00:00Aquí hay otra discusión muy interesante, que en esencia no tenemos que agrandar mucho las estrellas para ver qué tamaño
00:07tienen, sino que actualmente los astrónomos pueden determinar el área de una estrella.
00:11A partir de la luminosidad aparente, la luminosidad absoluta de la estrella y muy importante, la temperatura de la estrella.
00:19De hecho, la temperatura de la estrella es la que da la luminosidad absoluta según la ley de Stefan Boltzmann.
00:24Bueno, no voy a entrar en detalles aquí, pero es suficiente saber que los astrónomos pueden decir qué tan grande
00:31es la estrella sin tener que ampliarla, y de esta manera pueden decir qué tan grande es el exoplaneta.
00:37Necesitamos otro parámetro importante que normalmente es la masa del planeta. Bueno, la masa del planeta normalmente se mide de
00:43manera indirecta, es decir, digamos principalmente por el método Doppler, o sea, el exoplaneta orbita alrededor de la estrella, pero
00:51en realidad orbita alrededor de un centro de masa común.
00:54Ambos lo hacen. El exoplaneta, así como la estrella, orbitan alrededor de un centro de masa común. Eso significa que
01:01la estrella tiene un movimiento. Se mueve hacia adelante y hacia atrás, hacia adelante y hacia atrás.
01:05Y entonces la luz que viene de la estrella se desplazará hacia el rojo cuando se aleja de nosotros, o
01:10hacia el azul cuando viene hacia nosotros. Así que si medimos el espectro de la luz de la estrella, veremos
01:16una oscilación.
01:17El espectro indica a veces hacia el rojo, a veces hacia el azul.
01:21Y es muy importante que la amplitud de esta oscilación sea una medida de la relación entre la masa del
01:27planeta y la masa de la estrella.
01:29Porque se dan cuenta, si la masa del planeta es muy pequeña, entonces esta oscilación tiene una amplitud pequeña porque
01:35la estrella permanece aproximadamente en el centro.
01:38Es cierto que una estrella tiene varios exoplanetas.
01:42Entonces este movimiento Doppler tiene varios componentes, pero nosotros podemos descomponer este movimiento en frecuencias.
01:47Y nos interesa por supuesto la componente de frecuencia que tiene un periodo igual al periodo del movimiento orbital del
01:54planeta alrededor de la estrella.
01:56Entonces básicamente, a partir de este movimiento podemos deducir también la masa del exoplaneta.
02:01Y lo último que nos interesa es la atmósfera del planeta.
02:05Nos aprovechamos del hecho de que cuando el exoplaneta está frente a la estrella, la luz pasa a través de
02:10la atmósfera del exoplaneta.
02:11Y de esta manera se puede medir el espectro de absorción de la luz dentro de la atmósfera.
02:18Ahí se hacen algunas calibraciones, es decir, básicamente se calibra el área que tiene el planeta en comparación con el
02:25área de la estrella.
02:26Se sustrae.
02:28Entonces esa calibración y si restas esos dos valores, básicamente obtienes...
02:33Te quedas solo con la luz que pasó por la atmósfera y esa luz que pasó por la atmósfera...
02:39Bueno, esa intensidad la divides entre la intensidad de la luz que viene de atrás, que te da una especie
02:47de calibración de la estrella y de esa manera puedes obtener el espectro de absorción de la atmósfera.
02:53Y después de medir el espectro de absorción de la atmósfera, se identifican ahí las moléculas que están presentes.
02:59Porque cada molécula tiene sus propias huellas específicas, unas bandas de absorción a ciertas frecuencias.
03:05Y de esta manera se han encontrado metano, agua y todo tipo de otras moléculas en la atmósfera de exoplanetas
03:11lejanos.
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