Acada volta que dá em torno de sua estrela, e ele dá uma volta a cada 26 horas, o planeta WASP-12 b chega um pouco mais perto do fim. O período orbital desse gigante gasoso encurta 29 milissegundos por ano, uma fração de tempo que nenhum relógio de pulso perceberia, mas que, acumulada ao longo de mais de uma década de observações, fez os trânsitos do planeta começarem a chegar alguns minutos adiantados em relação ao previsto por um calendário de período fixo. A conta é implacável: em menos de 3 milhões de anos, um piscar de olhos na escala de um sistema estelar com bilhões de anos de idade, WASP-12 b deixará de existir como planeta. É o único mundo conhecido que estamos assistindo cair sobre a própria estrela. E, segundo um artigo publicado no fim de setembro no The Astrophysical Journal Letters, acabamos de perder a explicação mais engenhosa que havia para essa queda.

Os júpiteres quentes são a categoria de exoplanetas que mais desafiou as expectativas desde que o primeiro deles, 51 Pegasi b, foi anunciado em 1995. São planetas com a massa de Júpiter orbitando a distâncias dezenas de vezes menores do que a de Mercúrio ao Sol, com anos que duram poucos dias terrestres. A tanta proximidade, estrela e planeta se deformam mutuamente pela gravidade, e essas deformações, as marés, funcionam como um freio. Desde a década de 1990, a teoria prevê que as marés levantadas pelo planeta na estrela drenam energia e momento angular da órbita, obrigando o planeta a espiralar lentamente para dentro, até ser despedaçado ou engolido. A previsão era elegante. Faltava flagrar um planeta no ato.

A maneira mais direta de testar essa previsão é cronometrar trânsitos. Quando um planeta passa diante de sua estrela, a luz que recebemos cai por algumas horas, e o instante central dessa queda pode ser medido com precisão de segundos. Se a órbita estiver encolhendo, os trânsitos chegarão cada vez mais cedo, num padrão quadrático que se distingue de qualquer outro efeito.

Depois de anos de monitoramento, há apenas um caso em que o decaimento foi detectado de maneira segura: WASP-12 b, cujo encurtamento de período foi apontado em 2016, reforçado em 2017 e confirmado em 2020, quando a cronometragem de eclipses secundários com o telescópio espacial Spitzer descartou a alternativa de uma órbita apenas precessionando. O sistema fica a cerca de 1.400 anos-luz, na direção da constelação do Cocheiro, e é formado por uma estrela do tipo F tardio, um pouco maior e mais quente que o Sol, e por um planeta de 1,47 massas de Júpiter e 1,90 raios de Júpiter que completa uma órbita a cada 1,09 dia.

WASP-12 b foi descoberto pelo levantamento britânico SuperWASP, com o artigo de descoberta publicado em 2009, e desde então tornou-se um dos exoplanetas mais estudados do céu. A apenas 0,023 unidade astronômica da estrela, cerca de 3,4 milhões de quilômetros, ele recebe uma irradiação que eleva sua temperatura a mais de 2.500 kelvins, o que o inflou a quase o dobro do raio de Júpiter com apenas uma vez e meia a massa. A gravidade da estrela o deforma num ovo alongado na direção do astro, e a atmosfera, aquecida e esticada, escapa para o espaço. Um planeta assim já seria interessante parado. Em queda, tornou-se um laboratório único para testar a teoria das marés, e a teoria não passou no teste.

O problema começou quando os teóricos tentaram reproduzir o número medido. Uma taxa de 29 milissegundos por ano é várias ordens de grandeza mais rápida do que as marés de equilíbrio na estrela conseguem produzir, dado o que se sabe sobre a dissipação de energia no interior de uma estrela como WASP-12. Também não bastam as marés de excentricidade, aquelas que agem quando a órbita é alongada, pois a trajetória de WASP-12 b é essencialmente circular, nem o travamento em ressonância de maré, um mecanismo em que a frequência orbital se acopla a modos de oscilação estelar.

