laion/Wikipedia-Exotic huggingface dataset:
아리무라 지자에몬

아리무라 지자에몬（有村次左衛門, 1839년 2월 11일 ~ 1860년 3월 24일은 막말의 존왕양이파 지사이다. 휘는 가네키요(兼清). 사쓰마 번사 아리무라 가네요시의 4남이다. 형은 사쓰마 번사 아리무라 준사이(후의 일본 귀족원 의원), 아리무라 유스케 등이 있다. 검술은 야쿠마루 가네요시에게 야쿠마루지겐류를 배웠다. 또한 후에 에도에서 호쿠신잇토류를 익혔다. 1858년 형 유스케와 같이 에도에서 존왕양이 활동을 하며(후에 탈번) 미토번지사와 교류를 가진다. 1859년 안세이 대옥으로 인해 분개하여, 그 사건의 실행자인 다이로 이이 나오스케 암살을 미토번사들과 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 히코네번사 오가와라 히데노조에게 베여 중상을 입었고 오가와라를 베어 쓰러뜨렸으나 와카도시요리 엔도 다네노리의 쓰지번소 부근에서 기력이 다하여 결국 자살했다. 사쿠라다 문 밖의 변
HD 43691 b

HD 43691 b는 마차부자리 방향으로 304광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 43691 주변을 도는 외계 행성이다. 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 최소 질량값만 밝혀져 있다. b는 항성으로부터 매우 가까운 곳을 돌고 있는데, 태양계에 대입하면 수성 궤도보다도 안쪽을 공전하고 있다. (영어) Da Silva R., Udry S., Bouchy F., Moutou C., Mayor M., Beuzit J.-L., Bonfils X., Delfosse X., Desort M., Forveille T., Galland F., Hebrard G., Lagrange A.-M., Loeillet B., Lovis C., Pepe F., Perrier C., Pont F., Queloz D., Santos N., Segresan D., Sivan J.-P., Vidal-Madjar A. (2007). “Elodie metallicity-biased search for transiting Hot Jupiters. IV. Intermediate period planets orbiting the stars HD43691 and HD132406” (PDF). 《Astron & Astrophys》. 2007년 9월 29일에 원본 문서 (PDF)에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  다음 글자 무시됨: ‘2007-07-07’ (도움말) CS1 관리 - 여러 이름 (링크) (영어) “Elodie metallicity-biased search for transiting Hot Jupiters (Text Full)”. 《http://arxiv.org/》.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말); |웹사이트=에 외부 링크가 있음 (도움말) (영어) “HD 43691”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HD 47536 c

HD 47536 c는 큰개자리 방향으로 지구로부터 약 396광년 떨어진, 항성 HD 47536을 돌고 있는 외계 행성이다. HD 47536 b처럼 c 역시 정확한 질량과 공전궤도 반지름이 밝혀져 있지 않다. 질량은 목성의 6.98 또는 13.61배, 궤도반지름은 3.72 또는 5.20 천문단위일 것이다. 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. HD 47536 b (영어) “HD 47536”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 24일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HD 70573 b

HD 70573 b는 바다뱀자리 방향으로 지구로부터 149 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 70573 주위를 도는, 외계 행성이다. 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. (영어) 세티아완 연구진 (2007). “Evidence for a Planetary Companion around a Nearby Young Star” (요약). 《The Astrophysical Journal Letters》 660 (2): L145–L148. doi:10.1086/518213.  웹 인쇄본 (영어) “Notes for planet HD 70573 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》. 2010년 4월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “HD 70573”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 74156 d

HD 74156 d는 바다뱀자리 방향으로 지구로부터 210.6 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 74156 주위를 도는, 외계 행성이다. 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. HD 74156 b HD 74156 c “Centauri Dreams » Blog Archive » Exoplanet Prediction Confirmed”. 2008년 3월 21일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  Roman V., Baluev (2008). “Accounting for velocity jitters in planet search surveys”. arXiv:0712.3862v2 [astro-ph].  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말) Rory Barnes; Krzysztof Gozdziewski; Sean N., Raymond (2008). “The Successful Prediction of the Extrasolar Planet HD 74156 d”. arXiv:0804.4496v1 [astro-ph].  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말) (영어) Jacob L. Bean 연구진 (2008). “Detection of a Third Planet in the HD 74156 System Using the Hobby-Eberly Telescope” (요약). 《The Astrophysical Journal》 672 (2): 1202–1208. doi:10.1086/523701. [깨진 링크(과거 내용 찾기)] 웹 인쇄본
HD 75898 b

