**Kosmiline tolm** on kosmoses olev tolm, kus enamik osakestest on suuruses mõnest molekulist kuni 0,1 μm. Samuti sisaldab see tähtedelt eemaldunud suuremaid osakesi, mis maailmaruumis on tahkestunud. Päikesesüsteemi ümber olevas tähtedevahelises ruumis on kosmosetolmu tihedus 10−6 tolmutera/m3, seejuures iga tolmutera mass on umbes 10−7 m.

Kosmilist tolmu võib liigitada tähtede, galaktikate ja planeetide vaheliseks (Kuiperi vöö), ümber planeetide tiirlevaks (nt Saturni ring). Päikesesüsteemis olev tolm põhjustab sodiaagi valgust (ingl *zodiacal light*). Tolmu allikateks on komeeditolm, asteroidide tolm, tolm Kuiperi vöölt ja tähtedevaheline tolm, mis läbib Päikesesüsteemi. Ühe hinnangu järgi jõuab Maale kuni 40 000 tonni kosmilist tolmu aastas.

2011. aasta oktoobris avastasid teadlased, et kosmiline tolm sisaldab keerulist orgaanilist ainet, milleks on amorfne orgaaniline tahkis segatud aromaatse-alifiilse struktuuriga, mis võib olla tähtede poolt naturaalselt ja kiiresti tekitatud.

2014. aasta augustis leiti tähtedevahelist tolmu proovist, mis on pärit 2006. aastal tagasi jõudnud kosmoseaparaadist Stardust.

Uurimine ja tähtsus
-------------------

Vanasti peeti kosmosetolmu vaid segavaks teguriks. Pärast infrapunakiirguse jälgimise algust astronoomias on kosmosetolm saanud aga üheks tähtsaks uurimisobjektiks. Tänu sellele saab uurida näiteks päikesesüsteemi tekkimist. Kosmosetolm põhjustab tähe elu lõpustaadiumis massi kaotamist, see on vajalik tähe tekkimiseks, ning kosmilisest tolmust tekivad ka planeedid. Näiteks on päiksesesüsteemis kosmosetolmust tekkinud Saturni B-rõngas, komeedid ning ringid, mis on satelliitidega teiste gaasihiiglaste ümber.

Kosmilise tolmu uurimine on mitmetahuline uurimine, mis seob füüsika (tahkisefüüsika, elektromagnetteooria, pinnafüüsika, statistilise füüsika, soojusõpetuse), fraktalite matemaatika, keemia ja kõik astronoomia ning astrofüüsika harud. Kosmosetolmu uurimisest saab selgust, kuidas universum materjali taaskasutab. Astronoomid analüüsivad vaatlemise tulemusena kosmiliste protsesside erinevaid etappe ning saavad tänu sellele konstrueerida kogu tervikliku arengu, mis vaid ühte protsessi uurides võtaks aega miljoneid aastaid protsessi aegluse tõttu.

Detekteerimise meetodid
-----------------------

Kosmilist tolmu saab uurida eemalt, kasutades ära osakeselt tulevat kiirgust.
Kosmilist tolmu saab uurida ka otseselt, kasutades erinevaid kogumismeetodeid ja -kohti. Maale langevaid tolmuterakesi koguvad stratosfääris lendavad NASA lennukid, mille tiibade alla on kinnitatud kogumiskambrid. Lisaks saab tolmu koguda ka Maa suurtelt jääga kaetud aladelt (Arktika, Antarktika, Gröönimaa) ning ka maailmamere setetest. Veel on võimalik uurida meteoriitides olevat tahket peegeldavat tähetolmu. See sisaldab isotoope, mis saavad tekkida vaid kõrges arengufaasis olevates tähtedes.

Tänu infrapunavalgusele, mis suudab läbistada kosmosetolmu kogumikke, on teadlastel võimalus vaadata tolmupilvede sisse, kus tähed moodustuvad. Lisaks on võimalik tänu infrapunakiirgusele uurida galaktikate keskmeid. NASA Spitzer kosmoseteleskoop on suurim kosmosesse viidud infrapunateleskoop. Teleskoop suudab detekteerida kiirgust lainepikkusega 3–180 mikromeetrit. Spitzeriga tegelevad teadlased on teinud kindlaks kosmosetolmu kogunemise supermassiivse musta augu ümber. Kuna suurema osa infrapunakiirgusest neelab Maa atmosfäär, siis pole võimalik infrapunakiirguse mõõtmisi teha Maalt.

