Chang-Su/ko-wiki-250611 huggingface dataset:
육영수

범인 문세광이 쏜 처음 총탄이 빗나가자 범인을 저격하기 위해 경호실장 박종규가 연단에서 뛰쳐나왔고, 박종규를 노린 범인의 총탄에 맞은 것이다. 범인과 경호원들 간의 총격전으로 당시 성동여자실업고등학교 학생이었던 장봉화가 사망하였다. 육영수 여사가 사망하던 당시의 나이는 불과 49세였다. 2005년 동아일보는 당시 경호원들이 육영수 여사를 저격했다는 의혹이 제기되기도 했다는 보도를 하였다 SBS의 다큐멘터리 《그것이 알고 싶다》에서도 직접 사격을 해보는 실험을 해가면서 육영수의 암살사건에 얽힌 의혹들을 풀고자 하였다. 대한민국은 육영수 피살 사건을 조총련의 조종에 의한 범죄로 규정하기 때문에 조선민주주의인민공화국에 대한 적개심과 반공 분위기가 훨씬 높아졌던 반면, 일본은 이 사건을 문세광 단독 범행으로 규정해서 당시 한일관계가 악화되었다.
알비레오

알비레오(β Cyg / β Cygni / 백조자리 베타)는 백조자리에서 세 번째로 밝은 별이다. 바이어 번호가 베타이지만, 실제로는 백조자리 감마보다 어둡다. 백조자리의 머리 부분에 있다. 데네브, 백조자리 델타, 백조자리 엡실론과 '북십자가'를 이룬다. 이름의 유래. 알비레오라는 이름은 오역 때문에 생겨난 이름이다. 고대 아랍인들은 이 별을 '닭의 부리'라는 뜻의 '알미나르 알다자자'라고 불렀는데, 로마 학자들이 이 낱말을 식물의 일종이라고 오해하고 이를 압 이레오(ab ireo)로 번역했다. 훗날 사람들이 이것이 '알'로 시작하는 아랍 낱말을 잘못 쓴 것이라고 생각하고 '알비레오'로 바꾸었다. 특징. 알비레오는 지구에서 385 광년 떨어져 있다. 맨눈으로 봤을 때에는 하나의 별로 보이지만, 망원경이나 쌍안경으로 보면 이중성이라는 것을 알 수 있다. 겉보기 등급으로 3.1인 노란색 백조자리 베타 A와 5.1 등급의 푸른색 백조자리 베타 B가 34초만큼 떨어져 있다. 알비레오는 색깔의 대비가 가장 뚜렷한 쌍성 중의 하나이다. 이 두 별은 실제로는 가까이 있지 않은 겉보기 이중성으로 여겨졌었다. 하지만, 서로 아주 먼 거리로 떨어져 있지만 두 별은 천천히 서로를 중심으로 공전하는 쌍성인 것으로 밝혀졌다. 백조자리 베타 A는 근접쌍성이다. 즉, 백조자리 베타 B외에도 가까이에 동반성을 더 가지고 있다.
최인호 (작가)

최인호(崔仁浩, 1945년 10월 17일~2013년 9월 25일)는 대한민국의 소설가이자 시나리오 작가이다. 본관은 수원(水原). 경력. 문학 입문. 서울고등학교(16회) 2학년 재학 시절인 1962년 단편 〈벽구멍으로〉로 한국일보 신춘문예에 가작 입선하여 문단에 데뷔하였고, 1967년 단편 〈견습환자〉가 조선일보 신춘문예에 당선된 이후 본격적인 문단 활동을 시작하였다. 글. 가족 연재. 25년이나 월간 샘터에 연재소설 《가족》을 연재하여 자신의 로마 가톨릭 교회 신앙과 가족들에 대한 이야기를 썼다. 현재, 대한민국 문학계에서 《가족》은 대한민국의 최장 연재소설로 기록되고 있다. 가족 연재 종료. 하지만 안타깝게도 샘터 2010년 2월호를 기해 《가족》 연재가 종료되었는데 이유는 저자 최인호 본인의 암(침샘암)투병으로 인한 것이었다. 《가족》을 연재해 온 샘터사는 2010년 1월 10일 보도자료를 통해 "작가가 지난해 10월호를 보낸 뒤 쉬겠다고 한 데 이어 지난 연말 연재를 끝내겠다는 의사를 최종적으로 전해왔다"고 밝혔다. 최인호는 1975년 9월부터 이 잡지에 《가족》 연재를 시작해 2009년 10월호까지 34년 6개월간 총 402회를 연재했다. 암이 발견되자 2008년 7월호 이후 연재를 잠시 중단했다가 2009년 3월호부터 재개한 바 있다. 402호. 최씨가 〈샘터〉에 보낸 402회의 제목은 '참말로 다시 일어나고 싶다'이다.
최인호 (작가)

작가는 이 글에서 요절한 소설가 김유정이 죽기 열흘 전에 쓴 편지를 인용하며, '그 편지를 읽을 때마다 나는 펑펑 울었다'고 고백했다. 최씨는 "갈 수만 있다면 가난이 릴케의 시처럼 위대한 장미꽃이 되는 불쌍한 가난뱅이의 젊은 시절로 돌아가고 싶다. 막다른 골목으로 돌아가서 김유정의 팔에 의지하여 광명을 찾고 싶다"고도 했다. 드라마와 영화화. 그의 작품 중 드라마나 영화로 만들어진 것으로는 《바보들의 행진》, 《상도》, 《해신》, 《별들의 고향》, 《지구인》이 있는데, 이중 《해신》은 북디자인계의 개척자로 평가받는 정병규가 표지 디자인을 했다. 1982년에 〈깊고 푸른 밤〉으로 제6회 이상문학상을 수상하였다.
수열

수학에서 수열(數列) 또는 열(列, )은 수 또는 다른 대상의 순서 있는 나열이다. 나열 순서를 생각해야 하고 중복이 허용된다는 점에서 집합과 구분된다. 양의 짝수의 크기 순 나열 2, 4, 6, 8, ...은 수열의 예이다. 수열은 자연수의 집합에 정의된 함수라고 할 수 있다. 정의. 수열의 항. 수열을 이루는 구성원을 수열 항() 또는 원소()라고 한다. 수열은 항의 유형에 따라 자연수열, 실수열, 점렬, 함수열, 집합열 등으로 나뉜다. 처음으로 오는 항을 첫째항() 또는 첫항, 초항이라고 부르며, 둘째, 셋째, 넷째, ...로 오는 항을 둘째항, 셋째항, 넷째항, ..., 다르게는 제2항, 제3항, 제4항, ...이라고 부른다. 수열에서 나열되는 항의 개수를 그 수열의 길이()라고 한다. 수열의 길이는 유한할 수도, 무한할 수도 있으며, 길이가 유한하면 유한수열(), 무한하면 무한수열()이라고 부른다. 유한수열에게는 마지막으로 오는 항이 존재하며, 이를 끝항() 또는 마지막항, 말항이라고 부른다. 특정되지 않은 일반적인 제"n"항()을 수열의 일반항이라고 한다. 많은 경우에 "n"과 제"n"항 사이의 관계 규칙은 수식으로 표현 가능하다. 예를 들어 1, 3, 5, ...처럼 홀수를 오름차순으로 나열한 수열의 일반항은 formula_1이다. 여기의 "n"에 임의의 자연수를 대입하면, 수열의 아무 번째 항의 값을 알아낼 수 있다. 자연수는 일부 문헌에서는 1부터, 일부 문헌에서는 0부터 시작한다. 만약 0부터 시작한다고 정할 경우 수열에서 처음 오는 항은 '제0항'이 된다 수열의 표현.
수열

수열의 원소를 순서대로 나열하는 것은 수열의 한 가지 표현법이다. 홀수열은 1, 3, 5, ...와 같이 표현할 수 있다. formula_2 또는 formula_3처럼 괄호를 씌워도 된다. 구체적으로 지정되지 않은 수열은 그 항들을 첨자가 달린 변수로 나타내어 (무한수열의 예를 들면) formula_4 , 또는 formula_5 , formula_6와 같이 표현된다. 이때 수열의 일반항은 formula_7이며, 이를 이용해 수열을 (집합의 조건제시법과 유사하게) formula_8 또는 formula_9으로 표현할 수 있다. 첨자의 범위를 명시하기 위해 formula_10 또는 formula_11 등으로 표현하기도 한다. 일반항을 구체적인 수식으로 표현할 수 있는 수열, 이를테면 홀수열은, 일반항을 괄호 안에 집어넣어 formula_12과 같이도 표현한다. 일반항에 관한 공식 formula_13이 수열을 확정짓기 충분하기에, 공식 자체를 수열의 표기로 삼기도 한다. 함수로서의 정의. 수열은 더 엄밀히는 자연수 전체 또는 앞의 "n"개의 집합을 정의역으로 하는 함수 formula_14으로 정의된다. 즉, 각 자연수 formula_15의 함수값을 수열의 제"n"항 formula_7으로 정의한 함수이다. 실수열의 예를 들면, 수열 1, 1/2, 1/3, ..., 1/"n", ...은 곧 함수 formula_17와 같다. 귀납적으로 정의된 수열. 구체적인 수열을 정의하는 방법 중 하나는 귀납적 정의법이다. 먼저 처음 몇 항의 값을 정하고, 그 뒤로는 각 항을 앞의 항에 의존한 관계식을 통해 정의한다. 일반항 공식에 의한 수열의 정의가 임의의 "an"과 "n" 사이의 관계를 사용한다면, 귀납적 정의는 각 "an"을 "a"1부터 "a""n" - 1까지의 항들로 나타낸 식을 사용한다.
수열

일부 수열의 경우, 일반항은 귀납적 관계보다 간명하지 않거나, 더 발견되기 어렵다. 피보나치 수열 (1, 1, 2, 3, 5, 8, 13, ...)은 귀납적 정의할 수 있는 수열의 전형적인 예이다. 처음 두 항은 둘 다 1이고, 셋째 항 뒤부터는 두 인접 항을 더한 합을 그 바로 다음항으로 정의한다. 즉, 피보나치 수열의 일반항 공식 은 귀납적 정의보다 훨씬 더 복잡하고 알아내기 어렵다. 수열의 귀납적 정의의 유효성은 자연수 위의 귀납 정리가 보장한다. 예. 다음 두 (유한) 수열은 한국어의 자음 일곱 개가 정확히 한 번씩 나오지만, 순서가 달라 다른 수열이다. 다음 두 (무한) 수열은 양의 홀수 전체를 나열하지만, 3의 중복 여부가 달라 다른 수열이다. 다음은 몇 가지 정수열의 예이다. 수열의 성질. 다음은 주로 실수열의 예를 들어 설명한, 수열의 여러 속성들이다. 단조성. 실수열 formula_8이 모든 formula_22인 두 자연수 formula_23에 대해 formula_24을 만족시킬 때, formula_8을 단조증가수열이라고 한다. 반대로 모든 formula_22인 두 자연수 formula_23에 대해 formula_28을 만족시킬 때 단조감소수열이라고 한다. 이 둘과 동등한 조건은 각각 formula_29 또는 formula_30이 모든 자연수 formula_15에 대해 성립한다는 것이다. 홀수열 formula_13은 단조증가수열의 예이다: formula_33 순증가 또는 순감소수열은, 단조증가 또는 감소하면서 같은 값에 두 번 이상 머무르지 않는 수열이다. 수열의 단조성은, 실수 이외에도 순서구조가 정립된 곳에서 값을 취하는 수열에 대해 정의 가능하다.
수열

유계성. 실수 또는 다른 순서가 정의된 대상의 열 formula_8의 모든 항이 어떤 일정한 값(상계라 부른다)보다 작을 때, 즉 formula_35이어서 formula_36에 대해 formula_37일 때, formula_8이 위로 유계라고 한다. 모든 항이 하계라 불리는 어떤 값 formula_39보다 클 때 아래로 유계라고 한다. 위로도 아래로도 유계인 수열, 또는 이와 동등한 조건인 formula_40을 만족하는 수열을 유계수열이라고 한다. 수열 formula_41은 유계수열의 예이다. formula_42이 모든 자연수 formula_15에 대해 성립하기에 그렇다. 수렴성. 실수열 formula_8이 단조수열이면서 유계일 때, 단조 수렴 정리()에 의해 항상 수렴한다. 실수열 formula_8에 대해 formula_15이 한없이 커질 때, 그리고 그 일반항 formula_7이 어떤 상수 formula_48에 한없이 가까워지면, 수열 formula_8이 극한 formula_48로 수렴한다라고 한다. 기호로는 과 같이 나타낸다. 반대로, 수열 formula_8이 수렴하지 않을 때 수열 formula_8이 발산한다고 한다. 이는 다음과 같은 경우로 나뉜다. 수열 formula_41은 수렴수열의 예이다. 수열로부터 새 수열 만들기. 부분수열. 수열 formula_8의 부분수열은, 나열 순서가 변하지 않은 채로 일부 항을 제거해 얻는 새로운 수열이다. 더 정확히는 formula_63 (formula_64는 순증가 자연수열) 꼴로 표현되는 수열을 뜻한다. 예를 들어 소수열 (2, 3, 5, 7, ...)은 자연수열 (1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, ...)의 부분수열이다. 계차수열. 수열 formula_8의 계차수열 formula_66은 제"n"항을 바로 다음 항에서부터 뺀 차 formula_67를 일반항으로 하는 수열이다.
수열

계차수열의 계차수열 formula_68을 2계차수열이라고 하고, 비슷하게 3, 4, ...계차수열이 정의된다. 수열 formula_69의 계차수열은 formula_70, 2, 3계차수열은 formula_71, formula_72이다. 수열의 합, 급수. 수열 formula_8의 제1항부터 제"n"항까지의 합 은, "n" = 1, 2, 3, ...를 취할 때 새로운 수열 formula_75을 이룬다. 이를 때로는 부분합 수열이라고 한다. 계차수열이 쉽게 구해지는 것과 다르게, 수열의 합 공식은 일반적으로 쉽게 찾을 수 없으며, 여러 가지 기교와 정형화된 방법이 요구된다. 수열의 합 공식의 예로는 1부터 "n"까지의 자연수의 합 공식이 있다. 부분합 수열 formula_75이 수열로서 상수 formula_48로 수렴할 때, 무한급수 formula_79이 formula_48로 수렴한다고 하고 이를 formula_81과 같이 나타낸다.
에베레스트산

