ฝุ่นคอสมิก  – หรือที่เรียกว่าฝุ่นนอกโลกฝุ่นอวกาศหรือฝุ่นดาว  – คือฝุ่นที่เกิดขึ้นในอวกาศหรือตกลงมาบนโลก^{[ 1 ] [ 2 ]}อนุภาคฝุ่นคอสมิกส่วนใหญ่มีขนาดระหว่างไม่กี่โมเลกุลถึง 0.1  มม . (100  μm ) เช่นไมโครอุกกาบาต (<30 μm) และอุกกาบาต (>30 μm) ^{[ 3 ]}ฝุ่นคอสมิกสามารถจำแนกเพิ่มเติมได้ตามตำแหน่งทางดาราศาสตร์ ได้แก่ฝุ่นระหว่างกาแล็กซีฝุ่นระหว่างดาวฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ (เช่นในเมฆจักรราศี ) และฝุ่นรอบดาวเคราะห์ (เช่นในวงแหวนดาวเคราะห์ ) ข้อมูลเกี่ยวกับลักษณะของฝุ่นในตำแหน่งนอกระบบสุริยะส่วนใหญ่ได้มาจากวิธีการทางดาราศาสตร์เชิงสังเกตเช่นการวัดแสง การวัดโพลาไรเซชันและ สเปกโทรส โกปีอินฟราเรด^{[ 4 ]}นอกจากนี้ยังมีวิธีการโดยตรงสำหรับการเก็บรวบรวมและศึกษาฝุ่นอวกาศภายในระบบสุริยะ^{[ 5 ]}ตัวอย่างเช่นยานอวกาศสตาร์ดัสต์ได้เก็บฝุ่นจากดาวหางและยังตรวจพบอนุภาคบางส่วนที่มีต้นกำเนิดจากอวกาศระหว่างดาวฤกษ์ และนำตัวอย่างกลับมายังโลกในปี 2549 ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}

ในระบบสุริยะ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ทำให้เกิดแสงจักรราศีฝุ่นในระบบสุริยะยังรวมถึงฝุ่นจากดาวหาง ฝุ่นจากดาวเคราะห์ (เช่น จากดาวอังคาร ) ^{[ 10 ]} ดินบนดวงจันทร์ ฝุ่น จากดาวเคราะห์น้อย ฝุ่นจากแถบไคเปอร์และฝุ่นระหว่างดวงดาวที่ผ่านเข้ามาในระบบสุริยะ มีการประมาณการว่าฝุ่นคอสมิกหลายพันตันมาถึงพื้นผิวโลกทุกปี^{[ 11 ]}โดยอนุภาคส่วนใหญ่มีมวลระหว่าง 10 ⁻¹⁶กก. (0.1 pg) และ 10 ⁻⁴กก. (0.1 g) ^{[ 11 ]} ความหนาแน่นของเมฆฝุ่นที่โลกกำลังเคลื่อนที่ผ่านนั้นอยู่ที่ประมาณ 10 ⁻⁶อนุภาคฝุ่น^{/ลบ.ม. [ 12} ]

ฝุ่นในอวกาศส่วนใหญ่เป็น "ฝุ่นดาว" ซึ่งประกอบด้วยแร่ธาตุทนความร้อน เช่นซิลิเกตกราไฟต์และคาร์บอนอสัณฐานของแข็งเหล่านี้จะควบแน่นเป็นฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้ว เช่นดาวยักษ์แดงดาวคาร์บอนโนวาและซูเปอร์โนวาและถูกพัดพาไปยังอวกาศระหว่างดาวโดยลมดาวฤกษ์และการไหลออกของดาวฤกษ์แม่^{[ 13 ]}ฝุ่นยังประกอบด้วยสารประกอบอินทรีย์ (ของแข็งอินทรีย์อสัณฐานที่มี โครงสร้าง อะโรมาติก - อะลิฟาติก ผสม ) ซึ่งสามารถสร้างขึ้นได้เองตามธรรมชาติและอย่างรวดเร็วในการไหลออกของดาวคาร์บอน [ ^{14 ] [ 15 ] [ 16 ] หรือ}โดยกระบวนการที่เกิดขึ้นในตัวกลางระหว่างดาว^{[ 17 ]}

ในอดีต ฝุ่นละอองในอวกาศเป็นเพียงสิ่งรบกวนนักดาราศาสตร์ เนื่องจากมันบดบังวัตถุที่พวกเขาต้องการสังเกต เมื่อดาราศาสตร์อินฟราเรดเริ่มต้นขึ้น พบว่าอนุภาคฝุ่นเป็นองค์ประกอบสำคัญและจำเป็นของกระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ การวิเคราะห์สามารถเปิดเผยข้อมูลเกี่ยวกับปรากฏการณ์ต่างๆ เช่น การก่อตัวของระบบสุริยะ^{[ 19 ]} ตัวอย่างเช่น ฝุ่นละอองในอวกาศสามารถขับเคลื่อนการสูญเสียมวลเมื่อดาวฤกษ์ใกล้จะสิ้นสุดอายุขัยมีบทบาทในระยะเริ่มต้นของการก่อตัวของดาวฤกษ์และก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ในระบบสุริยะฝุ่นมีบทบาทสำคัญในแสงจักรราศีซี่วงแหวน Bของดาวเสาร์วงแหวนดาวเคราะห์ที่กระจายตัวอยู่รอบนอกของดาวพฤหัสบดีดาวเสาร์ ดาวยูเรนัสและดาว เนปจูนและดาวหาง

การศึกษาฝุ่นแบบสหวิทยาการนำเอาสาขาวิทยาศาสตร์ที่แตกต่างกันมารวมกัน ได้แก่ ฟิสิกส์ ( ฟิสิกส์ของแข็งทฤษฎีแม่เหล็กไฟฟ้าฟิสิกส์พื้นผิวฟิสิกส์สถิติฟิสิกส์ความร้อน ) คณิตศาสตร์แฟรกทัลเคมีพื้นผิวบนอนุภาคฝุ่นอุกกาบาตวิทยาตลอดจนทุกสาขาของดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ [ ^{21 ] พื้นที่} การวิจัยที่แตกต่างกันเหล่านี้สามารถเชื่อมโยงกันได้ด้วยหัวข้อต่อไปนี้: อนุภาคฝุ่นในอวกาศมีการวิวัฒนาการเป็นวัฏจักร ทั้งทางเคมี ทางกายภาพ และทางพลศาสตร์ วิวัฒนาการของฝุ่นแสดงให้เห็นเส้นทางที่จักรวาลนำวัสดุกลับมาใช้ใหม่ ในกระบวนการที่คล้ายคลึงกับขั้นตอนการรีไซเคิลในชีวิตประจำวันที่หลายคนคุ้นเคย ได้แก่ การผลิต การจัดเก็บ การแปรรูป การรวบรวม การบริโภค และการทิ้ง

