stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
독타운의 제왕들
기타 제작진

공동 제작: 진저 슬레지
협력 제작: 비니 반스, 커림 엘시피, 캐나다 고든
배역: 빅토리아 토머스
미술: 크리스 고랙
의상: 신디 에번스
셀 교회

셀 교회(cell Church)는 셀 그룹의 정기적인 모임을 중심으로 하는 기독교 교회 구조이다. 소그룹 사역은 흔히 셀 그룹이라고 불리지만 홈 그룹(home group), 홈 프렌드십 그룹(home friendship group), 홈 케어 그룹(home care group), 하우스 펠로우십(house fellowship), 라이프 그룹(life group)이라고도 불린다.
셀 그룹이 있는 교회가 반드시 셀 교회인 것은 아니다. 셀 교회는 셀 그룹들로 구성되고 그들을 중심으로 이루어져야 한다. 셀 교회에서는 셀 리더(있는 경우)가 사실상 교회 내 목사나 멘토로 간주된다.
존 웨슬리는 18세기에 처음에는 영국에서, 나중에는 미국에서 감리교 단체를 전국적인 운동으로 만들면서 그가 클래스 미팅(class meeting)이라고 부르는 셀 그룹 구조의 한 형태를 사용했다.
같이 보기

셀 그룹
출처

What is a cell church? – Joel Comiskey Group". Retrieved 2022-10-03.
https://churchleaders.com/smallgroups/small-group-articles/137628-principles-from-the-largest-cell-churches.html 보관됨 2024-05-28 - 웨이백 머신
https://thechurchwithoutwalls.com/cell/%5B깨진+링크(과거+내용+찾기)%5D
https://www.disciplewalk.com/files/Peter_Koh_The_Cell_Group_Church_Structure_an_Evaluation.pdf
깊은 잠

은 여기로 연결됩니다. 다른 뜻에 대해서는 빅 슬립 (동음이의) 문서를 참고하십시오.
깊은 잠 또는 빅 슬립(The Big Sleep, 1939)은 미국계 영국 작가 레이먼드 챈들러의 하드보일드 범죄 소설로, 필립 말로 형사가 처음으로 등장한다. 이 작품은 1946년(명탐정 필립)과 1978년(빅 슬립 (1978년 영화))에 두 번 영화로 각색되었다. 이야기의 배경은 로스앤젤레스이다.
이야기는 캐릭터가 서로 배신하고 내러티브 전반에 걸쳐 비밀이 드러나는 등 복잡성으로 유명하다. 제목은 죽음에 대한 완곡한 표현이다. 책의 마지막 페이지에는 "깊은 잠을 자는 것"에 대한 반추가 나와 있다.
1999년 이 책은 르 몽드 선정 '세기의 책 100선' 중 96위에 선정되었다. 2005년에는 타임지가 선정한 '최고의 소설 100선'에 선정되었다.
게르트 B. 아헨바흐

| 게르트 B>  아헨바흐 Gerd B. Achenbach |
| --- | --- |
본명: 게르트 뵈트허
로마자 표기: Gerd Böttcher
출생: 1947년 2월 11일 하멜른
성별: 남성
국적: 독일
직업: 철학자
Gerd B. Achenbach (1947년 2월 11일 하멜른에서 Gerd Böttcher 로 출생)는 독일 철학자이다. 그는 1981년에 현대적인 실천 철학 운동인 철학상담의 창립자로 널리 알려졌다.
철학적 실천

1980년대 이후로 발전해 온 철학 상담 실무자들은 일반적으로 철학 박사 학위 또는 최소한의 석사 학위를 소지하고 있으며 보다 전통적인 심리 치료 대신 철학 상담을 제공한다.
서지

Philosophische Praxis (1984) (독일어, 아직 영어로 번역되지 않음)
Lebenskönnerschaft (2001) (독일어, 아직 영어로 번역되지 않음)
추가 자료

Shlomit C. Schuster, 철학 실습: 상담 및 심리 치료의 대안 (1999) 보관됨 2018-05-12 - 웨이백 머신 http://www.abc-clio.com/ABC-CLIOCorporate/product.aspx?pc=D5280C]
루 마리노프, 철학적 실천 (2002)
안드로메다 은하

| --- | --- |
안드로메다 은하 (M31, NGC 224)
 관측 자료 (역기점 J2000)
위치
별자리: 안드로메다자리
적경: 00h 42m 44.3s
적위: +41° 16′ 9″
물리적 성질
질량: ~1.5×1012 M☉
적색편이량: z = −0.001001    (마이너스는 청색편이를 의미)
시선 속도: −301 ± 1 km/s (태양시선속도)
거리: 254 ± 11만 광년   (778 ± 33 kpc)(주 2)
형태: SA(s)b
규모
크기: 190′ × 60′
항성의 수: ~1조(1012) 개
지름(광년): 직경 ~22만 광년
광학적 성질
겉보기등급: 3.44 등급
절대등급: −21.5 등급(주 4)
기타 성질
명칭: M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, 보데 3, 플램스티드 58, 헤벨리우스 32, Ha 3.3, IRC +40013
메시에 천체 목록 NGC 천체 목록
안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780 킬로파섹(약 250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다.
초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 약 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 대략 1조 개 정도의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.
우리은하의 질량이 8.5 × 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 1012 태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 형성할 것이다.
안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다. 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.
예전에 안드로메다가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.
관측 역사

