在物理学中如何测出质量的

⑴ 质量的计算公式有哪些

1、 密度计算公式：密度=质量/体积（ρ=m/V）（同种物质组成的物体的质量与体积成正比）

2、 重力计算公式：G=mg（G为重量，m为质量，g为地球的重力加速度，约为9.8N/kg）

3、 牛顿第二定律计算公式：F=ma（F为合力，m为质量，a为加速度）

4、 质能联系方程：E=mc2

质量（mass）是物银弯岩体所具有的一种物理属性，是物质的量的量度，它是一个正的标量。质量分为惯性质量和引力质量。自然界中的任何物质既有惯性质量又有引力质量。这里所说的“物质”是自然界中的宏观物体和电磁场、天体和星系、微观世界的基本粒子等的总称。

质量是物理学中的一个基本概念，它的含义和内容随着科学的发展而不断清晰和充实。最初，牛顿把质量说成是物质的数量，即物质多少的量度。

(1)在物理学中如何测出质量的扩展阅读：

质量的单位

在国际单位制（International system of units,SI） 中，质量的单位是千克（kilogram, kg）。1千克 = 1000克（gram, g）。闹团

在国际锋御单位制中，还有一些其他的单位也可以使用：

1、吨（tonne, t）, 1t = 1000kg。

2、电子伏特（electronvolt, eV），电子伏特本来是一个能量单位，但是由于质量与能量的等价，电子伏特也可以作为质量单位。在用作质量单位时，通常写作eV/c2，也可以简写为eV。电子伏特常用在粒子物理学中。

3、原子质量单位（u）, 1原子质量单位定义为碳12原子质量的1/12,大约为1.66×10−27kg。原子质量单位在表达原子和分子质量的时候很方便。

在国际单位制之外，根据上下文，还有很多不同的质量单位在被使用，比如斯勒格(slug, sl),磅（pound, lb），普朗克质量（mp） 和太阳质量（MΘ）。

⑵ 天体物理学上如何测量一个未知天体的质量具体要用到哪些仪器

测坦返量天体的方法有多种要看你说的未知天体的具慧薯体情况。是恒星、行星、彗星还是小行星，距离地球的远近以及可观察的数据总量。一般说来，距让碧饥离地球较近的天体（如太阳系的行星、卫星）可以通过测量天体运行轨道按照经典万有引力来计算质量。距离地球较远的天体可观测的主要是恒星了，一般用光度估测法。由于恒星光度与质量有一定的关系，可根据恒星的光度来估测其质量。不过较远的恒星质量一般都不会也没必要特别准确。

⑶ 初中物理实验操作及方法

实验题也是初中物理学习的重点，下面我整理了一些初中物理实验，希望能帮助到大家学习物理。

初中物理实验操作及方法

一、天平测质量

实验目的：用托盘天平测质量。

实验器材：天平(托盘天平)。

实验步骤：

1.把天平放在水平桌面上，取下两端的橡皮垫圈。

2.游码移到标尺最左端零刻度处(游码归零，游码的最左端与零刻度线对齐)。

3.调节两端的平衡螺母(若左盘较高，平衡螺母向左拧;右盘同理)，直至指针指在刻度盘中央，天平水平平衡。

4.左物右码，直至天平重新水平平衡。(加减砝码或移动游码)

5.读数时，被测物体质量=砝码质量+游码示数(m 物=m 砝+m 游)

