在物理學中如何測出質量的

⑴ 質量的計算公式有哪些

1、 密度計算公式：密度=質量/體積（ρ=m/V）（同種物質組成的物體的質量與體積成正比）

2、 重力計算公式：G=mg（G為重量，m為質量，g為地球的重力加速度，約為9.8N/kg）

3、 牛頓第二定律計算公式：F=ma（F為合力，m為質量，a為加速度）

4、 質能聯系方程：E=mc2

質量（mass）是物銀彎岩體所具有的一種物理屬性，是物質的量的量度，它是一個正的標量。質量分為慣性質量和引力質量。自然界中的任何物質既有慣性質量又有引力質量。這里所說的「物質」是自然界中的宏觀物體和電磁場、天體和星系、微觀世界的基本粒子等的總稱。

質量是物理學中的一個基本概念，它的含義和內容隨著科學的發展而不斷清晰和充實。最初，牛頓把質量說成是物質的數量，即物質多少的量度。

(1)在物理學中如何測出質量的擴展閱讀：

質量的單位

在國際單位制（International system of units,SI） 中，質量的單位是千克（kilogram, kg）。1千克 = 1000克（gram, g）。鬧團

在國際鋒御單位制中，還有一些其他的單位也可以使用：

1、噸（tonne, t）, 1t = 1000kg。

2、電子伏特（electronvolt, eV），電子伏特本來是一個能量單位，但是由於質量與能量的等價，電子伏特也可以作為質量單位。在用作質量單位時，通常寫作eV/c2，也可以簡寫為eV。電子伏特常用在粒子物理學中。

3、原子質量單位（u）, 1原子質量單位定義為碳12原子質量的1/12,大約為1.66×10−27kg。原子質量單位在表達原子和分子質量的時候很方便。

在國際單位制之外，根據上下文，還有很多不同的質量單位在被使用，比如斯勒格(slug, sl),磅（pound, lb），普朗克質量（mp） 和太陽質量（MΘ）。

⑵ 天體物理學上如何測量一個未知天體的質量具體要用到哪些儀器

測坦返量天體的方法有多種要看你說的未知天體的具慧薯體情況。是恆星、行星、彗星還是小行星，距離地球的遠近以及可觀察的數據總量。一般說來，距讓碧飢離地球較近的天體（如太陽系的行星、衛星）可以通過測量天體運行軌道按照經典萬有引力來計算質量。距離地球較遠的天體可觀測的主要是恆星了，一般用光度估測法。由於恆星光度與質量有一定的關系，可根據恆星的光度來估測其質量。不過較遠的恆星質量一般都不會也沒必要特別准確。

⑶ 初中物理實驗操作及方法

實驗題也是初中物理學習的重點，下面我整理了一些初中物理實驗，希望能幫助到大家學習物理。

初中物理實驗操作及方法

一、天平測質量

實驗目的：用托盤天平測質量。

實驗器材：天平(托盤天平)。

實驗步驟：

1.把天平放在水平桌面上，取下兩端的橡皮墊圈。

2.游碼移到標尺最左端零刻度處(游碼歸零，游碼的最左端與零刻度線對齊)。

3.調節兩端的平衡螺母(若左盤較高，平衡螺母向左擰;右盤同理)，直至指針指在刻度盤中央，天平水平平衡。

4.左物右碼，直至天平重新水平平衡。(加減砝碼或移動游碼)

5.讀數時，被測物體質量=砝碼質量+游碼示數(m 物=m 砝+m 游)