페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 항성에 관한 책에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름(Little Cloud)으로 표시하였다. 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다. 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다. M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는데 도움을 준다. 또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다. 1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다. 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다.
M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다.[출처 필요] 태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다.
관측 역사 > 섬우주

1917년, 미국의 천문학자 히버 커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했다. 그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을 더 발견하였다. 커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 10등급은 어둡다고 기록하였다. 이를 통해 커티스는 M31까지의 거리를 약 50만 광년(3.2×1010 AU)으로 추산할 수 있었는데, 때문에 그는 나선성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬우주"(island universe) 가설의 지지자가 되었다.
1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리은하와 나선성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부의 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리은하의 티끌성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미한다. 에드윈 허블은 1925년에 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다.
M31은 가장 가까운 큰 은하(가장 가까운 은하는 아님)이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다. 그는 이들의 중원소함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다. 이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다) 또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가되었다.
안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. (전파천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파천문학 연구집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파지도가 만들어졌다. 2C 전파천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다. 2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다. 이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다.
일반

안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다. 1990년대, 표준 적색거성과 적색군 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금화하는 데 이용되었다.
일반 > 형성 및 역사

2010년에 한 천문학자 연구집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.
2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다.
안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이다. 그러한 격변적인 충돌로 안드로메다 은하의 (금속풍부)헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다. 때문에 안드로메다 은하는 이 때부터 약 1억 년 간 발광적외선은하였을 것이다. 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐지나간 적이 있다. 이 사건으로 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다.
지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이다. 이 시기에 안드로메다 은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다. 그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다. 안드로메다 은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성은하들은 서로 상호작용하고 있는데, 이러한 상호작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다. M31의 중심에서 발견된 역회전(counter-rotating) 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다.
일반 > 최근의 거리 측정

안드로메다 은하까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다.
2003년의 적외선 표면밝기요동(I-SBF)과 2001년 프리드먼 등의 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2 등급/dex의 중원소함량 정정을 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×1011 ± 3.8×109 AU)이다.
2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40 kpc)이다.
2005년, 스페인 국립 연구회(CSIC)의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견을 발표하였다. M31VJ00443799+4129236으로 명명된 이 식쌍성은 두 개의 밝고 뜨거운 O형 및 B형의 청색성으로 이루어져 있다. 천문학자들은 3.54969일에 한 번씩 발생하는 별의 식에 관한 연구를 통해서 이들의 크기를 측정할 수 있었다. 별의 크기와 온도를 알고 있다면 이들의 절대등급을 구할 수 있다. 그리고 겉보기등급(관측을 통해 이루어짐)과 절대등급을 알고 있다면, 그 별까지의 거리를 측정할 수 있다. 이러한 방법을 통해 측정된 별과의 거리는 252 ± 14만 광년(1.594 ×1011 ± 8.9 × 109 AU)이며 안드로메다 은하 자체는 대략 250만 광년(1.6 × 1011 AU) 거리로 추정된다. 이렇게 새로이 측정된 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리값과 정확히 일치한다.
안드로메다 은하는 거리측정에 적색거성가지의 첨단부(TRGB) 기법을 사용할 수 있을 정도로 가까운데, 2005년에 이를 통해 측정된 은하까지의 거리는 256±8만 광년(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)이다.
모든 거리 측정값을 종합하면, 안드로메다 은하까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 1011 ± 7.0 × 109 AU)이다. 그리고 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 활용으로 얻을 수 있는 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다.
일반 > 질량 및 광도 측정 > 질량

암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012 M☉(또는 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리은하의 질량은 8 × 1011 M☉이다. 이는 안드로메다 은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며, 은하의 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다. 안드로메다 은하의 총 항성 질량은 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011 M☉으로 추정되는데, (즉 우리은하의 항성질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다.
덧붙여 안드로메다 은하의 성간매질은 중성수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109 M☉, 수소분자 형태(가장 안쪽에서 10 킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108 M☉, 티끌의 형태로 5.4 × 107 M☉으로 이루어져 있다.
2015년에 발표된 허블 우주 망원경의 도움을 통해 진행된 연구에서는 안드로메다 은하를 감싸는 뜨거운 기체로 이루어진 거대하고 무거운 은하헤일로를 발견하였다. 이 헤일로는 안드로메다 은하 그 자체에 있는 별의 질량의 절반을 포함하는 것으로 추정된다. 2015년 5월 7일 기준으로, 이 헤일로는 이전에 측정된 값보다 대략 여섯배는 크며 1,000배는 무겁다. 거의 보이지 않는 이 헤일로는 주인 은하인 안드로메다 은하로부터 약 백만 광년까지 뻗어있다. 이는 우리은하까지 거리의 절반에 해당한다. 은하에 관한 모의실험들은 이 헤일로가 안드로메다 은하와 동시에 형성되었음을 시사한다. 헤일로에는 초신성을 통해 형성된, 수소 및 헬륨보다 무거운 원소들이 풍부하며 그 본질은 색등급도의 녹색협곡(Green Valley)에 위치한 은하로 예측된다.(아래 참고) 안드로메다 은하의 항성 원반에서 발생하는 초신성은 은하 바깥 공간으로 중원소를 방출한다. 안드로메다 은하의 일생동안, 중원소의 거의 절반이 초신성에 의해 만들어져 직경 20만 광년의 항성 원반 바깥으로 방출되었다.
일반 > 질량 및 광도 측정 > 광도