에베레스트산()은 높이가 해발 8,848.86 m로 지구에서 가장 높은 산이다. 네팔에서는 사가르마타()라 하고, 티베트어로는 초모랑마( , ), 중국어와 문화어에서는 티베트어 '초모랑마'를 그대로 차용해 주무랑마봉()이라고 부른다. '에베레스트'는 영국의 조지 에버리스트 경의 이름을 따서 붙여졌다. 에베레스트산은 가장 높은 산이지만, 지구의 중심에서 가장 멀리 떨어진 산은 아니다. 지구 중심에서 가장 먼 산은 안데스산맥의 침보라소산이다. 중국과 네팔의 국경이 에베레스트산 정상을 지난다. 에베레스트산괴에는 주위의 로체산(8,516m), 눕체산(7,855m), 창체산(7,580m)이 포함된다. 높이. 2005년 10월 9일 중화인민공화국 정부는 에베레스트산의 높이가 8,844.43m이며 이것이 가장 정확한 측정값이라고 밝혔다. 그러나 이 높이는 바위의 최고점을 잰 것이라, 그 위에 덮인 얼음이나 관설(冠雪, snowcap)을 계산에 넣지 않았다. 최초의 측정치는 1856년 29,000피트(8,839m)인데, 29,000 피트는 근사치로 보인다는 생각에 2피트를 추가한 29,002피트로 발표했다. 1950년대 인도에서 측정한 8,848.10m가 받아들여지기도 했다. 1998년에는 미국 탐사대가 에베레스트산 꼭대기에 GPS 장비를 설치했다. GPS에 따른 에베레스트산의 높이는 2008년 기준으로 8,850m이다. 지각의 이동 때문에 에베레스트산은 1년에 5cm씩 높아지고 있다.
에베레스트산

등정. 1924년 6월 8일 영국의 조지 맬러리와 앤드류 어빈이 최초로 정상등정에 도전하였고 정상을 200여 m 남긴 곳에서 마지막으로 목격되었으나 돌아오지 못했다. 1999년 영국의 BBC 다큐멘터리 팀이 에릭 시몬슨이 이끄는 '맬러리-어빈 수색원정대'를 조직하여 에베레스트로 파견하였고 그 해 5월 1일 8160미터 지점에서 등정 중 추락한 것으로 보이는 조지 맬러리의 시신을 발견하였다. 등정에 실패하였다는 직접적인 증거가 발견되지 않았기 때문에 맬러리-어빈의 등정 성공 여부는 아직도 논란에 휩싸여 있다. 그 후로 많은 원정대가 도전하였으나 실패하다가 1953년 존 헌트가 이끄는 뉴질랜드 원정대의 에드먼드 힐러리와 셰르파족인 텐징 노르게이가 현지 시각으로 5월 29일 오전 11시 30분에 정상 등정에 성공하였다. 첫 사진은 텐징 노르가이가 사진기 조작을 할 줄 몰라 힐러리가 찍어준 사진이다. 대한민국에서는 고상돈 원정대가 1977년에 처음으로 등정에 성공했다. 2008년 5월 8일 티베트인 니마 츠런(尼瑪次仁)을 단장으로, 중국인 뤄선(羅申)을 부단장으로 한 19명의 전문 산악인으로 구성된 성화 봉송 주자들은 6시간의 등반을 통해 이날 오전 9시 20분(현지 시각)에 에베레스트산 정상에 성화를 올렸으며 올림픽 성화가 세계 최초로 에베레스트산을 등정했다.
이언 플레밍

이안 랭커스터 플레밍(, 1908년 5월 28일 ~ 1964년 8월 12일)은 영국의 작가이자 기자이다. 전 세계적으로 1억부 이상 팔린 제임스 본드 시리즈로 유명하다. 생애. 1908년 5월 28일 영국 런던 (Mayfair)의 귀족 가문에서 태어났다. 영국의 명문 고등학교인 이튼 학교와 샌드허스트 왕립군사학교를 다녔지만 여자 문제로 모두 중퇴했다. 외무 고시에 낙방한 뒤 모스크바 주재 로이터 통신 기자로 일했으며, 후에 주식 중개인으로도 활동하였다. 제2차 세계 대전 당시 플레밍은 영국 해군의 정보부에서 일했고 위험한 임무를 수행하는 특공대를 파견 관리하는 업무를 담당했다. 플레밍은 해군 정보부에 재직 당시, 해군이었던 패트릭 댈즐 조브로부터 제임스 본드 인물에 관한 아이디어를 얻었다. 1952년부터 첩보원 제임스 본드의 인물상을 만들고 책을 저술하기 시작했다. 전쟁이 끝난 후 플레밍은 〈선데이 타임스〉의 외신부장이 되었고, 1년 중 두 달을 자메이카에서 보낼 수 있게 되었다. 플레밍은 자메이카에 있는 자신의 별장 '골든아이'에서 1953년 첫 제임스 본드를 주인공으로 한 소설 《카지노 로얄》을 시작으로 12편의 제임스 본드 시리즈 소설과 2편의 단편 모음집을 썼다. 《카지노 로얄》은 한 달만에 초판이 매진되는 성공을 거두었다. 플레밍은 자신의 작품 속 제임스 본드와 마찬가지로 술과 여자를 좋아했고 하루 80개비의 담배를 피우는 애연가였다.
이언 플레밍

하지만, 여자, 술, 담배를 가까이한 행동 탓인지 이안 플레밍의 후손들은 자신의 조상의 행동과 소설에 비판적인 경향을 보인다. 작품 목록. 1952년에 최초로 첩보원 제임스 본드를 창조한 후, 세상을 뜰 때인 1964년까지 14권의 007 소설을 펴냈다. 이 소설들을 원작으로 지금까지 24편의 007영화가 제작되었다. 원작에서의 제임스 본드의 성격은 무겁고 진지해서 영화 속의 이미지와는 차이가 많다. 1964년에는 동화 《치티치티뱅뱅》을 발표하였다. 이 작품 또한 영화와 뮤지컬로 제작되었다. 제임스 본드 시리즈 소설. 다음은 이안 플레밍이 쓴 제임스 본드를 주인공으로 한 소설이다.
길이

길이()는 물체의 한 끝에서 다른 끝까지의 공간적 거리이다. 길이는 수직의 정도를 나타내는 높이, 두께, 또는 면과 면 사이의 수직 거리를 나타내는 너비와 구별되어야 한다. 길이라는 용어는 길이가 측정되어야 하는 물체의 특정 차원에서 사용되는데, 면적은 2차원의 측정, 부피는 3차원의 측정인 것처럼 길이는 1차원의 측정이다. 물체의 크기나 양을 정확하게 판단하기 위하여 제일 먼저 길이의 표준을 정하여 그 표준과 비교하여 길이를 판단하였는데, 옛날에는 성인 남자 신체의 한 부분을 길이의 표준으로 이용하였으며, 현재는 단위선분을 단위로 측정된다. 임의의 점 P, Q 사이의 거리를 측정할 때, 선분 PQ를 잡고 이 선분의 길이가 단위 선분의 몇 배인지, 그리고 이 끝 수가 단위 선분의 1/10의 몇 배인지, 다시 끝 수가 나오면 이 수가 단위 선분의 1/formula_1의 몇 배인지 등의 과정을 되풀이하여 측정한다. 곡선의 길이는 임의의 구간을 정해서 연속함수로 정의하고 연속함수가 표시하는 점들의 집합으로 정의한다. 18세기 이전에는 선에 자연히 길이가 구비되어 있다고 생각했으나 18세기 이후부터 선의 길이를 공리적인 입장인 입장에서 엄밀히 정의하였다. 물리학적 개념에서는 어떠한 현상이 일어난 시간을 시간의 길이라고 한다. 길이의 표준 단위는 미터이며 미터는 빛이 진공에서 초 동안 진행한 경로상의 길이이다. 이 때 초는 세슘 원자의 멜팅상태에 있는 두 초미세 단준위 사이의 전이에 대응하는 복사선의 주기의 지속시간이다.
길이

1899년 12월 11일, 국제 도량형 총회(General conference of weights and measrements)는 미터의 정의를 273.16K의 일정한 온도와 1 바 압력이 유지되는 상태에서 두 개의 백금이리듐 막대의 두 막대 사이의 거리라고 변경하였다. 1960년에 미터의 정의는 진공 상태에서 질량이 86.3인 크립톤 동위원소가 진동하는 파장의 16507633.7312배로 다시 변경되었다. 현재 국제도량형국 국제비교 데이터베이스(BIPM KCDB)에 의하면 1m는 빛이 진공에서 1/299792458초 동안 진행한 거리를 말하며 1초는 세슘-133 원자에서 방출된 특정한 파장의 빛이 9,192,631,770번 진동하는데 걸리는 시간을 말한다. 정의. 길이란 물체의 한 끝에서 다른 끝까지의 공간적 거리를 나타내는 스칼라량이다. 기하학에서 길이. 수학적 정의. 물체의 길이라고 하면, 그 물체의 한 끝에서 다른 한 끝까지의 거리를 의미한다. 좌표로 결정된 직선 위의 두 점 A, B를 양 끝으로 하는 선분 AB의 길이 d는, 그 두 점의 좌표를 각각 a, b라고 할 때 formula_2 로 정의될 수 있다. 곡선의 길이. 만약 X가 거리 함수 d의 거리 공간이면, ɤ: [a,b] → X인 조건에서 곡선의 길이(ɤ)를 상한 의 formula_4에 대한 상한이라고 정의할 수 있다. 길이 교정 가능하다고 정의되는 곡선은 유한 길이를 갖고 있는 곡선이다. formula_5 이 [a,b]의 범위에서 존재할 때, 길이는 다음의 식으로 표현 가능하다. 역사 속에서 많은 철학자들조차도 불규칙적인 곡선의 길이를 측정하는 것은 불가능하다고 생각했다. 그러나 적분의 발견을 통해 곡선의 길이를 보다 엄밀하게 구할 수 있게 되었다.
길이

17세기에는 1645년 정의된 에반젤리스타 토리첼리에 의해서 지수함수의 나선형 곡선, 1658년 크리스토퍼 워렌에 의해 정의된 사이클로이드, 1691년 고트프리트 라이프니츠에 의해 정의된 현수선 등의 초월 곡선들을 기하학적인 방법으로 길이를 구하는 방법이 유도 되었다. 적분을 이용하여 곡선의 길이를 구하는 방법은 다음과 같다. 곡선 AB위에 n-1개의 점 formula_7 을 잡아 꺾은선 formula_8 을 만들 수 있다. 각 선분의 길이의 합 formula_9은 formula_10이다. 분점의 수를 한없이 많이 취하게 되면 각 선분의 길이는 한없이 작아지게 되고, formula_9이 일정한 값 S에 한없이 가까워지면 이 S를 곡선의 길이라고 한다. 만약 formula_9이 극한값을 갖지 않는다면 곡선 AB는 길이를 갖지 않는다. 곡선 AB를 나타내는 방정식을 y=f(x)라고 하고, 변수 x의 구간을 [a,b]라고 할 때 곡선 AB의 거리는 정적분을 사용해 구할 수 있다. 만일 ɤ가 립시츠 연속 함수라면, 이것은 항상 길이를 구할 수 있다. 더 나아가서, 이러한 경우에 우리는 formula_13일 때 ɤ의 속도를 정의할 수 있다. 이 때의 속도 식은 다음과 같다. 그리고 ɤ의 식은 다음과 같다. 특히, X = formula_16인 유클리드 공간이고 ɤ: [a,b] → formula_16 이 미분가능한 경우에, ɤ의 식은 다음과 같다. 호의 길이(Arc length). 비규칙적인 호 부분의 길이를 결정하는 것은 곡선의 길이 조정(영어:rectification)이라고 불린다.
길이

역사적으로 독특한 곡선들에 대해서 여러 가지 방법이 사용되었는데 미적분학의 출현은 몇 가지 경우에 대하여 호의 길이가 정형화된 공식으로 나타나도록 이끌었다. 평면에서 곡선은 다각형의 직선 성분을 이용하여 곡선 위에 있는 유한개의 점을 연결하는 것에 의해 정의된다. 각각의 직선 성분의 길이를 측정하는 것은 간단하기 때문에 곡선의 길이는 각각의 직선 성분 길이를 더하는 것의 근사치에 의해 구해질 수 있다. 다각형적 근삿값은 몇몇 선택적인 경우에 곡선 위에서 선형종속이다. 이러한 예로는 점함수로 이루어진 곡선과 선형함수로 이루어진 곡선 등이 있다. 선형함수로 이루어진 곡선의 경우에는 근사치 또한 선형이고 따라서 곡선과 근사치가 포개진다. 다각형적 근사치가 선형종속적이지만 고윳값이 0과 일치하는 경우도 존재하는데 다각형적 근사의 모든 점들이 원점에 위치하고 있는 꽃잎 모양 함수일 때이다. 곡선의 길이를 정밀하게 구하기 위해 매끄러운 곡선에 대해서 각 부분들의 길이를 임의로 충분히 작게 만든다. 어떤 곡선들에 대해서 다각형적 근사치의 길이 보다 큰 범위에 있는 가장 작은 수 L이 존재한다면, 그 곡선은 길이를 구할 수 있다고 말할 수 있으며 호 길이 L를 갖는다고 말할 수 있게 정의된다. 유클리드 거리(Euclidean distance). 유클리드 거리는 자로 인해 측정된 두 점 사이의 거리를 피타고라스 정리에 의해 정의된다. 이 공식을 사용함으로써, 유클리드 공간은 거리 공간이 된다. 점 p와 q 사이의 유클리드 거리(formula_19또는 formula_20로 표기)는 두 점을 연결한 (formula_21)의 직선 선분의 길이이다.
길이

