GJ 3090 b : une sous-Neptune qui orbite à rebours de la rotation de son étoile

Autour de la naine rouge GJ 3090, à environ 22 parsecs de la Terre, la planète GJ 3090 b parcourt son orbite dans le sens opposé à celui où tourne son étoile. L’angle entre l’axe de son orbite et l’axe de rotation stellaire est estimé à environ 136°, quand les planètes du Système solaire s’en tiennent à 3° à 7°. Le résultat, déposé sur arXiv le 21 septembre 2026 et publié comme lettre dans Astronomy & Astrophysics (vol. 713, L15), fait de GJ 3090 b la première planète rétrograde identifiée autour d’une naine M.

Deux précisions cadrent ce résultat. D’abord, GJ 3090 b n’est pas la première planète rétrograde connue : des planètes géantes sur orbite rétrograde existent déjà. La primauté porte sur le type d’étoile, une naine M, pas sur le phénomène lui-même. Ensuite, « à rebours » qualifie le sens de l’orbite, comparé au sens de rotation de l’étoile. La rotation de la planète sur elle-même n’a pas été mesurée. Ce qui a été établi, c’est un angle entre deux mouvements. Tout l’intérêt tient à la manière dont on l’obtient à plus de 70 années-lumière, et à ce qu’il oblige à revoir dans le scénario de formation des planètes.

Un angle entre deux plans : l’orbite et l’équateur de l’étoile

Une étoile tourne sur elle-même autour d’un axe, comme la Terre. Une planète décrit autour d’elle une orbite contenue dans un plan, et ce plan a lui aussi un axe, perpendiculaire à l’orbite. Les astronomes appellent obliquité l’angle entre ces deux axes et le notent ψ. C’est cette grandeur qui dit si une orbite est « rangée » ou non.

Sa lecture est simple une fois les repères posés. À 0°, l’orbite est dans le plan de l’équateur stellaire et la planète la parcourt dans le sens où tourne l’étoile. À 90°, l’orbite est polaire : la planète passe au-dessus des pôles de son étoile. Au-delà de 90°, le sens de circulation s’inverse et l’orbite devient rétrograde. À 180°, la planète tourne dans le plan équatorial, mais à contresens.

Cette géométrie est exacte, mais le vocabulaire des astronomes est moins tranché. Les planètes dites polaires ne sont pas celles d’un seul angle de 90° : elles forment un groupe déjà identifié, étalé sur toute une bande autour de cette valeur, que la publication consacrée à GJ 3090 b borne de 75° à 115°. Une obliquité mesurée à 103°, par exemple, dépasse 90° et reste pourtant comptée comme polaire. La publication situe GJ 3090 b au-dessus de ce groupe.

Avec ψ ≈ 136°, GJ 3090 b est dans la moitié rétrograde. Son plan orbital fait un angle de 44° (180 − 136) avec l’équateur de l’étoile, et il est parcouru à l’envers du sens de rotation stellaire. Une orbite inclinée, et parcourue à rebours : les deux informations sont contenues dans le même nombre.

Le Système solaire donne l’étalon. Selon le communiqué de l’Université de Genève du 21 septembre 2026, les huit planètes tournent dans le sens de rotation du Soleil, avec des obliquités comprises entre 3° et 7° environ ; celle de la Terre dépasse un peu 7°. L’écart avec GJ 3090 b n’est donc pas une affaire de degrés supplémentaires. C’est un changement de régime.

Reste une confusion à écarter, celle que porte l’expression « tourner à l’envers ». Une planète a deux mouvements distincts : sa rotation sur elle-même, qui fait ses jours, et sa révolution autour de l’étoile, qui fait son année. Seul le second est en cause ici. Pour GJ 3090 b, la mesure porte sur le sens de l’orbite, comparé à la rotation de l’étoile ; la rotation propre de la planète reste inconnue. Pour replacer ces notions dans leur cadre général, voir ce qu’est une exoplanète et comment on la définit.

L’ombre d’une planète sur une étoile qui tourne

Comment connaître le sens de circulation d’une planète qu’aucun télescope ne voit directement ? Comme pour d’autres méthodes de détection d’une planète invisible, tout se joue de manière indirecte. La réponse passe par la lumière de l’étoile, et par un phénomène connu sous le nom d’effet Rossiter-McLaughlin.

