\mathbf及外加磁場\scriptstyle\mathbf之間的關係: 因此針對非相互作用磁矩的順磁性系統，磁化強度和其溫度T成反比。（參照）.
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布里渊函数和郎之万函数
布里渊函数和郎之万函数（Brillouin and Langevin functions）是理想顺磁性材料研究中的一对特殊函数。.
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平均自由程
气体分子的平均自由程（Mean free path）指气体分子两次碰撞之间的时间内经过的路程的统计平均值，一般用\overline\,表示。例如，在20℃下、标准大气压（101 KPa）下，氮气分子的平均自由程约为60纳米。 理想气体分子两次碰撞之间做匀速直线运动，类似分子的平均碰撞频率，每两次碰撞之间的路程是由气体分子的自身状态决定的。气体分子的平均自由程与分子的直径或半径、分子数密度成反比。.
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幾何化單位制
幾何化單位制（geometrized unit system），不是一種完全定義或唯一的單位制。在這單位制內，只規定光速與重力常數為1，即 c.
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度量
度量是指對於一個物體或是事件的某個性質給予一個數字，使其可以和其他物體或是事件的相同性質比較。度量可以是對一物理量（如長度、尺寸或容量等）的估計或測定，也可以是其他較抽象的特質。 度量通常以一標準或度量衡表示。度量以數字單位的標準來表示，如距離即以多少英里或多少公里來表示。度量是大部份自然科學、技術、及其他社會科學中定量研究的基礎。 度量的過程為估計一數量的多寡和相同類型（如長度、時間、重量等）一單位的多寡之間的比例。度量即為此過程的結果，表示為數字加上一個單位，其中實數為估計的比例。如9公尺，其便為物體長度和長度單位，即公尺之間的比例。不像計數和整數個數個物體一般地可精確知道，每一個度量都是個存在些許不確定性的估計。度量量包括了測量尺度（包括量值）、计量单位及不确定性。透過度量可以比較不同的量測，並且減少誤會。有關度量的科學稱為计量学。.
亨利定律
亨利定律，是由威廉·亨利所發現的一个氣體的定律。這個式子説明在常溫下且密閉的容器中，溶於某溶劑的某氣體之體積摩尔濃度，會正好與此溶液達成平衡的氣體分壓成正比。.
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二端口网络
二端口网络（two-port network）又称双端口网络、双口网络，是四端子网络（四端网络）的一种，是具有2个端口的电路或装置，端口与电路内部网络相连接。一个端口由2个端子组成，当这2个端子满足端口条件，即一个端子流入的电流等于另一个端子流出的电流时，则这2个端子就构成了一个端口，换句话说，也就是相同的电流从同一端口流入并流出。Gray，§3.2，第172页Jaeger，§10.5、§13.5、§13.8二端口网络的实例包括三极管的小信号模型（如混合π模型）、电子滤波器以及阻抗匹配网络。被动二端口网络的分析是互易定理的副产物，最初由洛伦兹提出。 二端口网络能将电路的整体或一部分用它们相应的外特性参数来表示，而不用考虑其内部的具体情况，这样被表示的电路就成为具有一组特殊性质的“黑箱”，从而就能抽象化电路的物理组成，简化分析。任意具有4个端子的线性电路都可以变换成二端口网络，且满足不含独立源的条件和端口条件。 描述二端口网络的参数不只有一组，常用的几组参数是分别为阻抗参数Z、导纳参数Y、混合参数h、g和传输参数，每组参数都在下文中有描述。这几组参数只能用於线性网络，因为它们导出的条件是假定任何给定的电路情况都是各种短路和开路情况的线性叠加。这几组参数通常用矩阵表示法表示，通过以下变量建立关系： 如图1所示。这些电流和电压变量在低频到中频情况下是非常有用的。在高频情况下（如微波频率），使用功率和能量变量会更合适，这时二端口电流－电压法就应该由基於S的方法代替。 请注意，四端子网络（four-terminal network）等同於四端网络（quadripole，注意与四极子（quadrupole）区分），但不等同於二端口网络，因为只有2个端子满足流入一个端子的电流等於流出另一个端子的电流时，即满足端口条件时，才能称这2个端子为一个端口，而四端子网络的端子可能无法满足端口条件。因此对於一个四端子网络，只有当连接到其内部电路的2对端子满足端口条件时，这个四端子网络才是一个二端口网络。.
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二极管模型
在电子学中，二极管模型指的是用于近似的真实二极管的实际行为，以便计算和电路分析的数学模型。二极管的伏安曲线是非线性的 (肖克利二极管定律可以很好地描述这一特性).
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以人名命名的常數
以人名命名的常數指以对该常数相关领域有突出贡献的数学家、科学家或其他人，或该常数发现者的名字命名的常数。例如：毕达哥拉斯常数、普朗克常数、阿伏伽德罗常数等。 有些常数由两位科学家共同命名，这种情况通常是共同发现或前者发现，后者改进。.