데카르트 좌표계에서 p = ("p"1, "p"2..., "p""n") 와 q = ("q"1, "q"2..., "q""n")가 유클리드 공간에 있는 두 점이라면, p에서 q까지의 거리는, 또는 q에서 p까지의 거리는 다음의 식으로 주어진다. formula_22 "n"번째 공간에 있는 점의 위치는 유클리드 벡터로 표현된다. 따라서 p 와 q는 공간의 원점에서 시작하고 끝이 두 점을 가리키는 유클리드 벡터이다. 유클리드 길이는 이 벡터의 길이를 구함으로써 얻어진다: p와 q사이의 거리는 방향을 가지기 때문에 다음의 벡터로 표현될 수 있다. formula_24 1차원. 실제 직선 위에 있는 두 점 사이의 거리는 두 점의 좌표의 차이의 절댓값과 같다. "x"와 "y"가 실제 직선 위의 두 점이라고 하면, 두 점 사이의 거리는 다음과 같다. 2차원. 유클리드 평면에서 p = ("p"1, "p"2) 와 q = ("q"1, "q"2)사이의 거리는 다음과 같다. 이 식은 피타고라스 정리와 동일하다. 극 좌표에서는 점 p가 ("r"1, θ1)이고 q 가 ("r"2, θ2)일 때, 두 점 사이의 거리는 다음과 같다. 3차원. 3차원의 유클리드 공간에서, 거리는 다음과 같다. n차원. n차원의 공간에서 거리는 다음과 같다. 생물학에서 길이. 측정하고자 하는 물체의 끝과 다른 끝을 연결했을 때, 그 선분이 이루는 길이를 의미한다. 특히 생물학의 경우에서는 생물의 몸을 가지고 길이를 나타내는 경우가 많다. 몇몇 바다새의 경우 날개의 길이로 인식되는 것이 이러한 경우이다. 단위 조각들이 모여서 하나의 긴 조각을 이루는 경우에는 그 조각의 길이를 단위로 사용하기도 한다.
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울타리를 이루는 나무 막대의 길이 같은 것이 이러한 경우이다. 길이는 거리가 아니라 기간의 개념으로도 쓰이는데 낮의 길이와 밤의 길이에서 쓰이는 용어 길이는 공간 속에서 얼마나 오래 지속되는지를 의미한다. 물리학에서 길이. 두 시각(時刻)의 시간적 간격을 시간의 길이라고도 한다. 플랑크 길이(Planck length). 물리학에서는 플랑크 길이, formula_30라는 개념이 정의된다. 플랑크 길이는 사실상 길이의 단위 중 하나인데 이 단위는 자연단위에 기초해서 측정계를 만들고자 했던 막스 플랑크에 의해 처음으로 만들어졌다. 이 플랑크 길이는 플랑크 질량에 기반을 두고 있다. 양자역학과 상대성 이론이 그 당시에는 알려지지 않았음에도 불구하고 이러한 단위들이 제시되었고 훗날 플랑크 길이는 중력이 양자역학적 효과를 전시하면서 명백하게 정의되었다. 플랑크 질량은 슈바르츠실트 반지름과 콤프턴 길이가 동일할 때의 질량을 말한다. 이 때의 거리가 플랑크 길이라고 불리는 것인데 이것은 ħ는 디랙 상수, G는 중력 상수, c는 진공에서 빛의 속도일 때, formula_31이다. 측정된 우주의 크기는 formula_32 플랑크 길이이다. 결론적으로 양자역학의 하이젠베르크의 불확정성 원리에 의해 플랑크 길이가 정확한 위치에 있는 물체는 운동량에서 불확정성을 가진다. 이 말은 야구공의 위치를 정할 수 있고 이것이 플랑크 길이가 정확하다면, 이것의 속도를 구별하는 것은 불가능하다는 것을 의미한다. 큰 차원이 존재한다면, 중력의 측정된 크기는 이것의 실제 값보다 작을 것이다. 이러한 경우에 플랑크 길이는 물리학적 중요성을 갖지 않는다. 끈 이론에서 플랑크 길이는 진동하는 끈의 크기의 기준이다.
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더 작은 길이는 물리학적 의미를 갖지 않는다. 고리 양자 중력이론에서 면적은 양자화되고 플랑크 면적은 가장 작은 가능한 면적 값이 된다. 특수 상대성 이론에서 플랑크 길이는 관찰자에 따라 변하지 않는 불변의 값이다. 디바이 길이(Debye length). 디바이 길이는 독일 물리학자이자 물리학자인 피터 디바이에 의해 정의되었다. 플라스마 내부에서 주어진 음의 입자(자유 전자)가 주위의 양 입자에 의해 차폐되어 외부와 관계없이 그 자신의 운동 에너지에 의해 운동할 수 있는, 그 거리를 말한다. 다른 말로 표현하면, 전하 분리가 일어날 수 있는 거리를 의미한다. 디바이 구는 디바이 거리를 반지름으로 하는 구의 부피이다. 디바이 길이의 개념은 플라스마 물리학, 전해질, 콜로이드(DLVO 이론)에서 중요한 역할을 한다. 디바이 거리의 역수를 차폐 상수라고 한다. N개의 서로 다른 종류의 전하로 이루어진 계에서, j번째 종류는 전하 formula_33를 운반하고 위치 formula_34에서 formula_35의 밀집도를 가지고 있다. "원시모델"이라고 불리는 모형에 따르면, 이 전하들은 상대적인 유전율, formula_36에 의해 특성화되는 매질에서 분포된다. 이 전하의 분포는 매질이 math>\varepsilon_0 가 전기 상수일 때, formula_37의 푸아송 방정식을 만족시키는 formula_38의 전기장을 갖게 한다. 움직이는 전하는 formula_38뿐만 아니라 쿨롱의 법칙 formula_40에 따라서 움직인다. 만약 열역학적 동적평형 상태를 가정한다면, 구별되는 전하들의 분포도, formula_35는 열역학적 평균으로 생각될 것이다. 또한 전기장은 평균장이론에 따라서 생각될 것이다.
길이

