Durante cinquenta e nove horas ininterruptas, entre os dias vinte e dois e vinte e cinco de novembro de 2023, o maior telescópio espacial já construído manteve o olhar cravado numa única estrela — uma anã vermelha pálida, fria, do tamanho aproximado de Júpiter, situada a cerca de quarenta anos-luz da Terra na constelação de Aquário. O que o James Webb Space Telescope procurava nessa vigília prolongada era o sinal mais tênue de toda a astrofísica observacional contemporânea: o calor escasso irradiado pela face noturna de dois mundos rochosos do tamanho da Terra, presos por gravidade a órbitas tão apertadas que completam um ano em poucos dias terrestres. Se esses hemisférios escuros estivessem minimamente aquecidos — por ventos, correntes atmosféricas, qualquer mecanismo capaz de transportar calor do lado iluminado para o lado sombrio —, ali estaria a assinatura térmica inequívoca de uma atmosfera. Se fossem frios como pedras expostas ao vácuo interplanetário, a conclusão seria outra, mais dura, e teria consequências profundas para a forma como a humanidade imagina a possibilidade de vida em torno das estrelas mais comuns do universo.
A resposta chegou agora, em artigo publicado na Nature Astronomy por uma colaboração internacional liderada pelos astrônomos Michaël Gillon, da Universidade de Liège, e Elsa Ducrot, do Observatório de Paris, e o veredito é inequívoco: nem TRAPPIST-1 b nem TRAPPIST-1 c, os dois planetas mais internos do sistema mais famoso da astronomia exoplanetária recente, possuem atmosferas densas. As curvas de fase térmica obtidas em quinze micrômetros, pela primeira vez combinando os dois mundos numa única observação sincronizada, descartam com margem ampla qualquer envelope gasoso acima de um bar de pressão. O planeta b comporta-se como uma rocha nua, escura, provavelmente de composição ultramáfica semelhante à encontrada em partes profundas do manto terrestre. O planeta c apresenta um quadro levemente mais ambíguo, deixando aberta a janela estreita para uma atmosfera tenuíssima de oxigênio molecular com traços de outros gases, ou, alternativamente, para uma superfície sem atmosfera nenhuma, apenas mais refletiva do que a do vizinho interno.
Para compreender a importância desse achado, é preciso recuar até 2017, quando a descoberta do sistema TRAPPIST-1 eletrizou a comunidade astronômica mundial. Sete planetas rochosos, todos de tamanho comparável ao da Terra, girando em torno de uma única estrela diminuta, três deles dentro da chamada zona habitável — a faixa orbital onde água líquida pode, em princípio, existir na superfície. Nunca antes um único sistema planetário oferecera tantas oportunidades de comparação direta entre mundos potencialmente semelhantes ao nosso. A estrela hospedeira, uma anã ultrafria com apenas 8% da massa do Sol e temperatura superficial de pouco mais de 2.500 graus Celsius, pertence à classe mais abundante de estrelas da Via Láctea. Se vida puder prosperar em torno de astros desse tipo, a biosfera cósmica pode ser muito mais extensa do que sugerem as estimativas baseadas apenas em estrelas solares. Mas há um obstáculo fundamental: anãs vermelhas jovens atravessam uma fase de atividade intensa, com erupções estelares frequentes e emissão ultravioleta elevada, capazes de arrancar atmosferas inteiras dos planetas próximos antes que a vida tenha tempo de se estabelecer.
Essa é a pergunta que há décadas paira sobre a astrobiologia moderna, e a única maneira de respondê-la de fato, em vez de responder por modelos teóricos, é observar diretamente. TRAPPIST-1 oferece o laboratório ideal. Os dois planetas mais internos, b e c, recebem respectivamente 4,15 e 2,2 vezes mais radiação estelar do que a Terra recebe do Sol — irradiação forte o suficiente para que seus hemisférios diurnos brilhem em infravermelho térmico com intensidade mensurável pelo instrumento MIRI do JWST, o Mid-Infrared Instrument, projetado justamente para esse tipo de observação de precisão. Medições anteriores já haviam sido feitas. Em 2023, o grupo de Thomas Greene anunciou que a temperatura do lado diurno de TRAPPIST-1 b, medida em quinze micrômetros, era alta demais para ser compatível com uma atmosfera espessa eficiente na redistribuição de calor. Meses depois, Sebastian Zieba e colaboradores mediram a emissão do lado diurno de TRAPPIST-1 c e descartaram uma atmosfera rica em dióxido de carbono. Mas essas medidas de ocultação, em que o planeta desaparece atrás da estrela e permite inferir apenas a temperatura do hemisfério voltado para o observador, não bastavam para fechar a questão.
