온도의 국제 단위는 켈빈(K)인가요?
켈빈
켈빈(kelvin)은 온도의 국제 단위이다. 켈빈은 절대 온도를 측정하기 때문에, 0 K은 절대 영도(이상 기체의 부피가 0이 되는 온도)이며, 섭씨 0도는 273.15 K에 해당한다. 상대온도의 단위로는 섭씨도와 같다. 켈빈 경의 이름을 땄으며, 기호는 K다.
유효온도
우리 태양의 유효온도는 5780켈빈 정도이다.
항성들은 내부로 갈수록 서서히 뜨거워지는 온도 그래디언트를 형성하고 있다. 태양의 중심핵 온도(수소 핵융합 작용이 일어나는 장소)는 약 1500만 켈빈일 것으로 추측하고 있다.
이오 (위성)
보이저 호가 보내온 사진으로 과학자들은 이 용암류의 성분은 그 대부분이 녹은 황의 다양한 혼합물이라고 생각했다. 그러나 이후 지구에서의 적외선 후속연구 및 갈릴레오 호의 자료로는 용암류 성분이 현무암질에 고철질암과 초고철질암이 섞여 있는 것으로 나타났다. 이 가설은 이오의 '열점' 또는 열방출 지역의 온도가 최소 1300 켈빈에서 일부는 1600 켈빈까지 기록한 것에 기반한 것이다. 원래 모형은 이들 열점 온도가 2000 켈빈까지 올라가는 것으로 나왔는데, 이는 잘못된 온도 모델을 사용하여 수치가 과도하게 측정되었기 때문이다.
킬로그램
킬로그램(, )은 SI 단위계에서 사용하는 질량의 기본 단위이다. 기호는 kg이다.
온도
온도는 물리학 외의 다른 과학 분야에서도 많이 쓰이는 물리량이다. 그 중 대표적인 것은 화학에서의 반응속도, 생물학에서의 효소의 활성온도, 천문학에서의 천체의 표면온도 등이 있다.
온도
1821년에는 피에르시몽 라플라스(Pierre-Simon Laplace)는 결합 열소를 분자에 결합된 열소로 척력이 작용하지 않는 열소로 재정의했고 자유 열소는 분자에 결합된 열소로 척력이 작용하는 열소로 정의했다. 공간의 자유 열소는 물질에 결합하지 않은 열소이고 최종적으로 온도는 공간에 존재하는 자유 열소의 밀도로 정의했다.
중간권
중간권에서의 기온은 고도가 올라감에 따라 감소한다. 위도 및 계절에 따라 변하기는 하지만 상부 중간권에서는 온도가 200 켈빈 정도이다. 하루에도 수백만개의 유성이 중간권에 분포하는 입자와의 마찰로 인해 타오른다. 여기서 발생하는 열은 대부분 물체가 지표면에 닿기 이전에 완전히 태워버리기에 충분하다.
온도
정해진 온도 기준에 기반하는 일반적인 온도의 정의는 19세기 중반 열역학이 발전하여 온도와 열, 엔트로피에 대한 이해가 되기 전까지 확립이 되었다. 이때의 온도의 기준은 보통 열용량, 부피팽창, 흑체복사등에 기초하여 왜 그런지는 알지 못하지만 관계가 있는 물리량들에 기초하여 선형적으로 정의를 하였다. 반면 열역학이 발전하면서 열역학적 정의의 온도는 일반적인 온도의 정의와 다르게 그 자체로 기초적인 물리법칙과 물리량에 연관이 되어 물리적으로 큰 의미를 지니게 되었다. 열역학적 정의의 온도는 일반적인 온도의 정의와 다르게 그 자체로 물리적으로 큰 의미를 지니게 되지만, 이론에 기초하여 정의가 되므로 실제로 정확하게 측정하기에는 무리가 있다. 또한, 일반적인 온도를 정의할 때 사용되는 온도 기준을 열역학적 정의의 온도에서 따온다면 그렇게 정의된 일반적인 정의의 온도는 열역학적 정의의 온도와 같이 물리적인 의미를 가지게 된다. 이는 우리가 일반적인 정의의 온도와 열역학적 정의의 온도의 상호적인 필요성을 부각시킨다.
충격량
고전역학에서, 충격량(衝擊量, )은 어떤 정해진 시간 안에 운동량의 변화이다. 충격량의 단위는 운동량의 단위와 같다. 즉, 그 국제 단위는 뉴턴 초 (N · s)또는 킬로그램 미터 매 초 (kg · m/s)이다.
HD 73256 b
이 행성이 온실효과 또는 조석효과 영향을 받지 않으며 본드 반사도가 0.1이라고 가정한다면, 표면 온도는 약 1300 켈빈이 된다. 이는 페가수스자리 51 b의 온도와 비슷하며, HD 189733 b와 HD 209458 b의 온도(1180-1392K) 중간 정도이다. HD 73256 b는 VLTI 스펙트럼 사진기를 이용한 ‘근적외선 특성화’ 대상이다.
태양계
태양의 표면 온도는 약 5,800 켈빈으로 분광형상 G2 V에 속하는데, 이는 ‘질량이 큰 편에 속하는 황색 왜성’이다. 그러나 태양은 앞의 이름처럼 작은 별(왜성)은 아니다. 우리 은하에 속해 있는 모든 별 중에서 태양은 제법 무겁고 밝은 별이다. 색등급도는 항성의 밝기와 표면 온도를 각 축으로 삼아 항성을 평면 위에 표시하고 있다. 이 표에 따르면, 뜨거운 별은 대체로 밝다. 이 법칙을 따르는 별은 주계열로 불리는 띠 위에 몰려 있으며, 태양은 이 주계열 띠의 한가운데에 자리 잡고 있다. 그러나 태양보다 밝고 뜨거운 별은 드물며, 그 반대의 경우(적색왜성, K형 주계열성)는 흔하다. 적색왜성의 경우 우리 은하 항성의 85퍼센트를 차지한다고 알려져 있다.
국제단위계
국제단위계(國際單位系, , 약칭 SI)는 도량형의 하나로, MKS 단위계(Mètre-Kilogramme-Seconde)이라고도 불린다. 국제단위계는 각 국가별로 상이하게 적용하는 단위를 미터법을 기준으로 현재 세계적으로 일상 생활뿐만 아니라 상업적으로나 과학적으로 널리 쓰이는 도량형이다. 전 세계적으로 단일화된 국제 단위계를 만드려는 노력으로 1960년 10월 제 11차 국제 도량형 총회(Conférence générale des poids et mesures)에서 SI 가 결정되었다. SI단위는 국제단위계를 의미하는 프랑스어(Le Système International d'Unités)의 약자이다.
