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质量 与质量有关的现象
在物理学中，人们从至少七个属性上区分质量的概念，或者说七个可以用质量解释的物理现象：
主动引力质量  是由一个物体的引力通量（引力通量等于引力场在一个封闭表面的面积分）来决定的。测量引力场，可以通过引入一个充分小的“测试物体”（这个物体应当足够小，不影响被测量物体的引力场），令其做自由落体运动，并测量其加速度。比如，一个在月球附近做自由落体运动的物体，与在地球表面相比，会感受到较小的引力场，因此加速度也较小。月球表面的引力场较弱是因为月球的主动引力质量较小。
惯性质量、引力质量以及其他各种各样的质量相关现象在概念上完全不同。然而，迄今为止所有的实验表明，这些量之间存在正比关系，这种正比性导致一个抽象的质量概念。如果在将来的某些实验当中发现，某个质量相关现象与其他之间的关系不是正比，那么这个现象将不会被认为是抽象质量概念的一部分。
质量 重量和数量
重量，按照定义，度量了为了支持一个重力场中的物体（即使其保持静止）所需要的力的大小。地球的重力场使得地球表面附近的物体有重量。通常，短距离之内的重力场的变化微乎其微，地球表面各处的重力场也几乎是一致的；因此，当一个物体从一个地方移动到另一个地方的时候，它的重量的变化非常小，这些微小的变化在历史的绝大部分时期都没有为人所觉察。我们可以用弓被拉延伸的长度来测量重量，这些微小的变化在古埃及是可以测量出来的，所以重量是会改变的；在水中由于浮力的影响，物体的重量更是明确的会变小。这给早期的人类一种感觉：物质世界里，有什么是物体的一种不变的、基本的属性我们可以称之为质量。
在右图所示的埃及的宗教图画里，阿努比斯正在用天平称量胡夫心脏的质量。天平平衡一个物体的重力和另一个物体的重力。天平两端的物体要足够接近，使得它们的重力场相差不大。因此，如果它们有着相同的重量，那么它们也就具有相同的质量。两者的重量之比，也就是他们的质量之比。天平是已知的最古老的测量质量的装置之一。
质量 重量和数量
数量的概念非常古老，早于有记载的历史，因此任何关于这个概念早期发展的描述都是不可靠的。然而，一个合理的推测是，人类很可能在早期就意识到，一些由相似物体构成的集合的质量，正比于这个集合中物体的数量：
，
其中，是由相似物体构成的集合的质量，是集合中物体的数量。这种比例关系，按照定义，表明两者之比是一个常数：
，或者等价地。
因此，历史上，质量的标准往往是按照数量来定义的。例如，罗马人使用角豆树种子（克拉或长角果）作为衡量标准。如果一个物体的质量与1728个角豆树种子相同，那么就说这个物体的质量是一罗马磅。如果一个物体的质量与144个角豆树种子相同，那么就说这个物体的质量是一罗马盎司。罗马磅和盎司都是用不同数量的集合来定义的，这些集合包含公共的质量标准，即角豆树种子。一罗马盎司（144个角豆树种子）和一罗马磅（1728个角豆树种子）的比为：
。
这个例子说明了一个基本的物理原理，当数量之间具有一个简单的比例关系时，它们就非常有可能具有相同的来源。
我們可以說质量是指精密测量得到的重量，纳税或交易斤斤计较其数量；重量是举起此质量所需力气，日常生活表达用语中不会太精确。
质量 重量和数量
原子（atom）这个名字来源于希腊语ἄτομος/átomos, α-τεμνω，意思是不可分的事物。物质是由离散的不可分的单元组成的哲学观念已经存在了大约一千年。然而，直到20世纪早期，原子存在的实验证据才被发现，并得到了广泛的接受。
随着化学科学的成熟，表明原子存在的实验证据来源于倍比定律。当两种或更多的元素结合成化合物的时候，它们的质量之比总是固定不变的。譬如，一氧化氮中氮和氧的质量之比总是7比8。氨气中氢和氮的质量比总是3比14。化合物中元素质量之比总是简单的分数这一事实暗示，所有的元素质量有一个共同的来源。原则上，原子质量的情况跟前面举得罗马质量单位的例子很相似。罗马磅和罗马盎司都是由不同数量的角豆树种子来定义的，因此，这两个单位之间的比例关系是一个简单的分数。类似的，因为所有的原子的质量之比都是简单的分数，因此很有可能原子仅仅是由一些不同数量的，更加基本的质量单位构成的。
质量 重量和数量
1805年，化学家约翰·道尔顿出版了他的第一本相对原子质量表，列举了六种元素：氢，氧，氮，碳，硫以及磷，并且定义氢原子的质量为1。1815年，化学家威廉·普劳特总结道，氢原子实际上是其他所有原子的基本质量单位。
如果普劳特的假设是正确的，那么现在所知的抽象的质量概念，就不会出现，因为质量总是可以被定义为氢原子的数量。然而，普劳特的假设在两个大的方面被证实是不准确的。首先，科学的进一步发展揭示了更小粒子的存在，例如电子和夸克，它们的质量之比不是简单的分数。其次，人们发现原子本身的质量也不是精确地等于氢原子质量的倍数，而是约等于氢原子质量的倍数。根据爱因斯坦的相对论，质子和中子结合成为原子核时，部分质量会以结合能的形式释放出来。原子核结合地越紧密，释放的能量越多。结合能的释放使得元素质量之比不再是简单的分数。
比如，氢，只有一个质子，其原子质量为1.007825u。铁的最丰富的同位素有26个质子和30个中子，所以人们可能会猜想其原子质量是氢的56倍，实际上，它的原子质量只有55.9383u，很明显，不是1.007825u的整数倍。普劳特的假设在很多方面都被证实是不准确的，但是原子质量和数量的抽象概念在化学中仍然发挥着重要的作用，衡量小质量时，仍然使用原子质量单位。
当法国人在18世纪末发明度量系统的时候，他们使用数量来定义质量单位。千克最初被定义为一升纯水的质量。然而，这个定义远远不能满足现代科技的精度要求，因此千克被重新定义为一个人造铂铱合金块的质量，即人们所知的国际千克原器。
质量 引力质量
主动引力质量是质量的一个属性，一个物体在它周围的空间产生引力场，这些引力场支配着宇宙的大尺度结构。引力场将星系聚在一起。它使得星云和星际尘埃聚集成恒星和行星。它产生足够的压力，使得恒星内部可以进行核聚变。它决定了太阳系各种天体的轨道。由于引力的效应无处不在，因此很难指出人类第一次发现引力质量的确切日期。不过，指出一些在迈向现代引力质量概念过程中关键的步骤，以及引力质量和其他质量现象之间的关系，还是可以的。
约翰内斯·开普勒第一个给出了行星轨道的精确描述，并且据此第1次描述了引力质量。1600年，开普勒为第谷·布拉赫工作，并因此得以接触到1批比以前任何资料都精确的天文观测资料。通过研究第谷的火星观测资料，开普勒意识到传统的天文学方法的预测并不精确，接下来他花了5年时间发展自己的方法，来刻画行星的运动。
质量 引力质量
在开普勒最终的行星模型中，他成功地描述了行星的轨道：行星的轨道是一个以太阳为焦点的椭圆。主动引力质量的概念是开普勒第3行星运动定律的直接推论。开普勒发现每个行星的轨道周期的平方与其轨道半长轴的立方成正比，等价地，两者之比对于太阳系所有的行星来说，都是常数。这个常数的比值直接衡量了太阳的主动引力质量，其单位为距离（R）3/时间（t）2，即人们所知的标准引力参数：
质量 引力质量
