miniatura|Comparació de la mida d'una super-terra típica (al centre a l'esquerra) i un subneptú (al centre a la dreta) en comparació amb la Terra i Neptú. Les super-terres i els subneptuns són els tipus d'exoplanetes més comuns. Un subneptú, també conegut com a mini-Neptú, és un tipus d'exoplaneta de radi més petit que Neptú, però més gran que el radi de la Bretxa de Fulton, unes 1,8 vegades el de la Terra. Basant-se en les seves baixes densitats aparents, aquests planetes probablement posseiran una embolcall de baixa densitat que envolta un nucli rocós. Tot i ser el tipus d'exoplaneta més nombrós descobert fins al 2026, no es coneix l'existència de cap sub-Neptú al Sistema Solar.
La naturalesa exacta dels subneptuns és incerta. Es debat si són predominantment «nans gasosos» amb una capa de gas d'hidrogen i heli sobre un nucli rocós; «mons d'aigua» amb grans quantitats de volàtils com l'aigua; o versions més petites de gegants de gel amb gas i volàtils. Per tal de discernir entre aquests escenaris, diversos subneptuns com GJ 1214 b i K2-18 b han estat observats per telescopis com el telescopi espacial Hubble i el telescopi espacial James Webb per tal d'inferir les seves composicions i la història de la seva formació.
Terminologia Els termes "subneptú" i "mini-Neptú" s'utilitzen de manera inconsistent a la literatura. Molts articles de recerca utilitzen qualsevol dels dos termes per referir-se a la petita població de planetes situada per sobre de la bretxa del radi de Fulton, que posseeix una embolcall de baixa densitat, en contrast amb les superterres, que són més petites i no tenen aquest embolcall massiu. Altres termes utilitzats per referir-se a aquesta població de planetes inclouen "nano gasós", que ara normalment significa específicament subneptuns pobres en aigua, i "petit Neptú".
Subneptú s'utilitza ocasionalment per referir-se col·lectivament a qualsevol planeta entre 1 i 4 radis terrestres, incloent-hi les superterres i els mini-Neptuns. Aquesta població també es coneix com a "planetes petits", o "planetes Kepler". "Mini-Neptú" s'utilitza de vegades per referir-se a subconjunts específics de subneptuns. El terme s'ha utilitzat per descriure subneptuns amb una atmosfera d'hidrogen massiva i sense una superfície definida, o subneptuns rics en aigua.
Ocurrència miniatura|Histograma que mostra la taxa d'ocurrència d'exoplanetes en funció del radi del planeta. Els exoplanetes es troben més comunament com a subneptuns, amb radis entre 2,0 i 3,5 radis terrestres. Els subneptuns es produeixen amb molta més freqüència que els planetes gegants al sistema planetari interior. Un estudi del 2013, que utilitzava dades del telescopi espacial Kepler, va descobrir que els planetes d'entre 2 i 4 radis terrestres que orbiten en un termini de 245 dies es poden trobar al voltant del 31% de les estrelles semblants al Sol, mentre que menys del deu per cent d'aquestes estrelles allotgen planetes més grans que orbiten en un termini de 418 dies. Treballs posteriors mostren que la seva ocurrència augmenta amb el període orbital fins a uns 12-13 dies, on la taxa d'ocurrència s'aplana. Els estudis de micro-lents, que són sensibles als planetes situats a grans separacions orbitals, indiquen que els subneptuns i les super-terres de període orbital llarg també poden ser comuns.
Els subneptuns de període orbital curt són comuns al voltant d'estrelles de tipus G i K, i la seva ocurrència arriba al màxim al voltant d'estrelles primerenques de tipus M. La seva ocurrència disminueix al voltant d'estrelles més calentes que el Sol, així com al voltant d'estrelles més fredes. Els subneptuns són rars al voltant de nanes M mitjanes a tardanes menys massives que unes 0,4 masses solars, amb una taxa d'ocurrència de 0,148 ± 0,045 planetes que orbiten en un termini de 30 dies per estrella, mentre que els planetes de la mida d'una super-terra continuen sent molt més comuns.
