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这里列出了[[中文维基百科]]在[[物理学]]领域的[[Wp:优良条目|优良条目]]。
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==新添加推薦條目==
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[[File:BookNormal.svg|thumb|left|150px|穩定置放在桌子上的書本感受到的各種作用力與反作用力。]]'''[[牛顿运动定律]]'''描述物體與[[力]]之間的關係，被譽為是[[经典力学]]的基礎。這定律是[[英国|英國]]物理泰斗[[艾萨克·牛顿]]所提出的三條運動定律的總稱，其現代版本通常這樣表述：
*第一定律：存在某些參考系，在其中，不受外力的物體都保持靜止或勻速直線運動。
*第二定律：施加於物體的淨外力等於此物體的[[质量|質量]]與[[加速度]]的乘積。
*第三定律：當兩個物體互相作用時，彼此施加於對方的力，其大小相等、方向相反。

牛顿在發表於1687年7月5日的鉅著《[[自然哲学的数学原理|自然哲學的數學原理]]》裏首先整理出這三條定律。應用這些定律，牛頓可以分析各種各樣動力運動。例如，在此書籍第三卷，牛頓應用這些定律與[[牛顿万有引力定律|牛頓萬有引力定律]]來解釋[[开普勒定律|克卜勒行星運動定律]]。

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[[File:Kepler laws diagram.svg|thumb|150px|left|遵守开普勒行星运动定律的两个行星轨道。]]'''[[开普勒定律]]'''是德国天文学家[[约翰内斯·开普勒]]所发现、关于[[行星]]运动的[[定律]]。他於[[1609年]]在他出版的《'''[[新天文学]]'''》科學雜誌上发表了关于行星运动的两条定律，又於[[1618年]]，发现了第三条定律。這三條定律分別為
*行星轨道是椭圆軌道。第一个行星的轨道焦点是 <math>f1</math> 与 <math>f2</math> ，第二个行星的轨道焦点是 <math>f1</math> 与 <math>f3</math> 。太阳的位置是在点 <math>f1</math> 。
*A1与A2是两个面积相等的阴影区域。太陽与第一个行星的連線，扫过这两个阴影区域，所需的時間相等。
*各个行星绕太阳公转周期的比率为<math>a1^{3/2}:a2^{3/2}</math> ；这里，<math>a1</math> 与 <math>a2</math> 分别为第一个行星与第二个行星的半长轴长度。

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[[File:Trebuchet.jpg|left|150px|thumb|古時候攻城用的[[拋石機]]，利用平衡重鎚的[[重力勢能|重-{}-力势能]]，將石頭拋向敵城。]]'''[[势能]]'''是储存于一[[物理]]系统内的一种[[能量]]，是一个用来描述物体在保守力场中[[做功]]能力大小的[[物理量]]。[[保守力]]作功与路径无关，故可定义一个仅与位置有关的[[函数]]，使得保守力沿任意路径所做的功，可表达为这两点对应函数值的差，这个函数便是势能。

从物理意义上来说，势能表示了物体在特定位置上所储存的能量，描述了作功能力的大小。在适当的情况下，势能可以转化为诸如[[动能]]、[[内能]]等其他能量。

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[[File:Modernphysicsfields zh-hant.svg|150px|left]]'''[[经典力学]]'''是[[力学]]的分支，是以[[牛顿运动定律]]为基础，在[[宏观]]世界和低速状态下，研究物体运动的基要學术。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）。在十六世纪，[[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。

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[[File:Stern-Gerlach experiment zh.png|thumb|150px|left|[[斯特恩-革拉赫實驗]]儀器，可以將入射的銀原子束，分裂成兩道銀原子束，每一道銀原子束代表一種量子態。]]在[[量子力學]]裏，'''量子態'''描述量子系統的狀態。量子態可以用[[向量空間]]的[[態向量]]設定。例如，在計算[[氫原子]][[發射光譜|能譜]]問題時，相關的態向量是由[[主量子數]] <math>\{ n\} </math> 給出。採用[[狄拉克標記]]，態向量表示為[[狄拉克標記|右向量]] <math>|\psi\rangle</math> ；其中，在符號內部的希臘字母 <math>\psi</math> 可以是任何符號，字母，數字，或單字。例如， <math>|n \rangle</math> 。對於量子態的概念詮釋，主要分為兩派。第一派主張[[系綜詮釋|統計詮釋]]，量子態可以描述量子系統的統計性質，但不能完備地描述量子系統。這一派主要是以[[阿爾伯特·愛因斯坦]]的論述為代表。另一派是以[[尼爾斯·波耳]]主張的[[哥本哈根詮釋]]為範本，認為量子態可以完備地、詳盡地描述單獨量子系統。