Tolmuosakese kiirguslikud omadused
----------------------------------

Osakeste ja elektromagnetkiirguse vaheline interakteerumine sõltub ristlõikest, kiirguse lainepikkusest ja osakese omadustest (nt suurus, murdumisnäitaja). Kokku annab see pilve kiirgusteguri. Lisaks tuleks täpsustada, kas kiirgustegur on hajutav, neelav või polarisatsiooni muutev.

Tähetolm
--------

 *Pikemalt artiklis Tähetolm*
Tähetolm koosneb peegelduvatest tolmuosakestest, mis tahkestusid pärast seda, kui aine oli tähtedelt gaasina välja pursanud. Tähetolmu teri on võimalik leida meteoriitidest. Tähetolm oli enne meteoriiti sattumist tähtedevahelises ruumis vabalt lendlev ning see on meteoriidis säilinud päikesesüsteemi algusaegadest üle 4 miljoni aasta tagasi. Tänu sellele saab rohkem infot päikesesüsteemi moodustumise kohta. Väga tolmurikkad on C-kondriidid. Kõik tähetolmu tükid on pärit ajast, kui Maa polnud veel tekkinud.  
Et tähetolmu meteoriidist kätte saada, ei tule meteoriiti lahustada, kuid see on väga keeruline ning laboritöö mahukas.

Uurides tähetolmus olevate isotoopide vahekordi, on leitud tuumasünteesi uusi aspekte. Tähetolmu teri iseloomustavad omadused on järgmised: kõva, peegelduv ja kõrgel temperatuuril tekkiv. Enamasti koosnevad terad ränikarbiidist, grafiidist, alumiiniumoksiidist, alumiinium spinellist või mõnest muust kõrgel temperatuuril oleva gaasi jahutamisel moodustunud ainest. Tähetolm erineb väga ainest, mis on tähtedevahelises ruumis moodustunud madalatel temperatuuridel.

Lisaks isotoopide vahekordadele on olulised tavatud isotoobid, mida tavalises tähtedevahelises ruumis ei leidu. See viitab, et tähetolm on enne tähtedevahelises ruumis lahjenemist tõmmanud gaasina kokku üksikutelt tähtedelt. See protsess võimaldab määrata, mis tüüpi tähelt tolm pärineb. Näiteks raskete elementide isotüübid ränikarbiidis (SiC) on pea täielikult tekkinud aeglaste neutronide hõive tulemusel. See viitab, et tolm on pärit keskmise või väikse massiga (0,6–10 Päikese massi) tähtede arengu lõppetapist.

Lisaks leidub tähetolmus suure 44Ca sisaldusega terakesi. 44Ca tekkis radioaktiivse 44Ti lagunemisel, mis oli veel radioaktiivne ka aasta pärast supernoova sisemusest väljumist. See avastus tõestas ennustuse, et supernoovast pärit ainet võib sellisena identifitseerida. Neid osakesi on 100 korda vähem kui osakesi, mis on pärit keskmise või väikse massiga tähtedelt.

Kosmilise tolmu omadused
------------------------

Kosmiline tolm koosneb tolmuosakestest ja tolmuosakeste agregaatidest. Need osakesed on ebakorrapärase kujuga ning erineva poorsusega. Tolmu asukohast sõltub osakeste koostis, suurus ja teised omadused. Tänu nendele omadustele on võimalik määrata tolmuosakeste päritolu. Erinevad omadused on üldise difundeerumise tulemusel tähtedevahelises ruumis tekkinud tolmul, tolmul, mis on tekkinud tihedas pilves, planeedi rõngastes tekkinud tolmul ja tähesüsteemis tekkinud tolmul. Näiteks tihedas pilves on tolmuosakestele tekkinud jääkiht ning nad on keskmiselt suuremad kui tähtedevahelises ruumis hõredamal alal olev tolm.

