غبار كوني

الغبار الكوني - ويُسمى أيضًا الغبار خارج الأرض ، أو غبار الفضاء ، أو غبار النجوم - هو غبار يتواجد في الفضاء الخارجي أو سقط على الأرض. ^{[ 1 ] [ 2 ]} يتراوح حجم معظم جزيئات الغبار الكوني بين بضع جزيئات و 0.1 مليمتر (100 ميكرومتر ) ، مثل النيازك الدقيقة (أقل من 30 ميكرومتر) والنيازك (أكبر من 30 ميكرومتر). ^{[ 3 ]} يمكن تمييز الغبار الكوني أيضًا حسب موقعه الفلكي: الغبار بين المجرات ، والغبار بين النجوم، والغبار بين الكواكب (كما في سحابة البروج )، والغبار المحيط بالكواكب (كما في حلقة كوكبية ). تُستقى المعلومات حول طبيعة الغبار في مواقع خارج المجموعة الشمسية في الغالب من خلال أساليب علم الفلك الرصدي ، مثل القياس الضوئي ، والاستقطاب، والتحليل الطيفي بالأشعة تحت الحمراء . ^{[ 4 ]} كما تتوفر طرق مباشرة لجمع ودراسة الغبار الفضائي داخل المجموعة الشمسية. ^{[ 5 ]} على سبيل المثال، جمعت المركبة الفضائية ستارداست غبار المذنبات ، واكتشفت أيضًا بعض الجسيمات ذات الأصل بين النجوم المحتمل، وأعادت عينات إلى الأرض في عام 2006. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}    

في النظام الشمسي، يتسبب الغبار بين الكواكب في ظهور ضوء البروج . ويشمل غبار النظام الشمسي أيضًا غبار المذنبات، والغبار الكوكبي (مثل غبار المريخ )، ^{[ 10 ]} والتربة القمرية ، وغبار الكويكبات ، وغبار حزام كايبر ، والغبار بين النجوم الذي يمر عبر النظام الشمسي. وتشير التقديرات إلى أن آلاف الأطنان من الغبار الكوني تصل إلى سطح الأرض سنويًا، ^{[ 11 ]} حيث تتراوح كتلة معظم الحبيبات بين 10⁻¹⁶ ^{كيلوغرام ( 0.1} بيكوغرام) و10⁻⁴ كيلوغرام (0.1  غرام). ^{[ 11 ]} وتبلغ كثافة سحابة الغبار التي تمر بها الأرض حوالي 10⁻⁶ ^حبة غبار/ ^م³ . ^{[ 12 ]}

يشكل "غبار النجوم" جزءًا كبيرًا من الغبار الموجود في الفضاء، ويتكون من معادن حرارية مثل السيليكات والجرافيت والكربون غير المتبلور. تتكثف هذه المواد الصلبة على شكل غبار محيط بالنجوم المتطورة، مثل العمالقة الحمراء والنجوم الكربونية والمستعرات والمستعرات العظمى ، وتُجرف إلى الفضاء بين النجوم بفعل الرياح النجمية وتدفقات النجم الأم . [ 13 ^{] يحتوي الغبار} أيضًا على مركبات عضوية (مواد صلبة عضوية غير متبلورة ذات بنية عطرية - أليفاتية مختلطة ) يمكن أن تتكون بشكل طبيعي وسريع في تدفقات النجوم الكربونية . ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]} أو من خلال عمليات تحدث في الوسط بين النجوم . ^{[ 17 ]}

كان الغبار الكوني في السابق مجرد مصدر إزعاج لعلماء الفلك، إذ كان يحجب الأجرام التي يرغبون في رصدها. ومع بداية علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء ، تبيّن أن جزيئات الغبار تُشكّل مكوناتٍ حيويةً وهامةً للعمليات الفيزيائية الفلكية. ويمكن لتحليلها أن يكشف معلوماتٍ عن ظواهر مثل تكوين النظام الشمسي. ^{[ 19 ]} فعلى سبيل المثال، يُمكن للغبار الكوني أن يُساهم في فقدان الكتلة عندما يقترب نجمٌ من نهاية عمره ، وأن يلعب دورًا في المراحل المبكرة لتكوين النجوم ، وأن يُساهم في تكوين الكواكب . وفي النظام الشمسي ، يلعب الغبار دورًا رئيسيًا في ضوء البروج ، وأذرع الحلقة B لكوكب زحل ، والحلقات الكوكبية الخارجية المنتشرة حول كوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون ، والمذنبات .

يجمع البحث متعدد التخصصات في الغبار بين مجالات علمية مختلفة: الفيزياء ( فيزياء الحالة الصلبة ، والنظرية الكهرومغناطيسية ، وفيزياء الأسطح، والفيزياء الإحصائية ، والفيزياء الحرارية )، والرياضيات الكسورية ، وكيمياء أسطح حبيبات الغبار، وعلم النيازك ، بالإضافة إلى جميع فروع علم الفلك والفيزياء الفلكية . ^{[ 21 ]} ويمكن ربط هذه المجالات البحثية المتباينة من خلال موضوع واحد: تتطور جزيئات الغبار الكوني بشكل دوري؛ كيميائيًا وفيزيائيًا وديناميكيًا. ويرسم تطور الغبار مسارات يعيد الكون من خلالها تدوير المواد، في عمليات مماثلة لخطوات إعادة التدوير اليومية التي يعرفها الكثيرون: الإنتاج، والتخزين، والمعالجة، والجمع، والاستهلاك، والتخلص.