การสังเกตและการวัดฝุ่นละอองในอวกาศในภูมิภาคต่างๆ ให้ข้อมูลเชิงลึกที่สำคัญเกี่ยวกับกระบวนการรีไซเคิลของจักรวาล ไม่ว่าจะเป็นในเมฆของสสารระหว่างดาวฤกษ์ ที่กระจายตัว ในเมฆโมเลกุลในฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อยและในระบบดาวเคราะห์เช่นระบบสุริยะซึ่งนักดาราศาสตร์พิจารณาว่าฝุ่นอยู่ในสถานะที่ผ่านการรีไซเคิลมากที่สุด นักดาราศาสตร์สะสม "ภาพถ่าย" จากการสังเกตฝุ่นในแต่ละช่วงชีวิตของมัน และเมื่อเวลาผ่านไป ก็จะกลายเป็นภาพยนตร์ที่สมบูรณ์ยิ่งขึ้นเกี่ยวกับขั้นตอนการรีไซเคิลที่ซับซ้อนของจักรวาล

ปัจจัยต่างๆ เช่น การเคลื่อนที่เริ่มต้นของอนุภาค คุณสมบัติของวัสดุพลาสมา ที่อยู่ระหว่างกลาง และสนามแม่เหล็กเป็นตัวกำหนดการมาถึงของอนุภาคฝุ่นที่เครื่องตรวจจับฝุ่น การเปลี่ยนแปลงเพียงเล็กน้อยของปัจจัยเหล่านี้สามารถทำให้พฤติกรรมการเคลื่อนที่ของฝุ่นแตกต่างกันอย่างมาก ดังนั้นจึงสามารถเรียนรู้ได้ว่าวัตถุนั้นมาจากที่ใด และมีอะไรอยู่ในตัวกลางนั้นบ้าง

มีวิธีการศึกษาฝุ่นละอองในอวกาศหลากหลายวิธี สามารถตรวจจับฝุ่นละอองในอวกาศได้ด้วยวิธีการสำรวจระยะไกล ที่ใช้คุณสมบัติ การแผ่รังสีของอนุภาคฝุ่นละอองในอวกาศ ตัวอย่างเช่นการวัด แสงจักรราศี

ฝุ่นละอองอวกาศยังสามารถตรวจจับได้โดยตรง ('in-situ') โดยใช้วิธีการเก็บรวบรวมที่หลากหลายและจากสถานที่เก็บรวบรวมที่หลากหลาย ประมาณการปริมาณวัสดุจากนอกโลกที่เข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกในแต่ละวันมีตั้งแต่ 5 ถึง 300 ตัน^{[ 22 ] [ 23 ]}

นาซาเก็บตัวอย่างอนุภาคฝุ่นดาวฤกษ์ในชั้นบรรยากาศของโลกโดยใช้เครื่องเก็บตัวอย่างแบบแผ่นที่ติดตั้งใต้ปีกของเครื่องบินที่บินในชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์ นอกจากนี้ยังมีการเก็บตัวอย่างฝุ่นจากพื้นผิวของมวลน้ำแข็งขนาดใหญ่ของโลก (แอนตาร์กติกาและกรีนแลนด์/อาร์กติก) และจากตะกอนใต้ทะเลลึกด้วย

ดอน บราวน์ลีจากมหาวิทยาลัยวอชิงตันในซีแอตเติล เป็นคนแรกที่ระบุได้อย่างน่าเชื่อถือว่าอนุภาคฝุ่นที่เก็บรวบรวมได้นั้นมาจากนอกโลกในช่วงปลายทศวรรษ 1970 แหล่งที่มาอีกแหล่งหนึ่งคืออุกกาบาตซึ่งมีฝุ่นดาวที่สกัดออกมาจากตัวมันเอง อนุภาคฝุ่นดาวเป็นชิ้นส่วนแข็งทนความร้อนของดาวฤกษ์ก่อนกำเนิดระบบสุริยะแต่ละดวง พวกมันถูกจำแนกได้จากองค์ประกอบไอโซโทปสุดขั้ว ซึ่งเป็นองค์ประกอบไอโซโทปที่พบได้เฉพาะในดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้ว ก่อนที่จะผสมกับสสารระหว่างดาว อนุภาคเหล่านี้ควบแน่นจากสสารของดาวฤกษ์ขณะที่มันเย็นตัวลงหลังจากออกจากดาวฤกษ์

ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ มีการสร้างและใช้งานเครื่องตรวจจับฝุ่นบนยานอวกาศสำรวจดาวเคราะห์ บางลำกำลังปฏิบัติภารกิจอยู่ในปัจจุบัน และกำลังมีการสร้างเพิ่มอีกหลายลำเพื่อเตรียมใช้งาน ความเร็วในการโคจรของอนุภาคฝุ่นในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ (โดยทั่วไป 10–40 กม./วินาที) ทำให้การดักจับอนุภาคอย่างสมบูรณ์เป็นเรื่องยาก ดังนั้น เครื่องตรวจจับฝุ่นแบบติดตั้งในที่จึงมักถูกออกแบบมาเพื่อวัดพารามิเตอร์ที่เกี่ยวข้องกับการพุ่งชนของอนุภาคฝุ่นด้วยความเร็วสูงกับเครื่องมือ จากนั้นจึงคำนวณคุณสมบัติทางกายภาพของอนุภาค (โดยปกติคือ มวลและความเร็ว) ผ่านการสอบเทียบในห้องปฏิบัติการ (เช่น การพุ่งชนอนุภาคเร่งความเร็วที่มีคุณสมบัติที่ทราบแล้วลงบนแบบจำลองของเครื่องตรวจจับฝุ่นในห้องปฏิบัติการ) ตลอดหลายปีที่ผ่านมา เครื่องตรวจจับฝุ่นได้วัดค่าต่างๆ เช่น แสงวาบจากการพุ่งชน สัญญาณเสียง และการแตกตัวเป็นไอออนจากการพุ่งชน ล่าสุด เครื่องมือวัดฝุ่นบนยาน ส ตา ร์ดัสต์สามารถดักจับอนุภาคได้อย่างสมบูรณ์ใน แอโรเจลที่มี ความหนาแน่นต่ำ

ในอดีต เครื่องตรวจจับฝุ่นได้ถูกติดตั้งบน ยานอวกาศ HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, UlyssesและCassiniรวมถึงดาวเทียมโคจรรอบโลกLDEF , EURECAและ Gorid และนักวิทยาศาสตร์บางกลุ่มได้ใช้ ยานอวกาศ Voyager 1และ2เป็นโพรบ Langmuir ขนาดใหญ่ เพื่อเก็บตัวอย่างฝุ่นในอวกาศโดยตรง ปัจจุบัน เครื่องตรวจจับฝุ่นกำลังติดตั้งอยู่บน ยานอวกาศ Ulysses , PROBA , Rosetta , StardustและNew Horizonsฝุ่นที่เก็บรวบรวมได้บนโลกหรือในอวกาศและนำกลับมายังโลกโดยภารกิจส่งตัวอย่างกลับมายังโลก จะถูกนำไปวิเคราะห์โดยนักวิทยาศาสตร์ด้านฝุ่นในห้องปฏิบัติการต่างๆ ทั่วโลก หนึ่งในคลังเก็บฝุ่นในอวกาศขนาดใหญ่ตั้งอยู่ที่ NASA Houston JSC

