开普勒：关于任务
“开普勒”任务是美国航空航天局第1 0号发现任务，是专门用来观测在银河系中恒星系统宜居带或宜居带附近发现的几十个地球大小的行星，并分析在银河系数十亿个恒星系统中有多少这样的行星。“开普勒”任务得到了美国航空航天局设在华盛顿的科学任务理事会的资助。艾姆斯研究中心负责执行“开普勒”使命、开发接地系统以及分析科学数据。美国航空航天局设在加利福尼亚州帕萨迪纳的喷气推进实验室负责“开普勒”的任务研发。位于科罗拉多州博尔德市的保尔航空航天科技公司开发了“开普勒”飞行系统，并协助科罗拉多大学大气空间物理实验室执行任务。巴尔的摩档案馆内的空间望远镜科学院负责保存和发布科学数据。
“开普勒”任务的目标是探讨恒星系统的结构和多样性。这要通过观测大量恒星样本来实现：
①确定位于恒星系统宜居带及宜居带附近的较大行星的丰度；
②确定这些行星的轨道大小和形状；
③估算在多恒星系统中有多少这样的行星；
④确定短周期巨星的反射率、大小、质量、密度和轨道大小；
⑤利用其他技术识别已发现的行星系统和它们的其他成员；
⑥确定其主恒星的属性。“开普勒” 任务也有助于美国航空航天局的起源主题任务——太空干涉测量法和类地行星探测器，可通过识别主恒星的属性进行未知行星搜索，定义搜寻需要的空间体积，通过识别已知系统来搜寻类地行星。
开普勒望远镜的构造
“开普勒”任务的主要设计思路是通过凌星法来探测系外行星。正如我们看到的，当行星在其主恒星前面横穿而过时，会使观测到的主恒星的光度变暗，这一过程被称为凌。如果这种光度变暗是由行星引起的，它一定会呈现出周期性，因此就提供了一个可高度重复的信号和很好的检测方法。
利用美国航空航天局开发的太空光度计，开普勒空间望远镜可以检测到这种变化。一旦检测到恒星周期性的光度变暗，便能根据周期的长短估算出行星的轨道大小，从凌的深度（恒星的亮度下降多少）和恒星的大小得出行星的大小，同时运用开普勒行星运动三定律估算行星的质量。行星的表面温度可以通过恒星的轨道大小和温度计算出来，而行星的温度是判断其是否适宜居住的关键。
行星轨道能否横穿恒星前方，其概率与沿着视线方向的轨道的直径及恒星的直径有关，即轨道正好对齐的概率等于轨道的直径除以恒星的直径。对地球大小的行星来说，在1天文单位的距离上横穿过太阳大小的恒星的概率约为0.5％。对在距离恒星4光天的轨道上发现的巨行星来说，这一概率可以达到1 0％。为了检测到更多的类地行星，人们不能只观测几个或者几百个凌星现象，需要观测成千上万个行星才可能发现几个。在设计上，开普勒空间望远镜可以同时观测超过1 0万颗恒星，并且每3 0分钟测量一次它们的亮度变化。因此，如果地球是罕见的，零或者近似于零的结果仍然是有意义的。如果地球大小的行星很常见，开普勒空间望远镜应该可以探测到好几百颗。
考虑到我们的目标是在类似太阳的恒星的宜居带找到类地行星， 凌星的周期大约为1年。由于光度减弱得非常少，因此开普勒空间望远镜必须至少连续3次观察到行星凌星造成的光度变暗才能确定该行星。大行星凌星造成的信号比较容易被检测出来，因此开普勒空间望远镜最先发现的应该是类似木星或者更大的行星。对较小的行星和距离更远的行星来说，需要花更多的时间。为了确定观测结果，通常需要3年或更长的时间。因此，开普勒空间望远镜必须稳定工作至少4年。如果开普勒空间望远镜稳定工作的时间超过4.5年，它就可能：
①通过观测更多的凌星现象提高信噪比，检测到更小的行星；
②在轨道上寻找公转周期更长的行星；
③围绕恒星寻找更难找的行星。
不同光学望远镜主镜尺寸的比较
开普勒空间望远镜的直径为0.9 5米，也可以被称为光度计或测光表。这种大直径的设计减少了光子计数统计的干扰，便于测量到类地行星凌星亮度的细小变化。“开普勒”的轨道也不在环绕地球的轨道上，而是在太阳轨道上尾随着地球。因此，它不会被地球遮蔽，光度计也不会受到来自地球的漫射光线的影响，可以持续观测。此外，这样的轨道也避免了引力摄动和地球轨道的固有扭矩，可以提供更加稳定的观测平台。