이러한 가정들로, formula_42번째 전하종류는 볼츠만 분포, formula_43가 볼츠만 상수이고 formula_44가 formula_42종류의 전하의 밀집도일때, formula_46 에 의해 설명된다. 볼츠만 분포에서 평균장이론과 푸아송 방정식을 대응시키면 푸아송-볼츠만 방정식을 도출할 수 있다: 이 비선형 방정식의 해는 간단한 계에서 몇 개 알려져 있다. 좀 더 일반적인 계의 해는 테일러 확장에 의해 높은 온도 formula_48에서 얻어질 수 있다. 이것은 흔히 디바이-휴켈 방정식이라고도 알려진, 선형화된 푸아송-볼츠만 방정식을 도출한다. 디바이-휴켈 길이는 비제름 길이 formula_51의 용어로 표현될 수 있다. formula_52는 formula_42번째 이온의 전하와 단위 전하 formula_54에 관련이 있는 전하수이다. 다음은 디바이 길이의 예시이다. 플라스마에서 디바이 길이. 플라스마에서는 진공(formula_56) 상태를 가정하며 디바이 길이는 다음과 같다. 이 때, 이온 용어는 이온의 운동이 무시 가능하다는 가정하에 다음의 식을 도출해낸다. 전해질에서 디바이 길이. 전해질이나 콜로이드에서 디바이 길이는 "κ"−1라는 기호로 표현된다. 이 때, 대칭적인 일가의 전해질에서는 다음의 식이 성립한다. 이 때, 그렇지 않으면, 이 때, 상온의 물에서는 "λ"B ≈ 0.7 nm. 상온(25 °C)에서는 다음의 관계가 성립한다: 이 때, 고유길이(Proper length). 1905년에 아인슈타인이 발표한 상대성이론에서 길이의 개념이 새롭게 정의된다. 물체의 고유길이란, 그 물체에 대해 정지한 관찰자가 측정한 거리이다.
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상대성이론에 의하면 길이는 기준틀에 따라 다르게 측정된다. 즉, 길이수축(length contraction)에 의해서 물체에 대해 움직이는 기준틀에 있는 관찰자가 측정한 물체의 길이는 항상 고유길이보다 짧다. 길이수축(Length contraction). 아인슈타인의 특수상대성이론에 따르면 정지한 관찰자에 대하여 평행으로 운동하는 물체에는 길이수축 현상이 일어난다고 한다. 때문에 길이가 수축된 물체는 고유길이(Proper length)보다 짧게 측정된다. 이 때 측정되는 물체의 길이는 다음 식을 만족한다. formula_64일때, formula_65이다. 여기서 formula_66는 로렌츠 인자, formula_67 은 고유길이이고, formula_68는 빛의 속도, formula_69는 움직이는 속도이다. 화학에서 길이. 화학에서는 작은 나노세계의 물질들을 다룬다. 또한 전자구름이 원자를 이루고 있는 것처럼 확률적인 개념이 많이 사용되기 때문에 물체의 끝과 끝을 정의가는 것이 쉽지 않다. 따라서 화학에서는 길이가 거리의 개념으로 정의된다. 결합 길이(Bond length). 결합길이는 공유결합을 형성할 때 두 원자핵 사이의 거리를 말한다. 결합간격 또는 결합거리라고도 불린다. 공유결합 반지름은 같은 종류의 원자가 공유결합을 형성했을 때 그 결합길이의 반이다. 간단한 결합인 경우에는 양자화학적 방법에 의하여 결합길이를 이론적으로 산출할 수 있지만, 일반적인 경우에는 쉽지 않다. 실험적인 방법으로는 X선회절·전자선회절·분자스펙트럼 등을 이용하여 정밀하게 측정할 수 있다. 하지만 일반적으로는 실험적인 방법이 너무 복잡하고 어렵기 때문에 편의상 다음의 방법을 이용한다.
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각 원자는 결합할 때 일정한 크기를 유지하고 있으며, 그 반지름을 결합반지름이라고 하는데, 각종 원자의 결합반지름의 값이 산출되어 있으므로, 결합길이를 알고 싶으면 두 원자 결합반지름의 합을 구하면 된다. 결합길이는 단일결합, 이중결합, 삼중결합의 순으로 길다. 다음은 탄소 원자의 결합 길이의 예시이다. 단위. km = 마일 미터법. 미터(m) 및 킬로그램(kg)을 기본으로 한 십진법의 국제적인 도량형단위계. 길이의 단위인 미터(m)는 현재 1983년 제 17차 국제 도량형 총회(General Conference on Weights and Measures: CGPM)에서 정의된 '빛이 진공에서 2억 9979만 2,458분의 1초 동안 진행한 거리'라고 정의되어 있다. 미터의 역사. 미터라는 단어는 '재다'라는 뜻의‘그리스어: μετρον’ 로부터 유래하였으며, ‘단위’를 뜻하는 ‘프랑스어: mètre’가 그 기원이다. 1668년, John Wilkins는 크리스티안 하위헌스가 39¼인치로 측정한 반 주기에 1초가 걸리는 진자의 길이를 표준 길이로 제정하자는 크리스토퍼 렌의 주장을 제안하였다. 18세기, 표준길이의 단위에 대한 두 가지 방법으로의 접근이 있었다. 한 가지는 John Wilkins가 주장한 반 주기가 1초인 진자의 길이를 표준길이의 단위로 정하는 것이었고, 다른 방법은 지구의 자오선의 4분의 1의 1000만분의 1을 표준 길이로 제정하자는 것이었다. 1789년 프랑스 대 혁명 이후 논리적이지 못하고 혼란스러운 전통 단위 체계를 10의 배수에 기초를 둔 새로운 체계로 대체하도록 자주 거론되던 구상을 실행했다.
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1791년 프랑스 국민의회는 프랑스 과학 아카데미로 하여금 프랑스 무게와 측정에 대해 보고하도록 했다. 진자의 주기에 영향을 미치는 지구의 중력이 지구의 표면에서 위치에 따라 변화할 수 있기 때문에 새로운 체계는 영원히 변하지 않는 자연 물리적 단위에 기초하도록 결정되었는데, 지구 자오선의 4분의 1의 1000만분의 1을 표준 길이 단위로 지정하자는 결론을 내렸다. 1793년, 길이의 단위인 미터는 지구의 북극과 적도 사이 거리의 1000만분의 1에 해당하는 것으로 지정되었다. 이를 위해서는 파리를 통과하는 자오선이 사용되었다. 이 임무는 Jean Baptiste Joseph Delambre와 Pierre Méchain에 의해 수행되었다. 바르셀로나에서 됭케르크까지의 자오선의 호를 결정하기 위한 6년간의 조사 끝에, 미터(m)라는 새로운 단위가 39.37008인치임을 밝혀냈다. 1799년 백금을 사용한 표준미터 원기인 Metre des Archives가 프랑스의 모든 측정에서 합법적인 표준으로 선포되었다. 이러한 미터법의 목표는 새로운 단위가 프랑스뿐만 아니라 '모든 사람을 위한, 모든 시대를 위한' 것이 되고자 한 것이었다. 1875년 파리에서 국제도량형국(International Bureau of Weights and Measures: BIPM)을 설립하기 위한 국제위원회가 소집되었다. '미터 조약'으로 파리 근처의 세브르에 영구실험소를 설립하고 지원을 약속했다. 그곳에서는 국제표준을 보관하고, 국가표준복사물들을 검사하고, 도량형학 연구를 수행했다. 40개국의 외교대표들로 구성된 '도량형일반협의회'는 개선점을 찾기 위해 6년에 1번씩 회의를 가졌다.
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또한 협의회에 의해 선출된 18명의 과학자들은 국제도량형국을 감시하는 '국제도량형위원회'를 구성했다. 한동안 미터와 킬로그램에 대한 국제원형도량형은 편의상 실제로 측정된 지구의 길이가 아니라 미터킬로그램 보관소의 표준에 근거하여 정해졌다. 1889년 제 1차 국제 도량형 총회(CGPM)에서 90%의 백금과 10%의 이리듐으로 구성된 녹는점이 0 °C인 합금으로 만들어진, 단면이 X자인 국제 표준 원기의 길이를 1미터로서 정의하였다. 1960년 제 11차 국제 도량형 총회(CGPM)에서 미터를 자연 상수에 의한 정의로 다시 채택하였다. 1893년에 Albert A. Michelson에 의한 간섭계에 의해 측정된 몇몇의 특별한 빛의 파장을 표준 길이로써 사용되는 것이 지지되었다. 그 결과 진공에서 크립톤-86 원자의 2p10 과 5d5 준위 사이의 전이에 해당하는 오렌지색 복사 파장의 1650763.73배로서 미터를 정의하였다. 하지만 크립톤 램프의 빛의 세기가 약해서 활용도가 뒤떨어 진다는 문제점이 있었다. 1983년 제 17차 국제 도량형 총회(CGPM)에서 1960년대 이후 개발된 레이저 빛은 멀리까지 퍼지지 않고 직진하기 때문에 길이 측정에 유용함이 입증되었고, 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 빛의 속력은 항상 일정하므로, 빛을 이용하여 길이를 정의하자는 의견이 반영되었다. 그 결과 제17차 국제 도량형 총회에서 미터를 진공 속에서 1/299,792,458초 동안 빛이 진행한 거리로 정의하였다. 현재 한국의 국가길이 표준기로서는 요오드 안정화 헬륨-네온 레이저를 이용하며 그 진공 파장의 길이를 사용한다.
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요오드 분자(127I2)의 포화습수분광(11-5밴드, R(127))의 전이선의 초미세구조선(a-16또는 f)에 주파수 안정화 하여 사용한다.(미터는 요오드안정화 헬륨-네온 레이저 진공파장(a16 또는 f)의 1 579 800.762 배와 같다, 요오드 안정화 헬륨-네온 레이저 진공파장: 632 991 212.58 fm) 미터에 적용되는 SI 접두어. 미터에 SI접두어를 사용함으로써 큰 단위 또는 작은 단위를 간단하게 나타낼 수 있다. 여러 가지 길이 단위. 고대 길이 단위. 고대 그리스 길이 단위. 고대 그리스 길이 단위는 지역과 시대에 따라 차이가 있었다. 다음 표는 아테네를 기준으로 표시되었다. 고대 페르시아 길이 단위. 페르시아의 공식적인 측정 체계는 아케메네스 왕조(550-350 BCE)시기에 만들어졌다. 고대 아랍 길이 단위. 아랍의 측정 체계는 페르시아의 체계를 기반으로 만들어졌다. 야드-파운드법. 야드-파운드법은 야드를 기본 길이 단위로 하는 미국과 영국연방에서 사용되는 도량형 단위계이다. 미터법은 국제 도량형의 기준이다시피하다. 세계의 70여 국가가 나라의 도량형의 기준을 미터법으로 하고 있고, 학술적 제반 단위는 거의 모두 미터법을 토대로 이루어진다. 하지만 미국, 영국연방 등에서는 일상생활 속에서는 미터법을 사용하지 않고 야드-파운드법을 사용하고 있다. 미국의 경우에는 아직 미터법을 공식적으로 받아들이지 않았다. 물론, 학술이나 과학에서는 미터법을 사용하고 있지만, 일상 생활에서는 옛날부터 사용하는 단위를 그대로 사용하고 있다. 인치, 피트, 야드, 마일이 대표적인 예이다.
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척근법(尺斤法). 척관법이라고도 불린다. 척근법(尺斤法)은 고대 중국에서 시작되어 동아시아권역에서 널리 사용된 도량형 단위계이다. 척근법에서 기본 길이 단위는 자(척, 尺)를 사용하였다. 중국에서 척근법이 최초로 사용되기 시작한 것은 전국시대 진나라 상앙(商鞅) 이후로 알려지고 있으며, 척근법의 단위는 지역과 시대에 상관없이 널리 사용되고 있으나 그 기준은 지역과 시대에 따라 차이가 있다. 척근법의 길이 단위로는 자(척), 간(間), 정(町), 리(里)가 있다. 대한제국에서 제정한 도량형에 따르면, 1자(척, 尺)는 10/33 미터, 약 30.3cm이다. 대한제국에서 제정한 도량형에 따르면, 1간(間)은 6자, 약 181.8cm이다. 대한제국에서 제정한 도량형에 따르면, 1정(町)은 60간, 약 109.09m이다. 한국에서 1리(里)는 관례적 환산법으로 약 392.7273m에 해당한다. 항해, 항공에서 길이 단위. 항해, 항공에서는 따로 미터법과는 다른 단위를 쓰는데 해리이다. 기호는 nmile이며 자오선(子午線)의 위도(緯度) 1'의 평균거리를 말한다. 국제단위계(SI)와 함께 잠정적으로 사용이 허용된 단위이며, 1929년 모나코에서 열린 제 1회 국제수로기구 총회에서 1 국제해리는 위도 45˚에서 지리위도 1'에 대한 자오선의 길이와 같은 1,852m(6076.11 ft)를 1해리로 정의되었고, 이를 채택하여 사용할 것을 권장하였다.. 현재 우리나라를 비롯하여 미국, 일본, 독일, 호주 등 여러 나라에서는 이에 따르고 있다.
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하지만 영국에서는 아직도 영국해협의 평균위도 1'의 자오선 길이인 1853.14m를 1 해리라 하며 UK해리라고 부른다. 배의 속도를 나타내는 노트(kn)는 1시간에 1 nmile를 진행하는 속도이며, n=1nmile/h=0.5144m/s이다. 천문학에서 길이 단위. 천문학에서 미터 단위로 천체간의 거리를 측정하는 것은 비효율적일 수 있다. 그렇기 때문에 천문학에서는 미터가 아닌 여러 가지 길이 단위가 사용되고 있다. 대표적으로 천문단위(Astronomical unit: AU), 파섹(parsec: pc), 광년(Light-year: Ly)이 있다. 천문단위(Astronomical unit: AU). 1천문단위(1AU)는 지구와 태양 사이의 평균거리를 뜻한다. 지구는 태양을 초점으로 타원 궤도를 그리며 돌고 있다. 여기서 평균거리란 태양과 가장 가까워지는 근일점일때의 태양과 지구 사이의 거리와 태양과 가장 멀어지는 원일점일때의 태양과 지구사이의 거리의 평균을 뜻한다. 이를 미터법으로 환산하면 대략 1AU = 1.496×1011m를 나타내게 된다. 천문단위(AU)는 주로 태양계내의 천체들의 거리를 측정할 때 사용한다. 태양과 태양계 내의 행성간의 거리는 천문단위로 다음과 같이 측정된다. 파섹(parsec: pc). 파섹의 어원은 영어의 "parallax of one arc second"이다. 지구는 태양을 중심으로 1년에 한바퀴 씩 공전을 하고 있다. 이런 이유로 어느 한 시점에서 별을 관측했을 때 별에 의한 빛이 지구와 이루는 각도와 6개월 뒤 별을 관측했을 때 이루는 각도가 차이게 생기게 되고, 차이를 연주시차라고 한다.
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아주 먼 거리에 있는 별들은 연주시차가 나타나기 어려운데, 이러한 별들을 기준으로 연주시차를 측정한다. 이 원리를 이용하여 별까지의 거리를 측정할 수 있는데 파섹(pc)은 이 원리가 적용된 길이의 단위이다. 1pc은 연주시차가 1"(초)일 때 지구와 별까지의 거리로 정의된다. 파섹은 주로 태양계 밖의 다른 천체들과의 거리를 측정하는데 사용된다. 광도의 절대등급에도 파섹이 사용되는데, 절대등급은 모든 천체가 10 pc의 거리에 있다고 가정했을 때의 밝기이다. 1pc 은 미터법으로 대략 3.08567758×1016m, 천문단위로는 2.06×105AU, 광년 단위로는 3.26LY를 나타낸다. 1000pc=1Kpc, 1000000=1Mpc으로 쓰인다. 광년(Light-year: Ly). 1광년은 빛이 진공 속에서 1년 동안 진행한 거리를 뜻한다. 빛은 진공속에서 1초에 299,792,458m를 움직이므로 1년 동안에는 대략 9.46×1012km를 움직이게 된다. 파섹(pc)과 같이 주로 태양계 밖의 천체의 거리를 측정하는데 사용된다. 1광년(1LY)는 미터법으로는 9.46×1015m, 천문단위로는 6.324×104AU, 파섹 단위로는 0.307pc을 나타낸다. 미시적 세계에서 단위. 원자, 분자들의 크기처럼 아주 작은 미시적인 세계에서는 길이를 편하게 구할 수 있는 효율적인 단위가 필요하다. 그렇기 때문에 미시적인 세계에서도 많은 단위를 사용하고 있다. 대표적인 예로는 옹스트롬(Angstrom), 보어 반지름(Bohr radius), 페르미(fermi) 등이 있다. 옹스트롬(Angstrom: Å).
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빛의 파장, 원자 사이의 거리를 재는 데 사용하는 길이의 단위로 기호는 Å이며, 1Å = 10−10m이다. 1868년 스웨덴의 물리학자 A.옹스트룀이 프라운호퍼선을 측정할 때, 그 파장을 기록하는 데 이용되었다. 1Å=10−10m 이므로 텐스미터(tenth meter)라고 하는 경우도 있으며, 분자의 지름이나 액체 표면의 막의 두께,미세한 생물학적구조, 화학결합의 길이, 결정에서 원자들의 배열, 전자기파의 파장등을 측정하는 사용되고 있다. 보통 원자·분자의 크기나 결정의 격자 간격은 1Å 정도이다. 하지만 이 단위는 공식적인 SI단위는 아니다. 보어 반지름(Bohr radius). N.H.D. 보어의 원자이론에서 설정한 전자궤도의 기본 반지름이다. 수소원자의 전자가 가지는 최소에너지에 해당하는 반지름으로 원자크기의 기준이 된다. a0 = h2/(4π2mke2) = 5.29167×10−11m = 0.0529 nm (k: 쿨롱 상수, e: 단위전하량, h: 플랑크 상수, m: 전자의 질량) 페르미(fermi). 소립자물리학 ·핵물리학에서 사용되는 길이 단위를 말한다. 유카와라고도 하며 10−15m 즉 1 fm(펨토미터)와 같다. 페르미는 제 11회 국제도량형총회에서 채택되었으며 1964년 SI단위에 추가되었다. 옹스트롬(Å)과 같은 목적에서 1956년부터 핵용(核用)으로 쓰기 시작했으며 명칭은 이탈리아의 핵물리학의 창시자중 한명인 E.페르미와 소립자론의 선구자인 유카와 히데키[湯川秀樹]에서 왔다.
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페르미는 핵물리학과 입자물리학에서 널리 사용되고 있다. 한국에서 길이 단위. 고려시대에 길이 단위는 중국의 도량형제도를 따라 주척으로 하였다. 조선시대의 도량형은 법전인 경국대전과 속대전, 대전회통에 기록되어 있다. 길이 단위인 척은 쓰임에 따라 여러 종류가 있었는데, 황금척, 주척, 영조척, 조례기척, 포배척이 그것이다. 1902년 도량형 규칙을 제정하고 평식원이 설립되었으며, 1905년 대한제국 고종 때 대한제국 법률 제1호로 도량형 규칙을 제정 공포하여 척근법을 서양에서 사용하는 미터법 및 야드-파운드법과 혼용하도록 하였다. 1909년 9월에 도량형법이 일본식 척관법으로 개정되었다. 1959년 국제계량단위국(BIPM)에 가입하고 난 후, 1961년 국제단위계를 법정계량단위로 채택하였다. 1964년에는 법령을 통해 공식적인 일에 척근법이나 야드파운드법 대신에 미터법만을 사용하게 하였다. 한시적으로 허용되었던 건물 및 토지, 수출입 등에 대한 척근법이나 야드파운드법의 사용이 1983년에 금지됨에 따라 모든 단위는 미터법으로 표기하게 되어 있다. 1983년 1월 1일부터는 토지 건물에 사용되는 평도 사용이 금지되었다. 측정. 길이의 표준을 기준으로한 정사각형 넓이를 표준으로 정하면 넓이도 그 표준량의 배수로써 판단할 수 있으며, 부피나 용량은 표준길이를 기준하여 입방체를 만들면 그 배수치로써 판단할 수 있다. 이와 같이 길이의 표준만 정확하게 정해지면 모든 물량을 판단할 수 있다. 길이를 측정하는데에도 많은 방법이 존재한다.
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먼저 가장 널리 사용되는 단위길이를 이용하는 직접측정이 있고, 속도나 가속도로부터 유추해서도 측정 할 수 있다. 직접측정. 길이의 직접측정은 도구를 통해서 이루어진다. 길이를 측정하는 도구를 만들기 위해서는 먼저 단위길이를 정하고, 그 길이에 맞추어서 도량형을 제작한후, 각각의 목적에 맞게 도구에 눈금을 표시해서 측정기를 만든다. 이 때 물체의 길이는 단위길이의 배수로 나타낸다. 직접측정은 측정 도구와 직접 비교하기 때문에 우리가 직접 대 볼 수 있는 것만 잴 수 있다. 자(Ruler). 우리의 일상 생활에서 가장 널리 쓰이는 도구로, 측정방법이 간단하다. 줄자, 직각자, 삼각자, 강철자등이 있으며, 사용단위는 미터(meter) 혹은 인치(inch)이다. 버니어 캘리퍼스나 마이크로미터 보타는 오차가 크기 때문에 정밀한 길이 측정에서는 잘 쓰이지 않는다. 버니어 캘리퍼스(Vernier Caliper). 노기스라고도 하며, 독일어의 노니우스(Nonius)라는 발음이 잘못된 것이다. 원형물체의 지름, 원통의 안지름 등을 측정하는 데 주로 사용된다. 본척과 본척 위를 이동하는 버니어로 되어 있는데, 본척의 선단과 버니어 사이에 측정물을 끼우고, 본척 위의 눈금을 버니어를 사용해서 읽는다. 보통 사용되고 있는 것은 본척의 한 눈금이 1mm이고, 버니어의 눈금은 본척의 19눈금을 20등분한 것이다. 읽을 수 있는 최소치수는 1/20mm ~ 1/50mm이다. 사용방법이 간단하고, 깊이, 물체의 안쪽 폭, 물체의 바깥쪽 폭 모두 버니어 캘리퍼스로 측정 가능하므로 기계공장 등에서 널리 사용되고 있다. 마이크로미터(Micrometer).
길이

U자형 프레임의 한쪽 끝에는 고정된 앤빌(anvil)이 있고, 다른쪽 끝의 슬리브(sleeve) 안쪽은 암나사로 되었으며, 정밀도가 높은 피치의 작은 수나사인 스핀들이 그 속에 들어 있다. 스핀들의 바깥쪽에는 심블(thimble)이 있으며, 이것을 회전시키면 스핀들이 축방향으로 이동하게 되어 있다. 슬리브에는 축방향으로 눈금이 매겨졌고, 심블에는 원주 방향으로 원주를 50등분한 눈금이 매겨져 있어 1눈금으로 0.01mm를 읽을 수 있다. 또 스핀들을 고정시키기 위한 클램프, 측정압(測定壓)을 일정하게 하기 위한 래칫스톱(ratchet stop)이 붙어 있다. 길이를 측정하려면 앤빌과 스핀들 사이에 측정물을 끼우고 슬리브와 심블의 눈금을 읽는다. 보통 사용되고 있는 마이크로미터는 나사의 피치가 0.5mm이며 스핀들의 측정범위는 0~25mm, 25∼50mm와 같이 25mm 간격으로 되어 있다. 마이크로미터에는 바깥쪽 치수를 측정하는 바깥지름 마이크로미터, 안쪽 치수를 측정하는 안지름 마이크로미터, 구멍 등의 깊이를 측정하는 깊이 마이크로미터, 나사 ·기어의 이[齒]두께, 나사의 유효지름 등을 측정하는 수나사용 ·암나사용의 각 나사 마이크로미터 등이 있다. 이 밖에 공기마이크로미터와 전기마이크로미터가 있다. 공기마이크로미터는 일정한 압력의 공기를 내뿜게 하여 그 유출량(流出量)과 압력변화에 의해서, 전기마이크로미터는 치수변화를 전기저항 ·인덕턴스 등의 전기량의 변화로 바꾸어 미소한 치수를 측정한다. 다이얼 게이지(Dial gauge).
길이

