กลุ่มฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์หรือกลุ่มฝุ่นจักรราศี (ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดของแสงจักรราศี ) ประกอบด้วยฝุ่นคอสมิก ( อนุภาค ขนาดเล็ก ที่ลอยอยู่ในอวกาศ ) ซึ่งแผ่กระจายไปทั่วอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ภายในระบบดาวเคราะห์เช่นระบบสุริยะ^{[ 2 ]} ระบบอนุภาค นี้ได้รับการศึกษามาหลายปีเพื่อทำความเข้าใจธรรมชาติ ต้นกำเนิด และความสัมพันธ์กับวัตถุขนาดใหญ่ มีหลายวิธีในการวัด ฝุ่นอวกาศ

ในระบบสุริยะ อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์มีบทบาทในการกระเจิงแสงอาทิตย์และในการปล่อยรังสีความร้อนซึ่งเป็นลักษณะเด่นที่สุดของรังสีในท้องฟ้ายามค่ำคืน โดยมีช่วงความยาวคลื่นตั้งแต่ 5–50 μm ^{[ 3 ]}ขนาดอนุภาคของเม็ดฝุ่นที่ทำให้เกิด การปล่อยรังสี อินฟราเรดใกล้กับวงโคจรของโลกโดยทั่วไปอยู่ในช่วง 10–100 μm ^{[ 4 ]}หลุมอุกกาบาตขนาดเล็กบนหินดวงจันทร์ที่นำกลับมาโดยโครงการอพอลโล^{[ 5 ]}เผยให้เห็นการกระจายขนาดของ อนุภาค ฝุ่นคอสมิกที่พุ่งชนพื้นผิวดวงจันทร์ การกระจายแบบ "Grün"ของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่ 1 AU ^{[ 6 ]}อธิบายถึงฟลักซ์ของฝุ่นคอสมิกตั้งแต่ขนาดนาโนเมตรถึงมิลลิเมตรที่ 1 AU

มวลรวมของกลุ่มฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์มีค่าประมาณ3.5 × 10 ¹⁶  กก.หรือมวลของดาวเคราะห์ น้อย ที่มีรัศมี 15 กม. (มีความหนาแน่นประมาณ 2.5 กรัม/ซม^³ ) ^{[ 7 ]} เมฆฝุ่นนี้ ทอดตัวคร่อมจักรราศีตามระนาบสุริยวิถีสามารถมองเห็นได้เป็นแสงจักรราศีในท้องฟ้าที่ไม่มีดวงจันทร์และมืดสนิทตามธรรมชาติ และมองเห็นได้ดีที่สุดเมื่อมองไปทางดวงอาทิตย์ในช่วงพลบค่ำ ทาง ดาราศาสตร์

การสังเกตการณ์ ของ ยานอวกาศ ไพโอเนียร์ในช่วงทศวรรษ 1970 เชื่อมโยงแสงจักรราศีกับเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ^{[ 8 ]}นอกจากนี้ เครื่องมือ VBSDCบนยาน สำรวจ นิวฮอไรซันส์ได้รับการออกแบบมาเพื่อตรวจจับการกระทบของฝุ่นจากเมฆจักรราศีในระบบสุริยะ^{[ 9 ]}

แหล่งกำเนิดของอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ (IDPs) อย่างน้อยที่สุดได้แก่ การชนกันของดาวเคราะห์น้อย กิจกรรม ของดาวหางและการชนกันในระบบสุริยะชั้น ใน การชนกันใน แถบไคเปอร์และ อนุภาค ของสสารระหว่างดาว (Backman, D., 1997) ต้นกำเนิดของกลุ่มเมฆจักรราศีเป็นหัวข้อที่มีการถกเถียงกันอย่างร้อนแรงที่สุดหัวข้อหนึ่งในสาขาดาราศาสตร์มาอย่างยาวนาน

เชื่อกันว่า IDP เกิดจากดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อยที่มีอนุภาคกระจายไปทั่วบริเวณเมฆ อย่างไรก็ตาม การสังเกตเพิ่มเติมชี้ให้เห็นว่าพายุฝุ่น บนดาวอังคาร อาจเป็นสาเหตุของการก่อตัวของเมฆจักรราศี^{[ 10 ] [ 2 ]}

กระบวนการทางกายภาพหลักที่ "ส่งผลกระทบ" (กลไกการทำลายหรือการขับไล่) อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ได้แก่ การขับไล่ด้วยแรงดันรังสีแรงต้านรังสี Poynting-Robertson (PR)ที่เข้ามาด้านใน แรงดัน ลมสุริยะ (พร้อมผลกระทบทางแม่เหล็กไฟฟ้าที่สำคัญ) การระเหิด การชนกัน และผลกระทบทางพลศาสตร์ของดาวเคราะห์ (Backman, D., 1997)