Existe uma saída conhecida: se a estrela já tivesse saído da sequência principal e começado a inchar rumo à fase de subgigante, as chamadas marés dinâmicas, ondas de gravidade excitadas no interior estelar, poderiam dissipar energia com a eficiência necessária. Só que todos os modelos de evolução estelar aplicados a WASP-12, em pelo menos seis estudos independentes conduzidos entre 2019 e 2026, indicam que a estrela continua na sequência principal, queimando hidrogênio no núcleo como o Sol.

Foi nesse impasse que, em 2018, Sarah Millholland e Gregory Laughlin propuseram uma ideia que deslocava o problema da estrela para o planeta. Em vez de a dissipação ocorrer no interior estelar, ela ocorreria no interior de WASP-12 b, por meio das chamadas marés de obliquidade. A obliquidade é a inclinação do eixo de rotação de um corpo em relação ao plano de sua órbita; a da Terra, de 23,4 graus, é o que nos dá as estações do ano. Um planeta com o eixo bastante inclinado e girando em sincronia com a órbita sofre uma maré que muda de direção ao longo de cada rotação, e esse amassar contínuo gera calor por atrito interno, como um arame que esquenta ao ser dobrado repetidas vezes. A energia dissipada vem da órbita, e a órbita encolhe.

A inspiração veio do Sistema Solar. A Lua mantém uma obliquidade de 7 graus graças a uma ressonância entre a precessão de seu eixo de rotação e a precessão de seu plano orbital, um acoplamento descrito pelo astrônomo italiano Giuseppe Colombo em 1966. Saturno, por sua vez, tem o eixo inclinado em 27 graus, e a explicação mais aceita é que essa inclinação foi excitada por uma ressonância semelhante envolvendo a lenta precessão da órbita de Netuno. Configurações desse tipo, em que o eixo de rotação de um corpo e o plano de sua órbita precessam juntos, travados em passo, são conhecidas como estados de Cassini, em homenagem às leis empíricas que Gian Domenico Cassini formulou para o movimento lunar no século XVII. A ideia de aplicá-las a exoplanetas apareceu em 2005, quando Joshua Winn e Matthew Holman sugeriram que marés de obliquidade poderiam aquecer o interior de HD 209458 b e explicar seu raio anormalmente inchado.

Dois anos depois, Daniel Fabrycky e colaboradores encontraram uma falha fatal nessa versão da hipótese. O calor que infla o planeta tem de vir da energia orbital, e extrair energia da órbita significa também transferir momento angular para o corpo que mantém a precessão. Só que essa transferência empurra o sistema para fora do estado de Cassini de alta obliquidade, desligando o próprio mecanismo. Em outras palavras, a maré de obliquidade se autodestrói. Millholland e Laughlin tentaram contornar o obstáculo em 2018 postulando um planeta companheiro, pequeno e próximo, com cerca de 10 massas terrestres, cuja gravidade manteria WASP-12 b preso na ressonância enquanto ele espiralava. O novo trabalho, assinado por Caleb Lammers, Yubo Su e Joshua Winn, da Universidade de Princeton, mostra que a mesma contabilidade de momento angular que derrubou a versão do inchaço também derruba a versão do decaimento orbital.

Para entender o argumento, é preciso acompanhar o que as marés fariam com WASP-12 b se ele estivesse sozinho. A dissipação dentro do planeta tenderia a sincronizar sua rotação com a órbita, a zerar sua obliquidade e a circularizar sua trajetória, e, atingido esse estado, a maré planetária deixaria de dissipar energia: o planeta estaria em repouso relativo ao campo gravitacional da estrela, sem deformação variável, sem atrito, sem calor. Uma companheira externa em órbita inclinada muda esse desfecho. Sua gravidade força o plano orbital de WASP-12 b a precessar, isto é, a girar lentamente como um pião que oscila em torno da vertical, a uma taxa que os autores chamam de g₁ e que depende da massa da companheira e da razão entre os dois semieixos maiores. Ao mesmo tempo, a estrela puxa o bojo equatorial do planeta, obrigando o eixo de rotação dele a precessar em torno da normal à órbita, a uma taxa α₁ que cresce rapidamente à medida que a órbita encolhe.

