宇宙塵

宇宙塵は、地球外塵、宇宙塵、星塵 とも呼ばれ、宇宙空間で発生する、または地球に落下した塵 です。^{[1] [2]}宇宙塵粒子のほとんどは、微小流星体（<30 μm）や流星体（>30 μm）など、数分子から0.1  mm（100  μm ）の大きさです。^[3]宇宙塵は、天文学的な位置によってさらに区別され、銀河間塵、星間塵、惑星間塵（黄道雲など）、惑星周塵（惑星リングなど）に分類されます。宇宙塵の測定値を取得するには、いくつかの方法があります。

太陽系では、惑星間塵が黄道光の原因となっている。太陽系の塵には、彗星塵、惑星塵（火星など）^{[4] 、} 小惑星塵、カイパーベルト塵、太陽系を通過する星間塵などがある。毎年、数千トンの宇宙塵が地球の表面に到達していると推定されており、^[5]ほとんどの粒子の質量は10 ⁻¹⁶ kg（0.1 pg）から10 ⁻⁴ kg（0.1 g）の間である。^[5] 地球が通過している塵の雲の密度は、約10 ⁻⁶塵粒子/m ³である。^[6]

宇宙塵には、星によって自然に急速に生成される可能性のある複雑な有機化合物（芳香族と脂肪族の混合構造を持つ非晶質の有機固体）が含まれています。^{[7] [8] [9]} 宇宙の塵のより小さな部分は、星が残した物質として凝縮した、より大きな耐火鉱物からなる「星塵」です。

星間塵粒子はスターダスト宇宙船によって収集され、サンプルは2006年に地球に持ち帰られました。^{[10] [11] [12] [13]}

宇宙塵はかつては天文学者にとって、観測したい物体を見えにくくする厄介な存在だった。しかし赤外線天文学が始まると、塵粒子は天体物理学的過程において重要かつ不可欠な要素であることが観測された。塵の分析により、太陽系の形成などの現象に関する情報が明らかになる。^{[15]たとえば、宇宙塵は}恒星の寿命が終わりに近づくとき に質量損失を引き起こし、恒星形成の初期段階に関与し、惑星を形成する。太陽系では、塵は黄道光、土星のBリング スポーク、木星、土星、天王星、海王星の外側の拡散した惑星リング、そして彗星に大きな役割を果たしている。

塵の学際的な研究は、物理学（固体物理学、電磁気学、表面物理学、統計物理学、熱物理学）、フラクタル数学、塵粒子の表面化学、隕石学、および天文学と天体物理学のあらゆる分野など、さまざまな科学分野を結び付けます。^[17] これらの異なる研究領域は、次のテーマによって結び付けられます。宇宙の塵粒子は、化学的、物理的、動的に周期的に進化します。塵の進化は、宇宙が物質をリサイクルする経路を描き出します。これは、多くの人がよく知っている、生産、保管、処理、収集、消費、廃棄という日常のリサイクルのステップに類似したプロセスです。

さまざまな領域における宇宙塵の観測と測定は、宇宙のリサイクル プロセスに関する重要な洞察を提供します。拡散星間物質の雲、分子雲、若い恒星の周囲の塵、太陽系などの惑星系では、天文学者は塵が最もリサイクルされた状態にあると考えています。天文学者は、塵の生涯のさまざまな段階での観測「スナップショット」を蓄積し、時間の経過とともに、宇宙の複雑なリサイクル ステップのより完全なムービーを作成します。

粒子の初期運動、物質特性、介在するプラズマや磁場などのパラメータによって、ダスト粒子がダスト検出器に到達するタイミングが決まります。これらのパラメータを少し変更するだけで、ダストの動的挙動が大きく変わることがあります。そのため、その物体がどこから来たのか、介在する媒体に何が含まれているのかを知ることができます。

宇宙塵を研究する方法は多岐にわたります。宇宙塵は、宇宙塵粒子の放射特性を利用するリモートセンシング方法によって検出できます（黄道光測定を参照）。

宇宙塵は、さまざまな収集方法とさまざまな収集場所を使用して直接（「その場で」）検出することもできます。地球の大気圏に流入する地球外物質の毎日の流入量は、5〜300トンと推定されています。^{[18] [19]}

NASA は、成層圏を飛行する飛行機の翼の下に設置したプレートコレクターを使用して、地球の大気圏にある星の塵粒子のサンプルを収集しています。塵のサンプルは、地球の大きな氷塊 (南極大陸、グリーンランド/北極) の表面堆積物や深海の堆積物からも収集されています。