二、探究二力平衡的條件

1.實驗步驟

（1）探究當物體處於靜止時，兩個力的關系；探究當物體處於勻速直線運動狀態時，兩個力的關系。

（2）作用在同一物體上的兩個力，在大小相等、方向相反的情況下，它們還必須在同一直線，這二力才能平衡；

（3）兩個力在大小相等、方向相反且在同一直線上的情況下，它們還必須在同一物體上，這二力才能平衡。

2.實驗結論：二力平衡的條件

（1）大小相等（等大）；

（2）方向相反（反向）；

（3）同一直線（共線）；

（4）同一物體（同體）。

三、測定物質的密度

(1)測定固體的密度

實驗目的：測固體密度

實驗器材：天平、量筒、水、燒杯、細線、石塊等。

實驗原理：ρ=m/v

實驗步驟

1.用天平測量出石塊的質量為48.0g。

2.在量筒中倒入適量的水，測得水的體積為 20 ml。

3.將石塊浸沒在量筒內的水中，測得石塊的體積為cm 3 。

多次實驗目的：多次測量取平均值，減小誤差

(2)測定液體的密度

實驗目的：測液體密度

實驗步驟：

1.測出容器與液體的總質量(m總)。

2.將一部分液體倒入量筒中，讀出體積 V。

3.測容器質量(m容)與剩餘液體質量(m剩=m總-m容) 。

4.算出密度：ρ

初中物理實驗口訣

1.調節天平橫梁平衡

物理天平進行稱量之前，指針應指在刻度中央。若指針偏在標尺左側，將橫梁左端螺絲向左調，或將橫梁右端螺絲向左調，均能使指針回到標尺中央。當指針向右偏時，橫梁螺絲（不論左端或右端的螺絲）應向右調，橫梁螺絲調節方向可概括為：左偏左調，或者左—左，右偏右調，或者右—右。

托盤天平的指針在橫樑上方，故橫梁螺絲的調節方向跟物理天平相反。只要熟記物理天平的口訣，聯想記憶托盤天平螺絲要反調，就不會混淆了。

2.滑動變阻器的使用

滑動變阻器分上下兩層，上層鋼桿和下層電阻絲各有兩個接線柱，為了變阻，使用時應上下各用一個接線柱。可簡記為：一上一下，各用一個。

根據這一接法，連接實物時就不必拘泥於電路圖中滑動變阻器的接線方向，從而選擇短距離，避免交叉的布線方式。

3.連接電路的入門方法

連接含有並聯電路的迴路時，可先只連接並聯導體中的一個導體，伏特表也暫不接入電路，即首先連接一個串聯迴路，然後再把並聯的導體和伏特表接入電路，這種入門的方法叫先串後並。這樣做，對初中物理的學習能起到化難為易的作用。