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[[File:hydrogen_atom.svg|thumb|150px|left|氫原子的[[半徑]]大約為[[波耳半徑]]。（繪圖不按照比例）]]'''[[氫原子]]'''擁有一個[[質子]]和一個[[電子]]，是一個的簡單的[[二體問題|二體系統]]。系統內的[[作用力]]只相依於二體之間的距離，是[[反平方定律|反平方]][[連心力]]。我們不需要將這反平方連心力二體系統再加理想化，簡單化。描述這系統的（非[[相對論]]性的）[[薛丁格方程式]]有[[解析解]]，也就是說，解答能以有限數量的常見函數來表達。滿足這薛丁格方程式的[[波函數]]可以完全地描述電子的量子行為。我們可以這樣說，在[[量子力學]]裏，沒有比氫原子問題更簡單，更實用，而又有解析解的問題了。所推演出來的基本物理理論，又可以用簡單的實驗來核對。所以，氫原子問題是個很重要的問題。

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[[File:Schrodingers cat.svg|thumb|150px|left|薛定谔的猫]]'''[[薛定谔的猫]]'''是奥地利物理学家[[埃尔温·薛定谔]]试图证明[[量子力学]]在[[宏观]]条件下的不完备性而提出的一个[[思想实验]]。实验内容如下：「把一只猫放进一个封闭的盒子里，然后把这个盒子连接到一个包含一个[[放射性]]原子核和一个装有有毒气体的容器的实验装置。设想这个放射性原子核在一个小时内有50％的可能性发生[[衰变]]。如果发生衰变，它将会发射出一个[[粒子]]，而发射出的这个粒子将会触发这个实验装置，打开装有毒气的容器，从而杀死这只猫。根据量子力学，未进行[[观察]]时，这个原子核处于已衰变和未衰变的[[態疊加原理|叠加态]]，但是，如果在一个小时后把盒子打开，实验者只能看到“衰变的原子核和死猫”或者“未衰变的原子核和活猫”两种情况。现在的问题是：这个系统从什么时候开始不再处于两种不同状态的叠加态而成为其中的一种？在打开盒子观察以前，这只猫是死了还是活着抑或半死半活？这个实验的原意是想说明，如果不能对[[波函数塌缩]]以及对这只猫所处的状态给出一个合理解释的话，量子力学本身是不完备的。」

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[[File:Compton-effekt1.png|150px|left|thumb|康普頓散射]]1923年由美国华盛顿大学物理学家[[阿瑟·康普顿|康普顿]]首先观察到'''[[康普顿效应]]'''。这个效应反映出光不仅仅具有[[波动性]]，在某种情况下，它還會表现出粒子性。光束类似一串粒子流，而该粒子流的能量与光频率成正比。康普顿因发现此效应而获得1927年的[[諾貝爾物理學獎]]。

在引入光子概念之后，康普顿散射可以得到如下解释：电子与光子发生[[弹性碰撞]]，电子获得光子的一部分能量而反弹，失去部分能量的光子则从另一方向飞出，整个过程中总[[动量]]守恒，如果光子的剩余能量足够多的话，还会发生第二次甚至第三次弹性碰撞。

康普顿散射可以在任何物质中发生。当光子从光子源发出，射入散射物质（一般指金属）时，主要是与电子发生作用。如果光子的能量相当低，但仍具有足夠能量，它可能會逐出原子的束縛電子（与电子束缚能同数量级），這過程稱為[[光电效应]]。如果光子的能量相当大（远超过电子的束缚能）时，则光子可能會对自由电子发生散射，而产生康普顿效应。如果光子能量极其大（>1.022兆电子伏特）则足以轰击原子核而生成一对粒子：电子和正电子，这个现象被称为[[成對產生]]。



