heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
빛이 줄어드는 양과 항성의 지름을 이용하여 행성의 크기를 계산할 수 있다.
이 계획은 HARPS 분광사진기를 써서 b의 존재를 검증하려고 시도했으나, 항성의 채층 활동 때문에 제대로 검증 작업을 수행하지 못했다.
지상에서의 관측만으로는 신빙성을 확보하기 힘들다는 판단하에 COROT 측은 스피처 우주 망원경 계획에 이 행성을 관측할 기회를 요청했고 허가를 얻었다.
HAT-P-12 b는 지구로부터 사냥개자리 방향으로 약 465광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성으로, 겉보기 등급 13의 분광형 K 항성 HAT-P-12를 돌고 있다.
어머니 항성은 분광형 G의, 태양과 매우 비슷한 주계열성이다.
c는 HD 11506 행성계에서 두 번째로 발견된 외계 행성이다.
최소 질량은 목성의 82퍼센트, 1 공전주기는 170일이다.
그러나 궤도는 매우 이심률이 크며 항성에 가까워졌을 때는 0.37, 멀어졌을 때는 0.91 천문단위까지 물러난다.
평균 공전궤도 거리는 0.64 천문단위이다.
어머니 항성은 겉보기 등급 6의 분광형 K 주계열성이다.
행성의 최소 질량은 목성의 10배이지만 크기는 정확히 알려지지 않았다(그러나 목성의 120퍼센트를 넘지는 않을 것이다). 실제 질량이 밝혀질 경우 b는 갈색 왜성으로 판명될 가능성이 크다.
궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 실제 질량은 최솟값보다 훨씬 더 커질 수 있기 때문이다.
궤도이심률은 0.1로 지구에 비하면 찌그러져 있지만 그래도 다른 외계 행성들에 비하면 원형에 가까운 궤도를 돌고 있는 편이다.
b를 사용하는 데 활용한 도플러 분광법은 지금까지 외계 행성을 발견하는 데 가장 많이 쓴 기술로, 행성의 중력이 항성의 스펙트럼에 미치는 떨림을 감지하는 것이다.
HD 16417 b 또는 화로자리 람다2 b는 화로자리 방향으로 지구로부터 83광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
어머니 항성 화로자리 람다2는 태양과 비슷한 G형 주계열성으로 6등급 밝기로 빛난다.
이 행성의 최소 질량은 목성의 7퍼센트 정도로 이는 해왕성과 비슷한 값이다.
어머니 항성에 가까이 붙어 있기 때문에 표면 온도는 매우 높을 것으로 보인다.
2009년 2월 23일 발견되었으며, 화로자리에서 발견된 세 번째 외계 행성이었다.
발견 방법은 시선속도법이다.
HD 7924 b는 카시오페이아자리 방향으로 지구로부터 약 54 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 7924 주위를 도는, 외계 행성이다.
어머니 항성은 7등급으로 빛나는 K형 주계열성이다.
최소 질량은 지구의 9.2배이며 항성을 129.5시간에 1회 도므로, 슈퍼지구 또는 뜨거운 해왕성일 가능성이 제기되고 있다.
항성으로부터는 약 850만 킬로미터 떨어져 있다(슈퍼지구는 2005년 이래 매년 꾸준히 발견되고 있다). 만약 실제 질량이 최솟값보다 훨씬 더 클 경우 가스 행성, 그보다 작을 경우 암석 행성일 가능성이 있다.
항성으로부터 1.3 천문단위만큼 떨어져 있으며 극도로 찌그러진 궤도를 돌고 있다.
VB 10b는 독수리자리 방향으로 지구로부터 19.85 광년 떨어진 곳에 있는 항성 VB 10 주위를 도는, 외계 행성이다.
스티브 프라브도, 샤클란이 이끄는 미국 우주항공국 제트 추진 연구소 팀이 이 행성을 발견했다.
VB 10b는 어머니 항성의 위치가 천구상에서 변하는 측성학적 방법을 통해 발견되었다.
이 행성계는 항성과 행성의 질량비가 1대 10 정도밖에 되지 않아 행성이 항성에 비해 매우 무거운 사례에 속한다.
이처럼 어머니 항성의 질량이 상대적으로 작기 때문에 ‘떨리는’ 정도도 커서 행성의 존재를 감지하기에 용이했다.
그러나 이 떨림의 크기는 3킬로미터 밖에 있는 머리카락 한 올 정도 굵기의 움직임을 포착하는 것과 같다.
발견자 중 한 명인 프라브도는 VB 10보다 어두운 항성이 전 우주 별의 70퍼센트이기 때문에 이처럼 행성과 항성의 덩치가 크게 차이가 나지 않는 사례는 흔할 가능성이 있다고 말했다.
측성학적 방법으로 존재가 증명된 행성은 VB 10b가 최초 사례이지만, 측성학적으로 자신들이 행성을 발견했다고 주장한 사례는 과거에도 여럿 있었다.
여러 과학자들은 18세기부터(윌리엄 허셜이 시조이다) ‘보이지 않는 동반 천체’가 항성을 흔든다는 관측 결과를 내놓았다.
1960년 피터 반 데 캄프는 바너드 별의 주위에 행성이 존재한다고 주장했다.
1996년 조지 게이트우드는 랄랑드 21185 주변에 행성이 존재한다는 가설을 제기하기도 했다.
다만 현 상황에서 과거 이들의 주장이 다시 신뢰를 얻기는 힘들어 보인다.
그 이유는 이들의 관측자료 품질이 신빙성을 얻을 만큼 뛰어나지 않기 때문이다.
HR 8799 d는 페가수스자리 방향으로 지구로부터 약 129 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HR 8799 주위를 도는, 외계 행성이다.
d의 질량은 목성의 7~13배, 반지름은 목성의 120~130퍼센트 정도이다.
항성으로부터의 거리는 24 천문단위이며 공전 주기는 100년, 이심률은 0.04 이상이다.
d는 HR 8799 행성계의 구성원들 중 항성에서 가장 가깝다. 2008년 11월 13일 Marois 연구진이 하와이주 제미니 천문대, 켁 천문대 망원경을 이용하여 나머지 두 행성과 함께 발견했다.
이들 세 행성은 직접 그 모습을 촬영하여 존재를 확인한 사례가 되었다.
이 행성은 갈색 왜성 또는 질량 작은 적색 왜성으로 추측되는 MOA-2007-BLG-192L 주위에서 발견되었다.
질량은 대략 지구의 1.4배로 지금까지 발견된 외계 행성들 중 덩치가 가장 작다. 2007년 5월 24일 중력렌즈 사건을 통해 발견되었는데, 이 사건은 뉴질랜드 소재 마운트 존 대학교 천문대의 MOA-II 미시중력렌즈 프로젝트로 진행된 것이었다.
이 행성계의 어머니 항성은 매우 작다.
질량은 우리 태양의 6퍼센트에 불과하므로 핵융합을 할 수 있는 질량 하한선 근처에 있다.
따라서 이 천체는 갈색 왜성과 적색 왜성의 경계선상에 있다.
노트르담 대학교의 데이비드 베넷의 말에 따르면, 이 행성은 암석으로 이루어졌다기보다는 천왕성 등과 같이 대부분 얼음과 가스로 이루어졌을 가능성이 크다고 한다.
2008년 9월 18일 동 연구진이 미시중력렌즈법을 이용하여 발견했다.
질량은 목성의 50~130 퍼센트 사이, 공전 궤도 크기는 0.6~1.1 천문단위 사이이다.
