Keplerteleskopet är ett tidigare rymdteleskop som sköts upp av NASA den 7 mars 2009 men som nu tagits ur bruk. Projektet startades för att bevaka ett stort antal stjärnor i stjärnbilderna Svanen och Lyran. Teleskopets uppgift var att leta efter jordliknande planeter, (dvs planeter som är hälften till dubbelt så stora som jorden), särskilt de inom den beboeliga zonen av sina stjärnor, där flytande vatten och möjligtvis liv kan existera. Tanken är även att genom att bevaka ungefär 100 000 stjärnor kunna få fram statistik på hur många jordliknande planeter som kretsar runt solliknande stjärnor det finns i vår galax.
Den 15 maj 2013 upptäcktes att två av fyra "reaktionshjul" slutat fungera. Reaktionshjulen används tillsammans med styrraketer för att rikta teleskopet åt rätt håll. Med enbart två fungerande hjul kan man inte längre göra observationer med tillräckligt hög precision för att fortsätta med det ursprungliga uppdraget.http://www.nasa.gov/press/2013/august/nasa-ends-attempts-to-fully-recover-kepler-spacecraft-potential-new-missions/
Uppdraget avslutades den 30 oktober 2018 efter att bränslet tagit slut.https://www.nasa.gov/press-release/nasa-retires-kepler-space-telescope-passes-planet-hunting-torch
Keplerteleskopet är uppkallat efter den tyske astronomen, matematikern och mystikern Johannes Kepler (1571–1630).
Historik Idén bakom Keplerteleskopet har vuxit fram under hundratals år. Länge har astronomer frågat sig hur vanligt det är med jordliknande planeter i vår galax och hur vanligt det är med planeter av jordens storlek i den beboeliga zonen av solliknande stjärnor.
År 1992 undersökte Nasa en rad nya programuppslag och ett av förslagen som lades fram till Nasa var FRESIP, FRequency of Earth-Size Inner Planets, ungefär förekomstfrekvensen av jordstora planeter som kretsar runt en stjärna. FRESIP ville sända upp ett teleskop för att leta jordlika planeter, en fråga som sysselsatt astronomer i århundraden. Svaret blev att ett sådant uppdrag var högaktuellt men att tekniken som dittills testats inte klarade uppgiften. Trots att förslaget lades på is fortsatte FRESIP förberedelserna med att hitta lämpliga objekt och metoder. År 1996 lämnades ett förfinat förslag in till Nasa och FRESIP projektet bytte namn till Kepler för att hylla astronomen Johannes Kepler som beräknat planetbanorna och metoder för att komma fram till dess inbördes avstånd. Keplerprojektet gör likadana beräkningar fast på andra planetsystem.
År 2000 ansökte Keplerprojektet för femte gången efter att ha testat prototyper och undersökt metoder och i december 2001 godkändes och sjösattes uppdraget.
Observationsyta Kepler kommer att titta på ett stort område av himlen i stjärnbilderna Svanen och Lyran. Området för Kepleruppdraget valdes utifrån följande begränsningar: Fältet måste hela tiden vara synligt under uppdraget. Fältet måste vara rikt på stjärnor som liknar vår sol, eftersom Kepler måste iaktta mer än 100 000 stjärnor samtidigt. Rymdfarkosten måste ligga i ett banplan som gör att fältet inte döljs av ljusstarkare objekt så som solen.thumb|Det område som Kepler observerar (Svanen och Lyran)
Dessa begränsningar ledde till att vetenskapsmännen hade att välja mellan två områden en på norra och en på södra himlen. Området Svanen och Lyran på norra himlen valdes för dess rika fält av stjärnor, något rikare än det södra området. Därför är samtliga markbaserade teleskop som stöder Keplerteamets uppföljningsobservationer belägna på nordliga breddgrader.