HD 75898 b는 살쾡이자리 방향으로 지구로부터 262.82 광년 떨어진 곳에 있는 항성 HD 75898 주위를 도는, 외계 행성이다. 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. HD 5319 b (영어) Robinson 연구진 (2007). “Two Jovian-Mass Planets in Earthlike Orbits” (요약). 《The Astrophysical Journal》 670 (2): 1391–1400.  다음 글자 무시됨: ‘10.1086/522106’ (도움말)[깨진 링크(과거 내용 찾기)]웹 인쇄본
북쪽왕관자리 카파 b

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. HD 16175 b HD 167042 b 북쪽왕관자리 로 b (영어) 존슨 연구진 (2008). “Retired A Stars and Their Companions. II. Jovian Planets Orbiting κ CrB and HD 167042” (요약). 《The Astrophysical Journal》 675 (1): 784–789. doi:10.1086/526453.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)[깨진 링크(과거 내용 찾기)] 웹 인쇄본
이리자리-TR-3b

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. Weldrake 연구진 (2008). “이리자리-TR-3b: A Low-Mass Transiting Hot Jupiter in the Galactic Plane?”. 《The Astrophysical Journal Letters》 675 (1): L37-L40. doi:10.1086/529519.  (영어) Bayliss 연구진 (2009). “THE LUPUS TRANSIT SURVEY FOR HOT JUPITERS: RESULTS AND LESSONS”. 《The Astronomical Journal》 137 (5): 4368-4376. doi:10.1088/0004-6256/137/5/4368.
NGC 2423-3 b

NGC 2423-3 b 또는 TYC 5409-2156-1 b는 고물자리 방향으로 지구로부터 2,498 광년 떨어진 곳에 있는 항성 NGC 2423-3 주위를 도는, 외계 행성이다. 어머니 항성 NGC 2423-3은 구상 성단 NGC 2423 내에 속해 있는 적색 거성으로, 2007년 행성의 발견 사실이 발표되었다. 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. NGC 4349-127 b PSR B1620-26 b C. Lovis and M. Mayor (2007). “Two substellar companions in the open clusters NGC 2423 and NGC 4349”. 《Astronomy & Astrophysics》 472: 657–664.  (영어) “NGC 2423 3”. 《Exoplanet》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  다음 글자 무시됨: ‘2008-08-11’ (도움말) (영어) “Notes for planet NGC 2423 3 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》.  다음 글자 무시됨: ‘2008-08-11 ’ (도움말)
페가수스자리 V391 b

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. Planet discovered that offers clues to Earth's future (영어) R. Silvotti, S. Schuh, R. Janulis, S. Bernabei, R. Ostensen, J.-E. Solheim, I. Bruni, R. Gualandi, T. Oswalt, A. Bonanno, B. Mignemi, the Whole Earth Telescope Xcov23 collaboration (2007). “The O-C diagram of the subdwarf B pulsating star HS2201+2610: detection of a giant planet?”. 《ASP conf. series》. 2016년 8월 10일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  다음 글자 무시됨: ‘2007-09-15’ (도움말) CS1 관리 - 여러 이름 (링크) (영어) R. Silvotti, S. Schuh, R. Janulis, J.-E. Solheim, S. Bernabei, R. Østensen, T. D. Oswalt, I. Bruni, R. Gualandi, A. Bonanno, G. Vauclair, M. Reed, C.-W. Chen, E. Leibowitz, M. Paparo, A. Baran, S. Charpinet, N. Dolez, S. Kawaler, D. Kurtz, P. Moskalik, R. Riddle & S. Zola (2007). “A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V 391 Pegasi”. 《Nature》 449: 189–191. doi:10.1038/nature06143.  다음 글자 무시됨: ‘2007-09-15 ’ (도움말) CS1 관리 - 여러 이름 (링크) (영어) The Extrasolar Planets Encyclopaedia: Notes for planet V391 Pegasi b
로랑 라포르그