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[[File:Elektroneneinfang (2 Phasen).png|thumb|left|150px|电子俘获的示意图]]
'''[[电子俘获]]'''是一个富[[质子]]的[[原子核]]吸收一个核外[[电子]]（使一个质子转变为中子）、并同时发射出一个[[中微子]]的过程。伴随发生的过程还包括[[光子]]的辐射（[[伽马射线]]），使新产生原子核的[[能级]]降至基态。由于质子在电子俘获过程之中“变成”了中子，核素的质子数减少1，中子数增加1，而[[原子量]]保持不变。通过改变质子数，电子俘获可以改变元素的种类。新产生的这个原子，虽然仍然保持电中性，但是由于缺失了一个内层电子，故在能级上处于[[激发态]]。在这个原子跃迁到基态的过程之中，会通过释放[[X射线]]（[[电磁辐射]]的一种或产生[[俄歇效应]]，也有两种过程都发生的情况。除此之外，激发态的原子还经常发射出[[伽马射线]]使自身跃迁到基态。

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'''[[中子俘获]]'''是一种[[原子核]]与一个或者多个[[中子]]撞击，形成重核的[[核反应]]。由于中子不带[[电荷]]，它们能够比带一个正电荷的[[质子]]更加容易地进入原子核。在宇宙形成过程中，中子俘获在一些[[质量数]]较大元素的[[核合成]]过程中起到了重要的作用。中子俘获在[[恒星]]里以快（[[R-过程]]）、慢（[[S-过程]]）两种形式发生。质量数大于56的核素不能够通过[[核聚变|热核反应]]（即核聚变）产生，但是可以通过中子俘获产生。

中子活化分析（{{lang|en|Neutron activation analysis}}）可以用于远程探测材料的化学组分。这是因为不同的[[化学元素]]在吸收种子后会释放不同特性的放射物质。这一特性使这一方法在矿业勘探和安全方面十分有用。

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[[Image:FD e mu.svg|left|150px|费米–狄拉克分布的平均粒子数和能量的关系]]'''[[费米–狄拉克统计]]'''，有时也简称'''费米统计'''，在[[统计力学]]中用来描述由大量满足[[泡利不相容原理]]的[[费米子]]组成的系统中，粒子处在不同[[量子态]]上的统计规律。这个统计规律的命名来源于[[恩里科·费米]]和[[保罗·狄拉克]]，他们分别独立地发现了这一统计规律。不过费米在数据定义比狄拉克稍早。

费米–狄拉克统计的适用对象是，热平衡时[[自旋量子数]]为半奇数的粒子。除此之外，应用此统计规律的前提是，系统中各粒子之间的[[基本相互作用|相互作用]]可以忽略不计。这样，就可以用粒子在不同[[定态]]的分布状况来描述大量微观粒子组成的宏观系统。不同的粒子分处于不同的能态上，这一特点对系统许多性质会产生影响。费米–狄拉克统计适用于自旋量子数为半奇数的粒子，这些粒子也被称为[[费米子]]。由于[[电子]]的自旋量子数为1/2，因此它是费米–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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[[File:RWP-comparison.svg|thumb|left|150px|普朗克定律（绿）、维恩近似（蓝）和瑞利-金斯定律（红）在频域下的比较。]]'''[[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'''）是用于描述在任意[[温度]]<math>T\,</math>下，从一个[[黑体 (热力学)|黑体]]中发射的[[电磁辐射]]的[[辐射率]]与电磁辐射的[[頻率 (物理學)|频率]]的关系公式。这里辐射率是频率<math>\nu</math>的函数

:<math>I(\nu,T) =\frac{2 h\nu^{3}}{c^2}\frac{1}{e^{\frac{h\nu}{kT}} - 1}</math> 。

[[马克斯·普朗克]]于1900年建立了黑体辐射定律的公式，并于1901年发表。其目的是改进由[[威廉·维恩]]提出的[[维恩近似]]。维恩近似在短波范围内和实验数据相当符合，但在长波范围内偏差较大；而瑞利-金斯公式则正好相反。普朗克得到的公式则在全波段范围内都和实验结果符合得相当好。



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[[File:Feynmann_Diagram_Gluon_Radiation.svg|150px|thumb|left|[[電子]]與[[正電子]]彼此相互[[湮滅]]產生[[虛粒子|虛光子]]，而該虛光子生成[[夸克]]－[[反夸克]]組，然後其中一個發射出一個[[膠子]]。（時間由左至右，一維空間由下至上）]]
'''[[费曼图]]'''是美国物理学家[[理查德·费曼]]在处理[[量子场论]]时提出的一种形象化的方法，描述粒子之间的相互作用、直观地表示粒子散射、反应和转化等过程。使用费曼图可以方便地计算出一个反应过程的[[跃迁概率]]。在费曼图中，粒子用線表示，[[费米子]]一般用实线，[[光子]]用波浪线，[[玻色子]]用虚线，[[胶子]]用圈线。一線與另一線的連接點稱為[[頂點]]。费曼图的[[橫軸]]一般为时间轴，向右为正，向左代表初态，向右代表末态。与时间方向相同的箭头代表正[[费米子]]，与时间方向相反的箭头表示[[反费米子]]。