Uppdrag Keplers uppdrag var att kartlägga en del av vintergatan för att upptäcka planeter utanför vårt eget solsystem och kunna avgöra hur många av de miljarder stjärnorna i vår galax som har jordliknande planeter. Huvudmålet var alltså att hitta en planet som kretsar runt en stjärna med en storlek och på ett sätt som gör den jordlik. Det innebär bland annat att den ska vara ungefär hälften till dubbelt så stor och befinna sig i en omloppsbana som skapar möjlighet till flytande vatten på planeten.
Uppdragsbeskrivning För att kunna säkerställa det indelas uppdragsbeskrivningens datainhämtning i sex deluppgifter: Nasa Undersöka förekomsten av jordliknande planeter som finns i eller nära den beboeliga zonen. Undersöka fördelningen av storleken och formen på de olika jordliknande planeternas omloppsbanor. Uppskatta hur många planeter det finns i stjärnsystem med flera stjärnor. Undersöka variationen i omloppsbanor, planeternas reflektionsföråga, storlek, massa och densitet av jätteplaneter med kort omloppstid. Identifiera fler planeter för varje upptäckt planetsystem med andra tekniker. Undersöka egenskaperna hos stjärnor med planetsystem.
Transitmetoden Keplerteleskopet använde sig av Transitmetoden för att upptäcka exoplaneter. Metoden används när en planet passerar framför sin stjärna. Transiteringar av planeter producerar en liten förändring i stjärnans ljusstryka, omkring 100 ppm (parts per million), och den varar i 1 till 16 timmar.
Om förändringen i ljusstyrka är orsakad av samma planet måste förändringen vara periodisk.
När planeten väl är upptäckt, kan man bestämma storleken på dess omloppsbana genom att titta på hur lång tid det tar för planeten att färdas ett varv runt sin stjärna, och sedan jämföra med stjärnans massa, som man räknar ut genom att använda Keplers tredje lag om planeternas rörelser.
Storleken på planeten hittar man på djupet av transiteringen (hur mycket stjärnans ljusstyrka minskar) och med hjälp av jämförelse av stjärnans storlek. Från omloppsbanans form/storlek och temperaturen på stjärnan kan man räkna ut planetens karakteristiska temperatur. Genom att veta planetens temperatur, vet man om planeten är beboelig eller inte.
För att man ska kunna se en planet med hjälp av transitmetoden måste denna ligga i samma banplan som jorden. Sannolikheten att en planets bana är korrekt riktad så att vi kan upptäcka den, är lika med stjärnans diameter dividerat med diametern på planetens bana. För en jordliknande planet som kretsar runt en solliknande stjärna är chansen att vi ska upptäcka den lika med 0,5 %. Alltså för att ha en chans att hitta många planeter eller bara någon krävs att man tittar på flera tusen stjärnor för att nå ett resultat.
Med tanke på att vi vill hitta jordliknande planeter (dvs planeter i den beboeliga zonen), är tiden mellan transit ungefär ett år.
Därför observerar man inte med mark-teleskop Det finns två viktiga anledningar till att dessa observationer inte kan göras från marken. Ljusstrålarna från stjärnorna böjs i atmosfären, det är därför som det ser ut som att stjärnorna tindrar. Om du kan se förändringen med ögat vet du redan att den skenbara ljusstyrkan förändras med mer än 50 %. Genom att jämföra en stjärna i en grupp med hela gruppen har astronomer kunnat mäta ljusförändringar så små som en tusendel. Detta kan räcka för att upptäcka en jätteplanet men är inte tillräckligt bra för att hitta jordliknande planeter.
För att upptäcka en planetarisk transitering som kanske inte varar mer än två timmar per år krävs det att man oavbrutet mäter stjärnornas ljusstyrka. Detta innebär att du skulle behöva införa särskilda teleskop på många platser runt om i världen, så att det alltid skulle finnas minst ett som kunde studera området, på nattsidan av jorden. Men på grund av att jorden kretsar runt solen ändras den tillgängliga natthimlen hela tiden, detta leder till att det inte finns någon del av himlen som kan övervakas kontinuerligt året om. Dessutom påverkas teleskopen på marken av dåligt väder och månen, vilket gör dem ännu mer ineffektiva.