로랑 라포르그(프랑스어: Laurent Lafforgue, 1966년 11월 6일 ~ )는 프랑스의 수학자이다. 필즈상을 수상하였다. 프랑스 안토니에서 태어났다. 1986년에 파리의 에콜 노르말 쉬페리외르에 입학하였고, 1994년에는 남파리 대학(Université de Paris XI-Sud Orsay)에서 산술기하학과 대수기하학 분야에서 박사학위를 마쳤다. 현재 그는 프랑스 국립과학연구센터에서 일을 하고 있고 동시에 IHÉS의 교수이기도 하다. 2002년 중화인민공화국 베이징시에서 열린 24회 세계 수학자 대회에서 필즈상을 수상하였다. 라포르그는 정수론과 대수기하학에 속하는 분야인 랭글랜즈 추측에서 위대한 업적을 남겼는데 이것이 수상의 이유이다. 그의 업적 중 한가지 정리를 증명하기 위해서 그는 6년간 그 문제에 집중하여 연구를 하였다고 알려져 있다. O’Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2010년 2월). “로랑 라포르그”. 《MacTutor History of Mathematics Archive》 (영어). 세인트앤드루스 대학교.  Friedlander, Eric M.; Michael Rapoport, Michael, Andrei Suslin (2003년 2월). “The mathematical work of the 2002 Fields medalists” (PDF). 《Notices of the American Mathematical Society》 (영어) 50 (2): 212–217.  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말) “로랑 라포르그”. 《수학 계보 프로젝트》 (영어). 미국 수학회.  “로랑 라포르그”. 《International Mathematical Olympiad》 (독일어영어스페인어프랑스어러시아어).
HD 102195 b

HD 102195 b(ET-1)는 처녀자리 방향에 있는 항성 HD 102195 주위를 돌고 있는 외계 행성이다. 이 행성은 ‘외계 행성 추적자’(Exoplanet Tracker project) 계획을 통해 발견된 최초의 행성이다. 이 행성은 뜨거운 목성의 한 예이며 질량에 기준할 때 가스 행성일 것으로 보인다. (영어) Ge 연구진 (2006). “The First Extrasolar Planet Discovered with a New-Generation High-Throughput Doppler Instrument”. 《The Astrophysical Journal》 648 (1): 683–695. doi:10.1086/505699.  (영어) “HD 102195”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 107148 b

HD 107148 b는 최소 질량이 토성의 70퍼센트 수준인 외계 행성이다. 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. HD 108147 b (영어) Butler 연구진 (2006). “Catalog of Nearby Exoplanets”. 《The Astrophysical Journal》 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701. 2019년 12월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “HD 107148”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 154345 b

HD 154345 b는 항성 HD 154345를 도는, 목성급 질량을 지닌 외계 행성이다. 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. 이 행성이 위성이나 고리를 주변에 가지고 있을 확률도 있다. 어머니 항성으로부터의 거리는 4~4.5 천문단위 정도이다. 항성을 1회 도는 데 걸리는 시간은 9~9.5 지구년(年)이다. 궤도는 거의 원에 가깝다. HD 24040 b (영어) 라이트 연구진 (2007). “Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars”. 《The Astrophysical Journal》 657 (1): 533–545. doi:10.1086/510553. 2015년 11월 6일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) J. T. Wright, G. W. Marcy, R. P. Butler, S. S. Vogt (2008). “The Jupiter Twin HD 154345b”. arXiv:arXiv:0802.1731v1 |arxiv= 값 확인 필요 (도움말).  지원되지 않는 변수 무시됨: |형태= (도움말) CS1 관리 - 여러 이름 (링크) (영어) The Extrasolar Planets Encyclopedia: HD 154345
HD 164922 b

HD 164922 b는 오렌지색 왜성 HD 164922 주위를 도는, 물의 구름으로 뒤덮여 있을 것으로 추측되는 외계 행성이다. 이 행성은 허큘리스자리 방향으로 지구로부텅 약 71.5 광년 떨어진 곳에 있다. HD 164922 b는 토성과 비슷한 긴 공전 주기를 갖는 행성으로서는 최초로 발견된 존재이다. 궤도경사각은 알려지지 않았기 때문에 실제 질량은 최소 질량보다 약간 더 클 것이다. 직접 관측하여 발견한 것이 아니기 때문에 반지름과 표면 온도는 어디까지나 예상치에 불과하다. 지구에서 보았을 때 항성과 떨어져 있는 거리는 100밀리초각 정도이다. 행성 궤도는 이심률이 작아 0.05 정도로 원에 가까워 우리 태양계의 목성이나 토성 궤도와 비슷한데, 이는 다른 외계 행성들과는 다른 특이한 점이다. (영어) Butler 연구진 (2006). “Catalog of Nearby Exoplanets”. 《The Astrophysical Journal》 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701. 2019년 12월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  허큘리스자리 14 b
HD 185269 b

