Перегляд вихідного коду сторінки Досонячні зерна

[[File:Presolar SiC X grain.png|thumb|Досонячне зерно [[Карбід кремнію|карбіду силіцію]] (SiC) Х типу. Зображення отримане за допомоги [[Сканувальний електронний мікроскоп|сканувального електронного мікроскопу]] після {{не перекладено|Мас-спектрометр вторинних іонів в наномасштабі|NanoSIMS|en|Nanoscale secondary ion mass spectrometry}} аналізу<ref name="Hynes2010">{{cite book|author=Hynes KM|title=Microanalytical Investigations of Presolar SiC Grains as Probes of Condensation Conditions in Astrophysical Environments (Ph.D. Dissertation)|url=https://openscholarship.wustl.edu/etd/865/|year=2010|publisher=Washington University|page=422|doi=10.7936/K7BZ6455|accessdate=26 лютого 2018|archive-date=26 лютого 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20180226151949/https://openscholarship.wustl.edu/etd/865/}}</ref>.]]<br/>'''Досонячні зерна'''  ({{lang-en|presolar grains}}) — крихти (від [[нанометр|нм]] до [[мікрометр|мкм]]) тугоплавких [[мінерал]]ів, які [[конденсація|конденсувались]] довкола помираючих зір до появи [[Сонце|Сонця]] та залишались незмінними після формування [[Сонячна система|Сонячної системи]], включені до «примітивних» [[метеорит]]ів.

Досонячні зерна ('''ДСЗ ''') є «зоряним пилом» ({{lang-en|stardust}}), що конденсувався з газів у давніх викидах із зір чи з [[наднова|наднових]] і став частиною [[міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]], з якого потім, близько 4,6 млрд років тому сформувалась [[Сонячна система]]<ref name="Lugaro2005">{{cite book|author=Maria Lugaro|title=Stardust from Meteorites: An Introduction to Presolar Grains|url=https://books.google.com/books?id=YM1pDQAAQBAJ|year=2005|publisher=World Scientific|isbn=978-981-256-099-5}}</ref>. Ці зерна зоряного пилу майже незмінними пройшли через низку руйнівних середовищ та процесів: спалах батьківської зорі; її довкілля; міжзоряне середовище; [[гравітаційний колапс]] [[Молекулярна хмара|молекулярної хмари]]; формування сонячної системи; сонячну туманність; включення до батьківського тіла метеоритів, де вони перебували ~4,5 млрд років; розділення тіла; вхід в атмосферу Землі<ref name="Amari2010">{{cite journal|last1=Amari S. et al.| title=Presolar Grain Studies: Recent Progress and Development| journal=AIP Conference Proceedings| volume = 1269| issue = 1 |year=2010|pages=27–34|issn=0094243X|doi=10.1063/1.3485148}}</ref>.

Більша частина зерен у метеоритах сформована хімічними та фізичними процесами, що відбувалися вже після утворення Сонячної системи. Але досонячні зерна існували ще в батьківській молекулярній хмарі газу та пилу, гравітаційний колапс якої поклав початок формуванню Сонця та планет<ref name="Lugaro2005" />. Тому ДСЗ з «примітивних» (первинних) метеоритів, які сьогодні вивчають у лабораторіях, є старішими від Сонячної системи.

Сьогодні ДСЗ являють собою незначні чи [[Розсіяні елементи|домішкові]] складові в зразках зібраних на Землі метеоритів та міжпланетних пилових частинок. Досонячні зерна ідентифікують на основі притаманного їм аномального ізотопного складу, який істотно відрізняється від такого у всій іншій речовині Сонячної системи, але є типовим для атмосфер їхніх батьківських зір на відповідному етапі [[Еволюція зір|еволюції]].

Оскільки ДСЗ по суті є затверділими зразками окремих зір на відповідному етапі їх еволюції, то вони залишаються єдиним способом «спостерігати» співвідношення ізотопів елементів у зорях, які утворилися, еволюціонували та зникли ще до появи Сонячної системи. Можливість точно виміряти притаманні цим зорям ізотопні співвідношення в хімічних елементах робить ці досонячні тугоплавкі мінерали найкращим інструментом для вивчення еволюції та структури їх батьківських зір; галактичної хімічної еволюції; механізмів [[нуклеосинтез]]у та кінетики конденсації пилу<ref name="NittlerCiesla2016">{{cite journal| author=Nittler LR and Ciesla F| title=Astrophysics with Extraterrestrial Materials| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=54|issue=1|year=2016|pages=53–93|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-082214-122505}}</ref>. Перш ніж потрапити в сонячну туманність, ДСЗ мали пройти через міжзоряне середовище, отже, вони можуть слугувати для вивчення фізичної та хімічної обробки зерен у міжзоряному середовищі <ref name="BernatowiczMessenger2003">{{cite journal| author=Bernatowicz TJ, Messenger S, Pravdivtseva O, Swan P, and Walker RM|title=Pristine presolar silicon carbide| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/4679| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta| volume=67|issue=24|year=2003|pages=4679–4691|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00461-7}}</ref>.

