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。
在不考虑详细画面的情况下。
讨论一架光学仪器能看多远，其实是没有意义的事情。
如果你愿意。
折射式望远镜甚至能看到180个天文单位外 12.6视星等以下的任何星体——虽然只是一个小点。
但若是不通过严密的数据分析，你永远不知道你看到的是什么星球。
所以筛选星体，这才是寻找系内行星最复杂的地方。
就像之前说的。
你选个好天气随手一拍天空，说不定照片里头就拍下了太阳系内的第九大或者第十大行星叻，但你压根不知道那玩意儿是啥。
韦伯也好，哈勃也罢，还有华夏贵州的天眼。
这些射电望远镜在绝大多数时候，都是用于观测系外天体的。
系内星体一般都是先拍个几百万张照片通过计算机筛选出有位移的图像，接着去计算轨道。
然后按照轨道去推导某天某时某刻，它可能出现在哪个星区，赤经赤纬多多少。
确定好以上这些信息。
一架1.4米口径、1800年代水准的天文望远镜便足以发现它的踪迹。
好了，言归正传。
总而言之。
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