تُقدّم الملاحظات والقياسات للغبار الكوني في مناطق مختلفة رؤيةً ثاقبةً لعمليات إعادة تدوير الكون؛ في سحب الوسط النجمي المنتشر ، وفي السحب الجزيئية ، وفي الغبار المحيط بالنجوم الفتية ، وفي الأنظمة الكوكبية كالنظام الشمسي ، حيث يعتبر علماء الفلك الغبار في أكثر حالاته إعادة تدويرًا. يُراكم علماء الفلك "لقطات" رصدية للغبار في مراحل مختلفة من دورة حياته، ومع مرور الوقت، يُشكّلون صورةً أكثر اكتمالًا لخطوات إعادة التدوير المعقدة في الكون.

تحدد عوامل مثل الحركة الأولية للجسيم، وخصائص المادة، والبلازما المحيطة ، والمجال المغناطيسي ، وصول جسيم الغبار إلى كاشف الغبار. ويمكن لتغيير طفيف في أي من هذه العوامل أن يُحدث تغييرًا كبيرًا في السلوك الديناميكي للغبار. وبالتالي، يمكن معرفة مصدر هذا الجسم، ومكونات الوسط المحيط به.

تتوفر مجموعة واسعة من الطرق لدراسة الغبار الكوني. ويمكن رصد الغبار الكوني باستخدام تقنيات الاستشعار عن بعد التي تعتمد على الخصائص الإشعاعية لجزيئات الغبار الكوني، مثل قياس الضوء البروجي .

يمكن أيضًا رصد الغبار الكوني مباشرةً (في الموقع) باستخدام طرق جمع متنوعة ومن مواقع جمع مختلفة. وتتراوح تقديرات التدفق اليومي للمواد الفضائية التي تدخل الغلاف الجوي للأرض بين 5 و300 طن. ^{[ 22 ] [ 23 ]}

تجمع وكالة ناسا عينات من جزيئات غبار النجوم في الغلاف الجوي للأرض باستخدام أجهزة تجميع الألواح الموجودة أسفل أجنحة الطائرات التي تحلق في طبقة الستراتوسفير. كما تُجمع عينات الغبار من الرواسب السطحية على الكتل الجليدية الكبيرة للأرض (أنتاركتيكا وغرينلاند/القطب الشمالي) ومن رواسب أعماق البحار.

في أواخر ستينيات القرن العشرين، كان دون براونلي من جامعة واشنطن في سياتل أول من حدد بشكل موثوق الطبيعة الفضائية لجزيئات الغبار التي جُمعت. ^{[ 24 ]} ومن المصادر الأخرى النيازك ، التي تحتوي على غبار النجوم المستخرج منها. حبيبات غبار النجوم عبارة عن قطع صلبة مقاومة للحرارة من نجوم ما قبل النظام الشمسي. ويمكن تمييزها من خلال تركيبها النظائري المتطرف، والذي لا يمكن أن يكون موجودًا إلا داخل النجوم المتطورة، قبل أي اختلاط مع الوسط بين النجوم. تكثفت هذه الحبيبات من المادة النجمية أثناء تبريدها عند مغادرتها النجم.

في الفضاء بين الكواكب، تم بناء أجهزة كشف الغبار على متن المركبات الفضائية الكوكبية وإطلاقها، بعضها قيد التشغيل حاليًا، ويجري بناء المزيد منها.  تُشكل السرعات المدارية العالية لجزيئات الغبار في الفضاء بين الكواكب (عادةً من 10 إلى 40 كم/ث) تحديًا كبيرًا لالتقاط الجزيئات سليمة. لذا، تُصمم أجهزة كشف الغبار الموضعية لقياس المعايير المرتبطة بتأثير جزيئات الغبار عالية السرعة على الجهاز، ثم استخلاص الخصائص الفيزيائية للجزيئات (عادةً الكتلة والسرعة) من خلال المعايرة المختبرية (أي، إسقاط جزيئات مُسرّعة ذات خصائص معروفة على نسخة مختبرية من جهاز كشف الغبار). على مر السنين، قاست أجهزة كشف الغبار، من بين أمور أخرى، وميض ضوء الاصطدام، والإشارة الصوتية، وتأين الاصطدام. مؤخرًا، تمكن جهاز كشف الغبار على متن مركبة ستاردست من التقاط جزيئات سليمة في هلام هوائي منخفض الكثافة .

في الماضي، حُملت أجهزة كشف الغبار على متن مهمات الفضاء HEOS 2 ، و Helios ، و Pioneer 10 ، و Pioneer 11 ، و Giotto ، و Galileo، وUlysses، و Cassini ، وعلى متن الأقمار الصناعية LDEF ، و EURECA ، وGorid التي تدور حول الأرض. كما استخدم بعض العلماء المركبتين الفضائيتين Voyager 1 و 2 كمجسات لانغمير عملاقة لأخذ عينات مباشرة من الغبار الكوني. حاليًا، تُحمل أجهزة كشف الغبار على متن المركبات الفضائية Ulysses ، وPROBA ، و Rosetta ، و Stardust ، و New Horizons . يقوم علماء الغبار بتحليل الغبار الذي يُجمع على الأرض أو يُعاد من الفضاء عبر مهمات فضائية لإعادة العينات، وذلك في مختبراتهم المنتشرة حول العالم. ويوجد مرفق تخزين ضخم للغبار الكوني في مركز جونسون للفضاء التابع لناسا في هيوستن.