Виділення перших досонячних зерен 1987 року ознаменувало собою появу нової галузі лабораторної астрофізики. Ізотопні, елементні та структурні вимірювання досонячних зерен дозволяють отримати нові знання про хімічні та ізотопні складові окремих зір з такою точністю, яка не досяжна для астрономічних спостережень.

== «Зоряний пил» та «міжзоряні зерна»==
Термін «досонячні зерна» є двозначним, оскільки може позначати також і весь досонячний [[космічний пил]], що існував до появи Сонячної системи. Для уникнення двозначності, було запропоноване розрізнення між двома поняттями: «зоряний пил» ({{lang-en|«stardust»}}) (інколи називаються «{{не перекладено|навколозоряний пил||en|Circumstellar dust}}») та «міжзоряні зерна» ({{lang-en|«interstellar grains»}}) <ref name="ClaytonNittler2004">{{cite journal| author=Clayton D.D. and Nittler L.R.| title=Astrophysics with Presolar Stardust| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=42|issue=1|year=2004|pages=39–78|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134022}}</ref>.

«'''Зоряний пил'''» є більш коректним терміном, оскільки відокремлює ДСЗ від значно більшої маси міжзоряного пилу, що формується відмінними від ДСЗ шляхами, зокрема низько-температурною міжзоряною хімією. Тоді як поняття «зоряний пил» позначає відносно малу частку міжзоряного пилу, що термічно конденсувався в окремих зорях наприкінці їх еволюції. Більшість вивчених типів ДСЗ складають навколозоряні конденсати<ref name="Lugaro2005" />.

«'''Міжзоряними зернами'''» називають зерна, утворені в міжзоряному середовищі і які не мають прямого зв’язку з конкретною зорею<ref name="WilliamsCecchi-Pestellini2015">{{cite book|author=Williams DA and Cecchi-Pestellini C|title=The Chemistry of Cosmic|url=https://books.google.com/books?id=yioACwAAQBAJ|date=  2015|publisher=Royal Society of Chemistry|isbn=978-1-78262-047-1}}</ref>. Складові міжзоряних зерен (як і зоряного пилу) утворилися в зорях, але вони або не конденсувались одразу після викиду із зір, або ж зерна, в які вони були первинно включені, випарувались у міжзоряному середовищі внаслідок ударних хвиль від наднових чи інтенсивної космічної радіації<ref name="GailSedlmayr2013">{{cite book|author =Gail H-P and Sedlmayr E|title=Physics and Chemistry of Circumstellar Dust Shells|url=https://books.google.com/books?id=YQ3rAQAAQBAJ|date= 2013|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-83379-0}}</ref>. Ці атоми згодом заново конденсувались в зерна в щільних молекулярних хмарах. Оскільки міжзоряні зерна нестабільні і легко трансформуються в кристалічні зерна в сонячній туманності, вони скоріш за все мають слабко виражені складові та структуру<ref name="Kwok2013">{{cite book|author=Sun Kwok|title=Stardust: The Cosmic Seeds of Life|url=https://books.google.com/books?id=oSBEAAAAQBAJ|year=2013|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-642-32802-2}}</ref>.

Поширеність різних елементів, залежно від їх хімічних властивостей (здатність формувати молекули, конденсуватись в тверді тіла) коливається в різних областях Сонячної системи. Однак за умови повної гомогенізації сонячного матеріалу під час формування Сонячної системи, частка будь-якого елемента, сформована кожним із його стабільних ізотопів, буде однаковою в кожному закутку Сонячної системи. Причиною цього є те, що фізичні процеси та хімічні реакції, які спричинились до появи речовин в Сонячній системі, відбувались за температур кількох тисяч градусів К і тому могли змінити ізотопний склад елементу лише на кілька тисячних часток. Коливання ж в поширеності елементів, значно більші від сонячних, можливі лише тоді, коли речовина з самого початку мала аномальний ізотопний вміст. Визначною рисою досонячних зерен зоряного пилу є їх {{comment| аномальний ізотопний склад| Ізотопно аномальні співвідношення – це ізотопне співвідношення, яке не може бути отримане із нормальної (середньої) речовини сонячної системи через типові хімічні або фізичні процеси, напр. випаровування чи дифузію}} у порівнянні з іншою вивченою речовиною Сонячної системи<ref name="ClaytonNittler2004" />. [[Ізотопи|Ізотопний]] склад ДСЗ характеризуються величезними аномаліями, аж до чотирьох [[Порядок величини|порядків величини]] – значно більше, аніж якби їх причиною були процеси хімічного чи фізичного [[фракціонування]] в протосонячній туманності <ref name="NittlerCiesla2016" />. Оскільки великі коливання ізотопного вмісту ДСЗ не могли утворитись під час формування сонячної системи, то найбільш вірогідним поясненням їх аномально ізотопного складу можуть бути  ядерні реакції в зорях, які відбуваються при температурах в мільйони градусів К і змінюють структуру (число нейтронів) атомного ядра, що робить одиничні ДСЗ уцілілими зразками тих окремих зір, в яких вони утворилися<ref name="Zinner1998">{{cite journal |author=Zinner E.| title= Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of presolar grains from primitive meteorites |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=26|issue=1|year=1998|pages=147–188|issn=0084-6597|doi=10.1146/annurev.earth.26.1.147}}</ref>.  Звідси і їх назва «досонячні зерна».  Після того, як ДСЗ були викинуті в міжзоряне середовище, вони потрапили в протосонячну туманність і пережили руйнівні процеси формування сонячної системи, не будучи зруйнованими, як складові метеоритів. Існуючи в незмінній формі до появи сонячної системи, ДСЗ зберегли їх індивідуальні ознаки та ізотопний вміст включно до того часу, коли опинились в лабораторії, несучи свідчення про батьківську зорю, її еволюцію, нуклеосинтез та останні миті існування.

