可问题是柯南星的距离在那边呢：

　　如果伴星很小，那么它无论如何都不可能会被黑白相机拍摄到。

　　只有体积达到一定规模——比如直径是主星的三分之一甚至二分之一，它才可能会被记录下来。

　　可一旦伴星达到了这种量级。

　　那么它的升交点经度最少都在200以上，轨道倾角也不可能低于0.050。

　　这样一来。

　　一个新问题就出现了：

　　有这么一颗巨大星体的存在，为什么他们此前计算出的数值会是正确的？

　　举个例子。

　　你的面前有一片沙地，已知某个50斤的铁球从天空中落下。

　　你通过推导确定了它的落地速度，又计算了沙子阻力的影响，最后确定铁球会停止在地下一米的地方。

　　接着你拿铲子挖到了地下一米。

　　果不其然，你顺利的找到了这枚铁球。

　　一切看似没问题，可以开香槟了对吧？

　　可你在称重量的时候忽然发现，这枚铁球它不是五十斤，而tmd是七十斤！

　　落地速度不变，沙子的阻力不变。

　　根据1/2MV^2计算，七十斤铁球和五十斤铁球显然不可能会停滞在一处区域。

　　但实际结果却摆在那边：

　　它就是出现在了地下一米的位置，顶多就是几毫米的误差罢了。

　　并且与举例不同，行星的位置是不会骗人的，它就挂在那儿呢。

　　那么如此想来，就只剩下一个可能了：

　　有某个未知的力量在铁球落地后，将它的动能减少到了五十斤的量级。

　　随后高斯又想到了什么，只见他重新拿起纸和笔，飞快的在桌上演算了起来。

　　过了十多分钟。

　　高斯深呼出一口气，表情若有所思：

　　“果然，无论是柯南星单体，还是算上伴星的影响，天王星的轨道依旧存在一些问题。”

　　想到这里。

　　他不由转过头，一脸凝重的看向徐云，说道：

　　“罗峰同学，你说是不是有这样一种可能呢……”

　　“就是在更遥远的某个地方，在极尽远的星空深处。”

　　“还有一颗巨大的、未被发现的行星，正在对柯南星与它的伴星施加着引力……”

　　听闻此言。

　　徐云顿时瞳孔骤缩！

　　果然。

　　意外……还是发生了。

　　过了几秒钟。

　　他深吸一口气，没有回答高斯的问题。

　　而是从身上取下斧头，塞进嘴里啃了起来。

　　嗯。

　　还好老子机智，找糕点铺订做了个斧头模样的面包，味道还不错。

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第284章 向星空发出的挑战书！（上）

　　此前曾经介绍过。

　　在原本历史中。

　　1781年的时候。

　　威廉·赫歇尔首次发现了天王星。

　　但因为它的轨道不符合万有引力定律，并且存在较大的误差。

　　所以过了一些年，勒维耶又独立计算出了海王星的存在。

　　可很快，天文界就又发现了一个问题：

　　海王星依旧只能解释天王星70％左右的轨道异常。

　　所以人们认为海王星的外轨道上，应该还有一颗行星存在。

　　最终汤博在1930年发现了它的存在，也就是赫赫有名的冥王星。

　　实话实说。

　　一开始，冥王星在数据上确实填补了剩下30％的空缺。

　　于是天文学界就开始开香槟了，并且一开就是40多年。

　　但随着詹姆斯·克里斯蒂在1978年6月22日发现了冥卫一，天文学家们突然惊讶的发现……

　　自己香槟开的貌似有点早，半场三球领先居然被人翻盘了？！

　　国际天文联合会于1978年7月7日，正式向世界宣布克里斯蒂的发现，并于1985年将冥卫一命名为卡戎。

　　同时值得一提的是。

　　1978年虽然已经出现了射电望远镜，但詹姆斯·克里斯蒂使用的NOFS依旧是标准的反射式望远镜。

　　并且它的口径只有61英寸，也就是1.55米。

　　上一章便提及过。

　　以冥王星与地球的距离来说。

　　能被用非射电类天文望远镜观测到的卫星，它的体积一定不会小到哪里去。

　　最终天文界通过1985年至1990年之间冥王星和卡戎相互掩星和凌星的现象计算，确定卡戎了的直径大约是冥王星的一半。

　　这两颗天体互相潮汐锁定，形成了一个双矮行星系统。

　　也就是说。

　　它们的质心都位于冥王星以外。

　　这就相当于两个天体形成了一个概念上的‘组合星球’，这个组合星球施加的引力就和天王星的轨道对不上了——具体情况可以再去看看此前举过的那个铁球掉入沙地的例子。

　　换而言之。

　　冥王星的发现其实是有些误打误撞的数学巧合……

　　于是受此影响，天文学家们才会展开对柯伊伯带天体的观察。

　　再然后的事儿，就是Sedna，2004 VN112，2007 TG422，2010 GB174，2012 VP113，2013 RFS99这六颗天体的发现了。

　　它们的轨道有些某种微妙重合，高度疑似受到了某些外力的牵引。

　　于是让天文界做出了在奥尔特星云一带，可能有一个之前未被发现的巨行星或者橘子大小黑洞的猜测。

　　当然了。

　　考虑到部分笨蛋……咳咳，鲜为人同学对于天体观测的知识储备远远不足的情况，这里再科普一个知识。

　　那就是科学家们到底是怎么找寻系内行星的——这里的行星包括小行星。

　　系外行星的观测方法此前已经介绍过了一次，此处就先省略。

　　总之就是多普勒法和凌星法，另外还有微引力透镜和日冕仪等等。

　　至于系内行星呢，方法很简单：

　　大部分时候。

　　恒星在空中基本不动，行星则会以一定的角速度变换位置。

　　所以只要用图像自动搜索软件去对比某个周期——比如说半年或者一年内的图像，再筛选出角速度大于某个角秒的的星体就行了。

　　一般来说。

　　国内默认的数值是每小时1.3角秒以上。

　　国际则是每小时1.5角秒。

　　正因为对于这种方式的不了解，导致很多人都存在有一个思维误区：

　　小行星和系内行星都是哈勃之类的望远镜拍到。

　　比冥王星更远的系内天体，普通天文望远镜看不到它们。

　　这个思维大错特错。

　　举个例子。

　　此前提及过阋神星，它距离地球足足有97个天文单位——一天文单位1.5亿公里，也就是冥王星的2.5倍。

　　你猜猜迈克·布朗发现它的望远镜是什么规格？

　　答案是1.2米的反射式望远镜，生产工艺是1780年就可以达到的水平——不过在光路上经过了一些改良。

　　但这和工艺没关系，与设计思路有关。

　　所以并不是说一颗行星距离地球很远，普通望远镜就观测不到它了。