อายุขัยของอนุภาคฝุ่นเหล่านี้สั้นมากเมื่อเทียบกับอายุขัยของระบบสุริยะ หากพบอนุภาคฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าประมาณ 10 ล้านปี อนุภาคเหล่านั้นจะต้องเป็นเศษชิ้นส่วนที่เพิ่งหลุดออกมาจากวัตถุขนาดใหญ่ กล่าวคือ ไม่ใช่เศษฝุ่นที่เหลือจากจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด (Backman, การสื่อสารส่วนตัว) ดังนั้น อนุภาคเหล่านั้นจึงเป็นฝุ่น "รุ่นหลัง" ฝุ่นจักรราศีในระบบสุริยะประกอบด้วยฝุ่นรุ่นหลัง 99.9% และฝุ่นจากตัวกลางระหว่างดาว ที่แทรกเข้ามา 0.1% อนุภาคฝุ่นดั้งเดิมทั้งหมดจากการก่อตัวของระบบสุริยะถูกกำจัดออกไปนานแล้ว

อนุภาคที่ได้รับผลกระทบหลักจากแรงดันรังสีเรียกว่า "เบตาอุกกาบาต" โดยทั่วไปจะมีน้ำหนักน้อยกว่า 1.4 × 10 ⁻¹²  กรัม และถูกผลักออกจากดวงอาทิตย์ไปยังอวกาศระหว่างดาว^{[ 11 ]}

กลุ่มเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์มีโครงสร้างที่ซับซ้อน (Reach, W., 1997) นอกเหนือจากความหนาแน่นพื้นฐานแล้ว ยังประกอบด้วย:

• พบ ร่องรอยฝุ่นอย่างน้อย 8 ร่องรอย ซึ่งคาดว่ามาจากดาวหางคาบสั้น
• มีแถบฝุ่นจำนวนมาก ซึ่งเชื่อกันว่ามีแหล่งกำเนิดมาจากกลุ่มดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก แถบฝุ่นที่แข็งแกร่งที่สุดสามแถบเกิดจากกลุ่มดาวเคราะห์น้อยเธมิส กลุ่มดาวเคราะห์น้อย โคโรนิสและกลุ่มดาวเคราะห์น้อยอีออสกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่เป็นแหล่งกำเนิดอื่นๆ ได้แก่ กลุ่มดาวเคราะห์ น้อยมาเรี ย กลุ่มดาวเคราะห์ น้อยยูโนเมียและอาจรวมถึง กลุ่มดาวเคราะห์ น้อยเวสต้าและ/หรือไฮจีอาด้วย (Reach et al. 1996)
• เป็นที่ทราบกันว่ามีวงแหวนฝุ่นที่สั่นพ้องอย่างน้อย 2 วง (ตัวอย่างเช่น วงแหวนฝุ่นที่สั่นพ้องกับโลก แม้ว่าเชื่อกันว่าทุกดาวเคราะห์ในระบบสุริยะจะมีวงแหวนที่สั่นพ้องพร้อม "ร่องรอย" อยู่ก็ตาม) (Jackson and Zook, 1988, 1992) (Dermott, SF et al., 1994, 1997)

พบว่าฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ก่อตัวเป็นวงแหวนฝุ่นในวงโคจรของดาวพุธและดาวศุกร์^{[ 13 ]}คาดว่าวงแหวนฝุ่นในวงโคจรของดาวศุกร์มีต้นกำเนิดมาจากดาวเคราะห์น้อยที่ตามหลังดาวศุกร์ซึ่งยังไม่ถูกตรวจพบ^{[ 13 ]} ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์เคลื่อนที่เป็นคลื่นจากวงโคจรหนึ่งไปยังอีกวงโคจรหนึ่ง หรือมาจากเศษซากของ จานรอบดาวฤกษ์ของระบบสุริยะซึ่งเป็นต้นกำเนิด ของ จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดและระบบสุริยะ เอง ^{[ 14 ]}

ในปี พ.ศ. 2494 เฟรด วิปเปิลทำนายว่าไมโครอุกกาบาตที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเล็กกว่า 100 ไมโครเมตรอาจชะลอตัวลงเมื่อกระทบกับชั้นบรรยากาศเบื้องบนของโลกโดยไม่หลอมละลาย^{[ 15 ]}ยุคสมัยใหม่ของการศึกษาอนุภาคเหล่านี้ในห้องปฏิบัติการเริ่มต้นด้วยเที่ยวบินเก็บรวบรวมชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์ของโดนัลด์ อี. บราวน์ลีและผู้ร่วมงานในช่วงทศวรรษ พ.ศ. 2513 โดยใช้บอลลูนและเครื่องบินU-2 ^{[ 16 ]}