다이얼게이지는 다이얼 인디케이터(dial indicator)라고도 한다. 측정물의 길이를 직접 측정하는 것이 아니라 길이를 비교하기 위한 것으로, 평면의 요철(凹凸), 공작물 부착 상태, 축 중심의 흔들림, 직각의 흔들림 등을 검사하는 데 사용한다. 측정하려고 하는 부분에 측정자를 대어 스핀들의 미소한 움직임을 기어장치로 확대하여 눈금판 위에 지시되는 치수를 읽어 길이를 비교한다. 스핀들에는 래크가 새겨져 있어 스핀들의 움직임을 기어에 전달한다. 스핀들이 1mm 움직이는 데 대해 지침이 1회전하는 것이 흔히 사용된다. 눈금판은 1 눈금이 0.01mm인 것과 0.001mm인 것이 있다. 0.01mm의 것으로는 10mm 것을 측정할 수 있고, 0.001mm인 것으로는 0.3mm, 1mm, 2mm 등을 측정할 수 있다. 다이얼 게이지의 오차는 보통 최대 한 눈금~몇 눈금이 허용된다. 블록 게이지(block gauge). 스웨덴의 요한슨(C.E. Johanson)이 고안한 것으로서 요한슨 블록이라고도 한다. 길이 측정의 표준이 되는 게이지로서 공장용 게이지에서도 가장 정확하다. 특수강을 정밀 가공한 장방형의 강편(鋼片)으로서 호칭 치수를 나타내는 2면은 서로 평행 평면으로 만들어져 있고, 매우 평활하게 다듬질되어 있다. 호칭 치수가 다른 것끼리 한조가 되어 있으며, 몇 장의 게이지를 조합하여 필요한 치수를 만든다. 봉 게이지(Bar gauge). 측정물이 클 경우에 사용한다. 긴 측정범위의 마이크로미터를 검정하거나 구멍의 안지름을 측정할 때 등에 사용된다. 봉(막대) 모양으로 되어 있으며, 양 끝면 사이의 거리가 표준치수를 나타낸다.
길이

양 끝이 평면인 것과 곡면인 것이 있는데, 세부 치수를 알기 위해서는 블록 게이지를 병용한다. 측장기(Measuring machine). 표준자와 측미 현미경에 의한 고정도(高精度)의 길이 측정기로 먼저 측정 앤빌(anvil)을 맞추고 표준자를 읽는다. 그리고 앤빌에 측정물을 지지한 후 다시 표준자를 읽는다 첫 번째와 두 번째의 차이가 측정물의 치수이다. 옵티미터(Optimeter). 광학적(光學的)방법으로 측정물의 치수를 확대해서 이것과 기준 게이지를 비교하여 길이를 측정하는 기구이다. 프리즘 A, B는 약한 빛이 측정자(測定子)의 미소한 움직임으로 기울어지는 반사경에 의해서 반사되고 눈금자에 0지표보다 벗어난 상(像)을 맺는데, 이 차를 읽는다. 미니미터(Minimeter). 레버를 확대 기구로 이용한 길이 측정기이다. 최소눈금은 1 µm 이고 측정범위는 ±0.1mm 이다 윤곽투영기(輪廓投影器). 나사, 게이지, 기계부품 등의 피검물을 광학적으로 정확한 배율로 확대하고 투영하여 스크린에서 그 형상이나 치수, 각도 등을 측정하는 장치이다. 조명 광선의 방향에 따라 수직형과 수평형으로 나뉜다. 수직형에서는 재물대의 면이 수평이 되므로 평면 피검물을 그대로 얹을 수 있고, 재물대가 일반적으로 작기 때문에 많은 소형 부품 검사에 적합하다. 수평형에서는 재물대가 대체로 크고 견고하며, 피검물은 반드시 지지대가 필요하고 공구 ·대형부품 측정에 적합하다. 조명은 두가지 종류로 투과 조명과 반사 조명이 있는데, 투과 조명은 검사할 물건의 실루엣을 비추는 것이고, 반사 조명은 표면을 보기 위한 것이다.
길이

검사할 물건에 평행한 광선을 비춤으로써 배율 오차를 줄이고, 나사 ·원기둥 등과 같은 물건에 대해서는 정확한 배율을 구할 수 있다. 재물대는 검사할 물건을 얹어 핀트를 맞추기 위해 광축 방향으로 움직이거나 수직 방향으로 움직여 목적하는 위치로 이동시킨다. 측정법으로는 배율분의 오차가 확대되어 관측이 가능한 2가지의 방법이 있는데, 마이크로미터가 붙은 재물대를 사용하여 스크린의 십자선을 기준으로 하여 검사할 물건을 광축과 직각으로 이동하여 측정하는 방법과, 검사할 물건의 상(像)에 원 그림을 겹쳐서 검사하는 방법이 있다. 공구 현미경(tool maker's microscope). 나사, 총형 게이지, 절삭 공구 등을 현미경의 시야로 관측하면서, 그것들의 형태ㆍ치수를 측정하는 장치이다. 간접측정. 간접측정은 측정한 후 길이를 계산해야 하는 번거로움이 있기 때문에 직접측정을 할 수 없는 상황에서 많이 쓰인다. 회전수를 통한 측정. 자동차나 자전거등 바퀴달린 어떤 탈것의 이동거리를 측정할 때에는 타이어, 바퀴의 규격이 있기 때문에 회전수에 한바퀴당의 거리를 곱하면 이동거리를 측정 할 수 있다. 전파를 사용한 측정. 전파의 세가지 특징인 직진성, 정속성, 반사성 등을 이용하여 거리, 위치를 측정하며 LORAN, DEKA, GPS 등의 항법장치에 많이 쓰이고 이 외에도 레이다, VOR, DME, TACAN 등에 쓰인다. 전파의 직진성을 활용한 장치. 전파의 직진성을 활용한 방식에는 무선방위신호가 있다. 루프안테나의 지향 특성을 이용한 무선방위측정기로 전파가 오는 방향을 측정하는 방식이다.
길이

지상에 설치된 무선표지국에서 발사된 표지전파를 측정하는 경우(선측무선방위)와 발사한 전파의 방향을 지상의 방향탐지국에서 측정하여 그 결과의 통보를 받는 경우(지상무선방위)의 2종류가 있다. 선측무선방위에 의한 위치의 선은 무선표지국을 측정방위로 측정하는 등방위곡선이다. 무선방위신호의 사용전파는 중파(中波)로 오차가 있어서 방위측정정밀도도 낮고 이용범위도 국으로부터 50∼100해리로 짧아 교차방위법에 의해 위치를 결정한다. 현재는 정밀도가 높은 측위방식을 쓰며 조난선의 위치를 파악해서 구조나 고래잡이 등에 많이 쓰인다. 코스비컨이라는 장치도 직진성을 활용한다. 이러한 장치들은 전파의 방향을 측정함으로써 위치와 거리를 측정할 수 있다. 전파의 정속성을 활용한 장치. 두 위치으로부터 거리차를 측정하는 방식이 주로 쓰이며 로랜·데카·오메가 등의 방식이 있다. 두 정점으로의 거리차가 일정한 점의 궤적은 그 두 점을 초점으로 하는 쌍곡선이므로 두 위치와의 거리차를 알게 되면 쌍곡선형태로 위치의 선이 결정된다. 이와같은 측위방식을 일괄하여 쌍곡선방식(hyperbolic system)이라고 한다. 측정 방법은 충격파를 사용하여 두 위치으로부터의 전파 도달 시간차를 마이크로세컨드(µs)단위로 측정하는 방식(로랜)과 지속파를 사용하여 위상차를 1/100 사이클단위로 측정하는 방식(데카·오메가)이 있다. GPS 또한 이 방법을 이용한다. LORAN-C(Long Range radio Navigation).
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지상국에서 발사하는 전파의 도달시간 차이를 이용하여 기지국의 거리를 측정함으로써 위치를 파악하는 장치이다. 지상국은 1개의 주지상국(Master Station)과 2～4개의 부지상국(Slave Station)으로 구성되어 있으며 100 kHz 전송파(90 kHz ～ 110 kHz 밴드)를 사용한다 전파의 측정 정밀도는 1/4 nm이지만 위치는 약 460m 정도까지 오차가 날 수 있다. 부지상국은 주지상국에서 펄스를 발사한 펄스를 수신한 후에 2ms의 시간지연 후에 동일한 펄스를 발사하며, 주지상국과 부지상국에서 발사한 펄스의 수신시간 차이를 이용하여 현재의 위치를 측정한다. 선박항해, 해양탐사, 해상감시, 해상구조, 항공기의 항법시스템, 공중구조, 운송업, 동물 추적, 기상측정 등에 많이 이용되었으나 GPS가 나온 후 GPS를 더 많이 이용한다 GPS. GPS는 여러개의 위성으로부터 전파를 받아서 시간 지연을 계산하여 각 위성으로부터의 거리를 측정할 수 있다. 위성으로부터 송신된 신호를 이용해 거리를 계산하기 위해서는 정밀한 시계가 필요한데, GPS 위성에는 고정밀의 원자 시계가 탑재되어 있으며, GPS 수신기는 원자 시계 또는 수정발진기를 이용한 시계 등이 탑재되어 있다. 위성으로부터 수신한 항법메시지를 통해 GPS 수신기의 시계와 GPS 위성의 시계를 비교한다. 측정된 시간차에 전파의 속도를 곱하면 GPS 위성과 수신기간의 거리가 구해진다. 그러나 실제 전파 경로로 인한 오차, GPS 위성과 GPS 수신기에 내장된 시계의 오차, 수신기 내부 회로에서 발생하는 오차 등이 있는데, 보정가능하다. GPS의 오차는 최대 30m로 정밀하다.
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또한 현대에 가장 많이 사용하는 위치, 거리 측정장치 중의 하나이다. 전파의 반사성을 활용한 장치. 표적의 방위·거리를 측정하는 방식으로 레이다가 있다. 지향성회전안테나(스캐너)에서 마이크로파 펄스를 발사하여 반사파를 수신하여 브라운관에 표시하여 표적까지의 방위와 거리를 알아내는 장치이다. 잔상시간(殘像時間)이 긴 브라운관을 사용하여 스캐너가 1회전하더라도 처음 영상이 남아 있으므로 자기를 중심으로 모든 주위가 동시에 보인다. 유효거리는 스캐너의 높이·사용 파장·표적의 종류에 따라 다르다. 야간이나 안개 속에서도 영상이 나타나므로 거리와 방위측정이 편리하다. 가속도를 이용한 거리 측정. 가속도, 각가속도를 이용해서도 거리를 측정할 수 있는데 바로 관성항법장치(慣性航法裝置)(INS: Inertial Navigation System)가 대표적인 예이다. 이 장치는 관성을 이용해서 가속도, 각가속도를 측정할 수 있으며 이를 통해서 위치, 속도, 이동거리를 측정 가능하다. 천문학에서 길이 측정. 천문학에서 별까지의 거리는 별의 다양한 특성을 파악하는 데 가장 중요한 요인으로 작용한다. 대부분의 천체의 경우 거리를 직접 측정할 수 없을 만큼 먼 거리에 존재하기 때문에 다양한 간접적인 방법을 동원하여 천체까지의 거리를 측정한다. 측정할 수 있는 거리의 단위가 커질수록, 인류의 우주관도 함께 발달했다. 레이저 측정. 지구에서 가까운 행성들의 경우는 레이저를 사용해 거리를 알 수 있다. 레이저를 쏘아서 행성 표면에 반사시켜 지구로 다시 돌아오는데 걸리는 시간을 측정해 거리를 계산한다. 연주시차. 지구가 태양을 공전할 때 6개월마다 변화하는 별의 위치의 절반을 연주시차라고 한다.
길이

연주시차는 일반적으로 매우 작기 때문에 천체를 중심으로 천체와 지구까지의 거리 d를 반지름으로 하는 원을 지구가 이동했다고 할 수 있다. 이렇게 될 때 지구와 태양 사이의 거리 1AU는 호가 된다. L=rθ 거리 d가 반지름, θ는 연주시차 p", L=1AU이므로 천체까지의 거리는 1/p"이다. 연주시차가 1"일때의 천체까지의 거리를 1pc이라고 하며, 이때 라디안의 단위로 거리를 변환하면 1pc=206265AU라는 것을 알 수 있다. 거리지수를 이용한 포그슨 방정식. 별의 밝기는 거리의 역제곱에 비례한다. 이 사실을 이용하여 공식화 된 것이 거리지수에 대한 포그슨 방정식이다. 포그슨 방정식은 formula_70 이다. 별의 실시등급은 관측을 통해 계산할 수 있으며, 다양한 방법을 통해 구해진 별의 절대등급을 포그슨 방정식에 대입해 별까지의 거리를 알 수 있다. 세페이드 변광성. 애니 캐넌(Annie Canon)이 세페이드 변광성의 주기와 광도를 발견하면서 다른 은하에 있는 별까지의 거리를 계산할 수 있게 되었다. 세페이드 변광성, RR Lyrae형 변광성등에 사용될 수 있는 방법으로, 별의 밝기가 변화하는 주기를 관측을 통해 알아내 표준성으로써 주어진 주기-광도 관계에 맞추어 별의 실제 밝기를 계산할 수 있다. 이렇게 계산한 변광성의 절대등급을 포그슨 방정식에 대입해 변광성 까지의 거리를 계산할 수 있다. 실제로 윌리엄 허블은 이 방법을 사용해 안드로메다 은하까지의 거리를 최초로 구했고, 그때까지는 성운으로 알려져있던 M31 안드로메다 은하가 우리은하와 별개인 은하라는 것을 밝혀냈다.
길이

허블의 법칙. 윌리엄 허블은 다양한 은하의 후퇴속도를 측정하고 그 은하까지의 거리를 비교해 그래프로 만들었다. 후퇴 속도와 천체까지의 거리는 비례하는데 이를 허블의 법칙이라고 한다. formula_71 V는 후퇴속도이며, H는 허블상수 75 km/s/Mpc, d는 천체까지의 거리이다. 천체의 적색편이를 관측해 적색편이를 계산 가능하다. 이를 통해 천체의 후퇴속도를 알 수 있고, 따라서 허블의 법칙을 통해 천체의 거리를 알 수 있다. 이 방법은 현재 사용되는 거리를 측정하는 기술 중 가장 먼 곳 까지의 거리를 측정할 수 있다.
공기펌프자리