Omloppsbana Kepler rör sig i en heliocentrisk omloppsbana. Denna bana valdes för att en kontinuerlig övervakning av de observerade stjärnorna skulle vara möjlig. Detta kräver att området som Kepler studerar, aldrig blockeras. För en rymdfarkost som rör sig i en geocentrisk bana (d.v.s. runt jorden) innebär det att nästan hälften av himlen döljs bakom jorden och de delar som är övertäckta. Förutom jordens omloppsbana är den heliocentriska banan den mest energieffektiva då farkosten ligger kvar i samma bana. Kepler ligger i en ”Jord-släpande” heliocentrisk bana med en omloppsperiod av 371 dagar vilket gör att rymdfarkosten kan hålla kontakt med jorden genom telekommunikation. En annan fördel med denna bana är att den stör rymdfarkosten väldigt lite, vilket leder till en mycket stabil riktning. Att inte vara i omloppsbana kring jorden innebär att det inte finns några störningsmoment på grund av tyngdkraften, magnetismen eller atmosfären. thumb|Keplers bana runt solen
Uppföljningsobservationer Att en stjärnas ljusstyrka ändras betyder inte att det måste bero på en planet som passerar framför stjärnan. En annan möjlighet kan vara att bakom stjärnan finns ytterligare två stjärnor som kretsar runt varandra (dubbelstjärnor). När dessa stjärnor passerar framför varandra kallas det förmörkelse. Dessa dubbelstjärnor benämns som fotometriska dubbelstjärnor. Med en sådan bakgrund liknar ljusregleringen den som blir när en planet passerar framför stjärnan. Kepler upptäcker många planetkandidater, men att bestämma vilka som är planeter är en svår uppgift.
”Follow-up Observing Program” (FOP) är till för att skilja äkta planeter från de så kallade bedragarna. FOP består av 15 medarbetare som är inriktade inom olika metoder/sätt att skilja planeter från dessa dubbelstjärnor.
Först behövs bilder med hög kvalitet på området runt den observerade stjärnan. Dessa bilder tas med antingen ett 1-meters teleskop vid Lick observatoriet, ett 2-meters teleskop som drivs av Las Cumbres observatoriet eller med Keck teleskopet på Hawaii. För att få mer detaljerade bilder, använder FOP adaptiv optik på 5-meters teleskopet på Palomar observatoriet och MMT teleskopet på Whipple observatoriet. Adaptiv optik kan ta bilder som kan upptäcka eventuella fotometriska dubbelstjärnor som ligger ytterst nära stjärnan. Om man tittar på området runt en stjärna med hjälp av adaptiv optik och det tyder på att det inte finns någon Fotometrisk dubbelstjärna är det ytterst osannolikt att det ändå gömmer sig en bakom skenet av stjärnan.
Ett annat sätt som FOP använder sig för att sålla bort fotometriska dubbelstjärnor är genom att dela upp stjärnans ljus i ett spektrum av olika våglängder. Fotometriska dubbelstjärnor avslöjar sig genom två regnbågar i olika färger som de var och en producerar, målade ovanpå den andra, men skilda från varandra genom Dopplereffekten. En fotometrisk dubbelstjärna skulle visa två olika hastigheter i dess spektrum av färger, och därmed avslöja förekomsten av två stjärnor som kretsar runt varandra. Detta spektrum gör det också tillåtet för FOP att avgöra hur många "spektrallinjer" stjärnan har och hur skarpa dessa linjer är. Spektrallinjer är ljus vid en viss frekvens. Dessa spektrallinjer kommer från atomer i stjärnans atmosfär och ett stort antal linjer och skarp skärpa erbjuder en chans att mäta dopplereffekten med extrem precision och därmed få ut stjärnans hastighet.
De mest troliga planetkandidaterna tittar man på med Keck teleskopet på Hawaii, med målet att mäta dopplereffekten med extrem precision på en meter per sekund. En planet i omloppsbana runt en stjärna drar gravitationellt på stjärnan, den rörelse som uppstår är ett exempel på dopplereffekten. Därmed kan planetkandidaten intygas vara en planet genom att stjärnans pendlande är periodisk.