1609年，开普勒发表了他的“开普勒行星运动三定律”，解释了行星在太阳的影响下，是如何按照椭圆轨道运行的。同年8月25日，伽利略·伽利莱第1次向一些威尼斯商人展示了他的望远镜。在1610年1月初，伽利略在木星周围发现了4个暗淡的天体，他将它们误认为恒星。然而，经过几天的观察，伽利略意识到这些“恒星”实际上在绕着木星做轨道运动。这4个卫星（后来为了纪念发现者，被命名为伽利略卫星）是第1批被发现的绕着其他天体，而不是太阳或地球做轨道运动的天体。在接下来的18个月里，伽利略继续观测这些卫星，到1611年中期的时候，他对它们的周期已经有了相当精确的估计。不久，每个卫星的半长轴也被估计出来，这使得木星的引力质量可以由其卫星的轨道计算出来。木星的引力质量大约是太阳引力质量的0.1%。
质量 引力质量
1638年之前的某个时候，伽利略将他的注意力转向了物体受地球引力场作用而下落的现象，他积极地尝试着去描述这类运动。伽利略不是第一个研究地球引力场的人，也不是第一个准确描述其基本特性的人。然而，伽利略的依赖科学的实验构建物理原理的信念对于此后几代物理学家都有着深远的影响。伽利略使用很多科学实验来描述自由落体运动。现在并不清楚这些实验仅仅是用来说明概念的理想实验，还是真的由伽利略做过，不过这些实验的结果是真实可信的。在伽利略的学生温琴佐·维维亚尼所写的传记中记载，伽利略曾经在比萨斜塔让两个材料相同但质量不同的小球落下，来演示它们的下落时间与其质量无关。为了支持这个结论，伽利略提出了如下的理论论据：如果将两个质量不同，下落速度也不同的物体用绳子拴起来，那么这个联合的系统是因为它有更加重的质量而下落地更加快了呢，还是因为轻物体拖住了重物体而下落地更加慢？这个问题的唯一可信的答案就是，两个物体下落地一样快。
质量 引力质量
在1638年出版的《论两种新科学》里描述了另一个实验。伽利略虚构的一个人物，萨尔维亚蒂，描述了一个用铜球和木质斜面所做的实验。这个木斜面长12腕尺（cubit），宽半腕尺，三指厚，上面有一个光滑无摩擦的直凹槽。凹槽内衬有羊皮纸，绝对光滑无摩擦。凹槽内有一个硬的，光滑的，非常圆的铜球。斜面可以以不同的角度倾斜，来减慢铜球的加速度，使得时间可以测量。令铜球从一个已知的距离处滚下，测量铜球滚落的时间。铜球滚落的时间用下面描述的水钟测量：
“在高处放置一大容器的水，容器下接一个细管，水从细管流出，每次实验都在下方用一个小玻璃杯子将水收集起来。实验结束后，在精确的天平上，称量收集的水的重量。不同重量的比就代表了不同时间长度的比。这个方法非常精确，即使实验被一次又一次地重复，结果仍然没有可觉察的误差。”
伽利略发现对于一个自由落体的物体，下落的距离总是跟时间的平方成正比：
质量 引力质量
伽利略于1642年1月8日在意大利佛罗伦萨附近的阿塞蒂里（Arcetri）去世。伽利略证明了在地球引力场的作用下，做自由落体运动的物体的加速度是常数。与伽利略同时代的约翰内斯·开普勒证明了，在太阳引力质量的作用下，天体沿着椭圆轨道运行。然而，在伽利略一生中，伽利略引力场和开普勒引力质量的关系并没有被理解。
罗伯特·胡克在1674年发表了他的引力概念，里面写道：“所有的天体，无论它是什么，都有一种指向其自己中心的吸引力或者引力”，“它们也吸引它们作用范围内的其他天体”。他进一步说明，引力随着物体中心之间的距离的减小而增加。在罗伯特·胡克和艾萨克·牛顿1679~1680的信件当中，胡克猜想引力的大小按照两物体之间距离的平方而衰减。
质量 引力质量
胡克力劝微积分发展的先驱牛顿，完成开普勒轨道的数学细节，来证明胡克的猜想是正确的。牛顿本人的研究证实胡克是对的，但是由于两人个性的不同，牛顿选择不把这个结果透露给胡克。艾萨克·牛顿一直没有声张他的发现，直到1684年，才告诉他的一个朋友，爱德蒙·哈雷，说他已经解决了引力轨道的问题，但是却错误地让他的发现沉睡在办公室里。在哈雷的鼓励下，牛顿决定继续发展他关于引力的想法，并发表了他所有的发现。1684年11月，艾萨克·牛顿给爱德蒙·哈雷发了一份文件，这份文件现已丢失，但是它的标题推测为“De motu corporum in gyrum”（论物体的轨道运动）。哈雷将牛顿的发现呈送给伦敦皇家学会，并承诺随后即有全面的说明。牛顿后来将他的想法写到了一本三卷的书集当中，标题为Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica（自然哲学的数学原理）。第一卷于1686年4月28日被皇家学会接受，第二卷是1687年3月2日，第三卷是1687年4月6日。皇家学会在1687年5月由牛顿自费出版了这本书的全集。
质量 引力质量
艾萨克·牛顿架起了开普勒引力质量和伽利略引力加速度之间的桥梁，并且证明了如下的关系式：
其中，是一个物体穿越一处存在引力场的空间时表现出的加速度，是引起引力场的物体的引力质量（标准引力参数），是极坐标（两个物体中心之间的距离）。
通过寻找物体引力质量和引力场之间的精确关系，牛顿证明测量引力质量的第二种方法。地球的质量可以用开普勒的方法测定（通过月球的轨道），或者也可以通过测量地球表面的重力加速度，然后将这个数值乘以地球半径的平方来测定。地球的质量大约为太阳质量的百万分之三。直到现在，还没有发现其他测量引力质量的精确手段。
质量 引力质量
牛顿的炮弹是一个理想实验，在伽利略引力加速度和开普勒椭圆轨道之间架起了一座桥梁。这个实验出自牛顿1728年的书《世界体系的论述》之中。根据伽利略的引力概念，下落的石块以不变的加速度落向地面。然而，牛顿解释道，当一个石块被水平抛出时（垂直于地球引力），它的运动轨迹是曲线。“一个掷出的石块，由于自身的重量而偏离了当只考虑投掷时，石块本应遵循的直线运动，在空中描绘出了一条曲线；沿着这两条弯曲的路线，石块最终落回了地面。它被掷出时的速度越大，当它落回地面时它运动的距离就越远。”
牛顿进一步推理道，如果一个物体以足够的速度“在一座高山的山顶水平掷出”，“它最终将离地球非常之远，然后回到它被掷出的山峰。”牛顿的理想实验如右图所示。位于非常高山顶上的一台大炮，水平方向发射出一枚炮弹。如果它的速度很低，那么它仅仅落回地面（路径A和路径B）。然而，如果它的速度大于或等于某个阈值（环绕速度），但是又没有大到足以完全离开地球（逃逸速度），那么它将围绕着地球不停地做椭圆轨道运动（路径C和路径D）。
牛顿的炮弹说明了地球引力质量和引力场的关系；然而还是有很多模棱两可之处。罗伯特·胡克在1674年断言：“所有的天体，无论它是什么，都有一种指向其自己中心的吸引力或者引力”，但是胡克既没有解释为什么只有天体才有引力的吸引，也没有解释为什么引力指向天体的中心。
为了回答这个问题，牛顿引入了一个全新的概念即引力质量是“一般的（万有的）”：任何物体都有引力质量，因此，任何物体都产生引力场。牛顿进一步假设每个物体引力场的强度都随着离该物体距离的平方而衰减。按照这个假设，牛顿计算了非常多小物体构成一个大的球体时整体的引力场。牛顿发现一个巨大的球体（像地球或太阳，给定半径处具有大致相同的密度），其引力场正比于物体的总质量，反比于离物体中心距离的平方。
牛顿的万有引力质量概念如左图所示。地球的每个部分都有引力质量，都产生一个指向它的引力场。然而，这些引力场的总效应等价于一个单独的强大的指向地球中心的引力场。苹果表现出的行为就好像一个单独的强大的引力场把它向地球中心加速。