이 행성은 천문학자가 아닌 네덜란드 레이던 대학 재학생 세 명이 발견했다.
네덜란드 레이던 대학교 재학생인 메타 드 훈, 렘코 밴더 버그, 프란시스 브이즈제는 OGLE의 항성 빛 그래프 알고리즘 분석 숙제를 하던 중 행성이 존재한다고 의심되는 별을 발견, 담당 교수에게 알렸으며 교수는 분광기로 이 별을 분석한 결과 행성을 거느리고 있음을 확인하고 학계에 이 사실을 보고했다.
이후 유럽 우주국의 VLT 망원경을 이용하여 검증이 이루어졌다.
행성의 질량은 목성의 4.5배 정도인데, 어머니 항성은 빠른 속도로 자전하는 F형 항성이다.
이 행성은 이처럼 뜨겁고 밝으면서 빠르게 회전하는 항성 주위에서 발견된 최초의 사례로 기록되었다.
이 행성은 지금까지 발견된 외계 행성들 중 가장 밀도가 높다.
포트니의 모형을 이용할 경우 이 행성의 반지름 값은 목성의 1.259배이다.
2008년 8월 기준으로 조시는 논문을 통해 로시터-맥래플린 효과를 응용하여 WASP-14b의 궤도경사각을 계산했는데, 그 값은 −14 ± 17도였다.
b의 궤도는 행성계의 나이에 비해 이심률이 매우 큰데, 여기서 발견되지 않은 또다른 행성의 중력이 b에 영향을 끼치고 있다고 생각된다.
XO-4b는 살쾡이자리 방향으로 지구로부터 약 956 광년 떨어진 곳에 있는 항성 XO-4 주위를 도는, 외계 행성이다.
질량은 목성의 1.72배, 반지름은 목성의 1.34배이다.
항성에 매우 가까이 붙어 돌고 있기 때문에 여타 외계 행성들과 마찬가지로 뜨거운 목성으로 분류할 수 있다.
항성을 1회 도는 데에는 고작 4.125일(99시간)밖에 걸리지 않으며, 항성으로부터의 거리는 0.0555 천문단위이며 공전궤도는 거의 원에 가깝다.
XO-4b는 전형적인 뜨거운 목성이므로, 대기 상층부는 리튬, 소듐, 포타슘의 구름층이, 보다 깊은 층에는 규소 기체의 구름층이 펼쳐져 있을 것으로 생각된다.
XO-5b는 살쾡이자리 방향으로 지구로부터 약 831광년 떨어져 있는 외계 행성이다.
행성의 질량은 목성의 1.15배이며 반지름 역시 목성의 1.15배로 추측된다.
여기서 계산한 밀도는 물과 거의 같다(1000kg/m3). XO-5b는 G형의 어머니 항성으로부터 매우 가까운 곳을 돌고 있기 때문에 뜨거운 목성으로 분류 가능하며, 1회 공전에 걸리는 시간은 4.188일(100.5시간)에 불과하다.
항성으로부터의 거리는 고작 760만 킬로미터(0.0508 천문단위)이다.
공전궤도 역시 거의 원에 가깝다.
XO-5b는 전형적인 뜨거운 목성이므로, 대기 상층부는 리튬, 소듐, 포타슘의 구름층이, 보다 깊은 층에는 규소 기체의 구름층이 펼쳐져 있을 것으로 생각된다.
독수리자리 크시 b는 독수리자리 방향으로 지구로부터 약 200광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
오카야마 행성 탐사 프로그램에 참여한 사토 고로 연구진이, 2008년 2월 19일 황색 거성 독수리자리 크시를 이 행성이 돌고 있는 것을 발견했다.
b의 최소 질량은 목성의 2.8배이며 항성을 137일에 1회 돈다.
HD 47186 b는 큰개자리 방향으로 지구로부터 약 123광년 떨어진 곳에 있는 뜨거운 해왕성이다.
이 행성의 최소 질량은 지구의 22.78배 정도이며 항성으로부터는 페가수스자리 51 b 정도로 가깝게 붙어 있다.
항성을 1회 도는 데 걸리는 시간은 4.0845일이며 궤도이심률은 0.038이다.
궤도 이심률은 명왕성과 비슷하다.
공전궤도 반지름 거리를 태양계에 대입하면, 소행성 4 베스타와 비슷한 거리를 도는 셈이다.
어머니 항성은 분광형 G의 주계열성이다.
최소 질량은 목성의 1.2배이지만 궤도경사각이 밝혀지지 않았으므로 이 값은 얼마든지 더 커질 수 있다.
항성으로부터 1.6 천문단위 떨어진 곳을 돌고 있으며, 궤도이심률은 0.24이다.
2008년 10월 29일 민니티 연구진이 칠레 아타카마 사막 소재 라 실라 천문대 소재 CORALIE 분광사진기를 이용하여 이 행성을 찾아냈다.
이 행성의 실제 질량은 목성의 3.15배이며 항성으로부터 0.77 천문단위 떨어져 201.83일 주기로 1회 공전하고 있다.
공전 궤도는 이심률 0.278로 다소 찌그러져 있다.
이 행성은 2008년 9월 22일 라 실라 천문대에서 HARPS 분광사진기를 이용하여 발견했다.
같은 날 이 행성계의 두 번째 구성원 HD 60532 c도 함께 발견되었다.
b와 c 두 행성은 1:3의 궤도공명을 보이고 있다.
이 행성의 질량은 목성의 7.46배이며 항성으로부터 1.58 천문단위 떨어져서 607일 주기로 찌그러진 궤도를 그리면서 항성을 1회 돈다. 항성의 생명체 거주가능 영역 안쪽에 있기 때문에 수다르스키의 분류에 따르면 물의 구름으로 덮인 겉모습을 보여줄 것이다.
만약 이 행성 주위에 외계 위성이 있다면 그 위성 표면에는 물이 액체 상태로 존재 가능할 것이며 생명체가 태어날 환경을 제공해 줄 것이다.
2008년 9월 22일 라 실라 천문대의 HARPS 분광사진기를 이용하여 발견했다.
어머니 항성은 분광형 G의 주계열성으로, 우리 태양과 매우 비슷하다.
최소 질량은 목성의 3배로 슈퍼목성으로 분류할 수 있다.
항성을 1회 공전하는 데 걸리는 시간은 1260일이며 거리는 2.198 천문단위이다.
2008년 10월 26일 칠레 아타카마 사막 소재 라 실라 천문대 소재 CORALIE 분광사진기를 이용하여 이 행성을 찾아냈다.
HR 8799 b는 페가수스자리 방향으로 지구로부터 약 129 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HR 8799 주위를 도는, 외계 행성이다.
어머니 항성은 겉보기 등급 6등성에 목동자리 람다형 항성이다.
질량은 목성의 5~11배, 반지름은 목성의 110~130퍼센트 정도일 것이다.
항성으로부터 68 천문단위 떨어져 있으며 항성 주위의 먼지 원반보다 7 천문단위 안쪽에 자리잡고 있다.
1회 공전에 걸리는 시간은 약 460년이며, HR 8799 항성계 구성원들 중 별에서 가장 멀다. 2008년 11월 13일 Marois 연구진이 켁 천문대, 제미니 천문대의 망원경을 이용하여 발견했다.
이 행성들은 사진을 직접 찍어서 그 존재를 확인했다.
2009년 허블 우주 망원경이 11년 전 HR 8799를 찍은 사진에 b가 함께 찍혀 있었음을 확인했다.