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[[Image:Kaon-decay.png|thumb|150px|left|圖為一K介子（{{SubatomicParticle|Kaon+}}）變成三個[[π介子]]（2&nbsp;{{SubatomicParticle|Pion+}}， 1&nbsp;{{SubatomicParticle|Pion-}}）的衰變，這過程涉及了[[弱相互作用|弱]]與[[強相互作用]]。]]'''[[K介子]]'''（標記為{{SubatomicParticle|Kaon}}）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[[上夸克|上]]或[[下夸克]]的反夸克（或其夸克）。自從K介子在1947年被發現之後，它們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。

<br style="clear:both"/>{{Portal:物理學/本日推薦/1}}
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! style="background:#ffdead;" |巴巴散射的[[费曼图]]
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| align="center" | '''湮灭'''<br>[[File:Electron-positron-annihilation.svg|150px]]
|-
| align="center" | '''散射'''<br>[[File:Electron-positron-scattering.svg|150px]]
|}[[量子电动力学]]中，'''[[巴巴散射]]'''是指[[电子]]-[[反电子]]的[[散射]]过程，其中伴随有交换[[虚粒子|虚光子]]：
:<math>e^+ e^- \rightarrow e^+ e^-</math> 。
巴巴散射包含有两个[[费曼图]]表示的领导项：一个是[[湮灭]]过程，一个是散射过程。巴巴散射的散射率在[[正负电子对撞机]]中被用来当作[[光度]]的监视指标。在[[电动力学|经典电动力学]]中，巴巴散射实际就是正负电子通过[[库仑力]]相互吸引的过程。

巴巴散射的名称来源于[[印度]]物理学家[[霍米·杰汉吉尔·巴巴]]（{{lang|en|Homi Jehangir Bhbha}}）。


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[[File:LISA.jpg|thumb|left|150px|LISA构造示意图，右上代表引力波源]]'''[[激光干涉空间天线]]'''（LISA）是一个由[[美国国家航空航天局]]和[[欧洲空间局]]合作的[[引力波]]探测计划，目前仍在设计阶段，计划于[[2015年]]投入运行，这将是人类第一座太空中的引力波天文台。LISA也是[[美国国家航空航天局]]的“[[超越爱因斯坦]]”（Beyond Einstein program）项目的一部分。“超越爱因斯坦”是一组檢验[[爱因斯坦]][[广义相对论]]理论的实验计划，其中包含两个空间天文台（HTXS——[[X射线]]天文台和LISA）和数个以[[宇宙学]]相关观测为目的的探测器。LISA将利用[[激光]][[干涉]]的方法精确测量信号[[相位]]，从而对于来自宇宙间遥远的引力波源的低频且微弱的引力波进行探测。这将对[[引力波天文学]]的理论和实验研究，[[广义相对论]]的一些实验观测以及早期[[宇宙]]的[[天体物理学]]和宇宙学研究有重要意义。

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[[File:Michelson Interferometer.jpg|thumb|left|150px|一架光学台上的迈克耳孙干涉仪]]'''[[迈克耳孙干涉仪]]'''是光学[[干涉仪]]中最常见的一种，其发明者是[[美国]]物理学家[[阿尔伯特·迈克耳孙]]。迈克耳孙干涉仪的原理是一束入射光分为两束后各自被对应的平面镜反射回来，这两束光从而能够发生干涉。干涉中两束光的不同[[光程]]可以通过调节干涉臂长度以及改变介质的[[折射率]]来实现，从而能够形成不同的干涉图样。迈克耳孙和[[爱德华·莫雷]]使用这种干涉仪于1887年进行了著名的[[迈克耳孙-莫雷实验]]，并证实了[[以太]]的不存在。

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'''[[相对论性喷流]]'''是来自某些[[活动星系]]、[[射电星系]]或[[类星体]]中心的强度非常强的[[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[[狭义相对论|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。