二、探究二力平衡的条件

1.实验步骤

（1）探究当物体处于静止时，两个力的关系；探究当物体处于匀速直线运动状态时，两个力的关系。

（2）作用在同一物体上的两个力，在大小相等、方向相反的情况下，它们还必须在同一直线，这二力才能平衡；

（3）两个力在大小相等、方向相反且在同一直线上的情况下，它们还必须在同一物体上，这二力才能平衡。

2.实验结论：二力平衡的条件

（1）大小相等（等大）；

（2）方向相反（反向）；

（3）同一直线（共线）；

（4）同一物体（同体）。

三、测定物质的密度

(1)测定固体的密度

实验目的：测固体密度

实验器材：天平、量筒、水、烧杯、细线、石块等。

实验原理：ρ=m/v

实验步骤

1.用天平测量出石块的质量为48.0g。

2.在量筒中倒入适量的水，测得水的体积为 20 ml。

3.将石块浸没在量筒内的水中，测得石块的体积为cm 3 。

多次实验目的：多次测量取平均值，减小误差

(2)测定液体的密度

实验目的：测液体密度

实验步骤：

1.测出容器与液体的总质量(m总)。

2.将一部分液体倒入量筒中，读出体积 V。

3.测容器质量(m容)与剩余液体质量(m剩=m总-m容) 。

4.算出密度：ρ

初中物理实验口诀

1.调节天平横梁平衡

物理天平进行称量之前，指针应指在刻度中央。若指针偏在标尺左侧，将横梁左端螺丝向左调，或将横梁右端螺丝向左调，均能使指针回到标尺中央。当指针向右偏时，横梁螺丝（不论左端或右端的螺丝）应向右调，横梁螺丝调节方向可概括为：左偏左调，或者左—左，右偏右调，或者右—右。

托盘天平的指针在横梁上方，故横梁螺丝的调节方向跟物理天平相反。只要熟记物理天平的口诀，联想记忆托盘天平螺丝要反调，就不会混淆了。

2.滑动变阻器的使用

滑动变阻器分上下两层，上层钢杆和下层电阻丝各有两个接线柱，为了变阻，使用时应上下各用一个接线柱。可简记为：一上一下，各用一个。

根据这一接法，连接实物时就不必拘泥于电路图中滑动变阻器的接线方向，从而选择短距离，避免交叉的布线方式。

3.连接电路的入门方法

连接含有并联电路的回路时，可先只连接并联导体中的一个导体，伏特表也暂不接入电路，即首先连接一个串联回路，然后再把并联的导体和伏特表接入电路，这种入门的方法叫先串后并。这样做，对初中物理的学习能起到化难为易的作用。