태풍 덴빈 (2012년)
8월 16일, 타이완 남동부 해상에서 열대 요란이 발생했다. 8월 17일에 일본 기상청(JMA)이 이 열대 요란을 열대 저기압으로 격상시켰고 8월 18일에는 미국 합동태풍경보센터(JTWC)에서 열대 저기압 발생 경고령을 내렸다. 8월 19일이 되자 JMA가 열대 폭풍으로 승격시킨 후 폭풍에 국제명인 '덴빈(TEMBIN)'을 부여했다. 곧이어 필리핀 기상청(PAGASA) 또한 열대 저기압으로 승격시킨 후 PAGASA에서 독자적으로 명명하는 이름인 'Igme'를 부여했다. 8월 20일에는 속력이 느려지면서 급격하게 강력해져 JMA와 JTWC 두 기관이 모두 태풍의 단계까지 올렸다. 자정에 사피어-심프슨 허리케인 등급 제1등급의 세력으로 발달한 후 6시간 마다 등급이 하나씩 올라갔다. 오후 6시 쯤에는 제4등급의 세력까지 강력해졌고 덴빈은 이 세력을 8월 21일까지 유지하였다.
색온도
색온도(色溫度, )는 광원의 색을 절대온도를 이용해 숫자로 표시한 것이다. 붉은색 계통의 광원일수록 색온도가 낮고, 푸른색 계통의 광원일수록 색온도가 높다. 온도는 전통적으로 절대 온도 단위인 켈빈을 사용한다. 색온도는 플랑크 법칙과 빈의 변위법칙과 관련되어 있다. 실제 조명등에서는 흑체복사가 이루어지지 않으므로 CIE색도표 상의 근사값인 상관색온도(Correlated Color Temperature)를 사용한다.
킬로그램힘
힘에서의 SI 단위는 킬로그램힘이 아니라 뉴턴이다. 비록 SI 단위가 아님에도 여러 부분에서 이 단위가 사용되고 있다.
핵융합
항성 내의 온도와 밀도에서의 융합반응 속도는 매우 느리다. 예를 들어, 태양 중심의 온도(약 1500만 켈빈온도)와 밀도(세제곱 센티미터(CC) 당 160그램)에서 나오는 에너지의 양은 세제곱 센티미터 당 276 마이크로 와트 정도밖에 되지 않는다. 이것은 같은 부피의 쉬고 있는 사람 몸에서 생성되는 열의 4분의 1에 지나지 않는다. 따라서 실험실에서 항성 내부의 온도와 밀도를 만들어내는 것은 완전히 비실용적이다. 핵융합의 속도는 온도에 밀접하게 영향을 받기 때문에 (~exp(-E/kT)), 지상의 발전소에서 충분한 에너지 생성속도를 얻기 위해서는 행성 내부의 10에서 100배 정도 높은 온도, 즉 1억도에서 10억 켈빈온도가 요구된다.
란씨
란씨 온도(蘭氏溫度)는 온도를 재는 단위의 일종이다. 스코틀랜드의 기술자이자 물리학자인 윌리엄 존 맥콘 랭킨의 이름을 따 만들어졌다. 란씨란 용어는 그의 중국어 표기에서 비롯되었다. 섭씨나 화씨같이 자주 쓰이지 않기 때문에 그냥 Rankine도라고도 한다. 단위는 °R 또는 °Ra로 표기한다. 절대온도를 0으로 하는 점에서 캘빈과 같지만, 섭씨와 달리, 1도의 간격을 화씨와 동일간격으로 한다.
킬로바이트
킬로바이트(kilobyte)는 1000바이트, 혹은 1024바이트를 뜻하는 정보의 단위이다. 1000을 나타내는 SI 접두어 킬로에서 왔다. 일반적으로 KB, kB, Kbyte, kbyte 등으로 표시한다.
온도
천문학에서 온도는 천체를 종류별로 분류하는 데에 쓰이거나 우주 공간에 존재하는 복사의 종류를 나타낼 때 쓰인다. 천체들은 모두 흑체로 가정하며, 천체를 온도별로 분류하는 방법은 Harvard spectral classification이 있다. 주로 쓰이는 온도의 종류에는 아래와 같이 네 가지가 있다.
열전도율
열전도율("k, λ, κ"로 나타냄)은 열전달을 나타내는 물질의 고유한 성질이다. 열전도율의 SI 단위는 W/(m⋅K)이다.
예를 들면, 공기의 열전도율은 0.025 W/(m⋅K)로 낮으며, 물의 열전도율은 대략 0.5918 W/(m⋅K)이고, 알코올과 기름은 0.100 W/(m⋅K)이다.
구리의 열전도율은 약 401 W/(m⋅K)이다.
보일의 온도
실제기체는 입자들 간의 인력과 입자 자체가 가진 부피로 인해 이상 기체 법칙을 만족 못하여 실제 기체에 대해서 판데르발스 상태 방정식을 적용하는데 이 상태 방정식을 통해 입자들간의 인력과 그 입자 자체의 부피를 보정해준다. 실제 기체가 이상 기체처럼 행동할 때 압축인자 Z=PV/nRT 가 1에 가까워진다. 이 때의 온도를 보일의 온도라고 한다. 보일의 온도는 T = a/Rb 이다. a와 b는 반데르발스 상수들이다.
HD 179949 b
만약 b가 온실 효과나 조석 효과 영향을 받지 않는다고 가정하면 본드 반사율은 0.1에 표면 온도는 1533 켈빈이 나온다. 이는 HD 209458 b (1392K)보다 뜨거우며 HD 149026 b와 비슷한 수치이다.
갈릴레이 온도계
갈릴레이 온도계(Galileo thermometer, 갈릴레오 온도계)는 이탈리아의 물리학자 갈릴레오 갈릴레이의 이름을 딴 온도계이다. 갈릴레이 온도계는 투명한 액체가 들어있는 유리관과 온도 변화를 측정할 수 있게 해주는 내부의 물체들로 구성되며, 내부의 물체들은 온도 변화에 의한 외부 액체와의 밀도 차이로 인해 뜨거나 가라앉는다. 이러한 물체의 이동을 통해 온도를 측정할 수 있다. 보통 이 물체로는 여러 색의 액체가 들어있는 유리구를 사용한다.
국제 킬로그램 원기
국제 킬로그램 원기(國際kilogram原器, , )는 미터 협약에서 질량의 단위인 킬로그램을 정의하기 위해 만든 원통 모양의 분동이다. 백금 90%와 이리듐 10%의 합금(질량 기준)으로 만들어져 있다. 지름과 높이는 39.17 밀리미터이다. 킬로그램 원기 원본과 6개의 복사본은 국제 도량형국에 보관되어 있으며, 공식 복제본이 여러 나라의 표준 연구소에 있다. 대한민국의 한국표준과학연구원에는 39번, 72번, 84번 원기가 있으며, 72번 원기가 국가 표준으로 사용되고 있다.
초전도 현상
1986년에는 구리-페롭스카이트(perovskite) 계 세라믹 물질에서 임계 온도가 90 K(켈빈)을 넘는 고온 초전도체가 발견되었는데, 이 때문에 초전도체 연구가 다시 활성화되는 계기가 되었다. 순수한 연구 주제로서, 이런 물질들은 초전도체를 설명하는 기존 이론으로는 설명되지 않고 있다. 게다가, 초전도 상태가 경제적인 면에서 중요한 기준이 되는 온도인 액체 질소의 비등점 (77 K)보다 높은 온도에서도 나타남에 따라, 좀 더 많은 상업적 응용 가능성이 열리게 되었다.
