Este trabajo indica que la química en fase gas puede ser importante en discos protoplanetarios irradiados por estrellas cercanas, pues podría contribuir a la formación de moléculas complejas, las llamadas ‘interstellar complex organic molecules’, que se consideran los ‘ladrillos’ necesarios para formar moléculas prebióticas. 

El articulo presenta nuevas observaciones del James Webb Space Telescope sobre el disco protoplanetario d203-506, en el ‘Orion nebula cluster’. Los datos consisten en espectros y mapas de emisión. La novedad está en la posible detección del catión CH3+ en su ‘atmósfera’ (la parte verticalmente más externa), que se encuentra fuertemente irradiada en UV por las estrellas cercanas. Aparte de CH3+ detectan otras especies, entre ellas CH+ y H2 ro-vibracionalmente excitado. 

La importancia de detectar CH3+ está en su potencial para reaccionar con otras especies gaseosas, pues su reactividad en fase gas es bien conocida, y el consenso científico es que tiene capacidad para formar moléculas más complejas (importante para la evolución química del universo), y está conectado a la formación de CO a través de la reacción CH3+ + O, que forma HCO+ y este puede formar CO tras reaccionar un electrón libre en el medio. CO tiene una importancia especial en astronomía, pues siendo tan abundante en regiones frías y densas (de hecho, es la segunda molécula más abundante, tras H2, en estas regiones), es un perfecto trazador de sus propiedades físicas. 

La asignación de CH3+ se basa en: 

• la comparación del espectro vibracional con un espectro sintético generado con química cuántica computacional  
• las propiedades espectroscópicas esperadas para una molécula como CH3+.  

Todo apunta a que la asignación es correcta, los métodos son suficientes y el análisis oportuno y correcto. Sin embargo, como todo en 'ciencia puntera’ no está libre de pequeños inconvenientes. Por el lado de los mapas de emisión, los autores no pueden descartar que haya contaminación del jet de la protoestrella, y faltaría tener espectros experimentales de alta calidad para poder asignar qué líneas en el espectro vibracional pertenecen a qué emisiones, y si hay además líneas de emisión de otras especies químicas mezcladas con las de HCO+. En cualquier caso, que CH3+ está ahí es la situación más probable. En este respecto, han considerado otras posibles especies cuya emisión debería caer aproximadamente en la región espectral de CH3+, y no parece haber mejor candidato. Finalmente, la detección del espectro rotacional alrededor de 3.1-3.2 micras solo hace que dar más razones a que sea CH3+. 

Tras esto, los autores discuten qué química se esperan, basándose en el conocimiento previo en el campo y un modelo astroquímico, y la comparan con que se ha detectado en este trabajo, así como previamente con, por ejemplo, [el radiotelescopio internacional] ALMA. Primero, discuten como puede formarse CH3+ en ese ambiente de fuerte irradiación. La película va así: los fotones ultravioletas ionizan C en C+ y excitan H2 rovibracionalmente. De esta forma ambos reaccionan para dar C+ + H2*  CH+. Si no hubiera esta excitación en H2, la reacción sería mucho más lenta, pues es endotérmica. Además, el canal “frio” de esta reacción es muy lento, pues implica la emisión de un fotón tras la formación del complejo [CH2+]*, un proceso mucho menos eficiente. Este modelo es soportado por la emisión de H2* con el mismo JWST, y la coincidencia de las emisiones de CH3+ y H2*. 

Una vez se forma CH+, su reacción con moléculas de hidrógeno (no necesariamente excitadas) es muy rápida, formando CH2+ y CH3+. 

De los modelos astroquímicos, obtienen predicciones de las abundancias de varias especies químicas de interés en función de la ‘extinción visual’, es decir, en función que tan ‘oscuro’ (denso) se vuelve el medio, asumiendo diversos valores de densidad gaseosa y distintos tamaños para los granos de polvo, los principales contribuyentes al bloqueo de rayos UV. Lo importante de estos modelos es que son consistentes con las observaciones, pues CH3+ sigue la emisión de H2*, a las temperaturas esperadas, sin una dependencia fuerte en la densidad. Aun así, modelos astroquímicos en que la estructura del disco también se tiene en cuanta serán necesarios para conocer mejor las propiedades de d203-506.