HD 185269 b는 백조자리 방향으로 지구로부터 약 153광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 최소 질량은 목성보다 근소하게 작으며, 1 공전주기는 약 1주일이다. 대부분의 뜨거운 목성들은 궤도의 조석적 원형화(圓形化)를 거치는 것으로 보이는데, 이를 고려하면 HD 185269 b의 큰 이심률(e=0.3)은 다소 특이하다. b가 항성 표면과 우리 시야 사이를 통과할 가능성도 있으나 이런 통과 현상은 아직 관측된 적이 없다. 이 행성은 준거성 주위 행성 탐사에 참여한 Moutou, 존슨 연구진이 각각 독립적으로 거의 동시에 찾아냈다. 존슨 연구진은 준거성 주위 행성 탐사 중에, Moutou 연구진은 중원소가 풍부한 항성 주위 행성 탐사 중에 발견하였다. 둘은 9일 간격으로 Astronomy and Astrophysics에 발견 사실을 제출하였다. (영어) “HD 185269”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 20782 b

HD 20782 b는 화로자리 방향으로 지구로부터 약 117광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 어머니 항성은 HD 20782로 태양과 거의 비슷한, 분광형 G3의 주계열성이다. 궤도는 매우 이심률이 크며 평균 공전궤도 반지름은 1.36 천문단위이다. 이 행성의 큰 이심률은 HD 80606 b와 비교할만 하다. 2006년 3월 14일 존스 연구진이 발견했다. HD 80606 b (영어) Jones 연구진 (2006). “High-eccentricity planets from the Anglo-Australian Planet Search” (요약). 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 369: 249–256. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10298.x. [깨진 링크(과거 내용 찾기)] 웹 인쇄본 (영어) “Notes for planet HD 20782 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말) (영어) “HD 20782”. 《Exoplanets》. 2010년 5월 29일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HD 224693 b

HD 224693 b는 고래자리 방향으로 지구로부터 약 307광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 이 행성의 질량은 목성의 71퍼센트 이상이다. 어머니 항성 HD 224693은 분광형 G2의 준거성이다. 2006년 4월 17일 미국 하와이주 NK2 컨소시엄 및 존슨 연구진이 도플러 분광법을 이용, 이 행성을 발견하였다. 고래자리 79 b HD 222582 b HD 33283 b HD 86081 b (영어) Johnson 연구진 (2006년 4월). “The N2K Consortium. VI. Doppler Shifts without Templates and Three New Short-Period Planets”. 《The Astrophysical Journal》 647 (1): 600–611. doi:10.1086/505173.  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말) (영어) “Notes for planet HD 224693 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》.  (영어) “HD 224693”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
XTL

