治承元年（1177年）に波多野義通の実弟・河村秀高（ひでたか）の四男（母は源頼朝の御所の女官である京極局）として生まれる。兄に河村則実（のりざね、柳川二郎）と河村義秀（よしひで、河村三郎）、弟に河村秀経（ひでつね、河村五郎）がいる。｢河村｣の姓は、父・秀高（名は遠実（とおざね）とも）がその父（秀清の祖父）である波多野遠義（とおよし）から河村郷の所領を譲られてそこを本拠とし、その地名をとって名乗ったことに始まる。源頼朝が挙兵した際、兄の義秀はそれに応じず平家側につき、治承4年（1180年）の石橋山の戦いでも大庭景親に同調したが、富士川の合戦後に景親らとともに捕縛された。河村郷を中心とする義秀の所領（本貫地）は没収され、本来ならば斬罪に処されるべきところを、以前より頼朝方であった景親の兄・景義の計らいによって罪を赦されている。9月には本領であった河村郷を安堵され、以後御家人として活動することとなる。義秀が捕縛された時、その弟である千鶴丸は浪人となり母・京極局のもとにいたようである。『吾妻鏡』によれば、文治5年（1189年）、若年の千鶴丸は13歳にして奥州合戦に参加、三浦義村らとともに、藤原泰衡の異母兄・藤原国衡がまもる陸奥国阿津賀志山（現・福島県伊達郡国見町厚樫山）の堡塁(ほうるい)を攻めて武功を挙げ（阿津賀志山の戦い）、これに感激した頼朝は、8月12日、船迫駅において、自らの御前で元服させたという。この時の烏帽子親は頼朝からの指名により小笠原長清が務め、｢清｣の字を与えられて秀清と名乗った。加えて秀清は戦後の論功行賞により、岩手郡・斯波郡の北上川東岸一帯と茂庭の地、そして摩耶郡の三カ所に所領を賜った。確証はないが、秀清自身はその中間地である茂庭に居を定めたとする説が有力視されている。また、秀清は備中国川上郡の成羽（現・成羽町）の地に所領を得て鶴首城を築き、さらに所領の1つである斯波郡の大巻（現在の紫波町の辺り）にも大巻城（大巻館）を築いたとも伝えられている。以後、河村氏は本家筋の波多野氏とともに北条氏に従い、承久3年（1221年）の承久の乱では兄・義秀とともに幕府方について宇治川で戦い、武功を挙げた。その後は没年を含め不明である。
河村 秀清（かわむら ひできよ、治承元年（1177年） - 没年不詳）は、鎌倉時代の武将・御家人。相模国足柄郡河村郷（現・神奈川県足柄上郡山北町）の住人。藤原氏秀郷流、波多野氏の一族。幼名は千鶴丸、通称は四郎（河村四郎）。
ZFNはジンクフィンガードメインとDNA切断ドメインから成る人工制限酵素である。ジンクフィンガードメインは任意のDNA塩基配列を認識するように改変可能で、これによってジンクフィンガーヌクレアーゼが複雑なゲノム中の単一の配列を標的とすることが可能となる。
ドップラー分光法（英語: Doppler spectroscopy）、または視線速度法（英語: Radial velocity）は、惑星の重力で主星がわずかに移動する様子を捉えることで惑星を発見する手法である。一見、主星は動いていないように見えるが、周囲を巡る天体があるとその重力の影響を受け、地球から見るとわずかに揺れ動いている。この振動運動を測定する事で、惑星の質量などを求めることが出来る。恒星の振動は、ドップラー効果による主星のスペクトル線の変化から観測する事が出来る。主星が揺れる距離は、惑星どころか、人間の身長よりも短い場合がある。しかし、秒速1メートルほどの速度で恒星が揺れているなら、分光器で捉えることが可能で、現時点で高性能な分光器にはチリ、ラ・シヤ天文台にある口径3.6メートルの高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）やW・M・ケック天文台のHIRESなどがある。揺れている速度を計測する、最も簡単で安価なのは「Externally dispersed interferometry」とよばれる方法である。2012年までは、太陽系外惑星の発見に最も使用された発見方法であった。ドップラー分光法は恒星との距離に依存しないが、高精度の識別には高いSN比を要する。そのため、ドップラー分光法は地球から約160光年以内にある、比較的近い恒星がよく対象にされるが、しかし、1つの望遠鏡で複数の恒星を同時に観測する事は出来ない。木星質量を越える惑星の場合は、数千光年離れていても検出可能だが、それではホット・ジュピターのような、恒星に非常に近い巨大ガス惑星しか発見出来ない。現在の分光器では、主星から約10au離れた惑星も捉えられるが、発見までには長い時間がかかる。現在の観測技術で、地球質量の惑星が検出できるのは、親星が低質量であって惑星軌道が近い場合で、例えばプロキシマ・ケンタウリbなどに限られる。ドップラー分光法は、質量が小さい恒星の周りを公転する惑星が検出しやすい傾向がある。それには2つの理由があり、1つ目は低質量の方が相対的に、惑星の重力の影響を大きく受けやすい事と、2つ目は低質量の恒星は自転周期が遅い事にある。ただ、ドップラー分光法では惑星系や連星系のような複数の天体が存在する場合は誤った信号を観測する事もあり、磁場や太陽フレアのような激しい恒星活動によっても誤った信号が生成される事もある。1つの恒星が複数の惑星を持っている場合、誤った信号が正確な観測記録として残され、後にこれが誤りと判明し、発見自体が撤回される事もある。実際に2010年にドップラー分光法で発見された、グリーゼ581gは地球に非常に似た惑星として注目を集めたが、後にこれが誤った観測結果であることが判明し、発見は撤回されている。ドップラー分光法は、他の手法では求めるのが難しい軌道離心率を正確に求める事が出来る。しかし、惑星の質量が小さい、あるいは軌道傾斜角が大きいほど検出が困難で、そのうえ恒星の揺れを使って「間接的に」惑星を発見しているため、物理的特徴は下限質量 () しか得られないという短所がある。惑星の真の質量は惑星の軌道傾斜角に依存するため、軌道傾斜角が分からない以上、それを求める事が出来ないためである。惑星の真の質量を求めるには、下記のトランジット法での観測結果とを組み合わせる必要がある。基本的に、ドップラー分光法で発見された惑星の物理的特徴は下限質量しか得られないが、惑星のスペクトル線が得られている場合は、恒星の揺れている速度と距離とを組み合わせる事に成功すると軌道傾斜角を求める事ができ、惑星の真の質量を導く事が出来る。