La distancia a las estrellas cercanas, a unos 1000 años luz, ahora se realiza por paralaje directo.
Eso significa que usted mide exactamente cuánto cambia la posición de la estrella contra las estrellas de fondo a medida que la Tierra se mueve alrededor de su órbita. Esto pronto será posible para las estrellas a unos 10,000-20,000 años luz usando el observatorio Gaia en el punto L2 Tierra-Sol.
Si la estrella tiene planetas, esto imparte un bamboleo muy leve a la posición promedio de la estrella, además del paralaje, y si es lo suficientemente grande, también se puede ver.
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O incluso puede ser que uno tenga suerte, y algunos de los planetas en algún momento pasen entre la estrella y nosotros mismos, en cuyo caso la estrella se atenuará brevemente cada vez que lo haga, y su espectro también puede cambiar debido a la presencia del planeta, que puede absorber algo de luz de la estrella de manera diferente que otra luz de la estrella.
Al cronometrar el bamboleo o los eclipses, podemos determinar el período orbital de cualquier planeta. Con medidas suficientemente precisas, esto permite una solución de las masas de cualquier planeta y la estrella: ayuda si hay más de un planeta en el sistema.
Si los planetas ocluyen la estrella, al observar cuánto más tenue es la estrella, obtenemos una estimación de cuán grande es el radio del planeta, si conocemos el radio de la estrella.
En algunos casos, el radio de una estrella se puede medir directamente mediante interferometría óptica, utilizando el efecto Hanbury-Brown-Twiss.
De lo contrario, del tipo espectral de la estrella podemos obtener una estimación teórica.
En general, conocemos la magnitud absoluta de las estrellas que tienen planetas, porque casi siempre tenemos una distancia de paralaje a dicha estrella.
Es extremadamente raro poder medir el movimiento de rotación de un planeta en su propio eje.
Beta pictoris b es un planeta exosolar con aproximadamente 10 veces la masa de Júpiter. La estrella beta pictoris está a solo 63 años luz de la Tierra: está muy cerca. Vea el artículo de Wikipedia para más información.
http://en.m.wikipedia.org/wiki/B…
Beta pictoris b es único en el sentido de que ha sido fotografiado directamente.
La forma en que se mide la velocidad de rotación es mediante la ampliación rotacional de las líneas espectrales del infrarrojo cercano que provienen del planeta.
Esto ocurre debido al efecto Doppler: las líneas en un lado del planeta están ligeramente desplazadas hacia el azul, y en el otro lado están ligeramente desplazadas hacia el rojo, y no puedes ver los dos lados del planeta directamente, pero puedes ver el ampliación de la línea debido a que es una suma de la radiación de ambos lados del planeta, y luego puede inferir la velocidad de rotación a partir de eso. Aquí hay una explicación detallada:
https://www.eso.org/public/archi…
¡Es realmente increíble!