يستطيع ضوء الأشعة تحت الحمراء اختراق سحب الغبار الكوني، مما يسمح لنا برؤية مناطق تكوّن النجوم ومراكز المجرات. كان تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا أكبر تلسكوب فضائي يعمل بالأشعة تحت الحمراء، قبل إطلاق تلسكوب جيمس ويب الفضائي . خلال مهمته، التقط سبيتزر صورًا وأطيافًا من خلال رصد الإشعاع الحراري المنبعث من الأجسام في الفضاء بأطوال موجية تتراوح بين 3 و180 ميكرومترًا. يُحجب معظم هذا الإشعاع تحت الأحمر بواسطة الغلاف الجوي للأرض، ولا يمكن رصده من سطحها. وقد أعادت نتائج سبيتزر إحياء دراسات الغبار الكوني. وأظهر أحد التقارير بعض الأدلة على تكوّن الغبار الكوني بالقرب من ثقب أسود فائق الكتلة. ^{[ 25 ]}

تُعدّ قياسات الاستقطاب آلية كشف أخرى . فحبيبات الغبار ليست كروية الشكل، وتميل إلى الاصطفاف مع المجالات المغناطيسية بين النجوم ، مما يؤدي إلى استقطاب ضوء النجوم الذي يمر عبر سحب الغبار. وفي الفضاء بين النجوم القريب، حيث لا يكون احمرار الفضاء بين النجوم شديدًا بما يكفي للكشف عنه، استُخدمت قياسات الاستقطاب البصرية عالية الدقة لاستخلاص بنية الغبار داخل الفقاعة المحلية . ^{[ 27 ]}

في عام 2019، اكتشف باحثون غبارًا بين النجوم في القارة القطبية الجنوبية، وربطوه بالسحابة بين النجوم المحلية . وقد تم الكشف عن هذا الغبار في القارة القطبية الجنوبية عن طريق قياس النظائر المشعة للحديد-60 والمنغنيز -53 باستخدام مطياف الكتلة عالي الحساسية . ^{[ 28 ]}

تتفاعل جزيئات الغبار مع الإشعاع الكهرومغناطيسي بطريقة تعتمد على مساحة مقطعها العرضي ، وطول موجة الإشعاع، وطبيعة الحبيبة نفسها: معامل انكسارها ، وحجمها، وما إلى ذلك. تُسمى عملية الإشعاع لحبيبة منفردة بانبعاثيتها ، وهي تعتمد على عامل كفاءة الحبيبة . تشمل الخصائص الأخرى المتعلقة بعملية الانبعاثية الانطفاء ، والتشتت ، والامتصاص ، والاستقطاب . في منحنيات انبعاث الإشعاع، تُحدد عدة مؤشرات مهمة تركيب جزيئات الغبار المُصدرة أو الممتصة.

يمكن لجزيئات الغبار أن تشتت الضوء بشكل غير منتظم. الضوء المشتت للأمام هو الضوء الذي ينحرف قليلاً عن مساره بفعل الانعراج ، أما الضوء المشتت للخلف فهو الضوء المنعكس.

يُقدّم تشتت الإشعاع وامتصاصه ("تعتيمه") معلومات مفيدة حول أحجام حبيبات الغبار. على سبيل المثال، إذا كان الجسم (أو الأجسام) في بياناتنا أكثر سطوعًا بكثير في الضوء المرئي المتشتت للأمام منه في الضوء المرئي المتشتت للخلف، فمن المفهوم أن جزءًا كبيرًا من الجسيمات يبلغ قطره حوالي ميكرومتر واحد.

يُعدّ تشتت الضوء من حبيبات الغبار في الصور المرئية ذات التعريض الطويل ملحوظًا للغاية في السدم الانعكاسية ، ويُقدّم أدلةً حول خصائص تشتت الضوء لكل جسيم على حدة. وفي نطاق أطوال موجات الأشعة السينية، يُجري العديد من العلماء أبحاثًا حول تشتت الأشعة السينية بواسطة الغبار بين النجوم، وقد أشار بعضهم إلى أن مصادر الأشعة السينية الفلكية قد تمتلك هالات منتشرة، نتيجةً لوجود الغبار. ^{[ 30 ]}

تحتوي النيازك على حبيبات ما قبل النظام الشمسي، والتي تُستخرج منها في المختبرات الأرضية. يُستخدم مصطلح "غبار النجوم" أو "غبار النجوم ما قبل النظام الشمسي" أحيانًا لتمييز الحبيبات الناتجة عن نجم واحد عن جزيئات الغبار بين النجوم المتجمعة، مع أن هذا التمييز ليس مُعممًا. ^{[ 31 ] [ 32 ]} كانت مادة ما قبل النظام الشمسي مُكوّنًا من مكونات الغبار في الوسط بين النجوم قبل اندماجها في النيازك. وقد خزّنت النيازك هذه الحبيبات منذ أن تجمّعت لأول مرة داخل قرص التراكم الكوكبي قبل أكثر من أربعة مليارات سنة. تُعدّ النيازك الكوندريتية الكربونية خزانات غنية بشكل خاص بمادة ما قبل النظام الشمسي. وُجدت حبيبات ما قبل النظام الشمسي، بحسب التعريف، قبل تكوّن الأرض. الحبيبات ما قبل الشمسية (وأحيانًا "غبار النجوم" أو "غبار النجوم ما قبل الشمسي") هو المصطلح العلمي الذي يشير إلى حبيبات الغبار المقاومة للحرارة التي تكثفت من الغازات المقذوفة المبردة من النجوم ما قبل الشمسية الفردية واندمجت في السحابة التي تكثف منها النظام الشمسي. ^{[ 33 ]}

تم تحديد أنواع عديدة من الحبيبات ما قبل الشمسية من خلال القياسات المخبرية للتركيب النظائري غير المألوف للعناصر الكيميائية التي تُكوّن كل حبيبة منها. ربما كانت هذه الحبيبات المعدنية المقاومة للحرارة مُغطاة سابقًا بمركبات متطايرة، لكنها تُفقد عند ذوبان مادة النيزك في الأحماض، فلا يتبقى سوى المعادن المقاومة للحرارة غير القابلة للذوبان. كان من الممكن العثور على لبّ الحبيبات دون إذابة معظم النيزك، لكن ذلك كان صعبًا ويتطلب جهدًا كبيرًا.