⑷ 地球以及各種天體的質量是如何精確測出的

一、 用萬有引力定律和牛頓運動定律估算天體質量 在天體運動中，近似認為天體的運動是勻速圓周運動，在其運動過程中起決定因素的是萬有引力，即萬有引力提供天體做勻速圓周運動所需的向心力，有G(mM/r2)=m × (2π/T)2×r 其中周期可通過天文觀測方式獲得，從而可得天體質量為：M = [(2π/T)2×r3] / G 例：（2001年理綜）太陽現正處於主序星演化階段，它主要是由電子和 11H、24He等原子核組成。維持太陽輻射的是它內部的核聚變反滾棗應，核反應方程是2e+411H---24He+ 釋放的核能，這些核能最後轉化為輻射能。根據目前關於恆星演化的理論，若由於聚變反應而使太陽中的11H核的數目從現有數減少10％，太陽將離開主序星階段而轉入紅巨星的演化階段。為了簡化，假定目前太陽全部由電子和11H核組成。 （1） 為了研究太陽演化過程，需要知道目前太陽的質量M。已知地球半徑為R=6.4×106m ，地球質量為m=6.0×1024 kg，日地中心的距離為 r=1.5×1011m，地球表面處的重力加速度為g=10m/s2 ，一年約為3.2×107 s。試估算日前太陽的質量M。（估算結果只要求一位有效數字，另第二、三問略） 分析：設T為地球繞日心運動的周期，則由萬有引力定律和牛頓運動定律可知： G(mM/r2) = m × (2π/T)2×r-----------① 地球表面處的重力加速度： g = G(mM/r2)-----------------------② 由①②式聯立解得： M = m × (2π/T)2×(r3/R2g) 以題結數值代入，得M = 2 × 1030Kg。 二、 用天體真半徑和表面重力加速度推算天體質量 在天體表面，物體所受萬有引力與它所受重力近似相等，由萬有引力定律有：G(mM/R2)=mg 即M = gR2/G 例:由天文觀測可得月球的直徑為3476km，月面上物體做自由落體運動的重力加速度為1.62m/s2,則月球的質量為：M月= g月R2月/G = g月D2月/4G = 1.62×(3.476×106)2/(4×6.67×10-11)Kg = 7.34×1022 Kg 三、 由開普勒第三定律估算天體質量 開普勒三定律注①是關於行星圍繞太陽運動的規律，是德國天文學家開普勒認真分析了丹麥天文學家第谷·布拉赫的大量對天體運行觀測資料的基礎上提出的，它的內容是： 開普勒第一定律（橢團軌道定律）：所有行星分別在大小不同的橢圓軌道上圍繞太陽運動，太陽是在這些橢圓的一個焦點上，但行星軌道的偏心率都比較小，例如，地球軌道的偏心率只有0.0167，很接近於圓。 開普勒第二定律（面積定律）：對每個行星來說，太陽和行星的聯線在相等的時間內掃過的面積相等。 開普勒第三定律（周期定律）：所有行星的橢圓軌道的半長軸的三次方跟公轉周期的平方的比值都相等。即：a3/T2 = C（常數） 由於第谷·布拉赫的資料都是靠肉眼觀測記錄的，開普勒三定律與行星實際運行的情況有少許偏離，後來人們修正了開普勒第三定律，得到准確的表達式是：a3/T2(M+m) = G/4π2 其中M為太陽的質量；m為行星的質量；a為橢圓軌道的長半軸；T為行星的公轉周期；萬有引力常數 G = 6.67×10-11N·m2/Kg2。 例：試估算銀河系的質量。 分析：測量銀河系的質量時，為了便於分析和計算，通喚態常改變修正後的開普勒第三定律中的 和 的單位。如果設地球到太陽的平均距離為 =1天文單位，地和備源球繞太陽公轉的周期 =1年，則對地球和太陽這個系統而言，若略去地球質量，地球繞太陽運轉的開普勒第三定律為: 13/12(M太+0) = G/4π2即 G/4π2 = 1/M太--------③ 選太陽和銀河系為一個系統，由開普勒第三定律有： a3/T2(M銀+M太) = G/4π2-----------------------④ 長期的天文觀測可知，太陽以250km/s 的速度帶領著太陽系中的星體繞銀河系的中心旋轉，若取天文單位為距離單位，年為周期單位，太陽每轉一周約需T=2.4×108年；太陽到銀河系中心的距離為 a ≈33000光年=2.06×109天文單位，聯立③④可得:M銀+M太= (2.06×109)3M太/(2.4×108)2= 1.5×1011M太 這里M太是太陽繞銀河系的中心旋轉的軌道以內銀河系諸星體的質量，因M太 ×M銀 ，故M銀=1.5×1011M太，即銀河系的質量至少是太陽的1.5千億倍！ 四、 用天體的質量和光度之比的質光關系估算天體質量 所謂質光關系注②就是恆星的質量和絕對光度之間的一個重要關系，最早為哈姆所提出，並在1919年由赫茨普龍通過觀測資料證實，1924年愛丁頓從理論上導出絕對光度為L的恆星與其質量M的關系為：L = kM3.5 其中絕對光度L可由實際觀察得到， 為常數，它與哈勃常數H有關。由上式可估算天體的質量為：M = (L/k)2/7 該方法除對物理性質特殊的巨星、白矮星和某些緻密天體不適用外，對占恆星總數的90％的主序星非常適用。 除以上方法可以估算天體質量以外，還有注③:用維里定理估算天體的質量（稱為"維里質量"）；雙譜分光雙星又是食雙星可由分光解和測光解中的軌道傾角，可求得兩子星的質量；雙譜分光雙星又是干涉雙星，可由分光解和軌道傾角，可計算出兩子星的質量；雙譜分光雙星的分光解加上偏振觀測所得軌道傾角可得出兩子星的質量；利用已知半徑的白矮星的引力紅移量求白矮星的質量；利用恆星在赫羅圖上的理論演化軌跡估算恆星質量（稱為"演化質量"）；對已知真半徑的脈動變星，可以由脈動周期估算平均密度，從而得出質量（稱為"脈動質量"）等方法。 當然，天體的質量隨著時間而不斷變化，主要是由於熱核反應把質量不斷轉變為輻射能和許多天體因大氣膨脹或拋射物質而不斷損失質量。而且仍有不少恆星的質量數據至今還很不可靠或精度甚低，如大角、老人、織女一、河鼓二、參宿四、心宿二等亮星，欲得到精度較高的恆星的質量，人們仍有大量的工作要做。

