Até 1995, nosso Sistema Solar parecia seguir um padrão lógico: planetas rochosos no interior e planetas gigantes com grandes quantidades de gás — ou líquido — na superfície. Afinal, à medida que nos afastamos do Sol, as temperaturas diminuem e os protoplanetas conseguem reter gases como hidrogênio e hélio com mais facilidade, que são os principais componentes das atmosferas dos planetas externos. Essa visão simplista desapareceu em 1995 com a detecção de 51 Pegasi b, o primeiro planeta extrassolar descoberto orbitando uma estrela primária. 51 Pegasi b é um Júpiter quente, ou seja, um gigante gasoso localizado muito próximo de sua estrela, com períodos orbitais medidos em dias.
Hoje sabemos que, apesar de representarem uma fração significativa dos mais de seis mil exoplanetas detectados até o momento, os Júpiteres quentes estão presentes em apenas cerca de 1% das estrelas semelhantes ao Sol, e sua aparente abundância se deve a um viés nos dois principais métodos de detecção: o método da velocidade radial e o método do trânsito. No entanto, também sabemos que existem muitos tipos de sistemas planetários que não seguem a ordem do nosso Sistema Solar. O exemplo mais recente é o sistema planetário da estrela LHS 1903, uma anã vermelha (tipo espectral M 0,5) localizada a 116 anos-luz de distância na constelação de Lince (LHS é o nome de um catálogo compilado pelo astrônomo Willem Jacob Luyten em 1979).
O observatório TESS da NASA confirmou a presença de três planetas ao redor da estrela (LHS 1903 b, cyd), sendo o mais interno rochoso e os dois externos menos densos, provavelmente mini-Netunos. Até aí, tudo bem. Mas uma equipe de pesquisadores liderada por Thomas Wilson descobriu um quarto planeta, mais distante (LHS 1903 e), usando dados da missão CHEOPS da ESA. O mais surpreendente é que este quarto planeta é menor e menos denso que os dois intermediários. Observações de outros instrumentos, como o Gaia, descartam fortemente a presença de planetas gigantes. Portanto, LHS 1903 seria um sistema composto por um planeta rochoso interno, dois planetas menos densos entre eles e, finalmente, outro planeta rochoso. No entanto, os dois planetas intermediários, LHS 1903 cyd, não são gigantes gasosos, mas sim mini-Netunos. De fato, esses mundos têm 2 e 2,5 raios terrestres, respectivamente, enquanto, para comparação, Netuno atinge 3,9 raios terrestres.
Um mini-Netuno, ou sub-Netuno, é um exoplaneta com tamanho intermediário entre o de super-Terras e o de planetas como Urano e Netuno (gigantes de gelo). Possuem alto teor rochoso, mas uma atmosfera muito densa composta predominantemente de hidrogênio e hélio. Portanto, são mundos situados entre planetas rochosos e gigantes de gelo. Em teoria, não deveria haver uma fronteira clara entre super-Terras e mini-Netunos, no sentido de que poderíamos encontrar super-Terras rochosas com raios maiores que duas vezes o raio da Terra e mini-Netunos com diâmetros menores, dependendo de sua composição e evolução. Surpreendentemente, na prática, observa-se uma clara divisão — literalmente, como se vê nos dados observacionais. Mini-Netunos com raios menores que 1,8 vezes o raio da Terra são muito raros, assim como super-Terras com raios maiores que 1,6 vezes o raio da Terra. Este é o apropriadamente chamado 'mini-deserto de Netuno' ou 'mini-deserto de Netuno'.
Na realidade, o sistema LHS 1903 não é interessante apenas pela mistura na ordem dos planetas rochosos e gasosos — o que de fato ocorre, embora conheçamos outros exemplos semelhantes —, mas também porque todos os quatro planetas possuem raios entre 1,4 e 2,5 raios terrestres; ou seja, estão todos dentro da misteriosa lacuna do mini-Netuno, tornando-o um sistema perfeito para compreendermos sua origem. Além disso, não só conhecemos o tamanho dos planetas, como também conseguimos estimar suas massas utilizando o método da velocidade radial, o que nos permite determinar suas densidades e, consequentemente, inferir suas composições. Dois mecanismos foram propostos até o momento para a lacuna do mini-Netuno: a perda da atmosfera externa devido à proximidade excessiva com a estrela — o módulo de perda de massa por temperatura ou fotoevaporação — ou a incapacidade do planeta de adquirir uma atmosfera simplesmente por falta de material no disco estelar — o modelo de déficit de gás. O modelo de fotoevaporação prevê planetas ricos em gás a maiores distâncias de suas estrelas, enquanto o modelo de déficit de gás prevê pequenos planetas rochosos próximos às suas estrelas e grandes planetas rochosos mais distantes. Esses planetas maiores também se formariam mais tarde do que os internos.
O fato de LHS 1903 e, o planeta mais externo, ser rochoso corrobora o último modelo. As características deste planeta sugerem que ele se formou mais tarde do que os outros, quando havia menos gás no disco protoplanetário (o mesmo aconteceu em nosso Sistema Solar, onde os planetas rochosos se formaram cerca de 10 milhões de anos após a criação do disco protoplanetário, quando a maior parte do gás já havia desaparecido). De fato, LHS 1903 poderia ser um exemplo do modelo de formação planetária "de dentro para fora", segundo o qual os planetas não se formam simultaneamente, mas sim em ordem de distância. Outras explicações para a densidade de LHS 1903 e, como um grande impacto que removeu sua atmosfera ou migrações planetárias, são consideradas improváveis, embora, em todo caso, precisemos de mais sistemas semelhantes para obter dados estatísticos sólidos. Seja como for, LHS 1903 é um sistema fantástico para testar modelos de formação planetária.
Referências:
- 'Formação de planetas com pouco gás ocorreu no sistema de quatro planetas ao redor da anã vermelha LHS 1903', por T. Wilson et al., Science, 12 de fevereiro de 2026. DOI:10.1126/science.adl2348
- https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cheops/Cheops_discovers_late_bloomer_from_another_era
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