⑷ 地球以及各种天体的质量是如何精确测出的

一、 用万有引力定律和牛顿运动定律估算天体质量 在天体运动中，近似认为天体的运动是匀速圆周运动，在其运动过程中起决定因素的是万有引力，即万有引力提供天体做匀速圆周运动所需的向心力，有G(mM/r2)=m × (2π/T)2×r 其中周期可通过天文观测方式获得，从而可得天体质量为：M = [(2π/T)2×r3] / G 例：（2001年理综）太阳现正处于主序星演化阶段，它主要是由电子和 11H、24He等原子核组成。维持太阳辐射的是它内部的核聚变反滚枣应，核反应方程是2e+411H---24He+ 释放的核能，这些核能最后转化为辐射能。根据目前关于恒星演化的理论，若由于聚变反应而使太阳中的11H核的数目从现有数减少10％，太阳将离开主序星阶段而转入红巨星的演化阶段。为了简化，假定目前太阳全部由电子和11H核组成。 （1） 为了研究太阳演化过程，需要知道目前太阳的质量M。已知地球半径为R=6.4×106m ，地球质量为m=6.0×1024 kg，日地中心的距离为 r=1.5×1011m，地球表面处的重力加速度为g=10m/s2 ，一年约为3.2×107 s。试估算日前太阳的质量M。（估算结果只要求一位有效数字，另第二、三问略） 分析：设T为地球绕日心运动的周期，则由万有引力定律和牛顿运动定律可知： G(mM/r2) = m × (2π/T)2×r-----------① 地球表面处的重力加速度： g = G(mM/r2)-----------------------② 由①②式联立解得： M = m × (2π/T)2×(r3/R2g) 以题结数值代入，得M = 2 × 1030Kg。 二、 用天体真半径和表面重力加速度推算天体质量 在天体表面，物体所受万有引力与它所受重力近似相等，由万有引力定律有：G(mM/R2)=mg 即M = gR2/G 例:由天文观测可得月球的直径为3476km，月面上物体做自由落体运动的重力加速度为1.62m/s2,则月球的质量为：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、 由开普勒第三定律估算天体质量 开普勒三定律注①是关于行星围绕太阳运动的规律，是德国天文学家开普勒认真分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫的大量对天体运行观测资料的基础上提出的，它的内容是： 开普勒第一定律（椭团轨道定律）：所有行星分别在大小不同的椭圆轨道上围绕太阳运动，太阳是在这些椭圆的一个焦点上，但行星轨道的偏心率都比较小，例如，地球轨道的偏心率只有0.0167，很接近于圆。 开普勒第二定律（面积定律）：对每个行星来说，太阳和行星的联线在相等的时间内扫过的面积相等。 开普勒第三定律（周期定律）：所有行星的椭圆轨道的半长轴的三次方跟公转周期的平方的比值都相等。即：a3/T2 = C（常数） 由于第谷·布拉赫的资料都是靠肉眼观测记录的，开普勒三定律与行星实际运行的情况有少许偏离，后来人们修正了开普勒第三定律，得到准确的表达式是：a3/T2(M+m) = G/4π2 其中M为太阳的质量；m为行星的质量；a为椭圆轨道的长半轴；T为行星的公转周期；万有引力常数 G = 6.67×10-11N·m2/Kg2。 例：试估算银河系的质量。 分析：测量银河系的质量时，为了便于分析和计算，通唤态常改变修正后的开普勒第三定律中的 和 的单位。如果设地球到太阳的平均距离为 =1天文单位，地和备源球绕太阳公转的周期 =1年，则对地球和太阳这个系统而言，若略去地球质量，地球绕太阳运转的开普勒第三定律为: 13/12(M太+0) = G/4π2即 G/4π2 = 1/M太--------③ 选太阳和银河系为一个系统，由开普勒第三定律有： a3/T2(M银+M太) = G/4π2-----------------------④ 长期的天文观测可知，太阳以250km/s 的速度带领着太阳系中的星体绕银河系的中心旋转，若取天文单位为距离单位，年为周期单位，太阳每转一周约需T=2.4×108年；太阳到银河系中心的距离为 a ≈33000光年=2.06×109天文单位，联立③④可得:M银+M太= (2.06×109)3M太/(2.4×108)2= 1.5×1011M太 这里M太是太阳绕银河系的中心旋转的轨道以内银河系诸星体的质量，因M太 ×M银 ，故M银=1.5×1011M太，即银河系的质量至少是太阳的1.5千亿倍！ 四、 用天体的质量和光度之比的质光关系估算天体质量 所谓质光关系注②就是恒星的质量和绝对光度之间的一个重要关系，最早为哈姆所提出，并在1919年由赫茨普龙通过观测资料证实，1924年爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M的关系为：L = kM3.5 其中绝对光度L可由实际观察得到， 为常数，它与哈勃常数H有关。由上式可估算天体的质量为：M = (L/k)2/7 该方法除对物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体不适用外，对占恒星总数的90％的主序星非常适用。 除以上方法可以估算天体质量以外，还有注③:用维里定理估算天体的质量（称为"维里质量"）；双谱分光双星又是食双星可由分光解和测光解中的轨道倾角，可求得两子星的质量；双谱分光双星又是干涉双星，可由分光解和轨道倾角，可计算出两子星的质量；双谱分光双星的分光解加上偏振观测所得轨道倾角可得出两子星的质量；利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估算恒星质量（称为"演化质量"）；对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为"脉动质量"）等方法。 当然，天体的质量随着时间而不断变化，主要是由于热核反应把质量不断转变为辐射能和许多天体因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。而且仍有不少恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低，如大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星，欲得到精度较高的恒星的质量，人们仍有大量的工作要做。

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⑸ 物理学中常见的测量方法

1. 控制变量法

当某一物理量受到几个不同物理量的影响，为了确定各个不同物理量的影响，要控制某些量，使其固定不变，改变某一个量，看所研究的物理量与该物理量之间的关系。如：研究液体的压强与液体密度和深度的关系。

2. 理想模型法

在用物理规律研究问题时，常需要对它们进行必要的简化，忽略次要因素，以突出主要矛盾。用这种理想化的方法将实际中的事物进行简化，便可得到一系列的物理模型。如：电路图是实物电路的模型；力的示意图或力的图示是实际物体和作用力的模型。

3. 转换法

物理学中对于一些看不见、摸不着的现象或不易直接测量的物理量，通常用一些非常直观的现象去认识，或用易测量的物理量间接测量，这种研究问题的方法叫转换法。如：奥斯特实验可证明电流周围有磁场；扩散现象可证明分子做无规则运动。

4. 等效替代法

等效的方法是指面对一个较为复杂的问题，提出一个简单的方案或设想，而使它们的效果完全相同，将问题化难为易，求得解决。例如：在曹冲称象中用石块等效替换大象，效果相同。