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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。.
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开尔文
开尔文（Kelvin）是温度的计量单位。它是國際單位制（SI）的七个基本單位之一，符號为K。以开尔文计量的温度标准称为热力学温标，其零点为绝对零度。在热力学的经典表述中，绝对零度下所有热运动停止。1开尔文定义为水的三相点與绝对零度相差的。水的三相点是0.01°C，因此温度变化1攝氏度，相当于变化了1开尔文。 开氏温标得名自英國工程师和物理学家威廉·汤姆森，第一代开尔文男爵（1824–1907）。.
低功耗设计
低功耗设计（Low-power design）是指针对降低电功率的集成电路设计方式，它对于现代超大规模集成电路，尤其是移动设备（如平板电脑、移动电话等）的微处理器、通讯芯片的持续工作至关重要。.
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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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信息论
信息论（information theory）是应用数学、電機工程學和计算机科学的一个分支，涉及信息的量化、存储和通信等。信息论是由克劳德·香农发展，用来找出信号处理与通信操作的基本限制，如数据压缩、可靠的存储和数据传输等。自创立以来，它已拓展应用到许多其他领域，包括统计推断、自然语言处理、密码学、神经生物学、进化论和分子编码的功能、生态学的模式选择、热物理、量子计算、语言学、剽窃检测、模式识别、异常检测和其他形式的数据分析。 熵是信息的一个关键度量，通常用一条消息中需要存储或传输一个的平均比特数来表示。熵衡量了预测随机变量的值时涉及到的不确定度的量。例如，指定擲硬幣的结果（两个等可能的结果）比指定掷骰子的结果（六个等可能的结果）所提供的信息量更少（熵更少）。 信息论将信息的传递作为一种统计现象来考虑，给出了估算通信信道容量的方法。信息传输和信息压缩是信息论研究中的两大领域。这两个方面又由信道编码定理、信源－信道隔离定理相互联系。 信息论的基本内容的应用包括无损数据压缩（如ZIP文件）、有损数据压缩（如MP3和JPEG）、信道编码（如DSL））。这个领域处在数学、统计学、计算机科学、物理学、神经科学和電機工程學的交叉点上。信息论对航海家深空探测任务的成败、光盘的发明、手机的可行性、互联网的发展、语言学和人类感知的研究、对黑洞的了解，以及许多其他领域都影响深远。信息论的重要子领域有信源编码、信道编码、算法复杂性理论、算法信息论、資訊理論安全性和信息度量等。.
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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分子运动论
分子运动论（又稱气体动理论或分子动理论）是描述气体为大量做永不停息的随机运动的粒子（原子或分子，物理学上一般不加区分，都称作分子）。快速运动的分子不断地碰撞其他分子或容器的壁。分子动理论就是通过分子组分和运动来解释气体的宏观性质，如压强、温度、体积等。分子动理论认为，压强不是如牛顿猜想的那样，来自分子之间的静态排斥，而是来自以不同速度做热运动的分子之间的碰撞。 分子太小而不能直接看到。显微镜下花粉颗粒或尘埃粒子做的无规则运动——布朗运动，便是分子碰撞的直接结果。这可以作为分子存在的证据。.
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分析化学
分析化学是開發分析物質成分、結構的方法，使化學成分得以定性和定量，化學結構得以確定。定性分析可以找到样品中有何化学成分；定量分析可以确定这些成分的含量。在分析样品时一般先要想法分离不同的成分。分析化學是化學家最基礎的訓練之一，化學家在實驗技術和基礎知識上的訓練，皆得力於分析化學。 分析的方式大概可分为两大类，经典方法和仪器分析方法。仪器分析方法使用仪器去测量分析物的物理属性，比如光吸收、荧光、電導等。仪器分析法常使用如电泳、色谱法、场流分级等方法来分离样品。當代分析化學著重儀器分析，常用的分析儀器有幾大類，包括原子與分子光譜儀，電化學分析儀器，核磁共振，X光，以及質譜儀。儀器分析之外的分析化學方法，現在統稱為古典分析化學。古典方法（也常被称为湿化学方法）常根据颜色，气味，或熔点等来分离样品（比如萃取、沉淀、蒸馏等方法）。这类方法常通过测量重量或体积来做定量分析。.
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光致蒸發
光致蒸發表示的是高能輻射電離氣體，並使它從電離源翻散的過程與程序。這通常是天文物理的範疇，來自炙熱恆星的紫外線、電磁輻射作用在像是分子雲、原行星盤或行星大氣層等的雲氣。.
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克努森層
克努森層（Knudsen layer）也稱為蒸发層，是固體或液體上面的一層薄蒸氣層，得名自丹麥科學家。克努森層的厚度約為平均自由程的數倍。.
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克努森数
克努森数是流体力学中的无量纲数，指分子平均自由程与特征长度之比，计算式为： 其中，.