Une étoile qui tourne a, vue de la Terre, un bord qui s’approche de l’observateur et un bord qui s’en éloigne. La lumière du premier arrive décalée vers le bleu, celle du second vers le rouge : c’est l’effet Doppler. Le spectre de l’étoile entière mélange toutes ces vitesses, du bord bleu au bord rouge, et leurs contributions se compensent.

Lorsqu’une planète passe devant l’étoile — un transit —, elle masque une petite zone du disque stellaire. Cette zone a sa propre vitesse, qui dépend de sa position par rapport à l’axe de rotation. Pendant le transit, la planète glisse d’un bord à l’autre et masque successivement des zones aux vitesses différentes. La séquence de ces vitesses masquées dessine sa trajectoire par rapport à l’axe de rotation de l’étoile.

Le sens se lit alors dans l’ordre. Une planète prograde masque d’abord le bord qui s’approche, puis celui qui s’éloigne. Une planète rétrograde fait l’inverse. Cette lecture reste une projection sur le ciel.

C’est cette méthode qu’a employée l’équipe menée par Yann Carteret, doctorant à l’Université de Genève (UNIGE), avec notamment Vincent Bourrier et Léna Parc (UNIGE) et Andrew Winter (Queen Mary University of London). Selon la publication, déposée sur arXiv le 21 septembre 2026 (DOI 10.1051/0004-6361/202661989), la mesure repose sur une variante appelée « RM revolutions », appliquée à des spectres pris pendant les transits par deux instruments, NIRPS et HARPS. Le choix de cette variante n’a rien d’une préférence d’école : la version habituelle de la méthode ne fonctionnait pas ici.

Six transits en infrarouge pour une ombre minuscule

La difficulté tient d’abord à la taille de l’ombre. GJ 3090 b a un rayon de 2,18 rayons terrestres ; son étoile, 0,516 rayon solaire, soit environ 56 rayons terrestres. En rapportant les deux surfaces, la planète masque de l’ordre de 0,15 % du disque stellaire. Ce chiffre est un calcul dérivé des rayons publiés en 2022 et en 2026, pas une valeur donnée par l’équipe, mais il fixe l’ordre de grandeur : une zone d’un millième et demi de l’étoile, dont il faut lire la vitesse.

Dans la version classique de la méthode, on suit la vitesse radiale de l’étoile entière pendant le transit. La zone masquée manque au mélange, et le spectre global s’en trouve légèrement déséquilibré vers le bleu ou vers le rouge. Cette « anomalie » est d’autant plus forte que la planète est grande et que l’étoile tourne vite. Selon la publication, ni l’une ni l’autre condition n’est remplie ici : la petite taille de la planète et la rotation modérée de l’étoile rendent l’anomalie indétectable en vitesse radiale. Elle se noie dans le bruit.

La technique « RM revolutions » contourne l’obstacle. Au lieu de suivre le spectre global, elle isole, à chaque instant du transit, le profil spectral de la seule zone occultée par la planète, et mesure directement sa vitesse locale. Le signal reste faible ; il faut donc l’accumuler. L’équipe a observé six transits, entre le 9 octobre 2023 et le 9 juillet 2025, soit 142 spectres NIRPS et 51 spectres HARPS pour environ 23 heures d’observation. Vingt-trois heures pour une ombre de 0,15 %.

Le second obstacle tient à l’étoile. GJ 3090 est une naine rouge de type M2, de 0,519 masse solaire et 0,516 rayon solaire selon l’article de découverte publié en 2022 dans A&A. Plus petite et plus froide que le Soleil, elle rayonne surtout dans l’infrarouge. Un spectrographe travaillant dans le visible, comme HARPS (380 à 690 nanomètres), n’en recueille qu’une part réduite, ce qui limite la précision sur une étoile de magnitude visuelle modeste.

NIRPS répond à ce problème. D’après la fiche de l’ESO consacrée à l’instrument, ce spectrographe observe dans le proche infrarouge, de 0,95 à 1,8 micromètre, sur le télescope de 3,6 mètres de l’ESO à La Silla, au Chili. Sa première lumière date de 2022. Il fonctionne comme le « bras rouge » de HARPS : les deux instruments observent simultanément la même étoile, l’un dans le visible, l’autre dans l’infrarouge. Porté par l’iREx de l’Université de Montréal et par l’Université de Genève, NIRPS combine optique adaptative et fibres optiques, et a été conçu pour les naines M. C’est ce couplage, joint à l’analyse locale des profils spectraux, qui met la mesure à portée pour une petite planète de naine rouge.