O físico Mark Hammond havia demonstrado teoricamente, em trabalho complementar, que fotometria de dayside sozinha deixa sempre uma ambiguidade fundamental: uma superfície escura sem atmosfera e uma atmosfera fina com certos perfis de hazes fotoquímicos podem produzir assinaturas térmicas praticamente idênticas. Para separar os cenários de maneira definitiva, é preciso medir o que acontece do outro lado do planeta — no hemisfério noturno, onde só uma atmosfera capaz de transportar calor pode manter alguma temperatura apreciável. E medir isso significa acompanhar o planeta ao longo de toda a órbita, obtendo o que os astrônomos chamam de curva de fase térmica, a variação contínua do brilho conforme diferentes frações do hemisfério iluminado viram em direção à Terra.
Gillon e Ducrot perceberam então que a arquitetura do sistema TRAPPIST-1 oferecia uma oportunidade singular. Os planetas b e c estão travados numa ressonância orbital que, combinada à orientação fortuita do sistema em relação à linha de visada terrestre, faz com que suas curvas de fase entrem em sincronia periódica. As ocultações dos dois mundos chegam a ocorrer simultaneamente, o chamado double occultation, momento em que ambos desaparecem atrás da estrela. Observar uma curva de fase combinada dos dois planetas em sincronia permitiria somar construtivamente seus sinais e alcançar amplitude de variação fotométrica superior a mil partes por milhão — valor mensurável com precisão pelo MIRI, ainda que cada planeta isoladamente contribua com sinal próximo do limite de detecção do instrumento. Assim nasceu o programa GO 3077, aprovado pelo Space Telescope Science Institute e agendado para o final de 2023.
A observação exigiu planejamento coreográfico. Uma exposição contínua do JWST não pode exceder quarenta e oito horas por limitação operacional, o que obrigou a equipe a dividir as cinquenta e nove horas em duas visitas consecutivas, separadas por um intervalo curto de reaquisição do alvo. O momento da interrupção foi calculado para cair numa região da curva de luz sem trânsitos, ocultações ou eventos importantes. A equipe escolheu o modo BRIGHTSKY do detector, uma subárea de 512 por 512 pixels em vez dos 1.024 por 1.032 usados em programas anteriores, o que permitiu tempos de leitura menores, amostragem mais fina da resposta elétrica do detector — a chamada rampa — e volume de dados bem mais manejável para uma exposição tão longa. Ao todo, 5.336 integrações foram obtidas, cada uma com cadência de trinta e nove segundos, usando o filtro F1500W centrado em 15,1 micrômetros de comprimento de onda com largura de banda de 3,1 micrômetros.
Ao receber os dados brutos da Mikulski Archive for Space Telescopes, a equipe se deparou com a complexidade habitual desse tipo de observação. As primeiras quatro horas de luz apresentavam uma estrutura anômala, atribuída ao processo de estabilização térmica do detector e confirmada pela evolução correlacionada do background do céu ao longo daquele período. Essa seção inicial foi descartada. Em seguida, a curva de luz revelou uma assinatura dupla inconfundível de erupção estelar, dois flares consecutivos de alta energia, cada um com decaimento exponencial característico — também excluídos da análise térmica e estudados separadamente. Restou ainda uma quantidade incômoda de ruído correlacionado na linha de base, que a inspeção visual permitiu atribuir a quatro eventos adicionais de baixa amplitude, provavelmente mini-flares com energia da ordem de 10 elevado a trinta ergs, consistentes com a frequência de cerca de três erupções de baixa energia por dia já conhecida em TRAPPIST-1 a partir de observações independentes do NIRISS e do NIRSpec. Cada um desses eventos foi modelado individualmente com funções de aumento instantâneo seguido de decaimento exponencial.