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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。.
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Boltzmann constant
#重定向 波茲曼常數.
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状态方程
在物理学和热力学中，状态方程（Equation of state），也称物态方程，表达了热力学系统中若干个态函数参量之间的关系。特別是在热力学中，状态方程是一个热力学方程，描述了给定物理条件环境下物质的状态，例如其温度、压强、体积和内能。状态方程在描述流体、混合流体、固体甚至是研究恒星内部都十分有用。.
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玻尔兹曼分布
在統計力學與數學中，波茲曼分布（或稱吉布斯分布 Translated by J.B. Sykes and M.J. Kearsley.
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玻色–爱因斯坦凝聚
玻色–爱因斯坦凝聚（Bose–Einstein condensate）是玻色子原子在冷却到接近绝对零度所呈现出的一种气态的、超流性的物质状态（物态）。1995年，麻省理工學院的沃夫岡·凱特利與科罗拉多大学鲍尔德分校的埃里克·康奈尔和卡尔·威曼使用气态的铷原子在170 nK（1.7 K）的低温下首次获得了玻色-爱因斯坦--。在这种状态下，几乎全部原子都聚集到能量最低的量子态，形成一个宏观的量子状态。.
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理想氣體
想氣體為假想的气体。其假設為：.
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理想气体状态方程
在熱力學裏，描述理想氣體宏觀物理行為的状态方程稱為理想氣體狀態方程（ideal gas equation of state）。理想气体定律表明，理想氣體狀態方程為 其中，p為理想气体的zh-hans:压强;zh-hant:壓力-，V为理想气体的体积，n為气体物质的量(通常是zh-hans:摩尔;zh-hant:莫耳-)，R为理想气体常数，T為理想气体的热力学温度，K为波尔兹曼常数，N表示单位体积气体粒子数。 理想氣體方程以变量多、适用范围广而著称，對於很多種不同狀況，理想氣體狀態方程都可以正確地近似實際氣體的物理行為，包括常温常压下的空气也可以近似地适用。 理想气体定律是建立於zh-hans:玻意耳-马略特定律;zh-hant:波以耳定律-、查理定律、盖-吕萨克定律等人提出的经验定律。最先由物理學者埃米爾·克拉佩龍於1834年提出。奧格斯特·克羅尼格（August Krönig）於1856年、魯道夫·克勞修斯於1857年分別獨立地從氣體動理論推導出理想气体定律。.
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磁
磁是一种物理现象，磁学是研究磁现象的一个物理学分支，磁性是物質響應磁場作用的性质。磁性表现在順磁性物質或铁磁性物質（如铁钉）會趨向於朝著磁場較強的區域移動，即被磁場吸引；反磁性物質則會趨向於朝著磁場較弱的區域移動，即被磁場排斥；還有一些物質（如自旋玻璃、反鐵磁性等）會與磁場有更複雜的關係。 依照溫度、壓強等參數的不同，物質會顯示出不同的磁性。表现出磁性的物质通称为磁体，原来不具有磁性的物质获得磁性的过程称为磁化，反之称为退磁。磁鐵本身會產生磁場，但本质上磁场是由电荷运动產生，如磁铁内部未配對电子的自旋，会产生磁场，当这些磁场的方向一致时，宏观上就表现为磁性。.
磁化強度
磁化強度（magnetization），又稱磁化向量，是衡量物體的磁性的一個物理量，定義為單位體積的磁偶極矩，如下方程式： 其中，\mathbf 是磁化強度，n 是磁偶極子密度，\mathbf 是每一個磁偶極子的磁偶極矩。 當施加外磁場於物質時，物質的內部會被磁化，會出現很多微小的磁偶極子。磁化強度描述物質被磁化的程度。採用國際單位制，磁化強度的單位是安培／公尺。 物質被磁化所產生的磁偶極矩有兩種起源。一種是由在原子內部的電子，由於外磁場的作用，其軌域運動產生的磁矩會做拉莫爾進動，從而產生的額外磁矩，累積凝聚而成。另外一種是在外加靜磁場後，物質內的粒子自旋發生「磁化」，趨於依照磁場方向排列。這些自旋構成的磁偶極子可視為一個個小磁鐵，可以以向量表示，作為自旋相關磁性分析的古典描述。例如，用於核磁共振現象中自旋動態的分析。 物質對於外磁場的響應，和物質本身任何已存在的磁偶極矩（例如，在鐵磁性物質內部的磁偶極矩），綜合起來，就是淨磁化強度。 在一個磁性物質的內部，磁化強度不一定是均勻的，磁化強度時常是位置向量的函數。.
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科学技术数据委员会
科学技术数据委员会（CODATA）是由国际科学理事会于1966年成立的一个跨学科委员会。它旨在改善更改、精确测量、储存、检索重要的科学技术数据。 科学技术数据委员会每两年举办一次科学技术数据委员会国际大会。.