Всі виявлені й вивчені на сьогодні ДСЗ узгоджуються з теоретичними передбаченнями їх формування в результаті охолодження зоряного гарячого атомного газу, що відбувається достатньо повільно для їх термічної [[конденсація|конденсації]] <ref name="Nittler97">{{cite book| author=Nittler L.|editor=Zinner E.K. & Bernatowicz T.J.|title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar Materials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics|isbn=978-1-56396-664-4|pages=59–82|chapter=Presolar oxide grains in meteorites|doi=10.1063/1.53320}}</ref>. З цього випливає, що місцем утворення досонячних зерен має бути саме втрата зоряної маси. Можливість змішування зоряних викидів із міжзоряною речовиною до термічної конденсації ДСЗ виключається наявними в них екстремальними співвідношеннями ізотопів<ref name="NittlerCiesla2016" />. Відтак, ДСЗ, які вивчають у лабораторіях, є твердими зразками минулих поколінь окремих зір, які вже припинили своє існування<ref name="LoddersAmari2005">{{cite journal|author=Lodders K and Amari S|title=Presolar grains from meteorites: Remnants from the early times of the solar system|journal=Chemie der Erde - Geochemistry|volume=65|issue=2|year=2005|pages=93–166|issn=00092819|doi=10.1016/j.chemer.2005.01.001}}</ref>.

Отже, досонячні зерна зоряного пилу є своєрідним «вимірюванням» складу і структури конкретних окремих зір ще до народження Сонця, уможливлючи космічну археологію їх формування, еволюції та смерті.

==Астрофізичне значення ДСЗ==
Тривала історія досонячних зерен включає багато етапів, - від формування в зорях до включення в метеорити, - які завдяки детальному аналізу зерен можна краще вивчити, а отримані дані включити до астрофізичних спостережень, моделей і теорій.

В ізотопному складі кожного окремого досонячного зерна відображається ізотопний склад атмосфери тієї зорі, з якій це зерно конденсувалось. У свою чергу склад атмосфери зір обумовлений кількома факторами<ref name="Zinner03">{{cite book| author=Zinner E.|editor=Davis A.M. |title=Meteorites, Comets, and Planets: Treatise on Geochemistry, Second Edition|url=https://books.google.com/books?id=kYtksEUxw0oC&pg=PA17|volume=1|date=21 листопада 2005|publisher=Elsevier|isbn=978-0-08-052535-8|pages=17–39|chapter=Presolar Grains }}</ref>: 
# галактичною історією речовини, з якої утворилась зоря; 
# процесом нуклеосинтезу всередині зорі; 
# епізодами перемішування, в яких елементи, синтезовані у внутрішніх шарах зорі, «зачерпуються» до її зовнішньої оболонки.
Так, вибухи наднових та викид речовини супроводжується перемішуванням шарів зорі з різною історією нуклеосинтезу, що відображається в ізотопному складі ДСЗ із наднових<ref name="LoddersAmari2005" />. Відтак, такі зерна надають цінну інформацію про процеси, що відбуваються в наднових<ref name="ClaytonNittler2004" />.

