CT Chamaeleontis

CT  Chamaeleontis ( CT  Cha ) es una estrella T Tauri en la constelación de Chamaeleon . ^{[ 10 ]} La estrella pertenece a Chamaeleon I , que forma parte del complejo de Chamaeleon. ^{[ 11 ]} Tiene una magnitud visual aparente que varía entre 11,7 y 12,9. ^{[ 3 ]}

Disco alrededor de CT Cha con VLT/ESFERA

CT Chamaeleontis tiene un tipo espectral K7Ve, ^{[ 5 ]} lo que indica que es una estrella de tipo K tardío con líneas de emisión y una clase de luminosidad de secuencia principal , aunque todavía no ha alcanzado esta etapa de evolución, con una edad probable entre uno y dos millones de años. ^{[ 4 ]} La masa de la estrella se ha obtenido dinámicamente utilizando la rotación kepleriana de su disco protoplanetario , lo que arroja dos valores de0,85 ± 0,02 y0,96 ± 0,02 M _☉  . ^{[ 7 ]} Tiene un radio 2,06 veces mayor que el del Sol ( R _☉ ) y está irradiando 1,4 veces la luminosidad del Sol ( L _☉ ) desde su fotosfera ^{[ 4 ]} a una temperatura efectiva de 4403 K . La abundancia de hierro a hidrógeno de la estrella es equivalente a solo el 27,5 % de la del Sol. ^{[ 8 ]} 

Las observaciones realizadas con el instrumento de infrarrojo medio del Telescopio Espacial James Webb mostraron que el disco alrededor de CT Cha A no contiene moléculas de carbono. Se identificaron líneas de emisión de agua y OH . La emisión de baja energía del agua proviene de agua fría (≲ 200 K (−73 °C; −100 °F) ). ^{[ 12 ]} El disco alrededor de la estrella fue fotografiado directamente con ALMA ^{[ 13 ]} y VLT/ SPHERE . ^{[ 11 ]}   

En 2006 y 2007, se observó un débil compañero a 2,7 segundos de arco de CT Chamaeleontis , utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral . Dado que el objeto comparte movimiento propio con CT Chamaeleontis , se cree que está físicamente cerca de la estrella, con una separación proyectada de aproximadamente 440 unidades astronómicas . El compañero ha sido designado como CT Chamaeleontis b ^{[ 15 ]} o como CT Chamaeleontis B , a veces erróneamente como una estrella de baja masa. ^{[ 16 ]}

La masa del compañero se estimó en17 ± 6 masas de Júpiter  ( M _J ) en 2008 ^{[ 17 ]} y en14–24 M _J  en 2015. ^{[ 18 ]} Dado que es probable que estos valores estén por encima del límite de combustión de deuterio, se consideró que CT Cha b era probablemente una enana marrón en lugar de un exoplaneta. ^{[ 17 ] [ 18 ]} Estas estimaciones de masa se basan en la edad de la estrella anfitriona, que se estimó en2 ± 2 millones de años en 2008 ^{[ 17 ]} y entre uno y cinco millones de años en 2015. ^{[ 18 ]} Sin embargo, la edad fue revisada posteriormente, oscilando entre1,26 +0,41 −0,32 a3,51 +0,38 −0,39 millones de años, mientras que el mejor ajuste se revisa a la baja, con un rango de1,26 +0,41 −0,32 a1,77 +0,60 −0,49 millones de años. ^{[ 4 ]} Un valor asumido recientemente de1,41 +0,38 −0,30 implica una masa de9,7 +1,2 −1,1 M _J  , que está dentro del régimen de masa planetaria. ^{[ 9 ]}

Ya durante el descubrimiento se sospechaba de la evidencia de acreción de un disco circumplanetario rico en gas a partir de la emisión de Paβ . ^{[ 17 ]} Posteriormente se encontró que la emisión en la banda r es sobreluminosa, lo que indica emisión de Hα . Este equipo estimó una tasa de acreción de ~6 × 10 ⁻¹⁰ M _☉ /año. ^{[ 18 ]} Una búsqueda con ALMA no logró detectar el disco alrededor del compañero. ^{[ 13 ]} Las observaciones con espectroscopia de resolución media MIRI del JWST encontraron que el disco es rico en química de carbono. Se encontraron siete moléculas que contienen carbono dentro del disco. ^{[ 12 ]} Se identificaron las siguientes moléculas: acetileno (C ₂ H ₂ , ¹³ C CH ₂ ), etano (C ₂ H ₆ ), propino (C ₃ H ₄ ), diacetileno (C ₄ H ₂ ), benceno (C ₆ H ₆ ), cianuro de hidrógeno (HCN) y dióxido de carbono (CO ₂ ). ^{[ 19 ] [ 12 ] [ 20 ]} Este disco rico en carbono es similar a los discos alrededor de objetos aislados de masa planetaria y otros objetos de baja masa que muestran una transición de un disco rico en oxígeno a un disco rico en carbono en su vida. Este resultado proporcionará información sobre la formación de exolunas alrededor de planetas gigantes. ^{[ 12 ]}