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等離子體參數
等離子體參數就是一系列決定電漿性質的參數。一般來說是以厘米-克-秒制來當作參數的基本單位，但是溫度卻是以電子伏特(eV)當作單位，而質量則是以質子質量(μ.
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简并半导体
。是杂质半导体的一种，它具有较高的掺杂浓度，因而它表现得更接近金属。22cm-3，而一般積體電路製程裡的摻雜濃度約在1013cm-3至1018cm-3之間。摻雜濃度在1018cm-3以上的半導體在室溫下通常就會被視為是一個退化態半導體。因此，重摻雜的半導體其摻雜物濃度約半導體原子的濃度的千分之一以上稱之，而輕摻雜則可能會到十億分之一的比例。-->.
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简并态物质
簡併態物質 在物理是一種自由的集團、非互動的顆粒，由量子力學的效應決定它的壓力和其它物理特徵。它類比於古典力學中的理想氣體，但簡併態物質是離經叛道的理想氣體，它有極高的密度（在緻密星），或存在於實驗室的極低溫度下see http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.htmlAndrew G. Truscott, Kevin E. Strecker, William I. McAlexander, Guthrie Partridge, and Randall G. Hulet, "Observation of Fermi Pressure in a Gas of Trapped Atoms", Science, 2 March 2001。它一般發生在諸如電子、中子、質子和費米子等物質粒子，分別被稱為電子簡併物質、中子簡併物質、等等。在混合的粒子，像是在白矮星或金屬內的離子和電子，電子可能成簡併態，而離子不是。 以量子力學描述，自由粒子的體積受限於一定的體積內，可以是一組不連續的能量，稱為量子態。包立不相容原理限制了相同的費米子不能佔據相同的量子狀態。最低的總能量（當粒子的熱能量可以忽略不計）是所有最低能量的量子狀態都被填滿，這種狀態稱為完全簡併。這種壓力（稱為簡併壓力或費米壓力）即使在絕對零度時依然不為零。增加粒子或是壓縮體積都會強迫粒子進入能階的量子狀態。這需要一個壓縮力，並表現為抗壓力。主要特徵是這種簡併壓力並不取決於溫度，而只和費米子的密度有關。它使高密度星的平衡狀態與恆星的熱結構無關。 簡併態物質也稱為費米氣體或簡併氣體，而速度接近光速的費米子（其粒子能量大於靜止質量能量）的簡併態稱為相對論性簡併態物質。 拉爾夫·福勒在1926年首度描述離子和電子混合的簡併態物質，觀測顯示白矮星的電子是在高密度的狀態（遵守費米-狄拉克統計，尚未使用到簡併態這個術語），其壓力高於離子的粒子壓力。.
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索末菲展开
索末菲展开是由阿诺德·索末菲发展的一种近似计算方法，专门用于计算在凝聚态物理和统计物理中出现的一类特定的积分。在物理中，这类积分表示的是采用费米-狄拉克分布计算的统计平均。 在的值较大的情况下，我们可以把以下形式的积分关于\beta展开为： 上式即为索末菲展开的一般形式。其中H(\varepsilon)表示一个任意函数，H^\prime(\mu)表示H(\varepsilon)在 \varepsilon.
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經典物理術語
這一篇詞彙收集了經典物理內所有最常用的術語，並且簡單地表述了它們的定義。.
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约翰逊－奈奎斯特噪声
约翰逊–奈奎斯特噪声（Johnson–Nyquist noise，也称作热噪声， 约翰逊噪声，或奈奎斯特噪声）是由于热搅动导致导体内部的电荷载体（通常是电子）达到平衡状态时的电子噪声，与所施加电压无关。一般用统计物理推导该噪声被称作波动耗散定理，这里用广义阻抗或广义极化率来表征该介质。 一个理想电阻器的热噪声接近白噪声，也就是功率谱密度在整个频谱范围内几乎是不间断的（然而在极高频时并不如此）。 当限定为有限带宽时，热噪声近似高斯分布。.
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纳特
奈特（nat，或称nit或nepit）又称纳特，是信息论「熵」的单位之一。以自然对数为底，而不是以２为底的对数。表达式为 I_e.
绝对零度
絕對零度（absolute zero）是熱力學的最低溫度，是粒子动能低到量子力学最低点时物质的温度。绝对零度是僅存於理論的下限值，其熱力學溫標寫成K，等於攝氏溫標零下273.15度（即−273.15℃）。 物質的溫度取決於其內原子、分子等粒子的動能。根據麥克斯韋-玻爾茲曼分佈，粒子動能越高，物質溫度就越高。理論上，若粒子動能低到量子力學的最低點時，物質即達到絕對零度，不能再低。然而，根據熱力學第二定律，絕對零度永遠無法達到，只可無限逼近。因為任何空間必然存有能量和熱量，也不斷進行相互轉換而不消失。所以絕對零度是不存在的，除非該空間自始即無任何能量熱量。在此一空間，所有物質完全沒有粒子振動，其總體積並且為零。 有關物質接近絕對零度時的行為，可初步觀察。定義如下： 其中h為普朗克常數、m為粒子的質量、k為波茲曼常數、T為絕對溫度。可見熱德布洛伊波長與絕對溫度的平方根成反比，因此當溫度很低的時候，粒子物質波的波長很長，粒子與粒子之間的物質波有很大的重疊，因此量子力學的效應就會變得很明顯。著名的現象之一就是在1995年首次被實驗證實的玻色-愛因斯坦凝聚，當時溫度降至只有1.7×10-7 K。.
