开普勒的精彩未完待续…
开普勒太空飞船是2010年最辉煌的科技成就之一。它将与地球视野相同的望远镜发射到太空，在年复一年地持续收集每一颗恒星发出的光后，它变得对恒星发出的光强度的微小变化变得敏感。
图片来源:乔恩·隆伯格的绘画，美国宇航局添加的开普勒任务图。
恒星发出的光线强度不同的原因有很多:它可能是一个内在变量恒星(就像一个造父变星,RR天琴座的或δScuti变量,等等),也有可能是一个食变双星系统系统(外在变星的一个例子),其周期性地滑落后于其他的地方,还有可能是最令人激动的原因:有东西挡在恒星前面阻止光强。
图片来源:美国宇航局艾姆斯。
有时，凌日天体可能望远镜就在附近，比如小行星或柯伊伯带天体。其他时候，它可能更遥远，就像一个星际物体。但是，开普勒的重要目的是寻找它所观测的恒星周围的行星。为了让实现这个目的，需要同时完成多件事情:
首先需要行星轨道与恒星和宇宙飞船恰到好处地对齐，以至于从你的角度来看，轨道路径似乎穿过了恒星的圆盘。
然后需要行星相对于恒星的大小之比足够大，使宇宙飞船能够测量凌日的星等。
并且需要这颗行星不止一次穿过恒星的表面，这样才能确定它不是一个前景物体，与所观察的恒星系统没有任何关系。
即使每颗恒星都有一个太阳系，所有这三种情况都能够真实存在相对来说也比较少见，所以如果只是盲目地搜索，则需要大量的目标。开普勒望远镜于2009年底开始运行，它指向银河系的一个区域，那里有大约15万颗它可观测的恒星。它测量了这些恒星在很长一段时间——几年——内发出的光。迄今为止，天文学家使用这些数据已经发现了近1万个候选行星。因为很多东西可以模拟行星信号，所以其中一些最终被证明并不是行星。
所以想确认系外行星候选，还需要第二种独立的方法。
通常这个方法是恒星摆动法。每颗围绕恒星运行的行星都有一定的质量，就像恒星把行星拉进围绕它的椭圆轨道一样，行星也在恒星的轨道上增加了一个微小的椭圆运动。这不会使恒星的位置发生可察觉的变化，但会使恒星发出的光的波长发生可察觉的变化:红移或蓝移，因为恒星在它的周期移动之中要么向你移开，要么向你靠近。
恒星摆动法已证实了开普勒发现的行星系统中的一千多个，其中包括开普勒-56，这颗恒星目前正由于核心耗尽了氢而燃烧演变成一个红巨星。在这个星系周围发现了两颗巨大的内行星，一颗质量大约是海王星的一半，另一颗质量大约是木星的一半。正是大质量和近距离轨道使这些行星容易被开普勒发现，并通过恒星摆动法快速确认。
图片来源:NASA 艾姆斯/W。2015年7月，斯坦泽尔成为开普勒行星候选行星之一。
开普勒无法发现比地球离太阳远得多的行星。因为一个能够被探测到的强大的信号，需要行星多次穿越恒星（越多越好），这对于我们太阳系中的木星这样一个轨道周期为12年的行星来说是很难做到的，特别是如果太空飞船从2009年才出现在那里。更糟糕的是，当太空飞船远离母星时，它与离母星更远的行星保持良好跟踪的几率会迅速下降。开普勒拥有如此丰富的探测结果是有原因的:这些行星相对来说是最容易找到的。
但有时，当天文学家追踪凌日行星(开普勒很容易发现的那些)并寻找恒星摆动时，不仅会发现它……
图片来源:D. 胡贝尔等人，《科学》2013年10月18日，第342期。6156页。331 – 334;DOI: 10.1126 / science.1242066。
还会有其他有趣的发现。以开普勒-56为例，最内层的行星(蓝线)发出清晰的信号，可以分辨出来;第二大行星(红线，质量更高)发出的信号更加明显。然而，也许最值得注意的信号只是标记为“趋势”，你需要把这两个行星信号加起来才能得到观测到的数据。在2013年的首次报道中，人们认为这可能是一颗行星，但缺乏更详细的数据描述它的轨道特性:比如质量和周期。然后，在贾斯汀·奥托尔、本杰明·蒙特特和约翰·a·约翰逊的努力下，美国天文学会在年会上首次公布了开普勒-56的数据：它似乎有第三颗行星围绕着它运转，其质量约为木星的六倍，周期约为地球年。
图片来源:丹尼 巴林杰, 贾斯廷 奥拓在AAS 227的海报。
最后，天文学家通过后续数据观测到一个几乎完整的外行星“摆动周期”，它实际上是一个行星，没有从我们的视线中穿过恒星。开普勒确实无法找到太远的行星,但开普勒提供的线索,寻找行星系统的恒星摆动法可以指引我们发现大规模外行星。哪里有烟，哪里就有火;哪里有内行星，哪里就有外行星。与巨大摆动相关的陡峭的上升或下降，可能预示着新记录。
作者: startswithabang
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