แสงอินฟราเรดสามารถทะลุผ่านกลุ่มเมฆฝุ่นในอวกาศ ทำให้เราสามารถมองเข้าไปในบริเวณการก่อตัวของดาวฤกษ์และใจกลางของกาแล็กซีได้ กล้องโทรทัศน์อวกาศสปิตเซอร์ของNASAเป็นกล้องโทรทัศน์อวกาศอินฟราเรดที่ใหญ่ที่สุดก่อนการปล่อยกล้องโทรทัศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ในระหว่างภารกิจ สปิตเซอร์ได้ภาพและสเปกตรัมโดยการตรวจจับรังสีความร้อนที่ปล่อยออกมาจากวัตถุในอวกาศระหว่างความยาวคลื่น 3 ถึง 180 ไมโครเมตร รังสีอินฟราเรดส่วนใหญ่นี้ถูกปิดกั้นโดยชั้นบรรยากาศของโลกและไม่สามารถสังเกตได้จากพื้นดิน ผลการค้นพบจากสปิตเซอร์ได้กระตุ้นการศึกษาเกี่ยวกับฝุ่นในอวกาศ รายงานฉบับหนึ่งแสดงหลักฐานบางอย่างว่าฝุ่นในอวกาศก่อตัวขึ้นใกล้กับหลุมดำมวลมหาศาล^{[ 24 ]}

กลไกการตรวจจับอีกอย่างหนึ่งคือการวัดโพลาไรเซชันอนุภาคฝุ่นไม่ได้มีรูปร่างทรงกลมและมีแนวโน้มที่จะเรียงตัวตามสนามแม่เหล็ก ระหว่างดาวฤกษ์ ซึ่งจะทำให้แสงดาวที่ผ่านกลุ่มฝุ่นเกิดการโพลาไรซ์เป็นพิเศษ ในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียง ซึ่งการแดงของแสงระหว่างดาวฤกษ์ไม่รุนแรงพอที่จะตรวจจับได้ จึงมีการใช้การวัดโพลาไรเซชันเชิงแสงที่มีความแม่นยำสูงเพื่อรวบรวมโครงสร้างของฝุ่นภายในฟองอากาศท้องถิ่น^{[ 26 ]}

ในปี 2019 นักวิจัยพบฝุ่นระหว่างดาวในทวีปแอนตาร์กติกา ซึ่งพวกเขาเชื่อมโยงกับเมฆระหว่างดาวในท้องถิ่นการตรวจพบฝุ่นระหว่างดาวในทวีปแอนตาร์กติกาทำได้โดยการวัดไอโซโทปรังสีเหล็ก-60และแมงกานีส-53 โดยใช้ เครื่องเร่งอนุภาคที่มีความไวสูง^{[ 27 ]}

อนุภาคฝุ่นจะทำปฏิกิริยากับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในลักษณะที่ขึ้นอยู่กับพื้นที่หน้าตัด ของ อนุภาค ความยาวคลื่นของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า และลักษณะของอนุภาค เช่นดัชนีหักเหขนาด เป็นต้น กระบวนการแผ่รังสีของอนุภาคแต่ละอนุภาคเรียกว่าค่าการแผ่รังสี (emissivity) ซึ่งขึ้นอยู่กับ ปัจจัยประสิทธิภาพของอนุภาคคุณสมบัติเพิ่มเติมเกี่ยวกับกระบวนการแผ่รังสี ได้แก่ การลด ทอน การกระเจิง การดูดซับหรือการโพลาไรเซชัน ในกราฟการแผ่รังสี มีลักษณะสำคัญหลายประการที่ระบุองค์ประกอบของอนุภาคฝุ่นที่แผ่รังสีหรือดูดซับรังสี

อนุภาคฝุ่นสามารถกระจายแสงได้อย่างไม่สม่ำเสมอ แสง ที่กระเจิงไปข้างหน้าคือแสงที่เบี่ยงเบนไปจากเส้นทางเดิมเล็กน้อยเนื่องจากการเลี้ยวเบนและ แสง ที่กระเจิงกลับคือแสงที่สะท้อนกลับมา

การกระเจิงและการลดทอน ("ความสว่างลดลง") ของรังสีให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับขนาดของอนุภาคฝุ่น ตัวอย่างเช่น หากวัตถุในข้อมูลมีความสว่างมากกว่าในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้าหลายเท่าเมื่อเทียบกับแสงที่กระเจิงกลับมา แสดงว่าอนุภาคส่วนใหญ่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณหนึ่งไมโครเมตร

การกระเจิงของแสงจากอนุภาคฝุ่นในภาพถ่ายที่มองเห็นได้ซึ่งใช้เวลาเปิดรับแสงนานนั้นค่อนข้างสังเกตได้ในเนบิวลาสะท้อนแสงและให้เบาะแสเกี่ยวกับคุณสมบัติการกระเจิงแสงของอนุภาคแต่ละตัว ในช่วงความยาวคลื่นรังสีเอกซ์ นักวิทยาศาสตร์หลายคนกำลังตรวจสอบการกระเจิงของรังสีเอกซ์โดยฝุ่นระหว่างดาว และบางคนได้แนะนำว่าแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ทางดาราศาสตร์จะมีรัศมีกระจายเนื่องจากฝุ่น^{[ 29 ]}

อนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์บรรจุอยู่ในอุกกาบาต ซึ่งสกัดออกมาในห้องปฏิบัติการบนโลก คำว่า "ฝุ่นดาว" หรือ "ฝุ่นดาวก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์" บางครั้งใช้เพื่อแยกแยะอนุภาคจากดาวฤกษ์ดวงเดียวเมื่อเปรียบเทียบกับอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวที่รวมตัวกัน แม้ว่าการแยกแยะนี้จะไม่ได้ใช้กันอย่างแพร่หลายก็ตาม^{[ 30 ] [ 31 ]}วัสดุก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์เป็นส่วนประกอบของฝุ่นในตัวกลางระหว่างดาวก่อนที่จะรวมเข้ากับอุกกาบาต อุกกาบาตได้เก็บอนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์เหล่านั้นไว้ตั้งแต่ที่อุกกาบาตเริ่มรวมตัวกันภายในจานสะสมตัวของดาวเคราะห์เมื่อกว่าสี่พันล้านปีก่อน อุกกาบาต ชนิดคาร์บอนเนเชียส คอนไดรต์ เป็นแหล่งกักเก็บวัสดุก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์ที่อุดมสมบูรณ์เป็นพิเศษ อนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์มีอยู่จริงก่อนที่โลกจะก่อตัวขึ้นอนุภาคก่อนระบบสุริยะ (และบางครั้งเรียกว่า "ฝุ่นดาว" หรือ "ฝุ่นดาวก่อนระบบสุริยะ") เป็นคำศัพท์ทางวิทยาศาสตร์ที่หมายถึงอนุภาคฝุ่นที่ทนความร้อนซึ่งควบแน่นจากก๊าซที่ถูกขับออกมาจากดาวฤกษ์ก่อนระบบสุริยะแต่ละดวงที่เย็นตัวลง และรวมเข้ากับเมฆที่ระบบสุริยะควบแน่น^{[ 32 ]}

มีการระบุอนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์หลายประเภทที่แตกต่างกันโดยการวัดองค์ประกอบไอโซโทปที่ผิดปกติอย่างมากของธาตุเคมีที่ประกอบเป็นอนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์แต่ละชนิดในห้องปฏิบัติการ อนุภาคแร่ทนความร้อนเหล่านี้อาจเคยถูกเคลือบด้วยสารประกอบระเหยได้ แต่สารเหล่านั้นจะสูญหายไปเมื่อสสารอุกกาบาตละลายในกรด เหลือเพียงแร่ธาตุทนความร้อนที่ไม่ละลายน้ำ การค้นหาแกนกลางของอนุภาคโดยไม่ต้องละลายอุกกาบาตส่วนใหญ่เป็นไปได้ แต่ทำได้ยากและต้องใช้แรงงานมาก

มีการค้นพบ แง่มุมใหม่ๆ มากมายของการสังเคราะห์นิวเคลียสจากอัตราส่วนไอโซโทปภายในอนุภาคก่อนเกิดระบบสุริยะ^{[ 33 ]}คุณสมบัติที่สำคัญของอนุภาคก่อนเกิดระบบสุริยะคือลักษณะที่แข็ง ทนความร้อน และทนต่ออุณหภูมิสูง อนุภาคที่โดดเด่น ได้แก่ซิลิคอนคาร์ไบด์กราไฟต์อะลูมิเนียมออกไซด์อะลูมิเนียมสปิเนลและของแข็งอื่นๆ ที่จะควบแน่นที่อุณหภูมิสูงจากก๊าซที่เย็นตัวลง เช่น ในลมดาวฤกษ์หรือในการลดความดันภายในซูเปอร์โนวา อนุภาคเหล่านี้แตกต่างอย่างมากจากของแข็งที่เกิดขึ้นที่อุณหภูมิต่ำภายในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์

สิ่งที่สำคัญอีกประการหนึ่งคือองค์ประกอบไอโซโทปสุดขั้วของพวกมัน ซึ่งคาดว่าจะไม่มีอยู่จริงในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ สิ่งนี้ยังบ่งชี้ว่าอนุภาคก่อนเกิดระบบสุริยะควบแน่นจากก๊าซของดาวฤกษ์แต่ละดวงก่อนที่ไอโซโทปจะเจือจางลงโดยการผสมกับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ สิ่งเหล่านี้ทำให้สามารถระบุดาวฤกษ์ที่เป็นแหล่งกำเนิดได้ ตัวอย่างเช่น ธาตุหนักภายในอนุภาคซิลิคอนคาร์ไบด์ (SiC) เกือบจะเป็นไอโซโทปจากกระบวนการ S บริสุทธิ์ ซึ่งสอดคล้องกับการควบแน่นภายในลมของดาวยักษ์แดง AGBเนื่องจากดาว AGB เป็นแหล่งหลักของการสังเคราะห์นิวเคลียสในกระบวนการ S และมีชั้นบรรยากาศที่นักดาราศาสตร์สังเกตเห็นว่าอุดมไปด้วยธาตุจากกระบวนการ S ที่ถูกดึงขึ้นมา

ตัวอย่างที่น่าทึ่งอีกประการหนึ่งคือสารควบแน่นซูเปอร์โนวา ซึ่งมักจะย่อด้วยตัวย่อว่า SUNOCON (จาก SUperNova CONdensate ^{[ 32 ]} ) เพื่อแยกแยะออกจากอนุภาคอื่นๆ ที่ควบแน่นอยู่ภายในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ SUNOCON มีแคลเซียม ที่มี⁴⁴ Caอยู่เป็นจำนวนมาก^{[ 34 ]}ซึ่งแสดงให้เห็นว่าพวกมันควบแน่นโดยมี⁴⁴ Ti ที่เป็นกัมมันตรังสีอยู่เป็นจำนวนมาก ซึ่งมี ครึ่งชีวิต 65 ปี นิวเคลียส ⁴⁴ Ti ที่ไหลออกมาจึงยังคง "มีชีวิต" (เป็นกัมมันตรังสี) เมื่อ SUNOCON ควบแน่นใกล้หนึ่งปีภายในซูเปอร์โนวาที่กำลังขยายตัว แต่จะกลายเป็นนิวไคลด์กัมมันตรังสีที่ดับไปแล้ว (โดยเฉพาะ⁴⁴ Ca) หลังจากเวลาที่จำเป็นสำหรับการผสมกับก๊าซระหว่างดาว การค้นพบนี้พิสูจน์คำทำนาย^{[ 35 ]}จากปี 1975 ว่าอาจเป็นไปได้ที่จะระบุ SUNOCON ด้วยวิธีนี้ อนุภาค SiC SUNOCON (จากซูเปอร์โนวา) มีจำนวนเพียงประมาณ 1% ของจำนวนฝุ่นดาว SiC จากดาวฤกษ์ AGB เท่านั้น

ฝุ่นดาว (SUNOCON และอนุภาค AGB ที่มาจากดาวฤกษ์เฉพาะดวง) เป็นเพียงส่วนน้อยของฝุ่นอวกาศที่ควบแน่น โดยมีมวลน้อยกว่า 0.1% ของมวลรวมของสสารระหว่างดาวทั้งหมด ความสนใจอย่างมากในอนุภาคก่อนเกิดระบบสุริยะนั้นมาจากข้อมูลใหม่ที่พวกมันนำมาสู่ศาสตร์แห่งวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และการสังเคราะห์นิวเคลียส

ห้องปฏิบัติการได้ศึกษาของแข็งที่มีอยู่ก่อนที่โลกจะก่อตัวขึ้น^{[ 36 ]}ครั้งหนึ่งเคยคิดว่าเป็นไปไม่ได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงทศวรรษ 1970 เมื่อนักเคมีจักรวาลมั่นใจว่าระบบสุริยะเริ่มต้นจากก๊าซร้อน^{[ 37 ]}แทบจะไม่มีของแข็งเหลืออยู่เลย ซึ่งจะถูกระเหยไปเนื่องจากอุณหภูมิสูง การมีอยู่ของอนุภาคก่อนกำเนิดระบบสุริยะพิสูจน์ให้เห็นว่าภาพประวัติศาสตร์นี้ไม่ถูกต้อง

ฝุ่นละอองในอวกาศประกอบด้วยเม็ดฝุ่นและรวมตัวกันเป็นอนุภาคฝุ่น อนุภาคเหล่านี้มีรูปร่างไม่สม่ำเสมอ มีความพรุนตั้งแต่ฟู ไป จนถึงแน่นองค์ประกอบ ขนาด และคุณสมบัติอื่นๆ ขึ้นอยู่กับตำแหน่งที่พบฝุ่น และในทางกลับกัน การวิเคราะห์องค์ประกอบของอนุภาคฝุ่นสามารถเปิดเผยข้อมูลมากมายเกี่ยวกับที่มาของอนุภาคฝุ่นได้ ฝุ่น ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ ที่กระจายตัวทั่วไป เม็ดฝุ่นในเมฆหนาแน่น ฝุ่น ในวงแหวนดาวเคราะห์และฝุ่นรอบดาวฤกษ์ ล้วน มีลักษณะเฉพาะที่แตกต่างกัน ตัวอย่างเช่น เม็ดฝุ่นในเมฆหนาแน่นมีชั้นน้ำแข็งหุ้มอยู่ และโดยเฉลี่ยแล้วมีขนาดใหญ่กว่าอนุภาคฝุ่นในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่กระจายตัวทั่วไปอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ (IDPs) โดยทั่วไปจะมีขนาดใหญ่กว่ามาก