밀도
밀도의 SI단위는 킬로그램 매 세제곱미터 (kg/m)
캘빈 칼리지
신학 교육기관으로 캘빈 신학교 (Calvin Theological Seminary)가 있다. 캘빈 칼리지 연구소 중 가장 유명한 곳은 헨리미터 센터이다. 전 세계에서 존 캘빈에 대한 자료가 가장 많은 연구소이다. 보관 고서들 가운데 1536년도 캘빈의 기독교 강요 초판이 전시되어 있다.
킬로그램
현재 킬로그램의 정의는 1901년 3차 국제도량형총회(CGPM)가 정한 "kg은 질량의 기본 단위이며 그 질량은 국제 킬로그램원기의 질량과 같다"는 정의에 따른다. 이에 따라 프랑스 파리 근교의 세브르 국제도량형국(BIPM) 금고에는 가로·세로 각 39mm 크기의 1kg 원기 원통이 보관되어 있다.
실온
식품공전에서는 온도의 표시는 셀시우스법(℃)을 쓰며, 표준온도는 20℃, 상온은 15~25℃, 실온은 1~35℃, 미온은 30~40℃로 한다. 또한 따로 규정이 없는 한 찬물은 15℃이하, 온탕 60~70℃, 열탕은 약 100℃이다.
차고 어두운 곳(냉암소)이라 함은 따로 규격이 없는 한 0 ~15℃의 빛이 차단된 장소를 말한다.
젤도비치 메커니즘
반응의 정반응 속도 상수는 다음과 같이 주어진다:
이 때 지수 앞 인자의 단위는 cm, mol, s 그리고 K로 측정되며, 온도(켈빈)와 활성화 에너지(cal/mol)로 이루어져 있고, "R"은 기체 상수이다.
도 (온도)
그 밖의 온도의 측정 단위는 다음과 같다:
온도
1724년 다니엘 가브리엘 파렌하이트는 세 가지 고정점을 이용했다. 가장 먼저 얼음, 물, 염화암모늄으로 이루어진 혼합물이 평형을 이뤘을 때의 온도를 0 °F로 정의했다. 물의 어는 점을 두 번째 고정점, 32 °F로 이용했고 마지막으로 세 번째 고정점, 96 °F는 사람의 체온으로 정의했다. 이후에 파렌하이트는 자신의 온도를 이용하면 600도 부근에서 수은의 끓는점이 나타난다는 사실을 알아냈다. 그리고 물은 어는점보다 약 180도 높은 온도에서 끓는다는 사실을 알아냈다. 하지만 파렌하이트가 정의했던 온도에서는 물의 끓는점이 32도보다 약 180도보다 높은, 애매모호한 온도에서 나타났기 때문에 훗날에는 물의 끓는점이 212 °F가 되도록 화씨 온도가 새롭게 정의됐다.
도 (온도)
온도의 도(度)는 온도의 몇 가지 척도에 사용된다. 기호 °가 일반적으로 사용되며 그 뒤에 단위의 첫 번째 문자가 붙는데, 이를테면 섭씨의 경우 “°C”가 오는 식이다.
항성분류
L형에 해당하는 천체는 차가운 적색왜성부터 뜨거운 갈색왜성까지이다. 온도가 높은 L형은 스스로 핵융합을 할 질량이 되지만, 차가운 L형은 그렇지 못하다. 항성으로 부르기에 부족한 질량 때문에, L형을 부를 때 L형 항성이 아니라 L형 왜성이라고 부른다. L형은 온도가 낮기 때문에 스펙트럼 상에서 알칼리 금속 및 수소화합물의 선이 검출된다. 온도는 1,300 ~ 2,000K 정도이다.
다음 목록은 지구에서 165광년 이내에 있는 L형 왜성들이다.
퀴리 온도
자기 (쌍극자)모멘트의 위치 에너지 formula_1가 formula_2으로 주어지는 것을 이용하여 자기 모멘트의 열평균을 구하면, 물질의 자화와 온도를 연관짓는 랑즈뱅 방정식을 도출할 수 있다.
여기서 formula_4는 단위 부피당 입자의 수이고, formula_5는 자기 모멘트 formula_6, 진공의 투자율 formula_7, 미시적 H formula_8, 볼츠만 상수 formula_9, 온도 formula_10에 대해
로 정의된 값이다.
한편 미시적 H formula_8는 물체 안에 작은 구를 잡고, 그 구의 중심에서 측정되는 H라고 할 수 있다. 따라서 미시적 formula_8은 거시적 formula_14와, 구 바로 바깥에 있는 입자들이 행사하는 H인 formula_15, 그리고 구 안에 있는 입자들이 행사하는 H인 formula_16의 합으로 나타낼 수 있다. 즉,
그런데 강자기성 물체에서는 측정점과 이웃하는 입자들과의 매우 강한 상호작용을 하므로, formula_15와 formula_16를 formula_20에 비례하는 값으로 대체할 수 있다:
위 식을 거시적 H가 0인 경우에 formula_5에 대입하면 아래와 같은 식을 얻을 수 있다.
이것으로 formula_5와 formula_20에 관한 식을 두 개 얻었으므로, 원점이 아닌 곳에서의 이들의 교점이 곧 두 식의 해가 된다. 그런데 그림에서 보이는 것과 같이, 높은 온도에서는 직선과 곡선의 교점이 원점 외에는 없는 것을 알 수 있다. 이 경우는 자발적 자화를 하지 않는 것으로 해석할 수 있다. 반면 낮은 온도에서는 원점 외의 점에서도 교점이 생기는데, 이로 미루어보아 원점에서 직선과 곡선의 기울기가 같아지는 온도가 두 상태의 임계온도인 "퀴리 온도"라고 할 수 있다.
랑즈뱅 방정식을 테일저 전개하여 1차 근사하면
이 된다. 이 식의 기울기와 직선 식의 기울기가 같아지는 온도를 퀴리 온도라고 할 수 있다. 즉,
formula_28는 물체마다 값이 다르며, 강자기성 물체의 경우 그 값이 거의 1000을 상회한다.
전하
전하의 국제단위는 쿨롱이며, 기호는 C이다. 1 쿨롱은 매우 큰 단위이며, 약 6.25개의 전자나 양성자들의 전하의 양이다. 반대로, 전자 또는 양성자 한 개의 전하량은 1.6021773349 쿨롱이며, 이를 기본 전하라고 부른다.
쿨롬
쿨롬은 원칙적으로 전자나 기본 전하의 전하량에 의해 정의될 수 있다.
조지프슨 상수() formula_2 (CIPM (1988) Recommendation 1, PV 56; 19)와 폰클리칭 상수() formula_3 (CIPM (1988), Recommendation 2, PV 56; 20)의 값을 관례적으로 (K ≡ 4.835 979×10 Hz/V and R ≡ 2.5812807×10 Ω)를 사용하기 때문에, 이 값을 이용해서 쿨롬을 기본 전하의 약 6.24150962915265×10배로
정의할 수도 있으나, 현재 이러한 정의는 쓰이지 않고 있다. 다만, 2015년 경에 쿨롬을 이렇게 재정의하는 계획이 진행 중이다.
온도
열역학적 정의의 온도는 19세기 중반 열기관과 열역학에서 이어지는 통계역학이 발전되면서 에너지와 엔트로피간의 이해가 높아지면서 파생되어 나왔다. 열역학적 정의의 온도는 에너지를 엔트로피로 편미분한 값으로 나타내지며, 다양한 기초적인 물리법칙과 근본적으로 관련되어있다. 열역학적 정의의 온도는 계의 평형이 이뤄지지 않으면 정의할 수 없다.