XTL(eXtended The Line)이란 확장형 브랜드 마케팅을 의미하는 개념으로 ATL과 BTL중심의 마케팅 산업의 구분과 온오프라인의 경계가 모호해진 현대의 마케팅 산업에서 경계를 나누지 않고 XR, 메타버스 등 4차 산업혁명 기술을 융합시켜 고객의 니즈에 맞춰 얼마든지 새로운 영역으로 확장할 수 있는 가능성을 열어 두는 용어의 새로운 개념이다. XTL 개념의 시작은 ‘Dare Imagine Dream-감히 상상하라’라는 핵심가치 아래 이벤트 프로모션 및 버츄얼 콘텐츠 산업에서 새로운 비즈니스 모델을 제시하는 기업인 에프엠커뮤니케이션즈의 브랜드 사업확장 개념에서 출발했다. XTL(eXtended the Line)은 비대면과 대면, 온라인과 오프라인, 현실과 가상을 연결하는 확장된 마케팅 활동이라 정의할 수 있다. 기존 광고 영역이었던 ATL과 BTL의 확장개념으로 볼 수 있으며, ATL(Above the Line)은 소비자에게 메시지를 일방향으로 전달하는 매체를 말하는 것으로 TV, 라디오, 신문, 잡지 등의 4대 매체를 말하며, BTL(Below the Line)은 마케팅을 직접적으로 지원하기 위한 활동인 이벤트, 전시, 스포츠마케팅, CI, PR, 옥외매체, 인터넷 등을 말한다. 일방적으로 정보를 전달하는 ATL (TV, 라디오, 신문, 잡지)와 달리 쌍방향의 성격을 갖는다. XTL(eXtended the Line)은 기존 마케팅 커뮤니케이션 영역의 경계를 허물고 가상영역은 물론 아직 우리가 모르지만 빠르게 변화하고 있는 새로운 개념의 공간까지도 모두 포괄하는 무한 확장의 커뮤니케이션 트랜드라고 할 수 있다. XTL이란 용어의 첫번째 공식 사용은 2021년 1월에 에프엠커뮤니케이션즈의 미래비전발표에서 처음 개발, 사용되었으며 이후 ATL과 BTL을 아우르는 새로운 차원의 마케팅 영역의 개념으로 널리 사용되고 있다. 이 XTL은 다양한 개념들을 포함하고 있다. 기존의 마케팅 커뮤니케이션 기법들은 물론, 마케팅 영역에만 국한되어 있는 것이 아닌 앞으로 다가올 미래에 대한 다양한 상상력과 예술적 감각, 그리고 4차산업혁명 기술이 모두 융합돼 어느 한 기법이라고 한정 시킬 수 없으며, 급진적으로 변화하는 시장의 흐름에 맞게 다양한 형태로 확장, 진화 되는 고객 커뮤니케이션을 통칭한다. XTL (eXtended The Line) 산업의 핵심 요소는 4차 산업혁명 기술, 즉 정보통신 기술 (ICT)이다. 인공지능, 사물인터넷, 빅테이터, 로봇공학, 자율주행, 가상현실 등 정보통신 기술 (ICT) 바탕으로 살아가는 고객들에게 미래기술 융합한 새로운 고객 경험을 제공하는 것이다. 이에 에프엠커뮤니케이션즈는 XTL 사업에 혁신적인 4차산업혁명기술을 적용하기 위한 기술 개발을 추진하고 그 기술력을 “4XTL”이라 정의한다. 즉 “4XTL” 확장형 브랜드 마케팅을 의미하는 XTL(eXtended The Line)과 4차산업혁명기술을 융합,새로운 미래의 가치를 발견하는 새로운 마케팅 커뮤니케이션 기술이다. 이렇게 4차산업혁명기술을 상징화한 “4XTL” 기술은 미래 기술이 발전함에 따라 5XTL, 6XTL로의 확장성도 열어둔 개념으로 볼 수 있다. FM XR LIVE STUDIO의 XR 실시간 온라인 XR LIVE 촬영기술을 적용 크로마키 호리존을 배경으로 XR 카메라 트랙킹 기술을 적용하여 촬영 배경으로 활용된 VFX 디자인 콘텐츠와 결합하여 실시간 온라인 LIVE 방송 송출 대형 LED 화면을 배경으로 XR 카메라 트랙킹 기술을 적용하여 촬영 배경으로 활용된 VFX 디자인 콘텐츠와 결합하여 온라인 송출 VFX 디자인 퀄리티와 디자인 리소스 정교화를 위한 후편집 과정으로 전 녹화 진행 및 편집 후 생중계 형태로 온라인 송출 B-Block이란 고성능의 WorkStation과 각종 부가 장비들을 통해 다양한 연출과 안정적인 환경을 제공할 수 있도록 에프엠커뮤니케이션즈가 31년간의 프로모션 노하우에 IT 기술을 접목시켜 개발한 통합 라이브 스트리밍 솔루션이다. B-Block은 정부부처, 기업별로 사용하고 있는 다양한 화상 플랫폼과 호환이 가능하며, 고품질 영상, 멀티 뷰 등의 다양한 레이아웃, 그리고 높은 음향 퀄리티 등을 제공할 뿐만 아니라, 최대 1,000명 이상의 참가 인원이 쌍방향 소통을 할 수 있는 안정성을 확보해 온라인에서의 참여 경험을 극대화할 수 있다. 유튜브 / 트위치 2개 채널을 활용한 온라인 라이브 스트리밍 진행 비대면 참여자 100명과 B-Block을 활용한 실시간 양방향 소통 프로모션 진행 메타버스 콘텐츠 이용자가 많은 플랫폼 내에서 IP를 활용한 콘텐츠 제작 및 아이템 판매하며 유저 팬 층을 확보하며 기업 브랜드의 콘텐츠 제작 및 광고/PPL 마케팅 서비스를 제공하는 하는 것을 말한다. FM META STUDIO는 메타버스 환경과 크리에이터 생태계를 연구하고 상상력 가득한 콘텐츠를 제작하는 크리에이터 그룹으로 메타버스 환경에서 기획, 디자인, 게임 개발 등 메타버스 브랜드 마케팅 솔루션을 제공한다. “한경 경제용어사전”. 《https://dic.hankyung.com/economy/view/?seq=6594》.  |웹사이트=에 외부 링크가 있음 (도움말); |url=이 없거나 비었음 (도움말) “한경 경제용어사전”. 《https://dic.hankyung.com/economy/view/?seq=6595》.  |웹사이트=에 외부 링크가 있음 (도움말); |url=이 없거나 비었음 (도움말)
HD 24040 b

