恒星 如何寻找另一个地球( 三 )
一个由超过75个高精度温度计组成的网络可以主动控制仪器外表面周围放置的30个加热器，以补偿任何意外的热波动。由于没有可能产生热量并破坏这种微妙热平衡的运动部件或电机，该系统能够将NEID的核心光学元件精确地保持在26.850°C±0.001°C。
星光从光纤中射出时，它会投射到一面抛物面准直镜，然后投射到800毫米长的反射衍射光栅。光栅会将光线分成100多条彩色细线。接下来，一块大型玻璃棱镜和一个由4块透镜组成的系统会将这些彩色细线散布在一个硅基8000万像素的电荷耦合装置（CCD）上。在这个CCD传感器中，来自遥远恒星的光子会被转换成电子，超灵敏放大器会对其进行逐个计数。
【 恒星|如何寻找另一个地球】
文章插图
放大器散出的热量会使探测器以几乎无法校准的方式膨胀和收缩。我们必须想办法使工作热量尽可能保持恒定和可控。
CCD中的电子以像素的形式积聚，而像素实际上是微米大小的电势阱，由施加在硅衬底一侧的微小电极上的电压产生。通常的办法是在天窗打开、仪器收集恒星光子时保持这些电压不变。在观测结束时，操纵电压，将收集到的电子转移到读出放大器。不过这种技术产生的热量（只有几百分之一瓦）足以使NEID这样的系统瘫痪。
我们团队设计了另一种可以防止该问题的操作方法。在收集恒星光子的过程中，我们会操纵CCD电压，在不牺牲像素完整性的情况下轻微地抖动像素。其结果是，我们实现了探测器的恒定热负荷，而不是瞬态脉冲。
CCD探测器的微小缺陷给我们带来了另一个工程挑战。最先进的商用CCD具备高像素数、低噪声和无可挑剔的光灵敏度。然而，这些传感器在数百万个像素的大小和位置以及探测器阵列中电子的移动效率方面都有微小变化。这些细微缺陷会引发拖尾效应，这种效应可能远远大于我们要探测的飞米级多普勒频移。借助激光频率梳提供的原子尺，我们能够以前所未有的精度水平测量传感器的缺陷并适当校准其输出，从而解决这个问题。
我们还必须校正望远镜自身的运动，因为它会以每秒数十公里的速度绕地轴和太阳旋转，这种运动会产生明显的多普勒频移，其幅度是类地系外行星引起的约10厘米/秒摆动的数十万倍。幸运的是，美国航空航天局的喷气推进实验室几十年来一直在测量地球在太空中的速度，其精度远远高于我们用光谱仪所能测量的水平。我们的软件会结合这些数据与地球自转的灵敏测量结果，以校正望远镜的运动。
文章插图
如何测量一颗行星的重量
估算系外行星质量的第一步是估算它所绕恒星的质量。例如，可以根据恒星的光谱类型来完成。然后，可以通过测量它如何影响恒星的运动来测量行星的质量。
也许你会认为行星是绕着恒星运动，事实上，行星和恒星都在绕着它们共同的质心运动。因为恒星的质量比行星大得多，所以它们的质量中心位于恒星中心附近，甚至可能位于恒星内部。在任何情况下，行星在其轨道上运行时，恒星都在围绕这一点移动。天文学家可以通过恒星发出的光所发生的细微多普勒频移来测量这种恒星的“摆动”（上图）。
当恒星向地球方向移动时，它发射的光谱中的吸收特性将向波长较短的方向移动。当恒星向相反方向摆动时，这些吸收特性将向波长较长的方向移动。通过测量这些随时间发生的变化，天文学家可以算出这颗行星的轨道周期。知道了恒星的质量，就可以确定行星轨道的大小，从而确定它的运动速度。
知道恒星摆动时的运动速度，就掌握了确定行星质量所需的所有信息。问题是多普勒频移只揭示了移向地球或远离地球的运动速度。如果地球在行星轨道的平面上，天文学家将观测到最大值的多普勒频移（蓝线）。如果地球与那个平面呈90度，就看不到多普勒频移（橙色）。如果地球处于某个中间角，多普勒频移将是某个中间值（绿色）。由于缺乏额外的信息，这个角度是未知的，我们能确定的只是对行星质量的最小估计值。幸运的是，有时我们可以得到更多信息。
如果地球在该行星的轨道面内或非常接近该轨道面，该行星可能会周期性地从恒星前面经过，挡住一部分光线（下图）。如果天文学家探测到这颗行星运行到它的恒星前面，就会知道地球一定在这颗行星的轨道平面上，也会知道对质量的估计不仅仅是一个最小值。因此，他们能很好地测量行星的质量。他们能够通过被阻挡的光的数量来估计行星的大小，从而估计行星的密度。
推荐阅读
- 如何评价陈凯歌的审美品味
- 如何评价清华法学院
- 青贮原料如何进行密封
- 如何自制广东肠粉？
- 如何让男人的睾丸变大
- 做盐焗鸡如何才有咸香味？
- 如何评价正在播放的由庵野秀明主导的日本动画人博览会
- 武林闲侠八袋长老任务如何完成？八袋长老任务完成流程分析与说明
- 怎样挑选夏威夷果？夏威夷果如何剥壳
- 如何选择好的蚝油？蚝油配料表哪个最好