온도
앞선 아몬톤의 시도, 카르노와 클레이페론의 이론에 영향을 받아 1848년에 윌리엄 톰슨은 절대온도를 물질에 관계없이 1도를 카르노 순환에서 단위일을 하는데 필요한 열의 양으로 정의한다. 이 때 제임스 줄은 열과 일이 상호변환 가능하며 그렇기 때문에 열기관에서 고온에서 열기관으로 흘러들어온 열은 일부 일로 변환되고 남은 열이 저온으로 흘러나간다고 주장했다. 그리고 1854년에 톰슨은 이를 받아들여 카르노의 이론을 재정립하고 절대 온도에 대한 두 번째 이론을 만들어낸다.
온도
BC 485년 파르메니데스(Parmenides)는 그의 논문 에서 프리멈 프리지덤(primum frigidum)이라는 가상의 물질을 만들어 이것이 세상의 모든 냉각을 가져온다고 주장했다. 파르메니데스의 논문을 온도에 공식적으로는 최초로 접근한 것이라 할 수 있다.
KSTAR
세계 최초로 300초 이상 고주파를 낼 수 있는 메가헤르츠(MHz) 대역의 전자기파 가열장치를 사용한다. 전자렌지와 같은 개념이다. 메가헤르츠(MHz) 대역의 전자기파를 쏴서 플라스마 이온을 공명시켜, 플라스마의 온도를 섭씨 1억 도까지 올린다. 한국원자력연구소 곽종구 박사팀은 2007년 7월 12일 이 가열장치의 개발 성공을 발표했다. 2009년 11월 18일, 실험운전을 통해 플라즈마 전류 320kA, flattop 1.4초, 유지시간 3.6초를 달성하였다.
길이
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.
온도
윌리엄 어바인(William Irvine)은 열소(caloric)이라는 물질이 열의 원인 또는 열 그 자체라고 주장했다. 그의 이론에 따르면 열소의 양은 열용량과 절대온도의 곱으로 나타낼 수 있으며 따라서 열용량은 물체가 열소를 저장할 수 있는 용량으로 정의했고 절대온도는 열소의 정량적인 값으로 정의했다. 잠열은 열용량이 변할 때 일정한 온도를 유지하기 위해 필요한 열로 정의했다.
쿨롬
쿨롬(, 기호 C)은 국제단위계의 전하의 단위다. 샤를 드 쿨롱(1736 - 1806)의 이름을 땄다. 국제단위계에서는 초와 암페어의 곱인 유도 단위로 취급한다.
내부열
항성의 내부열은 너무 강해서 이들은 열핵 반응을 통해 수소를 태워 헬륨으로 바꾸며, 무거운 화학 원소들도 만들어 낼 수 있다. 예로써 태양의 중심핵 온도는 1360만 켈빈이다. 항성이 더 뜨겁고(푸른 색으로 빛나고) 질량이 커지고 유효 온도가 높아지고 늙을수록 내부열은 강해진다. 이들은 생애의 끝에 이르러 내부열을 중심핵의 압축을 통해 극히 높은 수준으로 증가시켜, 헬륨을 태워 탄소나 산소를 만들어낸다.
사실
예) 절대온도의 창시자인 켈빈(Kelvin)은 "뉴턴 역학으로 모든 우주의 근본법칙이 증명되었다."고 이야기 하였으나, 막스 플랑크와 아인슈타인 등의 물리학자가 만들어 낸 양자역학이 등장하고 우리가 사실로 믿었던 뉴턴역학이 사실이 아니게 되었다.
체감 온도
우리나라 기상청에서는 2001년 8월 캐나다 토론토에서 열린 Joint Action Group for Temperature Indices(JAG/TI) 회의에서 새로 발표되어 현재 미국과 캐나다 등 북아메리카 국가들을 중심으로 가장 최근에 널리 사용되고 있는 체감온도식을 사용하고 있다. 그 식은 이렇다
단, T는 섭씨온도, V는 풍속(km/h)이다.
그러나 미국 등 화씨온도를 사용하는 곳에는 식이 약간 다른데,
이 그것이다. 단, T는 화씨온도, V는 풍속(mph)이다.
큐베인
큐베인(, 쿠반, 분자식: CH)은 8개의 탄소 원자가 정육면체의 각 꼭짓점에 배치되어 각 탄소 원자에 수소 원자 1개씩 결합한 구조를 가지는 탄화수소 분자이다. IUPAC 명명법으로 큐베인(cubane)이지만 쿼드리프리스메인(quadriprismane), 또는 펜타사이클로[4.2.0.0.0.0]옥탄 이라고도 한다. 밀도는 1.29 g/cm, 분자량은 104.15g/mol이며, 무색 투명의 결정으로 녹는점은 섭씨 131도이다.
블랙의 방정식
formula_2 는 상수
formula_3 는 전류밀도
formula_4 은 방정식의 매개변수
formula_5 는 활성화 에너지 (전자볼트 단위)
formula_6 는 볼츠만 상수
formula_7 는 절대온도 (켈빈 단위)
항성
주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다. 온도는 보통 유효 온도로 표시하며 이는 표면 전체에서 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적 흑체의 온도이다. 유효 온도는 단지 대푯값일 뿐 실제 항성의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 멀수록 실제 온도는 감소한다. 항성의 중심핵 부분의 온도는 수백만 켈빈에 이른다.
하야시 경로
하야시 경로는 헤르츠스프룽-러셀 도표 위에서, 원시 항성 구름이 유체정역학적 균형 상태에 이르러 생겨난 원시별이 거치는 길을 말한다. 1961년 추시로 하야시는 유체정역학적 균형이 유지될 수 없다고 생각했던 온도보다 더 낮은 유효 온도 상태에서도 유체정역학적 균형 상태가 유지될 수 있음을 밝혀냈다. 이 유효 온도는 약 4000 켈빈 정도이다. 이 온도보다 낮은 원시 항성 구름은 수축한 뒤 하야시 경계에 이를 때까지 계속하여 뜨거워진다. 경계 온도를 돌파하면 원시별은 켈빈-멜름홀츠 기구 원리에 의해 계속 압축되지만, 유효 온도는 더 이상 상승하지 않으며, 도표 상의 하야시 경계에 머무르게 된다.(하야시 경로는 HR 도표의 우측 경계선에 가깝다) 하야시 경계에 있는 별들 내부는 완전히 대류층으로만 이루어져 있는데, 이는 온도가 낮은데다 불투명도가 매우 높아서 에너지를 복사 형태로 이동시키는 것이 효율적이지 않기 때문이다. 따라서 이들 원시별의 내부는 매우 큰 온도 그래디언트를 지니게 된다.