シアトルのワシントン大学のドン・ブラウンリーは、1970年代後半に初めて、集められた塵粒子が地球外起源であることを確実に特定しました。もう1つの発生源は隕石で、隕石から抽出された星屑が含まれています。星屑の粒子は、個々のプレソーラー星の固体の耐火性破片です。星屑の粒子は、星間物質と混ざる前の、進化した星の中でのみ可能な同位体組成の極端な同位体組成によって認識されます。これらの粒子は、星から離れる際に冷却された星の物質から凝縮したものです。

惑星間空間では、惑星探査機に搭載されたダスト検出器が構築され飛行しており、いくつかは現在飛行中であり、さらに多くの検出器が現在飛行用に構築中です。惑星間空間でのダスト粒子の軌道速度は大きいため (通常 10～40 km/s)、粒子をそのまま捕捉することは困難です。その代わりに、その場に設置されるダスト検出器は、一般に、ダスト粒子の機器への高速衝撃に関連するパラメータを測定し、次に実験室での較正 (すなわち、特性がわかっている加速粒子をダスト検出器の実験室レプリカに衝突させる) によって粒子の物理的特性 (通常は質量と速度) を導き出すように考案されています。長年にわたり、ダスト検出器は、衝突時の閃光、音響信号、衝突時のイオン化などを測定してきました。最近では、スターダストのダスト機器が低密度エアロゲル内の粒子をそのまま捕捉しました。

過去には、ダスト検出器がHEOS 2、ヘリオス、パイオニア 10、パイオニア 11、ジョット、ガリレオ、ユリシーズ、カッシーニの宇宙ミッションや、地球を周回するLDEF、EURECA、ゴリド衛星に搭載され、一部の科学者はボイジ​​ャー 1 号と2 号の宇宙船を巨大なラングミュア探査機として利用し、宇宙ダストを直接サンプル採取しました。現在、ダスト検出器はユリシーズ、プロバ、ロゼッタ、スターダスト、ニューホライズンズの宇宙船に搭載されています。地球で収集されたダスト、または宇宙でさらに収集されてサンプルリターン宇宙ミッションによって持ち帰られたダストは、世界中のそれぞれの研究室でダスト科学者によって分析されます。宇宙ダスト用の大規模な保管施設が NASA ヒューストン JSC にあります。

赤外線は宇宙塵の雲を透過し、星形成領域や銀河の中心を覗くことができる。NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡は、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の打ち上げ前は最大の赤外線宇宙望遠鏡だった。ミッション中、スピッツァーは宇宙の物体が放射する波長3～180マイクロメートルの熱放射を検出して画像とスペクトルを取得した。この赤外線放射のほとんどは地球の大気によって遮られ、地上からは観測できない。スピッツァーの発見は宇宙塵の研究を活性化させた。ある報告では、宇宙塵は超大質量ブラックホールの近くで形成されるという証拠がいくつか示されている。^[20]

もう一つの検出メカニズムは偏光測定である。塵粒子は球形ではなく、星間磁場に沿う傾向があり、塵雲を通過する星の光を優先的に偏光させる。星間赤化が検出できるほど強くない近くの星間空間では、高精度の光学偏光測定が局部的泡内の塵の構造を収集するために使用されている。^[22]

2019年、研究者らは南極で局地星間雲に関連する星間塵を発見した。南極での星間塵の検出は、高感度加速器質量分析法による放射性核種鉄60とマンガン53の測定によって行われた。^[23]

ダスト粒子は、その断面積、電磁放射の波長、粒子の性質（屈折率、サイズなど）に応じて電磁放射と相互作用します。個々の粒子の放射プロセスは放射率と呼ばれ、粒子の効率係数に依存します。放射率プロセスに関するその他の仕様には、 消散、散乱、吸収、または分極が含まれます。放射放出曲線では、いくつかの重要な特徴によって、放出または吸収するダスト粒子の組成が識別されます。

塵の粒子は光を不均一に散乱させることがあります。 前方散乱光は回折によって進路からわずかに逸れた光であり、後方散乱光は反射光です。

放射線の散乱と消滅 (「減光」) は、塵の粒子のサイズに関する有用な情報を提供します。たとえば、データ内のオブジェクトが前方散乱可視光で後方散乱可視光よりも何倍も明るい場合、粒子のかなりの割合が直径約 1 マイクロメートルであることが分かります。