Досонячне зерно формується, коли температура в скинутій оболонці [[Червоні гіганти|червоного гіганта]] або у викидах наднової стає досить низькою для конденсації мінералів. Астрономічні спостереження багатьох зір пізніх [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] виявили довкола них пилові оболонки, мінеральний вміст яких відображає хімію газу оболонок<ref name="Little-Marenin1986">{{cite journal| author=Little-Marenin IR| title=Carbon stars with silicate dust in their circumstellar shells| journal=The Astrophysical Journal|volume=307|year=1986|pages=L15|issn=0004-637X|doi=10.1086/184720}}</ref>. Вивчення зовнішньої морфології ДСЗ, їх субзерен і поширеності включених [[Розсіяні елементи|домішкових елементів]] дозволяють отримати інформацію про хімічні та фізичні властивості зоряних атмосфер<ref name="AmariHoppe1995">{{cite journal |author=Amari S., Hoppe P., Zinner E., and Lewis Roy S.| title=Trace-element concentrations in single circumstellar silicon carbide grains from the Murchison meteorite|journal=Meteoritics|volume=30|issue=6|year=1995|pages=679–693|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1995.tb01165.x}}</ref><ref name="BernatowiczCowsik1996">{{cite journal| author=Bernatowicz TJ et al.| title=Constraints on Stellar Grain Formation from Presolar Graphite in the Murchison Meteorite|journal=The Astrophysical Journal|volume=472|issue=2|year=1996|pages=760–782|issn=0004-637X|doi=10.1086/178105}}</ref><ref name="LoddersFegley1998">{{cite journal |author=Lodders K and Fegley B|title=Presolar silicon carbide grains and their parent stars|url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_1998-07_33_4/page/871| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=33|issue=4|year=1998|pages=871–880|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.1998.tb01693.x}}</ref><ref name="BernatowiczAkande2005">{{cite journal| author=Bernatowicz TJ, Akande OW, Croat TK, and Cowsik R |title=Constraints on Grain Formation around Carbon Stars from Laboratory Studies of Presolar Graphite| journal=The Astrophysical Journal|volume=631|issue=2|year=2005|pages=988–1000|issn=0004-637X|doi=10.1086/432599}}</ref><ref name="KashivDavis2010">{{cite journal| author=Kashiv Y., Davis A. M., Gallino R., Cai Z., Lai B., Sutton S. R., and Clayton R. N.| title= Extinct 93Zr in single presolar SiC grains from low mass asymptotic giant branch stars and condensation from Zr-depleted gas |journal=The Astrophysical Journal|volume=713|issue=1|year=2010|pages=212–219|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/713/1/212}}</ref>.

Склад зоряної атмосфери, в якій утворюються зерна, визначається як початковим складом зорі, так і нуклеосинтезом, що відбувається в ній<ref name="Lugaro2005" />. Первинний склад зорі визначається віком зорі і місцем, де вона утворилася. Склад може бути передбачений на основі розрахунків {{comment|хімічної еволюції галактики|Хімічна еволюція галактики - зміни хімічного складу в галактиці протягом різного часу та в різних місцях внаслідок безперервного циклу, через який матеріал обробляється нуклеосинтезом в середині зір і на їх останніх етапах еволюції викидається в міжзоряне середовище, з якого формуються нові зорі.}}, які моделюють неперервну рециркуляцію речовини: від міжзоряного середовища в новонароджені зорі, в яких речовина зазнає змін внаслідок нуклеосинтезу, і із зір назад, у міжзоряне середовище. Однак, не всі елементи модифікуються нуклеосинтезом в батьківській зорі, тому вважається, що вміст таких елементів у ДСЗ відображає первинний вміст батьківської зорі та хімічної еволюції галактики, накладаючи обмеження на моделі еволюції галактики<ref name="Nittler2003" /><ref name="Nittler2005">{{cite journal| author=Nittler LR|title=Constraints on Heterogeneous Galactic Chemical Evolution from Meteoritic Stardust| journal=The Astrophysical Journal|volume=618|issue=1|year=2005|pages=281–296|issn=0004-637X|doi=10.1086/425892}}</ref>. Нуклеосинтез, що відбувається в надрах зорі, змінює її елементний та ізотопний склад. Зміни залежать від початкової маси, складу та еволюційної фази зорі. Вмісту багатьох ізотопів в ДСЗ притаманні великі коливання, обумовлені нуклеосинтезом в їх батьківських зорях<ref name="Lugaro2005" />. Тому аналіз ізотопного складу ДСЗ дозволяє накласти обмеження на структуру зір та на перебіг ядерних реакцій у них.

Внаслідок хімічної еволюції галактики основна маса сонячної речовини походить із багатьох різних зір. Ця речовина була гомогенізована в процесі формування сонячної системи. Унікальність досонячних зерен полягає в тому, що вони містять відбиток місця їх формування (оболонки окремої зорі), перенесли цей відбиток через міжзоряне середовище та зберегли в процесі формування сонячної системи. Саме тому ізотопний склад навколозоряних зерен надає можливість вивчення складу окремих зір, а не їх суміші. Хоча дані, отримані вивченням ДСЗ, подібні до спектроскопічних спостережень зоряних атмосфер, вони від них істотно різняться: спостереження зір здебільшого мають справу з поширеністю елементів, і лише в рідкісних випадках можна визначити ізотопний склад; тоді як лабораторний аналіз ДСЗ точніший, ніж спектроскопічні спостереження окремих зір, і дозволяє отримати інформацію про ізотопний склад<ref name="Lugaro2005" />.