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[[File:Universe.svg|thumb|150px|left|宇宙的年龄可以通过对[[哈勃常数]]以及所含成分的密度参数 <math>\Omega</math> 的测量决定。在[[暗能量]]概念提出之前，人们普遍认为宇宙是物质主导的，因而此图中密度参数 <math>\Omega</math> 近似为 <math>\Omega_m</math> 。[[宇宙加速膨脹|加速膨胀的宇宙]]具有最长的年龄，而具有[[大挤压]]的宇宙具有最短的年龄。]]'''宇宙的年龄'''是指自[[大爆炸]]开始至今所流逝的时间，当今理论和观测认为这个年龄在一百三十六亿年到一百三十八亿年之间。这个不确定的区间是从多个科研项目的研究结果的共识中取得的，其中使用的先进的科研仪器和方法已经能够将这个测量精度提升到相当高的量级。这些科研项目包括对宇宙[[微波背景辐射]]的测量以及对[[宇宙膨胀]]的多种测量手段。对宇宙微波背景辐射的测量给出了宇宙自大爆炸以来的冷却时间，而对宇宙膨胀的测量则给出了能够计算宇宙年龄的精确数据。

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[[File:Core collapse scenario.png|thumb|150px|left|恆星的引力坍縮]]'''[[引力坍缩]]'''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[[压力]]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超新星|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[[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|引力波天文学界]]研究的课题之一。


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[[File:Ferrofluid Magnet under glass edit.jpg|thumb|150px|left|感受到在玻璃下方的[[磁鐵]]所產生的強烈磁場，在玻璃上方的[[鐵磁流體]]，會顯示出[[鐵磁流體#正常場不穩定性|正常場不穩定性]]。]]
[[磁石]]、[[磁鐵]]、[[電流]]、[[電場|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。

[[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]]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。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。

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]]可以描述電場、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。

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[[File:Meissner effect p1390048.jpg|thumb|150px|left|由[[液態氮]]所冷卻的超導體把[[磁懸浮|磁石懸浮]]起來。]]'''[[邁斯納效應]]'''是[[超導體]][[相變]]至超導態的過程中對[[磁場]]的排斥現象。[[瓦爾特·邁斯納]]與[[羅伯特·奧克森菲爾德]]於1933年在量度超導錫及鉛樣品外的磁場時發現這個現象。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。這實驗最早證明了超導體不只是完美的導電體，並為超導態提供了一個獨特的定義性質。

<br style="clear:both"/>
[[Image:Surface integral illustration.svg|thumb|150px|left|曲面积分的定义基于将曲面分割成小的曲面元。每个曲面元对应一个向量<math>d\mathbf{S}</math>。该向量的大小即曲面元的面积，方向为指向外部的法向量。]]
'''[[磁通量]]'''，符號為 <math>\Phi_m</math>，是通過某给定曲面的[[磁場]]（亦称为磁通量密度）的大小的度量。磁通量的[[国际单位制]]單位是[[韦伯 (单位)|韦伯]]。

给定曲面上的磁通量大小与通过曲面的[[磁場#磁場線|磁場線]]的个数成正比。此处磁场线的个数是个“净”数量，即从一个方向上通过的个数减去另一个方向上通过的个数。当一个均匀磁场[[垂直]]通过一个平面，磁通量即是磁场与该平面[[面积]]的乘积。当均匀磁场<math>\mathbf{B}</math>以任意角度通过一个平面，磁通量即是磁场与该平面面积<math>\mathbf{a}</math>的[[点积]]。

:<math>\displaystyle \Phi_m = \mathbf{B} \cdot \mathbf{a} = Ba \cos \theta</math> &nbsp;&nbsp; 

其中，<math>\theta</math>是磁场<math>\mathbf{B}</math>和平面面积法向量<math>\mathbf{a}</math>的夹角。

<br style="clear:both"/>
[[File:Electromagnetism.svg|thumb|150px|left|載流導線的電流會產生磁場。]]
'''[[安培定律]]'''，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
: <math>\oint_\mathbb{C}  \mathbf{B} \cdot d\boldsymbol{\ell} =\mu_0 I_{enc}</math> ；

其中，<math>\mathbb{C}</math> 是環繞著導線的閉合迴路，<math>\mathbf{B}</math> 是磁場，<math>d\boldsymbol{\ell}</math> 是微小線元素向量，<math>\mu_0</math> 是[[磁常數]]，<math>\mu</math> 是此处磁介质的磁导率（如果是真空的话，其值为1），<math>I_{enc}</math> 是閉合迴路<math>\mathbb{C}</math> 所圍住的電流。