反射星雲では、長時間露光の可視写真で塵粒子からの光の散乱が非常に顕著に見られ、個々の粒子の光散乱特性についての手がかりが得られます。X線波長では、多くの科学者が星間塵によるX線の散乱を調査しており、天体X線源は塵のために拡散ハローを持つだろうと示唆する人もいます。[ 25 ^]

プレソーラー粒子は隕石の中に含まれており、地上の研究所でそこから抽出されます。「スターダスト」または「プレソーラースターダスト」という用語は、単一の星からの粒子と、集合した星間塵粒子を区別するために時々使用されますが、この区別は普遍的に適用されているわけではありません。^{[26] [27]}プレソーラー物質は、隕石に組み込まれる前の星間物質の塵の成分でした。隕石は、40億年以上前に惑星の集積円盤内で隕石が最初に集まって以来、それらのプレソーラー粒子を貯蔵してきました。炭素質コンドライトは、プレソーラー物質の特に肥沃な貯蔵庫です。プレソーラー粒子は、定義上、地球が形成される前から存在していました。プレソーラー粒子（または、あまり一般的ではないが「スターダスト」または「プレソーラースターダスト」）は、個々のプレソーラー星から放出されたガスが冷却されて凝縮し、太陽系が凝縮した雲に組み込まれた難治性の塵粒子を指す科学用語です。^[28]

プレソーラー粒子を構成する化学元素の極めて珍しい同位体組成を実験室で測定することにより、さまざまな種類のプレソーラー粒子が特定されています。これらの難溶性鉱物粒子は以前は揮発性化合物で覆われていた可能性がありますが、隕石が酸で溶解すると揮発性化合物は失われ、不溶性の難溶性鉱物だけが残ります。隕石の大部分を溶解せずに粒子の核を見つけることは可能ですが、困難で手間がかかります。

プレソーラー粒子内の同位体比から、元素合成の多くの新しい側面が発見されました。^[29]プレソーラーの重要な特性は、粒子の硬く、耐火性があり、高温であるという性質です。顕著なものには、炭化ケイ素、グラファイト、酸化アルミニウム、アルミニウムスピネル、および恒星風や超新星内部の減圧などの冷却ガスから高温で凝縮するその他の固体があります。これらは、星間物質内で低温で形成される固体とは大きく異なります。

また、その極端な同位体組成も重要ですが、これは星間物質のどこにも存在しないと予想されます。これはまた、同位体が星間物質と混合して希釈される前に、プレソーラー粒子が個々の星のガスから凝縮されたことを示唆しています。これにより、ソース星を特定できます。たとえば、シリコンカーバイド (SiC) 粒子内の重元素はほぼ純粋なS 過程同位体であり、 AGB星が S 過程元素合成の主なソースであり、天文学者によってドレッジアップされた S 過程元素が非常に豊富であることが観測されている大気を持つという点で、AGB 星の赤色巨星風内での凝縮に適合しています。

もう一つの劇的な例は、超新星凝縮体です。これは通常、SUNOCON (SUperNOva CONdensate ^{[28]から) と略され、恒星大気内で凝縮する他の粒子と区別されます。SUNOCON はカルシウムに44} Caを過剰に多く含み^{[30] 、}半減期が 65 年の放射性⁴⁴ Ti を豊富に含んで凝縮したことを示しています。したがって、流出した⁴⁴ Ti 核は、SUNOCON が膨張する超新星内部で 1 年近く凝縮したときにはまだ「生きていた」(放射性) 状態でしたが、星間ガスと混合するのに必要な時間が経過すると、消滅した放射性核種(具体的には⁴⁴ Ca) になっていたでしょう。その発見は、このように SUNOCON を識別できるかもしれないという 1975 年の予測^[31]を証明しました。 SiC SUNOCON (超新星由来) の数は、AGB 星由来の SiC 星塵のわずか 1% 程度です。

スターダスト（特定の恒星から発生するSUNOCONおよびAGB粒子）自体は、凝縮した宇宙塵のごく一部に過ぎず、星間固体全体の質量の0.1%未満を占めています。プレソーラー粒子への高い関心は、それが恒星の進化と元素合成の科学にもたらした新しい情報に由来しています。

研究室では、地球が形成される前に存在していた固体を研究してきました。^[32]これはかつては不可能だと考えられていました。特に1970年代には、宇宙化学者は太陽系が高温のガスとして始まり、固体はほとんど残っておらず、高温によって蒸発したと確信していました。プレソーラー粒子の存在は、この歴史的な見方が間違っていることを証明しました。