Після формування ДСЗ як навколозоряних зерен чи конденсатів у [[Залишки наднових|залишках наднових]], вони потрапляють у [[міжзоряне середовище]] ('''МЗС'''), тривала подорож через яке позначається на унікальній історії кожного зерна. Такі зерна слід відрізняти від зерен, утворених у міжзоряному середовищі (наприклад, у густих [[Молекулярна хмара|молекулярних хмарах]]). ДСЗ зоряного походження протягом їх подорожі через МЗС скоріше за все будуть огорнуті шарами речовини з міжзоряної хмари. Протягом всієї їх історії в МЗС, зерна піддаються різноманітним руйнівним процесам, таким як розсіювання ударними хвилями та зоряними вітрами, випаровування в ударних хвилях наднових тощо. Крім того, ДСЗ піддаються впливу галактичних [[Космічні промені|космічних променів]], що залишають свій слід у формі [[Космогенні нукліди|космогенних]] [[нуклід]]ів <ref name="MingAnders1988" /><ref name="OttBegemann2000">{{cite journal| author=Ott U and Begemann F|title=Spallation recoil and age of presolar grains in meteorites| url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-01_35_1/page/53| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=35|issue=1|year=2000|pages=53–63|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2000.tb01973.x}}</ref><ref name="Tielens2005">{{cite journal| author =  Tielens AGGM, Waters LBFM, and Bernatowicz TJ | title= Origin and Evolution of Dust in Circumstellar and Interstellar Environments. Chondrites and the Protoplanetary Disk, ASP Conference Series, Vol. 341, Proceedings of a workshop held 8-11 November 2004 in Kaua'i, Hawai'i |   year=2005| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..341..605T}}</ref><ref name="OttAltmaier2005">{{cite journal| author=Ott U, Altmaier M, Herpers U, Kuhnhenn J, Merchel S, Michel R, and Mohapatra RK| title=Spallation recoil II: Xenon evidence for young SiC grains| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=40|issue=11|year=2005|pages=1635–1652|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2005.tb00136.x}}</ref><ref name="OttHeck2013">{{cite journal| author= Ott U, Heck PR, Gyngard F, Wieler R, Wrobel F, Amari S, and Zinner E| title=He and Ne Ages of Large Presolar Silicon Carbide Grains: Solving the Recoil Problem| journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=26|issue=03|year=2013|pages=297–302|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS08039}}</ref>. Тож, досонячні зерна, які пережили ці руйнівні події, дозволяють також отримати інформацію про фізичні та хімічні процеси в МЗС, яку важко здобути лише на основі астрономічних спостережень, тим самим сприяючи поліпшенню теоретичних моделей.

Протягом тривалої історії перебування в міжзоряному середовищі, ДСЗ могли залишати його входити до нього та виходити, перш ніж деякі з них врешті потрапили до густої молекулярної хмари, колапс якої поклав початок формуванню [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Кінцевим етапом в довгій та складній історії досонячних зерен є формування [[планетезималь|планетезималей]] та батьківських тіл метеоритів, до яких вони потрапили. Разом з тим, основна частка твердих речовин, навіть у примітивних метеоритах, була утворена в сонячній системі, тоді як частка досонячних зерен, що залишилися, досить мала. Це пов’язано з тим, що примітивні метеорити зазнали різного роду метаморфізму на їх батьківських тілах, що по різному вплинуло й на різні типи ДСЗ. Тому поширеність різних типів ДСЗ дозволяє отримати інформацію про умови в сонячній туманності та процеси на їх батьківських тілах до того, як вони потрапили на Землю<ref name="HussLewis1995" /><ref name="MendybaevBeckett2002">{{cite journal| author=Mendybaev RA, Beckett JR, Grossman L, Stolper E, Cooper RF, and Bradley JP|title=Volatilization kinetics of silicon carbide in reducing gases: an experimental study with applications to the survival of presolar grains in the solar nebula| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2002-02_66_4/page/661| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=66|issue=4|year=2002|pages=661–682|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(01)00802-X}}</ref><ref name="LeitnerVollmer2012">{{cite journal| author=Leitner J, Vollmer C, Hoppe P, and Zipfel J |title=Characterization of presolar material in the CR chondrite Northwest Africa 852|journal=The Astrophysical Journal|volume=745|issue=1|year=2012|pages=38|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/745/1/38}}</ref><ref name="FlossStadermann2012">{{cite journal| author=Floss C and Stadermann FJ| title=Presolar silicate and oxide abundances and compositions in the ungrouped carbonaceous chondrite Adelaide and the K chondrite Kakangari: The effects of secondary processing| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=47|issue=6|year=2012|pages=992–1009|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2012.01366.x}}</ref>.

==Історія відкриття==

===Відкриття аномальних благородних газів===
В 1950-х рр. була закладена теорія [[зоряний нуклеосинтез|зоряного нуклеосинтез]]у, за якою елементи від карбону і важчі утворилися в результаті ядерних реакцій у зорях<ref name="BurbidgeBurbidge1957">{{cite journal| author=Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W.A., and Hoyle F.| title=Synthesis of the Elements in Stars| journal=Reviews of Modern Physics|volume=29|issue=4|year=1957|pages=547–650|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref><ref name="Cameron1957">{{cite journal| author=Cameron A. G. W.| title=Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis| journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=69|year=1957|pages=201|issn=0004-6280|doi=10.1086/127051}}</ref>. Підґрунтям цієї теорії були дослідження метеоритів, які виявили регулярності у поширенні елементів в Сонячній системі <ref name="SuessUrey1956">{{cite journal| author=Suess HE and Urey HC.| title=Abundances of the Elements| journal=Reviews of Modern Physics|volume=28|issue=1|year=1956|pages=53–74|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref>. Згідно з теорією зоряного нуклеосинтезу, ядерні реакції в зорях генерують елементи з відмінними ізотопними складовими, залежно від конкретного зоряного джерела де вони були утворені. Ці елементи потім потрапляють до міжзоряного середовища або через зоряні вітри, або як викиди наднових, і збагачують галактику металами (елементи, важчі від гелію). Після довгої галактичної історії сформувалась сонячна система із суміші цих речовин<ref name="Lugaro2005" />.