มวลสารจากนอกโลกส่วนใหญ่ที่ตกลงมาบนโลกนั้นประกอบด้วยอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ในช่วง 50 ถึง 500 ไมโครเมตร โดยมีความหนาแน่นเฉลี่ย 2.0 กรัม/ซม^³ (และมีรูพรุนประมาณ 40%) อัตราการไหลเข้าทั้งหมดของแหล่งอุกกาบาตของ IDP ส่วนใหญ่ที่ถูกจับไว้ ในชั้น บรรยากาศสตราโตสเฟียร์ของโลกอยู่ในช่วงระหว่าง 1 ถึง 3 กรัม/ซม^³โดยมีความหนาแน่นเฉลี่ยประมาณ 2.0 กรัม/ ^{ซม ³ [ 38} ]

คุณสมบัติเฉพาะอื่นๆ ของฝุ่น: ในฝุ่นรอบดาวฤกษ์นักดาราศาสตร์พบร่องรอยโมเลกุลของCO , ซิลิคอนคาร์ไบด์ , ซิลิเกตอสัณฐาน , ไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง , น้ำแข็งและโพลีฟอร์มาลดีไฮด์เป็นต้น (ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ แบบกระจาย มีหลักฐานของอนุภาคซิลิเกตและคาร์บอน) ฝุ่นจาก ดาวหาง โดยทั่วไปจะแตกต่าง (โดยมีส่วนทับซ้อน) จากฝุ่นจากดาวเคราะห์น้อย ฝุ่นจากดาวเคราะห์น้อยมีลักษณะคล้ายกับอุกกาบาตคาร์บอนเนเชียสคอน ได รต์ ฝุ่นจากดาวหางมีลักษณะคล้ายกับอนุภาคระหว่างดาวฤกษ์ซึ่งอาจรวมถึงซิลิเกต ไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง และน้ำแข็ง การวิจัยเพิ่มเติมเกี่ยวกับดาวหางที่ชื่อ 67P/Churyumov–Gerasimenko แสดงให้เห็นว่าอนุภาคฝุ่นจากดาวหางยังสามารถแตกต่างกันในขนาดโครงสร้าง ตั้งแต่อนุภาคขนาดกะทัดรัดไปจนถึงกลุ่มที่มีรูพรุนสูง โดยมีความแข็งแรงและขนาดที่แตกต่างกัน^{[ 39 ]}

ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2563 มีการนำเสนอหลักฐานของน้ำในสถานะของแข็งในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์และโดยเฉพาะอย่างยิ่งน้ำแข็งที่ผสมกับอนุภาคซิลิเกตในอนุภาคฝุ่นในอวกาศ^{[ 40 ]}

งานวิจัยในสาขาการลดลงของฝุ่นแสดงให้เห็นว่าองค์ประกอบของฝุ่นในอวกาศสามารถเปลี่ยนแปลงได้ตามความเป็นโลหะและวิวัฒนาการทางเคมี ซึ่งสะท้อนถึงความแตกต่างในองค์ประกอบที่มีอยู่สำหรับการก่อตัวของอนุภาคในช่วงเวลาของจักรวาล^{[ 41 ]}

อนุภาคฝุ่นในอวกาศสามารถแสดงโครงสร้างที่มีรูพรุน ซึ่งส่งผลต่อกระบวนการทางเคมีในสภาพแวดล้อมทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ และเน้นย้ำถึงความสำคัญของการรวมรูพรุนไว้ในแบบจำลองฝุ่น^{[ 42 ]}

อนุภาคขนาดใหญ่ในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์น่าจะมีความซับซ้อน โดยมีแกนกลางที่ทนความร้อนซึ่งควบแน่นอยู่ภายในกระแสไหลออกของดาวฤกษ์ และมีชั้นที่ได้มาในระหว่างการแทรกซึมเข้าไปในเมฆระหว่างดาวฤกษ์ที่เย็นและหนาแน่น กระบวนการวัฏจักรของการเติบโตและการทำลายล้างภายนอกเมฆได้รับการจำลอง^{[ 43 ] [ 44 ]}เพื่อแสดงให้เห็นว่าแกนกลางมีอายุยืนยาวกว่าอายุเฉลี่ยของมวลฝุ่น แกนกลางเหล่านี้ส่วนใหญ่เริ่มต้นด้วยอนุภาคซิลิเกตที่ควบแน่นในชั้นบรรยากาศของดาวยักษ์แดงที่เย็นและอุดมไปด้วยออกซิเจน และอนุภาคคาร์บอนที่ควบแน่นในชั้นบรรยากาศของดาวคาร์บอน ที่เย็น ดาวยักษ์แดงได้วิวัฒนาการหรือเปลี่ยนแปลงออกจากลำดับหลักและเข้าสู่ ระยะ ยักษ์ของการวิวัฒนาการ และเป็นแหล่งกำเนิดหลักของแกนอนุภาคฝุ่นที่ทนความร้อนในกาแล็กซี แกนกลางที่ทนความร้อนเหล่านี้ยังเรียกว่าฝุ่นดาวฤกษ์ (ส่วนด้านบน) ซึ่งเป็นคำศัพท์ทางวิทยาศาสตร์สำหรับเศษฝุ่นในอวกาศส่วนน้อยที่ควบแน่นด้วยความร้อนภายในก๊าซดาวฤกษ์ขณะที่ถูกขับออกจากดาวฤกษ์ อนุภาคแกนกลางที่ทนความร้อนหลายเปอร์เซ็นต์ได้ควบแน่นอยู่ภายในบริเวณที่ขยายตัวของซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นเหมือนห้องลดความดันในอวกาศ การศึกษาล่าสุดชี้ให้เห็นถึงวิธีการก่อตัวของฝุ่นอีกวิธีหนึ่งในระหว่างการระเบิดของดาวฤกษ์ ซึ่งฝุ่นสามารถก่อตัวขึ้นจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารที่ถูกพุ่งออกมาจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia กับวัสดุระหว่างดาวที่ยอม จำนน ^{[ 45 ]}นักอุกกาบาตที่ศึกษาฝุ่นดาวที่ทนความร้อน (ที่สกัดจากอุกกาบาต) มักเรียกมันว่าอนุภาคก่อนเกิดดวงอาทิตย์แต่สิ่งที่อยู่ในอุกกาบาตนั้นเป็นเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยของฝุ่นก่อนเกิดดวงอาทิตย์ทั้งหมด ฝุ่นดาวควบแน่นภายในดาวฤกษ์ผ่านเคมีการควบแน่นที่แตกต่างกันอย่างมากจากฝุ่นในอวกาศส่วนใหญ่ ซึ่งสะสมตัวเย็นบนฝุ่นที่มีอยู่แล้วในเมฆโมเลกุลมืดของกาแล็กซี เมฆโมเลกุลเหล่านั้นเย็นมาก โดยทั่วไปต่ำกว่า 50K ดังนั้นน้ำแข็งหลายชนิดอาจสะสมตัวบนอนุภาค ในบางกรณีอาจถูกทำลายหรือแยกออกจากกันโดยการแผ่รังสีและการระเหิดกลายเป็นส่วนประกอบของก๊าซ สุดท้ายนี้ เมื่อระบบสุริยะก่อตัวขึ้น อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวจำนวนมากก็ได้รับการเปลี่ยนแปลงเพิ่มเติมโดยการรวมตัวและปฏิกิริยาเคมีในจานสะสมมวลของดาวเคราะห์ ประวัติของอนุภาคชนิดต่างๆ ในระบบสุริยะยุคแรกนั้นซับซ้อนและเข้าใจได้เพียงบางส่วนเท่านั้น