136°, à une vingtaine de degrés près

Le spectre ne livre pas directement ψ. Ce qu’il donne, c’est λ, l’angle entre l’axe de l’orbite et l’axe de rotation stellaire tels qu’ils apparaissent projetés sur le ciel, vus depuis la Terre. Pour GJ 3090 b, la publication obtient λ = 208° (+15/−18). Un angle de 208° équivaut à −152° : les deux notations décrivent la même orientation.

Passer de λ à ψ exige deux informations supplémentaires. Il faut connaître l’inclinaison de l’orbite par rapport à la ligne de visée, que fournit le transit lui-même. Et il faut connaître l’inclinaison de l’axe de l’étoile vers l’observateur, qu’on déduit de sa période de rotation, environ 18 jours d’après les mesures NIRPS publiées en janvier 2026, et de son rayon. En combinant ces trois angles, l’équipe obtient l’obliquité vraie, en trois dimensions : ψ = 136° (+24/−18).

Ces deux chiffres ne se contredisent pas. Ce sont deux grandeurs différentes : 208° est une projection sur le plan du ciel, 136° est l’angle réel dans l’espace. Une projection peut exagérer ou atténuer un désalignement ; c’est ψ, et lui seul, qui permet de dire « rétrograde ».

Que vaut ce 136° ? Sa marge le dit. L’intervalle à 1 σ va de 118° à 160° ; « 1 σ » désigne la marge d’usage d’une mesure, la plage où la valeur vraie a environ deux chances sur trois de se trouver. Cette plage se situe tout entière au-delà de 90°, et sa borne basse, 118°, dépasse aussi la limite haute de la bande polaire, 115°. La publication chiffre cette séparation : elle exclut l’orbite polaire (ψ = 90°) à 2,5 σ, ce qui signifie que 90° se trouve à deux fois et demie la marge de 1 σ sous la valeur mesurée. Sur cette base, la conclusion « orbite rétrograde » tient. La valeur précise, en revanche, reste lâche, avec une incertitude d’une vingtaine de degrés de chaque côté. Écrire « environ 136° » est donc le juste degré de précision : la marge assure le sens de l’orbite, pas son inclinaison au degré près.

Une sous-Neptune riche en volatils, sur une orbite de trois jours

L’objet lui-même mérite d’être posé. GJ 3090 b a été repérée par le satellite TESS, sous la désignation TOI-177, puis caractérisée en 2022 par Almenara et ses collègues. Sa masse a été affinée en janvier 2026 grâce à NIRPS, dans une publication de Lamontagne et ses collègues parue dans A&A.

Les valeurs retenues sont celles de 2026 : un rayon de 2,18 ± 0,06 rayons terrestres et une masse de 4,52 ± 0,47 masses terrestres. L’étude de 2022 donnait 2,13 ± 0,11 rayons et 3,34 ± 0,72 masses terrestres ; NIRPS a revu la masse à la hausse et resserré sa marge. Concrètement, la planète fait un peu plus de deux fois la taille de la Terre et quatre à cinq fois sa masse. Elle boucle son orbite en 2,85 jours autour d’une étoile qui fait environ la moitié du Soleil en masse comme en rayon.

Sa densité, 2,40 g/cm³ (+0,33/−0,30), est l’indice le plus parlant. Elle est trop faible, selon l’équipe de 2026, pour une planète purement rocheuse de cette taille. D’où l’hypothèse d’une enveloppe riche en volatils, qui fait de GJ 3090 b une candidate « monde d’eau ». Le terme décrit une composition. Il ne dit rien d’océans habitables : l’habitabilité n’est pas la question posée. Un autre cas de planète de naine rouge étudiée pour sa composition est détaillé dans l’article consacré à l’atmosphère de LHS 1140 b.

GJ 3090 b n’est pas seule. Le système compte une seconde planète confirmée, GJ 3090 c, qui ne transite pas : elle tourne en 15,9 jours et sa masse minimale atteint 10,0 ± 1,3 masses terrestres. Un troisième signal, à 12,7 jours, reste au stade de candidat. Le communiqué de l’UNIGE évoque deux autres planètes détectées grâce à NIRPS ; les publications en établissent une confirmée et une candidate. Quant à la distance, les articles donnent 22 parsecs, soit un peu plus de 70 années-lumière.