تم اكتشاف العديد من الجوانب الجديدة لتخليق العناصر من خلال النسب النظائرية داخل الحبيبات ما قبل الشمسية. ^{[ 34 ]} من الخصائص المهمة لهذه الحبيبات صلابتها ومقاومتها للحرارة العالية. ومن أبرزها كربيد السيليكون ، والجرافيت ، وأكسيد الألومنيوم ، والإسبينيل الألومنيومي ، وغيرها من المواد الصلبة التي تتكثف عند درجات حرارة عالية من غاز بارد، كما هو الحال في الرياح النجمية أو في انخفاض الضغط داخل المستعر الأعظم . وتختلف هذه المواد اختلافًا كبيرًا عن المواد الصلبة المتكونة عند درجات حرارة منخفضة داخل الوسط بين النجوم.

ومن المهم أيضًا تركيبها النظائري المتطرف، الذي يُتوقع عدم وجوده في الوسط بين النجوم. يشير هذا أيضًا إلى أن الحبيبات ما قبل الشمسية تكثفت من غازات النجوم الفردية قبل أن تتخفف النظائر بالاختلاط مع الوسط بين النجوم. وهذا يسمح بتحديد النجوم المصدرية. على سبيل المثال، العناصر الثقيلة داخل حبيبات كربيد السيليكون (SiC) هي نظائر نقية تقريبًا من عملية التخليق النووي S ، مما يتوافق مع تكثفها داخل رياح العملاق الأحمر لنجوم AGB، حيث أن نجوم AGB هي المصدر الرئيسي للتخليق النووي S، ولها أغلفة جوية لاحظ علماء الفلك أنها غنية جدًا بعناصر عملية التخليق النووي s.

مثالٌ آخر مثيرٌ للدهشة هو مكثفات المستعرات العظمى، والتي تُختصر عادةً إلى SUNOCON (اختصارًا لـ SUperNOva CONdensate ^{[ 33 ]} ) لتمييزها عن الحبيبات الأخرى المتكثفة داخل الأغلفة الجوية النجمية. تحتوي مكثفات SUNOCON في الكالسيوم على وفرةٍ هائلة ^{[ 35 ]} من نظير الكالسيوم ^-44 ، مما يدل على أنها تكثفت وهي تحتوي على كميات وفيرة من التيتانيوم ^-44 المشع، والذي يبلغ عمر النصف له 65 عامًا . وبالتالي، كانت نوى التيتانيوم ^-44 المتدفقة لا تزال "نشطة" (مشعة) عندما تكثفت مكثفات SUNOCON لمدة عام تقريبًا داخل المستعر الأعظم المتوسع، ولكنها كانت ستتحول إلى نظير مشع منقرض (وتحديدًا الكالسيوم ^-44 ) بعد الوقت اللازم للاختلاط مع الغاز بين النجوم. أثبت اكتشافها صحة التنبؤ ^{[ 36 ]} الذي صدر عام 1975 بإمكانية تحديد مكثفات SUNOCON بهذه الطريقة. إن جزيئات السيليكون كاربيد (من المستعرات العظمى) لا تتجاوز 1% من عدد غبار السيليكون كاربيد النجمي من نجوم AGB.

لا يُمثل غبار النجوم نفسه (بما في ذلك حبيبات SUNOCONs وحبيبات AGB القادمة من نجوم محددة) سوى جزء ضئيل من الغبار الكوني المتكثف، إذ يشكل أقل من 0.1% من كتلة المواد الصلبة بين النجوم. وينبع الاهتمام الكبير بحبيبات ما قبل الشمس من المعلومات الجديدة التي أضافتها إلى علوم تطور النجوم وتخليق العناصر .

درست المختبرات مواد صلبة كانت موجودة قبل تكوّن الأرض. ^{[ 37 ]} كان يُعتقد سابقًا أن هذا مستحيل، لا سيما في سبعينيات القرن الماضي عندما كان علماء الكيمياء الكونية على ثقة بأن النظام الشمسي بدأ كغاز ساخن ^{[ 38 ]} يكاد يخلو من أي مواد صلبة متبقية، والتي كانت ستتبخر بفعل درجات الحرارة العالية. وقد أثبت وجود حبيبات ما قبل النظام الشمسي خطأ هذه الصورة التاريخية.

يتكون الغبار الكوني من حبيبات غبار تتجمع لتشكل جسيمات غبارية. تتميز هذه الجسيمات بأشكالها غير المنتظمة، وتتراوح مساميتها من رقيقة إلى متراصة . يعتمد تركيبها وحجمها وخصائصها الأخرى على مكان وجود الغبار، وبالمقابل، يمكن لتحليل تركيب جسيم الغبار أن يكشف الكثير عن أصله. يختلف كل من غبار الوسط النجمي المنتشر ، وحبيبات الغبار في السحب الكثيفة ، وغبار حلقات الكواكب ، والغبار المحيط بالنجوم ، في خصائصه. فعلى سبيل المثال، اكتسبت الحبيبات في السحب الكثيفة غلافًا من الجليد، وهي في المتوسط ​​أكبر حجمًا من جسيمات الغبار في الوسط النجمي المنتشر. أما جسيمات الغبار بين الكواكب (IDPs) فهي أكبر حجمًا بشكل عام.