HD 24040 b는 항성 HD 24040으로부터 4.68 천문단위 떨어져서 3,400일 주기로 1회 공전하고 있는 외계 행성이다. 최소질량은 목성의 4.04배이다. 보다 정확한 질량을 알려면 궤도경사각을 알아야 하나 현재로서는 각도가 알려져 있지 않아 실제 질량은 최소치보다 좀 더 나갈 것이다. 질량은 훨씬 더 큼에도 행성의 크기는 목성과 거의 같다. 이는 행성의 질량이 커져도 자체가 중력적으로 압축되기 때문에, 더욱 빽빽하게 뭉칠 뿐 덩치가 커지지는 않기 때문이다. 이 행성의 조성물이 목성과 비슷하다고 가정하면, 대기 상층부에는 암모니아와 물의 구름이 떠다닐 것이다. 그러나 질량이 커서 내부열 또한 목성보다 많이 간직하고 있기 때문에, 대기는 목성보다 훨씬 더 격렬하게 요동칠 것이다. HD 154345 b (영어) 라이트 연구진 (2007). “Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars”. 《The Astrophysical Journal》 657 (1): 533–545. doi:10.1086/510553. 2015년 11월 6일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “Notes for planet HD 24040 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》.  (영어) “HD 24040”. 《Exoplanets》. 2012년 2월 19일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 33283 b

HD 33283 b는 항성 HD 33283 주위를 돌고 있는 외계 행성으로, 지구로부터 토끼자리 방향으로 약 283광년 떨어진 곳에 있다. 질량은 목성의 3분의 1 수준으로 토성과 거의 같다. 그러나 이 행성은 항성에 매우 가까이 붙어 공전하고 있기 때문에, 초당 86.5 킬로미터라는 맹렬한 속도로 별을 돌고 있으며 18일 만에 1회전을 마친다. b의 궤도는 다소 혼란스러우며, 가까울 때는 0.075 천문단위까지 접근했다가 멀어질 때는 0.215 천문단위까지 물러난다. HD 33564 b HD 86081 b HD 224693 b (영어) Johnson 연구진 (2006). “The N2K Consortium. VI. Doppler Shifts without Templates and Three New Short-Period Planets”. 《The Astrophysical Journal》 647 (1): 600–611. doi:10.1086/505173.  (영어) “HD 33283”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 66428 b

HD 66428 b는 외뿔소자리 방향으로 지구로부터 약 179.3 광년 떨어진 곳에 있는, 장주기 외계 행성이다. 질량은 목성의 약 2.82배이며 1973일(또는 5.402년)에 항성을 한 바퀴 돈다. 어머니 항성 HD 66428은 태양과 비슷한 G형 항성이다. 항성으로부터의 평균 거리는 3.18 천문단위로, 이는 화성과 목성 중간 정도 되는 거리이다. 궤도이심률은 0.465로 많이 찌그러져 있어서 소위 타원궤도 가스행성으로 부를 수 있다. 근일점에서는 1.70, 원일점에서는 4.66 천문단위까지 멀어진다. HD 70642 b R.P., Butler; 외. (2006). “Catalog of Nearby Exoplanets”. 《The Astrophysical Journal》 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701. 2019년 12월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말) CS1 관리 - et al.의 직접적인 사용 (링크) (영어) “Notes for planet HD 66428 b”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말) (영어) “HD 66428”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HD 68988 c

HD 68988 c는 큰곰자리 방향으로 지구로부터 약 192광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 어머니 항성은 태양보다 약간 더 뜨거운 HD 68988이다. 이 행성의 궤도이심률을 포함한 매개변수들은 매우 불확실하다. 어머니 항성으로부터의 평균 거리는 5.32 천문단위이며, 항성을 1회 공전하는 데 드는 시간은 4100 일(약 11년) 정도이다. HD 68988 b (영어) 라이트 연구진 (2007). “Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars”. 《The Astrophysical Journal》 657 (1): 533–545. doi:10.1086/510553. 2015년 11월 6일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) Butler 연구진 (2006). “Catalog of Nearby Exoplanets”. 《The Astrophysical Journal》 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701. 2019년 12월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “Notes for planet HD 68988 c”. 《The Extrasolar Planets Encyclopaedia》. 2010년 4월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말) (영어) “HD 68988”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HD 69830 b

