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世界首个用于探测太阳系外类地行星的飞行器——“开普勒”太空望远镜在美国卡纳维拉尔角空军基地发射升空，为地外生命的搜寻翻开新的一页。名字:以生活在16世纪至17世纪的德国天文学家约翰内斯·开普勒的名字命名。他发现了著名的“开普勒行星运动三定律”，为天文学发展做出巨大贡献。外形:主体大致呈圆筒状，直径2.7米，长4.7米。功能:携带的光度计装备有直径为95厘米的透镜，还装备有95兆像素的CCD感光设备。它具有极其灵敏的观测能力，在太空中可以发现地球上晚间一盏普通灯被关闭的光线变化。轨道:将绕太阳飞行，其运行轨道和地球轨道基本重合，一个周期约为372天。任务:设计任务期为3.5年，如可能将延长到6年。它将持续对天鹅座和天琴座目标区域大约10万个与太阳系相似的恒星体系进行观测，希望能观测到这一区域中的行星“凌日”现象，并以此推断是否存在类地行星。1、开普勒望远镜是世界是第一个真正能发现类地行星的太空任务，它将发现宜居住区围绕像我们太阳似的恒星运转的行星。水是生命之本，此宜居住区得是恒星周围适合于水存在的一片温度适宜的区域，在这种温度下的行星表面可能会有水池存在。2、在开普勒望远镜三年半多的任务结束之前，它将让我们更好地了解其它类地行星在人类银河系到底是多还是少。这将是回答一个长久问题的关键一步，此问题就是我们是宇宙中惟一的么？3、开普勒望远镜通过发现恒星亮度周期性变暗来探测太阳系外行星。 当人类从地球上某个位置来观察天空时，如果有行星经过其母恒星的前面，就能发现此行星会导致其母恒星亮度稍微变暗。开普勒望远镜更能洞悉这一情况。4、开普勒望远具有太空最大的照相机，有一个95兆像素的电荷偶合器CCD阵列，这就像日常使用的数码相机中的CCD一样。5、开普勒望远镜如此强大，以至于它从太空观察地球时，能发现居住在小镇上的人在夜里关掉他家的门廊灯。运行轨道要实现连续的观测要求开普勒光度计的视场在黄道平面之外，这样才能不被太阳或月球周期性遮挡。周期为372.5天的地球拖尾日心轨道德尔塔-2运载火箭的能力之内最大可能地避开太阳、地球以及月球的干扰。在这条轨道上，飞船缓慢驶离地球，四年后距离地球0.5AU。这项任务的通信和导航是由美国宇航局的太空跟踪网提供。这条轨道的另一优势是它很少干扰飞船的力矩，因而形成非常稳定的指向姿态。不同于在地球轨道上，此轨道上飞行不存在因重力梯度、磁矩或大气阻力而产生的力矩。 最大的外力矩是由太阳压力所致。这条轨道还避免了与地球轨道相关的高辐射量，但偶尔也会遭受太阳耀斑的辐射。开普勒号太空望远镜-美国首颗用于搜寻类地行星的太空望远镜开普勒号于美国东部时间3月5日22时48分北京时间3月6日11时48分搭乘德尔塔Ⅱ型运载火箭，从佛罗里达州卡纳维拉尔角空军基地升空。耗资将近6亿美元的开普勒望远镜将在四年左右的时间内，在银河系的天鹅星座与天琴星座区域观测类似于太阳的大约10万颗恒星系统，以寻找类地行星和生命存在的迹象。开普勒是一架太空望远镜，在设计上用于探测遥远恒星以确定类地行星具有多高的普遍性。据悉，开普勒将利用“凌日法”对行星进行间接探测。所谓的“凌日法”是指测量绕一颗恒星运行的行星在其前方穿过时，恒星的亮度如何减弱。除了揭示一颗行星的存在外，这种光信号也能告诉我们这颗行星的体积以及运行轨道。在此之后，科学家将利用其它测量手段确定所发现的每一颗行星是否位于适于生命居住的区域，或者说测量这颗行星与其所绕恒星之间的距离，以确定其表面是否存在液态水。