気体の密度によるモル質量の測定は、一定条件の下で一定体積中に一定数の分子が存在するというアボガドロの法則に基づく。この法則により理想気体の状態方程式が導かれる。
ここで は気体の圧力、 は気体の体積、 は気体の物質量、 は気体定数、 は気体の絶対温度である。
また気体の密度 は気体のモル質量 と以下の関係にある。
これらの式よりモル質量は気体の密度および絶対温度と以下の関係が成立する。
束一的性質より.
以下の手法は理想希薄溶液の束一的性質を利用するもので、溶液が充分に希薄溶液であると見做すことができ、かつ物質の何らの解離および会合も起こらないという仮定の下によるものである。
浸透圧より.
溶液の浸透圧 からモル質量を測定することも可能であり、これも気体の状態方程式と同型の式から算出される。ここで は溶質の質量でありモル質量は以下の式で算出される。
ただし、は溶質の質量、は溶媒の質量である。
沸点上昇より.
溶液の沸点は純溶媒より高くなることが多い。溶質が不揮発性でその蒸気圧が無視できるほど低いときには、溶液の沸点上昇 は溶質の質量モル濃度に比例する。その比例定数である は、溶質の種類にはよらない、溶媒に固有の定数である。これを用いると溶質のモル質量 は以下の式で表される。
ただし、は溶質の質量、は溶媒の質量である。
星間雲
化学組成.
星間雲の組成を分析するため、星間雲が発する電磁波の研究が進められている。星間雲を研究する方法のひとつは、ある物質のスペクトルからこの物質を特定しやすい 波長を選び、大型の電波望遠鏡や光学望遠鏡で全天を走査することである。低温の分子雲では長波長の電磁波が観察できる。さまざまな種類の分子の分布図を作成すると、分子雲の組成がわかる。高温雲ではいろいろな元素のイオンがみられ、そのスペクトルは可視光線や紫外線で観測できる。
もうひとつの方法は電波望遠鏡や光学望遠鏡である一点をいろいろな波長を観測し、電磁波（光や電波）の強度を記録することである。スペクトル中に現れる数々のピークは星間雲中に各種物質が分子や原子やイオンの状態で豊富に存在することを意味する。ピークの高さでそれぞれの構成比がわかる。
星間雲中の予期せぬ化学物質の検出.
高速度雲.