공기펌프자리(Antlia Constellation)는 프랑스 천문학자 니콜라이 루이 드 라카유가 1763년에 만들어진 별자리이다. 매우 어두운 별로 구성되어 있는데, 국제천문연맹에서 현대의 88개 별자리로 채택하였다. 북쪽으로부터 바다뱀자리, 나침반자리, 아르고호의 돛자리, 센타우루스자리에 둘러싸여 있다. 이 별자리는 대한민국 남부 지방에서 볼 수 있다. 특징. 다른 신생 별자리들과 마찬가지로, 이 별자리도 밝은 별이 없어서 눈에 잘 띄지 않는다. 이 별자리에서 가장 밝은 별인 공기펌프자리 알파(α)별의 겉보기 등급이 4.25등성인데, 이는 현대 88 별자리의 가장 밝은 별들 중 가장 어두운 것이다. 역사. 프랑스의 천문학자 라카유(Abbé Nicolas Louis de Lacaille)는 남쪽 하늘의 별자리가 없는 영역을 메우기 위해 14개의 새로운 별자리를 만들었는데, 그 중 하나가 이 공기펌프 자리이다. 원래는 'Antlia pneumatica'라는 이름이 붙여졌는데, 이는 프랑스 물리학자인 데니스 파핀(Denis Papin)이 발명한 공기펌프를 기념한 것이었다. 라카유가 전통 대로 신화로부터 별자리 이름을 붙이지 않고 대부분을 과학 기구에서 따왔기 때문에 공기펌프에는 관련된 신화가 없다.
가니메데 (위성)

가니메데(, 목성 III)는 목성의 위성으로, 태양계의 위성들 중 가장 크고 밝다. 목성에서 평균 거리 순으로 일곱 번째이고, 갈릴레이 위성 중에선 세 번째에 위치한다. 공전 주기는 약 7일이며, 유로파와 2:1, 이오와 4:1의 궤도 공명을 일으킨다. 가니메데는 지름 5,262km로 행성인 수성보다 8% 길지만, 질량은 수성의 45%에 불과하며, 이는 달의 2배이다. 태양계의 위성 중 두 번째로 큰 토성의 위성 타이탄보다 지름은 2% 더 크며, 질량은 10% 더 무겁다. 지구의 달과 비교하면 지름은 51% 더 크며, 질량은 2.02배이다. 가니메데는 규산염 암석과 얼음이 거의 같은 비율로 이루어져 있다. 구조는 잘 분화되어, 중심의 철이 풍부한 액체 상태의 핵, 얼음과 지하 바다가 번갈아가며 여러층을 이루고 있는 바깥 부분으로 구성된 것으로 추정된다. 가니메데의 표면은 크게 두 부분으로 나뉜다. 어두운 부분은 40억 년 전에 생긴 충돌구와 함께 위성 표면의 삼분의 일 가량을 덮고 있다. 그보다 덜 오래된 듯한, 광범위한 균열과 능선이 가로지르고 있는 밝은 부분이 나머지를 덮고 있다. 밝은 지역의 균열과 능선의 원인은 밝혀지지 않았지만, 조석 가열에 의한 판의 이동 때문으로 여겨지고 있다. 가니메데는 태양계에서 자체 자기장이 있는 유일한 위성으로, 액체 핵의 대류 현상으로 발생하는 것으로 추정하고 있다. 약한 자기장은 목성의 커다란 자기장에 묻혀 장선의 요동으로 표시된다.
가니메데 (위성)

또한, 미량의 수소가 대기에 존재하며, 아주 옅은 산소 대기층이 있다. 이 안에는 O(산소 원자), O2(산소 분자), O3 (오존)이 있을 것으로 추정된다. 대기권에 전리층이 존재하는지의 여부는 확인되지 않았다. 가니메데는 갈릴레오 갈릴레이가 1610년 1월 7일에 처음으로 발견하였다. 위성의 이름은 천문학자인 시몬 마리우스가 제안했다. 가니메데의 어원은 그리스 신화에서 그리스 신들의 술시중을 든 인물이자 제우스가 연정을 품은 가니메데스()이다. 파이어니어 10호 이래로 탐사선들이 가니메데를 세밀하게 관찰하였다. 보이저는 행성의 크기를 새로 측정했고, 갈릴레오 호는 자기장과 지하 바다를 발견하였다. 미래의 다른 목성 탐사 계획으로는 2023년 4월 14일에 발사된 유럽우주국의 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)이 있다. 이 탐사선은 갈릴레이 위성 중 세 개의 얼음 위성을 접근 통과하며, 감속한 후 2034년 가니메데의 선회 궤도에 진입할 예정이다. 발견과 작명. 1610년 1월 7일, 갈릴레오 갈릴레이는 목성 주변에 3개의 별이 있는 것을 발견했는데 처음에는 가니메데와 칼리스토를 발견하였고, 나중에는 목성과 거의 붙어 있던 이오와 유로파도 발견하였다. 다음 날 밤에 그 빛이 움직이는 것이 관찰되었다. 1월 13일에, 그는 한 번에 4개의 위성을 모두 보고 있었지만, 적어도 한 개의 위성이 전 위치에 있다는 것을 알 수 있었다. 1월 15일에, 갈릴레오는 그 빛들이 목성 주위를 움직인다고 결론지었다.
가니메데 (위성)

그는 위성의 작명에 대한 권리를 주장하여 이 별을 "우주의 별"로 보고, 이름을 "메디시의 별"(메디치 가문의 별)로 지었다.( 프랑스의 천문학자인 니콜라스클라우데 파브리 데 페이레치는 메디시의 별들의 이름을 각각 분리해야 한다고 말했다, 그러나 그의 제안은 채택되지 않았다. 시몬 마리우스는 원래 자신이 갈릴레이 위성을 발견했다고 주장했다. 그는 목성과 토성의 위성에 이름을 붙이려고 시도했고, "목성의 목성" (이건 가니메데였다), "목성의 금성", "목성의 수성"으로 지었으나, 채택되지 않았다. 요하네스 케플러와 마리우스는 위성에 이름을 붙이려 다시 한 번 시도했다: 로마식 이름과 다른 갈릴레이 위성의 이름들은 상당한 시간 동안 사람들이 싫어하게 되었고, 20세기 중반까지 별로 사용되지 않았다. 이전의 많은 천문학 논문에서 가니메데는 로마 숫자로 붙인 번호인 (갈릴레오가 도입한 명명법) 목성 III 이나 "목성의 세 번째 위성"으로 불렀다. 토성의 위성을 찾는 과정에서 케플러가 발견한 위성들에 도입한 명명 방법이 그대로 목성에 사용되었다. 가니메데는 남성 그림의 이름을 딴 목성의 유일한 위성이며, 이오, 유로파, 칼리스토처럼 가니메데도 제우스의 연인이다. 중국의 천문학 기록에 의하면, 기원전 365년에 감덕이 목성의 위성을 발견했다고 한다. 아마도 육안으로 가니메데를 발견했을 것이다. 공전과 자전. 가니메데의 궤도는 목성에서 평균 1,070,400 km 떨어져 있어 갈릴레이 위성 중에서는 목성에서 세 번째로 멀리 떨어져 있으며, 목성 주변을 7일 3시간 주기로 돈다.
가니메데 (위성)

많은 위성처럼, 가니메데는 조석 고정되어 있기 때문에 한 면이 항상 목성을 바라본다. 가니메데의 궤도는 목성의 적도에 대해서 약간 기울어져 있고, 이심률과 기울기, 변하는 준주기의 합력으로 인해 태양계 중력에 섭동을 일으킨다. 이런 섭동으로 인한 변화의 범위는 0.0009,–0.0022, 0.05–0.32°이고, 각기 다르다. 이런 궤도 변화로 인해 자전축 기울기는 0에서 0.33°까지 변할 수 있다. 가니메데는 이오, 유로파와 궤도 공명을 일으킨다. 가니메데가 1번 돌 때마다, 유로파는 2번 돌고, 이오는 4번 돈다. 이오가 근점에 있고 유로파가 원점에 있거나 유로파가 근점에 위치할 때 합 현상이 발생한다. 이오–유로파와 유로파–가니메데의 합이 일어나는 경도는 같은 속도로 바뀌기 때문에 세 개의 위성이 동시에 합이 현상이 일어나는 것은 불가능하고, 이러한 복잡한 공명을 라플라스 공명이라고 한다. 지금 라플라스 공명의 상태는 가니메데 바깥쪽의 궤도에 대한 공명 현상을 만들 수 없다. 0.0013의 값은 아마도 옛날에 공명이 가능했던 때에 만들어진 값일 것이다. 갈릴레이 위성의 이심률에는 다소 수수께끼가 있다. 현재 공명이 일어나지 않는 부분으로 보아 가니메데에 있는 지하 구조는 오래전에 붕괴했어야 한다. 이 사실은 마지막 이심률 변화가 몇 억 년 정도 전에 일어났음을 의미한다. 왜냐하면, 가니메데의 이심률이 상대적으로 낮으므로 평균 0.0015가 나와야 하기 때문이다. 따라서 이 위성의 조석 가열은 무시할 수 있는 수준이다.
가니메데 (위성)

그리고 옛날의 가니메데는 아마도 1 이상의 라플라스 공진 통과 수(예시:가니메데가 1번 공전할 때 유로파는 2번 공전하므로 유로파의 값은 2)를 가졌을 수 있다. 즉, 0.01~0.02의 큰 값으로 이심률을 밀어 올릴 수 있었다. 이 상황은 아마 가니메데 내부의 심한 조석 가열을 유발했을 것이다. 아마도, 가니메데의 펼쳐진 모양의 지형은 이 조석 가열의 결과물일지 모른다. 이오, 유로파, 가니메데의 라플라스 공명에 관한 두 가지 설이 있다. 한 가지는 원시 태양계 시절부터 존재했다는 것이다. 다른 것으로는 태양계의 형성 후에 만들어졌다는 것이다. 후자의 시나리오에 관한 진행 순서는 다음과 같다. 이오는 목성과 조석 작용을 일으키고, 유로파와 2:1의 공명을 가지게 된 후 궤도를 계속 확장한다. 확장은 계속 이루어진다. 하지만 조금의 모멘트가 유로파로 전달되고, 이는 공진을 계속 유지하는 원인이 된다. 유로파와 가니메데가 2:1의 공진을 가지게 될 때까지 이 과정을 계속한다. 결국, 세 위성 사이의 운동량은 라플라스 공명에 의한 동기화 때문에 같은 양을 유지한다. 물리적 특성. 구성 성분. 가니메데의 평균 밀도는 1.936 g/cm3이다. 주로 얼음과 암석이 비슷한 비율로 구성된 것이라 추정된다. 얼음의 질량 분율은 46~50% 사이라고 생각되고, 이는 칼리스토에 비해 약간 낮다. 암모니아와 같은 추가적인 휘발성 얼음도 존재한다고 생각된다.
가니메데 (위성)

가니메데의 암석은 알려진 바가 없지만, 아마도 L/LL 형 일반 구립 운석에 가까울 것으로 생각되며 적은 양의 철 핵을 가지고 있을 것으로 생각되며 적은 양의 금속 철과 산화철로 이루어진, H형 운석에 가까울 것으로 생각된다. 가니메데에서 규소에 대한 철의 질량비는 1.05–1.27로 생각된다. 참고로, 태양에서의 비율은 1.8이다. 가니메데의 표면 반사율은 43% 정도이다. 얼음과 물이 50%~90% 정도의 비율로 표면에 뒤덮여 있는 것으로 생각되며, 가니메데의 내부보다 더 많이 존재하는 것으로 생각된다. 적외선 분광법으로 1.04, 1.25, 1.5, 2.0과 3.0 μm의 파장에서 강한 흡수선이 발견되었다. 얼음은 그루브 지형을 밝게 하기 때문에 어두운 지역보다 더 많은 양의 얼음이 밝은 지역에 함유되어 있다. 갈릴레오 우주선과 지상에서 고해상도로 관측한 근적외선과 자외선 스펙트럼 자료에서 물과 관련된 원소 구성비를 발표했다. 가니메데의 표면에는 이산화탄소, 이산화황이 존재한다. 그리고, 시아노겐, 수산화 황산염 그리고 다양한 유기 화합물이 있을 것으로 추정된다. 갈릴레오는 또한 황산 마그네슘 (MgSO4)이 표면에 존재하는 것을 보여 주었고, 황산 나트륨 (Na2SO4)이 아마도 가니메데의 표면에 존재할 것이라는 것을 보여 주었다. 이러한 소금 광물은 지하 바다에서 발생할 가능성이 있다. 가니메데의 표면은 비대칭이다. 순행 반구가 역행 반구보다 밝다. 이는 유로파와 비슷하지만, 반대의 경우인 칼리스토도 마찬가지이다.
가니메데 (위성)

가니메데의 역행 반구는 이산화황이 풍부한 것으로 나타난다. 이산화탄소의 분포는 반구 비대칭을 보여주지 않고, 극 근처에서는 발견되지 않는다. 가니메데의 모든 충돌구는 하나를 제외하고 이산화탄소가 뭉친 모습을 보여주지 않으며, 이는 칼리스토와 구별된 모습이다. 아마도, 가니메데의 이산화탄소 기체는 과거에 고갈되었을 것이다. 내부 구조. 가니메데는 구조가 완전히 차별화된 것으로 보인다. 황화 철–철로 이루어진 핵과 규산으로 이루어져 있는 맨틀로 이루어져 있다. 가니메데 내부에 있는 이 층의 자세한 길이는 규산염의 비율 가정(감람석과 휘석의 분수)과 핵에 있는 황산의 양에 따라 달라진다. 지하 바다. 1970년, 나사의 과학자들이 두 얼음층 사이에 있을지도 모르는 거대 바다를 생각하였다. 1994년에 미항공우주국의 갈릴레오 우주선은 가니메데를 지나쳐 가면서 위성에 있는 바다를 확인하였다. 2014년에 발표된 소금의 영향을 고려한 분석에 따르면, 가니메데에는 여러 층의 얼음과 암석 맨틀에 인접해 있는 여러 층의 바다로 이루어져 있다고 밝혔다. 물과 바위의 접축은 생명의 기원에 중요한 원인이 될 수도 있다. 핵. 가니메데는 철이 풍부한 액체 핵을 가지고 있으며, 이로 인해 자기장이 존재한다는 것을 갈릴레오 호이 발견했다. 액체 철 핵에서 대류 현상이 일어나고, 이는 높은 전도성을 갖게 한다. 이것이 가장 자연스러운 자기장 발생 모델이다. 핵의 밀도는5.5–6 g/cm3이고, 규산염 맨틀의 밀도는 3.4–3.6 g/cm3이다. 이 핵의 반경은 최대 500 km일 수 있다.
가니메데 (위성)