牛顿的万有引力质量概念使得引力质量和传统的重量、质量概念有着相同的立足点。例如，古罗马人使用角豆树种子作为重量标准。罗马人将一个未知重量的物体放到天平的一侧，然后在天平另一侧放角豆树种子，增加种子的数量，直到天平平衡。如果一个物体的重量与1728个角豆树种子相等，这个物体的重量就是1罗马磅。
根据牛顿的万有引力理论，每个角豆树种子都产生引力场，因此，如果一个人有极多的角豆树种子，让它们形成一个巨大的球体，那么这个球体的引力场就正比于角豆树种子的数量。因此，理论上有可能精确地计算出要产生同地球或太阳相同的引力场所需的角豆树种子的数量。因为罗马重量单位都是用角豆树种子定义的，因此知道了地球或太阳的“角豆树种子质量”，就可以用罗马磅，罗马盎司或其他罗马单位来计算质量。
这种可能性还可以扩展到罗马单位和角豆树种子之外。英国磅，譬如，最初定义为7000颗大麦粒的重量。因此，如果一个人能确定地球的“大麦粒质量”（产生与地球相同引力场所需的大麦粒的数量），那么他就可以用英国磅计算出地球的质量。同样的，千克的原始定义为等价于一升纯水的质量，因此，地球按照传统千克计算的质量，在理论上就可以通过计算产生与地球相同的引力场需要多少升纯水（或者国际千克原器）来确定。事实上，这不过是一个简单的抽象，任何传统的质量单位理论上都可以用来衡量引力质量。
用传统的质量单位度量引力质量原理上很简单，但事实上却非常困难。根据牛顿的理论，所有的物体都产生引力场，理论上可以把极其多的小物体聚集起来形成一个巨大的引力球。然而，从现实的观点来看，小物体的引力场极其微弱很难测量。如果一个人能够收集极其多的物体，那么最终的球体可能会太大以至于不能在地球表面建造，而在太空中建造又太昂贵。牛顿的万有引力的书籍发表于17世纪80年代，但是第一个用传统质量单位成功地测量了地球质量的实验，卡文迪许实验，一百多年以后，直到1797年才出现。卡文迪许发现地球的密度为水的5.448 ± 0.033倍。截止到2009年，用千克衡量的地球质量只精确到五位小数点，然而它的引力质量的精度超过九位小数。
质量 惯性质量和引力质量
虽然惯性质量，被动引力质量和主动引力质量在概念上并不一样，然而没有任何实验明确地显示他们之间有任何的不同。在经典力学当中，牛顿第三定律意味着同一物体的主动引力质量和被动引力质量必须总是相同（或至少成正比），但经典理论当中没有任何令人信服的原因表明引力质量必须与惯性质量相等。他们的相等仅仅是个经验性的事实。
阿尔伯特·爱因斯坦基于这样一个假设发展了他的广义相对论：惯性质量和（被动）引力质量之间的关系并非巧合，没有任何实验可以区分出这两者（弱等效原理）。然而，在这样的理论当中，引力不再是一个力，因此也不遵守牛顿第三定律，所以“惯性质量和主動引力质量相等，仍然是个谜”。
惯性质量用物体对加速度的抵抗程度衡量的质量。
为了理解什么是物体的惯性质量，可以先从经典力学和牛顿运动定律开始。然后再来看，当把狭义相对论考虑进来时，经典的质量定义应当如何修改，使其比经典力学更加精确。然而，狭义相对论并没有从本质上改变“质量”的含义。
根据牛顿第二定律，假设一个物体的质量是，如果在任何瞬间，其遵循如下的运动方程：
质量 惯性质量和引力质量
，
其中是施加在物体上的力，是物体的加速度。现在，先把什么是“施加在物体上的力”这个问题的确切答案放到一边。
这个方程说明了质量是如何和惯性联系在一起的。考虑两个质量不同的物体。如果对其施加相同的力，质量较大的物体的加速度较小，而质量较小的物体的加速度较大，就可以说质量较大的物体在响应力的作用时，对于改变其运动状态表现出较强的“抵抗性”。
然而，施加“相同的”力的说法迫使定义回到事实中来：目前还没有真正定义过什么是力，但是可以用牛顿第三定律来回避这个困难。牛顿第三定理说，如果一个物体给另一个物体施加一个力，那么第一个物体就会受到一个大小相同方向相反的力。更精确一点，如果有两个物体A和B，它们有着不变的惯性质量和。并且把这两个物体从其他所有的物理影响当中隔离出来，因此仅有的力就是B施加给A的力，记为，和A施加给B的力，记为。牛顿第二定律说：
，
，
其中和分别是A和B的加速度。假设这两个加速度不为零，那么两者之间的力就不为零。这种情况发生在，譬如说，两个物体相互碰撞的过程中。根据牛顿第三定律：
质量 惯性质量和引力质量
，
因此，
。
注意这里要求不为零保证了这个分数是定义良好的。
这就是原则上如何测量物体的惯性质量的方法。选择一个“参考”物体，定义它的质量为（譬如说）1千克，就可以通过测量与参考物体碰撞的加速度来测量宇宙中的一切物体的质量。
牛顿引力质量的概念定义在牛顿引力定律之上。假设有两个物体A和B，距离为。引力定律说如果A和B分别具有引力质量和，那么每个物体都感受到对方所施加的引力，其大小为：
，
其中是万有引力常数。上面的方程式可以重新表达如下：如果是参考物体在引力场中给定位置处的加速度，那么一个引力质量为的物体受到的引力为：
。
这是质量可以用重量表达的基础。在弹簧秤上，譬如说，力正比于称重盘下面弹簧的形变，根据胡克定律，校正称，将重力加速度考虑进来，使得物体的质量可以直接读出。天平测量物体的引力质量，只有弹簧秤测量物体的重量。
惯性质量和引力质量的等价有时又被称为伽利略等价原理或弱等价原理。这个原理最重要的推论应用到自由下落的物体上面。假设有一个物体，其惯性质量和引力质量分别为和。如果这个物体唯一受到的力仅仅来自于一个引力场，将牛顿第二定律和引力定律一起使用，可得到加速度为：
质量 惯性质量和引力质量
。
这个式子表明引力质量与惯性质量之比是个常数，当且仅当所有的物体在给定的引力场中下落得一样快。这个现象被称为“自由落体的普遍性”。（此外，通过定义合适的单位，可以令这个常数为1。）
第一个说明了自由落体的普遍性的实验由伽利略所做。最常见的说法是伽利略通过在比萨斜塔上丢下物体来得到他的结果，但是这种说法很可能是假的。实际上，他的实验是通过让小球在斜面上滚动而完成的。一个又一个精度越来越高的实验被完成，譬如罗兰德·冯·埃特在1889年利用扭秤摆所做的。截止到2008年，还没有发现自由落体的普遍性的——因此也就是伽利略等价原理的任何偏离，实验的精度至少是10−12。更加精确的实验仍然在进行之中。
质量 惯性质量和引力质量
自由落体的普遍性只能应用在引力是唯一的作用力的系统里。其他所有力，尤其是摩擦力和空气阻力，必须被排除或者至少是可以忽略的。譬如，在空气中从同样高度放下一个锤子和一片羽毛，羽毛将花更多的时间才能落到地上；羽毛实际上并不是做自由落体运动，因为向上的空气阻力与向下的引力是可以相抵的。另一方面，如果实验在真空中进行，那里没有空气阻力，锤子和羽毛就应该精确地同时落地（假设两物体之间的加速度以及地面朝向物体的加速度可以忽略）。这个实验在高中的实验室里就可以很容易地做出来，通过在一个用真空泵抽出了空气的透明管里下落物体。在天然就是真空的环境里做这个实验就更加具有戏剧性了，比如大卫·斯科特在阿波罗15号执行任务期间在月球表面做的实验。
等价原理的一个强版本，即爱因斯坦等价原理或强等价原理，在广义相对论里处于中心地位。爱因斯坦等价原理说在足够小的时空区域里，没有办法区分均匀的加速度和均匀的引力场。因此，广义相对论假设引力场作用在质体上的力是物体沿直线运动的趋势（换句话说就是它的惯性）的结果，因此引力应该是物体惯性质量和引力场强度的函数。