宇宙塵は塵の粒からできていて、塵粒子に凝集します。これらの粒子は不規則な形をしており、多孔性はふわふわしたものから緻密なものまであります。組成、サイズ、その他の特性は塵が見つかった場所によって異なり、逆に、塵粒子の組成分析により、塵粒子の起源について多くのことが明らかになります。一般的な拡散星間物質の塵、濃い雲の中の塵の粒、惑星の環の塵、および星周塵は、それぞれ特性が異なります。たとえば、濃い雲の中の粒は氷のマントルを獲得しており、平均して拡散星間物質の塵粒子よりも大きくなっています。惑星間塵粒子(IDP) は、一般にさらに大きくなります。

地球に落下する地球外物質の流入のほとんどは、直径50～500マイクロメートル、平均密度2.0 g/cm ³（多孔度約40％）の隕石です。地球の成層圏に捕獲されたほとんどの国内避難民の隕石地点への総流入率は1～3 g/cm ³の範囲で、平均密度は約2.0 g/cm ³です。^[34]

その他の特有の塵の特性:天文学者は、星周塵で、 CO、炭化ケイ素、非晶質ケイ酸塩、多環芳香族炭化水素、氷、ポリホルムアルデヒドなどの分子シグネチャを発見しました(拡散星間物質では、ケイ酸塩と炭素粒子の証拠があります)。彗星の塵は、一般的に小惑星の塵とは異なります (重複あり) 。小惑星の塵は、炭素質コンドライト隕石に似ています。彗星の塵は、ケイ酸塩、多環芳香族炭化水素、氷を含む可能性の ある星間粒子に似ています。

2020年9月には、星間物質中に固体の水が存在し、特に宇宙塵粒子中のケイ酸塩粒子と混ざった水氷が存在するという証拠が提示されました。 ^[35]

星間空間の大きな粒子はおそらく複雑で、恒星の流出物の中で凝縮した難治性の核の上に、冷たく濃い星間雲への侵入中に獲得した層が重なっている。雲の外側での成長と破壊の周期的なプロセスはモデル化されており^{[36] [37]、}核は塵の塊の平均寿命よりもはるかに長生きすることが実証されている。これらの核は主に、冷たく酸素に富む赤色巨星の大気中で凝縮したケイ酸塩粒子と、冷たい炭素星の大気中で凝縮した炭素粒子から始まる。赤色巨星は主系列から進化または変化し、進化の巨星段階に入り、銀河内の難治性の塵粒子核の主な発生源となっている。これらの難治性の核はスターダストとも呼ばれ (上記のセクション)、これは星から放出された際に恒星ガス内で熱的に凝縮した宇宙塵のごく一部を指す科学用語である。数パーセントの難溶性粒子核は、宇宙の減圧室の一種である超新星の膨張内部で凝縮している。難溶性星塵（隕石から抽出）を研究する隕石学者は、これをしばしばプレソーラー粒子と呼ぶが、隕石内の粒子はプレソーラー粒子全体のほんの一部にすぎない。星塵は、銀河の暗黒分子雲内の既存の塵に冷気を集積する宇宙塵の大部分とはかなり異なる凝縮化学反応によって恒星内で凝縮する。これらの分子雲は非常に冷たく、通常 50K 未満であるため、さまざまな種類の氷が粒子に集積する可能性があり、その場合は放射線や昇華によって破壊されるか、分離してガス成分になる。最後に、太陽系が形成されると、多くの星間塵粒子が惑星集積円盤での合体と化学反応によってさらに変化した。初期の太陽系におけるさまざまな種類の粒子の歴史は複雑で、部分的にしか理解されていない。

天文学者は、特定の観測結果から、塵が後期進化した恒星の外層で形成されたことを知っています。赤外線では、9.7マイクロメートルの放射は、低温で進化した酸素に富む巨星のケイ酸塩塵の兆候です。11.5マイクロメートルの放射は、低温で進化した炭素に富む巨星に炭化ケイ素の塵が存在することを示しています。これらは、宇宙の小さなケイ酸塩粒子がこれらの恒星から放出された外層から来たという証拠を提供します。^{[38] [39]}