안드로메다 은하는 우리은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다. 이들은 대개 연령이 7×109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×1010 L☉로, 우리은하의 광도보다 약 25% 크다. 그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다. 다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, 즉 두번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대등급은 -22.21 등급 또는 그에 가깝다.
2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대등급(청색대역)이 -20.89 등급(+0.63의 색지수를 갖고 있으므로 가시절대등급은 -21.52 등급, 참고로 우리은하는 -20.9 등급)이다. 모든 대역에서 안드로메다 은하의 총 광도는 3.64×1010 L☉임을 시사하였다.
우리은하의 별형성률이 연간 3~5 태양질량인데 비해, 안드로메다 은하는 연간 약 1 태양질량으로 우리은하보다 훨씬 낮다. 우리은하의 초신성 발생률 또한 안드로메다 은하의 값보다 두 배나 크다. 이는 안드로메다 은하가 이전에 대규모의 별의 형성 단계를 한 번 겪은 적이 있었으나 현재는 우리은하가 더 활동적인 별의 형성 단계를 겪고 있는 것에 비해서 거의 정적에 가까운 단계임을 시사한다. 이런 상태가 계속되면 안드로메다 은하의 광도는 우리은하의 광도에 따라잡히게 된다.
최근의 연구에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하처럼 은하의 색등급도에서 녹색협곡(green valley)으로 알려진, 청색구름(blue cloud)에서 적색렬(red sequence)으로의 전이 과정에 있는 은하들이 위치한 영역에 있다고 한다. 여기서 청색구름은 별의 형성 활동이 활발한 은하의 분류군, 적색렬은 별의 형성 활동이 부족한 은하의 분류군을 일컫는다. 녹색협곡 은하에서의 별의 형성 활동은 성간매질의 별형성 기체를 거의 다 소진했기 때문에 느리다. 이와 유사한 특성을 가진 은하 모의실험에 따르면, 별의 형성은 예측되는 안드로메다 은하와 우리은하의 충돌로 인해 별형성률이 짧은 기간 동안 증가하다가 현재로부터 약 50억 년 이내에 끝날 것이라고 한다.
은하핵

안드로메다 은하의 중심부에는 밀집 성단이 위치한 것으로 알려져 있다. 대형 망원경으로 은하를 관찰할 때 무정형의 팽대부에서 보이는 항성상은 이 밀집 성단에 의한 것이다. 은하핵의 광도는 매우 밝은 구상성단의 광도보다 훨씬 크다.
1991년, 토드 R. 라우어는 허블 우주 망원경의 WFPC 카메라를 이용하여 안드로메다 은하의 내부에 있는 은하핵을 촬영하였다. 은하핵은 1.5 파섹(4.9 광년) 이내에서 두 개의 집중 분포로 나뉜다. P1으로 명명된 밝은 집중 분포는 은하의 중심으로부터 편중되어 있다. 그보다 어두운 집중 분포 P2는 은하의 진중심과 맞아 떨어지며, 1993년에 3~5×107 M☉으로, 2005년에는 1.1~2.3×108 M☉으로 측정된 초대질량 블랙홀을 포함하고 있다. 그 주변 물질의 속도분산은 ≈ 160 km/s로 측정되었다.
관측된 이중 은하핵에 관해 스코트 트레마인은 P1의 실체가 항성 원반이라면 중심 블랙홀 주변을 편심 궤도로 돌고 있을 것이라고 설명하였다. (큰)궤도 이심률이 궤도 원점에서 궤도운동을 하는 별들을 오래 머물게 만들면서 그 지점에서 수많은 별들의 집중 분포가 형성된다. P2 또한 분광형 A형의 뜨거운 별들로 이루어진 밀집 원반을 갖고 있다. A형 별은 적색형 필터에서 눈에 띄지 않지만, 청색 및 자외선 필터에서는 이들이 은하핵에서 가장 눈에 띄기 때문에 P1보다 P2가 더 뚜렷하게 보이게 된다.
발견 초기에 이중 은하핵의 밝은 부분이 안드로메다 은하에 의해 "잡아먹힌" 작은 은하의 잔재일 것이라고 가설화되었으나, 현재는 더 이상 신빙성 있는 설명으로 간주되지 않는다. 그 이유는 그러한 은하핵이 중심 블랙홀에 의한 조석 파괴로 인해 극도로 짧은 수명을 갖기 때문이다. 이것은 P1이 P1 자체를 안정화 시킬 수 있는 자체의 블랙홀을 가지고 있음으로써 부분적으로 해결할 수 있지만, P1 속의 별의 분포는 그 중심에 블랙홀이 없음을 암시한다.
그 밖의 광원