칼로리
일상 생활에서 "칼로리"라는 말을 많이 접하는 것은 음식의 열량 단위를 칼로리로 재기 때문인데, 영양학에서는 생리적 열량의 단위로서 칼로리를 사용한다. 이 때의 칼로리는 cal가 아니라 Cal인데(영양학에서 cal은 너무 작은 단위이므로), cal과 Cal을 혼동하는 경우가 많은 데다 Cal 역시 칼로리라고 읽기 때문에 오해 사례가 종종 발생한다. 일반적으로 말하는 칼로리는 사실 킬로칼로리라고 봐도 무방하다. 여기서 주의할 점은 1 kcal은 1 Cal이고, 1,000 cal이다. 즉, 1 kcal = 1 Cal = 1000 cal. 한국에서는 일반적이지 않으나 kJ 병기를 하는 나라도 있다.
킬로그램
킬로그램은 다음과 같은 킬로그램 원기로 정의되는 단위이다. 백금-이리듐으로 만들어진 국제원기는 1889년 제1차 국제도량형총회에서 지정한 상태 하에 국제도량형국(BIPM)에 보관되어 있으며 당시 국제도량형총회는 국제원기를 인가하고 다음과 같이 선언하였다.
질량의 크기를 결정하는 표준물체로 국제도량형총회에서 지정된 킬로그램원기(백금 90％, 이리듐 10％)가 사용되며, 이 원기의 질량을 1kg으로 정하여 질량을 비교하는 질량의 표준단위로 사용한다.
킬로
킬로(, kilo)는 여러 단위의 접두어이다.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
과학에 대한 프랑스적 접근에 관심이 있던 그는, 프랑스 파리에 있는 앙리 빅터 레그노(Henri Victor Regnault)의 물리 연구소에서 일한다. 파리에서 톰슨은 또한 뤼빌과 만나서 의견을 교류하였기도 하였는데, 뤼빌의 제안으로 그는 패러데이, 쿨롱, 푸아송의 전기 이론을 통일하려고 시도한다. 1846년, 톰슨은 22세의 나이에 글래스고 대학교로 돌아와서 아버지의 도움으로 물리학 교수가 된다.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
1851년 베버가 국제단위계에서 전자기학의 확장을 제안했을 때 톰슨은 다니엘 전지에서의 기전력과 줄의 법칙의 계산을 실시했고, 또한 영국 학술 협회에 전자기 표준을 결정하도록 제안하기도 하였다.
온도
온도(溫度, , , )는 물질의 뜨겁고 찬 정도를 나타내는 물리량이다. 온도는 물리학에서 가장 기초적이고 중요한 물리량 중 하나이다. 온도는 일반적으로 다음 두 가지 방법으로 정의된다.
카를 알렉산더 뮐러
1980년대 초반에 그는 고온에서 초전도 현상을 나타낼 수 있는 물질을 찾기 시작했다. 당시 초전도 현상이 일어날 수 있는 임계 온도(최고 온도)는 23K으로 알려져 있었다. 1983년 그는 베드노르츠를 IBM 연구소의 연구원으로 뽑아 자신과 함께 체계적으로 산화물에 대한 연구를 돕게 했다. 1986년 그들은 란타늄 구리계 페롭스카이트(LBCO) 물질이 35K에서도 초전도 현상이 일어난다는 사실을 알게 되었다. 그로 인해 초전도 현상의 임계 온도는 12K 상승하게 되었다. 당시 기준으로서는 불가능할 정도로 높아진 온도였다. 그들은 1986년 4월에 이 연구 결과를 발표했다. 그 해에 도쿄 대학교의 쇼지 다나카 교수와 휴스턴 대학교의 추칭우 교수는 독자적으로 이들의 연구를 증명해 주었다. 이 연구는 또다른 고온 초전도체 연구에 영향을 주어 BSCCO(107K에서 초전도 현상) 및 추칭우 교수 등에 의한 YBCO(93K에서 초전도 현상)의 발견 등을 이끌었다.
기온
기온(氣溫)은 공기의 온도를 말한다. 국제적 기준으로는 지상으로부터 1.25m에서 2m 사이에 있는 공기의 온도를 말하며, 대한민국에서는 지상으로부터 1.5m에서의 공기의 온도를 말한다.
온도
1777년 요한 람베르트(Johann Heinrich Lambert)는 그의 저서 피로메트리에(Pyrometrie)에서 일정한 부피를 가진 기체에서의 압력과 온도의 관계를 이용한 절대 온도계를 만들었다. 이 온도계를 이용해 람베르트는 기체의 압력이 0에 다다랐을 때의 온도를 절대 영도로 정의하고 외삽법을 통해 절대영도를 -270 °C라는 현대의 값과 매우 가까운 값을 얻어낸다.
열 전달 계수
열 전달 계수의 단위는, SI 단위로 W/(mK)이다.
조사선량
조사선량의 SI 단위계는 킬로그램 당 쿨롬이지만, 원자력 산업에서 국제적으로는 뢴트겐이 흔히 사용된다. 킬로그램 당 쿨롬은 약 3876 뢴트겐과 맞먹는다.
국제단위계
이 당시 국제 단위계의 체계를 접두어, 유도 단위 및 추가 단위에 대해 확립하였다. SI단위는 7개의 기본 단위(미터(m), 킬로그램(kg), 초(s), 암페어(A), 켈빈(K), 몰(mol), 칸델라(cd)), 2개의 보조 단위(라디안(rad), 스테라디안(sr))와 이들로부터 유도되는 조합단위(19개)를 요소로 하는 일관성이 있는 단위의 집단이다. 이들 단위에 SI접두어(16개)를 붙여서 구성한다. 또한 SI라는 말 자체에 '국제단위계'라는 뜻이 포함되었기 때문에 SI단위계라고는 하지 않는다.
주계열
중심핵 온도가 1800만 켈빈에 이르면 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 모두 효율적인 융합 방법이 된다. 이 정도 온도가 생성될 수 있는 항성의 덩치는 태양질량의 약 1.5배이다. 따라서 상위와 하위로 나뉘는 경계선은 이 된다. 거칠게 나누면 분광형 F형 및 그보다 차가운 별들이 하위 주계열성이고, 분광형 A형 및 그보다 뜨거운 별들이 상위 주계열성이다. 태양()의 경우 CNO 순환으로 생성되는 에너지는 전체의 1.5%에 불과하다. 반면 1.8 이상의 별들은 에너지의 거의 전체를 CNO 순환으로 생성한다.
열용량
열용량은 비열용량(Specific heat capacity)과 별개의 것이다. 비열용량(비열)은 그 물질의 1g당 1도를 올리기 위한 에너지의 양이지만 열용량은 그 물질 전체질량이 1도 올리기위한 에너지의 양이다. 같은 물질이라도 이는 양에 따라 차이가 나는데, 예를 들어 큰 욕조의 물이 컵의 물보다 열용량이 크다.
열용량의 단위는 J K (or J/K)이다.
칼로리
1948년의 국제도량형총회에서 칼로리는 가능한 한 사용하지 말고 사용할 경우에는 줄(J)을 병기할 것을 결의했다. 에너지, 열량의 국제 단위계(SI)의 표준 단위는 줄이며, 칼로리는 병용 단위로서도 채택되어 있지 않다.