Хоча вже з 1950-х було відомо, що метали в Сонячній системі походять з багатьох окремих зір, загальноприйнятою поміж астрофізиків до кінця 1970-х рр. була думка, що планети та інші об’єкти Сонячної системи сформувались із «добре перемішаної первинної [[галактична туманність|туманності]] з хімічно та ізотопно однорідним вмістом»<ref name="Suess1965">{{cite journal| author=Suess HE|title=Chemical Evidence Bearing on the Origin of the Solar System| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=3|issue=1|year=1965|pages=217–234|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.aa.03.090165.001245}}</ref> Ця думка ґрунтувалась на популярній в 1960-х рр.. теоретичній моделі канадсько-американського фізика {{Не перекладено|Аластер Камерон|Аластара Камерона|en|Alastair G. W. Cameron}}, яка припускала що вся досонячна речовина в Сонячній системі була повністю [[Гомогенна система|гомогенізована]] в надзвичайно гарячій (1500-2000 [[Кельвін|K]]) сонячній туманності, через що всі тверді частки випарувались і збереглася лише усереднена поширеність елементів зоряного [[нуклеосинтез]]у<ref name="Cameron1962">{{cite journal| author=Cameron A.G.W.| title=Formation of the solar nebula|journal=Icarus|volume=1|issue=1-6|year=1962|pages=339–342|issn=00191035|doi=10.1016/0019-1035(62)90033-7}}</ref>.

Однак, навіть у 1950-60-х рр. було отримано свідоцтва про негомогенність сонячної туманності, зокрема, було виявлено збагачений [[Дейтерій|дейтерієм]] гідроген у вуглецевих хондритах<ref name="Boato1954">{{cite journal| author=Boato G| title=The Primeval Cosmic Abundance of Deuterium| journal=Physical Review|volume=93|issue=3|year=1954|pages=640–641|issn=0031-899X|doi=10.1103/PhysRev.93.640}}</ref><ref name="Briggs1963">{{cite journal| author=Briggs MH| title=Evidence of an Extraterrestrial Origin for Some Organic Constituents of Meteorites|journal=Nature|volume=197|issue=4874|year=1963|pages=1290–1290|issn=0028-0836|doi=10.1038/1971290a0}}</ref>. У 1960-х рр. серед кількох науковців набула популярності ідея, протилежна передбаченням моделі Камерона: про ізотопну гетерогенність сонячної туманності, можливість збереження досонячних конденсатів під час формування Сонячної системи та збереження в них слідів їх батьківських зір<ref name="Brush1996">{{cite book |author=Brush SG| title=A History of Modern Planetary Physics: Fruitful Encounters|url=https://books.google.com/books?id=MHgXIeAWISYC|date= 1996|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-55214-1}}</ref>. Ця альтернативна точка зору ґрунтувалась на виявлених у хондритах ізотопних аномаліях [[благородні гази|благородних газів]] ([[ксенон|Xe]] та [[неон|Ne]]) <ref name="Black1972">{{cite journal| author=Black DC.|title=On the origins of trapped helium, neon and argon isotopic variations in meteorites—II. Carbonaceous meteorites|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=36|issue=3|year=1972|pages=377–394|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(72)90029-4}}</ref>.

1964 р. фізики {{не перекладено| Джон Рейнольдс  (фізик)|Джон Рейнольдс|en| John Reynolds (physicist) }} та {{не перекладено|Гренвіль Тернер||en| Grenville Turner }} з [[Університет Каліфорнії (Берклі)]] повідомили про виявлення двох типів ізотопних аномалій у [[ксенон]]і (Xe) з хондриту Renazzo<ref name="ReynoldsTurner1964">{{cite journal|author=Reynolds J. H. and Turner G.|title=Rare gases in the chondrite Renazzo|journal=Journal of Geophysical Research|volume=69|issue=15|year=1964|pages=3263–3281|issn=01480227|doi=10.1029/JZ069i015p03263}}</ref>. Надлишок {{sup|129}}Xe пояснювався Рейнольдсом і Тернером, як результат розпаду радіоактивного {{sup|129}}{{хімічна формула|I=1}}. Крім того, вони також виявили надлишки надважких ізотопів ксенону ({{sup|134, 136}}Xe) <ref name="ReynoldsTurner1964" />. Тож, це були перші свідчення досонячних зерен у метеоритах, які тоді ще не були розпізнані<ref name="AndersZinner1993">{{cite journal| author=Anders E. and Zinner E.| title=Interstellar Grains in Primitive Meteorites: Diamond, Silicon Carbide, and Graphite |journal=Meteoritics| volume=28|issue=4|year=1993|pages=490–514|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1993.tb00274.x}}</ref>.