แม้ว่าอนุภาคบางส่วนที่พบจะคล้ายกับวัสดุในคอลเลกชันอุกกาบาตในปัจจุบัน แต่ ลักษณะ นาโนพรุนและองค์ประกอบเฉลี่ยของจักรวาลที่ไม่สมดุลของอนุภาคอื่นๆ ชี้ให้เห็นว่าพวกมันเริ่มต้นจากการรวมตัวกันของอนุภาคละเอียดของหน่วยโครงสร้างที่ไม่ระเหยและน้ำแข็งดาวหาง^{[ 17 ] [ 18 ]}ลักษณะระหว่างดาวเคราะห์ของอนุภาคเหล่านี้ได้รับการยืนยันในภายหลังโดยการสังเกต ก๊าซเฉื่อย^{[ 19 ]}และร่องรอยเปลวสุริยะ^{[ 20 ]}

ในบริบทนั้น โปรแกรมสำหรับการรวบรวมและเก็บรักษาอนุภาคเหล่านี้ในชั้นบรรยากาศได้รับการพัฒนาขึ้นที่ศูนย์อวกาศจอห์นสันในรัฐเท็กซัส^{[ 21 ]}การรวบรวมไมโครอุกกาบาตในชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์นี้ พร้อมกับอนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์จากอุกกาบาต ถือเป็นแหล่งวัสดุนอกโลก ที่ไม่เหมือน ใคร (ไม่เพียงเท่านั้น ยังเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ขนาดเล็กในตัวของมันเองอีกด้วย) ที่สามารถนำมาศึกษาในห้องปฏิบัติการได้ในปัจจุบัน

ยานอวกาศที่ติดตั้งเครื่องตรวจจับฝุ่น ได้แก่Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Ulysses (โคจรรอบดวงอาทิตย์ในระยะทางไกลถึงดาวพฤหัสบดี), Galileo (ยานโคจรรอบดาวพฤหัสบดี), Cassini (ยานโคจรรอบดาวเสาร์) และNew Horizons (ดูVenetia Burney Student Dust Counter )

เมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ของดวงอาทิตย์บดบังแสงพื้นหลังนอกกาแล็กซีทำให้การสังเกตการณ์จากระบบสุริยะชั้นในมีข้อจำกัดมาก^{[ 12 ]}

บทความวิเคราะห์เชิงวิจารณ์ในแง่มุมต่างๆ ของฝุ่นละอองระหว่างดาวเคราะห์และสาขาที่เกี่ยวข้อง ได้รับการตีพิมพ์ในหนังสือต่อไปนี้:

ในปี พ.ศ. 2521 โทนี่ แมคดอนเนลล์ได้เรียบเรียงหนังสือCosmic Dust ^{[ 22 ]}ซึ่งมีบทต่างๆ^{[ 23 ]}เกี่ยวกับดาวหางพร้อมกับแสงจักรราศีเป็นตัวบ่งชี้ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ อุกกาบาต ฝุ่นระหว่างดวงดาว การศึกษาอนุภาคขนาดเล็กด้วยเทคนิคการสุ่มตัวอย่าง และการศึกษาอนุภาคขนาดเล็กด้วยเครื่องมืออวกาศ นอกจากนี้ยังให้ความสนใจกับการกัดเซาะจากการชนของดวงจันทร์และดาวเคราะห์ แง่มุมของพลศาสตร์ของอนุภาค และเทคนิคการเร่งความเร็วและกระบวนการชนด้วยความเร็วสูงที่ใช้สำหรับการจำลองในห้องปฏิบัติการของผลกระทบที่เกิดจากไมโครอุกกาบาต

ในปี พ.ศ. 2544 Eberhard Grün , Bo Gustafson, Stan Dermott และ Hugo Fechtig ได้ตีพิมพ์หนังสือInterplanetary Dust [ ^{24 ] หัวข้อ}ที่ครอบคลุม^{[ 25 ]}ได้แก่: มุมมองทางประวัติศาสตร์; ฝุ่นดาวหาง; สภาพแวดล้อมใกล้โลก; อุกกาบาตและดาวตก; คุณสมบัติของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ข้อมูลจากตัวอย่างที่เก็บรวบรวม; การวัดฝุ่นในอวกาศ ณ ตำแหน่ง; การสร้างแบบจำลองเชิงตัวเลขของโครงสร้างเมฆจักรราศี; การสังเคราะห์การสังเกต; เครื่องมือ; กระบวนการทางกายภาพ; คุณสมบัติทางแสงของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์; วิวัฒนาการวงโคจรของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์; ฝุ่นรอบดาวเคราะห์ การสังเกตและฟิสิกส์พื้นฐาน; ฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์และจานฝุ่นรอบดาวฤกษ์