Para garantir a robustez dos resultados, quatro análises independentes foram conduzidas em paralelo, conduzidas por Gillon, Ducrot, Taylor Bell e Ziyu Huang, cada uma usando sua própria cadeia de redução e sua própria estratégia de modelagem. Os códigos variaram: Trafit em Fortran 2003 para as reduções francesa e belga; a pipeline Eureka! com diferentes configurações para as versões canadense e americana. As abordagens estatísticas também se distinguiram — cadeias de Markov Chain Monte Carlo com amostrador de Metropolis-Hastings em alguns casos, No-U-Turn Sampler implementado em PyMC3 em outros. Todas as quatro análises convergiram para o mesmo quadro qualitativo dentro de uma unidade de desvio padrão, o que constitui talvez a melhor validação possível de um resultado observacional complexo.
O que emergiu do trabalho combinado foi uma imagem termométrica nítida dos dois mundos. Para TRAPPIST-1 b, a temperatura de brilho do hemisfério diurno ficou em 490 ± 17 graus kelvin, valor significativamente superior aos 398 graus kelvin que o planeta exibiria se tivesse redistribuição perfeita de calor e albedo nulo. O hemisfério noturno, por sua vez, apresentou temperatura de brilho de apenas 197 ± 41 graus kelvin, estatisticamente indistinguível de zero dentro das incertezas. O deslocamento do pico de fase — o chamado phase offset, que mede o quanto o ponto mais quente do planeta está desviado em longitude em relação ao ponto subestelar — foi medido em −6,5 ± 6,4 graus, ou seja, nenhum desvio detectável. Nenhum dos milhares de passos aceitos na cadeia estatística produziu um fluxo noturno maior do que o diurno. A probabilidade de redistribuição eficiente de calor ficou abaixo de 0,0006%, um número que, na prática, equivale a dizer: não existe atmosfera capaz de mover calor ao redor desse planeta.
TRAPPIST-1 c apresentou um quadro mais matizado. A temperatura de brilho diurna foi medida em 369 ± 23 graus kelvin, apenas marginalmente acima dos 340 graus kelvin previstos para redistribuição perfeita. O hemisfério noturno mostrou 220+38-47 graus kelvin, e o phase offset ficou em 10+25-22 graus. Esses valores são consistentes com zero, como os de b, mas a incerteza permite valores de até 232 partes por milhão de fluxo noturno e deslocamentos de até setenta e seis graus — números que, embora improváveis, não podem ser formalmente descartados. A redistribuição perfeita foi rejeitada com a mesma certeza do caso anterior, mas o cenário intermediário de uma atmosfera tênue, insuficiente para transportar calor de forma expressiva porém suficiente para alterar levemente o balanço térmico, permanece em aberto. Uma atmosfera de oxigênio puro com pressão de cerca de um bar, ou um envelope ainda mais rarefeito abaixo de um décimo de bar com traços de dióxido de carbono e vapor d’água, ajustam-se aos dados dentro de um desvio padrão. Acima desse limite de pressão, porém, todos os cenários atmosféricos ficam fortemente desfavorecidos.
Para interpretar o que esses números significam em termos físicos, a equipe recorreu a duas classes complementares de modelagem. De um lado, o modelo climático-fotoquímico dia-noite do Virtual Planetary Laboratory da Universidade de Washington, operando em modo bidimensional com advecção camada por camada entre os hemisférios iluminado e escuro. De outro, o Generic Planetary Climate Model, um modelo de circulação global tridimensional desenvolvido no Laboratoire de Météorologie Dynamique em Paris, capaz de resolver a estrutura espacial completa da atmosfera incluindo ventos super-rotacionais, formação de nuvens e transporte convectivo. Ambos foram alimentados com uma gama de composições atmosféricas plausíveis — nitrogênio puro, oxigênio puro, dióxido de carbono denso, vapor d’água dominante, misturas com gases-traço — em pressões que variaram de um centésimo de bar até dez bares.
Os resultados convergiram de maneira notável. Para TRAPPIST-1 b, atmosferas de nitrogênio com um bar de pressão e traços de dióxido de carbono ficaram descartadas, assim como atmosferas puras de oxigênio com dez bares ou mais. Os modelos tridimensionais revelaram que mesmo envelopes de nitrogênio com apenas um centésimo de bar e cem partes por milhão de dióxido de carbono — configuração que, sobre o papel, se ajustava às medidas de ocultação — são fisicamente inviáveis porque o dióxido de carbono colapsaria no hemisfério noturno gelado, condensando-se na superfície e esvaziando a atmosfera ao longo do tempo. Os modelos de atmosferas ricas em dióxido de carbono com hazes fotoquímicos em grande altitude, propostos em trabalho anterior por Elsa Ducrot como interpretação alternativa para a emissão de b em doze vírgula oito micrômetros, permanecem teoricamente compatíveis com os dados apenas em um ajuste fino extremo, com densidades de partículas de hidrocarboneto pouco realistas. A hipótese mais parcimoniosa é também a mais provável: TRAPPIST-1 b simplesmente não tem atmosfera.