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维里系数
维里系数（Virial coefficient）B_i是热力学状态方程按密度展开（称为维里展开）各项的系数。维里系数与分子间势能函数相关，体现多体相互作用对理想气体状态方程的修正。例如，作为维里展开中密度平方相系数的第二维里系数B_2只取决于粒子对间的相互作用，而第三维里系数B_3则取决于二体与三体间非加和性的相互作用。实验上维里系数可从得到的状态方程多项式拟合得到，理论上也可根据势函数出发积分导出，唯高阶解析式非常复杂，计算量迅速增大。维里系数是温度的函数。.
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热能
在熱力學中，熱能（Thermal energy）是能量的一種形式，指存在於系統中的內部能量，宏觀表現為物體的溫度。 一個物體的熱能和其整體的運動狀態（即物體的位置與速度）無關，僅和物體的內部狀態有關，因此我們有時也稱熱能為內能。熱能是這個概念在物理或熱力學方面沒有明確定義，因為內部能量可以在不改變溫度的情況下進行改變，而無法區分系統內部能量的哪一部分是“熱”。熱能有時被鬆散地用作更嚴格的熱力學量（例如係統的（整個）內部能量）的同義詞;或用於定義為能量轉移類型的熱或顯熱（正如工作是另一種類型的能量轉移）。熱量和工作取決於能量轉移發生的方式，而內部能量是系統狀態的屬性，因此即使不知道能量到達那裡也是可以理解的。.
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。.
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熵 (信息论)
在信息论中，熵（entropy）是接收的每条消息中包含的信息的平均量，又被稱為信息熵、信源熵、平均自信息量。这里，“消息”代表来自分布或数据流中的事件、样本或特征。（熵最好理解为不确定性的量度而不是确定性的量度，因为越随机的信源的熵越大。）来自信源的另一个特征是样本的概率分布。这里的想法是，比较不可能发生的事情，当它发生了，会提供更多的信息。由于一些其他的原因，把信息（熵）定义为概率分布的对数的相反数是有道理的。事件的概率分布和每个事件的信息量构成了一个随机变量，这个随机变量的均值（即期望）就是这个分布产生的信息量的平均值（即熵）。熵的单位通常为比特，但也用Sh、nat、Hart计量，取决于定义用到对数的底。 采用概率分布的对数作为信息的量度的原因是其可加性。例如，投掷一次硬币提供了1 Sh的信息，而掷m次就为m位。更一般地，你需要用log2(n)位来表示一个可以取n个值的变量。 在1948年，克劳德·艾尔伍德·香农將熱力學的熵，引入到信息论，因此它又被稱為香农熵。.
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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。.
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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。.
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饱和电流
饱和电流，或者更精确的说，反向饱和电流是半导体二极管中由少数载流子从中立区到耗尽层或耗尽区的扩散引起的那部分反向电流。反向饱和电流几乎不受反向电压的影响。(1，Steadman 1993, 459) IS，一个理想p-n二极管的反向偏置饱和电流由下式(2，Schubert 2006, 61)给出: I_\mathrm.
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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.
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质量扩散率
质量扩散率或擴散係數是因分子擴散而產生的分子通量和分子濃度梯度之間的比例。在菲克定律及許多物理化學的方程中都有提及质量扩散率。 质量扩散率一般都是用在多成份的系統中，會列出二個成份，而且。此成份的擴散係數越高，它越容易擴散到其他成份中。一般而言，一般化合物對空氣的质量扩散率約為對水的质量扩散率的10000倍，二氧化碳對空氣的质量扩散率為16 mm2/s，對水的擴散率則為0.0016 mm2/s。 质量扩散率的国际单位制單位為m2/s，厘米-克-秒制單位則為cm2/s。.
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费米-狄拉克统计
费米-狄拉克统计（Fermi–Dirac statistics），简称费米统计或 FD 统计，是统计力学中描述由大量满足泡利不相容原理的费米子组成的系统中粒子分处不同量子态的统计规律。该统计规律的命名源于恩里科·费米和保罗·狄拉克，他们分别独立地发现了该统计律。不过费米在数据定义比狄拉克稍早。, translated as 费米–狄拉克统计的适用对象是热平衡的费米子 (自旋量子数为半奇数的粒子)。此外，应用此统计规律的前提是系统中各粒子间相互作用可忽略不计。如此便可用粒子在不同定态的分布状况来描述大量微观粒子组成的宏观系统。不同的粒子分处不同能态，这点对系统许多性质会产生影响。自旋量子数为 1/2 的电子是费米–狄拉克统计最普遍的应用对象。费米–狄拉克统计是统计力学的重要组成部分，它利用了量子力学的一些原理。.
