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恒星 如何尋找另一個(gè)地球( 三 )


一個(gè)由超過(guò)75個(gè)高精度溫度計(jì)組成的網(wǎng)絡(luò)可以主動(dòng)控制儀器外表面周?chē)胖玫?0個(gè)加熱器，以補(bǔ)償任何意外的熱波動(dòng)。由于沒(méi)有可能產(chǎn)生熱量并破壞這種微妙熱平衡的運(yùn)動(dòng)部件或電機(jī)，該系統(tǒng)能夠?qū)EID的核心光學(xué)元件精確地保持在26.850°C±0.001°C。
星光從光纖中射出時(shí)，它會(huì)投射到一面拋物面準(zhǔn)直鏡，然后投射到800毫米長(zhǎng)的反射衍射光柵。光柵會(huì)將光線分成100多條彩色細(xì)線。接下來(lái)，一塊大型玻璃棱鏡和一個(gè)由4塊透鏡組成的系統(tǒng)會(huì)將這些彩色細(xì)線散布在一個(gè)硅基8000萬(wàn)像素的電荷耦合裝置（CCD）上。在這個(gè)CCD傳感器中，來(lái)自遙遠(yuǎn)恒星的光子會(huì)被轉(zhuǎn)換成電子，超靈敏放大器會(huì)對(duì)其進(jìn)行逐個(gè)計(jì)數(shù)。
【 恒星|如何尋找另一個(gè)地球】恒星 如何尋找另一個(gè)地球
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放大器散出的熱量會(huì)使探測(cè)器以幾乎無(wú)法校準(zhǔn)的方式膨脹和收縮。我們必須想辦法使工作熱量盡可能保持恒定和可控。
CCD中的電子以像素的形式積聚，而像素實(shí)際上是微米大小的電勢(shì)阱，由施加在硅襯底一側(cè)的微小電極上的電壓產(chǎn)生。通常的辦法是在天窗打開(kāi)、儀器收集恒星光子時(shí)保持這些電壓不變。在觀測(cè)結(jié)束時(shí)，操縱電壓，將收集到的電子轉(zhuǎn)移到讀出放大器。不過(guò)這種技術(shù)產(chǎn)生的熱量（只有幾百分之一瓦）足以使NEID這樣的系統(tǒng)癱瘓。
我們團(tuán)隊(duì)設(shè)計(jì)了另一種可以防止該問(wèn)題的操作方法。在收集恒星光子的過(guò)程中，我們會(huì)操縱CCD電壓，在不犧牲像素完整性的情況下輕微地抖動(dòng)像素。其結(jié)果是，我們實(shí)現(xiàn)了探測(cè)器的恒定熱負(fù)荷，而不是瞬態(tài)脈沖。
CCD探測(cè)器的微小缺陷給我們帶來(lái)了另一個(gè)工程挑戰(zhàn)。最先進(jìn)的商用CCD具備高像素?cái)?shù)、低噪聲和無(wú)可挑剔的光靈敏度。然而，這些傳感器在數(shù)百萬(wàn)個(gè)像素的大小和位置以及探測(cè)器陣列中電子的移動(dòng)效率方面都有微小變化。這些細(xì)微缺陷會(huì)引發(fā)拖尾效應(yīng)，這種效應(yīng)可能遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于我們要探測(cè)的飛米級(jí)多普勒頻移。借助激光頻率梳提供的原子尺，我們能夠以前所未有的精度水平測(cè)量傳感器的缺陷并適當(dāng)校準(zhǔn)其輸出，從而解決這個(gè)問(wèn)題。