Diante dessa conclusão, a equipe passou ao próximo estágio analítico e ajustou aos dados um modelo de rocha nua, usando uma base de dados de sete tipos de material geologicamente fresco compilada pelo astrobiólogo Renyu Hu do Jet Propulsion Laboratory. A comparação entre as curvas observadas e as previsões para cada material — basalto, granito, feldspato, ultramáfico, hematita, material metálico e corpo negro — indicou preferência estatística clara por uma superfície ultramáfica. Rochas ultramáficas, ricas em magnésio e ferro e encontradas na Terra em partes profundas do manto expostas por processos tectônicos como o de Oman ou pelas dorsais oceânicas, têm albedo relativamente baixo e refletância compatível com a assinatura espectral observada. Um ajuste tão bom quanto, porém, pode ser obtido supondo-se uma superfície basáltica modificada por space weathering, o processo de alteração sofrido por corpos sem atmosfera submetidos ao bombardeio constante de partículas do vento estelar e micrometeoritos. Esse mesmo processo escurece as superfícies da Lua e de Mercúrio no sistema solar e deveria ser ainda mais eficiente em um mundo tão exposto à radiação de sua estrela. A adição de apenas 2% de grafite em volume ao basalto — quantidade menor do que os 3 a 6% invocados para explicar a escuridão atípica de Mercúrio — é suficiente para trazer o ajuste de qualidade comparável.
Para TRAPPIST-1 c, a interpretação exige mais cautela. A temperatura diurna levemente acima da prevista para redistribuição perfeita pode refletir tanto uma superfície com albedo um pouco maior que a de b, possivelmente rica em minerais mais refletivos como feldspatos ou rochas graníticas, quanto a presença de uma atmosfera fina e pouco opaca que redistribui calor de maneira ineficiente mas não nula. Os modelos climáticos rejeitam com clareza atmosferas dominadas por vapor d’água — o chamado steam atmosphere, que era uma das configurações sobreviventes após a medição anterior de ocultação feita por Zieba em 2023 e que tinha implicações relevantes para o cenário de evolução pós-oceano sob radiação extrema. Atmosferas ricas em água tornariam a curva de fase muito mais plana e produziriam deslocamentos de pico significativos, nada disso consistente com as observações. Se TRAPPIST-1 c teve um oceano no passado, como sugerem modelos de evolução atmosférica em torno de estrelas jovens, esse oceano ou evaporou e foi perdido para o espaço, ou nunca existiu na escala supostamente massiva. A pesquisa confirma então uma hipótese levantada em 2017 por Émeline Bolmont, pesquisadora da Universidade de Genebra também presente na autoria atual: os planetas internos de TRAPPIST-1 provavelmente começaram suas existências com quantidades bem mais modestas de água do que se poderia imaginar ao se projetar a Terra para aquelas distâncias.
Um detalhe inesperado emergiu durante a análise dos resíduos da curva de fase. Uma estrutura de aparência transitória, com duração de cerca de duas horas e profundidade de aproximadamente trezentas partes por milhão, aparece centrada em torno da meia-noite do dia vinte e três para vinte e quatro de novembro. Nenhum dos planetas conhecidos do sistema justifica sua posição ou profundidade. A interpretação mais simples seria a de um trânsito, a passagem de um corpo adicional na frente do disco estelar. Se for real, o objeto teria raio estimado em cerca de 0,2 raios terrestres, comparável ao do satélite Tritão de Netuno, e se tornaria o menor exoplaneta já detectado na história da astronomia. Sua duração de trânsito implica período orbital superior a vinte dias, e a equipe batizou-o provisoriamente de TRAPPIST-1 i, o candidato a oitavo planeta do sistema. A significância estatística, porém, é modesta: quatro sigma na análise mais favorável, abaixo de três sigma nas demais. Pode ser uma flutuação estatística não-branca, ou pode ser real. Apenas observações adicionais dirão.
