A a Discovery-program keretében épített űrtávcső. Exobolygók után kutat fedési módszerrel, az égbolt egy előre

kiválasztott területén, a Cygnus (Hattyú) és a Lyra (Lant) csillagképek határán. Az 1,4 méter átmérőjű, 95

centiméteres korrekciós lencsével felszerelt, 105 négyzetfokos látómezejű Schmidt-távcsövére szerelt 42 CCD

(egyenként 2200×1024 pixel, összesen 95 megapixel felbontással) mintegy 170 ezer, 9-15 magnitúdós fősorozati

csillag fényességét méri (mintegy 0,00001 magnitúdós pontossággal) a tervek szerint három és fél évig, hogy

észlelje a fénycsökkenést, amikor egy bolygó elhalad a csillaga előtt. A felfedezhető bolygók legkisebb tömege

mintegy 0,5 földtömeg, a csillagtól mért legnagyobb távolságuk 1 CsE.

Indítására, többszöri halasztást követően 2009. március 7-én 03:49-kor (UTC) került sor, ezután Nap körüli, a

Földet követő pályára állt, hogy a Föld ne zavarja a megfigyelésekben.


A Kepler feladata annak meghatározása, hogy a Tejútrendszerben a földszerű bolygók mennyire gyakoriak a csillagok

körüli lakható zónán belül, ahol a földihez hasonló élet lehetséges. Az általa talált földszerű bolygók számából

már komoly következtetést lehet levonni ezek gyakoriságára, amennyiben egyet sem talál, akkor az ilyen bolygók, és

ezzel együtt a földön kívüli élet is nagyon ritka lehet galaxisunkban, egy tucat, vagy annál több földszerű bolygó

felfedezése esetén ez a bolygótípus viszont közönségesnek tekinthető, így az élet számára is viszonylag sok hely

lehetséges. A Drake-formula egyik tényezője is a Tejútrendszerben egy időben létező, életre alkalmas bolygók

száma, erre a Kepler segítségével viszonylag pontos becslés adható.
A program tudományos eredménye komolyan befolyásolhatja az űrkutatás jövőjét is, sok, potenciálisan érdekes bolygó

felfedezése ugyanis igényt teremthet a megfigyelésükre alkalmas, nagyobb méretű űrtávcsövekre, emellett

megváltoztathatja a világűrrel kapcsolatos gondolkodást is.
Az űrtávcsővel felfedezett bolygók mennyiségi és minőségi eloszlása segít a bolygókeletkezés megértésében. A földi

távcsövekkel ugyanis csak a legnagyobb, Jupiter-méretű bolygók korlátozott számú felfedezésére van lehetőség, a

Kepler ezzel szemben viszonylag sok, kisebb méretű bolygót is találhat - ha ezek léteznek.
Az exobolygók megnyugtató felfedezéséhez az áthaladáskor jelentkező, elhanyagolható mértékű (legalább 0,01%-os)

fénycsökkenést legalább háromszor kell észlelni (azaz legalább két periódust végig kell észlelni, hogy a második

periódus hosszának egyezésével kimutatható legyen a fedések rendszeressége.) A megfigyelési időszakot

elképzelhető, hogy hat évre hosszabbítják (a fedélzetén lévő üzemanyag ennyi ideig elegendő), így akár három éves

keringési periódusú bolygók is felfedezhetőek, bár ilyen távolságban annak esélye, hogy a bolygó a csillag

korongja előtt haladjon el, elenyésző.
A Cygnus és a Lyra határán lévő égterület kiválasztásában fontos szerepe van annak, hogy ez viszonylag távol esik

az ekliptikától, így az állatövi fény, amely az ekliptika mentén a legerősebb, kevéssé fogja zavarni a fénymérések

pontosságát. A Kuiper-öv kisbolygói is kevéssé fogják zavarni az észleléseket, ezek az exobolygókéhoz hasonló

fedéseket okozhatnak. A CCD-mátrix kialakítása olyan, hogy a megfigyelt égterület legfényesebb (már túl fényes)

csillagainak képe a CCD-k közötti részre esik, és nem zavarja a működést. Az égterület kiválasztásában szerepe

volt annak is, hogy a Tejút ezen részén csoportosuló csillagok ugyanolyan messze vannak galaxisunk középpontjától,

mint a Nap, azaz ha a galaktikus lakható övezet elmélete igaz, akkor a megfigyelt égterület ebbe beleesik.
Az űrtávcsövet az exobolygó-keresésen kívül asztroszeizmológiai mérésekre is felhasználják, a csillagok belsejében

keletkező hanghullámok elemzésével számos csillag belső felépítéséről lehet hasonló ismereteket szerezni, mint a

Földről a szeizmológia segítségével.


Az észlelések menete:
A távcső fedélzetén lévő CCD-k pixeleit hat másodpercenként olvassák ki (különben telítődnének), és pixelenként 1

vagy 30 percenként integrálják egy-egy fényességadattá. A távcső beérkezett adatait a műhold fedélzetén tárolják,

és havonta egyszer sugározzák le a Földre (ez néhány óráig tart, a távcső, mivel az irányított antenna a tömeg- és

költségcsökkentés miatt fixen van ráépítve, másfelé néz, és nem észlel közben). Ezt követően földi

megfigyelésekkel, elsősorban a Keck Obszervatórium HIRES spektrométerével, radiálissebesség-módszerrel szűrik ki

az egyéb okok (csillagfoltok, kettőscsillagok, változócsillagok) miatt fényességet változtató objektumokat. A

távcső felfedezéseit előreláthatóan évente egyszer, minden év elején publikálják. A távcső a megfigyelési időszak

alatt folyamatosan az ég egyazon pontjára néz, a csillagos éghez képest változatlanul áll. Mivel a Nap körüli

keringéskor így mindig más oldala lenne napfénynek kitéve, ezért negyedévente (a napéjegyenlőségek és a

napfordulók idején) egyszer a hossztengelye körül 90 fokkal elforgatják, így a napelemek állandóan napon, a

hőleadó radiátorok pedig árnyékban lehetnek.

FORRÁS:NASA Videógaléria: http://www.nasa.gov/multimedia/videogallery/index.html?collection_id=14471
Wikipédia