가니메데의 핵 온도는 아마도 815–926 °C일 것이고, 핵의 기압은 10G Pa가 넘을 것이다. 표면의 특징. 은 2가지 지형이 혼합되어 있는 모습이다. 전체적으로 매우 오래되었다는 특징을 가지고, 높은 지형과 충돌구가 존재한다. 어두운 영역은 다소 젊은 편이고(하지만 고대 지형이다), 밝은 영역은 도랑과 평지의 조합으로 이루어져 있다. 어두운 지형은 표면의 3분의 1을 차지한다. 점토나 충돌구에서 유기 물질이 나타날 가능성이 있다. 가니메데의 표면에 있는 긴 줄이 생기게 한 '가열 기구'는 행성 과학의 해결되지 않은 문제들 중 하나이다. 현재 가니메데의 표면은 자연적인 지각 변동에 의한 홈이 많다. 얼음화산이 만약 존재한다면, 이것에 대해 약간의 역할을 했다고 생각된다. 가니메데의 얼음 암석 지각에 많은 양의 압력을 준 것은 조석 가열과 연관되 있을 수도 있고, 위성이 불안정한 궤도 공명 때문에 일어난 것일 수도 있다. 얼음에 압력이 걸리며 얼음이 구부러지는 것 때문에 열이 발생하여 암석 지각이 가열될 수 있고, 이로 인해서 균열이 발생하고 이는 표면의 70%인 어두운 지형을 지워 나간다. 홈이 파인 지형과 빠르게 핵이 생겨난 것도 조석 가열과 연관지을 수 있다. 상전이와 열 팽창이 일어나서 1–6%의 미세한 변화가 있는데, 이는 조석 가열이 원인일 수도 있다. 이후 진화 과정에서, 따뜻한 물과 연기는 핵에서 표면으로 올라왔을 수 있고, 암석 지각의 지각 변동으로 이어졌을 가능성이 있다. 방사열은 위성에서 가장 관련성이 높은 가열 원인이다. 예를 들어, 바다의 깊이를 결정한다.
가니메데 (위성)

연구의 모형은 과거에 그랬을 지도 모르므로 가니메데의 궤도 편심이 지금보다 더 컸을 때를 기준으로 연구하였다. 그 결과 조석 가열이 방사열보다 더 실질적인 열원이 된다. 충돌구의 지형은 크게 두 가지로 분류할 수 있는데, 어두운 지역에서 특히 많이 보인다: 충돌구가 표면에 포화 상태가 될 것으로 보일 정도다. 밝은 부분은, 충돌구가 별로 보이지 않고, 충돌구가 진화에 중요한 역할을 하지 않은 것으로 보인다. 충돌구의 밀도로 나이를 추산한 결과 어두운 곳의 충돌구의 나이는 40억 년 되었다. 이는 달의 고지와 비슷한 나이이고, 홈이 파인 지형은 조금 젊다. 하지만 얼마나 젊은지는 불확실하다. 시뮬레이션 결과 가니메데는 35~40억 년 전에 '운석 폭풍'을 맞은 것으로 보이고, 이는 달의 시기와 일치한다. 이것이 사실일 경우, 운석 영향의 대부분은 그 시기에 일어난 것이 되고, 분화구가 생기는 개수는 점점 적어지게 된다. 충돌구들은 새로운 지형에 덮여 씌워지고 협곡들에 의해 갈라지며, 파인 지형의 일부는 상당히 오래 되었다. 분출물의 선으로 이어진 비교적 젊은 충돌구도 보인다. 가니메데의 충돌구는 달과 수성의 것보다 평탄한 것이 특징인데, 이는 아마도 가니메데의 약한 얼음 지각에 의한 것으로, 이 빙하는 흐르는 것으로 추측되고 흐르면서 충돌구를 매꾸어 낸다. 이렇게 사라진 고대 충돌구의 유일한 '유령'은 팰름시스트(Palimpsest)이다. 가니메데의 또다른 특징은 갈릴레오 지역 이라고 불리는 어두운 곳인데, 이곳에는 그 홈이 파인 지형도 있고 뿜어져 나온 물질도 있다.
가니메데 (위성)

이곳은 옛날에 지질 활동이 활발하던 시기에 만들어진 것으로 보인다. 가니메데에도 극관이 존재하며, 아마도 얼음으로 구성되어 있는 것으로 추측된다. 이 얼음의 서리는 위도 40°까지 이른다. 이 극관은 보이저 탐사선이 처음으로 관측했다. 이 극관의 형성에 대한 이론으로는 고온의 플라즈마로 인해 얼음에 가해지는 압력과 물의 이동이 포함되어 있다. 갈릴레오호로부터의 자료는 새로운 이론을 만드는 계기가 되었다. 가니메데의 자기장 때문에 보호가 잘 되지 않는 극 지방에 입자가 더 강한 충격을 가한다; 이 충격은 물 분자의 재결합을 일으키고, 이 때문에 물의 서리가 극 지방으로 이동하게 된다. 대기권과 전리층. 1972년, 인도네시아에서 근무하는 미국과 영국의 천문학자가 엄폐 현상 동안 위성의 옅은 대기를 발견했다고 주장했다. 이들이 기압을 추정한 결과 0.1 Pa였다. 하지만, 1979년 보이저 1호가 목성을 통과할 때 센타우루스자리 카파의 엄폐를 관측했고, 다른 결과가 나왔다. 자외선 파장은 200 nm보다 짧았다. 그들은 1972년의 결과에 비해 기체의 존재에 훨씬 더 민감했다. 보이저호에 의하면 대기권은 없다. 표면 위쪽의 입자는 1.5×10cm−3의 밀도를 가지고, 2.5 µPa 미만의 압력에 해당된다. 후의 결과의 값은 1972년의 결과보다 다섯 자리 낮은 결과이다. 보이저호의 자료에도 불구하고, 가니메데에 희박한 산소 대기권(외기권)이 있는 것으로 추측하고 있다. 유로파에 존재하는 양과 유사하게 존재하는 것으로 추정되고, 1995년에 허블 우주 망원경에 의해 발견되었다.
가니메데 (위성)

허블 우주 망원경은 실제로는 130.4 nm와135.6 nm의 산소 원자 대기광을 관측한 것이다. 산소 분자가 전기 충격에 의해 분열되면 이런 대기광이 생기게 되고, 이는 O2로 이루어진 대기권의 중요한 증거이다. 산소의 표면에서의 밀도는 1.2×10–7×10cm−3일 것으로 추측되며, 0.2–1.2 µPa의 대기압을 가지고 있을 것으로 생각된다. 이 값은 1981년의 보이저호의 결과와 일치한다. 산소는 생명의 증거가 될 수 없다. 이 산소는 가니메데의 표면에서 방사능에 의해 얼음이 수소와 산소로 분리될 때 발생하는 것으로 질량이 낮아 더 빨리 우주 공간으로 없어졌을 것이다. 가니메데는 유로파와 다르게, 대기광이 균일하지 않다. 허블 우주 망원경은 북반구와 남반구 위도 ± 50° 쪽에 있는 밝은 반점을 관찰했고, 이곳은 가니메데의 자기력선의 정확한 경계이다(아래 참조). 밝은 점은 아마도 극광일 것으로 추정되며, 자기장 중 열려 있는 부분을 따라 플라즈마가 들어오면서 일어난 것으로 추측된다. 중성 대기의 존재는 전리층이 존재해야 한다는 것을 가리키며, 이는 산소 분자가 전자와 충돌하여 생기는 것으로 이 전자는 자기장과 태양에서 오는 극자외선(EUV)인 것으로 추정된다. 하지만, 가니메데의 전리층 존재 여부는 논란이 되고 있다. 갈릴레오 호가 측정한 조금의 자료에는 전자의 밀도가 가니메데 주변에서 올라갔다. 이 증거는 전리층의 존재를 시사한다. 하지만 다른 증거는 아무것도 발견되지 않았다. 표면 근처의 전자의 밀도는 400–2,500 cm−3으로 균일하지 않은 것으로 추측된다.
가니메데 (위성)

2008년에는 가니메데의 전리층 매개 변수가 제한되지 않았다. 산소 대기의 추가적인 증거는 가니메데의 얼음 스팩트럼에서 드러난다. 1996년의 자료로 분석한 결과, 오존(O3)이 검출되었다. 1997년에 분석에 의해서 산소 분자 이합체가 검출되기도 하였다. 이러한 흡수는 산소가 대기에 존재해야만 일어날 수 있다. 이 현상에 가장 잘 들어맞는 후보는 얼음 속에 갇힌 산소 분자이다. 위도와 경도에 따라서 밀도가 다른데, 반사율과 마찬가지로 위도가 올라갈수록 감소하는 경향이 있다. O3(오존)는 반대의 경향을 나타내고 있다. 실험실에서의 작업은 O2 거품이 -173°C의 '비교적 따뜻한'표면에서는 얼음에 용해되지 않는다는 것을 알아냈다. 유로파에 나트륨이 존재하는 것을 발견한 후, 가니메데의 대기권에 나트륨이 존재하는지 찾았지만, 1997년에는 아무것도 발견되지 않았다. 나트륨은 유로파의 궤도 주변보다 가니메데의 궤도 주변에 13배쯤 더 풍부하다. 이유는 아마도 표면에 상대적으로 양이 부족하거나 자기장이 들어오지 못하게 막고 있는 것으로 추측하고 있다. 가니메데 대기권의 또다른 구성 성분은 수소 원자이다. 수소가 존재하는 한계는 표면으로부터 3,000 km 상공이다. 표면에서의 밀도는 1.5×10 cm−3이다. 자기장. 1995년부터 2000년까지 갈릴레오 호는 가니메데에서 G1, G2, G7, G8, G28과 G29 등 6번의 근접비행을 하였다. 이 때 가니메데에서 목성의 자기장과 '독립'된 자기 모멘트를 발견하였다.
가니메데 (위성)

이 모멘트의 값은 약 1.3×10 T·m3이고, 수성의 자기 모멘트보다 3배 더 컸다. 자기장의 양극은 가니메데의 회전축에 대해 176°지점에 존재하고, 이는 이 자기장이 목성의 자기장과 연관되어 있기 때문으로 생각된다. 이 자기장의 북극은 궤도면의 아래쪽에 있다. 이 자기 모멘트로 인해 발생된 힘은 가니메데의 적도에서 719 ± 2 nT이고, 가니메데와 목성의 거리 정도에서 목성의 자기장에 의해 발생되는 힘은— 120 nT 정도이며, 이는 확실히 구분된다. 가니메데의 적도 부분 자기장은 목성의 영향에 의한 것으로, 자기 재결합이 가능할 수도 있다. 특정 지역의 세기는 극의 세기보다 두 배 정도인데, 보통 적도에서는 1440 nT이다. 이 약한 자기 모멘트는 가니메데의 주변 우주 공간에 약하면서 목성의 자기장에 포함되는 약한 자기권을 형성한다. 이 '기능'을 갖고 있는 위성은 태양계에서 오직 가니메데밖에 없다. 이것의 직경은 4~5 "R"G("R"G = 2,631.2 km)이다. 가니메데의 자기권은 하전 입자(전자 및 이온)들이 갇혀 있는 위도 30°부근에 밴 앨런대와 같은 종류의 자기력선 모양으로 존재해 있다. 자기권에 존재하는 주요 이온으로는 산소 원자의 단일 이온화물인 O+이다. 이는 가니메데의 얕은 산소층 대기와 맞는 이온이다. 30° 이상의 고위도 극관 지역에서는 자기력선이 열려 있으며 목성의 전리층과 가니메데가 이어져 있다. 이 지역에서는 수십~수백 keV 정도의 에너지를 갖고 있는 전자와 이온이 검출되었으며, 이는 가니메데 극 주변에 관측되는 오로라의 원인으로 생각된다.
가니메데 (위성)

또한, 무거운 이온은 지속적으로 가니메데의 극 표면으로 침전되면서 스퍼터링하고 얼음을 어둡게 만든다. 가니메데의 자기장과 목성의 플라스마 사이의 상호 작용은 지구 자기권과 태양풍의 상호작용과 유사한 점이 많다. 목성과 같이 회전하는 플라스마는 가니메데의 역행 자기장에 충돌하며, 이는 태양풍이 지구 자기장과 충돌하는 것과 비슷하다. 둘의 차이점은 플라스마 흐름의 속도인데, 지구에서의 충돌 속도는 초음속이며, 가니메데에서의 충돌 속도는 아음속이다. 아음속 플라스마 흐름 때문에 가니메데의 역행 반구에서는 뱃머리 충격파가 존재하지 않는다. 고유한 자기 모멘트에 더하여, 가니메데에는 쌍극자 유도 자기장을 가지고 있다. 그 존재는 가니메데 근처에서 목성의 자기장이 변화하는 것으로 관측된다. 유도 모멘트는 행성 자기장의 변화 부분을 따라 목성에서 들어가거나 나오는 방사형 모향을 띄고 있다. 유도 자기 모멘트는 고유 자기 모멘트보다는 세기가 역하다. 자기장 적도의 유도장 전계 강도는 60 nT로 목성 주변 전계 강도의 절반 정도이다. 가니메데의 유도 자기장은 높은 전기 전도성을 가지고 지하 바다가 있는 것으로 추측되는 칼리스토, 유로파와 유사하다. 가니메데는 완전히 차별화된 금속의 핵을 가지고 있다는 것을 감안하여, 고유한 자기권은 아마도 지구와 유사한 방식으로 형성되는 것으로 추측한다. 이 방식은 위성 내부에서 전도성 물체가 움직이면서 형성되었다는 것이다. 가니메데 주위에서 검출되는 자기장은 핵의 대류 조성으로 만들기 쉬우며, 자기장은 발전기 작용 또는 마그네토 운반 작용으로 형성되는 것으로 추측한다.
가니메데 (위성)

철로 된 핵의 존재에도 불구하고, 가니메데의 자기장은 비슷한 크기의 위성보다 적은 자기장으로 인해 수수께끼로 남아 있다. 일부 연구에서는 상대적으로 작은 크기의 핵이 충분히 냉각되면서 유체의 움직임과 자기장이 차례로 계속해서 지속되지 않을 것이라는 가설을 내놓고 있다. 동일한 궤도의 공명이 표면에서 지속하는 자기장을 없앤 것이라는 설명도 존재한다. 가니메데의 편심적인 운동과 조석 가열이 공명을 일으켜 맨틀이 냉각되며 핵이 절연 상태가 된다는 설명이다. 또 다른 설명으로는 맨틀에 남은, 위성이 과거에 만들어낸 더 강한 자기장이 남아있는 규산염 암석의 자화가 방해한다는 설명이다. 기원과 진화. 가니메데는 아마도 목성 준성운이 형성된 이후 목성 주변의 가스와 먼지 덩어리에서 강착으로 형성된 것으로 추측한다. 가니메데의 강착은 1만년 정도로 추측되며, 강착에 10만년이 걸렸다고 추정하는 칼리스토보다는 짧다. 목성 준성운은 갈릴레이 위성이 형성되면서 상대적으로 "기체가 적은 상태"였을 수도 있다. 이는 칼리스토의 강착 시간이 유독 긴 이유를 설명해준다. 반면, 가니메데는 준성운의 밀도가 짙은 목성 근처에서 형성하면서 상대적으로 짧은 시간 척도에서 형성되었다. 이러한 상대적으로 빠른 형성은 부가적인 열을 잃는 것을 방지하여 얼음이 용융하여 얼음과 암석이 분화되는 등 행성 분화 과정으로 흘렸을 수도 있다. 이로 인해, 암석이 중앙부분으로 모이며 핵으로 변했다. 이 점에서, 가니메데는 녹는 데 실패하고 형성 속도가 매우 느려 부가적인 열의 손실을 가져온 칼리스토와는 분명히 구분된다.
가니메데 (위성)

