開山は紀元前92年（崇神天皇6年）とも717年（養老元年）とも言われ、延喜式に伊須流岐比古神社として登場する。後に、虚空蔵求聞持法の修法や修験的な峰入り行が盛んになり、真言宗の寺院となって隆盛を極めた。後の太平記や太閤記が記すように任侠武勇をもって知られる。南北朝時代の初頭1335年、中先代の乱が起こると朝廷側の越中国司中院定清をかくまったため、足利尊氏に呼応した同国守護普門俊清に焼き討ちされて一時衰退した。戦国期には復興し、北陸に一向一揆勢力が勃興する中でも隠然たる勢力を誇ったが、1582年（天正10年）本能寺の変直後の混乱に乗じて、越後の上杉方についていた能登畠山氏旧臣が蜂起し、天平寺衆徒とともに石動山に立て籠ったため、前田利家・佐久間盛政・長連龍らの織田軍に焼き討ちされ、再び全山焼亡した。このときの焼き討ちは、主君織田信長の比叡山延暦寺焼き討ちに似ているともいわれ、数百人の法印のみならず児童子まで撫で斬りにしたとか、千六十の首を山門の左右に掛け並べたなど、凄惨な弾圧がなされた。近世には前田家により復興されたが振るわず、明治時代初頭の神仏分離政策のもとほぼ全ての院坊が破却され、以後復興されることなく廃寺となった。
加賀、能登、越中の山岳信仰の拠点霊場として栄え、石動山に坊院を構えた天平寺は、天皇の御撫物の祈祷をした勅願所である。最盛期の中世には北陸七カ国に勧進地をもち、院坊360余り、衆徒約3,000人の規模を誇ったと伝えられる。祭神は五社権現と呼ばれ、イスルギ修験者たちを通じて北陸から東北にかけて分社して末社は八十を数える。南北朝時代と戦国時代の二度の全山焼き討ちと明治の廃仏毀釈によって衰亡した。山頂一帯は国の史跡に指定されている。
国際度量衡局は国際度量衡委員会(CIPM)の管理下にあり、国際度量衡委員会の事務局兼研究所として置かれている。国際度量衡局の目的は、世界中で一つの一貫性のある単位系（すなわち国際単位系(SI)）を実現するための基礎を提供することである。そのために、施設内の計測学の研究所と、条約加盟国の国立計測学研究所をメンバーとする一連の諮問委員会を有している。また、国家測定標準の国際的な相互比較を行い、加盟国のために較正を実行する。国際度量衡局には、正確な世界時を維持するための重要な役割がある。世界中の加盟国の原子時間標準を結合し、分析し、平均して、1つの公式の協定世界時(UTC)を作り出している。国際度量衡局の原器庫には国際キログラム原器が保管されている。なお、1960年の国際度量衡総会(CGPM)において、メートルの定義をメートル原器で行わないことが決議されたが、同時に、国際メートル原器をそれまで通りに国際度量衡局に保管することも決議されている。国際度量衡局の活動や財務は、条約の加盟国の共同で行われる。常勤の職員は約70名で、予算は約1000万ユーロである。
国際度量衡局は、メートル条約に基づいて1875年5月20日に設立された。フランス・オー＝ド＝セーヌ県・セーヴルのセーヌ河畔にあるパヴィヨン・ド・ブルトゥイユに本部を置く。この建物は1876年にフランス政府から提供を受けたもので、敷地面積は4.35ヘクタール（当初は2.52ヘクタール）である。敷地内は、1970年9月9日デクレ70-820号により治外法権である。
後の「ゴジュラスMk-II」に本採用されたタイプ。開発はオギータ研究所が担当した。背部にキャノン砲を装備する基本仕様は同様であるが、尾部付け根に補助用のロケットブースターが増設されている。また、各部形状にも差異がある。初出は『小学三年生』1985年11月号。
ゲームソフト『ゾイドタクティクス』に登場。機体カラーと識別コード、戦闘データを帝国仕様に変更した鹵獲ゴジュラス。性能・装備ともに共和国仕様とは大差がない。
学年誌「小学三年生」1984年11月号に掲載された改造バリエーション。地底に生息し、その名の通り全身白色の特徴を持つ。外観はほぼメカ生体のゴジュラスと同じだが、尻尾はより短い。
オールトの雲形成に関する現在の理論モデルでは、オールトの雲に残ったものよりも3倍から100倍もの多くの彗星が星間空間に放出されたことを予測している。また、別のシミュレーションでは初期の 90-99% もの彗星が太陽系外に放出されたことが示唆されている。そのため、他の恒星系で形成された彗星も当然、同様にその系から散乱されていると考えられる。恒星間彗星が存在する場合、それらは時おり太陽系内を通過するはずである。このような天体は太陽系に対してランダムな速度で接近すると考えられる。また太陽系は太陽向点に向かって運動しているため、太陽向点があるヘルクレス座の方向から大部分がやってくると考えられる。オウムアムアの発見以前は、太陽からの脱出速度を超える速度の彗星が発見されていなかったという事実から、星間空間における恒星間天体の数密度の上限値が推定されていた。Torbett による論文では、恒星間天体の数密度は1立方パーセクあたり 10¹³ 個 (10兆個) を超えないと推定された。また LINEAR の観測データの解析からは、1立方天文単位あたり 4.5×10⁻⁴ 個 (1立方パーセクあたり 10¹² 個) という上限値が求められていた。オウムアムアが発見された後のデビッド・C・ジューイットらによるより最近の推定では、オウムアムアと同程度の 100 メートル程度の大きさを持つ恒星間天体の海王星軌道以内での定常的な存在個数はおよそ 1×10⁴ 個で、その領域への滞在時間は10年程度だと推定している。恒星間彗星は、太陽系を通過する間に、おそらく稀ではあるが太陽を中心とした軌道に捕獲される場合がある。数値シミュレーションでは恒星間天体を太陽系内に捕獲するための十分な質量を持つ天体は木星のみであり、このような捕獲イベントは600万年に1回発生し得ることが示されている。マックホルツ第1彗星と百武彗星 (C/1996 B2) は、捕獲された恒星間天体である可能性がある例である。これらの彗星は太陽系内の彗星としては標準的ではない化学組成を持っている。