ในปี 2019 Rafael Rodrigo, Jürgen Blum, Hsiang-Wen Hsu, Detlef V. Koschny, Anny-Chantal Levasseur-Regourd , Jesús Martín-Pintado, Veerle J. Sterken และ Andrew Westphal ได้รวบรวมบทวิจารณ์ไว้ในหนังสือCosmic Dust from the Laboratory to the Stars [ ^{26 ] ซึ่ง}รวมถึงการอภิปราย^{[ 27 ]}เกี่ยวกับฝุ่นในสภาพแวดล้อมต่างๆ ตั้งแต่ชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และวัตถุที่ไม่มีอากาศ ไปจนถึงฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ อุกกาบาต ฝุ่นดาวหาง และการปล่อยมลพิษจากดวงจันทร์ที่มีกิจกรรม ไปจนถึงฝุ่นระหว่างดวงดาวและจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด มีการกล่าวถึงเทคนิคการวิจัยและผลลัพธ์ที่หลากหลาย รวมถึงการวัดในสถานที่ การสังเกตการณ์ระยะไกล การทดลองในห้องปฏิบัติการและการสร้างแบบจำลอง และการวิเคราะห์ตัวอย่างที่นำกลับมา

• จานรอบดาวฤกษ์
• ฝุ่นละอองในอวกาศ
• ตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์
• ดินบนดาวอังคาร
• พายุฝุ่นบนดาวอังคาร
• ไมโครอุกกาบาต
• ฝุ่นนอกจักรราศี
• แสงจักรราศี

• Jackson AA; Zook, HA (1988). "วงแหวนฝุ่นในระบบสุริยะที่มีโลกเป็นผู้ดูแล" Nature . 337 ( 6208): 629– 631. Bibcode : 1989Natur.337..629J . doi : 10.1038/337629a0 . S2CID  4351090 .
• Jackson AA; Zook, HA (1992). "วิวัฒนาการวงโคจรของอนุภาคฝุ่นจากดาวหางและดาวเคราะห์น้อย" . Icarus . 97 (1): 70– 84. Bibcode : 1992Icar...97...70J . doi : 10.1016/0019-1035(92)90057-E .
• เมย์, ไบรอัน แฮโรลด์ (2008). การสำรวจความเร็วเชิงรัศมีในกลุ่มเมฆฝุ่นจักรราศี (วิทยานิพนธ์ปริญญาเอก)นิวยอร์ก: สปริงเกอร์. hdl : 10044/1/1333 . ISBN 978-0-387-77705-4.
• แบ็คแมน, ดานา (1997). "การประชุมเชิงปฏิบัติการเรื่องเอกโซโซม, นาซา-เอมส์, 23–25 ตุลาคม 1997". การปล่อยรังสีจักรราศีจากนอกระบบสุริยะ - รายงานคณะทำงานศึกษาของนาซา
• รายงานของคณะผู้เชี่ยวชาญนาซาเกี่ยวกับการปล่อยรังสีจักรราศีจากนอกระบบสุริยะ
• Dermott, SF; Jayaraman, S.; Xu, YL; Gustafson, AAS; Liou, JC (30 มิถุนายน 1994). "วงแหวนฝุ่นดาวเคราะห์น้อยรอบดวงอาทิตย์ที่โคจรสัมพันธ์กับโลก" Nature . 369 (6483): 719– 23. Bibcode : 1994Natur.369..719D . doi : 10.1038/369719a0 . S2CID  4345910 .
• Dermott, SF (1997). "สัญญาณของดาวเคราะห์ในแสงจักรราศี" การปล่อยแสงจักรราศีจากนอกระบบสุริยะ - รายงานคณะทำงานศึกษาของ NASA
• Levasseur-Regourd, AC (1996). "คุณสมบัติทางแสงและความร้อนของฝุ่นจักรราศี" ฟิสิกส์ เคมี และพลศาสตร์ของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ชุดการประชุม ASP เล่มที่ 104หน้า 301–
• Reach, W. (1997). "โครงสร้างทั่วไปของกลุ่มฝุ่นจักรราศี" การปล่อยรังสีจักรราศีจากนอกระบบสุริยะ - รายงานคณะทำงานศึกษาของ NASA
• Reach, WT; Franz, BA; Weiland, JL (1997). "โครงสร้างสามมิติของแถบฝุ่นจักรราศี" Icarus . 127 (2): 461– 484. Bibcode : 1997Icar..127..461R . doi : 10.1006/icar.1997.5704 .