HD 69830 b는 고물자리 방향으로 지구로부터 약 41광년 떨어진 곳에 있는 오렌지색 왜성 HD 69830을 돌고 있는 외계 행성이다. 이 행성의 질량은 해왕성 또는 슈퍼지구 수준이다. b는 행성계 내에서도 지구질량 10배 정도로 가장 가벼운 구성원이다. 항성으로부터 매우 가까운 거리를 돌고 있어 이 행성의 1년은 지구 시간으로 8.667일에 불과하다. 이 행성의 질량을 고려할 때 가스 행성이라기보다는 암석 행성으로 보인다. 만약 HD 69830 b가 암석 행성이라면 조석열을 가정한 모형에 따라 b 표면에 가해지는 열 플럭스는 약 55 W/m2가 된다. 이는 목성의 위성 이오가 받는 플럭스의 20배와 같은 값이다. HD 69830 c HD 69830 d H. Lammer 연구진 (2007). “The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters” (PDF). 《Geophysical Research Abstracts》 9 (07850).  Brian, Jackson; Richard Greenberg, Rory Barnes (2008). “Tidal Heating of Extra-Solar Planets”. 《ApJ》 681: 1631. arXiv:0803.0026. doi:10.1086/587641.  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말) (영어) 로비스 연구진 (2006). “An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets”. 《네이처》 441: 305–309. doi:10.1038/nature04828.
HD 69830 c

HD 69830 c는 K형 주계열성 HD 69830을 도는 두 번째 외계 행성이다. 질량상 암석 행성으로 보이며 가스 행성일 확률은 낮다. 2006년 5월 18일 로비스 연구진이 도플러 분광법을 이용, 발견했다. 도플러 효과는 행성의 최솟값만을 알 수 있기 때문에 궤도경사각을 알아야만 천체의 정확한 질량이 나온다. 따라서 지금 알려져 있는 최소 질량보다는 조금 더 무거워질 확률이 크다. HD 69830 b HD 69830 d H. Lammer 연구진 (2007). “The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters” (PDF). 《Geophysical Research Abstracts》 9 (07850).  (영어) 로비스 연구진 (2006). “An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets”. 《네이처》 441: 305–309. doi:10.1038/nature04828.
HD 69830 d

HD 69830 d는 항성 HD 69830 주위를 197일에 한 번 공전하는 외계 행성이다. 현재 밝혀진 HD 69830 행성계에서 가장 바깥을 돌고 있다. 항성의 생명체 거주가능 영역(생물권) 내를 돌고 있는 것으로 추측된다. 2006년 5월 18일 로비스 연구진이 발견했다. 공전 궤도 이심률은 낮아 우리 태양계 행성들과 비슷하다. d의 공전궤도 반지름은 0.63 천문단위로 태양계 수성 궤도와 비슷하다. 그러나 HD 69830은 태양보다 어둡고 활동 또한 약한 별이기 때문에 d의 궤도가 이처럼 가까워도 물이 액체 상태로 존재 가능한 환경이 형성되어 있다. 행성 질량은 해왕성 정도로, HD 69830 d는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 가능성이 높다. 이 행성은 오직 어머니 항성에 미치는 중력적 효과를 통해 발견된 것에 불과하므로, 정확히 행성의 조성물 등이 어떨지는 알 수 없다. 다만 HD 69830 d이 받는 일사량은 지구가 받는 양과 비슷하다. 행성 조성물이 천왕성, 해왕성과 비슷하며, 환경이 화학적 평형 상태에 있다고 가정하면, HD 69830 d의 대기는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있을 것이며, 여기에 메테인이 많이 포함되어 있을 것이다. 행성에서 추운 부분에는 물의 구름이 생겨날 것이다. HD 69830 d는 어머니 항성 HD 69830의 생물권 내를 돌고 있다(생물권 여부는 지구 정도 질량의 별이 표면에 액체 물을 거느릴 수 있는지이다). 가스 행성에서 생명체가 살 수 있는지는 미지수이나, 만약 d가 질량 큰 위성을 거느릴 수 있다면 그 위성 표면에서 생명체가 자라날 가능성은 열려 있다. 조석상호작용 모형에 따르면 가상 위성은 행성계 수명 전기간에 걸쳐 안정적으로 행성 주위에서 궤도를 형성할 수 있다고 한다. HD 69830 b HD 69830 c 외계 행성의 겉모습 (영어) 로비스 연구진 (2006). “An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets”. 《네이처》 441: 305–309. doi:10.1038/nature04828.  (영어) SST: Signs of Alien Asteroid Belt Archived 2008년 5월 11일 - 웨이백 머신 (영어) SolStation: HD 69830 / HR 3259 (영어) SPACE.com: Planets Found in Potentially Habitable Setup (2006-05-17) (영어) SpaceDaily: Trio Of Neptunes And Their Belt (2006-05-18)
HD 73526 c