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超星團
超星團 (SSC)是一個很大的恆星形成區域，被認為是球狀星團的前身。它們通常包含大量被電離氫區環繞的年輕、大質量恆星，類似於我們銀河系內的「超密電離氫區」(UDHIIs)。一個超星團的電離氫區像是被翻轉出來的塵埃繭包圍著。在許多情況下，恆星和電離氫區都因為高度的消光而在光學上是看不見的。結果是，越年輕的超星團越適合用電波和紅外線觀測。 超星團獨特的特徵是巨大的電子密度 n_e.
路德维希·玻尔兹曼
路德维希·爱德华·玻尔兹曼（Ludwig Eduard Boltzmann ，）是一位奥地利物理学家和哲学家。作为一名物理学家，他最伟大的功绩是发展了通过原子的性质（例如，原子量，电荷量，结构等等）来解释和预测物质的物理性质（例如，粘性，热传导，扩散等等）的统计力学，并且从统计概念出發，完美地阐释了热力学第二定律。.
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麦克斯韦-玻尔兹曼统计
麦克斯韦—玻尔兹曼统计是描述独立定域粒子体系分布状况的统计规律。 所谓独立定域粒子体系指的是这样一个体系：粒子间相互没有任何作用，互不影响，并且各个不同的粒子之间都是可以互相区别的，在量子力学背景下只有定域分布粒子体系中的粒子是可以相互区分的，因此这种体系被称为独立定域粒子体系。而在经典力学背景下，任何一个粒子的运动都是严格符合力学规律的，有着可确定的运动轨迹可以相互区分，因此所有经典粒子体系都是定域粒子体系，在近独立假设下，都符合麦克斯韦-玻尔兹曼统计。 因而符合麦克斯韦—玻尔兹曼统计分布的粒子，当他们处于某一分布\left\（“某一分布”指这样一种状态：即在能量为\left\的能级上同时有N_j个粒子存在着，不难想象，当从宏观观察体系能量一定的时候，从微观角度观察体系可能有很多种不同的分布状态，而且在这些不同的分布状态中，总有一些状态出现的几率特别的大，而其中出现几率最大的分布状态被称为最可几分布）时，体系总状态数为： 我們想要求出數列 N_i 在什麼條件之下 W 會得到極大值, 但我們要注意的是數列 N_i 必須滿足粒子總數固定且能量固定的條件。利用 W 或 \ln(W) 來求出粒子分配時最概然分佈的條件是等價的，然而基於數學上的理由，我們取後者的極大值會較為方便。由於 N_i 並非完全獨立，因此我們採用拉格朗日乘数法以求出 \ln(W) 的極值。 令 利用斯特靈公式作為階乘的近似 N! \approx N^N e^ ，我們得到： 代入 \ln(W) ，有 \ln W.
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黑体辐射本领
黑体辐射本领由基尔霍夫（G.
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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。.
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能隙
能隙（band gap或energy gap）也譯作能帶隙（energy band gap）、禁带--宽度（width of forbidden band），在固態物理學中泛指半導體或是絕緣體的價帶頂端至傳導帶底端的能量差距。 對一個zh-cn:本征半导体;zh-hk:本徵半導體;zh-tw:本質半導體;-而言，其導電性與能隙的大小有關，只有獲得足夠能量的電子才能從價帶被激發，跨過能隙並躍遷至傳導帶。利用費米-狄拉克統計可以得到電子佔據某個能階E_0的機率。又假設E_0>>E_F，E_F是所謂的費米能階，電子佔據E_0的機率可以利用波茲曼近似簡化為： 在上式中，E_g是能隙的寬度、k是波茲曼常數，而T則是溫度。 半導體材料的能隙可以利用一些工程手法加以調整，特別是在化合物半導體中，例如控制砷化鎵鋁（AlGaAs）或砷化鎵銦（InGaAs）各種元素間的比例，或是利用如分子束磊晶（Molecular Beam Epitaxy, MBE）成長出多層的磊晶材料。這類半導體材料在高速半導體元件或是光電元件，如-zh-cn:异质结双极性晶体管;zh-tw:異質接面雙載子電晶體;-（Heterojunction Bipolar Transistor, HBT）、zh-hans:激光二极管;zh-hk:激光二極管;zh-tw:雷射二極體;-，或是太陽能電池上已經成為主流。.