我們還必須校正望遠(yuǎn)鏡自身的運(yùn)動(dòng)，因?yàn)樗鼤?huì)以每秒數(shù)十公里的速度繞地軸和太陽(yáng)旋轉(zhuǎn)，這種運(yùn)動(dòng)會(huì)產(chǎn)生明顯的多普勒頻移，其幅度是類(lèi)地系外行星引起的約10厘米/秒擺動(dòng)的數(shù)十萬(wàn)倍。幸運(yùn)的是，美國(guó)航空航天局的噴氣推進(jìn)實(shí)驗(yàn)室?guī)资陙?lái)一直在測(cè)量地球在太空中的速度，其精度遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于我們用光譜儀所能測(cè)量的水平。我們的軟件會(huì)結(jié)合這些數(shù)據(jù)與地球自轉(zhuǎn)的靈敏測(cè)量結(jié)果，以校正望遠(yuǎn)鏡的運(yùn)動(dòng)。
恒星 如何尋找另一個(gè)地球
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如何測(cè)量一顆行星的重量
估算系外行星質(zhì)量的第一步是估算它所繞恒星的質(zhì)量。例如，可以根據(jù)恒星的光譜類(lèi)型來(lái)完成。然后，可以通過(guò)測(cè)量它如何影響恒星的運(yùn)動(dòng)來(lái)測(cè)量行星的質(zhì)量。
也許你會(huì)認(rèn)為行星是繞著恒星運(yùn)動(dòng)，事實(shí)上，行星和恒星都在繞著它們共同的質(zhì)心運(yùn)動(dòng)。因?yàn)楹阈堑馁|(zhì)量比行星大得多，所以它們的質(zhì)量中心位于恒星中心附近，甚至可能位于恒星內(nèi)部。在任何情況下，行星在其軌道上運(yùn)行時(shí)，恒星都在圍繞這一點(diǎn)移動(dòng)。天文學(xué)家可以通過(guò)恒星發(fā)出的光所發(fā)生的細(xì)微多普勒頻移來(lái)測(cè)量這種恒星的“擺動(dòng)”（上圖）。
當(dāng)恒星向地球方向移動(dòng)時(shí)，它發(fā)射的光譜中的吸收特性將向波長(zhǎng)較短的方向移動(dòng)。當(dāng)恒星向相反方向擺動(dòng)時(shí)，這些吸收特性將向波長(zhǎng)較長(zhǎng)的方向移動(dòng)。通過(guò)測(cè)量這些隨時(shí)間發(fā)生的變化，天文學(xué)家可以算出這顆行星的軌道周期。知道了恒星的質(zhì)量，就可以確定行星軌道的大小，從而確定它的運(yùn)動(dòng)速度。
知道恒星擺動(dòng)時(shí)的運(yùn)動(dòng)速度，就掌握了確定行星質(zhì)量所需的所有信息。問(wèn)題是多普勒頻移只揭示了移向地球或遠(yuǎn)離地球的運(yùn)動(dòng)速度。如果地球在行星軌道的平面上，天文學(xué)家將觀測(cè)到最大值的多普勒頻移（藍(lán)線）。如果地球與那個(gè)平面呈90度，就看不到多普勒頻移（橙色）。如果地球處于某個(gè)中間角，多普勒頻移將是某個(gè)中間值（綠色）。由于缺乏額外的信息，這個(gè)角度是未知的，我們能確定的只是對(duì)行星質(zhì)量的最小估計(jì)值。幸運(yùn)的是，有時(shí)我們可以得到更多信息。
如果地球在該行星的軌道面內(nèi)或非常接近該軌道面，該行星可能會(huì)周期性地從恒星前面經(jīng)過(guò)，擋住一部分光線（下圖）。如果天文學(xué)家探測(cè)到這顆行星運(yùn)行到它的恒星前面，就會(huì)知道地球一定在這顆行星的軌道平面上，也會(huì)知道對(duì)質(zhì)量的估計(jì)不僅僅是一個(gè)最小值。因此，他們能很好地測(cè)量行星的質(zhì)量。他們能夠通過(guò)被阻擋的光的數(shù)量來(lái)估計(jì)行星的大小，從而估計(jì)行星的密度。

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