Procesy grzania oraz reakcje chemiczne w obszarach foto-dysocjacyjnych (PDR od ang. Photo-Disociation Region) zależą od pola promieniowanie z zakresu dalekiego UV (6 eV < hn < 13.6 eV) emitowanego przez pobliskie gwiazdy. Obszary PDR odpowiedzialne są za większość emisji podczerwonej (IR – od ang. infrared) w kontinuum oraz za emisję w liniach molekularnych w zakresie milimetrowym i submilimetrowym z rozdzielonych obłoków molekularnych w pobliskich galaktykach i z całych odległych galaktyk. Porównanie pomiędzy modelami teoretycznymi, a obserwacjami obszarów PDR, pozwala wyznaczyć panujące w nich warunki fizyczne (gęstość i temperatura gazu) oraz ich skład chemiczny.
W pracy "Full SED fitting with the KOSMA-τ PDR code - I. Dust modelling", autorstwa M. Rölliga, R. Szczerby z CAMK, V. Ossenkopfa i C. Glücka zmieniono sposób uwzględnienia pyłu w kodzie PDR KOSMA-tau tak aby fizyka związana z tą składową była uwzględniona w sposób samo-uzgodniony. Znajomość własności pyłu pozwala oszacować wówczas jego emisję w kontinuum, formowanie się wodoru molekularnego oraz emisją w liniach molekularnych. Pokazano w jaki sposób, różne własności optyczne ziaren pyłu wpływają na strukturę fizyczną i chemiczną modelowanego obłoku molekularnego. Najistotniejszą modyfikacją okazało się uwzględnienie procesu formowania się molekuły H2 na powierzchni ziaren w wyniku chemisorpcji. Proces ten zwiększa wydajność tworzenia się H2 ale również wyzwala duże ilości energii cieplnej głównie w zewnętrznych obszarach modelowanego obłoku molekularnego. Szczególnie ważnym w tym względzie jest efekt zwiększenia się dostępnej całkowitej powierzchni pyłu poprzez zwiększenie proporcji bardzo małych ziaren (np. PAH – od ang. Policyclic Aromatic Hydrocarbons). Bardzo małe ziarna grzeją zewnętrzne obszary obłoku, co może być testowane poprzez wysoko-wzbudzone przejścia molekuły CO, a ich większe zdolności absorpcyjne powodują spadek temperatury w centrum obłoku.
Na zdjęciu: Obłok molekularny Barnard 68. Image Credit: FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO.