滿意請採納

⑸ 物理學中常見的測量方法

1. 控制變數法

當某一物理量受到幾個不同物理量的影響，為了確定各個不同物理量的影響，要控制某些量，使其固定不變，改變某一個量，看所研究的物理量與該物理量之間的關系。如：研究液體的壓強與液體密度和深度的關系。

2. 理想模型法

在用物理規律研究問題時，常需要對它們進行必要的簡化，忽略次要因素，以突出主要矛盾。用這種理想化的方法將實際中的事物進行簡化，便可得到一系列的物理模型。如：電路圖是實物電路的模型；力的示意圖或力的圖示是實際物體和作用力的模型。

3. 轉換法

物理學中對於一些看不見、摸不著的現象或不易直接測量的物理量，通常用一些非常直觀的現象去認識，或用易測量的物理量間接測量，這種研究問題的方法叫轉換法。如：奧斯特實驗可證明電流周圍有磁場；擴散現象可證明分子做無規則運動。

4. 等效替代法

等效的方法是指面對一個較為復雜的問題，提出一個簡單的方案或設想，而使它們的效果完全相同，將問題化難為易，求得解決。例如：在曹沖稱象中用石塊等效替換大象，效果相同。

5. 類比法

根據兩個（或兩類）對象之間在某些方面的相同或相似而推出它們在其他方面也可能相同或相似的一種邏輯思維。如: 用抽水機類比電源。

6. 比較法

通過觀察，分析，找出研究對象的相同點和不同點，它是認識事物的一種基本方法。如：比較發電機和電動機工作原理的異同。

7. 實驗推理法

是在觀察實驗的基礎上，忽略次要因素，進行合理的推想，得出結論，達到認識事物本質的目的。如：研究物體運動狀態與力的關系實驗；研究聲音的傳播實驗等。

8. 比值定義法

就是用兩個基本的物理量的「比」來定義一個新的物理量的方法。其特點是被定義的物理量往往是反映物質的最本質的屬性，它不隨定義所用的物理量的大小取捨而改變。如：速度、密度、壓強、功率、比熱容、熱值等概念公式採取的都是這樣的方法。

9. 歸納法

從一般性較小的前提出發，推出一般性較大的結論的推理方法叫歸納法。如;驗證杠桿的平衡條件，反復做了三次實驗來驗證F1 L1＝ F2 L2

10.估測法

根據題目給定的條件或數量關系，可以不精確計算，而經分析、推理或進行簡單的心算就能找出答案的一種解題方法。它的最大優點是不需要精確計算，只要對數據進行粗略估計或模糊計算，就能使問題迎刃而解。（1）解答時應了解一些常用的物理數據：家庭照明電壓值220V、每層樓高3m左右、一個雞蛋的質量約50g、成人身高約1.60～1.80m、人體的密度約為1.0×103kg/m3、人的心跳約1秒70～80次、人體電阻約為幾千～幾百千歐、人正常步行的速度1.4m/s、自行車一般行駛速度約5m/s、一本物理課本的質量約230g、一張報紙平鋪在桌面產生的壓強約0.5Pa等。(2)記住一些重要的物理常數：光在真空中的傳播速度、聲音在空氣中的傳播速度、水的密度、水的比熱容等。