O ponto decisivo é que essas duas taxas evoluem em direções opostas conforme as marés de equilíbrio encolhem lentamente a órbita. A precessão forçada pela companheira, g₁, fica mais lenta, enquanto a precessão do eixo induzida pela estrela, α₁, fica mais rápida, porque a estrela está cada vez mais perto. Em algum momento, a razão entre as duas cruza o valor do cosseno da obliquidade do planeta, e o sistema é capturado numa ressonância spin-órbita. Dali em diante, a condição de ressonância tem de continuar sendo satisfeita: como a razão continua caindo, o cosseno precisa cair junto, o que significa que o eixo de rotação de WASP-12 b tem de tombar progressivamente para obliquidades maiores. É esse tombamento forçado que liga as marés de obliquidade.

Nos valores adotados pelos autores, com número de Love de 0,1, parâmetro que mede o quanto um corpo se deforma sob uma força de maré, e momento de inércia normalizado de 0,2, os mesmos usados por Millholland e Laughlin, o mecanismo pode encolher a órbita numa escala de tempo da ordem de 5 milhões de anos, compatível com o que se observa.

Para que esse quadro funcione, duas suposições são indispensáveis. A primeira é que a ressonância tenha sido encontrada tarde, depois de pelo menos 1 bilhão de anos de evolução lenta, porque só assim a fase de espiral rápida, que dura poucos milhões de anos, estaria acontecendo justamente agora, diante dos nossos telescópios. A segunda é que, uma vez capturado, o sistema tenha evoluído adiabaticamente, isto é, devagar o bastante para permanecer travado na ressonância em vez de escapar dela. Yubo Su, um dos autores do novo trabalho, já havia estudado em 2022, com Dong Lai, a dinâmica detalhada dessas capturas em estados de Cassini para júpiteres quentes, e é essa teoria que fundamenta a reanálise. O que Lammers, Su e Winn fazem a seguir é algo que a proposta original não havia feito: fechar o balanço de momento angular do sistema inteiro.

Momento angular é a grandeza que mede a quantidade de rotação de um sistema, e, numa configuração isolada, ele não pode ser criado nem destruído, apenas transferido de uma parte para outra. É o princípio que faz a patinadora girar mais rápido ao recolher os braços. Uma órbita menor carrega menos momento angular que uma órbita maior em torno da mesma estrela, de modo que, se WASP-12 b encolheu de um semieixo inicial até os atuais 0,023 unidade astronômica, a diferença tem de estar guardada em algum outro lugar do sistema. Transferi-la para a rotação da estrela exigiria uma taxa de dissipação estelar implausível, que é justamente o problema que as marés de obliquidade foram inventadas para resolver. Resta a companheira: Millholland e Laughlin sugeriram que o momento angular perdido pela órbita de WASP-12 b poderia ser absorvido pela reorientação da órbita da companheira, alinhando-a progressivamente com a do júpiter quente, com uma possível contribuição do eixo de rotação da estrela.

Os autores decidiram testar essa possibilidade da maneira mais generosa possível para a hipótese. Supuseram que os três vetores de momento angular relevantes, a órbita de WASP-12 b, a órbita da companheira e a rotação da estrela, começaram mutuamente perpendiculares, a configuração que maximiza quanto momento angular pode ser absorvido por reorientação, e que hoje as duas órbitas planetárias estão quase alinhadas, mas não perfeitamente, porque um alinhamento total destruiria a ressonância que a hipótese precisa manter. Para a estrela, adotaram o maior valor permitido para sua velocidade de rotação projetada, 1,9 quilômetro por segundo, o limite superior obtido por Leonardi e colaboradores em 2024, e assumiram que seu eixo está idealmente orientado para contribuir. Até uma configuração inicial retrógrada foi considerada, e descartada, porque os torques seculares levariam esse arranjo ao antialinhamento, não ao alinhamento. Cada escolha pendeu, deliberadamente, para o lado da hipótese.

Aqui aparece a tensão que condena o cenário. Uma companheira mais massiva e mais distante teria um reservatório maior de momento angular para absorver, o que parece bom. Mas o semieixo da companheira determina também onde, na trajetória de encolhimento, WASP-12 b encontrou a ressonância, e portanto quanto momento angular a órbita já perdeu desde então. Afastar a companheira aumenta a conta a pagar na mesma medida em que aumenta o caixa. Aproximá-la demais, por sua vez, esbarra na estabilidade dinâmica: duas órbitas muito próximas acabam se perturbando até um dos planetas ser ejetado ou colidir. Os autores varreram uma grade bidimensional de massas e semieixos da companheira, impondo em cada ponto a condição de ressonância, a conservação de momento angular e o critério de estabilidade de Hill formulado por Brett Gladman em 1993, que vale para planetas quase coplanares e, por isso, é na verdade um limite inferior para a separação necessária.