1968년까지, 겉보기에 안드로메다 은하로부터 탐지된 엑스선은 없었다. 1970년 10월 20일, 안드로메다 은하에서 오는 경엑스선을 관측할 수 있는 기구를 탑재한 풍선 비행이 이루어졌다.
ESA의 XMM-뉴턴 우주 망원경을 통해 안드로메다 은하에서 다중 엑스선 광원이 관측되어 왔다. 이에 관해 로빈 바너드 등은 이들이 블랙홀 또는 중성자별 후보일 것이라고 주장하였다. 이들은 유입 기체를 수백만 켈빈으로 가열하여 엑스선을 방출하게 만든다. 중성자별의 스펙트럼은 블랙홀로 추정되는 것과 동일하지만, 추정 질량을 통해 구분할 수 있다.
안드로메다 은하에 속박된 구상성단으로, 460여개의 구상성단이 있다. 이들 중 가장 무거운 성단은 일 구상성단(Globular One)으로 명명된 메이올 II로 확인되었는데, 국부은하군에 있는 은하의 구상성단 중에서 가장 밝다. 성단은 수백만 개의 별들을 포함하며, 우리은하에서 가장 밝은 구상성단인 센타우루스자리 오메가의 밝기의 두 배에 해당한다. 일 구상성단(또는 G1)은 수백만 개의 항성 개체를 갖고 있는 만큼 평범한 구상성단에 비해 매우 무겁다. 그 때문에, 일부는 G1을 먼 과거에 안드로메다 은하에 흡수된 왜소은하의 핵으로 간주하기도 한다. 가장 큰 표면밝기를 가진 구상성단은 안드로메다 은하의 남서부 나선팔의 동부 중간에 위치한 G76이다. 037-B327으로 명명된 또다른 무거운 구상성단이 2006년에 발견되었는데, 이 성단은 안드로메다 은하의 성간티끌로 인해 크게 적색화 되었는데, G1보다 더욱 무거울 것으로 여겨지며, 따라서 국부은하군에서 가장 거대한 성단으로 여겨졌다. 그러나 다른 연구에 따르면 이 성단이 실제로 G1의 물리량과 비슷하다고 한다.
안드로메다 은하의 구상성단은 그 자체가 은하의 연령만큼 늙은 성단부터 수백만 년에서 50억 년 사이의 연령대의 매우 어린 항성계까지 다양한데, 상대적으로 작은 연령 분산(범위)을 보이는 우리은하의 구상성단에 비해 훨씬 큰 연령 범위를 갖고 있다.
2005년에는 천문학자들이 안드로메다 은하에서 전적으로 새로운 유형의 성단을 발견하였다. 새로이 발견된 성단은 수십만 개의 별들을 포함하고 있는데, 구상성단에서 볼 수 있는 별들의 수와 비슷하다. 구상성단과 차이를 보이는 점은, 이것이 폭 수백 광년으로 구상성단보다 훨씬 크며 그에 따라 밀도가 구상성단보다 수백 배나 작다는 것이다. 따라서 별들 사이의 거리는 구상성단의 경우보다 이들의 경우가 훨씬 크다.
2012년에는 작은 블랙홀이 전파 폭발을 일으키는 미세퀘이사(microquasar)가 안드로메다 은하에서 발견되었다. 원형 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하며 질량이 약 10 M☉이다. ESA의 XMM-뉴턴 탐사선을 통해 얻은 자료를 통홰 발견되었으며, NASA의 스위프트 및 찬드라, 초거대배열, 초장기선배열을 통해 자주 관측되는 이 미세퀘이사는 안드로메다 은하에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이며, 우리은하 외부에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이기도 하다.
위성은하

이 부분의 본문은 안드로메다 은하의 위성은하 목록입니다.
안드로메다 은하는 우리은하처럼 위성은하를 가지고 있는데, 20개 이상의 왜소은하가 안드로메다 은하의 위성은하인 것으로 알려져 있다. 가장 유명하고 손쉽게 관측되는 위성은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 M31(안드로메다 은하)와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서 폭발적인 별의 형성이 일어났던 더 큰 은하였을 것으로 여겨진다.
M110 또한 M31과 상호작용하는 것으로 보이는데, 천문학자들은 M31의 헤일로에서 금속풍부성으로 이루어진 성류를 발견하였다. 이것은 위성은하의 박리로 인해 형성된 것으로 여겨진다. M110은 먼지대를 포함하고 있는데, 이는 최근에 별의 형성이 있었거나 현재 그것이 계속 진행되고 있음을 시사한다.
2006년에는 아홉개의 은하가 각각의 상호작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다.
우리은하와의 충돌

이 부분의 본문은 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌입니다.
안드로메다 은하는 초당 약 110 킬로미터(68 mi/s)의 속도로 우리은하에 가까워지고 있다.이 현상과 속도가 지속된다면, 약 40억 년 후에는 100% 충돌될 것으로 보인다.
 태양에 대한 접근 속도는 초당 약 300 킬로미터(190 mi/s)로 측정되어 왔는데, 이는 태양이 우리은하의 중심을 약 225 km/s의 속도로 공전하고 있기 때문이다. 그러한 접근 속도로 인해 안드로메다 은하는 관측되는 은하 중 몇 안되는 청색편이 은하이다. 우리은하에 대해 예측되는 안드로메다 은하의 접선속도는 접근 속도보다 훨씬 작기 때문에 우리은하와 안드로메다 은하는 약 40억 년 후에 거의 정면으로 충돌할 것으로 예측된다. 충돌에 따른 결과로 두 은하는 병합하여 하나의 거대타원은하 또는 거대한 원반은하가 될 것이다. 이러한 사건은 은하군의 은하 중에서 흔한 편이다. 두 은하의 충돌로 인한 지구와 태양계의 운명은 현재 확실하지 않다. 두 은하가 병합하기 전에 태양계가 우리은하에서 방출되거나 안드로메다 은하에 편입될 것이라는 낮은 가능성도 있다.
같이 보기