천이영역
온도가 약간 더 높아지게 된다면, 헬륨은 완전 이온화가 되며, 마침내 라이만 연속에의 결합을 그만두게 되고, 복사가 효율적이지 않게 된다. 따라서 온도는 코로나의 온도인 백만 켈빈까지 급격히 상승하게 된다. 이러한 현상은 온도 격변(temperature catastrophe)라고 불리며, 물이 끓어 증기로 되는 것과 유사한 상전이 과정이다. 실제로, 태양 물리학자들은 이 과정을 물에서의 상전이와 비교하여 기화 라고 부르기도 한다. 마찬가지로, 코로나 물질에 가해지는 열이 약간 감소하게 되면, 물질은 온도 격변 이하인 수십만 켈빈까지 급격하게 냉각되게 되며, 이 역시 액화 되었다고 불린다. 천이영역은 이러한 온도 격변이 일어나는 온도 내지는 그 주변의 온도로 이루어져 있다.
중성자별
막 형성된 중성자별의 온도는 약 10 ~ 10 켈빈에 이른다. 그러나, 엄청난 수의 중성미자가 별의 엄청난 에너지를 가져가면서 방출되므로 온도는 수 년 이내에 약 10 켈빈까지 떨어진다. 심지어 100만 켈빈일 때, 중성자별에 의해 방출되는 대부분의 빛은 X-선이다.
쿨백-라이블러 발산
쿨백-라이블러 발산(Kullback–Leibler divergence, KLD)은 두 확률분포의 차이를 계산하는 데에 사용하는 함수로, 어떤 이상적인 분포에 대해, 그 분포를 근사하는 다른 분포를 사용해 샘플링을 한다면 발생할 수 있는 정보 엔트로피 차이를 계산한다. 상대 엔트로피(relative entropy), 정보 획득량(information gain), 인포메이션 다이버전스(information divergence)라고도 한다. 정보이론에서는 상대 엔트로피, 기계학습의 결정 트리에서는 정보 획득량을 주로 사용한다.
실온
실온은 대략 섭씨 21-23 도 (294-296 켈빈)의 온도를 말한다.
전자기학
어떤 공간에 대전된 한 개의 물체가 있다고 할 때, 이 물체 근처로 지나가는 다른 대전된 물체는 쿨롱의 법칙에 따라 서로의 거리가 가까워 질 수록 더 강한 힘을 받게 된다. 반대로 일정 거리 이상 멀어지면 두 전하 사이의 힘은 무시될 수 있을 정도로 작아질 것이다. 이렇게 하나의 전하에서 만들어지는 전기력이 영향을 미치는 범위를 전기장이라고 한다. 전기장의 세기는 어떤 위치에 있는 물체가 단위 전하당 얼마만큼의 힘을 받는지로 계산한다. 국제단위계로 나타내면 쿨롱당 뉴턴, 즉 formula_1로 나타낸다.
지멘스 (단위)
간혹 "지멘스"라는 이름 대신 모(, 기호 ℧)라는 이름을 쓰기도 한다. 여기서 "모"라는 이름은 옴()의 철자를 거꾸로 한 것이다. 이 이름은 켈빈이 처음 썼다고 한다. 오늘날에는 국제도량형총회의 결정을 따라 "지멘스"를 쓰는 것이 옳다. 단, 필기 중 초(s)와의 혼돈을 막기 위하여 기호를 모 기호(℧)로 쓰는 경우가 있다.
케플러-62
케플러-62는 K형 주계열성으로 질량은 태양의 약 69%, 반지름은 64%이다. 유효온도는 4925 켈빈이며 나이는 70억 년 정도이다. 참고로 태양의 나이는 약 46억 년에 유효온도는 5778 켈빈이다.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨(, 1824년 6월 26일 ~ 1907년 12월 7일)은 아일랜드에서 태어난 영국의 수리물리학자이며 공학자이다. 글래스고 대학교에서 일하면서 전기와 열역학에 대한 많은 수학적인 분석을 했으며, 물리학을 오늘날의 형태로 정립한 중요한 공헌자이다. 그의 이름을 따서 지은 절대 온도의 단위 켈빈으로 더 잘 알려져 있다. 그의 다른 이름인 켈빈은 스코틀랜드의 글래스고 대학교의 캠퍼스 앞에 흐르던 강 이름인 켈빈 강을 따 남작 작위를 받으면서 지은 것이다. 이 작위는 세습 작위였으나, 톰슨이 평생을 독신으로 살았던 까닭에 그의 대에서 작위가 단절되었다. 그는 전자기학, 열역학, 지구물리학 등의 여러 분야에서 많은 업적을 남겼고, 그 중에서도 열역학 분야에 남긴 업적이 가장 크다.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
1862년, 톰슨은 푸리에 급수를 이용한 구의 냉각 속도를 계산해, 지구의 연령이 수 천만 년, 길어도 4억년을 넘길 수는 없다고 결론 내렸다. 이것은 지구 전체가 고온용융 상태로부터 현재의 온도가 될 때까지의 시간을 요구한 것이었다. 그러나 이 논문은 지구가 존재하고 나서는 식기만 한다고 전제했다. 방사성 원소의 붕괴열을 고려하지 않았기 때문에, 후에 어니스트 러더퍼드에 의해서 계산된 올바른 값에서 크게 어긋나 있었다.
섭씨
섭씨 온도(Celsius , 攝氏溫度)는 1 atm에서의 물의 어는점을 0도, 끓는점을 100도로 정한 온도 체계이며, 기호는 °C이다. 1742년 스웨덴의 천문학자 안데르스 셀시우스가 처음으로 제안하였으며, 영어 등에서는 제안자의 이름을 따 ‘셀시어스’로 부르고 있다. 셀시우스는 물의 어는점을 100도, 끓는점을 0도로 제안하였으나 사용이 불편하여 후에 끓는 점과 어는 점의 기준을 바꾸었다. 하지만 온도 단위는 여전히 같은 100등분 이므로 섭씨 온도라고 부른다. 현재는 위와 같이 정의하지 않고 물의 삼중점을 0.01도로 정의한다. ‘섭씨(攝氏)’라는 이름은 셀시우스의 중국 음역어 ‘섭이수사(攝爾修斯)’에서 유래한다.
한국화학융합시험연구원
KTR은 국제공인시험기관(ISO/IEC 17025), 국가공인검사기관(ISO/IEC 17020), 국제공인제품인정기관(ISO/IEC Gulde 65)은 물론 국제전기기구에 의한 국제공인인증기관(NCB)이다. 또한 KTR은 KC, KS 등 국내인증은 물론 해외 37개국 140여 기관과 사업 파트너십을 구축해 유럽, 러시아, 일본, 미국 등 해외 주요 수출국에서 발행하고 있는 CE, GOST-R, JIS, IECEE-CB, FCC, NSF, PSE, 에너지스타 등의 해외인증업무를 수행하고 유럽, 중국, 일본 등 각국의 화학물질규제 대응도 하고 있다. 또한 KOLAS/KAS 공인교육, 기업제품개발, 고장원인분석, 산연협력사업 등 기업 지원사업도 하고 있다.