⑹ 科學家怎麼測量原子的質量

小型棱鏡攝譜儀的使用 任何一種原子受到激發後，當由高能級躍遷到低能級時，將輻射出一定能量的光子，光子的波長為，由能級間的能量差決定： 式中，為普朗克常數，c為光速。不同，也不同。同一種原子所輻射的不同波長的光，經色散後按一定程序排列而成的光譜，稱發射光譜。 不同元素的原子結構是不相同的，因而受激發後所輻射的光波具有不同的波長，也就是有不同的發射光譜。通過對發射光譜的測量和分析，可確定物質的元素成分，這種分析方法稱為光譜分析。通過光譜分析，不僅可以定性地分析物質的組成，還可以定量地確定待測物質所含各種元素的多少。發射光譜分析常用攝譜儀進行。 小型棱鏡攝譜儀，是以棱鏡作為色散系統，觀察或拍攝物質的發射光譜。 【實驗目的】： 1．了解攝譜儀的結構、原理和使用方法，學習小型攝譜儀的定標方法。 2．觀察物質的發射光譜，測定氫原子光譜線的波長，驗證原子光譜的規律性，測定氫原子光譜的里德堡常數。 3．學習物理量的比較測量方法。 【實驗儀器】： 小型攝譜儀、孝頃汞燈及鎮流器、氫燈及電源、調壓變壓器。 【實驗原理】： 1．氫原子光譜的規律 1885瑞士物理學家巴爾末發現，氫原子發射的光譜，在可見光區域內，遵循一定的規律，譜線的波長滿足巴爾末公式： （1） 式中，n=3，4，5，組成一個譜線系，稱為巴爾末線系。用波數（）表示的巴爾末公式為： n=3，4，5 （2） 式（2）中，稱為氫原子光譜的里德堡常數。 用攝譜儀測出巴爾末線系各譜線的波長後，就可由式（2）算咐慎塵出里德堡常數，若與公認值=1.096776相比，在一定誤差范圍內，就能驗證巴爾末公式和氫原子光譜的規律。 2．譜線波長的測量 先用一組已知波長的光譜線做標准，測出它們移動到讀數標記位置處時螺旋刻度尺的讀數後，以為橫坐標，為縱坐標，作~定標曲線。 對於待測光譜波長的光源只要記下它各條譜線所對應的螺旋尺上讀數，對照定標校正曲線就可確定各譜線的波長。 本實驗利用汞燈為攝譜儀進行定標校正。然後測出氫原子光譜巴爾末線系各譜線的波長，再根據式（2）算出。 【實驗步驟與內容】： 1．對著儀器（如右圖）或儀器使用說明書，在處裝上看鏡目鏡，熟悉攝譜儀各部分的結構及操作方法。 2．將汞燈置於 「S」處，前後移動聚光鏡1，使光源清晰地成像於狹縫處。在目鏡中觀察出射光譜，轉動轉角調節輪，使任一條光譜進入視場，輕輕轉動出射聚光鏡2的調焦手輪，使光譜線像聚焦清晰；再轉動角調節輪，逐個觀察光源的各條光譜線並與附表中列出的譜線顏色核對無誤後，開始測量。依次記下各光源不同波長譜線的所對應的讀數。 3．將氫燈置於「S」處，（注意：氫燈用的是高壓，調壓變壓器輸出指示數不能超過規定的值），測出氫原子光譜中紅、藍、紫三條譜線所對應的鼓輪讀數。 4．數據處理與分析： （1）列表記錄所有數據，表格自擬。 （2）用毫米方格作圖紙，作出光譜儀的~定標曲線。 （3）由定標校正曲線及氫光譜測得的，求出巴爾末譜線系中三條譜線的波長，並與氫光譜的標准波長比較。 （4）由氫光譜所測得的三個波長，按式（2）算出里德堡常數，求出其平均值，並與公認值比較，算出測量的不確定度。 【注意事項】： 1．光譜儀中的狹縫是比較精密的機械裝置，實驗中不要任意調節。旋轉轉角調節輪時，動作一定要緩慢。禁止用手觸摸透鏡等光學元件。 2．氫光源使用的是高壓電源，應特別小心。開燈前，先將調壓變壓器置於低電壓處，然後通電源，慢慢地調節變壓器升壓到氫光源穩定發光。關燈時，先把變壓器降到最低電壓，再斷開電源。 