메시에 천체 목록
은하 목록
신판일반목록
NGC 206 - 안드로메다 은하에서 가장 밝은 성단
아이작 로버트가 1899년에 촬영한 안드로메다자리 대성운.
초거대 망원경 위의 M31.
안드로메다자리에서 M31의 위치.중심부에 M32와M110이 같이 있다
NASA의 광역 적외선 탐사선이 촬영한 안드로메다 은하.
갈렉스가 자외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하.
안드로메다 은하 주변의 거대한 헤일로.
스피처 우주 망원경이 적외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하. 스피처 망원경은 NASA의 네 가지 위대한 우주 관측선 중 하나이다.
스피처 망원경이 24 마이크로미터 적외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하. (제공:NASA/JPL–칼텍/K. Gordon, 애리조나 대학교)
안드로메다 은하에 관한 스위프트 탐사.
은하 진화 탐사선이 촬영한 안드로메다 은하. 청백색 대역에서 두드러지게 보이는 은하의 고리들은 어리고 뜨거우며 무거운 별들의 보금자리 근처에 있다. 현재 별의 형성이 이루어지는 밀한 고치 구름 영역을 뒤따라가는 이러한 고리들에 대해 암청회색으로 보이는 차가운 티끌로 이루어진 띠가 삭막하게 보인다. 가시광선에서 봤을 때, 안드로메다 은하의 고리는 나선팔처럼 보이지만, 자외선 영역에서 보았을 때는 예전에 NASA의 스피처 우주 망원경이 적외선에서 본 것처럼 고리형에 가까운 구조가 드러난다. 천문학자들은 스피처 망원경을 통해 이러한 고리들이 안드로메다 은하가 이웃 M32와 2억 년도 더 전에 정면 충돌을 겪었음에 대한 증거로 이해하고 있다.
HST가 촬영한 이중 구조를 보여주는 안드로메다 은하의 핵. NASA/ESA 사진
고에너지 엑스선 및 자외선 영역에서 본 안드로메다 은하.(2016년 1월 5일)
안드로메다 은하 속의 성단.
구독자가 가장 많은 유튜브 채널 목록

미국의 유튜버 미스터비스트 (Mr.Beast)는 2024년 6월 기준 2억 8500만 명의 구독자수를 보유하고 있는 전세계 1위 유튜버이다.
미국의 비디오 공유 서비스 유튜브에서 '구독자'는 특정 채널의 '구독' 버튼을 클릭하고, 각자의 구독 피드에 본인이 구독한 각 채널의 컨텐츠를 전해받음으로서 '구독'을 하는 유저를 말한다. 유튜브의 구독 기능은 2005년 10월 도입되었으며, 2006년 4월부로 최다 구독자수를 기록한 유튜브 채널의 순위를 발표하고 있다. 현재까지 확인 가능한 가장 오래된 순위는 2006년 5월 17일자 기록이다.
2006년 5월 당시 최다 구독자수를 기록한 유튜버 (유튜브 채널)는 스모쉬 (Smosh)로 총 구독자수는 2,986명에 불과했다. 이후 최다 구독자수 1위를 차지한 유튜버는 총 열한 명에 달하는데, 그 가운데는 미국의 웹시리즈 채널 lonelygirl15, 미국 코미디언 브루크 브로드댁 (브루커스), 미국 캐릭터 프레드 피글혼, 스웨덴 게임 스트리머 퓨디파이, 미국 코미디언 라이언 히가, 미국 언론인 레이 윌리엄 존슨, 미국 셀럽 저드슨 레이플리, 영국 노인 피터 오클리, 인도 음악라벨 T-Series와 유튜브 공식 채널 등이 있다.
2024년 6월 현재 구독자수 1위를 기록중인 유튜브 채널은 미스터비스트 (MrBeast)로 총 구독자수 2억 8500만 명을 기록중이며 주간 신규 구독자수는 500만 명에 달한다.
최다 구독자수 1위 채널의 변천사

다음은 2006년 5월 이래 최다 구독자수 1위를 기록한 유튜브 채널의 순위이다. 1위를 최소 24시간 넘게 차지한 채널만을 기준으로 삼는다.
현재까지 1위를 갈아치운 채널은 총 12곳으로, 1위 등극 최다 횟수를 기록한 채널은 퓨디파이로 총 4회였다. 그 다음은 총 3회를 기록한 스모쉬, 총 2회를 기록한 채널은 라이언 히가, T-Series, 유튜브 공식 채널이 있다.
기존 최장기록
현재 최장기록
| 채널 이름 | 기록일 | 기록일수 | 출처 |
| --- | --- | --- | --- |
| 스모쉬 (1) | 2006년 5월 17일 | 18일 |  |
| 저드슨 라이플리 | 2006년 6월 4일 | 29일 |  |
| 브루커스 | 2006년 7월 3일 | 45일 |  |
| geriatric1927 | 2006년 8월 17일 | 26일 |  |
| lonelygirl15 | 2006년 9월 12일 | 226일 |  |
| 스모쉬 (2) | 2007년 4월 26일 | 517일 |  |
| nigahiga (1) | 2008년 9월 24일 | 12일 |  |
| FЯED | 2008년 10월 6일 | 318일 |  |
| nigahiga (2) | 2009년 8월 20일 | 675일 |  |
| 레이 윌리엄 존슨 | 2011년 6월 26일 | 564일 |  |
| 스모쉬 (3) | 2013년 1월 12일 | 215일 |  |
| 퓨디파이 (1) | 2013년 8월 15일 | 79일 |  |
| 유튜브 스포트라이트 (1) | 2013년 11월 2일 | 36일 |  |
| 퓨디파이 (2) | 2013년 12월 8일 | 4일 |  |
| 유튜브 스포트라이트 (2) | 2013년 12월 12일 | 11일 |  |
| 퓨디파이 (3) | 2013년 12월 23일 | 1,920일 |  |
| T-Series (1) | 2019년 3월 27일 | 5일 |  |
| 퓨디파이 (4) | 2019년 4월 1일 | 13일 |  |
| T-Series (2) | 2019년 4월 14일 | 1,876일 |  |
| 미스터비스트 | 2024년 6월 2일 | 285 |  |
2024년 6월 20일 기준 (UTC)
최다 구독자수 1위 채널의 변천사 > 타임라인