Planeetide ümber olevad osakesed on ka tihedas pilves tekkinud osakestest keskmiselt suuremad.  
Enamik Maale langevast kosmilise tolmu osakestest on diameetriga 50–500 mikromeetrit, tihedusega 2,0 g/cm3 (poorsus umbes 40%). Maa atmosfääris oleva tolmu tihedus on vahemikus 1–3 g/cm3.

Tolmutera teke
--------------

Suured terad tähtedevahelises ruumis on keerulised, peegelduva tuumaga, mis on tahkestunud tähest väljapursanud ainest. Terad on kaetud kihtidega, mis on järk-järgult üksteise peale sadestunud, läbides külmasid tihedaid udukogumeid. Seda protsessi on modelleeritud demonstreerimaks, et tuumad kestavad palju kauem kui tolmutera välimised kihid. Tuumad saavad tihti alguse silikaadi osakestest, mis on kondenseerunud hapnikurikaste punaste hiidude atmosfääris või süsiniku osakestest tähtede juures, kus tähe atmosfääris on palju süsinikku. Kuna kihid tolmuterade tuumade ümber tekivad tihti külmades (temperatuuriga tihti vähem kui 50 K) pilvedes, mis sisaldavad palju jääd, hävinevad mõned kihid tolmu jõudmisel suurema temperatuuriga piirkonda. Päiksesesüsteemi algusaegadest pärit tolmuosakesed on keemiliselt muundunud ning seetõttu on päikesesüsteemi alguse kohta teada vaid osa infost, mis on võimalik tolmuosakesi analüüsides saada. Väljaspool tähtede atmosfääri on silikaattuuma teke võimatu, sest võttes aluseks tüüpilise tolmutera diameetri, läheks tolmutera tekkeks tähtedevahelise keskkonna temperatuuril aega rohkem kui kogu Universumi vanus.

Udukogud
--------

Öökulli udu
Suurimad kosmilisest tolmust tekkinud moodustised on udukogud.

* Öökulliudu (M97)
* Kotka udukogu (M16)
* Luige udu (M17)
* Sipelga udu (Mz 3)
* Messier 43 (M43)
* Krabi udu (M1)

Viited
------

1. ↑  G. L. Matloff, Deep-Space Probes, Springer-Praxis, Chichester, UK (2000).
2. ↑  Herbert A. Zook. *Spacecraft Measurements of the Cosmic Dust Flux*. DOI:10.1007/978-1-4419-8694-8\_5.
3. ↑  Chow Denise. "Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars". *Space.com*. Vaadatud 3.12.2015.
4. ↑  Starkey, Natalie. "Your House is Full of Space Dust – It Reveals the Solar System's Story". *Space.com*. Vaadatud 3.12.2015.
5. ↑  Eberhard Grün. *Interplanetary dust*. Berlin: Springer. ISBN 3-540-42067-3. Vaadatud 3.12.2015.
6. ↑  Markwick-Kemper, F.; Gallagher, S. C.; Hines, D. C.; Bouwman, J. (2007). "Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059". *Astrophysical Journal*. **668** (2): 107–110. arXiv:0710.2225. Bibcode:2007ApJ...668L.107M. DOI:10.1086/523104.
7. ↑  Zinner, E. (1998). "Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of premolar grains from primitive meteorites". *Ann. Rev. Earth and Planetary Science*. **26**: 147–188. Bibcode:1998AREPS..26..147Z. DOI:10.1146/annurev.earth.26.1.147.
8. ↑  Donald D. Clayton, Precondensed Matter: Key to the Early Solar System, Moon & Planets 19, 109 (1978)
9. ↑  D. D. Clayton & L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. **42** (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. DOI:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022.
10. ↑  Love S. G.; Joswiak D. J. & Brownlee D. E. (1992). "Densities of stratospheric micrometeorites". *Icarus*. **111** (1): 227–236. Bibcode:1994Icar..111..227L. DOI:10.1006/icar.1994.1142.
11. ↑  Kurt Liffman & Donald. D. Clayton (1989). "Stochastic evolution of refractory interstellar dust during the chemocal evolution of two-phase interstellar medium". *Astrohys*. **340** (1): 853–868.
12. ↑  Evans Aneurin (1993). *The Dusty Universe*. Lk-d 147–148. `{{cite book}}`: eiran tundmatut parameetrit `|book=` (juhend)