1. 愛因斯坦的質能方程
該方程表明質量 (m) 和能量 (E) 是等效的。這個關係很簡單，只涉及質量乘以一個非常大的數字（c 是光速）。具體來說，這個方程首先表明，即使質量不運動，也具有內在的“靜止”能量。從那時起，它就被用於核物理和粒子物理學。利用原子彈展示了從微小的質量中提取了大量的能量。
2. 牛頓第二定律
最古老的物理方程之一，由艾薩克·牛頓爵士於 1687 年在他的著名著作《原理》中提出。它是經典力學的基石，它用於計算受力的物體的運動。力 ( F ) 等於質量 (m) 乘以該質量 的加速度（a）。下劃線表示一個向量，它有方向和大小。這個方程現在是每個物理學生必學的，因為它只需要基本的數學知識，同時又非常通用。它已被應用於，從汽車運動一直到行星繞太陽執行的大量問題。
3 .薛定諤方程
量子力學是自牛頓建立經典力學基礎以來，物理學中最大的一次變革，薛定諤方程是牛頓第二定律的量子模擬，由歐文·薛定諤於 1926 年提出。
該方程結合了量子力學的兩個關鍵概念：波函式 (ψ) 和運算子，它們對波函式進行運算以提取資訊。此處使用的運算元是哈密頓 (H) 運算元並提取能量。
這個方程有兩個版本，使用哪個版本，取決於波函式是隨時間和空間變化還是僅在空間中變化。它們也是量子力學的一個假設。
4. 麥克斯韋定律
麥克斯韋定律是四個方程的集合，蘇格蘭物理學家詹姆斯·克拉克麥克斯韋於 1862 年將這些方程組合在一起並用於形成對電和磁的統一描述。
自那以後，它們使用微積分得到了最優雅的形式。如下所示，從技術上講“微分形式”。第一個方程將電場流 (E) 與電荷密度 ( ρ）。第二定律指出磁場 (B) 沒有單極子。電場可以有正電荷或負電荷的來源，例如電子，而磁場總是有北極和南極，因此沒有根本“來源”。最後兩個方程表明變化的磁場會產生電場，反之亦然。麥克斯韋將這些方程組合成電場和磁場的波動方程，它們的傳播速度等於一個常數值，與測量的光速相同。
這使他得出結論，光實際上是一種電磁波。它還激發了愛因斯坦的狹義相對論。
5. 熱力學第二定律
這個定律證明，我們宇宙的熵（S）總是在增加。熵可以解釋為無序的量度，因此該定律可以表述為宇宙的無序增加。該定律的另一種觀點是熱量僅從熱物體流向冷物體。除了工業革命期間的實際用途，在設計熱機和蒸汽機時，這條定律也對我們的宇宙產生了深遠的影響。它可以定義發生時間的方向。想象一下，有人展示了一個杯子掉落並摔碎的影片剪輯。初始狀態是一個杯子（有序），最終狀態是一組碎片（無序）。您可以清楚地利用該定律判斷影片是向前還是向後播放。
6. 波動方程
波動方程是描述波傳播的二階偏微分方程。它將波傳播的時間變化與空間傳播的變化和波速 (v) 的平方係數聯絡起來。這個方程並不像列表中的其他方程那樣具有開創性。
應用於諸如聲波（儀器等）、流體中的波、光波、量子力學和廣義相對論等事物。
7. 愛因斯坦重力場方程
它給出了引力、質量彎曲時空（3D 空間和時間的四維組合）的根本原因。
地球在附近的時空彎曲，月球等物體會被吸引到地球的周邊。
該方程實際上隱藏了 10 個偏微分方程。左側包含愛因斯坦張量 (G)，它告訴你時空的曲率，這與應力-能量張量 (T) 相關，它告訴你右側宇宙中的能量分佈。宇宙常數項 (Λ) 可以包含在方程中，歸因於我們不斷膨脹的宇宙，不過物理學家不確定究竟是什麼導致了這種膨脹。這一理論徹底改變了我們對宇宙的理解。
8. 海森堡的不確定性原理
Werner Heisenberg 於 1927 年提出，不確定性原理是量子力學的一個極限。它指出，對粒子的動量 (P) 越確定，那麼對粒子的位置 (x) 就越不確定。動量和位置永遠不可能同時準確地知道。
右手邊涉及普朗克常數 (h)，它等於一個很小的值。
9、普朗克黑體輻射定律
馬克斯·普朗克最初提出的一項定律，用於解決黑體輻射問題，從而發展成量子理論。該定律指出，電磁能只能以特定（量化）的量發射/吸收。現在已知，這是由於電磁輻射不是連續波，而是實際上是許多光子，即“光包”。光子的能量 (E) 與頻率 (f) 成正比。當時，這只是普朗克用來解決數學問題的方法。然而，愛因斯坦將這個概念與光子聯絡起來，這個方程現在被人們公認是量子理論的“開山鼻祖”
10. 玻爾茲曼熵方程
路德維希·玻爾茲曼 (Ludwig Boltzmann) 制定的統計力學的關鍵方程。它將宏觀狀態 (S) 的熵與對應於該宏觀狀態 (W) 的微觀狀態數量聯絡起來。微觀狀態透過指定每個粒子的屬性來描述系統，這涉及微觀屬性，例如粒子動量和粒子位置。宏觀狀態指定一組粒子的集體屬性，例如溫度、體積和壓力。關鍵是，多個不同的微觀狀態可以對應同一個宏觀狀態。更簡單的說法是熵與系統內粒子的排列（或“宏觀狀態的機率”）有關。
可以使用該方程來推匯出熱力學方程，例如理想氣體定律。