유튜브 채널의 최다 구독 수 타임라인 (2006년 5월~2019년 6월)
같이 보기

유튜브
실시간 가장 많이 구독된 채널 랭킹
유튜브 최다 조회수 영상 목록
가장 많이 구독된 채널 순위 보관됨 2023-06-11 - 웨이백 머신
해설

↑  2013년 '유튜브 스포트라이트' (YouTube Spotlight)로 채널명을 바꿨으나 지금은 'YouTube'라고만 부른다.
↑  The total number of channels listed may exceed 50 if a tie exists for the 50th-highest subscriber count.
↑  저스틴 비버와 테일러 스위프트의 본계와는 다른 채널로 등록되어 있다.
↑  2013년 당시 이름은 '유튜브 스포트라이트'였으나 현재는 '유튜브'로 변경했다.
↑  2019년 2월~3월 말까지 T-Series의 구독자수는 퓨디파이의 구독자수를 수차례 넘겼으나 모두 24시간 이내에 역전당하였으므로 실질적인 기록일자는 3월 27일로 본다. The first incident to last at least 24 hours began on March 27 and ended on April 1.
버스납치

| 버스납치 バスジャック, Busjack |
| --- | --- |
감독: 후카자와 요시후미
각본:  후카자와 요시후미 
제작:  야마다 히로타카 
출연:  엔도 쇼조  이시바시 안나  시미즈 카즈키 
촬영: 후쿠자와 료스케
편집: 후카자와 요시후미
제작사: 올 인 엔터테인먼트 윈드 업
배급사:  윈드 업
개봉일:  2014년 2월 8일 (2014-02-08)(일본)  2021년 1월 15일 (2021-01-15)(대한민국) 
시간: 79분
국가:  일본
언어: 일본어
《버스납치》(일본어: バスジャック, 영어: Busjack)는 2014년에 개봉한 일본의 코미디, 드라마 영화이다.
 후카자와 요시후미가 감독과 각본을 맡았다.
 일본은 2014년 2월 8일에 대한민국은 2021년 1월 15일에 개봉되었다.
줄거리

코미야 노보루는 38세 독신으로 되는 일이 없다

치아가 아프고 엑스레이를 찍으니 위장에 그림자가 보이는데

회사에서는 정리해고까지 당했다

이런 상황에 그의 머리로 떨어진 권총 한자루를 줍고 고속버스를 타게되고

버스 기사는 코미야의 허리에 꽃힌 권총을 보고 버스 납치범으로 오해하는데...
출연진 > 주연

엔도 쇼조 - 코미야 역
이시바시 안나
출연진 > 조연

시미즈 카즈키
후지와라 미츠히로
스즈키 츠카사
무라타 미츠
이쿠시마 유키
호리 마유미
홍콩
맬서스 성장 모델

맬서스 성장 모델(Malthusian growth model), 단순 지수 성장 모델(simple exponential growth model), 인구 역학 모델은 본질적으로 함수가 증가하는 속도에 비례한다는 개념에 기초한 기하급수적 성장이다. 이 모델은 개체군에 관한 가장 초기이자 가장 영향력 있는 책 중 하나인 인구론(1798)을 쓴 토머스 로버트 맬서스의 이름을 따서 명명되었다.
맬서스 모델은 다음 형태를 가지며
여기서 각 변수의 의미는 아래와 같다.
P0 = P(0)는 초기 개체 규모이다.
r = 인구 성장률이다.
t = 시간.
가톨릭 레이캬비크 교구