تُهيمن النيازك، التي يتراوح قطرها بين 50 و500 ميكرومتر، بكثافة متوسطة تبلغ 2.0 غ/سم³ (ومسامية تبلغ حوالي 40%)، على معظم تدفق المواد الفضائية التي تسقط على الأرض. ويتراوح ^معدل التدفق الكلي لمواقع النيازك لمعظم الجسيمات بين الكواكب التي تم التقاطها في طبقة الستراتوسفير للأرض بين 1 و3 غ/سم³ ^، بكثافة متوسطة تبلغ حوالي 2.0 غ/ ^سم³ . ^{[ 39 ]}

من الخصائص الأخرى المحددة للغبار: في الغبار المحيط بالنجوم ، وجد علماء الفلك بصمات جزيئية لثاني أكسيد الكربون ، وكربيد السيليكون ، والسيليكات غير المتبلورة ، والهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ، وجليد الماء ، والبولي فورمالديهايد ، وغيرها (في الوسط بين النجوم المنتشر ، توجد أدلة على وجود حبيبات السيليكات والكربون). يختلف غبار المذنبات عمومًا (مع وجود تداخل) عن غبار الكويكبات . يشبه غبار الكويكبات النيازك الكوندريتية الكربونية . يشبه غبار المذنبات الحبيبات بين النجوم التي يمكن أن تشمل السيليكات، والهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات، وجليد الماء. تُظهر أبحاث أخرى على مذنب يُسمى 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو أن جزيئات غبار المذنبات يمكن أن تختلف أيضًا في حجم بنيتها، من حبيبات متراصة إلى تجمعات عالية المسامية، بقوى وأحجام مختلفة. ^{[ 40 ]}

في سبتمبر 2020، تم تقديم أدلة على وجود الماء في الحالة الصلبة في الوسط بين النجوم ، وعلى وجه الخصوص، على وجود جليد مائي مختلط بحبيبات السيليكات في حبيبات الغبار الكوني. ^{[ 41 ]}

تُظهر الأبحاث في مجال استنزاف الغبار أن تركيبة الغبار الكوني يمكن أن تتغير بتغير نسبة المعادن والتطور الكيميائي، مما يعكس الاختلافات في العناصر المتاحة لتكوين الحبيبات على مر الزمن الكوني. ^{[ 42 ]}

يمكن أن تُظهر حبيبات الغبار الكوني هياكل مسامية، مما يؤثر على العمليات الكيميائية في البيئات الفيزيائية الفلكية ويسلط الضوء على أهمية تضمين المسامية في نماذج الغبار. ^{[ 43 ]}

من المحتمل أن تكون الحبيبات الكبيرة في الفضاء بين النجوم معقدة، إذ تتكون من نوى حرارية تكثفت داخل التدفقات النجمية، تعلوها طبقات مكتسبة خلال اختراقها السحب النجمية الباردة والكثيفة. وقد تم نمذجة هذه العملية الدورية من النمو والتدمير خارج السحب ^{[ 44 ] [ 45 ]} لإثبات أن هذه النوى تعيش لفترة أطول بكثير من متوسط ​​عمر كتلة الغبار. تبدأ هذه النوى في الغالب بجزيئات السيليكات التي تتكثف في أغلفة النجوم العملاقة الحمراء الباردة والغنية بالأكسجين، وحبيبات الكربون التي تتكثف في أغلفة النجوم الكربونية الباردة . وقد تطورت النجوم العملاقة الحمراء أو تغيرت خارج التسلسل الرئيسي ، ودخلت مرحلة العملاق من تطورها، وهي المصدر الرئيسي لنوى حبيبات الغبار الحرارية في المجرات. تُسمى هذه النوى الحرارية أيضًا بالغبار النجمي (انظر القسم أعلاه)، وهو مصطلح علمي يُطلق على الجزء الصغير من الغبار الكوني الذي تكثف حراريًا داخل الغازات النجمية أثناء قذفه من النجوم. تكثفت نسبة كبيرة من نوى الحبيبات المقاومة للحرارة داخل الأجزاء الداخلية المتمددة للمستعرات العظمى، وهي نوع من غرف تخفيف الضغط الكونية. تشير الدراسات الحديثة إلى طريقة أخرى لتكوّن الغبار أثناء الانفجارات النجمية، وهي أن الغبار قد يتكوّن من تفاعل مقذوفات المستعرات العظمى من النوع Ia مع المواد بين النجمية المحيطة. ^{[ 46 ]} غالبًا ما يُطلق علماء النيازك الذين يدرسون غبار النجوم المقاوم للحرارة (المستخرج من النيازك) عليه اسم الحبيبات ما قبل الشمسية، لكن هذا الغبار الموجود داخل النيازك لا يُمثل سوى جزء صغير من إجمالي غبار ما قبل الشمس. يتكثف غبار النجوم داخل النجوم عبر تفاعلات كيميائية مختلفة تمامًا عن تفاعلات تكثيف معظم الغبار الكوني، الذي يتراكم باردًا على الغبار الموجود مسبقًا في السحب الجزيئية المظلمة للمجرة. هذه السحب الجزيئية شديدة البرودة، حيث تقل درجة حرارتها عادةً عن 50 كلفن، مما يسمح بتراكم أنواع عديدة من الجليد على الحبيبات، وفي بعض الحالات، لا يتحلل أو ينقسم إلا بفعل الإشعاع والتسامي إلى غاز. وأخيرًا، مع تشكّل النظام الشمسي، خضعت العديد من حبيبات الغبار بين النجوم لمزيد من التعديلات نتيجةً للاندماج والتفاعلات الكيميائية في قرص التراكم الكوكبي. إن تاريخ الأنواع المختلفة من الحبيبات في النظام الشمسي المبكر معقد، ولا يزال فهمه جزئيًا فقط.