HD 73526 c는 돛자리 방향으로 지구로부터 322.9광년 떨어져 있는 항성 HD73526을 돌고 있는 외계 행성이다. 어머니 항성으로부터의 거리는 약 1.05 천문단위이다. 질량을 기준으로 놓고 보면 가스 행성일 확률이 높다. 이 행성이 항성에서 받는 일사량은 금성의 84퍼센트 수준이다. HD 73526 c는 형제 행성 HD 73526 b와 2:1의 궤도공명 상태에 있는데, 이는 b가 항성을 두 바퀴 돌 동안 c는 한 바퀴만 돈다는 의미이다. 이 관계는 글리제 876 b와 c가 이루는 비율과 유사하다. HD 73526 b (영어) Tinney 연구진 (2006). “The 2 : 1 Resonant Exoplanetary System Orbiting HD 73526”. 《The Astrophysical Journal》 647 (1): 594–599. doi:10.1086/503706.
HD 86081 b

HD 86081 b는 육분의자리 방향으로 지구로부터 약 297광년 떨어져 있는 F형 항성 HD 86081를 돌고 있는 외계 행성이다. b는 항성에 매우 가까이 붙어 있는데, 1회 공전에 걸리는 시간은 2.1375일에 불과하다. 조석적으로 항성의 영향을 강하게 받은 탓에 궤도는 거의 원에 가까운데, 구체적으로 이심률은 0.008이다. HD 33283 b HD 224693 b (영어) Johnson 연구진 (2006). “The N2K Consortium. VI. Doppler Shifts without Templates and Three New Short-Period Planets”. 《The Astrophysical Journal》 647 (1): 600–611. doi:10.1086/505173.  (영어) “HD 86081”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.
HD 99109 b

HD 99109 b는 사자자리 방향으로 지구로부터 약 197광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 2006년 오렌지색 왜성 HD 99109 주위에서 발견되었다. 질량은 목성의 절반 정도로 가스 행성으로 분류할 수 있다. 항성으로부터 떨어진 거리 및 예상 온도로 보아 b는 항성의 생명체 거주가능 영역 안을 돌고 있을 것으로 보인다. b의 궤도이심률은 화성과 거의 같다. (영어) “HD 99109”. 《Exoplanets》. 2009년 11월 25일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  다음 글자 무시됨: ‘2008-07-18’ (도움말) (영어) “HD 99109 b”. 《PlanetQuest》. 2008년 9월 17일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2008년 7월 18일에 확인함.  다음 글자 무시됨: ‘2008-07-18’ (도움말)
HIP 14810 b

HIP 14810 b는 양자리 방향으로 지구로부터 약 172광년 떨어져 있는 외계 행성이다. 질량은 목성의 3.84배, 궤도 평균거리는 0.0692 천문단위이다. HIP 14810은 중원소가 풍부([Fe/H] = 0.23)한 G5형 주계열 항성으로 2005년 11월부터 켁 천문대의 피셔 연구진이 이 별을 꾸준히 연구 대상으로 삼아 왔다. (영어) 라이트 연구진 (2007). “Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars”. 《The Astrophysical Journal》 657 (1): 533–545. doi:10.1086/510553. 2015년 11월 6일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “HIP 14810”. 《Exoplanets》. 2008년 5월 15일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말)
HIP 14810 c

HIP 14810 c는 양자리 방향으로 지구로부터 약 172 광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 질량은 목성의 0.76배, 거리는 0.407 천문단위 떨어져 타원궤도를 그리면서 돌고 있다. 하와이주 마우나케아 소재 켁 천문대에서 N2K 컨소시엄의 관측 활동 중 발견되었다. 관측 방법의 한계상 질량은 최솟값만을 알 수 있다. 궤도경사각 여부에 따라 실제 질량이 결정될 것이다. (영어) 라이트 연구진 (2007). “Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars”. 《The Astrophysical Journal》 657 (1): 533–545. doi:10.1086/510553. 2015년 11월 6일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  (영어) “HIP 14810”. 《Exoplanets》. 2008년 5월 15일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.  지원되지 않는 변수 무시됨: |= (도움말) (영어) “Extrasolar Planets: The Chronology of the Discoveries”. 《The Geneva Extrasolar Planet Search Programmes》. 2001년 10월 8일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 6월 21일에 확인함.