El método de microlente gravitatoria es una de las técnicas más interesantes para descubrir exoplanetas. En el artículo Mapping the Probability of Microlensing Detection of Extra-Solar Planets (Karan Molaverdikhani y Maryam Tabeshian) podemos encontrar un buen resumen sobre las capacidades de este sistema.

La microlente gravitatoria es, junto al del tránsito, uno de los métodos más prometedores para detectar grandes cantidades de planetas extrasolares. Sin embargo, a fecha de hoy, sólo nueve de los 405 exoplanetas conocidos han sido descubiertos por este sistema, debido a las dificultades técnicas que plantea su uso. Sin embargo, este método nos permite detectar fácilmente planetas del tamaño de la Tierra o más pequeños, a diferencia de los sistemas más populares -el del tránsito y la velocidad radial-, que favorecen la detección de planetas gigantes que orbitan cerca de su estrella (hot jupiters). Es por eso que el estudio de los fenómenos de microlente es muy importante de cara a entender la abundancia de mundos similares al nuestro en la Vïa Láctea.

En el citado artículo, los autores han calculado en qué zonas de la Vía Láctea es más probable detectar exoplanetas de tipo terrestre mediante este método. Para descubrir planetas por microlente es necesario que exista un gran número de estrellas de fondo que hagan de fuente luminosa para los planetas a detectar, los cuales actuarían como lentes gravitatorias de acuerdo con la relatividad general de Einstein. Además, los fenómenos de microlente son básicamente únicos e irrepetibles -a diferencia de la detección de planetas mediante otros sistemas- por lo que la obtención de una curva de luz con la resolución adecuada es imprescindible para confirmar la existencia del planeta. Por este motivo, obviamente deberemos buscar zonas donde la densidad de estrellas sea máxima, así que la búsqueda la podemos restringir en un primer momento a zonas cercanas al ecuador galáctico. Por supuesto, a medida que nos acercamos a las regiones del centro galáctico -alrededores de Sagitario- la densidad estelar aumenta, haciendo más probable una detección. Pero recordemos que el estudio trata de calcular las probabilidades de detectar un planeta similar a la Tierra, así que no basta con observar el centro galáctico a la espera de que ocurra un fenómeno de microlente.

Lo primero que tenemos que tener en cuenta es la velocidad relativa del exoplaneta y su estrella (la «lente») respecto a las estrellas de fondo («fuente») y al observador (es decir, la Tierra), ya que el método de microlente depende fuertemente de este parámetro. En ese caso, es importante recordar que la velocidad de rotación galáctica sigue una famosa curva afectada por la influencia de materia oscura. Si hacemos los cálculos, se comprueba que las zonas más favorables para detectar exoplanetas de acuerdo con sus velocidades relativas se corresponden a las regiones situadas a 45º-55º del centro galáctico.

Velocidades de rotación galácticas en función de la distancia al centro de la Vía Láctea.

Probabilidad de detección de un planeta mediante microlente a medida que nos alejamos del centro galáctico.

El siguiente factor es la densidad estelar, la cual aumenta al acercarnos al centro galáctico y, aunque no la conocemos con exactitud, es muy fácil de estimar. Otro dato a tener en cuenta es si el planeta se encuentra en la llamada zona de habitabilidad galáctica (GHZ), un concepto un tanto vago delimitado por dos factores: por un lado, cerca del núcleo galáctico tienen lugar muchos fenómenos que podrían extinguir la vida en un planeta terrestre (supernovas, explosiones de rayos gamma, etc.), pero por otro lado, las regiones exteriores de nuestra galaxia tienen poca metalicidad (elementos más pesados que el helio), así que es más difícil que se formen planetas terrestres y vida basada en el carbono. Los autores del artículo utilizan aquí la versión más restrictiva de la GHZ, limitándola a un anillo de estrellas situadas a 7-9 kilopársecs (23000-30000 años luz) del centro galáctico. Nuestro Sol se encontraría justo a la mitad de los estos límites , en la mejor parte de la GHZ (¿casualidad o Principio Antrópico?). En este caso, las zonas más favorables para la detección de exotierras estarían situadas a 60º del centro galáctico, ya que en nuestra línea de visión tendríamos un máximo de estrellas localizadas en la GHZ.

Otro factor clave es la metalicidad. Ya sabemos que a mayor metalicidad de una estrella, más probable es que existan exoplanetas a su alrededor. Pero como estamos buscando planetas terrestres hay que tener en cuenta que metalicidades muy altas pueden ser nefastas. ¿Por qué? Porque se supone que la formación de júpiteres calientes está relacionada con metalicidades muy elevadas. Este tipo de planetas se forman en las regiones externas de sus sistemas y luego migran hacia órbitas más interiores, arrastrando posibles planetas terrestres a su paso Es decir, los sistemas con metalicidades extraordinarias tienen propensión a crear júpiteres calientes, los cuales actuarían como «destructores de Tierras» (por supuesto, podrían existir lunas habitables alrededor de planetas gigantes, pero eso es otra historia).

Relación entre la metalicidad de la estrella y la formación de júpiteres calientes y exotierras.

Estimación del ritmo de formación de planetas terrestres en el Universo: el 75% de las exotierras ya se había formado cuando nació nuestro planeta.

Naturalmente, la exotierra deberá estar situada en la zona habitable de su estrella, otro concepto bastante vago y complejo. En todo caso, este método favorece la detección de planetas situados a 2-4 UA de su estrella, aproximadamente, o lo que es lo mismo, la zona habitable de estrellas ligeramente mayores que el Sol.

Probabilidad de detección de un exoplaneta mediante microlente en función de su masa y distancia a su estrella.

Para detectar exoplanetas mediante microlente, deberemos observar constantemente cien millones de estrellas durante un mes para asegurar un descubrimiento (!), cifra que aumenta ostensiblemente si nos alejamos del centro galáctico y que pone de manifiesto la principal dificultad técnica de este método. Por eso, la distribución de probabilidades en la detección de exotierras presenta pese a todo un máximo en el centro galáctico, además de los máximos secundarios que antes comentábamos, situados a unos 60º del centro.

Zonas de máxima probabilidad en el ecuador galáctico para detectar una exotierra mediante microlente. Además del esperado máximo en el centro galáctico, se observan dos máximos secundarios a 60º del centro.

Actualmente, las búsquedas de exoplanetas mediante este método utilizan el bulbo galáctico y las Nubes de Magallanes para maximizar así la probabilidad de los sucesos, pero futuros estudios podrían observar algunos de estos máximos secundarios. Lamentablemente, estas zonas se hallan cerca del plano galáctico, por lo que cualquier observación estará limitada debido a la presencia de polvo y gas interestelar. Por supuesto, si observásemos en infrarrojo o en radio, la absorción del polvo intrestelar disminuiría significativamente.

Número de estrellas que debemos observar constantemente durante para asegurar una detección por microlente a medida que nos alejamos del centro galáctico.

Aunque a corto y medio plazo el método del tránsito se revelará como el más importante a la hora de descubrir exoplanetas de tipo terrestre (Kepler), sin duda en el futuro el estudio de planetas por microlente tendrá una mayor relevancia que en la actualidad.