Du Système solaire aux géantes désalignées : l’échelle d’environ 136°

Sur une échelle qui va de 0° à 180°, les huit planètes du Système solaire tiennent toutes dans les huit premiers degrés. GJ 3090 b se place aux trois quarts de l’échelle, entre l’orbite polaire et l’orbite équatoriale inversée. La comparaison ne dit pas seulement que la planète est plus inclinée. Elle dit qu’elle appartient à une autre catégorie d’orbites.

Cette catégorie est peu peuplée. Selon le communiqué de l’UNIGE, parmi les systèmes à plusieurs planètes connus, seuls cinq autres abritent une planète dont l’orbite est désalignée de plus de 70°. La publication, elle, range GJ 3090 b parmi les planètes les plus désalignées connues, aux côtés de deux géantes : KELT-19 b et TOI-1710 b. C’est ce qui interdit de parler de « première planète rétrograde » tout court. Des planètes rétrogrades figuraient déjà dans les catalogues, à commencer par ces deux géantes.

Ce qui change avec GJ 3090 b, c’est le couple planète-étoile. Selon la publication et le communiqué de Queen Mary University of London du 21 septembre 2026, c’est la plus petite planète en orbite autour d’une naine M dont l’obliquité a été mesurée en trois dimensions. Une sous-Neptune de quelques masses terrestres, autour d’une étoile deux fois plus petite que le Soleil : c’est précisément la configuration où la mesure était jusque-là hors de portée, pour les raisons de lumière et de taille d’ombre décrites plus haut.

L’échelle, donc, ne tient pas à un record de degrés. Elle tient à la rencontre d’un angle rare et d’un type de système, la petite planète de naine rouge, où la mesure restait hors de portée.

Autour des naines rouges, des orbites polaires et un voisin suspecté

Le cadre de référence part d’une idée simple. Une étoile et son disque de gaz et de poussière naissent du même nuage en rotation : ils héritent du même sens de rotation et devraient donc être alignés. Les planètes, formées dans ce disque, suivent. Le Système solaire, avec ses quelques degrés d’écart, en est l’illustration.

Les mesures accumulées depuis ont nuancé cette image. La synthèse publiée en 2022 par Albrecht, Dawson et Winn dans PASP (arXiv 2203.05460, DOI 10.1088/1538-3873/ac6c09) le résume : les meilleures mesures d’obliquité portent sur des géantes proches de leur étoile, et on les trouve sur des orbites prograde, polaires ou rétrogrades. Pour ces cas, les causes jugées probables sont la diffusion planète-planète, quand deux planètes passent assez près l’une de l’autre pour dévier mutuellement leurs orbites, et les perturbations séculaires, c’est-à-dire l’effet cumulé, sur de longues durées, de l’attraction d’un corps lointain. La dépendance du désalignement à la structure de l’étoile suggère en outre que les marées le réduisent avec le temps. La synthèse en tire une mise en garde : il est risqué de supposer que l’étoile et son disque étaient alignés au départ.

Dans ce schéma, le désalignement a un auteur : un « bousculeur », planète ou étoile de grande masse, qui dérègle l’orbite après coup. Deux cas étudiés autour de naines M entraient dans ce cadre. GJ 436 b, un Neptune tiède, a une obliquité de 103,2° (+12,8/−11,5) selon Bourrier et ses collègues (2022), qui l’ont mesurée avec la même famille de méthodes. GJ 3470 b, autre Neptune tiède autour d’une étoile située à 29 parsecs, a une obliquité de 95° (+9/−8) selon Stefansson et ses collègues (2022) (DOI 10.3847/2041-8213/ac6e3c), qui relèvent en outre une accélération en vitesse radiale compatible avec un compagnon externe capable d’expliquer cette orbite. Deux orbites polaires, donc, et au moins un voisin suspect.

Un élément complique le tableau. Selon la publication de 2026, le réalignement par marées est le plus efficace autour des étoiles à enveloppe convective profonde, c’est-à-dire dont une épaisse couche externe est brassée en permanence par des mouvements de gaz, comme les naines M. Autour de ces étoiles, un désalignement devrait donc s’effacer plus vite qu’ailleurs.