| 현황 |
| --- | --- |
교구 형태 : 교구
종파 : 로마 가톨릭교회
위치 국가 :  아이슬란드
관구 : 교황청 직속
설정일 : 1968년 10월 18일
주교좌 : 그리스도 왕 대성당
관할면적 : 103,000 km2
소속신자  : 10,455 (3.4%) 명
소속사제  : 6 명
웹사이트 : http://www.catholica.is/endex.html
교구청
교구장  : 피에르 뷔셰 주교
가톨릭 레이캬비크 교구(라틴어: Dioecesis Reykiavikensis)는 아이슬란드 전역을 관장하는 로마 가톨릭교회 교구이다. 교황청 직속 교구로서, 2011년 1월 1일 기준으로 신자 수는 10,455명이다.
1923년 아이슬란드 지목구가 설정되었으며, 1929년 교황청 관리구로 격상되었다. 그리고 1968년에는 독립적인 교구로 격상되었다. 2013년 기준으로 교구장은 스위스 출신의 피에르 뷔셰 주교이다. 피에르 뷔셰 주교는 레이캬비크 교구의 제4대 교구장이자 스칸디나비아 주교회의 임원이다. 총대리는 그리스도 왕 대성당의 주임사제 패트릭 브린 신부이다.
레이캬비크 교구는 근대에 설립되었다. 중세에는 스칼홀트(1056년 설정)와 홀라르(1106년 설정)에 교구가 있었지만, 16세기 프로테스탄티즘의 출현으로 루터교에 빼앗겼다. 1801년 이 두 교구는 아일랜드 루터교 주교 아래 하나의 교구로 통합되었다. 아이슬란드에 잔존한 가톨릭교도들은 1923년 레이캬비크에 지목구가 설정되기 전까지 사목자 없이 지냈었다.
같이 보기

아이슬란드의 로마 가톨릭교회
바람을 길들인 풍차소년

| 바람을 길들인 풍차소년 The Boy Who Harnessed the Wind |
| --- | --- |
각본: 추이텔 에지오포
장르: 드라마
제작: 앤드리아 콜더우드 게일 이건
원작: 윌리엄 캄쾀바, 브라이언 밀러의 회고록 바람을 길들인 풍차소년
출연: 맥스웰 심바 추이텔 에지오포 릴리 반다
촬영: 딕 포프
편집: 발레리오 보렐리
음악: 안토니우 핀투
개봉일:  2019년 1월 25일 (2019-01-25)(선댄스) 
시간: 113분
국가: 영국
언어: 영어, 체와어
《바람을 길들인 풍차소년》(영어: The Boy Who Harnessed the Wind)는 2019년 영국의 전기 영화이다. 말라위의 발명가 윌리엄 캄쾀바의 삶을 다루었으며, 동명의 회고록에 기반했다. 배우 추이텔 에지오포가 직접 연출하고, 주인공 윌리엄의 아버지 역으로 출연했다.
2019년 선댄스 영화제에서 출품되었고, 이후 넷플릭스에서 공개되었다.
출연

맥스웰 심바 - 윌리엄 캄쾀바
추이텔 에지오포 - 트라이웰 캄쾀바
필릭스 렘부로 - 존 캄쾀바
아이사 마이가 - 애그니스 캄쾀바
릴리 반다 - 애니 캄쾀바
로버트 아겡고 - 제러마이아 캄쾀바
조지프 마셀 - 윔베 서장
노마 두메즈웨니 - 이디스 시켈로
레모강 치파 - 마이크 카치군다
필버트 팔라케자 - 길버트 윔베
켈빈 맥스웰 응고마 - 체리티
멜빈 알루사 - 저스틴 미트와
켈빈 킴포코세르 - 제프리
칼라니 음부과 - 찰스 도드
조지 미신데 - M. C .
러시아식 질문

| 러시아식 질문 Русский вопрос The Russian Question Russkiy Vopros |
| --- | --- |
감독: 미하일 롬
각본: 미카일 롬
출연: 브셀볼로드 악쇼노프, 예레나 쿠즈미나
촬영: Boris Volchek
편집: Yeva Ladyzhenskaya
음악: 아람 하차투리안
개봉일:  1948년 3월 8일 (1948-03-08) 
시간: 88분
언어: 러시아어
러시아식 질문(러시아어: Русский вопрос, The Russian Question, Russkiy Vopros)은 에서 제작된 미하일 롬 감독의 영화이다. 브셀볼로드 악쇼노프 등이 주연으로 출연하였다.
출연 > 주연

브셀볼로드 악쇼노프
예레나 쿠즈미나
출연 > 조연

Viktor Dragunsky
게오르지 게오르지우
제작진

원작자: Konstantin Simonov
미술: Semyon Mandel
수상

1948 - 소련 국가상
1991 - 베를린 국제 영화제
동해고속버스터미널

| 동해고속버스터미널 |
| --- | --- |
공식명칭: 동해고속버스터미널
종류: 터미널
국가:  대한민국
주소: 강원특별자치도 동해시 동해1길 1 (부곡동)
이전: 2013년 7월 1일 (분리)
폐지: 2018년 12월 26일
운영기관: 동부고속
터미널코드: 210
행선지표기: 동해
고속버스 운행: 운행
시외버스 운행: 미운행
시내버스 운행: 미운행
웹사이트: http://donghae.dongbubus.com
동해고속버스터미널은 강원특별자치도 동해시 부곡동에 있었던 대한민국의 고속버스 터미널이었다. 고속버스 전산망상의 터미널 번호는 210이다.
역사