其探测行星的原理是:当恒星系统中的行星运行到开普勒号与恒星之间时，由于行星的遮挡，开普勒号光度计传感器接收到的恒星亮度会变弱。 地面科学家可以根据恒星亮度的这种周期性的微弱变化来推算出行星的大小和轨道周期等数据。开普勒望远镜能探测到的这种亮度微弱变化可以小到百万分之十左右。这一技术方法已经被科学家采用了大约十年，并帮助了天文学家发现了300多颗较大的行星。而开普勒望远镜将目标对准更小的行星，像地球一般大的宜居住行星，它们都围绕其母恒星运转。任务寿命这一任务必须持续很长时间来检测和证实该频率附近行星凌日的周期性。科学家提出了一个为期四年的任务，在此期间，在所有1年周期的轨道上能检测4次凌日，在1.33年周期的轨道上检测3次凌日。这一任务期限还提供了1.6年轨道3次凌日检测的50%和10%的1.9年。专家已经提议再延长2年任务，这样可极大地增强检测比地球小的行星和检测类似火星轨道2年周期上地球大小的行星的能力。实现目标望远镜结构开普勒任务所要实现的科学目标是探测太阳系外行星系统的结构和多样性。更为具体地说，这一目标要通过观测大量恒星加以实现。任务1:确定多种光谱型恒星周围适居区或其附近大型类地行星出现频率。行星出现频率可通过所发现的行星数量和体积以及所监视的恒星数量和光谱型加以确定。即使一个无效的结果也具有非常深远的意义，原因就在于所需探测的恒星数量惊人以及较低的假警报率。任务2:确定这些行星的体积以及轨道半长轴分布情况。行星体积可通过微小的亮度减弱和恒星体积得出。对于一项在统计学显著性方面超过8个西格马的探测，行星区域的误差为14%左右，行星半径误差为7%。行星的轨道半长轴可根据开普勒第三定律，通过测量出的周期和行星质量得出。由于中心恒星质量误差为3%，所得出的半长轴误差应该在1%左右——恒星质量可利用地面分光镜观测和恒星模型加以获得。任务3:估计多恒星系统的行星出现频率和轨道分布。可通过比较在与多行星系统相对的单恒星系统发现的行星系统数量加以实现。如果彼此间距离很近，多恒星系统可通过地面分光镜观测加以确认；如果距离相隔很远，可通过高角分辨率观测加以确认。任务4:确定短运行周期巨型行星半长轴、反照率、体积、质量和密度分布情况。短运行周期巨行星也可通过它们反射光的变化加以探测。正如上文所提到的，半长轴可通过轨道周期和恒星质量确定。在进行这项任务时，凌日出现的可能性大约在10%左右，科学家可利用这些机会确定短运行周期巨行星的体积。在开普勒任务的最初几个月，科学家便可发现这些行星。根据行星体积、半长轴和反射光调制幅度，我们可以确定其反照率。至于行星密度，可以在这样一种情况下确定，即在发现处于凌日状态的行星得出行星体积的同时又利用多普勒分光镜测定其质量所绕恒星绝对视星等<13，温度低于F5，这与确定行星HD209458b密度采取的方式是一致的。任务5:利用互补技术，确定每个通过光度测定发现的行星系统的额外成员。利用“空间干涉测量任务”太空望远镜和地面多普勒分光镜得出的观测，可用于搜寻没有发生凌日的额外大质量行星，进而提供有关每一个所发现行星系统的更多细节。任务6:确定这些拥有行星系统的恒星特性。发生凌日时，可利用地面观测得出每一颗恒星的光谱型、光度级和金属性。旋转率、表面亮度的不均衡性以及恒星活动性可直接通过光度测定的数据推算。恒星的年龄和质量可通过开普勒P模式测量法星震学确定。以上所述任务得出的结果可用于支持“起源”任务、“空间干涉测量任务”太空望远镜以及“类地行星发现者”探测器。具体如下:1. 为未来行星搜寻任务确定普通主星特性。2. 划定需要搜索的太空区域。3. 为“空间干涉测量任务”提供一份所要探测目标名单，即已知存在类地行星的系统方位。