能量均分定理
在经典統計力學中，能量均分定理（Equipartition Theorem）是一種聯繫系統溫度及其平均能量的基本公式。能量均分定理又被稱作能量均分定律、能量均分原理、能量均分，或僅稱均分。能量均分的初始概念是熱平衡時能量被等量分到各種形式的运动中；例如，一个分子在平移運動时的平均動能應等於其做旋轉運動时的平均動能。 能量均分定理能够作出定量預測。类似于均功定理，对于一个给定温度的系统，利用均分定理，可以計算出系統的總平均動能及勢能，從而得出系统的熱容。均分定理還能分別給出能量各個组分的平均值，如某特定粒子的動能又或是一个彈簧的勢能。例如，它預測出在熱平衡時理想氣體中的每個粒子平均動能皆為(3/2)kBT，其中kB為玻爾兹曼常數而T為溫度。更普遍地，無論多複雜也好，它都能被應用於任何处于熱平衡的经典系統中。能量均分定理可用於推導经典理想氣體定律，以及固體比熱的杜隆-珀蒂定律。它亦能夠應用於預測恒星的性質，因为即使考虑相對論效應的影響，该定理依然成立。 儘管均分定理在一定条件下能够对物理现象提供非常準確的預測，但是當量子效應變得显著時（如在足够低的温度条件下），基于这一定理的预测就变得不准确。具体来说，当熱能kBT比特定自由度下的量子能級間隔要小的時候，該自由度下的平均能量及熱容比均分定理預測的值要小。当熱能比能級間隔小得多时，这样的一個自由度就說成是被“凍結”了。比方說，在低溫時很多種類的運動都被凍結，因此固體在低溫時的熱容會下降，而不像均分定理原測的一般保持恒定。對十九世紀的物理學家而言，這种熱容下降现象是表明經典物理学不再正確，而需要新的物理学的第一個徵兆。均分定理在預測電磁波的失敗（被稱为“紫外災變”）普朗克提出了光本身被量子化而成為光子，而這一革命性的理論對刺激量子力學及量子場論的發展起到了重要作用。.
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舊量子論
舊量子論是一些比現代量子力學還早期，出現於1900年至1925年之間的量子理論。雖然並不很完整或一致，這些啟發式理論是對於經典力學所做的最初始的量子修正。舊量子論最亮麗輝煌的貢獻無疑應屬波耳模型。自從夫朗和斐於1814年發現了太陽光譜的譜線之後，經過近百年的努力，物理學家仍舊無法找到一個合理的解釋。而波耳的模型居然能以簡單的算術公式，準確地計算出氫原子的譜線。這驚人的結果給予了科學家無比的鼓勵和振奮，他們的確是朝著正確的方向前進。很多年輕有為的物理學家，都開始研究量子方面的物理。因為，可以得到很多珍貴的結果。 直到今天，舊量子論仍舊有聲有色地存在著。它已經轉變成一種半古典近似方法，稱為WKB近似。許多物理學家時常會使用WKB近似來解析一些極困難的量子問題。在1970年代和1980年代，物理學家Martin Gutzwiller發現了怎樣半經典地解析混沌理論之後，這研究領域又變得非常熱門。（參閱量子混沌理論 (quantum chaos)）。.
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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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量子
量子一詞來自拉丁语quantum，意為“有多少”，代表“相當數量的某物质”。在物理學中常用到量子的概念，指一個不可分割的基本個體。例如，“光的量子”是光的單位。而延伸出的量子力學、量子光學等更成為不同的專業研究領域。 其基本概念为所有的有形性質是“可量子化的”。“量子化”指其物理量的數值是特定的，而不是任意值。例如，在（休息狀態的）原子中，電子的能量是可量子化的。這決定原子的穩定和一般問題。 在20世紀的前半期，出現了新的概念。許多物理學家將量子力學視為瞭解和描述自然的的基本理論。在量子出现在世界上100多年间，经过普朗克，爱因斯坦，斯蒂芬霍金等科学家的不懈努力，已初步建立量子力学理论。.
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。.
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零點能量
零點能量（可簡稱零點能）物理學中是量子力學所描述的物理系統會有的最低能量，此時系統所處的態稱為基態；所有量子力學系統都有零點能量。這個辭彙起源於量子諧振子處在基態時，量子數為零的考量。 在量子場論中，這個辭彙和真空能量是等義詞，指的空無一物的空間仍有此一定能量存在，對一些系統可以造成擾動，並且導致一些量子電動力學會出現的現象，例如蘭姆位移與卡西米爾效應；它的效應可在納米尺度的元件直接觀測的到。 在宇宙論中，真空能量被視為宇宙常數的來源，和造就宇宙加速膨脹的暗能量相關。 因為零點能量是一系統可能持有的最低能量，因此此項能量是無法自系統移除。儘管如此，零點能量的概念以及自真空汲取「免費能量」的可能性引起業餘發明者的注目——許多「永動機」或稱「免費能量裝置」等的提案都運用這項概念來解釋，但由於從較低或相同的能量狀態之中汲取能量違反了熱力學第二定律並造成熵的降低，運用零點能量被科學界認為是不可能的。這項熱潮以及相伴的趣味理論詮釋促成了大眾文化中「零點能量」概念的成長，常出現在科幻書刊、遊戲、電影等處。.