Le perturbateur géant, écarté jusqu’à 15 unités astronomiques

Pour GJ 3090 b, l’équipe a cherché le bousculeur. Elle a combiné les vitesses radiales, l’imagerie speckle, dont les poses très brèves figent la turbulence de l’atmosphère pour séparer une étoile compagne proche, et l’astrométrie du satellite Gaia, qui suit la position de l’étoile sur le ciel et y trahirait le balancement imposé par un compagnon lourd. Aucun compagnon de grande masse, planète ou étoile, n’apparaît dans les limites de ces données.

Ces limites sont chiffrées. Selon la publication, une étoile compagne est exclue jusqu’à environ 3 unités astronomiques (une unité astronomique étant la distance Terre-Soleil). Une planète de plus d’une masse de Jupiter est exclue jusqu’à 15 unités astronomiques, et un objet de plus de 13 masses de Jupiter jusqu’à 100 unités astronomiques — ces deux derniers seuils en supposant que ce compagnon hypothétique orbite dans le même plan que GJ 3090 b. Les scénarios qui requièrent un tel corps, la migration à haute excentricité ou le mécanisme de Kozai-Lidov, par lesquels un objet lourd déforme et fait basculer l’orbite d’une planète intérieure, sont en conséquence défavorisés.

La primauté revendiquée est formulée avec soin. La lettre la définit ainsi : « GJ 3090 b est donc la première planète rétrograde d’un système multiplanétaire sans compagnon externe massif confirmé ni compagnon stellaire binaire large. »

Les qualificatifs de cette phrase bornent le résultat. « Confirmé » renvoie aux seuils ci-dessus : un perturbateur plus léger, plus lointain, ou incliné par rapport au plan de GJ 3090 b n’est pas exclu par ces données. L’expression juste est donc « sans compagnon de grande masse connu », et non « sans compagnon ». La nuance compte. Elle suffit pourtant à retirer de l’équation le suspect habituel, celui qui expliquait les cas précédents.

Un second disque, arrivé de travers : l’hypothèse privilégiée

Sans bousculeur connu, il faut que le désalignement ait une autre origine. La publication retient comme scénario le plus probable l’accrétion tardive d’un disque secondaire, non aligné sur la rotation de l’étoile, suivie d’une migration de la planète dans ce disque. Le communiqué de Queen Mary University of London le présente, plus prudemment, comme une possibilité.

Le mécanisme se décompose en trois temps. Une fois le disque initial dissipé ou appauvri, l’étoile peut encore capter de la matière dans son environnement. Cette matière arrive avec son propre moment cinétique, c’est-à-dire sa propre quantité de rotation et sa propre orientation, qui n’ont aucune raison d’être celles de l’étoile. Le second disque qu’elle forme peut donc être incliné, voire tourner à contresens. Les planètes qui s’y forment ou y migrent en héritent l’orientation. Vincent Bourrier, maître d’enseignement et de recherche à l’UNIGE, résume l’hypothèse au conditionnel dans le communiqué de l’université : « Pour GJ 3090, l’étoile pourrait avoir accrété un disque secondaire désaligné et rétrograde dans lequel les planètes du système se seraient formées. »

Le scénario s’appuie sur une observation propre aux naines M. La publication invoque les disques dits « Peter Pan », qui entretiennent une forte accrétion jusqu’à plusieurs dizaines de millions d’années. Une naine rouge a donc du temps pour capter de la matière nouvelle.

Reste un paradoxe, que l’équipe relève. Les marées réalignent efficacement les orbites autour des naines M, et le système est âgé d’environ un milliard d’années selon l’estimation de l’équipe. Le désalignement a pourtant survécu. La lecture proposée par les auteurs sépare l’étoile de la planète : l’efficacité des marées ne dépend pas que de l’étoile, elle dépend aussi de la masse de la planète qui les soulève. Pour un objet de quelques masses terrestres, elles resteraient trop faibles pour avoir déjà redressé l’orbite.

Le statut de ce scénario est celui d’une hypothèse jugée la plus probable, non d’un résultat démontré. Et même si les autres planètes se sont formées dans le même disque, leur orientation n’est pas mesurée : rien ne permet d’affirmer que le système entier est renversé, ni que ses planètes partagent un même plan.

Un cas isolé ou le premier d’une famille ?

Un système ne fait pas une statistique. GJ 3090 b montre qu’un disque de formation peut, au moins une fois, s’être trouvé de travers autour d’une naine rouge, sans bousculeur identifié. Il ne dit pas si ces disques tordus sont fréquents ou rarissimes.