นักดาราศาสตร์ทราบว่าฝุ่นก่อตัวขึ้นในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการช้าจากสัญญาณการสังเกตเฉพาะ ในแสงอินฟราเรด การปล่อยแสงที่ 9.7 ไมโครเมตรเป็นสัญญาณของฝุ่นซิลิเกตในดาวฤกษ์ยักษ์ที่มีออกซิเจนสูงและเย็นที่วิวัฒนาการแล้ว การปล่อยแสงที่ 11.5 ไมโครเมตรบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของฝุ่นซิลิคอนคาร์ไบด์ในดาวฤกษ์ยักษ์ที่มีคาร์บอนสูงและเย็นที่วิวัฒนาการแล้ว สิ่งเหล่านี้ช่วยให้มีหลักฐานว่าอนุภาคซิลิเกตขนาดเล็กในอวกาศมาจากชั้นบรรยากาศภายนอกที่ถูกขับออกมาจากดาวฤกษ์เหล่านี้^{[ 46 ] [ 47 ]}

โดยทั่วไปแล้ว สภาวะในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์ไม่เหมาะสมสำหรับการก่อตัวของแกนซิลิเกต ถึงแม้ว่าอาจเป็นไปได้ แต่ก็ต้องใช้เวลานานมาก ข้อโต้แย้งก็คือ: เมื่อพิจารณาจากเส้นผ่านศูนย์กลางของอนุภาคทั่วไปที่สังเกตได้aเวลาที่อนุภาคจะถึงaและเมื่อพิจารณาจากอุณหภูมิของก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ จะต้องใช้เวลานานกว่าอายุของจักรวาลมากสำหรับการก่อตัวของอนุภาคระหว่างดาวฤกษ์^{[ 48 ]}ในทางกลับกัน พบว่าอนุภาคเพิ่งก่อตัวขึ้นในบริเวณใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ใกล้เคียง ในมวลที่ถูกปล่อยออกมาจากโนวาและซูเปอร์โนวาและใน ดาว แปรแสง R Coronae Borealisซึ่งดูเหมือนจะปล่อยเมฆที่แยกจากกันซึ่งประกอบด้วยทั้งก๊าซและฝุ่น ดังนั้นการสูญเสียมวลจากดาวฤกษ์จึงเป็นที่มาของการก่อตัวของแกนทนความร้อนของอนุภาคอย่างไม่ต้องสงสัย

ฝุ่นส่วนใหญ่ในระบบสุริยะเป็นฝุ่นที่ผ่านกระบวนการอย่างมาก นำกลับมาใช้ใหม่จากวัสดุที่ระบบสุริยะก่อตัวขึ้นและสะสมอยู่ในดาวเคราะห์น้อย รวมถึงวัสดุแข็งที่เหลืออยู่ เช่นดาวหางและดาวเคราะห์น้อย และก่อตัวขึ้นใหม่ในระหว่างการชนกันของวัตถุเหล่านั้น ในประวัติศาสตร์การก่อตัวของระบบสุริยะ ธาตุที่อุดมสมบูรณ์ที่สุดคือ (และยังคงเป็น) ไฮโดรเจน (H₂ ₎ธาตุโลหะ ได้แก่ แมกนีเซียม ซิลิคอน และเหล็ก ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของดาวเคราะห์หิน ควบแน่นเป็นของแข็งที่อุณหภูมิสูงสุดของจานดาวเคราะห์ โมเลกุลบางชนิด เช่น คาร์บอนไดออกไซด์ (CO) ไนโตรเจน (N₂) แอมโมเนีย ( _NH₃ ) _และออกซิเจนอิสระ อยู่ในสถานะก๊าซ โมเลกุลบางชนิด เช่น กราไฟต์ (C) และซิลิคอนคาร์ไบด์ (SiC) จะควบแน่นเป็นเม็ดของแข็งในจานดาวเคราะห์ แต่เม็ดคาร์บอนและ SiC ที่พบในอุกกาบาตนั้นมีอายุเก่าแก่กว่าระบบสุริยะ โดยพิจารณาจากองค์ประกอบไอโซโทป มากกว่าที่จะมาจากกระบวนการก่อตัวของจานดาวเคราะห์ โมเลกุลบางชนิดก่อตัวเป็นสารประกอบอินทรีย์ที่ซับซ้อน และโมเลกุลบางชนิดก่อตัวเป็นชั้นน้ำแข็งแช่แข็ง ซึ่งทั้งสองอย่างสามารถเคลือบแกนเม็ด "ทนไฟ" (Mg, Si, Fe) ได้ ฝุ่นดาวเป็นข้อยกเว้นจากแนวโน้มทั่วไปอีกครั้ง เนื่องจากดูเหมือนว่าจะไม่มีกระบวนการใดๆ เกิดขึ้นเลยนับตั้งแต่การควบแน่นทางความร้อนภายในดาวฤกษ์ในรูปของแร่ธาตุผลึกทนไฟ การควบแน่นของกราไฟต์เกิดขึ้นภายในซูเปอร์โนวาขณะที่มันขยายตัวและเย็นลง และเกิดขึ้นแม้ในก๊าซที่มีออกซิเจนมากกว่าคาร์บอน^{[ 49 ]}ซึ่งเป็นเคมีของคาร์บอนที่น่าประหลาดใจที่เกิดขึ้นได้จากสภาพแวดล้อมกัมมันตรังสีที่รุนแรงของซูเปอร์โนวา ตัวอย่างพิเศษของการก่อตัวของฝุ่นนี้สมควรได้รับการตรวจสอบเป็นพิเศษ^{[ 50 ]}

การก่อตัวของโมเลกุลตั้งต้นในจานดาวเคราะห์นั้นถูกกำหนดโดยส่วนใหญ่จากอุณหภูมิของเนบิวลาสุริยะ เนื่องจากอุณหภูมิของเนบิวลาสุริยะลดลงตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ นักวิทยาศาสตร์จึงสามารถอนุมานแหล่งกำเนิดของอนุภาคฝุ่นได้จากความรู้เกี่ยวกับวัสดุของอนุภาค วัสดุบางชนิดสามารถก่อตัวได้เฉพาะที่อุณหภูมิสูง ในขณะที่วัสดุอื่นๆ สามารถก่อตัวได้เฉพาะที่อุณหภูมิต่ำกว่ามาก วัสดุในอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์เพียงอนุภาคเดียวมักแสดงให้เห็นว่าองค์ประกอบของอนุภาคก่อตัวขึ้นในตำแหน่งที่แตกต่างกันและในเวลาที่ต่างกันในเนบิวลาสุริยะ สสารส่วนใหญ่ที่มีอยู่ในเนบิวลาสุริยะดั้งเดิมได้หายไปแล้ว ไม่ว่าจะเป็นถูกดูดเข้าไปในดวงอาทิตย์ ถูกขับออกไปสู่อวกาศระหว่างดาว หรือถูกแปรรูปใหม่ เช่น เป็นส่วนหนึ่งของดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย หรือดาวหาง