問題討論 1．要能在看譜目鏡中看到不同波長的譜線，應如何調節？各譜線出射時的相對位置應在何處讀出？ 2．測物質光譜波長時，如何定標？ 3．氫原子光譜的巴爾末線系三條譜線的量子數n各為多少？ 4．根據光柵實驗和本實驗的學習、實踐，請對光柵光譜和衡禪棱鏡光譜作簡要的比較、分析。 5．要使比較光譜的各個光源的位置都位於攝譜儀準直透鏡的光軸上，應怎樣進行調節？ 6．利用比較光譜測定光波波長的原理是什麼？ 7．哈特曼光闌的作用是什麼？ 8．為什麼感光片必須位於一定的傾斜的位置上，才能使可見光區的所有譜線清晰？ 9．你知道有哪些測定光波波長的方法？你已作過的實驗有哪幾種？試比較它們的特點。 附錄 一、攝譜儀基本結構 攝譜儀的光學系統原理如右圖所示，自光源S發出的光，經聚光鏡會聚於可調狹縫上，調節狹縫以獲得一束寬度、光強適當的光，此光經準直透鏡後成平行光射到棱鏡上，再經棱鏡折射色散，由另一聚光鏡成像於接收系統。以上元部件均安裝在導軌上。下面分別介紹攝譜儀的幾個主要元部件。 （1）狹縫頭 狹縫頭由狹縫片、狹縫蓋、哈特曼光欄、刻度手輪、曝光開關等組成。 狹縫頭是光譜儀中最精密、最重要的機械部分，它用來限制入射光束，構成光譜的實際光源，直接決定譜線的質量。 狹縫片由一對能對稱分合的刀口組成，其分合動作由刻度手輪d控制。刻度手輪是保持狹縫精密的重要部分，因此轉動手輪時一定要用力均勻、輕柔，狹縫蓋內裝有能左右拉動的哈特曼欄板c，蓋外裝有可左右拉動控制狹縫開、閉的曝光的開關e，如圖28-3所示。 哈特曼光欄是用來改變譜線在照相膠片上的位置，以便對三種譜線進行比較。當板上三條刻線與狹縫蓋邊緣相切時，表示光欄板上的三個橢圓孔相應地移到狹縫的正前方，從而選擇光譜在膠片上的位置。 曝光開關還兼有防塵作用，在不使用時應把它關閉。 （2）色散系統 色散系統是一個恆偏向棱鏡，它使光線在色散的同時又偏轉90o。棱鏡本身也可繞鉛直軸轉動。 （3）接收系統 小型棱鏡攝譜儀的接收系統有三種。①照相機；②看譜目鏡；③出射狹縫，可分別裝於圖28-2中的處。 若處裝上照相機，則光譜可成像在毛玻璃屏上，調焦清晰後，取下毛玻璃屏換上感光膠片，即可曝光拍攝光譜線。 若處裝上出射狹縫，則構成一個單色儀，轉動棱鏡轉角調節輪，可使聚焦於出射狹縫的不同光譜線射出，以獲得所需的單色光。 若處裝上看譜目鏡系統，則可直接用眼睛觀察光譜線。本實驗利用看譜系統進行各種發射光譜線波長的測量。在看譜目鏡視場中有一小的黑三角，作為測量譜線波長的基準。當轉動棱鏡轉角調節輪時，棱鏡位置旋轉，出射的光譜線位置也跟著移動，當在所需讀出的譜線移到黑三角位置處時，可由與轉角調節輪相連的螺旋刻度尺上讀出此時棱鏡的相對位置。欲知此時譜線波長的數值，則需先對螺旋刻度尺進行定標校正。 二、汞、氫光譜的標准波長表 光源 顏色和波長（nm） 氦 藍 藍 藍綠 藍綠 藍綠 藍綠 黃 紅 紅 438.79 447.15 471.32 492.19 501.57 504.77 587.56 667.82 706.57 汞 紫 紫 藍 藍綠 綠 黃 黃 紅 404.66 407.80 435.84 491.60 546.07 576.96 579.07 623.40 氫 紫 藍 紅 434.05 486.13 656.28參考資料： http://home.henannu.e.cn/jingpinkecheng/gx/kecheng/shiyan/6.htm