L'ocurrència de subneptuns es correlaciona feblement amb la metal·licitat de l'estrella amfitriona, a diferència dels planetes gegants més grans. A més d'una àmplia supressió en l'ocurrència de planetes petits, els companys estel·lars amb separacions inferiors a unes 100 ua suprimeixen la taxa d'ocurrència de subneptuns.
Característiques Òrbita miniatura|Diagrama del sistema planetari K2-138, que consta de sis sub-Neptuns agrupats en òrbites ressonants. Els subneptuns es troben freqüentment amb altres subneptuns (o super-terres). Solen tenir mides similars a les d'altres subneptuns del sistema. Aquests sistemes es coneixen com a sistemes de "pèsols en una beina".
La majoria dels subneptuns no estan en ressonància orbital amb els seus veïns. Tanmateix, hi ha un excés de subneptuns a prop de les ressonàncies de primer ordre. Els subneptuns en trànsit prop de les ressonàncies de moviment mitjà, com els que orbiten Kepler-223 i HD 110067, presenten fortes variacions de temps de trànsit, la qual cosa permet mesurar les seves masses.
L'excentricitat mitjana de la població de planetes subneptuns és inferior a la dels planetes més grans. La transició entre les dues poblacions es produeix en un radi d'uns 3,5 radis terrestres.
Mida miniatura|En aquest diagrama de dispersió dels períodes orbitals i radis coneguts dels exoplanetes (dades del 2025) hi ha dos cúmuls diferents en radi: aquestes són les poblacions de super-terres i la de subneptuns (densitat ombrejada per a més claredat). Aquestes dues poblacions estan separades per la bretxa de Fulton, tal com indica la línia negra discontínua. El radi de la població principal de subneptuns es troba al voltant d'1,7-1,8 radis terrestres. Aquesta definició no és rígida; alguns planetes de la mida de subneptuns amb masses superiors a les de Neptú també s'han anomenat subneptuns, així com planetes més grans però menys massius que Neptú.
Els subneptuns joves, com ara els subneptuns en trànsit que orbiten Kepler-51 i V1298 Tauri, poden ser significativament més grans que els seus homòlegs més antics, alguns de les quals són tan grans com gegants gasosos tot i que són molt menys massius. A mesura que envelleixen i irradien calor, experimenten la contracció de Kelvin-Helmholtz, reduint el seu radi fins que assoleixen mides típiques de subneptú.
Composició Tot i que la baixa densitat de subneptuns és una clara evidència que aquests planetes posseeixen una atmosfera feta de materials de baixa densitat, a més d'un nucli rocós, els materials que componen aquesta atmosfera són controvertits i diversos.
Els mecanismes d'escapament atmosfèric que expliquen millor la petita diferència de radi planetari per als planetes al voltant d'estrelles semblants al Sol generalment prediuen que la majoria dels nuclis de subneptuns tenen composicions similars a la Terra, amb una contribució baixa o nul·la d'aigua. L'atmosfera d'hidrogen-heli constitueix un petit percentatge de la massa del planeta. Les mesures dels radis dels subneptuns joves corroboren provisionalment aquest model. Alguns models de formació de planetes també prediuen aquests subneptuns secs, és a dir, sense aigua.
D'altra banda, alguns treballs, especialment en models de formació de planetes, prediuen que els subneptuns són generalment mons rics en aigua. Aquestes simulacions van predir que els planetes subneptuns es formen més enllà de la línia de gel d'aigua, abans de migrar cap a l'interior. Una forta irradiació en un planeta ric en aigua podria produir una atmosfera de vapor inflada, d'acord amb les observacions. Alguns d'aquests mons rics en aigua també poden posseir hidrogen i heli a les seves embolcalls. També hi ha la possibilitat que els mons d'aigua que s'acumulen més enllà de la línia de gel d'aigua també acumulin grans quantitats de carboni orgànic refractari, o "sutge".