质量 狭义相对论里的质量和能量
术语质量在狭义相对论里常常指物体的静止质量，即一个与物体相对静止的观察者所测量的牛顿质量。对于单个粒子，不变质量是静止质量的另一个名字。然而，广义的不变质量（由一个更加复杂的公式所计算）也可以应用在相对运动的粒子系统上，因此不变质量通常只用在包含分离的高能粒子的系统上。一个系统的不变质量对于所有的观察者和惯性系都相同，只要系统是封闭的，就不能被消灭，因此是守恒的。在这里，“封闭”的意思是系统有一个理想的边界，任何质量/能量都不允许穿过这个边界。
质量 狭义相对论里的质量和能量
就像在相对论中一个封闭系统的能量是守恒的，它的质量也是守恒的：这意味着质量不随时间变化，即使不同重量的粒子之间相互转换。对于任何观察者，任何系统的质量都分别守恒，不随时间变化，正如能量也分别守恒，不随时间变化一样。一个流行的错误观点是，在相对论里质量可以转换成为（无质量的）能量，因为某些物质粒子有时可以转化为非物质的能量（譬如光、动能以及电磁场或其他场中的势能）。然而，这混淆了物质（一个不守恒的，定义不清楚的概念）和质量（定义良好的，守恒的概念）。即使不被视为“物质”，在相对论里所有类型的能量仍然显示出质量。因此，质量和能量并不是互相转换，实际上，它们是同一个事物的两个不同的名字，质量和能量都不能脱离对方单独出现。相对论里，“物质”粒子在反应当中可能不守恒，但是封闭系统的质量总是守恒的。
质量 狭义相对论里的质量和能量
举一个例子，一颗核弹在一个理想的超级坚硬的盒子里，这个盒子放在一个称上面，理论上，爆炸以后质量不会有任何变化（虽然盒子内部变得更热）。这样的一个系统，只有允许能量，譬如光或热从盒子里逃逸出来，盒子的质量才会改变。然而，这样的话，逃走的能量也带走了它对应的质量。让热量离开这个系统实际上就是让质量离开这个系统。因此，质量，像能量一样，不能被消灭，只能从一个地方转移到另一个地方。
在束缚系统里，结合能必须（经常）从非束缚系统的质量里减掉，因为这部分能量也具有质量，当能量被释放时，这部分质量必须被从系统里扣除，这时系统就是束缚的了。在这个过程中质量是守恒的，因为在结合过程中系统不是封闭的。一个类似的例子是原子核的结合能，当原子核形成时能量以其他形式出现（譬如伽马射线），（经过能量的释放）生成的原子核的质量小于自由粒子质量之和。
术语相对论性质量也在使用，代表物体或系统的总能量（除以）。（一个物体或系统的）相对论性质量包括了物体动能的贡献，物体运动得越快，质量越大。因此不像不变质量，相对论性质量与观察者的参考系有关。然而，对于一个给定的参考系和封闭的系统，相对论性质量也是守恒量。
因为相对论性质量与能量成正比，它渐渐的被物理学家抛弃不用。关于这个概念在教学上是否还有用，存在着争议。
关于广义相对论里质量的讨论，请参考广义相对论。
X射线
X射線（英語：），又称X光、愛克斯射線、愛克斯光，也稱作倫琴射線或倫琴光（），清朝時曾稱照骨術，是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间，对应频率范围7016300000000000000♠3×1016 Hz至7019300000000000000♠3×1019 Hz、能量范围100 eV至100 keV的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线晶体学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。
X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。
X射线 历史
早期X射線重要的研究者有伊万·普柳伊教授、威廉·克鲁克斯爵士、约翰·威廉·希托夫、欧根·戈尔德斯坦、海因里希·赫兹、菲利普·莱纳德、亥姆霍兹、尼古拉·特斯拉、爱迪生、查爾斯·巴克拉、馬克思·馮·勞厄、瑪麗·居禮、皮耶·居禮和威廉·伦琴。
X射线 历史
1869年物理学家约翰·威廉·希托夫观察到真空管中的阴极发出的射线。当这些射线遇到玻璃管壁会产生荧光。1876年这种射线被欧根·戈尔德斯坦命名为「阴极射线」。随后，英国物理学家克鲁克斯研究稀有气体裡的能量释放，并且制造了克鲁克斯管。这是一种玻璃真空管，内有可以产生高电压的电极。他还发现，当将未曝光的相片底片靠近这种管时，一些部分被感光了，但是他没有继续研究这一现象。1887年4月，尼古拉·特斯拉开始使用自己设计的高电压真空管与克鲁克斯管研究X射線。他发明了单电极X射線管，在其中电子穿过物质，发生了现在叫做轫致辐射的效应，生成高能X射線。1892年特斯拉完成了这些实验，但是他并没有使用X射線这个名字，而只是笼统地称为放射能。他继续进行实验，并提醒科学界注意阴极射线对生物体的危害性，但他没有公开自己的实验成果。1892年赫兹进行实验，提出阴极射线可以穿透非常薄的金属箔。赫兹的学生倫納德进一步研究这一效应，对很多金属进行了实验。亥姆霍兹则对光的电磁本性进行了数学推导。
X射线 历史
1895年11月8日德国科学家伦琴开始进行阴极射线的研究。1895年12月28日他完成了初步的实验报告“一种新的射线”。他把这项成果发布在維爾茨堡的Physical-Medical Society杂志上。为了表明这是一种新的射线，伦琴采用表示未知数的X来命名。很多科学家主张命名为伦琴射线，伦琴自己坚决反对，但是这一名称直至今日仍然被广泛使用，尤其在德语国家。1901年伦琴获得第一屆诺贝尔物理学奖。
1895年爱迪生研究了材料在X射線照射下发出荧光的能力，发现钨酸钙最为明显。1896年3月爱迪生明了荧光观察管，后来被用于医用X射線的检验。然而1903年爱迪生终止了自己对X射線的研究，因为他公司的一名玻璃工人喜欢将X射線管放在手上检验，最後得了癌症，尽管进行了截肢手术仍然没能挽回生命。巴克拉发现X射线能够被气体散射，并且每一种元素有其特征X谱线。他因此获得了1917年诺贝尔物理学奖。
在20世纪80年代，X射线激光器被设置为罗纳德·里根总统的战略主动防御计划的一部分。然而对该装置（一种类似激光炮，或者死亡射线的装置，由热核反应提供能量）最初的、同时也是仅有的试验并没有给出结论性的结果。同时，由于政治和技术的原因，整体的计划（包括X射线激光器）被搁置了（然而该计划后来又被重新启动——使用了不同的技术，并作为布什总统国家导弹防御计划的一部分）。
在20世纪90年代，哈佛大学建立了钱德拉X射线天文台，用来观测宇宙中强烈的天文现象中产生的X射線。与从可见光观测到的相对稳定的宇宙不同，从X射线观测到的宇宙是不稳定的。它向人们展示了恒星如何被黑洞绞碎，星系间的碰撞，超新星和中子星。
X射线 产生
波长短于0.2-0.1nm的叫做硬X射线，波长略大者被称作软X射线。硬X射线与伽马射线中波长較长的部分有重叠范围，二者的区别在于辐射源，而不是波长：X射线光子产生于高能电子加速，伽马射线则来源于原子核衰变。
产生X射线的最簡單方法是用加速后的電子撞击金属靶。撞击过程中，电子突然减速，其损失的动能会以光子形式放出，形成X射線光谱的连续部分，稱之為制動輻射。通过加大加速电压，电子携带的能量增大，则有可能将金属原子的内层电子撞出。于是内层形成空穴，外层电子跃迁回内层填补空穴，同时放出波长在0.1纳米左右的光子。由于外层电子跃迁放出的能量是量子化的，所以放出的光子的波长也集中在某些部分，形成了X射線谱中的特征线，此稱為特性輻射。