백색왜성
수많은 시간이 지나 백색왜성이 주변 온도와 동일하게 완전히 식고나면 마침내 흑색왜성으로 변하게 된다. 이론에 따르면, 흑색왜성은 주변 우주와 동일한 온도이며, 단지 전자기파만 약하게 생성하고 있을 뿐이다. 하지만 실제로 우주의 나이는 어떤 백색왜성도 흑색왜성으로 식을 만큼 오래되지 않았다. 즉 현재 우주에는 흑색왜성이 존재하지 않는 것으로 생각되며, 현재까지 발견된 가장 차가운 백색왜성은 3,900 켈빈 정도이다. 백색왜성이 식어가는 속도는 식어감에 따라 점점 느려진다. 20,000 켈빈에서 5,000 켈빈까지 식는 시간과 5,000 켈빈에서 4,000 켈빈까지 식는 시간은 동일하다. 결국 20,000 켈빈의 온도를 지니는 태양 질량의 절반 정도인 백색 왜성이 주변 온도와 동일해지려면 250억 년 정도의 시간이 걸린다. 반면 우주의 추정 나이는 130억 년 정도이다.
호킹 복사
표면 중력이 formula_1인 킬링 지평선을 가진, 정적인() 블랙홀은 온도
의 흑체 복사를 방출한다. 여기서 formula_3는 볼츠만 상수, formula_4는 디랙 상수, formula_5는 빛의 속력이다. 즉, 블랙홀이 온도 formula_6의 흑체라고 가정할 수 있다. 이 복사를 호킹 복사라고 하고, 이 온도를 호킹 온도()라고 한다.
이온 음향파
이 방정식에서 k는 볼츠만 상수이며 M은 이온의 질량이고, Z는 그 전하이며, T 는 전자의 온도이며 T는 이온의 온도이다. 보통 γ는 전자의 열전도율이 이온 음향 파동의 시간 스케일에서 그들을 등온으로 유지하기 충분할 정도로 큰 조건에서 1로 취해지며 γ 는 1차원 움직임에 대해서 3으로 취해진다. 많은 플라스마에서 전자는 이온보다 매우 뜨거우며 그 경우 분모의 두 번째 항은 무시할 수 있다.
플랑크 온도
플랑크 온도는 독일의 과학자 막스 플랑크의 이름을 따 붙여진 온도의 단위이며, 플랑크 단위에서 기본 단위 중 하나이다. T로 표시한다. 이것은 양자역학에서의 이론적인 온도의 최댓값이며, 현대 과학은 이보다 더 뜨거운 것에 대한 추측은 무의미하다고 간주한다. 이 이상의 온도에서는 모든 물질이 원자보다 작은 단위로 분해되어 에너지가 된다. 이것은 현재의 우주론에서 다루는 빅뱅 이후의 플랑크 시간까지의 온도이다.
칼로리
칼로리()는 에너지의 단위로, 온도가 다른 물체 사이에 전해지는 에너지의 양이다. 즉 물질의 온도를 높이는 데 소요되는 열의 양이다.
온도
일반적인 정의의 온도는 온도의 경험적인 개념과, 독립적인 온도의 존재성을 보장하는 열역학 법칙중 제 0법칙에 기초한다. 일반적인 정의의 온도는 온도의 기준을 통해 만들어진 온도계로 측정되는 값이다.
온도
온도의 단위로는 여러 가지가 있는데 현재 국제 표준화 기구(ISO) 에서는 국제단위계(International System of Unit, SI)로 켈빈(K)을 사용하고 있다. 켈빈(K)은 절대 온도를 측정하므로, 0K은 절대 영도(이상 기체의 부피가 0이 되는 온도)이다. 이뿐만 아니라 각자 측정방법에 따라 기준을 다르게 잡아 섭씨(℃), 화씨(°F) 라는 온도 단위도 있다. 섭씨온도는 1742년 스웨덴의 천문학자 안데르스 셀시우스가 처음으로 제안하였으며 이는 1atm 에서의 물의 어는점을 0℃, 끓는점을 100℃로 두고 그 사이를 100등분 하여 정한 것이다. 화씨온도는 독일의 다니엘 가브리엘 파렌하이트의 이름을 딴 온도 단위이며, 이는 1atm에서 물이 어는 온도를 32 °F, 물이 끓는 온도를 212 °F로 두고 이 사이의 온도를 180등분 하여 정한 것이다.
호킹 복사
편의상 formula_9로 놓자.
질량 formula_10, 전하 formula_11, 각운동량 formula_12을 가진 커-뉴먼 계량의 호킹 온도는 다음과 같다.
여기서
는 커-뉴먼 블랙홀의 두 지평선들의 위치다.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
톰슨은 카르노의 출판물 비평으로 돌아와서 그의 분석을 읽었다. 그러나 그는 카르노의 이론에 불만족하고 줄의 것에 납득되었다. 1851년 2월, 그는 그의 새로운 생각을 표현하는데 주력했다. 그러나 그는 그의 이론을 어떻게 표현할지 불확실했고 논문은 그가 카르노와 줄을 조화시키는 시도를 할 때까지 여러 초안을 거쳤다. 그가 논문을 재작성하는 중, 열역학 제 2법칙에 대한 생각을 고민한 것으로 보인다. 카르노의 이론에서, 열을 잃는다는 것은 완전히 사라지는 것이다. 하지만 톰슨에 따르면 열은 사라지는 것처럼 보이지만 완전히 없어지는 것이 아니다. 더 나아가, 그의 이론적인 믿음은 열사에 대한 추측을 하게 했다.
온도
이렇게 해서 계산된 분자들의 열운동에 의한 속도 차이는 분자들의 평균 속력 또는 평균 평방근(root mean square) 속력의 두 배가 된다. 그 속도 차이가 평균 평방근 속력의 두 배라고 가정한다면 기체 분자의 운동에너지 식에 따라 운동온도는 아래와 같이 된다.
태양핵
태양핵(太陽核,core of the sun, solar core)은 태양의 중심부에서 태양반경의 20퍼센트 정도 되는 범위에 해당하는 곳이다. 이 부분은 태양계 내에서 최고로 뜨거운 부분이다. 밀도는 최대 1제곱미터당 15만 킬로그램(지구상의 물의 밀도의 150배 철 밀도의 20배)이며 온도는 1천 5백만 켈빈(태양의 표면은 6,000켈빈 정도)에 이른다.
화가자리 베타
근접항성 프로젝트(Nearby Stars Project) 중 측정한 자료에 따르면 화가자리 베타의 분광형은 A6 V 이며 유효 온도는 8052 켈빈으로 이는 우리 태양의 5778 켈빈보다 뜨거운 값이다. 항성의 스펙트럼 분석 결과 베타별은 무거운 원소의 비율이 태양보다 근소하게 높았다. 중원소 함량은 [M/H]으로 표시하는데 이는 태양에 대한 어떤 별의 중원소 비율을 상용로그로 표시한 것이다. 화가자리 베타의 경우 [M/H] 값이 0.05로 이는 베타에 있는 중원소의 비율이 태양보다 12% 더 높다는 뜻이다.
카노푸스
카노푸스의 표면 온도는 7350 ± 30켈빈 정도이다. 강력한 엑스선원이기도 하며 엑스선은 자기적으로 1500만 켈빈까지 가열된 별의 코로나에서 나오는 것으로 보인다. 별의 바깥쪽 층 구조를 넘나드는 강력한 대류 작용에 항성이 빠르게 자전하는 것이 합쳐져 표면온도를 높이고 있다.