이를 통해, 허블 우주 망원경의 사진들을 분석하여 사진으로 찍힌 외계 행성들을 찾아내어 분석할 수 있으리라 기대하고 있다.
HR 8799 c는 페가수스자리 방향으로 지구로부터 약 129 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HR 8799 주위를 도는, 외계 행성이다.
행성의 질량은 목성의 7~13배, 반지름은 120~130퍼센트 사이이다.
항성으로부터 38 천문단위 떨어져 있으며 궤도이심률은 알려져 있지 않았다.
1회 공전에 걸리는 시간은 약 190년이다.
c를 포함한 HR 8799 주위 항성들은 2008년 11월 13일 Marois 연구진이 미국 하와이주 소재 제미니 천문대, 켁 천문대의 망원경을 이용하여 발견했다.
이들 세 행성은 직접 사진을 찍어 그 존재를 확인한 천체이다.
발견에는 도플러 분광법이 이용되었으며, 칠레 소재 라 실라 천문대의 망원경에 장착된 HARPS 분광사진기를 이용하여 행성을 발견했다.
발견 당시 기준으로 이 행성은 질량이 가장 작은 세 개의 슈퍼지구 중 하나였다.
항성의 중원소 함량이 낮음에도 이처럼 무거운 암석 행성이 있다는 사실은 천문학자들의 호기심을 불러왔다.
다른 수많은 외계 행성들과 마찬가지로, HD 40307 b도 도플러 분광법을 이용하여 발견했다.
관측 도구로는 칠레 라 실라 천문대 소유의 HARPS 분광사진기가 사용되었다.
발견 사실은 2008년 6월 16 ~ 18일 사이 프랑스 낭트에서 개최된 컨퍼런스에서 발표되었다.
HD 40307 b의 질량은 적어도 지구의 4.2배 수준인데, 기존 가스 행성에 비하면 매우 가벼우며 슈퍼지구로 분류된다.
이 행성은 어머니 항성 HD 40307을 4.3일에 1회 공전하며, 항성으로부터의 거리는 0.047 천문단위 정도이다.
행성의 공전궤도 이심률은 0에 가까운데, 이는 행성이 항성으로부터 원형에 가까운 궤도를 유지한다는 의미이다.
HD 40307의 중원소 함량은 다른 외계 행성을 거느린 항성들에 비해 낮은 편이다.
이 사실은 “항성이 태어날 때의 중원소 함량이 자신의 강착 원반으로부터 가스 행성이나 암석 행성이 탄생할지 아닐지 여부를 결정짓는다.”라는 가설을 지지한다.
b의 덩치는 지구 질량의 4.2배밖에 되지 않기 때문에 가스 행성으로 보기는 힘들다는 관측이 지배적이었다.
이 개념은 2009년의 연구에서 도전받게 되었는데, 이러한 이의는 만약 HD 40307 b가 암석 행성이라면 행성은 크게 불안정해지고 ‘이오보다 큰 조석열에 영향을 받게 될 것이라는 이론에 기반한 것이었다.
연구의 결론은 작은 질량임에도 꼭 암석 행성이라는 보장은 없고, 해왕성이나 천왕성과 비슷한 가스 행성일 가능성도 열려 있다는 것이었다.
그러나 이 행성은 직접 사진을 찍거나 트랜싯법을 이용하여 발견된 것이 아니기 때문에 정확한 반지름, 구성 물질, 표면 온도는 아직까지 수수께끼이다.
항성에 가까운 행성을 도는 자연 위성은 조석력에 의해 파괴되기 쉽다는 이론에 따르면, HD 40307 b가 위성을 거느리고 있을 확률은 희박해 보인다.
2008년 6월 시선 속도법을 이용하여 발견되었고, 관측 도구로는 칠레 라 실라 천문대 소재 HARPS 분광사진기가 사용되었다.
이 행성은 HD40307 행성계의 세 행성 중 하나이다.
질량으로 보아 슈퍼지구로 분류할 수 있으며 항성에서 두 번째로 가깝다.
이 행성의 어머니 항성은 중원소 함량이 낮은데, 이 사실은 항성의 금속 함유량에 따라 자식 행성들이 태어날 가능성이 달라진다는 이론을 지지하는 증거로 여겨진다.
도플러 분광법은 행성의 중력이 항성을 흔드는 것을 이용, 천체의 존재를 밝히는 관측 방법이다.
관측 도구로는 칠레 아타카마 사막 소재 라 실라 천문대의 유럽 우주국 보유 3.6미터 카메라에 장착된 HARPS 분광사진기가 사용되었다.
이 행성들의 발견 사실은 2008년 6월 중순 프랑스 낭트에서 있었던 학회에서 발표되었다.
HD 40307 c는 행성계 구성원들 중 두 번째로 무거운데 최소 지구 질량의 6.8배이다.
항성으로부터의 거리는 0.081 천문단위이다.
이처럼 가까이 있기 때문에 c의 1년은 지구 시간으로 9.6일에 불과하다.
시선 속도 분석 결과 c의 궤도가 원형이라는 통계학적 의미가 있는 자료를 얻을 수 있었다.
어머니 항성 HD 40307의 중원소 함량은 다른 외계 행성의 주인들보다 낮은데 이는 다소 특이한 상황이다.
HD 40307 c의 질량은 최소 지구의 6.9배로 가스 행성으로 보기에는 너무 작다.
다만 c는 간접적인 방법을 통해 발견되었기 때문에 이 행성의 조성물, 반지름, 가스 행성인지 암석 행성인지의 여부 등은 아직 밝혀진 바 없다.
항성에 가까운 행성을 도는 자연 위성은 조석력에 의해 파괴되기 쉽다는 이론에 따르면, HD 40307 c가 위성을 거느리고 있을 확률은 희박해 보인다.
HD 40307 c는 그 중력이 어머니 별을 흔드는 현상을 이용하여 발견되었다.
따라서 보다 자세한 특징들(표면 온도, 조성물, 반지름 등)은 아직 알려지지 않았다.
c의 질량은 최소 지구의 6.9배로 처음 발견되었을 때는 암석 행성이었을 것으로 추측했다.
이후 2009년 어느 논문에 만약 HD 40307 c가 암석 덩어리라면 조석가열 현상 때문에 이 행성의 궤도는 불안정해졌을 것이라고 한다(이 조석가열은 목성의 자연위성 이오에서 일어나고 있으며 이오의 확대판이라고 보면 된다). 그러나 해왕성이나 천왕성 같은 얼음 가스 행성은 앞의 궤도 불안정 요소에 영향을 받지 않는다.
현재 c의 궤도는 안정된 원형이며 따라서 HD 40307 c는 '작은 해왕성'일 것이다.
상기 c에 영향을 미치는 조석력은 어머니 별 가까운 행성 주위를 도는 자연 위성들에게도 같은 영향을 미친다.
따라서 HD 40307 c가 위성을 거느리고 있을 확률은 낮다.
발견 방법으로는 도플러 분광법이 사용되었으며, 라 실라 천문대 소재 HARPS 망원경을 관측 도구로 썼다.
이 행성은 어머니 항성이 상대적으로 중원소 함량이 작다는 사실에서 흥미로운 연구 대상이다.
이는 행성이 항성을 돌면서 중력적으로 항성을 좌우로 흔드는 것을 스펙트럼을 통해 감지해 내는 것이다.
시선 속도는 칠레 아타카마 사막 소재 라 실라 천문대의 HARPS 분광사진기를 이용하여 쟀다.