Os três flares principais registrados durante o programa 3077 também demandaram atenção própria. Ajustados com o formalismo de três componentes de Tovar Mendoza, eles revelaram energias bolométricas entre as mais altas já documentadas para TRAPPIST-1. A distribuição de frequência em função da energia obedece a uma lei de potência com expoente de aproximadamente menos 0,84, valor mais íngreme do que o obtido em estudos anteriores baseados em observações do Spitzer e do K2. Essa descoberta reforça a percepção de que a anã vermelha, embora relativamente calma em comparação com outras estrelas de sua classe, mantém atividade suficiente para representar ameaça persistente à retenção atmosférica de seus planetas internos. A equipe recomenda explicitamente que futuras observações do JWST em TRAPPIST-1 sejam acompanhadas, sempre que possível, por monitoramento simultâneo em banda mais azul a partir do solo, para detectar erupções de baixa energia que podem passar despercebidas no infravermelho mas que contaminam as curvas de luz com ruído correlacionado difícil de modelar após o fato.
Uma consequência adicional da confirmação de que TRAPPIST-1 b é efetivamente um mundo sem atmosfera diz respeito a uma estratégia observacional recente, proposta pelo grupo da astrônoma Néstor Espinoza e demonstrada em 2025 por Rathcke e colaboradores. A ideia é usar trânsitos consecutivos de TRAPPIST-1 b — reconhecidamente airless — como calibrador da contaminação espectral causada pela heterogeneidade da fotosfera estelar, problema conhecido como transit light source effect e que historicamente tem atormentado as tentativas de obter espectros de transmissão limpos dos planetas mais externos do sistema. Se b tem superfície rochosa nua, seu espectro de trânsito reflete apenas as inomogeneidades estelares, que podem então ser subtraídas dos trânsitos dos irmãos mais distantes. O programa GO 6456, aprovado para observar o planeta e em tandem com b justamente com essa técnica, depende crucialmente de que b não tenha atmosfera alguma capaz de introduzir seus próprios recursos espectrais. Os dados do programa 3077 validam essa premissa, ainda que com a ressalva de que mesmo cenários atmosféricos tênues como o de dióxido de carbono com hazes, ainda não formalmente excluídos, poderiam produzir características de absorção de até oitenta partes por milhão no espectro de transmissão — amplitude pequena, porém não desprezível, para análises de alta precisão.
A diferença entre as duas histórias planetárias levanta questões que irão ocupar os teóricos nos próximos anos. Por que b e c, mundos quase gêmeos em massa, raio e composição aparente, formados na mesma vizinhança estelar a partir do mesmo disco protoplanetário, teriam tido destinos atmosféricos tão distintos? A explicação mais direta aponta para a irradiação: b recebe quase o dobro da radiação que c recebe, o que tornaria o escape atmosférico proporcionalmente mais eficiente ao longo dos bilhões de anos de história do sistema. Cálculos publicados em 2018 por Chuanfei Dong e colaboradores, baseados em modelos de escape hidrodinâmico e perda por vento estelar, já previam que a sobrevivência de envelopes secundários em torno dos planetas internos de TRAPPIST-1 seria extremamente difícil sem reposição contínua por outgassing vulcânico. Os novos dados do JWST confirmam essa previsão e mostram que, se há alguma reposição por atividade geológica em b, ela é insuficiente para manter uma atmosfera detectável. Em c, a atividade vulcânica residual ou uma composição superficial diferente podem estar permitindo a retenção de uma fina camada residual, ou simplesmente a superfície é mais clara e reflete mais luz de volta ao espaço sem necessidade de envelope gasoso algum.
Os autores também analisaram, como subproduto do trabalho principal, as restrições que a temperatura noturna de b impõe sobre o aquecimento de maré do planeta. Corpos rochosos em órbitas elípticas ou com obliquidade não-nula dissipam energia mecânica através da deformação induzida pela gravidade da estrela, e essa dissipação se traduz em calor interno que pode vazar para a superfície. O limite superior de 291 kelvin no hemisfério noturno de b, em duas unidades de desvio padrão, restringe a obliquidade atual do planeta a no máximo dois graus e sua taxa de rotação a uma faixa estreitíssima em torno do travamento sincrônico, com desvios inferiores a 0,06% do período orbital. Essas são as restrições observacionais mais apertadas já obtidas sobre a rotação de um exoplaneta rochoso, e resultam de uma metodologia desenvolvida pelo grupo de Alexandre Revol e Émeline Bolmont em Genebra, baseada em modelagem reológica detalhada de Andrade e em simulações de corpos múltiplos com o código Posidonius.