此外，高強度的X射線亦可由同步加速器或自由電子雷射產生。同步輻射光源，具有高強度、連續波長、光束準直、極小的光束截面積並具有時間脈波性與偏振性，因而成為科學研究最佳之X射線光源。
X射线 探测器
X射线的探测可基于多种方法。最普通的一种方法叫做照相底板法，这种方法在医院里经常使用。將一片照相底片放置於人體後方，X射線穿過人體內軟組織（皮膚及器官）後會照射到底片，令這些部位於底片經顯影後保留黑色；X射線無法穿過人體內的硬組織，如骨或其他被注射含鋇或碘的物質，底片於顯影後會顯示成白色。光激影像板（image plate）因容易數位化，在少部分醫院已取代傳統底片。另一方法是利用X射線照射在特定材質上以產生螢光，例如碘化鈉（NaI）。科學研究上，除了使用X射線CCD，也利用X射線游離氣體的特性，使用氣體游離腔做為X射線強度之偵測。這些方法只能顯示出X射線的光子密度，但無法顯示出X射線的光子能量。X射線光子的能量通常以晶體使X射線繞射再依布拉格定律计算出。
X射线 衍射
在晶体学研究上，劳厄发现了X射线通过晶体之后产生的衍射现象，即X射線衍射。布拉格则使用布拉格定律对衍射关系进行了定量的描述。
X射线 医学用途
伦琴发现X射线后仅仅几个月时间内，它就被应用于医学影像。1896年2月，苏格兰医生约翰·麦金泰尔在格拉斯哥皇家医院设立了世界上第一个放射科。
放射医学是医学的一个专门领域，它使用放射线照相术和其他技术产生诊断图像。的确，这可能是X射线技术应用最广泛的地方。X射线的用途主要是探测骨骼的病变，但对于探测软组织的病变也相当有用。常见的例子有胸腔X射线，用来诊断肺部疾病，如肺炎、肺癌或肺气肿；而腹腔X射线则用来检测肠道梗塞，自由气体（free air，由于內臟穿孔）及自由液体（free fluid）。某些情況下，使用X射线诊断还存在争议，例如结石（对X射线几乎没有阻挡效应）或肾结石（一般可见，但并不总是可见）。
X射线 医学用途
借助计算机，人们可以把不同角度的X射线影像合成成三维图像，在医学上常用的电脑断层扫描（CT扫描）就是基于这一原理。
X射线穿透能力与其频率有关，利用其容易被高原子序数材料吸收的特点，防护上一般可用2-3mm左右的铅板加以屏蔽。
美國艾伯特.C.蓋瑟曾利用X射線製造出美容除毛機並建立崔可公司，但因為輻射使他罹患癌症，最後為避免癌症擴散，他切除了右手，而X射線的美容除毛機也導致數百萬名婦女出現皱纹、色斑、感染、溃疡，甚至皮肤癌等症狀。
轰炸机
轰炸机，是一種從高空對地面、水面或水下目标投擲航空炸彈用的军用飞机。世界上第一款具备上述特征的轰炸机是1915年俄羅斯帝國波罗的海铁路工厂生产的伊利亚·慕罗梅茨-V型。它是一款裝備四具發動機和双翼的大型飞机，可携带522公斤的炸弹以120公里的最大时速飞行。
轰炸机 發展歷史
第一次世界大戰期間轟炸機成為攻擊敵人各類目標的主要投射工具，攻擊的目標包括地面部隊，作戰物資等戰術目標，或者是工廠，城市等戰略目標，從這兩種不同類型的任務需求有衍生出戰略轟炸機和戰術轟炸機的分支。最早發明轟炸機的是俄國機械工程師伊戈尔·伊万诺维奇·西科尔斯基（Igor Sikorsky）發明雙翼轟炸機，曾經造成德軍傷亡；德國戈塔型轟炸機曾經對英國的城市進行過轟炸，1917年6月13日轟炸倫敦造成200人傷亡，算是戰略轟炸的先河。
第一次世界大戰時期的轟炸機，即使是較為大型的設計，基本型態都很相似：木材或者是金屬與布料蒙皮的結構，開放式座艙，少量的自衛火力，譬如步槍口徑的機槍，炸彈是由後座飛行員至目的地上空以雙手搬炸彈丟擲，換句話說，當時的轟炸機設計可以粗略的看作是戰鬥機的放大概念。
杜黑撰述的空權論對兩次大戰期間的轟炸機發展與思想有很深遠的影響，第二次世界大戰期間對轟炸機的使用進行一次廣泛的發展驗證，無論是轟炸機的設計與性能需求，任務的規劃和執行，目標的選擇與效果評估等方面，對現代的發展確定了大致的方向與架構。
轰炸机 發展歷史
二戰爆發前的轟炸機發展的趨勢大致上是以金屬作為大部分或者是全部的結構，成員在封閉的座艙內操作，自衛火力的數量和威力增加，無線電與導航系統使用開始普及，中型以上轟炸機大多數將炸彈攜帶在機體內部。
雖然日本很早就於中國戰區進行遠程轟炸任務，對二戰轟炸機發展經驗累積與衝擊最大的還是首推歐洲戰區，尤其是英國與德國之間的轟炸機運用與得失經驗。這些經驗產生的影響有：
二次大戰期間，除了執行戰略與戰術轟炸任務的區分之外，還有其他型態的轟炸機出現，這些發展在戰爭結束之後也很快被其他機種或者是武器系統所取代。
俯衝轟炸的概念是讓轟炸機以與地面超過45度夾角的方式，由高空往下俯衝飛行，在到達一個距離後將炸彈投擲下去，這種轟炸方式能夠有效提高投彈命中率。美國是第一個發展與採用俯衝轟炸機的國家，這個概念稍後傳到德國，成就了二戰最有名的Ju-87斯图卡俯冲轰炸机。不過美國在二戰期間只有海軍大量使用俯衝轟炸機，陸軍航空隊只有象徵性的使用少量改裝自P-51战斗机的A-36及改裝自SB2C的A-25。
二戰之後，由於噴射機的速度愈來愈快，不適合大角度俯衝且危險性高，因此專門的俯衝轟炸機漸成歷史名詞。
轰炸机 發展歷史
魚雷是攻擊水面船艦的重要武器，許多國家海軍都有專門攜帶魚雷的轟炸機擔任此類任務。有些國家也嘗試改裝現有的作戰飛機來攜帶魚雷，然而在作戰效果上未必與專門設計的機種相近。魚雷轟炸機的任務危險性很高，在投擲魚雷之前需要於低空維持固定高度，航向與速率飛行一段時間，這段時間讓魚雷轟炸機成為相當明顯且容易瞄準攻擊的目標。中途島戰役時有12架美國海軍道格拉斯TBD蹂躪者式魚雷轟炸機在沒有戰鬥機護航下，迅速的被日本機隊的零式战斗机擊落，僅有一人生還獲救。
二次大戰末期，美國海軍的格鲁曼TBF复仇者式魚雷轟炸機幾乎都轉為攜帶炸彈的任務。戰爭結束之後，魚雷對付水面船艦的重要地位逐漸轉手給反艦飛彈，潛艇取而代之為魚雷的主要攻擊對象，因此魚雷轟炸機也逐漸轉型為反潛機，而不再以專門設計的機型出現。
轟炸機其實是相對於俯衝轟炸機的描述法，絕大多數的轟炸機都是以或者是淺角度俯衝的方式轟炸。當俯衝轟炸機消失之後，這種分類也就不需要繼續存在。
轰炸机 發展歷史
二次大戰之後隨著戰鬥機與攻擊機的體型與載彈量逐漸增大趨勢，加上空中加油技術的成熟與普遍運用，攜帶炸彈進行轟炸任務已經不再是轟炸機，尤其是戰術轟炸機獨有的任務了，戰術轟炸機在發展上逐漸趨向採用多用途設計的戰鬥機或者是攻擊機來取代。现在極少有專門設計的战术轰炸机服役，代之以战斗机改进的战斗轰炸机或者是兼具部分戰鬥機能力的設計，如美国的F-15E，俄羅斯的Su-32等。俄羅斯的Su-24與歐洲國家的狂风（Tornado）IDS算是少有的特例。
中小型轟炸機逐漸與其他機種合併的時候，大型戰略轟炸機開始以噴射動力取代螺旋槳，並且強調攜帶核子武器的能力，大幅度提升每一架轟炸機對目標的毀滅力量，這種發展促成大型警戒雷達網、高速攔截機、攜帶核子彈頭的防空飛彈或者是空對空火箭等系統的部署與研發。而核子武器的運用也左右冷戰前半期雙方陣營戰略與戰術空軍的發展與建軍思想。
轰炸机 發展歷史