Протягом 1960-х рр. надлишки важких ізотопів Xe було знайдено і в інших вуглецевих хондритах. 1969 р. одночасно три групи науковців, незалежно одна від одної, дійшли висновку, що важкі ізотопи Xe є результатом [[Поділ ядра|поділу]] надважкого елементу з атомним номером Z~114<ref name="AndersHeymann1969">{{cite journal| author=Anders E and Heymann D| title=Elements 112 to 119: Were They Present in Meteorites?|journal=Science|volume=164|issue=3881|year=1969|pages=821–823|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.164.3881.821}}</ref><ref name="Dakowski1969">{{cite journal| author=Dakowski M. |title=The possibility of extinct superheavy elements occurring in meteorites| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=6|issue=2|year=1969|pages=152–154|issn=0012821X|doi=10.1016/0012-821X(69)90133-2}}</ref><ref name="SrinivasanAlexander1969">{{cite journal| author=Srinivasan B, Alexander EC, Manuel OK, and Troutner DE| title=Xenon and Krypton from the Spontaneous Fission of Californium-252|journal=Physical Review|volume=179|issue=4|year=1969|pages=1166–1169|issn=0031-899X|doi=10.1103/PhysRev.179.1166}}</ref>. Форма цих надлишків була подібною до такої ж внаслідок поділу надважкого елементу, хоча вона не узгоджувалась із формою надлишків, що утворюються з поділу [[уран (хімічний елемент)|урану]]. Тому довгий час ця ксенонова складова була відома як '''CCFXe''' ({{lang-en|[[Вуглець|Carbonaceous]] [[Хондрити|Chondrite]] [[Поділ ядра|Fission]] [[Ксенон|Xenon]]}})<ref name="Brush1996" />. Група науковців на чолі з професором хімії [[Чиказький університет|Чиказького університету]] Едвардом Андерсом ({{lang-en|Edward Anders}}) довгий час розвивала і підтримувала гіпотезу утворення CCFXe шляхом поділу надважкого елементу, відкидаючи альтернативну гіпотезу їх формування в результаті [[нуклеосинтез]]у з [[наднова|наднових]]<ref name="AlaertsLewis1979">{{cite journal |author=Alaert L, Lewis RS and Anders E| title=Isotopic anomalies of noble gases in meteorites and their origins—III. LL-chondrites |journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=43|issue=9|year=1979|pages=1399–1415|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(79)90134-0}}</ref><ref name="LewisAnders1981">{{cite journal| author=Lewis RS and Anders E| title=Isotopically anomalous xenon in meteorites - A new clue to its origin |journal=The Astrophysical Journal|volume=247|year=1981|pages=1122|issn=0004-637X|doi=10.1086/159122}}</ref>.

Згодом, 1972 року було виявлено, що CCFXe в метеориті Allende супроводжувались надлишками легких ізотопів ксенону ({{sup|124, 126}}Xe), що не узгоджувались з ядерними процесами<ref name="ManuelHennecke1972">{{cite journal| author=Manuel OK, Hennecke EW, and Sabu DD|title=Xenon in Carbonaceous Chondrites|journal=Nature Physical Science|volume=240|issue=101|year=1972|pages=99–101|issn=0300-8746|doi=10.1038/physci240099a0}}</ref>. Ці надлишки пояснювались, як результат вивільнення «ізотопно аномального ксенону», що містив надлишки як важких, так і легких ізотопів Xe і названого «"Xe-X"». Попри те, що це пояснення не стало загальноприйнятим поміж більшості фізиків та астрофізиків, окремі науковці розпочали тривалий пошук носія аномального ксенону в метеоритах.

===Розходження астрофізичних моделей з метеоритними даними===
На основі відкриття ізотопних аномалій у хондритах, ідея, що досонячна речовина в примітивних метеоритах могла пережити формування Сонячної системи, отримала більшу підтримку серед астрофізиків. Так, 1973 р. ґрунтуючись на даних аналізу метеоритних благородних газів, А.Камерон висловив припущення про існування майже незмінених досонячних зерен у вуглецевих хондритах, що пережили формування сонячної системи без випаровування і про можливість прямого вивчення затверділих залишків давно зниклих зір у лабораторії<ref name="Cameron1973">{{cite book| author=  Cameron A. G. W. |editor= Greenberg JM and van de Hulst HC| title=Interstellar Dust and Related Topics|url=https://books.google.com/books?id=SDEnYTVNZl0C&pg=PA545|date= 1973|publisher=Springer Science & Business Media |isbn=978-90-277-0396-5|pages=545–547|chapter=Interstellar Grains in Museums? |doi =   10.1017/S0074180900054796}}</ref>. Його нові обчислення і модель припускали, що температура в сонячній туманності не була надто високою (<1000 [[Кельвін|K]]), щоб цілком випарувати досонячні зерна<ref name="CameronA1973">{{cite journal| author=Cameron AGW| title=Accumulation processes in the primitive solar nebula|journal=Icarus|volume=18|issue=3|year=1973|pages=407–450|issn=00191035|doi=10.1016/0019-1035(73)90153-X}}</ref><ref name="CameronPine1973">{{cite journal| author=Cameron AGW and Pine MR| title=Numerical models of the primitive solar nebula|journal=Icarus|volume=18|issue=3|year=1973|pages=377–406|issn=00191035|doi=10.1016/0019-1035(73)90152-8}}</ref>. Пізніше Камерон переглянув і цю модель, запропонувавши нову, в якій Сонце формується не на початку періоду акреції, а протягом цього періоду. Відповідно до його нових обчислень, температура в області формування планет мала бути лише «кілька сотень  Кельвінів», а високі температури, потрібні для випарування твердих зерен, поза орбітою Меркурія ніколи не досягалися<ref name="Cameron1975">{{cite journal| author=Cameron AGW| title=The Origin and Evolution of the Solar System| url=https://archive.org/details/sim_scientific-american_1975-09_233_3/page/32| journal=Scientific American|volume=233|issue=3|year=1975|pages=32–41|issn=0036-8733|doi=10.1038/scientificamerican0975-32}}</ref><ref name="Cameron1978">{{cite journal| author=Cameron AGW| title=Physics of the primitive solar accretion disk|journal=The Moon and the Planets|volume=18|issue=1|year=1978|pages=5–40|issn=0165-0807|doi=10.1007/BF00896696}}</ref>.