يعلم علماء الفلك أن الغبار يتشكل في أغلفة النجوم المتأخرة التطور من خلال بصمات رصدية محددة. ففي ضوء الأشعة تحت الحمراء، يُعد الانبعاث عند 9.7 ميكرومتر بصمةً لغبار السيليكات في النجوم العملاقة الباردة الغنية بالأكسجين. ويشير الانبعاث عند 11.5 ميكرومتر إلى وجود غبار كربيد السيليكون في النجوم العملاقة الباردة الغنية بالكربون. تُسهم هذه البصمات في تقديم دليل على أن جزيئات السيليكات الصغيرة في الفضاء أتت من الأغلفة الخارجية المقذوفة لهذه النجوم. ^{[ 47 ] [ 48 ]}

لا تُعدّ الظروف في الفضاء بين النجوم مُلائمةً عمومًا لتكوّن النوى السيليكاتية. إذ سيستغرق ذلك وقتًا طويلًا جدًا، حتى وإن كان ممكنًا. وتتلخص الحجج في أنه: بالنظر إلى القطر النموذجي المُرصَد للحبوب (a) ، والوقت اللازم لوصول الحبوب إلى هذا القطر ، ودرجة حرارة الغاز بين النجوم، فإن تكوّن الحبوب بين النجوم سيستغرق وقتًا أطول بكثير من عمر الكون. ^{[ 49 ]} من جهة أخرى، لوحظ تكوّن الحبوب حديثًا في جوار النجوم القريبة، وفي مقذوفات المستعرات العظمى والمستعرات الجديدة ، وفي النجوم المتغيرة من نوع R Coronae Borealis التي يبدو أنها تقذف سحبًا منفصلة تحتوي على كلٍّ من الغاز والغبار. لذا، فإن فقدان الكتلة من النجوم هو بلا شكّ مصدر تكوّن النوى المقاومة للحرارة للحبوب.

معظم الغبار في النظام الشمسي هو غبار مُعالَج للغاية، مُعاد تدويره من المواد التي تشكّل منها النظام الشمسي، والتي جُمعت لاحقًا في الكويكبات الصغيرة، بالإضافة إلى بقايا مواد صلبة مثل المذنبات والكويكبات ، والتي أُعيد تشكيلها خلال فترة تصادم كل من هذه الأجرام. خلال تاريخ تكوّن النظام الشمسي، كان العنصر الأكثر وفرة (ولا يزال) هو الهيدروجين (H₂) _. أما العناصر المعدنية: المغنيسيوم والسيليكون والحديد، وهي المكونات الرئيسية للكواكب الصخرية، فقد تكثّفت إلى مواد صلبة عند أعلى درجات حرارة القرص الكوكبي. وُجدت بعض الجزيئات، مثل أول أكسيد الكربون (CO) والنيتروجين (N₂ ₎ والأمونيا (NH₃ ₎ والأكسجين الحر، في الحالة الغازية. بعض الجزيئات، مثل الجرافيت (C) وكربيد السيليكون (SiC)، تكثّفت إلى حبيبات صلبة في القرص الكوكبي؛ ولكن حبيبات الكربون وكربيد السيليكون الموجودة في النيازك تُعتبر من أصل ما قبل النظام الشمسي استنادًا إلى تركيبها النظائري، وليس من تكوين القرص الكوكبي. شكلت بعض الجزيئات مركبات عضوية معقدة، وشكلت جزيئات أخرى أغلفة جليدية متجمدة، يمكن لأي منهما أن يغطي نوى الحبيبات "المقاومة للحرارة" (المغنيسيوم، السيليكون، الحديد). ويُعد غبار النجوم استثناءً آخر للاتجاه العام، إذ يبدو أنه لم يخضع لأي معالجة منذ تكثفه الحراري داخل النجوم كمعادن بلورية مقاومة للحرارة. ويحدث تكثف الجرافيت داخل المستعرات العظمى أثناء تمددها وتبريدها، حتى في الغازات التي تحتوي على نسبة أكسجين أعلى من الكربون، ^{[ 50 ]} وهي كيمياء كربونية مذهلة أصبحت ممكنة بفضل البيئة الإشعاعية الشديدة للمستعرات العظمى. وقد استحق هذا المثال الخاص لتكوين الغبار دراسةً مُفصلة. ^{[ 51 ]}

تحددت عملية تكوين الأقراص الكوكبية للجزيئات الأولية، إلى حد كبير، بدرجة حرارة السديم الشمسي. وبما أن درجة حرارة السديم الشمسي تنخفض مع ازدياد المسافة عن الشمس، يستطيع العلماء استنتاج أصل حبيبات الغبار من خلال معرفة مكوناتها. فبعض المواد لا يمكن أن تكون قد تشكلت إلا في درجات حرارة عالية، بينما لا يمكن أن تكون مواد أخرى قد تشكلت إلا في درجات حرارة منخفضة للغاية. وغالبًا ما تُظهر المواد الموجودة في جسيم غبار واحد بين الكواكب أن عناصر الحبيبات قد تشكلت في مواقع وأوقات مختلفة داخل السديم الشمسي. وقد اختفت معظم المادة الموجودة في السديم الشمسي الأصلي منذ ذلك الحين؛ إما أنها انجذبت إلى الشمس، أو قُذفت إلى الفضاء بين النجوم، أو أُعيدت معالجتها، على سبيل المثال، كجزء من الكواكب أو الكويكبات أو المذنبات.