O resultado dessa varredura cabe em um gráfico de três linhas. Uma linha azul vertical marca o menor semieixo compatível com a estabilidade de Hill; uma linha branca ascendente marca, para cada semieixo, a menor massa capaz de fechar o balanço de momento angular; e a região permitida pela teoria é a faixa clara acima da branca e à direita da azul. Ela começa em 0,06 unidade astronômica e 65 massas terrestres. Millholland e Laughlin haviam previsto uma companheira a 0,04 unidade astronômica e com entre 10 e 20 massas terrestres, valores obtidos apenas das exigências de ressonância e dissipação, sem considerar o momento angular nem a estabilidade. A terceira linha do gráfico, verde e quase horizontal, é o limite superior imposto pelas velocidades radiais, e ela passa inteiramente abaixo da região permitida. Não sobra nenhum ponto em que a teoria e os dados coexistam.

Sessenta e cinco massas terrestres é um objeto da classe de Saturno reduzido, cerca de dois terços da massa do senhor dos anéis e quase quatro vezes a de Netuno. A diferença em relação aos 10 ou 20 Terras originais não é cosmética: a companheira exigida pela contabilidade ficou pelo menos três vezes mais pesada, e um planeta mais pesado puxa a estrela com mais força. É isso que torna a hipótese testável. A técnica da velocidade radial mede exatamente esse puxão, detectando o vaivém da estrela em torno do centro de massa do sistema pelo deslocamento Doppler de suas linhas espectrais, o mesmo princípio que faz a sirene de uma ambulância soar mais aguda ao se aproximar e mais grave ao se afastar. Uma companheira de 65 massas terrestres a 0,06 unidade astronômica imprimiria na estrela uma oscilação da ordem de 20 metros por segundo, e WASP-12 tem sido observada há quase duas décadas por espectrógrafos capazes de medir bem menos que isso.

Lammers, Su e Winn reuniram todas as medições de velocidade radial disponíveis para WASP-12, provenientes de quatro espectrógrafos: o SOPHIE, no Observatório de Haute-Provence, na França, que forneceu os dados da descoberta do planeta e de um acompanhamento publicado em 2011; o HARPS-N, no Telescopio Nazionale Galileo, nas Ilhas Canárias, com dados de 2017 e 2020; o HIRES, no Observatório Keck, no Havaí, com dados de 2020; e o NEID, no telescópio WIYN de 3,5 metros, em Kitt Peak, no Arizona, com dados publicados em 2025 por Winn e Guðmundur Stefánsson e mais quatro medições inéditas, obtidas depois dessa publicação e apresentadas no novo artigo.

A base passou por uma limpeza criteriosa: foram descartadas as medições feitas durante os trânsitos, quando o planeta distorce o perfil das linhas espectrais da estrela, aquelas com incertezas anormalmente grandes e um único ponto do SOPHIE que destoava de todos os demais. Quando havia mais de uma medição na mesma noite, só a mais precisa foi mantida. Sobraram 106 velocidades radiais: 22 do SOPHIE, 26 do HARPS-N, 29 do HIRES e 29 do NEID, cobrindo o intervalo de 2008 a 2025.

O primeiro passo da análise foi modelar o sinal do próprio WASP-12 b, e aqui o artigo oferece um brinde. Os autores ajustaram aos dados um modelo com duas senoides: a primeira é o vaivém orbital da estrela causado pelo planeta, com a órbita assumida circular; a segunda, com o dobro da frequência orbital, é o sinal induzido pelo bojo de maré da própria estrela, que, deformada em elipsoide pela gravidade do planeta, apresenta ao observador ora a face alongada, ora a face mais estreita, modulando sutilmente as velocidades medidas.