원래 이 터미널은 고속버스 전용 터미널이었으나, 2008년 11월에 평릉동에 있었던 동해시외버스터미널이 경영난으로 잠시 폐쇄되자 시외버스들이 이 터미널을 임시로 이용했다.
2012년 1월 동해시청에서 동해시외버스터미널 건물 및 부지를 매입한 후 시영 터미널로 전환해 2013년 7월 1일부터 동해시외버스터미널의 운영을 재개하면서 이 터미널은 다시 고속버스만 운행하게 되었다.
그러나 터미널 이원화 때문에 동서울로 가는 사람들로부터 불만이 빗발쳤고, 이에 동해시청과 동부고속 측이 터미널 일원화에 합의함에 따라 2018년 12월 26일을 마지막으로 터미널 운영을 종료한 후 폐쇄됐다. 이에 따라 서울/동서울 - 삼척 노선은 동해시외버스터미널로 중간 승하차지가 변경됐다. 수원 - 삼척 노선은 동해를 무정차해 왔으나, 2020년 1월 21일부터 동해 중간 승하차를 개시했다.
과거 운행 노선

| 운행 노선 | 운행업체 | 운행구간 | 운행구간 | 운행구간 | 경유지 | 배차 간격 (분) | 시간표 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 동해 ↔ 서울경부 | 동부고속 | 동해 | ↔  | 서울경부 | 횡성휴게소 | 30~40 | 첫차:06:30(동해 기준) 막차:24:00(동해 기준) |
| 동해 ↔ 동서울 | 동부고속 | 동해 | ↔  | 동서울 | 횡성휴게소 | 8회 | 06:25, 09:15, 10:25, 11:50, 14:25, 15:25, 16:55, 20:05 |
같이 보기

동해시외버스터미널
2014년 유럽 쇼트트랙 선수권 대회

| 2014년 유럽 쇼트트랙 선수권 대회 |
| --- | --- |
개최국:  독일
개회식: 2014년 1월 17일
폐회식: 2014년 1월 19일
← 2013 말뫼 2015 도르드레흐트 → 
2013년 유럽 쇼트트랙 선수권 대회(영어: 2014 European Short Track Speed Skating Championships)는 2014년 1월 17일부터 1월 19일까지 독일 드레스덴에서 열린 유럽 쇼트트랙 스피드스케이팅 선수권대회이다.
메달 집계

3000m 슈퍼파이널은 메달이 수여되지 않는다. 남녀 500m, 1000m, 1500m, 계주, 종합 메달 합산
|  순위  | 국가 | 금메달 | 은메달 | 동메달 | 합계 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 1 |  러시아 | 5 | 3 | 3 | 11 |
| 2 |  네덜란드 | 3 | 4 | 3 | 10 |
| 3 |  영국 | 1 | 2 | 0 | 3 |
| 4 |  이탈리아 | 1 | 0 | 1 | 2 |
| 5 |  헝가리 | 0 | 1 | 2 | 3 |
| 6 |  독일 | 0 | 0 | 1 | 1 |
| 합계 | 합계 | 10 | 10 | 10 | 30 |
메달리스트 > 남자

| 종목 | 금 | 은 | 동 |
| --- | --- | --- | --- |
| 개인종합 | 빅토르 안    러시아 | 세묜 옐리스트라토프    러시아 | 닐스 케르스트홀트    네덜란드 |
| 개인종합 | (102 포인트) | (60 포인트) | (34 포인트) |
| 500m | 빅토르 안    러시아 | 블라디미르 그리고리예프    러시아 | 세바스티앵 르파프    프랑스 |
| 1000m | 빅토르 안    러시아 | 세묜 옐리스트라토프    러시아 | 블라디미르 그리고리예프    러시아 |
| 1500m | 세묜 옐리스트라토프    러시아 | 닐스 케르스트홀트    네덜란드 | 프레이크 판데르바르트    네덜란드 |
| 3000m S.F | 빅토르 안    러시아 | 닐스 케르스트홀트    네덜란드 | 유리 콘포르톨라    이탈리아 |
| 5000m 계주 |  러시아 빅토르 안 세묜 옐리스트라토프 블라디미르 그리고리예프 드미트리 미구노프 루슬란 자하로프 |  네덜란드 단 브레이우스마 닐스 게르스트홀트 싱키 크네흐트 프레이크 판데르바르트 크리스티안 뵈케링크 |  독일 폴 헤르만 로베르트 자이페르트 크리스토프 슈베르트 다니엘 제체 조나스 카우프만 루드윅 |
메달리스트 > 여자

| 종목 | 금 | 은 | 동 |
| --- | --- | --- | --- |
| 개인종합 | 요린 테르모르스    네덜란드 | 엘리스 크리스티    영국 | 아리안나 폰타나    이탈리아 |
| 개인종합 | (107 포인트) | (63포인트) | (52포인트) |
| 500m | 아리안나 폰타나    이탈리아 | 타티야나 보로둘리나    러시아 | 요린 테르모르스    네덜란드 |
| 1000m | 엘리스 크리스티    영국 | 요린 테르모르스    네덜란드 | 타티야나 보로둘리나    러시아 |
| 1500m | 요린 테르모르스    네덜란드 | 베르나데트 헤이덤    헝가리 | 소피아 콘야    헝가리 |
| 3000m S.F | 요린 테르모르스    네덜란드 | 엘리스 크리스티    영국 | 아리안나 폰타나    이탈리아 |
| 3000m 계주 |  네덜란드 요린 테르모르스 산네 반 케르크호프 야라 판 케르크호프 라라 판 라위번 |  영국 엘리스 크리스티 샬롯 길마틴 알렉스 스탠리 캐서린 톰슨 |  헝가리 베르나데트 헤이덤 안드레아 케츨러 코냐 조피아 산드라 라이토스 |