이는 두 위성이 비슷한 질량과 구성비를 가지고 있음에도 불구하고 전혀 비슷하게 보이지 않는 이유를 설명한다. 이 이론 외의 대체 이론에서는 조력 굴곡에 의한 가니메데의 거대한 기초적 가열 또는 후기 운석 대충돌기 동안 여러 충돌체로 인해 강렬한 충격을 받은 것으로 설명하고 있다. 형성 이후, 가니메데의 핵은 형성 과정에서 생겨난 열을 '유지'했고, 그 후 마치 열을 저장하는 건전지처럼 천천히 얼음 맨틀에 열을 전달했다. 그 다음, 맨틀은 대류에 의해 열을 표면으로 전달하였다. 이후 암석 내의 방사성 원소가 붕괴하면서 핵을 더욱 가열시키고, 이것은 분화를 촉진시켰다. 또한, 내부에서는 철과 황화 철로 구성된 핵이 규산염 성분의 맨틀을 만들었다. 이와 함께, 가니메데는 완전히 분화된 구조로 변했다. 이와 비교하여, 미분화한 칼리스토의 방사성 가열은 내부에서 얼음의 대류를 일으켜 위성 전체가 냉각되어 얼음의 융해와 행성 분화 작용을 막았다. 칼리스토의 대류 운동은 암석과 얼음을 일부만 분리시켰다. 오늘날, 가니메데는 천천히 냉각하고 있다. 핵에서 열이 방출되면서 지하에 규산염 맨틀 형태의 바다가 존재하며, 철과 황화 철로 구성된 핵의 느린 냉각은 대류 운동을 일으키면서 자기장을 형성한다. 오늘날 가니메데의 방출 열 유속은 칼리스토가 방출하는 것보다 더 높다. 가니메데 좌표계. 아나트라는 충돌구가 있고, 이 충돌구가 가니메데의 좌표 체계를 정하기 위한 기준점의 역할을 한다. 좌표에 정의된 값에 의하면, 아나트는 경도 128도에 있다.
가니메데 (위성)

탐사. 여러 탐사선은 목성을 지나쳐 가거나 궤도에 진입하여 가니메데를 더 밀접하게 살펴 보았다. 현재까지 진행한 통과로는 1970년에 일어났던 네 번의 근접 통과와 1990년대와 2000년대에 여러 근접한 통과가 있었다. 파이어니어 10호는 1973년에 목성을 지나쳐 갔고, 파이어니어 11호는 1974년에 지나쳐 갔으며, 위성에 대한 정보를 지구로 보냈다. 이 때 표면에서 400 km 정도의 거리에 대한 더 구체적인 물리적 정보를 받아 낼 수 있었다. 파이어니어 호가 최고로 가니메데에 접근한 거리는 446,250 km이다. 그 다음으로는 보이저 1호와 보이저 2호가 가니메데를 관찰했다. 1979년에 목성을 지나쳤다. 탐사선은 위성의 크기를 더 정확하게 알아내었고, 이 위성의 크기는 토성의 위성 타이탄보다 더 컸다. 이로 인해 예전 관측 결과에 비해 더 커졌다. 관측 도중 파인 지형도 보였다. 1995년, 갈릴레오 호는 목성 궤도에 진입한 후 가니메데에서 1996년부터 2000년까지 여섯 번의 근접통과를 실시했다. 이들 근접통과는 G1, G2, G7, G8, G28, G29라고 불린다. 가장 가까웠던 근접통과는 —G2—였다. 갈릴레오는 가니메데 표면에서 264 km 떨어진 곳을 지나갔다. G1 근접통과가 1996년에 이뤄지고, 이 때 가니메데의 자기장이 발견되었다. 바다의 발견은 2001년에 발표되었다. 갈릴레오 우주선은 여러 가지의 스펙트럼을 전송하고, 이 이미지로 가니메데 표면에 존재하는 물을 발견했다.
가니메데 (위성)

가장 최근에 가니메데를 마주한 탐사선은 뉴 허라이즌스 탐사선이다. 명왕성으로 가는 속력을 얻기 위해 목성 근접통과를 한 것이다. 탐사선은 가속하면서 가니메데의 지형 지도를 만들었다. 추후 탐사 계획. 2020년에 유로파 목성계 임무(EJSM) 발사가 예정되었다. 미항공우주국과 유럽우주국은 가니메데를 포함한 목성의 위성 탐사를 공동 추진했다. 2009년 2월, 미항공우주국과 유럽우주국은 유로파 목성계 임무의 우선 순위를 타이탄 토성계 임무보다 높였다. EJSM은 미항공우주국이 주도하는 목성 유로파 궤도선과, 유럽우주국이 주도하는 목성 가니메데 궤도선, 그리고 (아마도) 일본 우주항공연구개발기구가 주도하는 목성 자기권 궤도선으로 구성되어 있다. 유럽우주국 내부에서 프로젝트별 자금 확보 경쟁이 일어났다. 하지만, 2012년 5월 2일 유럽우주국 주도 부분이 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)으로 바뀌게 되고, 2022년 L1 발사대에서 아리안 5호로 발사된다는 것이 확정되었다. 유럽우주국의 우주과학 탐사가 발전하게 되었다. 우주선은 칼리스토와 유로파를 가깝게 지나쳐 가고, 가니메데 궤도에 들어서 여러 자료를 수집한다. 현재 러시아 연방 우주국은 가니메데 착륙선(GL) 임무가 우주생물학을 발전시킬 수 있을지를 집중 평가하고 있다. 가니메데 착륙선과 파트너가 될 것으로 보이는 탐사선은 목성 얼음 위성 탐사선이다.
가니메데 (위성)

이 계획이 채택된다면, 2024년에 발사될 것이고 이 일정은 목성 얼음 위성 궤도선과 맞을 수 있다. 주노 탐사선은 2010년에 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 제안되었다. 가능한 장비는 중간 정도의 해상도를 가진 카메라를 포함해서 플럭스 게이터 자기계, 가시광선/근적외선 분광계, 레이저 고도계, 저에너지 또는 고에너지 플라즈마 검출계, 이온 및 중성 질량 분석계, 자외선 분광계, 라디오 및 플라즈마 신호 감지계, 좁은 각도의 카메라, 표면 레이다가 있다. 가니메데의 궤도에 진입하는 취소된 제안 중 하나는 목성 얼음 위성 궤도선이 있다. 목성 얼음 위성 궤도선은 핵분열을 사용하도록 설계되었고, 이온 엔진으로 추력을 내게 하여 이전보다 더 상세하게 가니메데를 연구할 수 있게 하는 것이 목적이었다. 그러나 예산 삭감으로 2005년에 취소되었다. 또 다른 오래된 제안은 '가니메데의 웅장함'이라고 불렸다.
명왕성

명왕성(冥王星, ; 상징: 와 ) 또는 134340 명왕성(소행성체명 134340 Pluto)은 카이퍼 대에 있는 왜행성이다. 암석과 얼음으로 이루어져 있으며, 지구의 위성인 달에 비교하면 질량은 , 부피는 정도이다. 태양으로부터 29~49 AU 떨어진 타원형 궤도를 돌고 있으며, 공전 주기는 약 248년, 자전 주기는 6일 9시간 43분이다. 이심율이 큰 타원형 궤도 때문에 해왕성의 궤도보다 안쪽으로 들어올 때도 있다. 2014년 기준으로 태양에서 32.6 AU 거리에 있다. 태양에서 아주 멀리 떨어져 있어서 기온이 매우 낮다. 평균 표면 온도는 -233℃이다. 산소와 메테인 등이 고체로 존재하고 있어 인간이 자원을 획득하는 데 가장 좋은 태양계 천체처럼 알려져 있지만, 지구와의 거리가 매우 멀고 기온이 낮기 때문에 실효성이 낮다. 명왕성의 중력은 지구의 약 7% 정도이다. 지구에서 몸무게가 약 60kg인 사람이 명왕성에 가면 약 4kg가 된다. 질량은 60kg으로 일정하다. 1930년에 미국의 클라이드 톰보가 처음으로 발견했으며, 2006년까지 태양계의 9번째 행성으로 인정됐었다. 하지만 명왕성과 비슷한 타원 궤도를 도는 유사한 천체들이 잇따라 발견되면서, 명왕성이 행성으로 적합한가에 관한 논란이 발생했다. 2005년에 발견된 왜행성 에리스는 당시 명왕성보다 질량이 27% 정도 더 큰 것으로 파악되었다. 즉 명왕성이 태양계 외곽의 여러 얼음 천체들 중 하나에 불과하다는 것이 밝혀졌다.
명왕성

그래서 명왕성 하나만 행성으로 분류할 수는 없다는 의견이 나왔고, 카론, 명왕성, 세레스 등을 모두 행성으로 분류할지 아니면 모두 제외할지에 대한 논의가 이루어졌다. 결국 국제천문연맹은 2006년 8월 24일 총회에서 행성의 기준을 새로 정하면서 명왕성, 에리스, 세레스 등을 함께 묶어 왜행성 및 명왕성형 천체라는 새로운 분류에 집어넣었다. 미국을 비롯한 일부 국가의 과학자들은 명왕성이 여전히 행성으로 분류되어야 하며 새로 발견된 천체들도 행성으로 인정해야 한다고 주장하기도 하지만, 왜소왕성은 현재 왜행성으로 분류되어 134340이라는 식별 번호가 붙어있다. 당초 명왕성 주변에서 발견된 5개의 천체가 위성으로 알려져 있었다. 그 중 가장 큰 천체인 카론은 1978년에 발견되었고, 닉스와 히드라는 2005년에, 케르베로스와 스틱스는 각각 2011년, 2012년에 발견되었다. 그러나 명왕성이 카론에 지배적인 영향을 주지 못하고 카론에 휘둘리기도 하는 사실이 확인됐는데, 이 둘의 질량 중심이 명왕성 내부가 아닌 두 천체 사이에 위치하였기 때문이다. 그러나 국제천문연맹은 아직 이 현상에 대해 공식적인 정의를 내놓지는 않았고, 카론은 일단 명왕성의 위성으로 정의되어 있다. 2015년 7월 14일에는 뉴 허라이즌스 탐사선이 명왕성을 최초로 방문하여, 명왕성 근처를 비행하면서 명왕성과 위성들을 관측하고 각 천체들의 특성을 측정하였다. 발견. 명왕성은 1930년 2월 18일에 클라이드 톰보(Clyde Tombaugh)에 의해 발견되었다.
명왕성

1840년대 위르뱅 르베리에와 존 카우치 애덤스는 천왕성 궤도의 섭동을 분석하여, 당시에 아직 발견되지 않았던 해왕성의 존재와 그 위치를 계산하여 예측하였다. 그러나 해왕성 발견 후, 이 행성의 궤도에도 오차가 있는 것으로 밝혀졌다. 이 사실은 해왕성 바깥쪽에 다른 행성이 존재한다고 여겨지게 하였다. 화성의 운하를 관측한 것으로 유명한 천문학자 퍼시벌 로웰은 해왕성 너머로 궤도에 영향을 미치는 또 다른 행성이 있을 것으로 추정하고 이를 행성 X라 불렀다. 그러나 사실 명왕성의 크기는 매우 작은데다가, 명왕성보다 훨씬 큰 해왕성의 궤도에 지장을 주기에는 질량이 너무나도 작다. 그래서 계산에 의하기보다는 우연히 발견했다고 봐도 큰 무리가 없다. 나중에 관측 여건이 좋지 않아서 이러한 오차가 생긴 것임을 알게 되었다. 로웰은 애리조나에 천문대를 건설하고, 9번째 행성을 찾기 위한 프로젝트에 돌입했다. 명왕성이 해왕성에게 섭동을 주어 궤도 오차가 생긴것으로 인식하고 그 궤도를 계산해냈고, 1909년에는 행성 X의 예상 위치가 몇 개 제안되었다. 이 프로젝트는 1916년 로웰이 사망하기까지 진행되었지만, 명왕성을 찾지는 못했다. 로웰은 알지 못했지만 1915년에는 명왕성의 흐릿한 이미지가 찍혔는데도 이를 알아채지 못하고 지나간 적이 있었다. 그 외에도 15번 정도 사전 포착된 적이 있었으며, 가장 오래된 것은 1909년 버크스 천문대에서 사전 포착된 것이다.
명왕성

로웰 사후에는 그 미망인 콘스턴스 로웰이 천문대의 지분에 대해 유산 상속 권리를 주장해 법정 싸움이 이어지는 통에, 행성 X에 대한 탐사는 1929년 23세의 클라이드 톰보가 탐사 업무를 인계받을 때까지 재개되지 못했다. 톰보는 당시 최신 기술이었던 천체 사진을 이용하여 빈 동일한 지역의 사진을 2주 간격으로 두 장을 촬영한 후, 그 이미지 사이에서 위치가 바뀐 천체를 분석하는 방법으로 탐색을 진행했다. 촬영한 방대한 사진을 열심히 분석한 결과, 톰보는 1930년 2월 18일에, 같은 해 1월 23일 및 1월 29일 촬영된 사진에서 움직이고 있다고 생각되는 천체를 발견했다. 1월 20일에 찍힌 사진도, 질은 나빴지만 움직임을 확정하기에는 충분했다. 로웰 천문대는 더욱 확증적인 사진을 얻기 위해 노력했고, 이후 발견 소식을 1930년 3월 13일에 하버드 대학 천문대에 전보로 보냈다. 그 후 명왕성의 사진은 1915년 3월 19일까지 거슬러 발견되었다. 이와 같은 경위로 발견된 날짜는 일반적으로 1930년 2월 18일이지만, 소행성 센터에 등록된 목록에서 발견 일은 같은 해 1월 23일로 되어 있다. 이름. 명왕성의 발견은 전 세계적인 화제가 되었고, 이 새로운 별을 명명할 권리를 가지고 있었던 로웰 천문대는 ‘아틀라스’부터 ‘자이멀’("Zymal")에 이르는 이름까지 전 세계에서 1000건 이상의 제안을 받았다. 톰보는 다른 사람보다 빨리 이름을 제안하라고 베스토 멜빈 슬리퍼를 재촉했다. 콘스턴스 로웰은 제우스를 제안했다가, 퍼시벌("Percival") 그리고 결국에는 그녀 자신의 이름인 콘스턴스로 제안을 했다. 이러한 제안들은 모두 기각되었다.