LHS 1903 est une étoile naine rouge de la constellation boréale du Lynx, distante de de la Terre. Sa magnitude apparente est de 12,21, ce qui nécessite un télescope pour qu'elle puisse être observée. L'étoile possède quatre exoplanètes connues en orbite. Son système planétaire a la particularité de présenter une configuration où la planète la plus interne et la plus externe sont rocheuses, tandis que les deux du milieu sont des mini-Neptunes.

Nomenclature La désignation de l'étoile vient du catalogue Luyten Half-Second, qui répertorie une liste d'étoiles dont le mouvement propre annuel dépasse une demi-minute d'arc et qui a été compilé par Willem Jacob Luyten en 1979. Ses quatre planètes sont dénommées , c, d et e en suivant la convention de la désignation des exoplanètes.. L'étoile est également connue sous les désignation de ou encore de .

Environnement stellaire LHS 1903 présente une parallaxe annuelle de mesurée par le satellite Gaia, ce qui indique qu'elle est distante de de la Terre. Elle s'en éloigne à une vitesse radiale héliocentrique de .

L'étoile présente un mouvement propre élevé de . On pense qu'elle appartient à la population du disque épais de la Voie lactée.

Propriétés LHS 1903 est une naine rouge de type spectral M0,5 ou M1,5, qui génère son énergie par la fusion de l'hydrogène dans son noyau. Elle fait 54 % la masse du Soleil et elle est âgée d'approximativement sept milliards d'années. Son rayon fait également 54 % le rayon solaire, mais elle n'est que 5 % aussi lumineuse que le Soleil et sa température de surface est de . L'étoile complète une rotation sur elle-même en environ .

Système planétaire vignette|gauche|Vue d'artiste du système de LHS 1903 publiée par l'Agence spatiale européenne. Le système planétaire de LHS 1903 est notable en raison de son architecture inhabituelle. Il présente un arrangement apparemment inversé, où la planète tellurique la plus dense, , est localisée plus loin de l'étoile, au-delà des orbites des planètes c et d, qui sont moins denses et riches en volatils. Cette configuration est ainsi à l'opposé de ce qui est typiquement observé dans les systèmes multiplanétaires, où les planètes géantes gazeuses ou riches en glaces ont tendance à se former plus loin de leur étoile et à migrer vers l'intérieur du système au cours du temps. Une autre particularité de ce système est que la présence de la planète e, une super-Terre rocheuse, va à l'encontre des observations précédentes selon lesquelles les étoiles du disque épais n'hébergent généralement que de mini-Neptunes de taille similaire.

Les trois planètes internes du système sont d'abord observées par le télescope spatial TESS entre 2019 et 2023, ce qui a conduit à mener des observations photométriques supplémentaires avec le télescope spatial CHEOPS qui ont permis de découvrir une quatrième planète. De plus, des données spectroscopiques à haute résolution de l'étoile ont permis de déterminer la masse des planètes grâce à la méthode des vitesses radiales.

Les données astrométriques du satellite Gaia ne présentent pas de perturbation apparente, ce qui permet d'exclure la présence de géantes gazeuses voire de naines brunes supplémentaires dans le système.

Les données de vitesse radiale de l'étoile indiquent la possible présence d'une planétaire supplémentaire, d'une période d'environ .

Les périodes des planètes sont proches des rapports entier 2:1 pour la paire c:d et 7:3 pour la paire d:e. Une analyse numérique de l'évolution orbitale du système montre que les planètes c et d ne sont pas dans une résonance de moyen mouvement, mais que les planètes d et e le sont probablement. Cette analyse est appuyée par une recherche de variations des moments de transits, qui n'a pas révélé de variation pour les planètes b et c, mais une légère variation possible pour les moments de transits des planètes d et e, provenant ainsi de la résonance d'ordre plus élevé 7:3.

La détermination des rayons et des masses des planètes permet de calculer la densité moyenne de chacune d'entre elles, ce qui indique ainsi leur composition. La planète la plus interne, , présente une densité légèrement plus élevée que celle de la Terre : (), ce qui est cohérent avec le fait qu'elle soit tellurique. et d présentent quant à elles des densités plus faibles de () et de (), respectivement ; ces densités correspondant à des planètes qui possèdent un noyau rocheux entouré d'une enveloppe épaisse mais moins dense d'éléments volatils tels que l'eau, l'hydrogène ou encore l'hélium. La planète la plus éloignée, , possède une densité de type terrestre de (), ce qui signifie qu'il s'agit d'une autre planète tellurique, pauvre en gaz.

Wilson (2026) suggèrent que le système de pourrait avoir connu une formation particulière, possiblement par le biais d'une accrétion tardive de , qui aurait eu lieu alors que le gaz du disque protoplanétaire était déjà épuisé. D'autres explications, comme un processus de migration planétaire qui aurait réarrangé les planètes après leur formation, ou encore un impact géant qui aurait soufflé l'atmosphère d'origine de la planète, sont exclues sur la base des simulations de l'évolution des orbites du système planétaire.

Notes et références

Voir aussi Articles connexes 2026 en astronomie Liste d'exoplanètes du Lynx TOI 700, un système présentant une architecture proche

Liens externes

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Catégorie:Constellation du Lynx Catégorie:Étoile de type spectral MV Catégorie:Système planétaire 034730 1903 17491 1730