A fase orbital em cada instante foi calculada com uma efeméride de decaimento linear, que incorpora o encurtamento do período, usando o período de referência de 1,091419370 dia e a taxa de variação de menos 1,031 bilionésimo de dia por órbita determinados por Ian Wong e colaboradores em 2022. Cada espectrógrafo recebeu, além de seu próprio ponto zero de velocidade, um termo de ruído em excesso, o jitter, que acomoda a variabilidade intrínseca da estrela e as imperfeições instrumentais que as barras de erro formais não capturam.

O ajuste foi feito com o otimizador de Nelder-Mead da biblioteca SciPy, e as incertezas foram estimadas com uma análise de Monte Carlo por cadeias de Markov usando o código emcee, com 200 caminhantes dando 20 mil passos cada, dos quais os 5 mil primeiros foram descartados como aquecimento. A semiamplitude orbital saiu em 224,1 metros por segundo, com incerteza de apenas 1,7 metro por segundo, o que corresponde a uma massa planetária de 1,454 massas de Júpiter, adotando-se a massa estelar de 1,434 massas solares e a inclinação orbital de 83,37 graus medidas por Karen Collins e colaboradores em 2017.

O ruído em excesso ficou em torno de 10 metros por segundo em cada instrumento, e com ele o qui-quadrado do modelo caiu de 725 para 102, em concordância com os 96 graus de liberdade do ajuste. O sinal do bojo de maré foi detectado com semiamplitude de 6,2 metros por segundo e significância de 3,7 desvios-padrão, um resultado que vale por si só, mas que serve sobretudo de termômetro: se o conjunto de dados enxerga uma oscilação de 6 metros por segundo, um planeta que imprimisse 20 dificilmente passaria despercebido.

A busca pela companheira veio em seguida. Ao modelo de duas senoides os autores acrescentaram uma terceira, representando um planeta adicional em órbita quase circular, e varreram cerca de 26 mil períodos orbitais possíveis, cobrindo semieixos de 0,03 a 30 unidades astronômicas, da vizinhança imediata de WASP-12 b até distâncias comparáveis à de Netuno ao Sol. Para cada período, ajustaram por mínimos quadrados ponderados os oito parâmetros livres, as duas semiamplitudes do modelo original, os dois coeficientes da nova senoide e os quatro pontos zero instrumentais, e registraram o critério de informação bayesiano, o BIC, uma medida que premia o ganho de ajuste mas penaliza cada parâmetro extra, impedindo que um modelo mais complexo seja preferido só por ter mais botões para girar.

Manter o ruído em excesso fixo nos valores do ajuste anterior tornou o problema linear e rápido, e evitou que o modelo com companheira absorvesse ruído como se fosse sinal; para os cinco períodos de melhor BIC, o ruído foi reotimizado de forma não linear, com resultados equivalentes aos de uma varredura completa não linear, muito mais custosa, que também foi executada.

Nenhuma companheira apareceu. A maior melhora de BIC em relação ao modelo de um só planeta foi de 17,2, valor apenas ligeiramente superior ao dos picos seguintes, e 13 períodos diferentes produziram melhoras acima de 10, o retrato típico de uma floresta de flutuações estatísticas em vez de um sinal isolado e dominante. Para decidir o que contaria como detecção, os autores seguiram o procedimento de Andrew Howard e Benjamin Fulton, de 2016, e extrapolaram a distribuição dos picos observados: o ajuste de uma lei de potência ao histograma indicou que um pico de 25 teria apenas 1% de chance de surgir por acaso, e esse foi o limiar adotado. Nada chegou perto dele.

Ausência de detecção, por si só, não encerra a discussão; é preciso saber o que os dados conseguiriam ter visto. Para isso, os autores recorreram ao método de inject-and-recover, injeção e recuperação: adicionaram às velocidades radiais reais o sinal de companheiras fictícias, com massa mínima sorteada entre 10 e 10 mil massas terrestres e semieixo sorteado entre 0,03 e 30 unidades astronômicas, e repetiram a busca completa para verificar se o planeta inventado seria encontrado acima do limiar. Fizeram isso cerca de 3 milhões de vezes. O mapa resultante mostra, para cada combinação de massa e distância, a fração de planetas injetados que foi recuperada.