洲際彈道飛彈的開發危及戰略轟炸機的傳統地位，也導致美國與蘇聯取消以高空高速為設計目標的發展計畫。而越戰的經驗顯示，投擲傳統炸彈的能力還是不可忽視，轟炸機，尤其是戰略轟炸機不會只運用在核子大戰的場合。1970年代開始，戰略轟炸機又開始將過去認為不會再度使用到的傳統炸彈攜帶能力加以恢復。
巡弋飛彈與其他導引武器的開發與使用，近一步的改變轟炸機的任務型態與面貌。1991年美國利用B-52轟炸機發射傳統彈頭的巡弋飛彈攻擊伊拉克境內目標。到了2003年的時候，B-1B轟炸機在擔任24小時滯空待命任務時，於11分鐘左右利用全球定位系統，將聯合直接攻擊彈藥準確的投擲指定的目標上。攜帶光學筴艙B-52轟炸機還能夠擔任密接支援任務，成為超大型的攻擊機。這些變化都代表冷戰結束之後，戰略轟炸機重新尋找定位的企圖與嘗試。
冷戰結束之後，兩大強權與附屬勢力的對抗不復存在，轟炸機擔任核子武力投射的地位出現很大的變化。當彈道飛彈出現的時候曾經一度威脅到轟炸機的需求與地位，在巡弋飛彈成熟之後，美國與俄國的戰略轟炸機基本上也成為飛彈的投射載具，傳統的核子炸彈並不適用，也成為比過去更具象徵性的威嚇力量。
轰炸机 發展歷史
目前美俄兩國對於下一代的戰略轟炸機尚未有明顯的計畫，英國與法國則放棄相關的發展。其他國家也沒有跟進的跡象。加上空中加油技術與遠程空載飛彈的普遍化，大型且昂貴的戰略轟炸機將會逐漸被中小型的機種與飛彈加以取代。
專門的戰術轟炸機也逐漸被多用途的戰鬥機或者是新一代攻擊機配合精確導引武器替代。冷戰之後的空中打擊非常強調降低非戰鬥人員與物資的損毀，各國紛紛發展精確度更高，但是減小彈頭重量的新型炸彈，使得外型較小的飛機的轟炸效率比過去中大型轟炸機使用無導引炸彈高出很多。
降低轟炸機的可偵測性，也就是減少轟炸機散發的各種電磁訊號是目前設計的主流，限於各國擁有的技術，生產工藝能力以及可運用的成本，實際上能夠達到的效果會有很大的不同。為了達到這個目標，高速飛行能力將不再是強調的設計重點，除了高速下機體摩擦會散發大量的紅外線訊號以外，材料與製造的問題也會限制這方面的需求。
以無人飛機取代有人轟炸機將會是未來發展的另一個趨勢，除了降低操作成本，減少人員傷亡以外，機體得以縮小並且提高運動能力，同時也有助於減少被偵測的距離與機率。只是純粹自動化的無人轟炸機還需要不少時間才會到達系統成熟的階段。
轰炸机 分類
以體型重量來區分大致可分為轻型轰炸机、中型轟炸機與重型轰炸机，但實際這三種轟炸機的區分並沒有一定的標準，以下是以二戰時的標準分類。
發動機一具或兩具，掛彈重不超過1公噸（或2000磅），採用接近战斗机的小型機體設計，有些輕型轟炸機也能充當戰鬥機使用，多半為戰術轟炸機。
發動機兩具，掛彈重1公噸（或2000磅）到2公噸（或4000磅），採用接近重型戰鬥機與攻击机的中型機體設計，部分中型轟炸機能充當重型戰鬥機使用，部分則能充當運輸機使用。
發動機兩具或兩具以上，掛彈重至少2公噸（或4000磅），採用接近運輸機的大型機體設計，有些重型轟炸機也能充當運輸機使用，多半為戰略轟炸機。
戰略與戰術轟炸機的分類有的時候並不明顯。原因包括：
轰炸机 分類
战略轰炸机的興起與杜黑所提出的空權論有密不可分的關係。戰略轟炸機的目標是敵對國家的戰爭機器與生產力量，透過戰略轟炸機摧毀敵國維繫戰爭能力以及持續進行戰争的意願。戰略轟炸機針對的目標多半距離較遠，因此飛機體型較大，以攜帶足夠的炸彈和燃料。二戰時期的戰略轟炸機多半具有有強大的自衛火力，然而實戰經驗證明，這些自衛火力無法讓戰略轟炸機有效達成任務。代表机型有美国在二戰時期的B-17、B-24、B-29、英國的蘭卡斯特，近代的B-52、B-1B、B-2，英國的3款V型轟炸機，法國的幻影IV式轰炸机和苏联的Tu-16、Tu-22M“逆火”、Tu-95“熊”和Tu-160“海盗旗”战略轰炸机。
战术轰炸机的主要任務是支援前線作戰，攻擊敵人在戰場上或者是接近戰場的目標。戰術轟炸機的體型較小，多半是中型或者是輕型轟炸機設計。載彈量與航程遠低於戰略轟炸機，二戰時期的戰術轟炸機具有少量的自衛武裝。代表机型有二戰時期美国的B-25、B-26，英國的蚊式，德國的He 111、Ju 88，前蘇聯的Pe-2等。近代的代表機型有美國的B-45、F-105、F-111“土豚”、F-117，英國的坎培拉和前苏联的Su-24“击剑手”战术轰炸机。
轰炸机 各國轟炸機
21世纪第一天，只有中美俄和伊拉克四个国家还拥有战略轰炸机（埃及是在2000年退役了所有图-16和轰-6，伊拉克是在2003年的战事中被摧毁了海湾战争中幸存的最后一架轰-6）。
英国的三种战略轰炸机至1993年均已退役。
一元论
一元論（英語：）是認為世界只有一個本原的哲學學說，乃本體論的分支。唯物主義的一元論肯定世界的本原是物質，唯心主義的一元論肯定世界的本原是精神。中立一元論認為，物質或精神皆是唯一實在者的我們所觀測到或認知的性質。
一元论 定義
一元論主張，這個世界必定由單一個體構成，而且這個體不可能與其它任何個體並存。換句話說，一元論只相信只有一個東西存在，而且這個東西能獨立自存。而其他存在物對於一元論者來說，只是這個東西的純粹改變、或只是表象、或只是該東西呈現不同的模樣。
音系學
音系学（英語：）又稱或音位学，是語言學的分支學科，主要研究特定語言的音位，或者對於手語，研究它們的符號組成部分。「音系」一詞亦可指代特定語言的語音或符號系統。
音系學家針對某一語言的語音系統進行科學分析，研究不同的聲音元素是如何被串接、組合起來而形成一個特定的語言（如英語），並且表達出特定的意義。在漢語語境下的「音韻學、聲韻學」通常指漢語音韻學，然而其內涵並非針對漢語所做之音系學，而是漢語之歷史音系學。
音系學是研究音結構的兩大學科分支之一，另一分支為語音學，二者的區別在於音系學側重研究語音的功能，語音學側重研究語音的產生。
音系學 簡介
英語中，「phonology」除了可以指音系學此一學科領域之外，還可以指一個語言的語音系統。音韻系統也被視為語言的基本系統之一，與句法、形態和詞彙並列。「phonology」的詞源來自古典希臘語，phōnḗ「聲音」和表示學科的後綴-logy（來自古典,lógos「詞、語」）。
音系學常與語音學比較，音系學主要處理一個語言系統中語音的功能，後者則涉及聲音或語言符號的物理性質、聲音傳輸和 感知等描述。 二者亦多有聯繫，如在音系學的分析中會利用語音學的基本知識。
而音系學定義亦依不同時期、不同學者的詮釋而有細微的差異，尼古拉伊·特魯貝茨科伊（Nikolai Trubetzkoy）在他的著作《音系學基本概念》（1939年）中將音系學定義為「與語言系統相關的聲音研究」，而語音學則是「與語言運用相關的聲音研究」。這樣的區別基本上取自索緒爾對語言和言語二分的概念。
音系學 簡介
而近期研究，拉斯（Lass，1998）將音系學分為廣義及狹義二種，廣義的音系學是廣泛指涉語言聲音的次領域，而狹義而言，音系學本體關注的是聲音作為語言元素的功能、行為和組成。克拉克等人（Clark et al.，2007）的研究則認為，音系學意指在任何人類口語中，有系統地使用聲音對意義進行編碼，或對此項使用進行研究的語言學領域。
音系學 研究對象