⑺ 單個原子小到看不見，那麼物理學家是如何測出質量的

在19世紀初，物理學家阿伏加德羅首次認識到，在給定的壓力和溫度下，任何氣體的體積都與組成氣體的原子或分子的數量成正比，這是一個重大突破。這使物理學家能夠比較等體積不同氣體的相對重量，從而確定組成氣體的原子相對質量。

原子量是用原子質量單位（amu）來測量的，1 amu等於碳-12原子質量的十二分之一。不久之後，著名的常數——阿伏伽德羅常數（6.023×10^23 /mol）被測量出來。根據這個常數，可以知道一摩爾氣體中的原子或分子的數量。基於此，物理學家可以通過測量氣體的總體積，並結合阿伏伽德羅常數，就能粗略估計出單個原子的質量。

⑻ 質量的不變性，但如何在沒有重力的情況下測物質的質量謝謝

與質量有關的公式用於計算質量：①密度計算公式：ρ=m/v；重力計算公式：G=mg等。
質量是物體的一種基本屬性，與物體的狀態、形狀、所處的空間位置變化無關。
不同物體含有的物質的多少不一定相同。物體所含物質的多少叫做物賀缺蠢體的質量（mass）。
1.物理學中的質量：物體含有物質的多少叫質量。質量不隨物體形狀、狀態、空間位置的改變而改變，是物體的基本屬性，通常用m表示。在國際單位制中質量的單位是千克 （kilogram），即kg。
不得不提及，在物理學中質量分為慣性質量和引力質量。慣性質量表示的是物體慣性的大小，而引力質量表示收引力的大小。事實上，通過無數精確的實驗表明，這兩個質量是相等的，也就禪陪是說，他只是同一個物理量的不同方面。

相對論提出能量與質量是等價的，可以通過E＝mc^2，換算。此外，相對論還提出，質量與速度有關，公式：m=m0/（開方（1-v^2/c^2））。

在化學反應中，質量守衡。

在物理反應（核反應）中，質量（能量）守衡。

2.工程術語中：質量是產品或服務的總體特徵和特性，基於此能力來滿足明確或隱含的需要。
3.地理學中的質量：為適合應用，對數據所要求的或可以辨別的特徵和特性的總和。
4.質量 quality
一組固有特性(3.5.1)滿足要求(3.1.2)的程度
注1：術語「質量」可使用形容詞如差、好或優秀來修飾。
注2：「固有的」（其反義是「賦予的」）就是指在某事或某物中本來就有的，尤其是那種永久的特性。

5.ISO質量體系中。質量：一組固有特性滿足明示的、通常隱含的或必須履行的需求或期望的程度。
6.在國際單位制中，質量的基本單位是千克，符號kg。最初規定100cm的3次方的純水，在4℃時的質量1kg。1779年，人們據此用鉑衣合金扮模製成一個標准千克原器，存放在法國巴黎國際計量局中。