星間空間の条件は、一般的にケイ酸塩コアの形成には適していない。たとえ可能だとしても、これを達成するには膨大な時間がかかる。その根拠は、観測される典型的な粒子の直径a、粒子がaに達するまでの時間、星間ガスの温度を考えると、星間粒子が形成されるには宇宙の年齢よりもかなり長い時間がかかるということである。^[40]一方、粒子は、近くの恒星の近く、新星や超新星の噴出物、ガスと塵の両方を含む個別の雲を噴出していると思われるコロナR変光星などで最近形成されたことがわかっている。そのため、恒星からの質量損失が、粒子の難治性コアが形成された場所であることは間違いない。

太陽系の塵のほとんどは、太陽系の形成に使われてその後微惑星に集められた物質や、彗星や小惑星などの残った固体物質からリサイクルされ、それぞれの天体の衝突生涯で再形成された高度に処理された塵である。太陽系の形成史において、最も豊富な元素は（そして現在も）H ₂である。岩石惑星の主成分であるマグネシウム、シリコン、鉄などの金属元素は、惑星円盤の最高温度で固体に凝縮した。CO、N ₂、NH ₃、遊離酸素などの一部の分子は気相で存在していた。グラファイト（C）やSiCなどの一部の分子は惑星円盤で固体粒子に凝縮するが、隕石で見つかった炭素とSiCの粒子は、同位体組成に基づくと惑星円盤形成時のものではなくプレソーラーのものである。分子の中には複雑な有機化合物を形成したものや、凍った氷のマントルを形成したものもあり、そのどちらかが「耐火性」（Mg、Si、Fe）の粒子コアを覆うことができる。スターダストは、耐火性結晶鉱物として恒星内で熱凝縮して以来、完全に未処理であるように見えるため、一般的な傾向とはここでも例外である。グラファイトの凝縮は、超新星内部で膨張して冷却するときに発生し、炭素よりも酸素を多く含むガスでも発生する。^[41]これは、超新星の強力な放射性環境によって可能になった驚くべき炭素化学である。このダスト形成の特別な例は、特別な検討に値する。^[42]

惑星系円盤における前駆分子の形成は、主に太陽系星雲の温度によって決定されました。太陽系星雲の温度は太陽からの距離とともに低下するため、科学者は粒子の材料に関する知識から塵粒子の起源を推測することができます。一部の材料は高温でのみ形成され、他の粒子材料はそれよりはるかに低い温度でのみ形成されました。単一の惑星間塵粒子の材料は、粒子の要素が太陽系星雲内の異なる場所と異なる時期に形成されたことを示すことがよくあります。元の太陽系星雲に存在した物質のほとんどは、その後、太陽に引き込まれたり、星間空間に放出されたり、惑星、小惑星、彗星の一部として再処理されたりして、消滅しました。

IDP (惑星間塵粒子) は高度に加工された性質のため、数千から数百万の鉱物粒子と非晶質成分の微粒子混合物です。IDP は、太陽系星雲の形成前、および太陽系星雲内のさまざまな時期と場所で形成された元素が埋め込まれた物質の「マトリックス」として考えることができます。宇宙塵に埋め込まれた元素の例には、GEMS、コンドリュール、CAI などがあります。

隣の図の矢印は、集められた惑星間塵粒子から太陽系星雲の初期段階まで遡る 1 つの可能性のある経路を示しています。

図の右側の道をたどると、最も揮発性で原始的な元素を含む IDP にたどり着くことができます。この道は、まず惑星間塵粒子からコンドライト系惑星間塵粒子へと続きます。惑星科学者は、コンドライト系 IDP を、その酸化度の減少度合いに基づいて分類し、炭素質コンドライト、普通コンドライト、エンスタタイトコンドライトの 3 つの主要なグループに分けます。名前が示すように、炭素質コンドライトは炭素が豊富で、多くは H、C、N、O の同位体存在比に異常があります。 ^[43]炭素質コンドライトから、最も原始的な物質へと道をたどります。これらはほぼ完全に酸化されており、凝縮温度が最も低い元素 (「揮発性」元素) と最も多くの有機化合物を含んでいます。したがって、これらの元素を含む塵粒子は、太陽系の初期に形成されたと考えられています。揮発性元素は 500 K を超える温度に晒されたことがないため、IDP 粒子の「マトリックス」は太陽系の非常に原始的な物質で構成されている。このようなシナリオは、彗星の塵の場合にも当てはまる。^[44]星塵 (上記参照) のごく一部は、起源がまったく異なる。これらの難溶性の星間鉱物は、星の内部で熱凝縮し、星間物質の小さな構成要素となり、そのため、プレソーラー惑星円盤内に留まる。核損傷の軌跡は、太陽フレアからのイオン流によって生じる。粒子の表面に衝突する太陽風イオンは、粒子の表面に非晶質の放射線損傷縁を生成する。また、スパロジェニック核は、銀河および太陽宇宙線によって生成される。40 AU のカイパーベルトで発生する塵粒子は、主小惑星帯で発生する塵粒子よりも、軌跡の密度が何倍も高く、非晶質縁が厚く、積算線量も高い。