HD 40307 d와 다른 행성들의 발견 사실은 2008년 6월 16일~18일 사이 프랑스 낭트에서 개최되었던 천체물리학 컨퍼런스에서 발표되었다.
항성으로부터의 거리는 0.134 천문단위로 d의 1년은 지구 시간으로 20.46일에 불과하다.
그럼에도 d는 세 행성들 중 항성으로부터 가장 멀리 있다.
행성의 궤도 이심률은 거의 0에 가까운데, 이는 행성과 항성의 거리가 행성의 1년에 걸쳐 거의 변화가 없음을 뜻한다.
이 행성은 시선속도법을 이용하여 발견되었기 때문에 조성 물질, 반지름, 겉모습, 표면 온도 등은 아직 밝혀지지 않았다.
항성에 가까운 행성을 도는 자연 위성은 조석력에 의해 파괴되기 쉽다는 이론에 따르면, HD 40307 d가 위성을 거느리고 있을 확률은 희박해 보인다.
어머니 항성은 겉보기 등급 8의 평범한 황색 주계열성이다.
최소 질량은 토성의 63퍼센트, 목성의 19퍼센트 수준이다.
항성을 1회 도는 데 걸리는 시간은 227일로, 항성과의 거리는 지구~태양 간격의 63퍼센트 수준이다.
b와 c는 3:2의 궤도공명을 보인다.
어머니 항성 HD 45364는 8등급 밝기의 G형 주계열성이다.
최소 질량은 목성의 3.5배로 b보다 더 무겁고, 이는 목성 질량의 66퍼센트 정도이다.
항성을 1회 도는 데 걸리는 시간은 343일로 지구보다 22일 정도 적다.
궤도 이심률은 화성과 비슷한데, 이는 다른 외계 행성들과 비교할 때 그리 찌그러진 모양은 아니다.
항성에 가까워질 때는 0.81, 멀어질 때는 0.98 천문단위까지 물러난다.
항성으로부터 약 0.23 천문단위 떨어져 돌고 있으며 1 공전주기는 지구 시간으로 44일이다.
최소 질량은 목성의 절반 정도이다.
궤도경사각을 알 수 없기 때문에 정확한 질량은 이보다 좀 더 커질 가능성이 많다.
반지름 또한 알려져 있지 않다.
발견 사실은 2008년 5월 공표되었다.
안드로메다자리 14 b는 안드로메다자리 방향으로 지구로부터 약 249 광년 떨어진 곳에 있는 항성 안드로메다자리 14 주위를 도는, 외계 행성이다.
항성과의 거리는 지구의 83퍼센트이며 1 공전주기는 186일이다.
어머니 항성 안드로메다자리 14는 진화가 진척된 거성이다.
최소 질량은 목성의 4.8배이며 예상 반지름은 목성의 99.4퍼센트로 슈퍼목성으로 분류할 수 있다.
이 행성의 궤도 이심률은 거의 원에 가까워 그 값은 0.94퍼센트에 불과하다.
이는 행성이 별로부터 가장 멀 때와 가까울 때의 거리 차이가 고작 0.02천문단위밖에 되지 않는다는 의미이다.
수다르스키의 외계행성 겉모습 분류에 따르면 III형 ‘맑은 대기형’에 속하는데, 그 이유는 항성이 뜨거워 행성 상층부 대기 온도가 779 켈빈은 될 것이기 때문이다.
2008년 7월 3일 사토 연구진이 도플러 분광법을 이용, 행성의 중력이 항성을 뒤흔드는 것을 활용하여 이 행성의 존재를 밝혀냈다.
돌고래자리 18 b는 돌고래자리 방향으로 지구로부터 238 광년 떨어진 곳에 있는 항성 돌고래자리 18 주위를 도는, 외계 행성이다.
어머니 항성 돌고래자리 18은 황색 거성이다.
최소 질량은 목성의 10.3배이며 1 공전주기는 993일이다.
2008년 2월 19일 일본 오카야마 행성 탐사 프로그램을 통해, 천문학자 사토 고로 연구진이 발견했다.
최소 질량은 목성의 2.7배이며 항성을 184일에 한 바퀴 돈다. 공전궤도 평균 거리는 0.81 천문단위로 지구와 금성 궤도 중간 정도이다.
2008년 2월 19일 사토 고로 연구진이 일본 오카야마 행성 탐사 프로그램을 통해 이 행성을 발견했다.
살쾡이자리 6 b는 살쾡이자리 방향으로 지구로부터 186 광년 떨어진 곳에 있는 항성 살쾡이자리 6 주위를 도는, 외계 행성이다.
행성의 최소 질량은 목성의 2.4배이며 예상 반지름은 목성의 1.015배이다.
항성으로부터의 평균 거리는 2.2 천문단위로, 근일점에서 1.9, 원일점에서 2.5 천문단위이며 궤도이심률은 0.134이다(이는 외계 행성들 중에서는 작은 쪽에 속하는 값이다). 수다르스키의 외계 행성 겉모습 분류에 따르면 이 행성은 물의 구름으로 덮인, II형에 속한다.
항성으로부터 떨어진 거리를 고려할 때 행성 상층부 대기 온도는 340 켈빈 정도일 것이다.
2008년 7월 3일 사토 연구진이 도플러 분광법을 통해 이 행성을 발견했다.
도플러 분광법은 행성의 중력이 항성을 흔들어, 항성의 스펙트럼에 미묘한 변화가 생기는 것을 포착, 천체의 존재를 밝히는 기술이다.
이 행성은 지금까지 발견된 외계 행성들 중 적색 왜성을 도는 존재로는 가장 긴 공전 주기를 갖는다.
항성을 1회 도는 데 걸리는 시간은 3416일이나 걸린다.
항성으로부터의 거리는 3.4 천문단위이다.
2008년 9월 1일 영국-호주 천문대에서 베일리 연구진이 발견했다.
HAT-P-8b는 페가수스자리 방향으로 지구로부터 약 750 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HAT-P-8 주위를 도는, 외계 행성이다.
2008년 12월 5일 트랜싯법을 이용하여 발견했다.
이 행성은 HATNet 계획을 통해 발견된 11번째 행성이기도 하다.
질량은 목성의 1.5배 정도이며 크기 역시 목성의 1.5배이다.
궤도경사각이 밝혀졌기 때문에 이 행성의 질량은 정확하다.
소위 뜨거운 목성으로 분류될 수 있는데, 그 이유는 목성 정도로 큰 질량을 갖고 있으면서 항성의 열기로 ‘익어 버릴’ 정도로 가까이 붙어 있기 때문이다.
이런 행성의 대기 상층부 온도는 적어도 천 켈빈은 쉽게 넘어간다.
이 행성의 1년은 지구 시간으로 고작 3일 1시간 49분 54초에 불과하다.
항성으로부터의 거리는 지구~태양 간격의 20.5분의 1에 불과하다.
발견에는 미국 맥도널드 천문대의 하비-에버리 망원경을 사용, 도플러 분광법을 응용했다.
발견 사실은 2008년 6월 공고되었다.
어머니 항성은 분광형 K의 오렌지색 거성이다.
미국 맥도널드 천문대의 하비-에버리 망원경을 이용, Niedzielski 연구진이 2008년 6월 18일 도플러 분광법을 이용하여 이 행성을 발견했다.
c는 존재는 입증되었으나 궤도반지름 등 자세한 물리적 매개변수들은 정확히 밝혀지지 않았다.
2008년 6월 발견 사실이 발표되었다.
어머니 항성은 겉보기 등급 9의 G형 주계열성이다.
