Planetas extrasolares. Microlentes

PLANETAS EXTRASOLARES

El método de microlentes para observar planetas extrasolares se basa en un fenómeno predicho por la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein. A saber, cuando la luz pasa por las inmediaciones de un objeto con masa, se desvía hacia dicho objeto. Este hecho se ha comprobado en sucesivas ocasiones (eclipses de Sol, lentes gravitacionales con galaxias actuando a modo de lentes, etc.). Incluso se han observado imágenes múltiples de galaxias lejanas producidas al pasar la luz procedente de ellas por las inmediaciones de una galaxia o cúmulo de galaxias situados a una distancia intermedia.

En el caso de los planetas extrasolares, la estrella madre es el cuerpo que actúa como lente al interponerse entre la Tierra y una estrella más lejana. En efecto, si un cuerpo pasa justo por delante de una estrella lejana, en lugar de observarse una disminución en el brillo de ésta, el cuerpo puede actuar como una lente y concentrar los rayos de luz procedentes de la estrella lejana y dirigirlos hacia nuestro planeta, de manera que un telescopio terrestre observaría un ligero aumento en el brillo del astro, como muestra el siguiente esquema.

Deflexión de la luz

En el siguiente gráfico se aprecia, además, un desvío en la curva de luz atribuible a la presencia de un cuerpo orbitando la estrella que actúa a modo de lente.

Este método de detección de planetas extrasolares presenta una serie de ventajas:

	Al mismo tiempo que se buscan planetas extrasolares, se pueden realizar otros descubrimientos astronómicos de interés. En concreto, las observaciones realizadas pueden servir para descubrir enanas marrones y otros astros que puedan constituir la llamada materia oscura, materia predicha por las curvas de rotación observadas en muchas galaxias pero que, al no emitir luz, es difícil de detectar con nuestros instrumentos.
	Permite detectar tanto planetas con masas mucho mayores que la de Júpiter como planetas de tipo terrestre, completándose así las observaciones realizadas mediante efecto Doppler.
	Como se realizan observaciones en tiempo real, es posible repetirlas cada pocos minutos y, a partir de estos datos, deducir la relación entre la masa del planeta y la masa de la estrella que actúa como lente. Y después calcular la masa del planeta.

Es un método basado en observaciones terrestres que además, no requiere los telescopios más grandes para obtener los primeros resultados, lo que le convierte en un método «barato» comparado con otros.

Este método de las microlentes, sin embargo, presenta varios inconvenientes:

	Ofrece una estadística algo pobre, pues debe producirse una alineación perfecta entre la estrella, el planeta y la Tierra. Si no se produce una alineación perfecta, no hay forma de descubrir el planeta.
	Requiere observaciones de muchas estrellas durante mucho tiempo seguido para obtener resultados de interés.
	Las medidas realizadas no pueden repetirse en intervalos demasiado espaciados de tiempo, pues tanto el planeta como la estrella observada se irán moviendo, de manera que se romperá la alineación.
	Sólo se detectarán planetas situados en la zona de «microlente», que corresponde a un intervalo de distancias de su estrella madre de 1 a 4 UA aproximadamente (1 UA = 150 millones de kilómetros).

No obstante, ya se han obtenido algunos resultados que parecen apuntar a la existencia de planetas descubiertos por este método. En Microlensing Planet Search Project se puede encontrar más información sobre este método de observación de planetas extrasolares.

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