نظراً لطبيعتها المعالجة للغاية، تُعدّ جزيئات الغبار بين الكواكب (IDPs) مزيجاً دقيقاً من آلاف إلى ملايين الحبيبات المعدنية والمكونات غير المتبلورة . يمكننا تصوّر جزيء الغبار بين الكواكب على أنه "مصفوفة" من المواد تحتوي على عناصر مُدمجة تشكّلت في أزمنة وأماكن مختلفة في السديم الشمسي وقبل تكوّنه. ومن أمثلة العناصر المُدمجة في الغبار الكوني: المعادن الثقيلة ، والكوندريولات ، وشوائب الكالسيوم والألومنيوم (CAIs) .

رصدت عمليات رصد حديثة باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي حبيبات غبار كربوني في المجرات خلال المليار سنة الأولى من عمر الكون. ^{[ 52 ]} وهذا يُقدّم أدلة تُثبت أن إنتاج الغبار بكميات كبيرة حدث في وقت مبكر جدًا من الكون.

تُظهر الأسهم في الرسم التخطيطي المجاور أحد المسارات المحتملة من جسيم الغبار بين الكواكب الذي تم جمعه إلى المراحل المبكرة من السديم الشمسي.

يمكننا تتبع المسار إلى اليمين في الرسم التخطيطي للوصول إلى الجسيمات بين الكواكب التي تحتوي على أكثر العناصر تطايرًا وبدائية. يأخذنا هذا المسار أولًا من جسيمات الغبار بين الكواكب إلى جسيمات الغبار الكوندريتية بين الكواكب. يصنف علماء الكواكب الجسيمات الكوندريتية بين الكواكب وفقًا لدرجة أكسدتها المتناقصة، بحيث تنقسم إلى ثلاث مجموعات رئيسية: الكوندريت الكربوني، والكوندريت العادي، والكوندريت الإينستاتيتي. وكما يوحي الاسم، فإن الكوندريت الكربوني غني بالكربون، ويحتوي العديد منها على شذوذ في وفرة نظائر الهيدروجين والكربون والنيتروجين والأكسجين. ^{[ 53 ]} من الكوندريت الكربوني، نتتبع المسار إلى أكثر المواد بدائية. فهي مؤكسدة بالكامل تقريبًا وتحتوي على أدنى درجات حرارة التكثيف ("العناصر المتطايرة") وأكبر كمية من المركبات العضوية. لذلك، يُعتقد أن جسيمات الغبار التي تحتوي على هذه العناصر قد تشكلت في المراحل المبكرة من عمر النظام الشمسي. لم تتعرض العناصر المتطايرة لدرجات حرارة تتجاوز 500 كلفن، ولذلك، تتكون "مصفوفة" حبيبات الجسيمات بين النجوم من مواد بدائية للغاية من النظام الشمسي. وينطبق هذا السيناريو على غبار المذنبات. ^{[ 54 ]} أما مصدر الجزء الضئيل الذي يُمثل غبار النجوم (انظر أعلاه) فهو مختلف تمامًا؛ إذ تتكثف هذه المعادن بين النجومية المقاومة للحرارة داخل النجوم، لتُصبح مكونًا صغيرًا من المادة بين النجومية، وبالتالي تبقى في القرص الكوكبي ما قبل الشمسي. وتنتج مسارات التلف النووي عن تدفق الأيونات من التوهجات الشمسية. وتُنتج أيونات الرياح الشمسية التي تصطدم بسطح الجسيم حوافًا غير متبلورة متضررة بالإشعاع على سطحه. كما تُنتج الأشعة الكونية المجرية والشمسية نوىً مُتولدة من التفتت النووي. وسيكون لجسيم غبار ينشأ في حزام كايبر على بُعد 40 وحدة فلكية كثافة مسارات أعلى بكثير، وحواف غير متبلورة أكثر سمكًا، وجرعات متكاملة أعلى من جسيم غبار ينشأ في حزام الكويكبات الرئيسي.

استنادًا إلى دراسات نماذج حاسوبية أُجريت عام ٢٠١٢ ، يُحتمل أن تكون الجزيئات العضوية المعقدة الضرورية للحياة ( الجزيئات العضوية خارج الأرض ) قد تشكلت في القرص الكوكبي الأولي لحبيبات الغبار المحيطة بالشمس قبل تشكل الأرض. ^{[ ٥٥ ]} كما اقترحت أبحاث حديثة أن جزيئات الغبار الكوني ربما ساهمت أيضًا في الأصول الجيوكيميائية للحياة على الأرض من خلال تسهيل التفاعلات الكيميائية المعقدة في البيئات الكوكبية المبكرة على سطح الأرض. ^{[ ٥٦ ]} ووفقًا للدراسات الحاسوبية، قد تحدث هذه العملية نفسها حول نجوم أخرى تكتسب كواكب . ^{[ ٥٥ ]}

في سبتمبر 2012، أفاد علماء ناسا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) ، عند تعرضها لظروف الوسط بين النجوم (ISM) ، تتحول، عبر الهدرجة والأكسدة والهيدروكسيل ، إلى مركبات عضوية أكثر تعقيدًا ، وهي "خطوة على طريق تكوين الأحماض الأمينية والنيوكليوتيدات ، وهما المادتان الخام للبروتينات والحمض النووي DNA على التوالي". ^{[ 57 ] [ 58 ]} علاوة على ذلك، ونتيجة لهذه التحولات، تفقد الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بصمتها الطيفية ، وهو ما قد يكون أحد أسباب "عدم رصدها في حبيبات الجليد بين النجوم ، لا سيما في المناطق الخارجية للسحب الباردة الكثيفة أو الطبقات الجزيئية العليا للأقراص الكوكبية الأولية ". ^{[ 57 ] [ 58 ]}