2012年のコンピュータモデル研究に基づくと、生命に必要な複雑な有機分子（地球外有機分子）は、地球が形成される前に、太陽を取り囲む塵粒子の原始惑星系円盤で形成された可能性があります。^{[45]コンピュータ研究によると、これと同じプロセスが、}惑星を獲得する他の恒星 の周りでも発生する可能性があります。^[45]

2012年9月、NASAの科学者らは、多環芳香族炭化水素（PAH）が星間物質（ISM）条件にさらされると、水素化、酸素化、水酸化を経て、より複雑な有機物に変換されるという報告を行った。これは「それぞれタンパク質とDNAの原料であるアミノ酸とヌクレオチドへの道に沿った一歩」である。^{[46] [47]}さらに、これらの変換の結果、PAHは分光学的特徴を失い、それが「星間氷粒、特に冷たく濃い雲の外側領域や原始惑星系円盤の上部分子層でPAHが検出されない理由の1つである可能性がある」。^{[46] [47]}

2014年2月、NASAは宇宙の多環芳香族炭化水素（PAH）を検出および監視するためのデータベースを大幅にアップグレードしたと発表しました^{[48] [49] 。NASA}の科学者によると、宇宙の炭素の20％以上がPAHに関連している可能性があり、生命形成の出発物質である可能性があります。[ 49 ^{] PAHは}ビッグバンの直後に形成されたようで、宇宙に豊富に存在し、^{[50] [51] [52]}新しい恒星や太陽系外惑星に関連しています。^[49]

2015年3月、NASAの科学者らは、隕石に含まれるピリミジンなどの出発物質を使って、ウラシル、シトシン、チミンを含む生命の複雑なDNAとRNA の有機化合物が宇宙空間の条件下で実験室で初めて生成されたと報告した。科学者らによると、宇宙で最も炭素を多く含む化学物質である多環芳香族炭化水素（PAH）と同様に、ピリミジンは赤色巨星や星間塵やガス雲の中で生成された可能性があるという。 ^[53]

太陽系には、太陽系外系と同様に、独自の惑星間塵雲があります。 星雲には、拡散星雲、赤外線 (IR)反射星雲、超新星残骸、分子雲、HII 領域、光解離領域、暗黒星雲など、物理的原因とプロセスが異なるさまざまな種類のものがあります。

これらのタイプの星雲の違いは、異なる放射プロセスが働いていることです。たとえば、オリオン星雲のような H II 領域では、多くの星形成が起こっており、熱放射星雲として特徴付けられます。一方、かに星雲のような超新星残骸は、非熱放射 (シンクロトロン放射) として特徴付けられます。

宇宙でよく知られている塵の多い領域としては、メシエカタログの散光星雲、例えばM1、M8、M16、M17、M20、M42、M43などがある。^[54]

より大規模なダストカタログとしては、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)、^[55]、CDS Online Catalogsなどがあります。^[56]

ディスカバリー計画のスターダストミッションは、ヴィルト2彗星のコマと宇宙塵のサンプルを収集するために1999年2月7日に打ち上げられた。2006年1月15日にサンプルを地球に持ち帰った。2007年には、サンプルから星間塵の粒子が回収されたことが発表された。^[57]

2017年、ゲンジらは地球上の塵粒子の「都市収集」に関する論文を発表した。研究チームは屋根から500個の微小隕石を収集することができた。塵はオスロとパリで収集され、「すべての粒子は、大気圏突入時に溶融して形成された、球形以下の形状のケイ酸塩優位（S型）宇宙球体であり、マグネシアンオリビンの急冷結晶、フォルステライトの残存結晶、およびガラス内の鉄含有オリビンで構成されています」。^{[58]英国では、科学者は}カンタベリー大聖堂やロチェスター大聖堂などの大聖堂の屋根で微小隕石を探しています。^[59]

• エヴァンス、アネリン (1994)。『The Dusty Universe』、エリス・ホーウッド。

• コズミックダストグループ
• スターダスト宇宙船が収集した7つの塵粒子の星間起源の証拠