A 0,06 unidade astronômica, exatamente a distância em que a companheira menos massiva poderia sustentar o cenário de marés de obliquidade, os dados excluem com 95% de confiança qualquer objeto com massa mínima acima de 46 massas terrestres, o equivalente a uma semiamplitude de 14 metros por segundo. Toda a região do espaço de parâmetros exigida pela hipótese está, portanto, excluída. De quebra, o mapa mostra que companheiras mais pesadas que 13 massas de Júpiter, já no território das anãs marrons, só poderiam existir além de 10 unidades astronômicas.

Existe uma brecha aparente, e os autores a fecham. A velocidade radial mede apenas a componente do movimento estelar ao longo da linha de visada, de modo que o que se obtém é a massa mínima da companheira, o produto da massa verdadeira pelo seno da inclinação de sua órbita. Um planeta visto quase de frente, com órbita pouco inclinada em relação ao plano do céu, poderia ser bem mais massivo do que o limite sugere. Acontece que WASP-12 b transita, e sua órbita é, por isso, vista praticamente de perfil. Uma companheira com órbita de baixa inclinação estaria quase perpendicular à órbita do júpiter quente, e essa inclinação mútua elevada reduz drasticamente o momento angular que poderia ter sido absorvido pela reorientação da companheira rumo ao alinhamento.

Para satisfazer ao mesmo tempo os limites de velocidade radial e a contabilidade de momento angular, seria necessária uma geometria tridimensional improvável, com órbita quase perpendicular, na qual menos de 10% das orientações azimutais escapariam da detecção. E tudo isso já partindo das suposições mais favoráveis sobre estabilidade, deformabilidade do planeta e orientações iniciais; qualquer escolha menos generosa torna a saída ainda mais estreita.

Entre as suposições generosas está justamente o número de Love de 0,1. O valor medido para Júpiter pela sonda Juno, publicado em 2020, é de cerca de 0,57, e adotá-lo tornaria ainda mais difícil satisfazer as restrições sobre a companheira. Mesmo deixando WASP-12 b de lado, os limites obtidos têm interesse próprio. Algumas teorias sobre a formação de júpiteres quentes exigem companheiras massivas e distantes, que teriam empurrado o gigante gasoso para sua órbita apertada por meio de interações gravitacionais, e levantamentos de 2014 e 2016 buscaram exatamente essas companheiras em sistemas conhecidos. Para WASP-12, qualquer corpo dentro de 3 unidades astronômicas tem de induzir menos de 14 metros por segundo, e a longa linha de base das observações exclui anãs marrons em órbita de perfil até cerca de 10 unidades astronômicas. Os autores ressalvam que a hipótese de órbitas circulares, razoável para planetas pequenos e próximos, é suspeita para gigantes frios e distantes, e que relaxá-la enfraqueceria um pouco os limites.

Descartada a companheira que a teoria pedia, a pergunta natural é se o momento angular perdido pela órbita poderia ter ido parar em outro lugar. Os autores percorrem as alternativas uma a uma, e nenhuma salva a hipótese. A rotação da estrela, primeiro candidato óbvio, recebe uma fatia mínima do que está em jogo: a razão entre a intensidade das marés de obliquidade no planeta e a das marés na estrela é da ordem de 500, segundo a estimativa de Millholland e Laughlin, de modo que apenas cerca de 0,2% da troca de momento angular passaria pela aceleração da rotação estelar, e não pela reorientação de órbitas. A rotação da própria companheira é um reservatório ainda menor, pois o limite superior de massa imposto pelas velocidades radiais a impede de carregar momento angular relevante, algo como um milésimo do que a estrela guarda em seu giro.

Alargar a órbita da companheira seria outra saída, mas os torques seculares invocados para manter a ressonância spin-órbita não alteram os semieixos maiores dos planetas; eles mexem apenas nas orientações. Seriam necessárias interações não seculares, como o cruzamento de uma ressonância de movimento médio, situação em que os períodos orbitais dos dois planetas passam por uma razão de inteiros simples e trocam um impulso. Usando a formulação de Antoine Petit e colaboradores, de 2017, os autores calculam que o cruzamento da ressonância 3:2, a única plausível no cenário, daria à companheira um empurrão para fora capaz de aumentar seu momento angular orbital em apenas 3%, e esse número provavelmente é superestimado, por assumir o deslocamento máximo possível. Circularizar a órbita da companheira também rende pouco: para não cruzar a órbita original de WASP-12 b, a excentricidade dela já teria de ser inferior a 0,3, e levá-la de 0,3 a zero aumentaria o momento angular em meros 5%.