5. 类比法

根据两个（或两类）对象之间在某些方面的相同或相似而推出它们在其他方面也可能相同或相似的一种逻辑思维。如: 用抽水机类比电源。

6. 比较法

通过观察，分析，找出研究对象的相同点和不同点，它是认识事物的一种基本方法。如：比较发电机和电动机工作原理的异同。

7. 实验推理法

是在观察实验的基础上，忽略次要因素，进行合理的推想，得出结论，达到认识事物本质的目的。如：研究物体运动状态与力的关系实验；研究声音的传播实验等。

8. 比值定义法

就是用两个基本的物理量的“比”来定义一个新的物理量的方法。其特点是被定义的物理量往往是反映物质的最本质的属性，它不随定义所用的物理量的大小取舍而改变。如：速度、密度、压强、功率、比热容、热值等概念公式采取的都是这样的方法。

9. 归纳法

从一般性较小的前提出发，推出一般性较大的结论的推理方法叫归纳法。如;验证杠杆的平衡条件，反复做了三次实验来验证F1 L1＝ F2 L2

10.估测法

根据题目给定的条件或数量关系，可以不精确计算，而经分析、推理或进行简单的心算就能找出答案的一种解题方法。它的最大优点是不需要精确计算，只要对数据进行粗略估计或模糊计算，就能使问题迎刃而解。（1）解答时应了解一些常用的物理数据：家庭照明电压值220V、每层楼高3m左右、一个鸡蛋的质量约50g、成人身高约1.60～1.80m、人体的密度约为1.0×103kg/m3、人的心跳约1秒70～80次、人体电阻约为几千～几百千欧、人正常步行的速度1.4m/s、自行车一般行驶速度约5m/s、一本物理课本的质量约230g、一张报纸平铺在桌面产生的压强约0.5Pa等。(2)记住一些重要的物理常数：光在真空中的传播速度、声音在空气中的传播速度、水的密度、水的比热容等。