행성의 최소 질량은 목성의 3.0배이다.
다만 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 정확한 질량은 알 수 없다.
항성으로부터 약 2.0 천문단위 떨어져 있으며 궤도 이심률은 0.18이다.
칠레 아타카마 사막에 자리잡은 라 실라 천문대에서, 2008년 10월 29일 민니티 연구진이 CORALIE 분광사진기를 이용하여 이 행성을 발견했다.
어머니 행성은 분광형 G의 주계열성이다.
항성으로부터 0.45 천문단위 떨어져 있으며 1 공전주기는 104일이다.
궤도이심률은 0.307로 비교적 큰 편이다.
최소 질량은 목성의 5.1배인데, 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 이 값은 최소 수치이다.
실제로는 이보다 더 무거울 가능성이 크다.
2008년 10월 26일 칠레 아타카마 사막 라 실라 천문대 소재 유럽 우주국 3.6미터 망원경에 장착된 HARPS 분광사진기를 이용, Moutou 연구진이 도플러 분광법을 이용하여 이 행성을 찾아냈다.
어머니 항성은 겉보기 등급 7의 분광형 F 주계열성이다.
행성의 최소 질량은 목성의 2.73배인데 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 실제 질량은 이보다 커질 수 있다.
앞으로 다가오는 10년 내로 가이아 계획, 우주 간섭계 미션, 제임스 웹 우주 망원경 등의 지구 밖 외계 천체 탐사 계획을 통해 이 행성을 포함한 수많은 외계 행성들의 정확한 궤도경사각을 밝히게 될 것이다.
항성을 1회 공전하는 데 걸리는 시간은 499일 정도이며 항성으로부터의 거리는 약 1.28 천문단위이다.
다만 공전궤도 이심률이 0.34이기 때문에, 항성에 가까워질 때는 0.84 천문단위, 멀어질 때는 1.72 천문단위까지 물러난다.
칠레 소재 라 실라 천문대의 유럽 우주국 3.6미터 망원경에 장착된 HARPS 분광사진기를 이용, 2008년 10월 26일 Moutou 연구진이 발견했다.
최소 질량은 목성의 5배 정도, 항성과의 거리는 지구~태양의 60퍼센트 수준이다.
2008년 9월 5일 라스 캄파나스 천문대에서 발견되었다.
이 행성의 궤도 이심률은 크기 때문에 항성을 1회 공전하면서 상층부 대기에 극심한 기후 변화를 겪을 것이다(온도 변화량이 300 켈빈에 이른다). 항성에 가장 가까워질 때 행성의 대기는 600 켈빈까지 가열될 것이다.
만약 HD 154672 b의 대기에 물이 존재한다면, 별로부터 멀어졌을 때는 응결되어 구름 형태로 존재하다가, 가까워질 때는 기체로 변환되는 과정을 반복할 것이다.
미국 물리학회 (APS)에서 발간하고 있다.
APS는 다음을 언론발표하였다.
저자들이 위키백과 등에 대해, 파생 또는 신규 작업에 출판된 기사의 일부 또는 전부를 재활용할 수 있게 허여하는 저작권 정책으로 개정하였다.
이 행성의 최소 질량은 지구의 7.56배 정도로, 슈퍼지구로 추측된다.
항성으로부터 0.080 천문단위 떨어져 있다.
공전 궤도 이심률은 0.396으로 근일점과 원일점의 거리 차이가 0.063 천문단위이다.
질량은 적어도 목성의 0.64배이며 항성을 962일에 한 바퀴 돈다. 항성으로부터의 거리는 1.76 천문단위 또는 2억 6,300만 킬로미터이다.
다만 거리는 평균값으로 이 행성의 궤도이심률을 고려하면, 근일점에서의 거리는 1.27, 원일점에서는 2.25 천문단위까지 물러난다.
평균 공전궤도 크기는 3.00 천문단위이다.
근일점에서의 거리는 태양~화성 거리와 비슷한 1.56 천문단위이며, 원일점에서는 4.44 천문단위까지 물러난다.
여기서 계산한 궤도이심률은 0.48이다.
2008년 12월 8일 릭 천문대, 2007년 켁 천문대 망원경을 이용, 라이트 연구진이 발견했다.
항성과의 거리는 3.17~5.33 천문단위 사이에서 변하는데, 여기서 구한 궤도이심률은 0.253이다.
최소 질량은 목성의 37퍼센트이며 공전궤도 반지름은 지구~태양 거리의 90퍼센트 정도이다.
항성과의 거리를 고려할 때 b의 대기 상층부 평균 기온은 400 켈빈 정도이다.
그러나 행성의 궤도이심률을 고려하면, 행성의 1년 동안 대기 온도는 100켈빈에 걸친 변화를 보일 것이다.
어머니 항성은 겉보기 등급 10의 황색 준거성이다.
행성의 최소 질량은 목성의 1.99배, 공전궤도 반지름은 0.947 천문단위이다.
공전궤도 이심률은 0.75로 외계 행성들 중에서도 큰 편에 속한다.
근일점에서의 거리는 0.237 천문단위, 원일점에서는 1.66 천문단위의 거리를 보인다.
이처럼 거리가 변화무쌍하기 때문에 행성의 대기 역시 추울 때는 150 켈빈부터 뜨거워졌을 때는 390 켈빈까지 다양한 온도 변화를 겪는다.
2008년 칠레 소재 라 실라 천문대의 유럽 우주국 3.6미터 망원경에 장착된 HARPS 분광사진기를 이용, Moutou 연구진이 발견했다.
큰곰자리 4 b 또는 큰곰자리 파이2 b는 큰곰자리 방향으로 지구로부터 약 252광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
질량은 목성의 7배 정도로 중간질량 슈퍼목성형(Ib)으로 분류할 수 있다.
태양~지구 간격보다 가까운 거리를 타원 궤도를 그리면서 돌고 있기 때문에 이 행성의 1년은 지구의 4분의 3에 불과하다.
공전 속도 역시 지구보다 12퍼센트 더 빠르다.
반진폭 수치 역시 초당 215.6미터로 빠른데, 이는 b가 슈퍼목성급으로 무거운 천체이며 항성으로부터 비교적 가까운 곳에 있기 때문이다.
행성의 반지름은 아마도 목성보다 약간 작을 것으로 보이는데, 이는 자체 중력 때문에 압축되어 있을 것이기 때문이다.
글리제 176 b는 황소자리 방향으로 지구로부터 약 31광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
b는 어머니 항성 글리제 176에 매우 가까이 붙어 돌고 있다.
초기 발표에서는 행성의 주기성을 항성 활동 주기 40일과 혼동하여, 이 행성의 질량은 지구의 25배, 공전 주기를 10.24일로 잘못 계산했다.
이후 연구를 통해 항성의 자전 효과를 빼서 보다 정확한 공전 주기 및 최소 질량을 구했다.
행성은 항성의 안쪽 자기장 속을 공전하고 있다. ‘열적 평형’을 가정한 행성의 표면 온도는 450 켈빈이다.
행성 내부는 대부분 암석 핵으로 이루어져 있으리라 생각되나 만약 행성 궤도경사각 값이 특이하게 나올 경우 질량은 올라갈 것이며, 이 경우 천왕성이나 글리제 436 b처럼 가스층 대기로 둘러싸인 모습일 것이다.
《기생수》()는 이와아키 히토시의 작품으로 고단샤의 《모닝 오픈 증간호》에 1988년 F호부터 1989년 H호까지 연재되었고, 그 후 《월간 애프터눈》 1990년 1월호부터 1995년 2월호까지 연재되었다.