A quinta possibilidade é a mais sugestiva, porque WASP-12 b é um planeta que está, literalmente, evaporando. Observações no ultravioleta com o Telescópio Espacial Hubble, a partir de 2010, revelaram uma exosfera tão inflada que transborda o lóbulo de Roche do planeta, a região além da qual o material deixa de estar gravitacionalmente ligado a ele, e trabalhos de 2012, 2015 e 2019 reforçaram a evidência de que o planeta perde massa continuamente. Gás escapando poderia, em princípio, carregar momento angular orbital consigo. Mas dois estudos de 2026 deixam incerto se esse momento angular é perdido de maneira permanente ou devolvido ao planeta em interações posteriores, e, em qualquer caso, a perda de massa só é relevante na órbita atual, onde a irradiação é extrema e o planeta beira o transbordamento. Ela não oferece um sumidouro óbvio para o momento angular que teria sido perdido nas fases anteriores da espiral, quando o planeta estava mais longe e mais frio.

Os autores também examinam se o problema se dissolveria com uma captura diferente. Toda a análise supôs que WASP-12 b entrou na ressonância já com rotação sincronizada e obliquidade próxima de zero. Se tivesse entrado antes de sincronizar, com rotação rápida, o problema do momento angular pioraria; mas, se tivesse entrado com obliquidade já elevada, o cosseno menor permitiria que uma companheira mais distante ou menos massiva produzisse a precessão necessária, aliviando a contabilidade.

A saída, contudo, esbarra no calendário. A obliquidade elevada não pode ser primordial: se a ressonância tivesse sido encontrada logo após a formação, o tempo necessário para espiralar até a distância atual, inferior a 100 milhões de anos, conflitaria com a idade de vários bilhões de anos da estrela. Fica um dilema do tipo ovo e galinha: a obliquidade de hoje exige que WASP-12 b tenha adquirido um eixo muito inclinado antes de entrar na ressonância, mas pelo menos 1 bilhão de anos depois de ter se formado, sem nenhum mecanismo à vista para fazê-lo nesse intervalo.

E os outros sistemas? Marés de obliquidade foram sugeridas como possibilidade para outros júpiteres quentes com indícios de decaimento, entre eles Kepler-1658 b, cuja órbita em torno de uma estrela já evoluída parece estar encolhendo segundo um estudo de 2022, e voltaram a ser cogitadas em resultados de 2025. Lammers, Su e Winn não excluem o mecanismo em geral, mas listam os obstáculos. Uma estrela de rotação rápida ajudaria, por oferecer um reservatório maior de momento angular e permitir uma companheira mais leve. Ainda assim, o júpiter quente precisaria ter uma companheira externa e começar numa órbita desalinhada com o equador estelar, e nenhum sistema com essas características é conhecido; companheiras externas próximas a júpiteres quentes parecem raras, segundo levantamentos de 2012, 2021 e 2026.

Há também um limite por baixo: companheiras de massa arbitrariamente pequena não conseguem manter a ressonância, porque a dissipação de maré desloca o eixo do planeta para fora do plano definido pelos momentos angulares orbital e total, e, quando esse deslocamento ultrapassa 90 graus, o torque de precessão da companheira deixa de equilibrar o torque de alinhamento da maré. Para WASP-12 b essa restrição nem foi necessária; o momento angular e as velocidades radiais já haviam fechado o espaço de parâmetros por completo.

O veredito do trio de Princeton é claro e, ao mesmo tempo, respeitoso com a ideia que derruba. A hipótese das marés de obliquidade é atraente porque a energética funciona: ela dissipa energia na taxa certa e opera mesmo em órbitas circulares, onde outros mecanismos de maré planetária se calam. Mas, ao resolver o problema da energia, ela cria um problema de momento angular. A companheira hipotética precisaria cumprir dois papéis simultâneos: marcar o ritmo da precessão nodal que sustenta a ressonância spin-órbita e funcionar como um volante de inércia, o flywheel dos autores, a peça que nas máquinas armazena rotação para devolvê-la depois, absorvendo todo o momento angular que o júpiter quente perde ao espiralar para dentro, sem ser massiva ou próxima o bastante para desestabilizar o sistema. Juntas, essas exigências tornaram a companheira muito mais fácil de excluir com os dados existentes do que Millholland e Laughlin haviam antecipado. A explicação para a queda acelerada de WASP-12 b, concluem, tem de ser procurada em outro lugar.

