正文 第268章 太空望远镜（一）

这也是“水瓶座时代”这类说法的由来，因为太阳在北半球春分时节出现在黄道十二星座中的某一个，而这个位置每隔几千年就会发生变化，目前正是水瓶座。



开普勒望远镜始终对准这片天区进行全年观测，持续监测这些恒星的亮度变化，也就是这15万颗恒星的明暗变化。



这些恒星大多还有其他名称或星表编号，它们都被收录在开普勒天体输入星表（kic）中。开普勒望远镜并非用于发现新恒星，而是观测已知恒星，但由于恒星数量极其庞大，很多恒星并没有专属名称，因此一颗恒星拥有多个星表编号、并以发现特殊现象时所用的编号来称呼，是很常见的情况。



之后，这类恒星通常会被赋予一个通俗名称，以节省时间、避免混淆。



系外行星数量众多，其中很多编号以gj开头，这类编号仅代表恒星所属的星表。例如gj星表是德国天文学家威廉·格利泽1957年首次发布的近星星表，并且一直在更新。



毫不意外的是，这些恒星中很多此前没有其他名称，也是最容易观测到行星的恒星。如果我们未来殖民这些恒星，显然需要重新命名，因为附近大量恒星都以“格利泽+数字”命名，任何殖民地都不会保留这种生硬的编号，就像不会把岛屿随意命名为阿特拉斯或随机数字一样。



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。



恒星亮度下降的原因有很多，恒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恒星前方经过，遮挡了光线。



想要让恒星亮度明显下降，这个天体要么体积足够大，要么距离恒星足够近。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，但事实并非如此，我们太阳系的公转平面与银道面倾斜约60度。



第二，恒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，且运行到恒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，几乎不可能与恒星、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，需要长期观测这些恒星，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。



对于外星观测者来说，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，就能根据周期确定行星的存在，计算出它的公转周期，再结合恒星质量，算出它与母星的距离。



之后可以根据恒星的亮度，判断这颗行星是否处于宜居带——也就是距离

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