Plusieurs pièces manquent au dossier du système lui-même. L’orientation de GJ 3090 c n’est pas mesurable par la même méthode, puisque cette planète ne passe pas devant son étoile. Le signal à 12,7 jours attend confirmation. Tant que ces deux orbites restent sans orientation connue, le scénario d’un disque secondaire commun reste une reconstruction à partir d’une seule planète.

L’apport durable tient peut-être autant à la méthode qu’au résultat. La synthèse de 2022 notait que les meilleures mesures d’obliquité portaient sur des géantes proches. L’association de NIRPS et HARPS, et la technique d’analyse des profils locaux, montrent qu’on peut désormais mesurer l’obliquité en trois dimensions d’une sous-Neptune autour d’une naine M. La question qui s’ouvre est celle d’un échantillon : combien de petites planètes de naines rouges sont désalignées, et combien d’entre elles le sont sans voisin de grande masse pour l’expliquer.

Le tableau se lit colonne par colonne : les deux Neptunes tièdes restent dans la bande polaire, autour de 90°, avec pour l’un un voisin possible, tandis que GJ 3090 b se place au-dessus de cette bande, sans perturbateur de grande masse identifié.

FAQ — GJ 3090 b et son orbite rétrograde

Qu’est-ce qu’une orbite rétrograde ?

C’est une orbite parcourue dans le sens opposé à celui où tourne l’étoile. On la repère à l’obliquité ψ, l’angle entre l’axe de rotation de l’étoile et l’axe de l’orbite : au-delà de 90°, la planète circule à contresens. Pour GJ 3090 b, ψ vaut environ 136° (+24/−18), contre 3° à 7° pour les planètes du Système solaire. Les orbites dites polaires occupent toutefois une bande autour de 90°, de 75° à 115° selon la publication, et GJ 3090 b se situe au-dessus.

GJ 3090 b tourne-t-elle à l’envers sur elle-même ?

Ce point n’est pas connu. Le terme « rétrograde » porte sur le sens de l’orbite, comparé à la rotation de l’étoile. La rotation propre de la planète, qui fixerait la durée de ses jours, n’a pas été mesurée.

Comment mesure-t-on le sens d’une orbite à 22 parsecs ?

Par l’effet Rossiter-McLaughlin. Une étoile qui tourne a un bord qui s’approche, dont la lumière est décalée vers le bleu, et un bord qui s’éloigne, décalé vers le rouge. Pendant un transit, la planète masque successivement des zones de vitesses différentes. Une planète prograde masque d’abord le bord qui s’approche ; une planète rétrograde, l’inverse. Pour GJ 3090 b, il a fallu six transits et environ 23 heures d’observation avec NIRPS et HARPS.

Est-ce la première planète rétrograde découverte ?

Non. C’est la première planète rétrograde identifiée autour d’une naine M. Des géantes sur orbite rétrograde étaient déjà connues, comme KELT-19 b et TOI-1710 b. GJ 3090 b est aussi la plus petite planète de naine M dont l’obliquité a été mesurée en trois dimensions.

Pourquoi cette mesure était-elle difficile autour d’une naine rouge ?

Une naine rouge émet surtout dans l’infrarouge, où un spectrographe visible recueille peu de lumière. La planète, elle, ne masque qu’environ 0,15 % du disque stellaire, un ordre de grandeur calculé à partir des rayons publiés. NIRPS, qui observe dans le proche infrarouge en même temps que HARPS dans le visible, et une technique qui isole le spectre de la zone masquée ont rendu la mesure possible.

Qu’est-ce que le disque secondaire invoqué pour expliquer cette orbite ?

C’est un disque de matière que l’étoile aurait capté tardivement, après son disque initial, avec une orientation différente de sa rotation, voire à contresens. Les planètes formées ou ayant migré dans ce disque en hériteraient l’orientation. L’équipe juge ce scénario le plus probable, faute de compagnon de grande masse détecté, mais il reste une hypothèse et non un résultat démontré.

Combien de planètes compte le système GJ 3090 ?

Deux planètes sont confirmées : GJ 3090 b, sur une orbite de 2,85 jours, et GJ 3090 c, qui ne transite pas et tourne en 15,9 jours. Un troisième signal, à 12,7 jours, reste un candidat non confirmé. L’orientation de l’orbite de GJ 3090 c n’est pas mesurée.