في فبراير 2014، أعلنت وكالة ناسا عن قاعدة بيانات مُحسّنة بشكل كبير ^{[ 59 ] [ 60 ]} لرصد ومراقبة الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs) في الكون . ووفقًا لعلماء ناسا ، قد يرتبط أكثر من 20% من الكربون في الكون بالهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات، والتي يُحتمل أن تكون مواد أولية لتكوين الحياة . [ 60 ] ويبدو ^{أن هذه الهيدروكربونات} قد تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، وهي وفيرة في الكون، ^{[ 61 ] [ 62 ] [ 63 ]} وترتبط بالنجوم الجديدة والكواكب الخارجية . ^{[ 60 ]}

في مارس 2015، أفاد علماء ناسا أنه ولأول مرة، تم تكوين مركبات عضوية معقدة من الحمض النووي DNA والحمض النووي الريبوزي RNA ، بما في ذلك اليوراسيل والسيتوزين والثايمين ، في المختبر في ظروف الفضاء الخارجي ، باستخدام مواد كيميائية أولية، مثل البيريميدين ، الموجود في النيازك . ووفقًا للعلماء، فإن البيريميدين، مثل الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs)، وهي أغنى المواد الكيميائية بالكربون الموجودة في الكون ، ربما يكون قد تشكل في العمالقة الحمراء أو في سحب الغبار والغاز بين النجوم. ^{[ 64 ]}

يحتوي النظام الشمسي على سحابة غبار بين الكواكب خاصة به ، وكذلك الأنظمة خارج المجموعة الشمسية. وهناك أنواع مختلفة من السدم ذات أسباب وعمليات فيزيائية مختلفة: السديم المنتشر ، وسديم انعكاس الأشعة تحت الحمراء ، وبقايا المستعر الأعظم ، والسحابة الجزيئية ، ومناطق الهيدروجين المتأين ، ومناطق التفكك الضوئي ، والسديم المظلم .

تكمن الفروقات بين هذه الأنواع من السدم في اختلاف عمليات الإشعاع التي تحدث فيها. فعلى سبيل المثال، تُصنف مناطق الهيدروجين المتأين (H II)، مثل سديم الجبار ، حيث يحدث تكوين النجوم بكثرة، على أنها سدم انبعاث حراري. أما بقايا المستعرات العظمى، مثل سديم السرطان ، فتُصنف على أنها سدم انبعاث غير حراري ( إشعاع السنكروترون ).

بعض المناطق الغبارية الأكثر شهرة في الكون هي السدم المنتشرة في فهرس ميسييه، على سبيل المثال: M1 ، M8 ، M16 ، M17 ، M20 ، M42 ، M43 . ^{[ 65 ]}

من بين فهارس الغبار الأكبر حجماً: فهرس شاربلس (1959) لمناطق الهيدروجين المتأين، وفهرس ليندز (1965) للسدم الساطعة، وفهرس ليندز (1962) للسدم المظلمة، وفهرس فان دن بيرغ (1966) لسدم الانعكاس، وفهرس غرين (1988) المرجعي المنقح لبقايا المستعرات العظمى المجرية، والمركز الوطني لبيانات علوم الفضاء (NSSDC)، ^{[ 66 ]} وفهارس CDS الإلكترونية. ^{[ 67 ]}

أُطلقت مهمة ستارداست التابعة لبرنامج ديسكفري في 7 فبراير 1999 لجمع عينات من غلاف المذنب وايلد 2 ، بالإضافة إلى عينات من الغبار الكوني. وقد أعادت العينات إلى الأرض في 15 يناير 2006. وفي عام 2007، أُعلن عن استعادة جزيئات من الغبار بين النجوم من العينات. ^{[ 68 ]}

في عام ٢٠١٧، نشر جينج وزملاؤه بحثًا حول "التجميع الحضري" لجزيئات الغبار على الأرض. تمكن الفريق من جمع ٥٠٠ نيزك دقيق من أسطح المنازل. جُمع الغبار في أوسلو وباريس، وجميع الجزيئات عبارة عن كريات كونية شبه كروية غنية بالسيليكات (من النوع S) تتشكل نتيجة الانصهار أثناء دخولها الغلاف الجوي، وتتكون من بلورات متبلورة من الأوليفين المغنيسي، وبلورات متبقية من الفورستريت، وأوليفين حديدي داخل الزجاج. ^{[ ٦٩ ]} في المملكة المتحدة، يبحث العلماء عن النيازك الدقيقة على أسطح الكاتدرائيات، مثل كاتدرائية كانتربري وكاتدرائية روتشستر . ^{[ ٧٠ ]} حاليًا، يسقط ٤٠ ألف طن من الغبار الكوني على الأرض سنويًا. ^{[ ٧١ ]}

• إيفانز، أنورين (1994). الكون المغبر . إليس هوروود.
• ويتيت، دي سي بي (2022). الغبار في البيئة المجرية . دار نشر آي أو بي.
• ويليامز، ديفيد أ؛ سيتشي-بيستيليني، سي (2015). كيمياء الغبار الكوني . بلاكويل.

• مجموعة الغبار الكوني
  • ويستفال، أندرو جيه؛ وآخرون  (2014). "أدلة على أصل بين النجوم لسبع جزيئات غبار جمعتها المركبة الفضائية ستارداست" . مجلة ساينس . 345 (6198): 786-791 . Bibcode : 2014Sci...345..786W . doi : 10.1126/science.1252496 . PMID 25124433 .