結構語言學派將音位定義為「能夠區別意義的最小語音單位」。音位是抽象的且本身不具有含義；音位可具化為實際的音，該過程稱為音位的語音體現（英文）。一個音位可能包含著幾個不同音值的音，因而可以體現為一個音、兩個音或更多的同位音。:3
音系學 歷史發展
音位系統理論的發展主要經歷古典音系學、區別特徵理論和生成音系學、線性過渡理論、非線性音系學與後線性音系學六個階段。
20世紀初，在索緒爾的影響下，由法國結構主義學派立場出發的現代語言學開始興起，各式各樣學派也就此出現。代表的有布拉格學派（以特魯別茨柯依、雅各布森為代表）、哥本哈根學派、倫敦學派（以弗斯為代表）等等。這些學派也獨自進行了不同的音系學研究。
俄羅斯前蘇聯時期的音系學，雖然在俄羅斯革命以前與歐洲結構主義音系學有密切的關係，但在俄羅斯革命以後遂獨自發展。代表學派有莫斯科學派以及列寧格勒學派。
在美國，薩丕爾和布龍菲爾德對20世紀初的音系學方面發揮了主導作用。布龍菲爾德是其中最具影響力的。受他影響的學者被稱為布龍菲爾德學派。
音系學 歷史發展
另一方面，布拉格學派的主要學者之一的雅各布森，因二戰而逃亡美國，並將布拉格學派的音韻學帶到了美國。到美國後，雅克慎發展了區辨性特徵理論，並與范特和莫利里·哈雷合作出版了《語音分析導論》。 這亦對後來的生成音系學產生影響。
標準理論(ST-SPE)
(台灣學者：湯廷池(2000)《極小主義分析導論：基本觀念與原則》)
後標準理論(post-SPE從線性到非線性音系學
非線性音系學(non-linear非線形音韻論)
音系特徵理論(PF)
音節(syllable)地位的確立
韻律音系學(prosody-phonology)
音系表層制約(PSC)
後線性音系學(PLP)
優選論OT(最佳化)
日
日，一般指地球日，是时间单位。
「日」有时指每週的星期日。口语中，「日」或者「天」有时也可能特指白晝，即不包括夜晚之半日時間。
日 介紹
除了一日24小時（86,400秒）之外，基於地球繞其自轉軸旋轉，「一日」有幾種不同定義。真太陽日（或稱視太陽日）定義為太陽重返到其在天空中最高點所經歷之時間。因為地球是在一個橢圓且自轉傾斜的軌道，因此真太陽日之週期會增長或縮短7.9秒，在一年當中的平均值，即平太陽日，就等於24小時（86,400秒）。
古代人還自行制定了新的一日是開始於太陽於當地的地平線升起或是沉下（例如，義大利的船位測定）的確切時刻和間隔，而兩次的日出或日落時間與間隔取決於當地的地理位置（包括經度和緯度），和一年當中的時間。這些在古代是由半球日晷來顯示。
更明確的一日由太陽兩次通過地方子午線的時間間隔來定義，這出現在當地的正午（上中天）或子夜（下中天），確切的時刻取決於當地的經度，並且與在一年當中的時間也有一些關係。這樣的一日長度接近於常數（24小時±30秒），可以用現代的日晷來顯示。
日 介紹
進一步的改革是以在天球赤道上以等速運動的虛擬太陽來定義，速度是真實太陽的平均值，即平太陽日；但是這樣就刪除了地球在一年當中沿著軌道的變化（包括地軸的傾斜與速度變化）。
在感覺上白晝是明顯有別於夜晚，通常定義為陽光能夠沒有阻礙的直接抵達該地區地面的時間，白晝的平均長度略為超過每日24小時的一半。有兩個原因使平均的白晝比較長：太陽不是一個點，它的視直徑有32弧分；另一方面，大氣層會折射陽光，這樣的效應使在地平線下約34弧分的太陽光仍到達地平線上。所以當太陽仍在地平線下50弧分時，第一線陽光就已經抵達地面。故此白晝平均長12小時7分鐘。
日 語源
中文「日」字乃象形文字，本義為太陽，後引申為紀時單位，指一晝夜循環。
英文名詞day來自古英語的dæg，在所有其它的印歐語系中也有相似的名詞(但不一定是同源詞)：在德國是Tag、在拉丁是dies、在威爾斯是dydd、在梵文是dive、在挪威、丹麥和瑞典是dag。
日 國際基礎單位(SI)
「日」是人類所知最早及最準確的時間單位之一。為了更精確地確定一日裡之時間，人們又在日之基礎上劃分更小的時間單位。在天文學家知道地球在自轉軸上的自轉不夠穩定，不足以作為時間標準後，標準計時單位才不再以日為基礎，開始轉為定義更小更精確的單位，即是「秒」。
在1967年之前，國際上以1900年太陽年為時間基準，以1900年太陽日的平均時間長來定義其他較小的時間單位（時、分和秒）。
在1967年，重新以銫原子活動來定義秒，並且成為時間的國際基礎單位（SI）。稱為「日」的時間測量單位定義為86,400SI秒，並且標示的符號為d，但它雖然不是SI單位，但被接受並且在SI中使用。
國際度量衡局（BIPM）定義秒為：
一秒 = 銫133原子在超精細結構和基態這兩個能階之間持續9,192,631,770次躍遷輻射之時間。
一日定義為86,400秒。所以，國際單位制（SI）之一日精確等於794,243,384,928,000個上述週期。
它等於民用日，與協調世界時（UTC）以加或減一秒的閏秒來調整。地球上的太陽日是許多種自然現象中的一種，它們構成類似程式或模式的晝夜節奏。
日 國際基礎單位(SI)
還有一個額外因素影響行星等天體自轉週期，就是潮汐效應。地球的日隨著時間的推移是逐日增長的。經由電腦的模擬，在地球新生的45億年前，一日原本的長度大約只是現今的6小時。而依據交替層 （交替的砂岩）的紀錄，在6億2000萬年前大約是21.9小時。這種現象是因為月球引起的潮汐使地球自轉變慢。因為秒是以地球自轉週期為依據定義，使得現在一日的平均長度大約是86,400.002秒，平均每個世紀增加1.7微秒（取過去2,700年的平均），細節請參見潮汐加速。
為維持民用時與視太陽運動一致，在協調世界時時標下之一日可以包含閏秒或跳秒，因此一日可以有86,399秒或86,401秒。是否要插入閏秒是依據國際地球自轉和參考座標系統服務測量之地球自轉，提前公佈。閏秒只能在6月30日和12月31日結束時調整。
基於民用目地的共同時間，是以某一條中央子午線來定義整個地區的平均太陽時。這種時區的採用開始於19世紀中葉，在鐵路的時刻表中採用，到1929年大多數主要國家都加入使用。全世界使用的時區大約有40種，最主要的是「世界時 (World time)」或協調世界時 (UTC)。
日 國際基礎單位(SI)
民用時的一日共同約定開始於子夜，這相當接近太陽在時區中央子午線下中天的位置。一日通常分割為24小時，每小時60分鐘，每分鐘60秒。
中國古代也有曾經使用十進時。漏壺計時方法，將整日分為100份，每份稱為「刻」，每刻等如現時的14.4分鐘。但大部份時間，中國是將一日劃分為12個時辰，時辰以下的劃分多採用十進制。
在19世紀，也曾有人建議以一個天文日的小數分數（1⁄10,000或1⁄100,000）做為時間的基本單位，即十進時。這曾經在十進位制和法國共和曆中實施過。在法國大革命期間的1793年11月24日，法國政府明確規定每日分成10小時（現時的144分鐘），每小時分成100「十進分鐘」（現時的86.4秒），每「十進分鐘」分成100「十進秒」（現時的0.864秒）。子夜為10時正，正午則為5時正。十進時於1805年廢除。
現今常用的24小時計時方式來自古埃及和古巴比倫。古埃及使用日晷時開始將一日分為12時之白晝和12時之夜晚。60分和60秒的用法則來自古巴比倫。
日 天文學測量
一日86,400秒的精確數值是天文學上的時間單位，但「秒」並不非常適合在天文學上應用。