⑹ 科学家怎么测量原子的质量

小型棱镜摄谱仪的使用 任何一种原子受到激发后，当由高能级跃迁到低能级时，将辐射出一定能量的光子，光子的波长为，由能级间的能量差决定： 式中，为普朗克常数，c为光速。不同，也不同。同一种原子所辐射的不同波长的光，经色散后按一定程序排列而成的光谱，称发射光谱。 不同元素的原子结构是不相同的，因而受激发后所辐射的光波具有不同的波长，也就是有不同的发射光谱。通过对发射光谱的测量和分析，可确定物质的元素成分，这种分析方法称为光谱分析。通过光谱分析，不仅可以定性地分析物质的组成，还可以定量地确定待测物质所含各种元素的多少。发射光谱分析常用摄谱仪进行。 小型棱镜摄谱仪，是以棱镜作为色散系统，观察或拍摄物质的发射光谱。 【实验目的】： 1．了解摄谱仪的结构、原理和使用方法，学习小型摄谱仪的定标方法。 2．观察物质的发射光谱，测定氢原子光谱线的波长，验证原子光谱的规律性，测定氢原子光谱的里德堡常数。 3．学习物理量的比较测量方法。 【实验仪器】： 小型摄谱仪、孝顷汞灯及镇流器、氢灯及电源、调压变压器。 【实验原理】： 1．氢原子光谱的规律 1885瑞士物理学家巴尔末发现，氢原子发射的光谱，在可见光区域内，遵循一定的规律，谱线的波长满足巴尔末公式： （1） 式中，n=3，4，5，组成一个谱线系，称为巴尔末线系。用波数（）表示的巴尔末公式为： n=3，4，5 （2） 式（2）中，称为氢原子光谱的里德堡常数。 用摄谱仪测出巴尔末线系各谱线的波长后，就可由式（2）算咐慎尘出里德堡常数，若与公认值=1.096776相比，在一定误差范围内，就能验证巴尔末公式和氢原子光谱的规律。 2．谱线波长的测量 先用一组已知波长的光谱线做标准，测出它们移动到读数标记位置处时螺旋刻度尺的读数后，以为横坐标，为纵坐标，作~定标曲线。 对于待测光谱波长的光源只要记下它各条谱线所对应的螺旋尺上读数，对照定标校正曲线就可确定各谱线的波长。 本实验利用汞灯为摄谱仪进行定标校正。然后测出氢原子光谱巴尔末线系各谱线的波长，再根据式（2）算出。 【实验步骤与内容】： 1．对着仪器（如右图）或仪器使用说明书，在处装上看镜目镜，熟悉摄谱仪各部分的结构及操作方法。 2．将汞灯置于 “S”处，前后移动聚光镜1，使光源清晰地成像于狭缝处。在目镜中观察出射光谱，转动转角调节轮，使任一条光谱进入视场，轻轻转动出射聚光镜2的调焦手轮，使光谱线像聚焦清晰；再转动角调节轮，逐个观察光源的各条光谱线并与附表中列出的谱线颜色核对无误后，开始测量。依次记下各光源不同波长谱线的所对应的读数。 3．将氢灯置于“S”处，（注意：氢灯用的是高压，调压变压器输出指示数不能超过规定的值），测出氢原子光谱中红、蓝、紫三条谱线所对应的鼓轮读数。 4．数据处理与分析： （1）列表记录所有数据，表格自拟。 （2）用毫米方格作图纸，作出光谱仪的~定标曲线。 （3）由定标校正曲线及氢光谱测得的，求出巴尔末谱线系中三条谱线的波长，并与氢光谱的标准波长比较。 （4）由氢光谱所测得的三个波长，按式（2）算出里德堡常数，求出其平均值，并与公认值比较，算出测量的不确定度。 【注意事项】： 1．光谱仪中的狭缝是比较精密的机械装置，实验中不要任意调节。旋转转角调节轮时，动作一定要缓慢。禁止用手触摸透镜等光学元件。 2．氢光源使用的是高压电源，应特别小心。开灯前，先将调压变压器置于低电压处，然后通电源，慢慢地调节变压器升压到氢光源稳定发光。关灯时，先把变压器降到最低电压，再断开电源。 问题讨论 1．要能在看谱目镜中看到不同波长的谱线，应如何调节？各谱线出射时的相对位置应在何处读出？ 2．测物质光谱波长时，如何定标？ 3．氢原子光谱的巴尔末线系三条谱线的量子数n各为多少？ 4．根据光栅实验和本实验的学习、实践，请对光栅光谱和衡禅棱镜光谱作简要的比较、分析。 5．要使比较光谱的各个光源的位置都位于摄谱仪准直透镜的光轴上，应怎样进行调节？ 6．利用比较光谱测定光波波长的原理是什么？ 7．哈特曼光阑的作用是什么？ 8．为什么感光片必须位于一定的倾斜的位置上，才能使可见光区的所有谱线清晰？ 9．你知道有哪些测定光波波长的方法？你已作过的实验有哪几种？试比较它们的特点。 附录 一、摄谱仪基本结构 摄谱仪的光学系统原理如右图所示，自光源S发出的光，经聚光镜会聚于可调狭缝上，调节狭缝以获得一束宽度、光强适当的光，此光经准直透镜后成平行光射到棱镜上，再经棱镜折射色散，由另一聚光镜成像于接收系统。以上元部件均安装在导轨上。下面分别介绍摄谱仪的几个主要元部件。 （1）狭缝头 狭缝头由狭缝片、狭缝盖、哈特曼光栏、刻度手轮、曝光开关等组成。 狭缝头是光谱仪中最精密、最重要的机械部分，它用来限制入射光束，构成光谱的实际光源，直接决定谱线的质量。 狭缝片由一对能对称分合的刀口组成，其分合动作由刻度手轮d控制。刻度手轮是保持狭缝精密的重要部分，因此转动手轮时一定要用力均匀、轻柔，狭缝盖内装有能左右拉动的哈特曼栏板c，盖外装有可左右拉动控制狭缝开、闭的曝光的开关e，如图28-3所示。 哈特曼光栏是用来改变谱线在照相胶片上的位置，以便对三种谱线进行比较。当板上三条刻线与狭缝盖边缘相切时，表示光栏板上的三个椭圆孔相应地移到狭缝的正前方，从而选择光谱在胶片上的位置。 曝光开关还兼有防尘作用，在不使用时应把它关闭。 （2）色散系统 色散系统是一个恒偏向棱镜，它使光线在色散的同时又偏转90o。棱镜本身也可绕铅直轴转动。 （3）接收系统 小型棱镜摄谱仪的接收系统有三种。①照相机；②看谱目镜；③出射狭缝，可分别装于图28-2中的处。 若处装上照相机，则光谱可成像在毛玻璃屏上，调焦清晰后，取下毛玻璃屏换上感光胶片，即可曝光拍摄光谱线。 若处装上出射狭缝，则构成一个单色仪，转动棱镜转角调节轮，可使聚焦于出射狭缝的不同光谱线射出，以获得所需的单色光。 若处装上看谱目镜系统，则可直接用眼睛观察光谱线。本实验利用看谱系统进行各种发射光谱线波长的测量。在看谱目镜视场中有一小的黑三角，作为测量谱线波长的基准。当转动棱镜转角调节轮时，棱镜位置旋转，出射的光谱线位置也跟着移动，当在所需读出的谱线移到黑三角位置处时，可由与转角调节轮相连的螺旋刻度尺上读出此时棱镜的相对位置。欲知此时谱线波长的数值，则需先对螺旋刻度尺进行定标校正。 二、汞、氢光谱的标准波长表 光源 颜色和波长（nm） 氦 蓝 蓝 蓝绿 蓝绿 蓝绿 蓝绿 黄 红 红 438.79 447.15 471.32 492.19 501.57 504.77 587.56 667.82 706.57 汞 紫 紫 蓝 蓝绿 绿 黄 黄 红 404.66 407.80 435.84 491.60 546.07 576.96 579.07 623.40 氢 紫 蓝 红 434.05 486.13 656.28参考资料： http://home.henannu.e.cn/jingpinkecheng/gx/kecheng/shiyan/6.htm