헨리미터 센터
헨리미터 센터(H. Henry Meeter Center)는 미국 미시간주 그랜드래피즈에 있는 캘빈 칼리지와 칼빈 신학교에 있는 종교개혁가 장 칼뱅에 관련된 연구소이다. 설립자 헨리 미터(H. Henry Meeter)의 이름을 따라서 헨리미터 센터로 불린다. 전 세계에서 칼빈에 대한 자료가 가장 많은 연구소이다. 많은 칼빈학자들이 연구하는 곳으로 유명하다. 보관 고서들 가운데 1536년도 칼빈의 기독교 강요 초판이 전시되어 있다. 한국개혁신학회, 한국칼빈학회 소속의 여러 칼빈학자들의 저서들도 소장되어 있다.
온도
열역학 제 0법칙은 ""어떤 계 A와 B가 열적 평형상태에 있고, B와 C가 열적 평형상태에 있으면, A와 C도 열평형상태에 있다.""이다. 이는 앞서 말한 온도의 개념을 생각해본다면 온도, 즉 ""자발적으로 에너지를 밖으로 배출하려고 하는 성질의 정도""가 외부에 접촉한 계와 상관없이 독립적인 물리량으로 존재함을 알 수 있다. 따라서, 우리는 기준이 되는 계 몇 개를 정하고 다른 계들을 그 계와 접촉시켜 열이 흐르는 방향을 봄으로써 계의 온도의 상대적인 높낮음을 알 수 있다. 이러한 상대적인 높낮음을 절대 온도( K)나 섭씨 온도( °C)와 같이 기준을 만들어 정한다면 어떠한 계의 온도는 그 기준 내에서 이론적으로 정의가 된다. 온도의 기준과 온도에 따른 부가적인 성질들(알코올의 부피증가, 흑체복사 등)을 통해서 온도계를 만들 수 있고, 온도의 일반적인 정의는 ""정해진 온도의 기준에 의하여 만들어진 온도계에서 측정되는 값"이라고 할 수 있다.
칼륨 동위 원소
칼륨 (K)은 K에서 K까지 25 종의 동위 원소가 알려져 있다. 이 중 자연적으로 산출되는 것은 안정 동위 원소인 K (93.3%), K (6.7%)와 방사성 동위 원소인 K (0.012%)이다.
열역학 퍼텐셜
엔탈피 "H"는 내부 에너지 "U"의 부피 "V"를 압력 "P"로 르장드르 변환한 것이다.
헬름홀츠 자유 에너지 "F"는 내부 에너지 "U"의 엔트로피 "S"를 온도 "T"로 르장드르 변환한 것이다.
기브스 자유 에너지 "G"는 내부 에너지 "U"의 부피 "V"를 압력 "P"로, 엔트로피 "S"를 온도 "T"로 르장드르 변환한 것이다.
큰 퍼텐셜 Φ는 내부 에너지 "U"의 엔트로피 "S"를 온도 "T"로, 입자의 수 "N"을 화학 퍼텐셜 "μ"로 르장드르 변환한 것이다.
길이
길이의 표준 단위는 미터인데 미터는 빛이 진공에서 초 동안 진행한 경로의 길이이다. 이 때 초는 세슘 원자의 바닥상태에 있는 두 초미세 준위 사이의 전이에 대응하는 복사선의 주기의 지속시간이다. 1899년, 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 86인 크립톤 동위원소가 진동하는 파장의 1650763.73배로 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.
제1대 켈빈 남작 윌리엄 톰슨
마지막 출판물에서 톰슨은 열역학 제2법칙의 원리를 언급하였다.“온도가 일정한 하나의 열원으로부터 열을 취하여 이것을 전부 일로 바꾸고 그 외에 어떤 변화도 남기지 않도록 하는 것은 불가능하다.”
온도
1948년 제 9회 국제 도량형 총회(CGPM: Conférence Générale des Poids et Mesures, General Conference on Weights and Measures)의 세 번째 안건에 따르면 물의 삼중점을 정확히 0.1 °C로 약속했다. 그리고 이후 1954년 제 10회 국제 도량형 총회의 세 번째 안건에 따르면 캘빈 온도의 눈금 크기를 확립하기 위해서 물의 삼중점(0.01 °C)을 273.16K으로 약속했다. 즉, 물의 어는점과 삼중점의 온도차를 0.1K으로 약속한 것이다. 1967-1968년 제 13회 국제 도량형 총회의 네 번째 안건에서는 캘빈 온도의 눈금 크기를 물의 삼중점의 formula_12으로 정의했다. 그리고 마지막으로 국제 도량형 위원회(CIPM: Comité international des poids et mesures, International Committee for Weights and Measures)는 엄밀한 정의를 위해 비엔나의 표준 물(Vienna Standard Mean Ocean Water)과 같은 성분을 가진 물의 삼중점을 273.16K으로 정의했다.
보스-아인슈타인 응축
1995년 콜로라도주 볼더에 있는 국립표준연구소에서 에릭 코넬과 칼 와이먼이 루비듐원자로 이루어진 기체를 170 나노켈빈(nK)까지 냉각시켜 보스-아인슈타인 응축물을 형성하는데 성공했다. 코넬과 와이먼은 이 발견을 한 공로로 2001년에 노벨물리학상을 공동수상하였다.
절대 영도
절대 영도에서는 모든 입자들이 운동 에너지가 최소인 상태로 축퇴되어 있기 때문에 엔트로피는 0으로 정의된다.(열역학 제3법칙) 한편 물리학에서 온도는 엔트로피를 에너지로 편미분한 값의 역수로 정의한다. 따라서 미시계에서는 상황에 따라서 켈빈으로 표시한 온도가 음수가 될 수 있다. 이때 온도는 절대영도가 가장 낮고, 그 다음이 양의 값을 갖는 온도, 양의 무한대 값을 갖는 온도(이는 음의 무한대 값을 갖는 온도와 동일하다고 정의된다.), 그리고 음의 값을 갖는 온도이다.
블랙홀
질량 1 의 항성질량 블랙홀의 호킹 온도는 약 100 나노켈빈으로, 우주배경복사 2.7 켈빈보다도 훨씬 낮다. 항성질량 블랙홀 이상 체급의 블랙홀은 호킹 복사로 내보내는 질량보다 많은 질량을 우주배경복사에 의해 받아들이기 때문에 질량이 줄어들지 않고 오히려 늘어날 것이다. 호킹 온도가 2.7 켈빈 이상이 되려면(그리하여 증발이 일어나려면), 블랙홀의 질량은 우리 달보다 적어야 한다. 그런 블랙홀의 직경은 0.1 밀리미터 이하일 것이다.
킬로미터 매 시
킬로미터 매 시 또는 시속 킬로미터(時速-, )는 1시간 동안 운동한 킬로미터 수로 표현하는 속력(스칼라)과 속도(벡터)의 측정 단위이다. 국제 단위계에서 정한 기호는 km/h 또는 km·h 또는 km h이다. 가끔 영어 명칭인 'Kilometre per hour'의 약자로 kph 또는 KPH를 쓰기도 하지만 이는 표준이 아니다. 세계적으로 자동차 속도계와 교통 표지에 가장 흔하게 사용되는 속력의 단위이다. 정의에 의하면 1 km/h의 속도로 운동하는 물체는 1시간 동안 1 킬로미터를 움직인다.