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[[File:NASA Hydrogen spectrum.jpg|thumb|350px|left|氢原子著名的[[氢原子光谱|发射谱线系]]之一：[[巴耳末系]]。可以从图上看到明显的434纳米、486纳米和656纳米几条谱线。]]
'''原子谱线'''是指原子内部电子跃迁形成的[[谱线]]，可分为两类：
*发射谱线：由[[电子]]从[[原子]]内部离散的特定[[能级]]发生[[跃迁]]至更低的能级而形成的，并释放出具有特定[[能量]]和[[波长]]的[[光子]]。这些对应着相应跃迁的大量光子所形成的能谱会在对应的波长处显示出发射峰。
*吸收谱线：是由电子从原子内部离散的特定能级发生跃迁至更高的能级而形成的，这个过程需要吸收具有特定能量和波长的光子。通常情况下这些被吸收的光子会来自一个连续光谱，从而使这个连续光谱在对应被吸收光子的波长处显示出因吸收而凹陷的特征。


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[[File:Cosmological composition.jpg|thumb|left|150px|一张表示宇宙间不同物质能量成分的[[饼图]]，大约有96%的能量来自奇异的[[暗物质]]和[[暗能量]]。]]
'''[[ΛCDM模型]]'''是所谓'''Λ-冷暗物质'''（{{lang|en|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]]、[[大尺度结构|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意为[[宇宙学常数]]，是解释当前宇宙观测到的加速膨胀的[[暗能量]]项。宇宙学常数经常用<math>\Omega_\Lambda\,</math>表示，含义是当前宇宙中暗能量相对于一个平直时空的宇宙的能量所占的比例。现在认为这个数值约为0.74，即宇宙中有74%左右的能量是暗能量的形式。
*[[冷暗物质]]是一种[[暗物质]]模型，即它认为在宇宙早期辐射与物质的能量分布相当时暗物质的速度是非相对论性的（远小于[[光速]]），因此暗物质是冷的；同时它们是非[[重子]]构成的；不会发生碰撞（指暗物质的粒子不会与其他物质粒子发生[[引力]]以外的[[基本相互作用]]）或能量损耗（指暗物质不会以[[光子]]的形式辐射能量）的。冷暗物质占了当前宇宙能量密度的22%。剩余的4%的能量构成了宇宙中所有的由[[重子]]（以及光子等[[规范玻色子]]）构成的物质：[[行星]]、[[恒星]]以及气体云等。

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[[File:Graphen.jpg|thumb|150px|left|石墨烯由碳原子形成的原子尺寸[[蜂巢]][[晶格]]結構。]]
'''[[石墨烯]]'''是一種由碳原子以sp<sup>2</sup>[[杂化轨道]]組成六角型呈蜂巢晶格的平面薄膜，只有一個碳原子厚度的二維材料。石墨烯一直被認為是假設性的結構，無法單獨穩定存在，直至[[2004年]]，[[英国]][[曼彻斯特大学]]物理學家[[安德烈·海姆]]和[[康斯坦丁·諾沃肖洛夫]]，成功地在實驗中從[[石墨]]中分離出石墨烯，而證實它可以單獨存在，兩人也因「在二维石墨烯材料的開創性實驗」為由，共同獲得[[2010年]][[诺贝尔物理学奖]]。

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{{File2
|zh=CMB Timeline75 zh-cnversion.jpg
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|zh-tw=CMB Timeline75 zh-twversion.jpg
|zh-hk=CMB_Timeline75_zh-hkversion.jpg
|thumb|150px|left|自從大霹靂以來，宇宙持續不停地膨脹，現更加速膨脹。}} '''[[宇宙加速膨脹]]'''是宇宙的膨脹速度越來越快的現象。以天文學術語來說，就是[[宇宙標度因子]]　<math>a(t)</math> 的二次導數是正值，這意味著星系遠離地球的速度，隨著時間演進，應該會持續地增快。這速度是[[哈勃定律]]裏所提到的[[退行速度]]。於1998年觀測[[Ia超新星]]得到的數據，提示宇宙的膨脹速度正在加快。物理學者[[索尔·珀尔马特]]、[[布莱恩·施密特]]與[[亚当·里斯]]「透過觀測遙遠超新星而發現了宇宙加速膨脹」，因此，共同榮獲2006年[[邵逸夫獎|邵逸夫天文學獎]]與2011年[[諾貝爾物理學獎]]。