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Jarzynski恆等式
Jarzynski恆等式(JE)是一個在統計力學中敘述平衡態和非平衡態之間自由能差異的等式。它是以物理學家Christopher Jarzynski的名字命名的，他在1997年發現了此一恆等式。 在熱力學裡，自由能在狀態A和狀態B之間的差異\Delta F.
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K (消歧義)
K或k可以指：.
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恆星結構
質量和年齡不同的恆星，有著不同的內部結構，恆星結構模型敘述恆星的詳細結構，要能預測詳細的光度、分類和演化。.
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標準太陽模型
標準太陽模型（Standard Solar Model，SSM）是借助於數學模型處理的球形氣體太陽（在不同狀態的電離，在內部深層的氫被完全電離成為電漿）。這個模型從技術上說是球對稱的一顆準靜態恆星模型，描述恆星結構的幾個微分方程都源自於物理的基本原則。這個模型受到邊界條件（即亮度、半徑、年齡和構造）的約束。太陽的年齡不能直接測量；一種方法是從最老的隕石年齡，和太陽系演化的模型來估計。现在太陽光球层中氢的质量占74.9%，氦占23.8%.
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欧姆定律
在電路學裏，欧姆定律（Ohm's law）表明，导电体两端的电压与通过导电体的电流成正比，以方程式表示， 其中，V是電壓（也可以標記為U，方程式表示為U.
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欧文·理查森
欧文·瑞查森爵士，FRS（Sir Owen Willans Richardson，），英国物理学家，他在熱離子學發射領域做出重大貢獻，特別是發現了瑞查森定律 (Richardson's Law) ，因而榮獲1928年诺贝尔物理学奖。.
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比耶鲁姆长度
比耶鲁姆长度（Bjerrum length ）是衡量介质极化程度的一种方法，定义为：在介电常数为 \epsilon_r 的介质中，距离为l_B 的两个基本电荷对之间的静电势能U(r) 等于无规热能 k_BT （或者距离l_B 的一摩尔基本电荷对之间的静电势能 U(r) 等于无规热能 RT ）。 其中k_B为波尔兹曼常数，T为绝对温度，R氣體常數 是波茲曼常數 k 乘上阿伏伽德罗常數 NA。當使用摩爾數計算粒子數時，較常使用氣體常數。 比耶鲁姆长度以丹麦化学家的名字命名。比耶鲁姆长度是电解质体系、聚电解质体系和胶体分散系等中的一个很自然的尺度。 在国际单位制中，比耶鲁姆长度为 l_B.
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氣體常數
氣體常數（又稱理想氣體常數、普适氣體常數，符號為R）是一個在物態方程式中連繫各個熱力學函數的物理常數。.
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波茲曼熵公式
波茲曼熵公式是統計力學的重要公式，是熱力學機率 W與代表系統亂度的熵之間的關係，公式為； 其中kB是波茲曼常數(也可寫成k)，大小為1.38065 × 10−23 J/K.
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波耳兹曼常数
#重定向 波茲曼常數.
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漂移–扩散方程
漂移-扩散方程是用来描述半导体中载流子的运动规律的方程。它描述了两类运动：扩散电流和漂移电流。漂移扩散方程和泊松方程一起可以用来计算半导体内的电势分布和载流子浓度分布，该模型应用广泛，属于用半经典性模型。.
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易辛模型
易辛模型(Ising model，()，是一個以物理學家為名的數學模型，用於描述物質的鐵磁性。該模型中包含了可以用來描述單個原子磁矩的參數\sigma_i ，其值只能為+1或-1，分別代表自旋向上或向下，這些磁矩通常會按照某種規則排列，形成晶格，並且在模型中會引入特定交互作用的參數，使得相鄰的自旋互相影響。雖然該模型相對於物理現實是一個相當簡化的模型，但它卻和鐵磁性物質一樣會產生相變。事實上，一個二維的是已知最簡單而會產生相變的物理系統。 易辛模型最早是由物理學家威廉·冷次（Wilhelm Lenz, 1888－1957）在1920年發明的，他把該模型當成是一個給他學生恩斯特·易辛的問題。易辛在他一篇1924年的論文中求得了一維易辛模型的解析解，並且證明它不會產生相變。 二維方晶格易辛模型相對於一維的難出許多，因此其解析的描述在一段時間之後才在1943年由拉斯·昂薩格給出。一般來說，二維易辛模型的解析解可由求得，不過也有幾個和量子場論有關的解法。對於大於三維的易辛模型目前還沒有找到解析解，但其近似解可由諸多方法求得，例如平均場論。.
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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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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.
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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.
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