단행본은 일반판이 전 10권으로 구성되어 애프터눈 KC에서 발간되었으며, 2003년에는 완전판이 전 8권의 구성으로 애프터눈 KCDX를 통해 발간되었으며, 단행본 누계 판매 부수가 천만 부 이상을 기록하여 상업적인 성공을 거두었고, 제17회 고단샤 만화상과 제27회 성운상 코믹 부분을 수상하여 비평적인 성공도 거두었다.
지구에 사는 누군가가 문득 생각했다.
"인간의 수가 절반으로 준다면 얼마나 많은 숲이 살아남을까."
"인간이 100분의 1로 준다면 쏟아내는 독도 100분의 1이 될까."
"모두의 미래를 지켜야 한다."
어느 날 하늘에서 정체 불명의 생명체가 떨어진다.
이 생명체에게 인식된 명령은 오로지 하나, "인간을 먹어라". 이 생명체들은 순식간에 인간의 몸에 파고들어가 머리를 장악하고 인간의 겉모습을 한 채 다른 인간들을 잡아먹기 시작한다.
넷플릭스에서 방영하였다.
연출은 연상호, 전소니, 구교환, 이정현 출연하였다.
글리제 317 b는 나침반자리 방향으로 지구에서 약 30광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
2007년 적색 왜성 글리제 317 주위를 돌고 있음이 발표되었다.
이 행성은 지구~태양 거리의 95퍼센트 정도 거리를 돌고 있는 가스 행성이다.
공전 주기는 1.9년 정도로 공전 속도 역시 초당 14.82 킬로미터이다.
글리제 674 b는 제단자리 방향으로 지구로부터 약 15광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
b는 항성으로부터 매우 가까운 거리에 있다.
질량은 해왕성 또는 천왕성보다 약간 작은 정도 또는 슈퍼지구급이다.
항성으로부터의 거리는 0.039 천문단위로 1회 공전에 드는 시간은 4.6938일이다.
궤도이심률은 수성과 거의 비슷하다(e=0.2). 2007년 1월 7일 칠레 라 실라 천문대 유럽 우주국 소유 3.6미터 망원경에 장착된 HARPS 분광사진기를 이용, 발견했다.
HD 100777 b는 사자자리 방향으로 지구로부터 172광년 떨어져 있는 외계 행성이다.
질량은 최소 목성의 1.17 배이며 항성에서 1.03 천문단위 떨어져서 이심률 0.36의 궤도를 그리면서 돌고 있다.
공전 속도는 초당 29.3 킬로미터이다.
공전궤도 반지름은 1.2 천문단위로 대략 지구~태양 거리보다 약간 더 먼 궤도를 돌고 있다.
그러나 b의 궤도 이심률은 큰 편이다.
항성에 가까워질 때는 대충 태양~금성 궤도(0.73 천문단위)와 비슷한 거리까지 다가가고, 멀어질 경우 화성 궤도보다 뒤로 물러나기도 한다(1.67 천문단위).
공전 궤도 크기는 태양~지구 거리의 두 배 정도이며 1회 공전에는 2.7년 걸린다.
표면 중력은 매우 강한데, 대략 지구의 13~15배 정도이다.
HD 155358 b는 지구로부터 허큘리스자리 방향으로 142광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 155358 주위를 도는 외계 행성이다.
항성으로부터의 거리는 지구~태양 간격의 63퍼센트이며 이심률은 그리 크지 않다.
최소 질량은 목성의 89퍼센트로(질량형으로 II에 속한다) 궤도경사각이 정확히 밝혀질 경우 이 값은 더 커질 수 있다.
항성을 1회 도는 데 195일이 걸린다.
이 행성의 예상 표면 온도는 295 켈빈으로 지구와 거의 비슷하다.
수다르스키 행성 분류에 따르면 II형(물의 구름형)에 속한다.
만약 이 행성이 지구 비슷한 위성을 거느리고 있다면 이 위성에는 외계 생명체가 자라날 환경이 형성될 수도 있다.
HD 155358 c는 허큘리스자리 방향으로 지구로부터 약 142광년 떨어져 있는 항성 HD 155358 주위를 돌고 있는 외계 행성이다.
질량으로 보아 가스 행성이며 항성으로부터 1.224 천문단위 떨어져서 530.3일마다 항성을 한 바퀴 돈다. 행성의 궤도는 다소 이심률이 크다.
c의 표면 온도는 화성과 비슷한 211 켈빈 정도로 추측된다.
c 주변에는 화성 비슷한 환경을 갖는 외계 위성이 있을 가능성이 있다.
HD 156846 b는 뱀주인자리 방향으로 지구로부터 약 160광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
어머니 항성은 태양과 비슷하지만 조금 더 뜨거운 HD 156846이다.
b는 발견된 외계 행성들 중 이심률이 매우 큰 축에 든다(e=0.8472). 이처럼 궤도가 심하게 왜곡된 이유로 동반성 적색 왜성의 존재를 들고 있다.
항성으로부터의 평균 거리는 0.99 천문단위로 지구와 거의 비슷하다.
그러나 실제로는 가까워지면 0.15 천문단위, 멀어지면 1.83 천문단위까지 차이가 난다.
질량은 최소 목성의 10.45배로, 궤도경사각에 따라 이 천체는 행성이 아니라 갈색 왜성일 가능성이 있다.
질량으로 보아 목성형 행성으로 추측된다.
궤도는 심하게 찌그러져 있으며 항성으로부터의 평균 거리는 2천문단위이다.
행성은 가까울 때는 0.62천문단위까지 별에 접근했다가, 멀어질 경우 3.38 천문단위까지 물러난다.
이처럼 거리가 급격히 변하기 때문에, HD 159868 b의 기후는 행성의 1년에 걸쳐 극심한 변화를 겪을 것이다.
HD 16175 b는 페르세우스자리 방향으로 지구로부터 약 195광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
그러나 이 질량은 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 최솟값에 불과하다.
항성으로부터의 거리는 3억 1천만 킬로미터로, 1회 공전에 2.34년이 걸린다.
궤도는 다소 찌그러져 있으며 이심률 값은 0.48이다.
근일점에서 항성과의 거리는 1억 6100만 킬로미터로 지구~태양 거리보다 약간 먼 정도까지 접근하며, 원일점에서의 거리는 4억 5900만 킬로미터로 소행성대 수준까지 물러난다.
이 행성 발견에는 도플러 분광법 또는 ‘떨림법’이 사용되었다.
HD 167042 b는 용자리 방향으로 지구로부터 약 163광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.
최소 질량은 목성의 1.7배이지만 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 실제 질량은 더 커질 확률이 높다.
여타 전형적인 외계 행성들과 마찬가지로 b 역시 항성으로부터 3천문단위 이내를 돌고 있으며 1회 공전에 2000일이 안 걸린다(약 5.5년). 구체적으로 b의 공전궤도는 1.3 천문단위 거리에서 형성되며 항성 1회 공전에 413일이 걸린다.
다만 궤도이심률은 작아서 3퍼센트에 불과하다.
2007년 9월 20일 존슨 연구진이 릭 천문대 망원경을 통해 발견했으며 같은 해 10월 22일 공식적으로 발표했다.
발견에는 시선 속도법이 사용되었다.
질량은 목성의 67퍼센트 수준이지만, 이 값은 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 최솟값이다.
평균 공전 거리는 지구~태양 간격의 두 배 정도이며 1회 공전에는 3년 이상이 걸린다.
