第268章 太空望远镜（一）（2 / 3）
毫不意外的是，这些恆星中很多此前没有其他名称，也是最容易观测到行星的恆星。如果我们未来殖民这些恆星，显然需要重新命名，因为附近大量恆星都以“格利泽+数字”命名，任何殖民地都不会保留这种生硬的编號，就像不会把岛屿隨意命名为阿特拉斯或隨机数字一样。
几乎所有系外行星都收录在少数几个星表中，这就引出了我们的第二个主题：**寻找系外行星**。
恆星亮度下降的原因有很多，恆星本身的亮度会存在波动，这是普遍现象，但最常见的原因是有天体从恆星前方经过，遮挡了光线。
想要让恆星亮度明显下降，这个天体要么体积足够大，要么距离恆星足够近。例如月球体积比水星小，却能遮挡更多太阳光。
通过这种方法探测行星，需要满足三个条件：
第一，行星的公转平面必须朝向地球。如果你站在太阳的两极方向，就无法看到水星或地球遮挡太阳光，因此我们无法观测到公转平面与地球视线夹角过大的系外行星，而这类行星占绝大多数。
人们往往认为太阳系的公转平面与银道面重合，但事实並非如此，我们太阳系的公转平面与银道面倾斜约60度。
第二，恆星周围必须存在行星，且这颗行星体积足够大，或距离母星足够近，能够遮挡足够多的光线，让我们观测到亮度变化。这也是最初发现的系外行星几乎都是体积巨大、近距离围绕母星运行的“热木星”的原因，这类行星最容易被观测到。
行星体积越大，遮挡的光线越多；距离母星越近，遮挡的光线也越多，且运行到恆星与地球之间的概率也越高。
像冥王星这样体积小、距离母星遥远的天体，几乎不可能与恆星、观测者形成三点一线，体积过小、距离过远也让它遮挡的光线微乎其微，而且它的公转周期极长。
第三，需要长期观测这些恆星，不仅要观测到一次亮度下降，还要观测到这种下降的周期性重复。
对於外星观测者来说，地球每年会遮挡一次太阳光，而冥王星每隔几个世纪才会遮挡一次。除非至少观测到两次、最好是三次周期性亮度下降，否则无法做出有效判断。
观测到至少两次周期性下降后，就能根据周期確定行星的存在，计算出它的公转周期，再结合恆星质量，算出它与母星的距离。
之后可以根据恆星的亮度，判断这颗行星是否处於宜居带——也就是距离母星远近適中、表面可能存在液態水而非冰冻或沸腾的区域。
如果地球围绕一颗质量更大的恆星运行，且距离不变，那么地球的公转周期会更短，同时地球也会被高温焚毁，因为质量更大的恆星亮度会呈指数级提升。
一颗质量是太阳两倍的恆星，亮度並非太阳的两倍，而是约十倍。我们也不可能存在於这样的恆星周围，因为质量两倍於太阳的恆星寿命仅10亿年多一点，而太阳的年龄是46亿年。
太阳诞生40亿年后，地球上才出现最初的动物，还不是复杂动物，海绵通常被认为是地球上最早的动物。
因此，我们並非只是寻找遥远恆星周围的行星，过去十年我们已经发现了数千颗系外行星，我们真正寻找的是每一个恆星系统中宜居带內的行星。
克卜勒望远镜採用的凌日法是探测系外行星的有效方法之一。例如，如果我们观测到一颗质量约为太阳一半、亮度约为太阳五倍的恆星，每750天出现一次持续一天左右、亮度下降不到1%的情况，就可以判断这颗恆星周围存在一颗大小与地球相近的行星，距离母星约1.8个天文单位，也就是日地距离的1.8倍。
这颗行星接收到的恆星辐射量约为地球的1.5倍，温度较高，但或许仍处於宜居范围。
我们不会关注遮挡光线超过1%的行星，因为这类行星体积过大，不可能是宜居的岩质行星；而遮挡光线远超过1%的天体，体积会极其庞大，即便在那样的轨道上，也远超气態巨行星的尺寸。
当我们连续数年、每天收集15万颗恆星的观测数据时，不会直接查看原始数据，而是通过计算机筛选出我们需要的信息。
接下来进入第三个主题：**塔比星的异常现象**。
塔比星的质量是太阳的1.5倍，亮度是太阳的五倍，我们观测到它出现了两次异常亮度下降：第一次下降幅度为15%，第二次为22%。
第一次下降发生在2011年3月，第二次在2013年2月，两次间隔约750天。
克卜勒望远镜於2009年3月发射，因此我们恰好错过了2009年的那次可能的亮度下降；而2015年4月望远镜出现故障，又错过了当年的下降。
2017年5月我们再次观测到了亮度下降，这次下降幅度极大，且完全不符合宜居带类地行星的特徵。
以这样的公转周期和距离，这颗天体接收到的辐射量比金星还多，体积也远大於木星。
第二次大幅亮度下降的过程极不规则，亮度先大幅下降，再轻微回升，隨后又继续下降，这种表现更像是双行星同时凌日，或是多颗行星偶然匯合后一同从恆星前方经过。