És possible que els subneptuns al voltant de les nanes M siguin de naturalesa diferent dels subneptuns al voltant d'estrelles semblants al Sol, ja que alguns estudis troben que la forma del buit de radi dels planetes al voltant d'aquestes estrelles és coherent amb el fet que hagi estat creada per processos de formació de planetes en lloc de mecanismes de pèrdua d'atmosfera estel·lar, a diferència de les estrelles semblants al Sol. D'altres troben el contrari, però. La massa mínima per als subneptuns sembla augmentar amb la massa estel·lar, i els subneptuns petits al voltant de les nanes M semblen ser significativament menys densos que els seus homòlegs al voltant d'estrelles FGK.
Les interaccions químiques entre l'atmosfera i el nucli poden alterar la composició d'un subneptú després de la seva formació. Les reaccions entre l'atmosfera d'hidrogen i l'oceà de magma poden produir aigua i d'altres compostos volàtils de manera endògena, la qual cosa podria explicar la presència de compostos volàtils que es troben a les atmosferes d'alguns subneptuns sense requerir l'acreció de materials gelats més enllà de la línia de gel d'aigua. L'aigua també es pot dissoldre a l'oceà de magma i ser segrestada al seu interior o convertida en hidrogen, cosa que fa que fins i tot els subneptuns que es formen amb grans quantitats d'aigua desenvolupin un embolcall relativament pobre en aigua.
Estructura interna Generalment es creu que els subneptuns estan almenys parcialment diferenciats, amb un interior ric en materials més densos com ara silicats i metalls, envoltat per una capa de materials més lleugers com ara "gas" (hidrogen i heli) i/o "gel" (volàtils com ara aigua, metà i diòxid de carboni). Tanmateix, la naturalesa de la capa, el grau de diferenciació i la partició dels diferents materials a través del planeta no es coneixen completament.
Si suposem que els subneptuns són nans gasosos, es pot esperar que molts tinguin un oceà de magma. La raó és que el nucli, escalfat per la formació de planetes, està cobert per l'embolcall, cosa que prolonga el seu temps de refredament a milers de milions d'anys. Alguns subneptuns poden tenir una pressió atmosfèrica prou alta per solidificar l'oceà de magma. Tanmateix, estudis sobre la miscibilitat de l'hidrogen, el silicat i els metalls a altes pressions i temperatures van trobar que sota pressions rellevants per als interiors subneptuns, els tres materials són miscibles per sobre de temperatures d'aproximadament 3600 Kelvin, cosa que suggereix que l'interior d'un subneptú no es diferenciaria en un nucli de ferro discret i un mantell de silicat, i una quantitat significativa d'hidrogen també residiria dins del nucli d'un subneptú. A mesura que el planeta es refreda, la superfície binodal, que delimita regions on les dues substàncies són miscibles, retrocedeix més cap a l'interior, fent que plogui silicat i que entri hidrogen a l'embolcall, tot i que una part d'hidrogen romandria al nucli fins i tot després d'això. miniatura|Estructures internes de subneptuns a diverses temperatures, tal com proposen Benneke et al. (2024) A altes temperatures i pressions, l'hidrogen i l'aigua es tornen completament miscibles, i la solubilitat del metà en aigua també augmenta. Per tant, l'hidrogen, l'aigua i d'altres compostos volàtils dins de l'embolcall d'un subneptú poden tornar-se miscibles. Per a subneptuns més càlids, tot l'embolcall podria ser completament miscible, i la composició de l'atmosfera superior observable reflectiria les abundàncies relatives d'hidrogen i compostos volàtils. Per a subneptuns més freds, l'aigua podria ploure des de les capes superiors, deixant una atmosfera dominada per l'hidrogen per sobre de la regió miscible més profunda a l'interior. Per a subneptuns molt freds amb atmosferes d'hidrogen molt primes, l'aigua es pot condensar completament per formar un oceà líquid sota una atmosfera dominada per l'hidrogen, convertint-se en un planeta hiceànic.
Atmosfera