Existe uma elegância discreta na forma como esse resultado se encaixa na história da própria ideia. Joshua Winn, coautor do novo artigo, foi quem propôs, ao lado de Matthew Holman, em 2005, a primeira aplicação dos estados de Cassini a exoplanetas, e vinte anos depois ajuda a mostrar onde a versão mais recente dessa proposta encontra seu limite. Os agradecimentos do artigo registram que Sarah Millholland, autora da hipótese testada, participou das discussões que inspiraram o trabalho, e que Daniel Fabrycky, autor da objeção original de 2007, leu e comentou o manuscrito. É a ciência funcionando como deveria: uma ideia boa é levada a sério o suficiente para ser testada até o fim, e quem a formulou participa do teste. O artigo foi submetido em 5 de agosto, aceito em 4 de setembro e publicado em 28 de setembro de 2026, em acesso aberto, com a tabela completa das 106 velocidades radiais disponibilizada em formato legível por máquina.

O que resta, então, é um mistério que ficou maior. As marés de equilíbrio na estrela são lentas demais; as marés dinâmicas exigiriam uma subgigante que os modelos insistem em não encontrar; as marés planetárias de obliquidade acabam de perder sua companheira. Alguma peça está faltando no quadro, e ela pode estar em qualquer um dos lados. Talvez a estrutura interna de WASP-12 seja menos convencional do que indicam os modelos de evolução estelar, e a dissipação em seu interior seja mais eficiente do que a teoria padrão de marés prevê. Talvez a física das marés em estrelas de tipo F, com envelopes convectivos finos e núcleos convectivos, reserve canais de dissipação ainda mal compreendidos. Ou talvez haja um mecanismo inteiramente novo à espera de ser formulado. Em todos os cenários, o único caso seguro de decaimento orbital em toda a amostra de mais de 6 mil exoplanetas confirmados continua sem explicação satisfatória, e isso diz algo sobre quão incompleto é nosso entendimento das marés estelares.

Esse entendimento importa além de um único planeta. As marés governam o destino de todos os júpiteres quentes, e a taxa com que eles caem define quantos deveríamos encontrar em órbitas apertadas, por quanto tempo sobrevivem e com que frequência uma estrela engole um planeta, evento cuja primeira observação direta na Via Láctea, um clarão de luz avermelhada, foi anunciada em 2023. Se os modelos de dissipação estão errados por ordens de grandeza para WASP-12, é razoável perguntar o que mais está errado. O planeta continuará sendo vigiado: suas medições de trânsito seguem se acumulando, as velocidades radiais do NEID continuam sendo coletadas, e cada ano adiciona 29 milissegundos de evidência. Dentro de alguns milhões de anos, antes mesmo de tocar a superfície da estrela, WASP-12 b será rasgado pelas forças de maré ou terá seu envelope drenado pelo transbordamento do lóbulo de Roche, deixando atrás de si, talvez, um núcleo rochoso nu em órbita de poucas horas.

Há algo de humilhante e de estimulante em assistir a isso. Humilhante porque, diante do único planeta que vemos morrer, as melhores ferramentas da física de marés levantam as mãos; estimulante porque é exatamente assim que as teorias são forçadas a crescer. WASP-12 b não sabe que é um enigma. Ele apenas continua dando suas voltas de 26 horas, encurtando cada uma delas em menos de um décimo de milissegundo, deformado em forma de ovo, derramando sua atmosfera no espaço, puxado por uma gravidade que ninguém ainda consegue explicar por completo. Um dia, daqui a menos de 3 milhões de anos, a estrela WASP-12 vai amanhecer sozinha. Até lá, o planeta que cai é também o planeta que nos lembra, a cada trânsito adiantado, de quanto ainda falta aprender sobre as forças que organizam os sistemas planetários, inclusive o nosso.