在此之前，没有人预测到这一现象会发生，而发现这一异常的，是“行星猎人”项目中手动筛查数据的公民科学家志愿者。 ↑返回顶部↑
几乎所有系外行星都收录在少数几个星表中，这就引出了我们的第二个主题：**寻找系外行星**。
恆星亮度下降的原因有很多，恆星本身的亮度会存在波动，这是普遍现象，但最常见的原因是有天体从恆星前方经过，遮挡了光线。
想要让恆星亮度明显下降，这个天体要么体积足够大，要么距离恆星足够近。例如月球体积比水星小，却能遮挡更多太阳光。
通过这种方法探测行星，需要满足三个条件：
第一，行星的公转平面必须朝向地球。如果你站在太阳的两极方向，就无法看到水星或地球遮挡太阳光，因此我们无法观测到公转平面与地球视线夹角过大的系外行星，而这类行星占绝大多数。
人们往往认为太阳系的公转平面与银道面重合，但事实並非如此，我们太阳系的公转平面与银道面倾斜约60度。
第二，恆星周围必须存在行星，且这颗行星体积足够大，或距离母星足够近，能够遮挡足够多的光线，让我们观测到亮度变化。这也是最初发现的系外行星几乎都是体积巨大、近距离围绕母星运行的“热木星”的原因，这类行星最容易被观测到。
行星体积越大，遮挡的光线越多；距离母星越近，遮挡的光线也越多，且运行到恆星与地球之间的概率也越高。
像冥王星这样体积小、距离母星遥远的天体，几乎不可能与恆星、观测者形成三点一线，体积过小、距离过远也让它遮挡的光线微乎其微，而且它的公转周期极长。
第三，需要长期观测这些恆星，不仅要观测到一次亮度下降，还要观测到这种下降的周期性重复。
对於外星观测者来说，地球每年会遮挡一次太阳光，而冥王星每隔几个世纪才会遮挡一次。除非至少观测到两次、最好是三次周期性亮度下降，否则无法做出有效判断。
观测到至少两次周期性下降后，就能根据周期確定行星的存在，计算出它的公转周期，再结合恆星质量，算出它与母星的距离。
之后可以根据恆星的亮度，判断这颗行星是否处於宜居带——也就是距离母星远近適中、表面可能存在液態水而非冰冻或沸腾的区域。
如果地球围绕一颗质量更大的恆星运行，且距离不变，那么地球的公转周期会更短，同时地球也会被高温焚毁，因为质量更大的恆星亮度会呈指数级提升。
一颗质量是太阳两倍的恆星，亮度並非太阳的两倍，而是约十倍。我们也不可能存在於这样的恆星周围，因为质量两倍於太阳的恆星寿命仅10亿年多一点，而太阳的年龄是46亿年。
太阳诞生40亿年后，地球上才出现最初的动物，还不是复杂动物，海绵通常被认为是地球上最早的动物。
因此，我们並非只是寻找遥远恆星周围的行星，过去十年我们已经发现了数千颗系外行星，我们真正寻找的是每一个恆星系统中宜居带內的行星。
克卜勒望远镜採用的凌日法是探测系外行星的有效方法之一。例如，如果我们观测到一颗质量约为太阳一半、亮度约为太阳五倍的恆星，每750天出现一次持续一天左右、亮度下降不到1%的情况，就可以判断这颗恆星周围存在一颗大小与地球相近的行星，距离母星约1.8个天文单位，也就是日地距离的1.8倍。
这颗行星接收到的恆星辐射量约为地球的1.5倍，温度较高，但或许仍处於宜居范围。
我们不会关注遮挡光线超过1%的行星，因为这类行星体积过大，不可能是宜居的岩质行星；而遮挡光线远超过1%的天体，体积会极其庞大，即便在那样的轨道上，也远超气態巨行星的尺寸。
当我们连续数年、每天收集15万颗恆星的观测数据时，不会直接查看原始数据，而是通过计算机筛选出我们需要的信息。
接下来进入第三个主题：**塔比星的异常现象**。
塔比星的质量是太阳的1.5倍，亮度是太阳的五倍，我们观测到它出现了两次异常亮度下降：第一次下降幅度为15%，第二次为22%。
第一次下降发生在2011年3月，第二次在2013年2月，两次间隔约750天。
克卜勒望远镜於2009年3月发射，因此我们恰好错过了2009年的那次可能的亮度下降；而2015年4月望远镜出现故障，又错过了当年的下降。
2017年5月我们再次观测到了亮度下降，这次下降幅度极大，且完全不符合宜居带类地行星的特徵。
以这样的公转周期和距离，这颗天体接收到的辐射量比金星还多，体积也远大於木星。
第二次大幅亮度下降的过程极不规则，亮度先大幅下降，再轻微回升，隨后又继续下降，这种表现更像是双行星同时凌日，或是多颗行星偶然匯合后一同从恆星前方经过。
在此之前，没有人预测到这一现象会发生，而发现这一异常的，是“行星猎人”项目中手动筛查数据的公民科学家志愿者。 ↑返回顶部↑