天文學中，有三種方法定義一顆行星或天然衛星之「一日」：
真太陽日－某天體以其所環繞的公轉天體為參照物，自轉一周的時長。最準確的測量方法是從當地的正午至該地下一個正午。這種假定實際上把恆星當成了沒有大小並且固定不動的點，而實際上因為天體的軌道是橢圓而不是圓形，天體在軌道上不同的位置有不同的速度，而且恆星的大小不能忽略不計，所以在一個軌道週期內，也就是一年的時間中，太陽日每日都不一樣長，太陽日並不等於一顆天體繞自轉軸旋轉一週的自轉週期 。
對地球而言，恒星日大約比太陽日短約3分56秒。因為，事實上，在一年365.2422日當中，地球繞著自轉軸轉了366.2422圈，這是因為地球繞日公轉抵消了一個視太陽日的轉動。
日 通俗用法
這個名詞有各種不同的含意，包括以下這些：
全日
包含光明與黑暗的一整日，在英文中有時稱為nychthemeron，這是源自希臘的night-day；要區分全日，之前英文是使用通俗的單字nychthemeron或更通俗的24小時；在其它的語言，通常是使用後者。其它的語言也有單獨的字詞來表示完整的一日，像是希伯來文的、瑞士的 、荷蘭的etmaal （页面存档备份，存于）、波蘭的和俄文的。在西班牙，使用singladura，但只是作為航海的時間單位，並且涵蓋在24小時的時間之內；
白晝
日 日之分界
對大多數晝行動物，一日自然地開始於黎明和結束於日落。人類，基於文化背景和科學知識不同，有幾個不同概念取代了日之自然邊界，分別為猶太、伊斯蘭、希臘制以日落為日界，中國、羅馬制以子夜為日界，埃及、巴比倫制以日出為日界。
猶太人的日開始於日落或傍晚（當三分之二-星等恆星出現）。穆斯林在齋戒月的每一日固定從黎明到日落。大馬士革檔案，在死海古卷中也相同發現，在安息日的陳述被認為在看見太陽盤面在地平線上的距離與它的直徑相同時，「沒有人需要在禮拜五工作」，大概表示負責此項工作的寺院社會將一日之結束定為日落前之不久，並將日落做為一日之開始。
中世紀歐洲遵循著此一傳統，稱為佛羅倫斯曆推算：在此系統中，一日開始於日落後的兩小時，因此黃昏的時間在現在的推算必須要退回一曆日；像是聖誕夜、萬聖節前夕、和聖安吉的前夕，此等在舊曆法留存的節日，都是在節慶日前夜。
目前全球大部份地區共同約定的民用日開始於子夜乃沿用古羅馬帝國制度，也就是由0:00開始計算完整的24小時直到24:00前；並以正午為一完整日之半分間。中國古代以子正初刻（00:00）為一日之開始，夜子初四刻（24:00）為一日之終結。
日 日之分界
在古埃及及古巴比倫，從日出到日出被認為是一日；在美國 ，夜晚是接在日之後，換言之，所謂「星期五晚」通常是指星期五和星期六之間的整個夜晚。此是與猶太人不同的模式，而此種差異在民用日常會造成混亂。
發生在子夜前後得事件，通常都會被宣布成發生在前一日的夜晚。雖然VCR的程式設計，所遵循之邏輯嚴格地將一日開始於子夜的0:00（錄影機設置的12小時標示法，將此個時間標示為「12:00 AM」，更容易造成混淆），但是電視節目指引仍然將日出前的節目附在前一日的節目表中，使得「今日」、「昨日」和「明日」的夜晚，更為含糊不清。
在較早期，票劵、宣判、等等具有一日或多日的有效期，或結束期，通常都會在子夜。但是，如果是一種服務（例如大眾運輸時刻表）的操作可能是從凌晨6:00至次日的凌晨1:00（可能會表示為25:00），最後一小時附屬前一日的工作日。依據日期的服務（「星期日關閉」、「不適用於星期五」，等等），都有含糊不清的風險。例如，在荷蘭鐵路一日票的有效時間是28小時，從0:00至28:00 （也就是第二日的凌晨4:00）。另一個例子是倫敦區域運輸服務的有效時間是「運輸日」，也就是說終止時間是票劵「到期」日期之後的凌晨4:30am。
城市文化
城市文化是人类在城市地区所创造的具有城市特点的文化，是城市生活环境、生活方式和生活习俗的总和。和乡村地区相比，城市地区的特点是在非常有限的空間中生活着大量各種各樣的人，而且多數彼此陌生，从而可以產生出很多联系紧密且相互影響的次文化。
恒星日
通常认为，恒星日（Sidereal Day）是地球上某点对某个恒星连续两次经过其上中天的时间间隔。地球自转的恒星周期，是指在天文学上以恒星为标准量度地球自转的周期，因为恒星通常被假设是不动的，从这个意义来说，是地球真正的自转周期。
在天文学上，定义恒星日的不是具体的恒星，而是黄道对于天赤道的升交点，即白羊宫第一点，就是北半球的春分点。但是春分点在不断的西移（岁差），所以天文学上的恒星日与地球的自轉週期还是有区别的。（前者比後者短約8.4毫秒）
因为地球自转不断变慢，所以恒星日将越来越长。
望远镜
望遠鏡是一種可以透過透鏡或面鏡將電磁波（例如可見光）折射或反射以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。
在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。「望遠鏡」這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。
英文的「telescope」（來自希臘的τῆλε，tele意「遠」＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意「視」＂to look or see＂，合併為τηλεσκόπος音為＂teleskopos＂，意「遠視」＂far-seeing＂）。這個字是希臘數學家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年於伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。
望远镜 簡史
關於望遠鏡，現存的最早紀錄是荷蘭米德爾堡的眼鏡製造商漢斯·利伯希在1608年向政府提交專利的折射望遠鏡。實際的發明者是誰不能確定，它的發展要歸功於三個人：漢斯·利伯希、米德爾堡的眼鏡製造商扎哈里亞斯·揚森和阿爾克馬爾的雅各布·梅修斯。望遠鏡被發明得消息很快就傳遍歐洲。伽利略在1609年6月闻知此事，一個月內就做出自己的望遠鏡用來觀測天體。
在折射望遠鏡發明之後不久，將物鏡，也就是收集光的元件，用面鏡來取代透鏡的想法，就開始被研究。使用拋物面鏡的潛在優點 －減少球面像差和無色差，導致許多種設計和製造反射望遠鏡的嘗試。在1668年，艾薩克·牛頓製造了第一架實用的反射望遠鏡，現在就以他的名字稱這種望遠鏡為牛頓反射鏡。
望远镜 簡史
在1733年發明的消色差透鏡糾正了存在於單一透鏡的部分色差，並且使折射鏡的結構變得較短，但功能更為強大。儘管反射望遠鏡不存在折射望遠鏡的色差問題，但是金屬鏡快速變得昏暗的鏽蝕問題，使得反射鏡的發展在18世紀和19世紀初期受到很大的限制 －在1857年發展出在玻璃上鍍銀的技術，才解決了這個困境，進而在1932年發展出鍍鋁的技術。受限於材料，折射望遠鏡的極限大約是一公尺（40英吋），因此自20世紀以來的大型望遠鏡全部都是反射望遠鏡。目前，最大的反射望遠鏡已經超過10公尺（33英尺），正在建造和設計的有30-40公尺。
20世紀也在更關廣的頻率，從電波到伽瑪射線都在發展。在1937年建造了第一架電波望遠鏡，自此之後，已經開發出了各種巨大和複雜的天文儀器。