⑺ 单个原子小到看不见，那么物理学家是如何测出质量的

在19世纪初，物理学家阿伏加德罗首次认识到，在给定的压力和温度下，任何气体的体积都与组成气体的原子或分子的数量成正比，这是一个重大突破。这使物理学家能够比较等体积不同气体的相对重量，从而确定组成气体的原子相对质量。

原子量是用原子质量单位（amu）来测量的，1 amu等于碳-12原子质量的十二分之一。不久之后，着名的常数——阿伏伽德罗常数（6.023×10^23 /mol）被测量出来。根据这个常数，可以知道一摩尔气体中的原子或分子的数量。基于此，物理学家可以通过测量气体的总体积，并结合阿伏伽德罗常数，就能粗略估计出单个原子的质量。

⑻ 质量的不变性，但如何在没有重力的情况下测物质的质量谢谢

与质量有关的公式用于计算质量：①密度计算公式：ρ=m/v；重力计算公式：G=mg等。
质量是物体的一种基本属性，与物体的状态、形状、所处的空间位置变化无关。
不同物体含有的物质的多少不一定相同。物体所含物质的多少叫做物贺缺蠢体的质量（mass）。
1.物理学中的质量：物体含有物质的多少叫质量。质量不随物体形状、状态、空间位置的改变而改变，是物体的基本属性，通常用m表示。在国际单位制中质量的单位是千克 （kilogram），即kg。
不得不提及，在物理学中质量分为惯性质量和引力质量。惯性质量表示的是物体惯性的大小，而引力质量表示收引力的大小。事实上，通过无数精确的实验表明，这两个质量是相等的，也就禅陪是说，他只是同一个物理量的不同方面。

相对论提出能量与质量是等价的，可以通过E＝mc^2，换算。此外，相对论还提出，质量与速度有关，公式：m=m0/（开方（1-v^2/c^2））。

在化学反应中，质量守衡。

在物理反应（核反应）中，质量（能量）守衡。

2.工程术语中：质量是产品或服务的总体特征和特性，基于此能力来满足明确或隐含的需要。
3.地理学中的质量：为适合应用，对数据所要求的或可以辨别的特征和特性的总和。
4.质量 quality
一组固有特性(3.5.1)满足要求(3.1.2)的程度
注1：术语“质量”可使用形容词如差、好或优秀来修饰。
注2：“固有的”（其反义是“赋予的”）就是指在某事或某物中本来就有的，尤其是那种永久的特性。

5.ISO质量体系中。质量：一组固有特性满足明示的、通常隐含的或必须履行的需求或期望的程度。
6.在国际单位制中，质量的基本单位是千克，符号kg。最初规定100cm的3次方的纯水，在4℃时的质量1kg。1779年，人们据此用铂衣合金扮模制成一个标准千克原器，存放在法国巴黎国际计量局中。