CT Chamaeleontis

CT Chamaeleontis a un type spectral de K7Ve^[5], ce qui indique qu'il s'agit d'une étoile de type K tardif présentant des raies d'émission et une classe de luminosité de la séquence principale, bien qu'elle n'ait pas encore atteint ce stade de son évolution, son âge étant probablement compris entre un et deux millions d'années^[4]. La masse de l'étoile a été obtenue de manière dynamique en utilisant la rotation keplérienne de son disque protoplanétaire, donnant deux valeurs de 0,85 ± 0,02 et 0.96 ± 0.02 M_☉^[7]. Elle a un rayon égal à 2,06 fois celui du Soleil (R_☉) et rayonne 1,4 fois la luminosité du Soleil (L_☉) depuis sa photosphère^[4] à une température effective de 4 403 K. L'abondance fer-hydrogène de l'étoile équivaut à seulement 27,5 % de celle du Soleil^[8].

Les observations réalisées avec l'instrument à moyenne infrarouge (en) du télescope spatial James Webb ont montré que le disque entourant CT Cha A ne contient aucune molécule de carbone. Des raies d'émission d'eau et de radicaux hydroxyle (OH) ont été identifiées. L'émission à basse énergie de l'eau provient d'eau froide (≲ 200 K (−73 °C ; −100 F))^[12]. Le disque entourant l'étoile a été imagé directement avec ALMA^[13] et VLT/SPHERE^[11].

En 2006 et 2007, un faible compagnon a été observé à 2,7 secondes d'arc de CT Chamaeleontis, à l'aide du Très Grand Télescope de l'Observatoire européen austral. L'objet partageant un mouvement propre commun avec CT Chamaeleontis, on pense qu'il est physiquement proche de l'étoile, avec une séparation projetée d'environ 440 UA. Le compagnon a été désigné soit sous le nom de CT Chamaeleontis b^[15], soit sous celui de CT Chamaeleontis B, et parfois qualifié par erreur d'étoile de faible masse^[16].

La masse du compagnon a été estimée à 17 ± 6 M_J en 2008^[17] et à 14 à 24 M_J en 2015^[18]. Ces valeurs étant probablement supérieures à la limite de fusion du deutérium, CT Cha b a été considéré comme étant vraisemblablement une naine brune plutôt qu'une exoplanète^[17],[18]. Ces estimations de masse reposent sur l'âge de l'étoile hôte, qui avait été estimé à 2 ± 2 Ma en 2008^[17] et entre un et cinq millions d'années en 2015^[18]. Cependant, l'âge a ensuite été révisé, s'étendant de 1,26+0,41
−0,32 à 3,51+0,38
−0,39 Ma, tandis que la valeur la mieux ajustée a été revue à la baisse, allant de 1,26+0,41
−0,32 à 1,77+0,60
−0,49 Ma^[4]. Une valeur récemment retenue de 1,41+0,38
−0,30 implique une masse de 9,7+1,2
−1,1 M_J, ce qui se situe bien dans le régime des masses planétaires^[9].

Déjà lors de la découverte, des indices d'accrétion provenant d'un disque circumplanétaire (en) riche en gaz ont été suspectés en raison de l'émission par la raie Paβ^[17]. Il a ensuite été découvert que l'émission dans la bande r est surlumineuse, ce qui indique une émission Hα. Cette équipe a estimé un taux d'accrétion d'environ 6 × 10⁻¹⁰ M_☉^[18]. Des recherches menées avec ALMA n'ont pas permis de détecter le disque autour du compagnon^[13]. Des observations réalisées par spectroscopie à moyenne résolution avec le MIRI du JWST ont révélé que le disque est riche en chimie du carbone. Sept molécules carbonées ont été trouvées à l'intérieur du disque^[12]. Les molécules suivantes ont été identifiées : l'acétylène (C₂H₂, ¹³CCH₂), l'éthane (C₂H₆), le propyne (C₃H₄), le diacétylène (C₄H₂), le benzène (C₆H₆), le cyanure d'hydrogène (HCN) et le dioxyde de carbone (CO₂)^{[12],[19],[20]}. Ce disque riche en carbone est similaire aux disques entourant des objets de masse planétaire isolés et d'autres objets de faible masse qui présentent une transition d'un disque riche en oxygène vers un disque riche en carbone au cours de leur existence. Ce résultat permettra de mieux comprendre la formation des exolunes autour des géantes gazeuses^[12].