공전 궤도 속도는 초당 19.8 킬로미터로 29.8 킬로미터인 지구보다 작다.
다만 궤도는 매우 찌그러져 있어서 가까워질 때는 1.32 천문단위까지 접근했다가 멀어질 때는 2.82 천문단위까지 물러난다.
따라서 타원궤도 가스행성으로 분류할 수 있다.
HD 17092 b는 페르세우스자리 방향으로 지구로부터 약 355광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 17092를 도는 외계 행성이다.
2007년 폴란드 니콜라우스 코페르니쿠스 대학 교수 A. Niedzielski가 이끄는 연구진이 항성 HD 17092 주변을 도는 외계 행성 한 개를 발견했다.
연구진에는 펜 스테이트, 스피처 과학 센터, 제트 추진 연구소, 텍사스 대학의 연구진들도 가세했다.
하비-에버리 망원경을 이용해 행성을 발견했다.
항성과 행성 사이 평균 거리는 지구~태양 간격보다 약간 더 큰 1.29 천문단위이다.
궤도이심률은 0.166으로 외계 행성들 중에서는 비교적 작은 편이다.
질량이 크고 중력도 세기 때문에 행성 반지름은 목성보다 약간 작을 것이다.
표면 온도는 402 켈빈으로 수다르스키의 행성 겉모습 분류에 따르면 III형처럼 보일 것이다.
III형은 구름 없이 푸른 빛의 대기가 펼쳐져 있는 형태이다.
공전 주기는 1.47년이며 항성과의 평균 거리는 1.29 천문단위이다.
제네바 외계 행성 탐사팀이 2007년 7월 13일 발견 사실을 발표했다.
항성과 행성 사이 거리가 지구~태양 거리보다 더 멈에도 불구하고 공전주기는 300일이 되지 않는다.
그 이유는 어머니 항성이 태양보다 65퍼센트 질량이 더 커서 중력장의 세기도 강하기 때문이다.
이 행성과 다른 두 행성 HD 192699 b, HD 210702 b의 발견을 통해 중간 정도 질량의 A형 항성 주변에서 행성 이동이 어떻게 일어나는지와 행성이 어떻게 생겨나는지에 대한 증거를 확보할 수 있게 되었다.
2007년 발견되었으나 발견 사실이 아직 논문으로 정리되어 발표되지 않았다.
행성 질량은 적어도 목성의 1/5이며 타원형 궤도를 그리면서 항성을 돌고 있는데, 평균 거리는 0.5 천문단위 정도이다.
나루토 질풍전()은 나루토 시리즈의 두 번째 이야기이다.
이전 시리즈인 나루토에서 2년 반 뒤의 이야기를 다루고 있다.
애니메이션은 원작에도 없는 오리지널 스토리를 85화가량 진행 후 내용이 전개되었다.
2007년 2월 15일부터 2017년 3월 23일까지 TV 도쿄 계열에서 500화 방영되었으며, 대한민국은 2008년 9월 29일부터 2018년 10월 19일까지 10년동안 시즌별로 한국어 더빙으로 투니버스에서 수시 편성하였다.
나루토 질풍전 1화부터 53화(1기)까지는 SD 전환으로 방송되었으며, 54화(2기)부터는 HD 전환으로 제작 및 방송되고 있다.
바이오레탈 레코드(Violator)는 미국의 힙합레이블이다.
이 회사는 본 앨범보다,컴필레이션 앨범 제작에 더 기여를 하고있으며,사장은 'Chris Lighty'이다.
이사장은 또한 퍼프 대디의 새 매니저이다.
23명의 사망자와 20명 이상의 부상자가 발생했다.
당시, 미국 부통령인 딕 체니가 해당 공군기지를 방문 중에 있었다.
항성을 1회 공전하는 데에 2.84년 걸린다.
궤도 이심률은 18퍼센트이다.
최소 질량은 목성의 2.5배이다.
공전궤도 반지름은 지구보다 크지만 1 공전주기는 지구보다 짧은데, 이는 어머니 항성이 태양보다 더 무겁기 때문이다.
어머니 항성은 질량이 태양의 1.68배에 이르는 준거성인데, HD 192699 b의 발견은 A형 주계열성도 행성을 거느릴 수 있다는 증거가 되고 있다.
질량을 고려할 때 HD 192699는 주계열에 속해 있을 시절 A형이었을 것으로 추측되기 때문이다.
2007년 4월 존슨 연구진이 발견했다.
b의 최소 질량은 목성의 두 배이며 항성으로부터 1.17 천문단위 떨어져 있고, 341.1일에 항성을 1회 돈다.
이처럼 중간 정도 질량의 준거성이 행성을 거느리고 있음을 발견함에 따라, A형 항성 주변에서 행성 이동이 어떻게 일어나는지와 행성이 어떻게 생겨나는지에 대한 증거를 확보할 수 있게 되었다.
b는 해왕성 정도 질량을 지니고 있는데, 지구보다 21배 더 무겁다.
행성의 조성물이 무엇인지는 밝혀지지 않았지만 천왕성, 해왕성과 비슷한 얼음 가스행성일 확률이 높다.
혹은 내부가 대부분 암석으로 가득 차 있는 슈퍼지구일 가능성도 있다.
이 행성의 질량은 적어도 목성의 3.12배(지구의 992배 이상)이며 항성으로부터 1.25 천문단위 떨어져 돌고 있다.
1회 공전에 걸리는 시간은 1.25년이며 매초 29.9 킬로미터 속도로 별을 돈다. 이는 지구의 공전 속도와 거의 비슷한 값이다.
항성으로부터의 거리는 2.29 천문단위, 1회 공전에는 3.32년 걸린다.
궤도는 매우 이심률이 크기 때문에 b를 타원궤도 가스행성으로 부를 수 있다.
근일점에서는 항성에 1.28 천문단위까지 접근하며 이때 b는 생명체 거주가능 영역 바깥쪽에 들어간다.
반면 원일점에서는 3.30 천문단위까지 물러난다.
질량은 적어도 목성의 1.37배이지만, 행성의 궤도경사각을 모르기 때문에 실제 질량은 훨씬 더 클 수 있다.
b의 질량으로 보아 가스 행성임이 확실한데, 이는 b는 지구처럼 딱딱한 고체 표면이 없는 기체 덩어리임을 뜻한다.
휘는 가네키요(兼清). 사쓰마 번사 아리무라 가네요시의 4남이다.
형은 사쓰마 번사 아리무라 유스케(후의 일본 귀족원 의원) 등이 있다.
검술은 야쿠마루 가네요시에게 야쿠마루지겐류를 배웠다.
또한 후에 에도에서 호쿠신잇토류를 익혔다.
1858년 형 유스케와 같이 에도에서 존왕양이 활동을 하며（후에 탈번) 미토 번 지사와 교류를 가진다. 1859년 안세이 대옥으로 인해 분개하여, 그 사건의 실행자인 다이로 이이 나오스케 암살을 미토 번사들과 계획, 1860년 3월 24일 아침 모모노세쿠를 축하하기 위해 등성하는 이이를 노려 에도 성 사쿠라다 문 밖에서 행렬을 습격한다.
아리무라 자신은 행렬 중앙의 이이를 습격, 가마에서 끌어내어 목을 잘랐다.
아리무라는 이이의 수급을 가져가려 하였지만 히코네 번사 오가와라 히데노조에게 베여 중상을 입었고 오가와라를 베어 쓰러뜨렸으나 와카도시요리 엔도 다네노리의 쓰지 번소 부근에서 기력이 다하여 결국 자살했다.
궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 최소 질량값만 밝혀져 있다.
b는 항성으로부터 매우 가까운 곳을 돌고 있는데, 태양계에 대입하면 수성 궤도보다도 안쪽을 공전하고 있다.
HD 47536 b처럼 c 역시 정확한 질량과 공전궤도 반지름이 밝혀져 있지 않다.
두 값 중 어느 것이 참인가는 항성의 질량이 어느 정도인가에 달려 있다.
항성을 1회 공전하는 데에는 6.84년 혹은 2,500일이 걸린다.
다른 대부분의 외계 행성들과는 달리, b의 궤도이심률은 정확히 값이 나와있지 않은 상태이다.
그러나 예상 이심률은 0.14일 것으로 보인다.
이심률 큰 궤도를 태양~지구 간격의 76퍼센트만큼 떨어져서 돌고 있는, 중간 정도 질량을 지닌 가스 행성이기도 하다.
나이가 젊기 때문에 내부열을 상당량 간직하고 있어 b는 불그스름하게 달아올라 있을 것이며, 반지름 역시 목성의 156퍼센트나 된다.
그러나 수백만 년이 지나면서 b는 식을 것이고 크기 역시 지금 목성의 90-95퍼센트 수준까지 줄어들 것이다.
이 행성의 발견은 중요한데, 그 이유는 젊은 별들 주위 파편의 존재로부터 행성의 존재를 예측하는 증거자료가 되기 때문이다.
질량은 최소 목성의 40퍼센트 수준이다.
만약 이 행성의 궤도경사각이 완전히 지구 관측자 시야와 직각을 이루지 않는다면 가스 행성 정도 질량일 것이다.
항성으로부터의 거리는 대략 지구~태양 정도지만 표면 온도는 매우 높아 생명체가 살기는 힘들 것으로 보인다.
텍사스 대학교의 제이콥 빈 연구진이 최초로 발견했다.
HD 74156 d의 존재는 로리 번스, 토마스 퀸, 션 레이먼드의 컴퓨터 모형을 통해 예측되었다.
이들은 안정적인 궤도를 형성하는 곳에 행성들이 있을 것이라는 행성계 이론을 주장했다.
이 행성계에서 먼저 발견되었던 두 개 행성의 자료로부터 한 개의 행성이 더 존재할 것이라는 가설이 제기되었다.
만약 이 가설이 참이라면 HD 74156 d는 실증적 방법으로 발견되기 전 이론적으로 그 존재가 예측된 최초의 외계 행성이 될 것이다.
V. Baluev는 자료의 오류를 들어 이 발견에 이의를 제기했다.
최초 발견자들은 Baluev의 이의에 주의를 기울이지 않았다.
최소 질량은 목성의 2.5배로 무거운 가스 행성으로 분류할 수 있다.
어머니 항성이 태양보다 3배 밝기 때문에 행성의 궤도는 생명체 거주가능 영역의 안쪽 경계면에 놓여 있다.
항성으로부터는 1.168 천문단위 떨어져 있으며 1회 공전에 1.1년 걸린다.
궤도 모양은 여타 외계 행성들 기준으로 볼 때 원형에 가까운데, 이심률은 HD 70642 b와 제단자리 뮤 e와 비슷하다.
북쪽왕관자리 카파 b는 북쪽왕관자리 방향으로 지구로부터 약 102 광년 떨어진 곳에 있는 항성 북쪽왕관자리 카파 주위를 도는, 외계 행성이다.
질량상 목성형 행성으로 볼 수 있다.
존슨 연구진이 도플러 분광법을 이용, 항성이 행성체의 중력으로 떨림을 발견하여 이 행성의 존재를 입증했다.
2007년 9월 발견했으며 같은 해 11월에 공식 발표하였다.
행성의 최소 질량은 목성의 1.8배(지구의 570배)이지만, 시선 속도법의 한계상 정확한 질량을 알 수는 없다.
궤도경사각을 밝혀야 참값을 알 수 있을 것이다.
항성으로부터 2.7 천문단위 떨어져서 1208일 혹은 3.307년을 주기로 1회 공전한다.
이리자리-TR-3b는 이리자리 방향으로 지구로부터 8,950 광년 떨어진 곳에 있는 항성 이리자리-TR-3 주위를 도는, 외계 행성이다.
2007년 하버드-스미소니언 천체물리학 센터 천문학자들이 트랜싯법을 이용하여 발견했다.
어머니 항성 이리자리-TR-3는 겉보기 등급 17.4의, 오렌지색 왜성이다.
질량은 목성의 5분의 4 수준이며 반지름은 10분의 9, 밀도는 목성과 거의 비슷한 1.4 g/cm³이다.
항성으로부터의 거리는 0.0464 천문단위로 뜨거운 목성으로 정의내릴 수 있다.
현재 트랜싯법을 이용하여 지상에서 관측한 외계 행성들 중 어머니 항성이 가장 어두운 천체이다.
행성 질량은 최소 목성의 10.6배이다.
이 값은 관측 기술 한계상 최솟값이므로 실제로는 갈색 왜성일 확률이 있다.
공전 궤도는 이심률이 크며 항성을 1.956년에 1회 공전한다.
궤도 이심률은 수성과 거의 비슷하나 명왕성보다는 작다.
반진폭은 초당 71.5미터인데, 여기서 행성의 질량은 10.6 목성질량, 항성으로부터의 거리는 2.1 천문단위임을 알 수 있다.
채드 로비스, 마이클 메이어가 2007년 6월 발견했는데, 로비스는 1년 전 2006년 이미 고물자리에 있는 항성 HD 69830 주변에서 해왕성 정도 질량의 행성 3개를 발견한 바 있다.
페가수스자리 V391 b 또는 HS 2201+2610 b는 페가수스자리 방향으로 지구로부터 4,570 광년 떨어진 곳에 있는 항성 페가수스자리 V391 주위를 도는, 외계 행성이다.
이 행성은 특이하게 변광 타이밍법을 이용하여 발견되었다.
변광 타이밍법은 행성 때문에 항성의 밝기가 변화하는 것을 이용한 탐사 기술이다.
행성의 질량은 목성의 3.2배로 슈퍼목성으로 분류할 수 있으며, 항성으로부터의 거리는 1.7 천문단위, 1 공전주기는 1170일이다.
2007년 3월 발견되었고 같은 해 9월 논문이 정식 발표되었다.
이 행성의 발견으로, 적색 거성처럼 진화가 상당히 진척된 항성 근처에도 행성이 살아남을 수 있다는 증거가 확보되었다.
다만, 이 행성은 지구와 같은 암석 행성보다 훨씬 더 크며 목성 또는 토성과 더 비슷하다.
이 행성은 뜨거운 목성의 한 예이며 질량에 기준할 때 가스 행성일 것으로 보인다.
토성과는 달리 이 행성은 어머니 항성에 매우 가까이 붙어 있다(0.269 천문단위). 그러나 궤도는 비교적 원에 가까워, 토성 이심률과 거의 비슷한 궤도 모양을 보인다.
2006년 라이트 연구진은 도플러 분광법을 사용하여 이 행성을 발견했다.
도플러 분광법은 행성의 중력이 항성을 흔들어 스펙트럼에 묘한 변화를 주는 것을 감지하는 관측 기법이다.
발견 내용은 2007년 공식적으로 발표되었다.
최소 질량은 목성에 약간 미치지 못하는데, 아마 가스 행성일 것이다.
덩치는 목성과 거의 같거나 약간 더 클 것이다.