O futuro próximo trará medições adicionais. O programa GO 5191 observará a emissão térmica de TRAPPIST-1 c em doze vírgula oito micrômetros, o que permitirá discriminar entre os poucos cenários atmosféricos ainda sobreviventes — uma atmosfera fina de oxigênio com ozônio fotoquímico produziria assinatura espectral distinguível da de uma superfície rochosa escura ou de uma mistura muito tênue de gases. Os programas GO 2589 e GO 2420 realizarão espectroscopia de transmissão em bandas de absorção de dióxido de carbono e vapor d’água, aplicando restrições independentes à composição química de qualquer envelope residual. E o já mencionado GO 6456 usará a técnica de trânsito consecutivo para tentar extrair o primeiro espectro atmosférico limpo de TRAPPIST-1 e, o planeta da zona habitável com temperatura de equilíbrio mais próxima da terrestre, aquele em que a perspectiva de oceanos superficiais é, pelo menos na teoria orbital, ainda inteiramente viável.
Do ponto de vista da habitabilidade em torno de anãs vermelhas como um todo, o resultado atual tem leitura ambígua. Por um lado, demonstra que os dois mundos mais internos de TRAPPIST-1, os mais expostos à fúria estelar, efetivamente perderam suas atmosferas — confirmando as piores previsões teóricas. Por outro, deixa intacta a questão sobre os planetas mais externos, em órbitas mais frias onde os processos de escape são menos eficientes e onde a redistribuição inicial de voláteis pode ter sido diferente. O trabalho de modelagem acoplada ao JWST nos próximos anos, combinando curvas de fase, espectros de trânsito e simulações de evolução atmosférica em três dimensões, dirá se a zona habitável de TRAPPIST-1 é realmente um deserto atmosférico ou um oásis contra as probabilidades.
A astronomia exoplanetária moderna nasceu em 1995 com a descoberta de 51 Pegasi b, um gigante gasoso em órbita apertada cuja simples existência desafiou os modelos de formação planetária vigentes. Em trinta anos, passamos de ignorar sistemas planetários extrassolares a catalogá-los aos milhares, a medir massas e raios com precisão cirúrgica, e finalmente — nesta década — a pesar atmosferas inteiras em escalas comparáveis à terrestre. As curvas de fase térmica de TRAPPIST-1 b e TRAPPIST-1 c, obtidas em cinquenta e nove horas contínuas de observação por um telescópio de seis metros e meio que opera a um milhão e meio de quilômetros da Terra, representam um marco técnico quase impensável há uma geração. E entregam uma resposta que é, ao mesmo tempo, austera e fundamental: dois mundos do tamanho da Terra, na órbita de uma estrela pequena, rodam em silêncio, sem vento, sem nuvens, sem atmosfera, girando sempre a mesma face para sua estrela, o outro lado mergulhado num frio próximo do absoluto. Não é a resposta que muitos esperavam, mas é a resposta que a natureza nos oferece, e a tarefa de entendê-la é a ciência de verdade — não a que confirma o que desejávamos, mas a que descreve o que é.
Fontes : Gillon, M., Ducrot, E., Bell, T. J. et al. “No thick atmosphere around TRAPPIST-1 b and c from JWST thermal phase curves”, Nature Astronomy, aceito em 5 de fevereiro de 2026, publicado em 3 de abril de 2026, DOI 10.1038/s41550-026-02806-9. Referências secundárias mobilizadas do próprio artigo: Greene et al. 2023 (Nature, emissão de TRAPPIST-1 b em 15 μm); Zieba et al. 2023 (Nature, ausência de atmosfera densa de CO₂ em TRAPPIST-1 c); Ducrot et al. 2024 (Nature Astronomy, análise combinada 12,8 e 15 μm de TRAPPIST-1 b); Lincowski et al. 2023, Turbet et al. 2023, Hu et al. 2012, Dong et al. 2018, Bolmont et al. 2017, Agol et al. 2021, Hammond et al. 2025, Revol et al. 2024, Lyu et al. 2024, Rathcke et al. 2025.
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