เนื่องจากมีลักษณะที่ผ่านกระบวนการแปรรูปอย่างมาก อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ (IDPs) จึงเป็นส่วนผสมละเอียดของอนุภาคแร่และ ส่วนประกอบ อสัณฐาน หลายพันถึงหลายล้าน อนุภาค เราสามารถจินตนาการถึง IDP ว่าเป็น "เมทริกซ์" ของวัสดุที่มีองค์ประกอบฝังอยู่ ซึ่งก่อตัวขึ้นในเวลาและสถานที่ต่างๆ ในเนบิวลาสุริยะและก่อนการก่อตัวของเนบิวลาสุริยะ ตัวอย่างขององค์ประกอบที่ฝังอยู่ในฝุ่นอวกาศ ได้แก่GEMS , คอน ด รูลและCAIs

การสังเกตการณ์ล่าสุดด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ ได้ตรวจพบอนุภาคฝุ่นคาร์บอนในกาแล็กซีภายในช่วงเวลาหนึ่งพันล้านปีแรกของจักรวาล^{[ 51 ]}ซึ่งให้หลักฐานที่พิสูจน์ว่าการผลิตฝุ่นจำนวนมากเกิดขึ้นตั้งแต่ช่วงต้นของจักรวาล

ลูกศรในแผนภาพด้านข้างแสดงเส้นทางที่เป็นไปได้เส้นหนึ่งจากอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่สะสมไว้ ย้อนกลับไปยังช่วงเริ่มต้นของการก่อตัวของเนบิวลาสุริยะ

เราสามารถติดตามเส้นทางไปทางขวาในแผนภาพไปยัง IDP ที่มีองค์ประกอบที่ระเหยง่ายและดั้งเดิมที่สุด เส้นทางนี้จะนำเราจากอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ไปยังอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ชนิดคอนไดรต์ก่อน นักวิทยาศาสตร์ด้านดาวเคราะห์จำแนก IDP ชนิดคอนไดรต์ตามระดับการออกซิเดชันที่ลดลง โดยแบ่งออกเป็นสามกลุ่มหลัก ได้แก่ คอนไดรต์คาร์บอน คอนไดรต์ธรรมดา และคอนไดรต์เอนสตาไทต์ ดังที่ชื่อบ่งบอก คอนไดรต์คาร์บอนอุดมไปด้วยคาร์บอน และหลายชนิดมีความผิดปกติในปริมาณไอโซโทปของ H, C, N และ O ^{[ 52 ]}จากคอนไดรต์คาร์บอน เราติดตามเส้นทางไปยังวัสดุดั้งเดิมที่สุด พวกมันถูกออกซิไดซ์เกือบสมบูรณ์และมีองค์ประกอบที่มีอุณหภูมิการควบแน่นต่ำที่สุด ("องค์ประกอบที่ระเหยง่าย") และสารประกอบอินทรีย์ในปริมาณมากที่สุด ดังนั้น อนุภาคฝุ่นที่มีองค์ประกอบเหล่านี้จึงเชื่อว่าก่อตัวขึ้นในช่วงเริ่มต้นของระบบสุริยะ ธาตุระเหยไม่เคยมีอุณหภูมิสูงกว่าประมาณ 500 K ดังนั้น "เมทริกซ์" ของอนุภาค IDP จึงประกอบด้วยวัสดุระบบสุริยะดั้งเดิมมาก สถานการณ์เช่นนี้เป็นจริงในกรณีของฝุ่นดาวหาง^{[ 53 ]}ที่มาของเศษส่วนเล็ก ๆ ที่เป็นฝุ่นดาว (ดูด้านบน) นั้นแตกต่างกันมาก แร่ธาตุระหว่างดาวที่ทนความร้อนเหล่านี้จะควบแน่นด้วยความร้อนภายในดาวฤกษ์ กลายเป็นส่วนประกอบเล็ก ๆ ของสสารระหว่างดาว และดังนั้นจึงยังคงอยู่ในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดระบบสุริยะ ร่องรอยความเสียหายจากนิวเคลียร์เกิดจากฟลักซ์ไอออนจากเปลวสุริยะ ไอออน ลมสุริยะที่กระทบกับพื้นผิวของอนุภาคจะสร้างขอบที่เสียหายจากรังสีแบบอสัณฐานบนพื้นผิวของอนุภาค และนิวเคลียสแบบสปอลโลเจนิกถูกสร้างขึ้นโดยรังสีคอสมิกจากกาแล็กซีและดวงอาทิตย์ อนุภาคฝุ่นที่กำเนิดในแถบไคเปอร์ที่ 40 AU จะมีความหนาแน่นของร่องรอย ขอบอสัณฐานที่หนากว่า และปริมาณรังสีรวมที่สูงกว่าอนุภาคฝุ่นที่กำเนิดในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักหลายเท่า

จากการศึกษาแบบจำลองคอมพิวเตอร์ ในปี 2012 โมเลกุลอินทรีย์ที่ซับซ้อนซึ่งจำเป็นต่อชีวิต ( โมเลกุลอินทรีย์นอกโลก ) อาจก่อตัวขึ้นในจานฝุ่นรอบดวงอาทิตย์ก่อนการก่อตัวของโลก^{[ 54 ]} งานวิจัยล่าสุดยังเสนอว่าอนุภาคฝุ่นในอวกาศอาจมีส่วนช่วยในต้นกำเนิดทางเคมีของสิ่งมีชีวิตบนโลกโดยอำนวยความสะดวกให้กับปฏิกิริยาเคมีที่ซับซ้อนในสภาพแวดล้อมของดาวเคราะห์ในยุคแรกบนพื้นผิวโลก^{[ 55 ]}จากการศึกษาด้วยคอมพิวเตอร์ กระบวนการเดียวกันนี้อาจเกิดขึ้นรอบดาวฤกษ์ดวง อื่น ที่มีดาวเคราะห์โคจรรอบ ด้วย ^{[ 54 ]}

ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2555 นักวิทยาศาสตร์ของ NASAรายงานว่าโพลีไซคลิกอะโรมาติกไฮโดรคาร์บอน (PAHs)เมื่ออยู่ภายใต้ สภาวะ ของตัวกลางระหว่างดาว (ISM)จะถูกเปลี่ยนรูปผ่านกระบวนการไฮโดรจี เนชัน ออกซิเจเน ชันและไฮดรอกซิเลชัน ไปเป็น สารอินทรีย์ที่ซับซ้อนมากขึ้น ซึ่งเป็น "ขั้นตอนหนึ่งบนเส้นทางสู่กรดอะมิโนและนิวคลีโอไทด์ซึ่งเป็นวัตถุดิบของโปรตีนและDNAตามลำดับ" ^{[ 56 ] [ 57 ]}นอกจากนี้ ผลจากการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ PAHs จะสูญเสียสัญญาณสเปกโทรสโกปีซึ่งอาจเป็นหนึ่งในเหตุผล "สำหรับการขาดการตรวจจับ PAH ในอนุภาคน้ำแข็งระหว่างดาว โดยเฉพาะอย่างยิ่งในบริเวณด้านนอกของเมฆเย็นและหนาแน่น หรือชั้นโมเลกุลด้านบนของจานโปรโตแพลนทารี " ^{[ 56 ] [ 57 ]}

ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2557 NASAได้ประกาศฐานข้อมูลที่ได้รับการปรับปรุงอย่างมาก^{[ 58 ] [ 59 ]}สำหรับการตรวจจับและติดตามไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง (PAHs) ในจักรวาลตามที่ นักวิทยาศาสตร์ ของ NASA ระบุว่า คาร์บอนมากกว่า 20% ในจักรวาลอาจเกี่ยวข้องกับ PAHs ซึ่งอาจเป็นวัตถุดิบเริ่มต้นสำหรับการก่อตัวของ สิ่ง มีชีวิต^{[ 59 ]}ดูเหมือนว่า PAHs จะเกิดขึ้นไม่นานหลังจากบิ๊กแบงมีอยู่มากมายในจักรวาล^{[ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]}และเกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์ดวงใหม่และดาวเคราะห์นอกระบบ^{[ 59 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2558 นักวิทยาศาสตร์ของ NASA รายงานว่า เป็นครั้งแรกที่ มีการสร้าง สารประกอบอินทรีย์DNAและRNA ที่ซับซ้อน ของสิ่งมีชีวิต รวมถึงยูราซิลไซโตซีนและไทมีนในห้องปฏิบัติการภายใต้ สภาวะ อวกาศโดยใช้สารเคมีเริ่มต้น เช่นไพริมิดีนที่พบในอุกกาบาตไพริมิดีน เช่นเดียวกับ โพลี ไซคลิกอะโรมาติกไฮโดรคาร์บอน (PAHs) ซึ่งเป็นสารเคมีที่มีคาร์บอนมากที่สุดในจักรวาลอาจเกิดขึ้นในดาวยักษ์แดงหรือในฝุ่นและเมฆก๊าซระหว่างดาว ตามที่นักวิทยาศาสตร์กล่าว^{[ 63 ]}

ระบบสุริยะของเรามีกลุ่มเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ เป็นของตัวเอง เช่นเดียวกับระบบนอกระบบสุริยะ นอกจากนี้ยังมีเนบิวลาหลายประเภทที่มีสาเหตุและกระบวนการทางกายภาพแตกต่างกัน ได้แก่เนบิวลาแบบกระจายเนบิวลาสะท้อนแสงอินฟราเรด (IR) ซากซูเปอร์โนวาเมฆโมเลกุลบริเวณHII บริเวณการแตกตัวด้วยแสงและเนบิวลา มืด

ความแตกต่างระหว่างเนบิวลาประเภทต่างๆ เหล่านั้นอยู่ที่กระบวนการแผ่รังสีที่เกิดขึ้นแตกต่างกัน ตัวอย่างเช่น บริเวณ H II เช่นเนบิวลาโอไรออนซึ่งมีการก่อตัวของดาวฤกษ์จำนวนมาก จัดเป็นเนบิวลาที่แผ่รังสีความร้อน ในทางกลับกัน ซากซูเปอร์โนวา เช่นเนบิวลาปูจัดเป็นเนบิวลาที่แผ่รังสีแบบไม่ใช้ความร้อน ( รังสีซินโครตรอน )

^{บางส่วนของบริเวณที่ มี}ฝุ่นละอองซึ่งเป็นที่รู้จักกันดีในจักรวาล ได้แก่ เนบิวลาแบบกระจายในแคตตาล็อกเมสซิเยร์ เช่นM1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 ^{[ 64} ]

แคตตาล็อกฝุ่นขนาดใหญ่บางรายการ ได้แก่ Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), ^{[ 65 ]}และ CDS Online Catalogs ^{[ 66 ]}

ภารกิจStardustของโครงการ Discovery ถูกปล่อยขึ้นเมื่อวันที่ 7 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2542 เพื่อเก็บตัวอย่างจากโคมาของดาวหางWild 2รวมถึงตัวอย่างฝุ่นอวกาศ โดยนำตัวอย่างกลับมายังโลกเมื่อวันที่ 15 มกราคม พ.ศ. 2549 และในปี พ.ศ. 2550 ได้มีการประกาศการกู้คืนอนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวจากตัวอย่าง^{[ 67 ]}

ในปี 2017 Genge และคณะได้ตีพิมพ์บทความเกี่ยวกับการ "เก็บรวบรวม" อนุภาคฝุ่นในเขตเมืองบนโลก ทีมงานสามารถเก็บรวบรวมไมโครอุกกาบาตได้ 500 ชิ้นจากหลังคาบ้าน ฝุ่นถูกเก็บรวบรวมในออสโลและปารีส และ "อนุภาคทั้งหมดเป็นทรงกลมคอสมิกที่โดมินันต์ด้วยซิลิเกต (ชนิด S) มีรูปร่างกึ่งทรงกลมที่เกิดจากการหลอมเหลวระหว่างการเข้าสู่ชั้นบรรยากาศ และประกอบด้วยผลึกที่เย็นตัวอย่างรวดเร็วของแมกนีเซียมโอลิวีน ผลึกที่เหลืออยู่ของฟอร์สเตอไรต์ และโอลิวีนที่มีเหล็กอยู่ภายในแก้ว" ^{[ 68 ]}ในสหราชอาณาจักร นักวิทยาศาสตร์ค้นหาไมโครอุกกาบาตบนหลังคาของมหาวิหาร เช่นมหาวิหารแคนเทอร์เบอรีและมหาวิหารโรเชสเตอร์ [ ^{69 ] ปัจจุบัน}มีฝุ่นคอสมิก 40,000 ตันตกลงสู่โลกทุกปี^{[ 70 ]}

• อีแวนส์, อานิวริน (1994). จักรวาลที่เต็มไปด้วยฝุ่น . เอลลิส ฮอร์วูด.
• Whittet, DCB (2022). ฝุ่นในสภาพแวดล้อมกาแล็กซี . สำนักพิมพ์ IOP.
• วิลเลียมส์, เดวิด เอ; เซคคี-เปสเตลลินี, ซี (2015). เคมีของฝุ่นละอองในอวกาศ . แบล็กเวลล์.

• กลุ่มฝุ่นจักรวาล
  • Westphal, Andrew J. และคณะ (2014). "หลักฐานบ่งชี้ว่าอนุภาคฝุ่น 7 อนุภาคที่เก็บรวบรวมโดยยานอวกาศ Stardust มีต้นกำเนิดจากอวกาศระหว่างดาว" Science . 345 ( 6198): 786– 791. Bibcode : 2014Sci...345..786W . doi : 10.1126/science.1252496 . PMID  25124433 .