Дослідники метеоритів не погоджувались з моделями Камерона, вказуючи на необхідність існування високих температур для пояснення різних елементарних фракціонувань, виявлених між групами метеоритів, між членами однієї групи метеоритів та між складовими окремих метеоритів<ref name="Wasson1978">{{cite journal| author=Wasson JT| title=Maximum temperatures during the formation of the solar nebula. In: Protostars and planets: Studies of star formation and of the origin of the solar system. (A79-26776 10-90) Tucson, Ariz., University of Arizona Press, 1978 |pages=488-501|year=1978|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ppsf.book..488W}}</ref><ref name="Arnold1980">{{cite journal| author=Arnold JR| title=Condensation in the Early Solar System. In:"Italian Physical Society. Proceedings of the International School of Physics "Enrico Fermi", Course 73, June 26-July 8, 1978. Early Solar System Processes and the Present Solar System |pages=140|year=1980|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980essp.conf..140A}}</ref>. На думку цих науковців, для пояснення метеоритних даних потрібно, щоб максимальні температури сонячної туманності перевищували 1500 К на відстані від 1 до 3 [[Астрономічна одиниця|а.о.]] <ref name="Wasson1978" />. Крім того, багаті на [[кальцій-алюмінієве включення|кальцій-алюмінієві включення]] ('''КАВ''') метеорити мали свідчити про те, що ця речовина конденсувалася з гарячих газів у ранній Сонячній системі, всупереч передбаченням астрофізичних моделей Камерона<ref name="WoodMotylewski1979">{{cite journal |author=Wood JA and Motylewski K| title=Meteorite research|journal=Reviews of Geophysics|volume=17|issue=4|year=1979|pages=912|issn=8755-1209|doi=10.1029/RG017i004p00912}}</ref><ref name="Wood1979">{{cite journal| author=Wood JA| title=Review of the metallographic cooling rates of meteorites and a new model for the planetesimals in which they formed. In: Asteroids. (A80-24551 08-91) Tucson, Ariz., University of Arizona Press, 1979|pages=849-891|year=1979|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979aste.book..849W}}</ref>.

Одним з найбільших критиків гіпотези гарячої туманності був американський астрофізик Дональд Клейтон ({{lang-eng|Donald D. Clayton}}), який припускав можливість існування в метеоритах досонячних зерен, як носіїв «космічної хімічної пам’яті» <ref name="Clayton1982">{{cite journal| author=Clayton DD| title= Cosmic Chemical Memory - a New Astronomy |journal= Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society |pages=174|year=1982|volume=23|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1982QJRAS..23..174C }}</ref>. У серії статей, він доводив, що прийнята багатьма дослідниками метеоритів ідея високотемпературної термальної конденсації в сонячній туманності має бути повністю відкинута як така, що суперечить аномаліям ізотопного складу благородних газів у хондритах<ref name="Clayton1978">{{cite journal|author=Clayton DD |title=Precondensed matter: Key to the early solar system |journal=The Moon and the Planets|volume=19|issue=2|year=1978|pages=109–137|issn=0165-0807|doi=10.1007/BF00896983}}</ref><ref name="ClaytonD1979">{{cite journal| author=Clayton DD|title=Supernovae and the origin of the solar system| journal=Space Science Reviews|volume=24|issue=2|year=1979|pages=147–226|issn=0038-6308|doi=10.1007/BF00167709}}</ref><ref name="ClaytonD1980">{{cite journal |author=Clayton DD|title=Chemical energy in cold-cloud aggregates - The origin of meteoritic chondrules| journal=The Astrophysical Journal|volume=239|year=1980|pages=L37|issn=0004-637X|doi=10.1086/183287}}</ref>. Однак такі новаторські та радикальні погляди Д.Клейтона не знайшли широкої підтримки серед інших науковців<ref name="Clayton2009">{{cite book| author=Donald D. Clayton| title=Catch a Falling Star: A Life Discovering Our Universe|url=https://books.google.com/books?id=f2Xmy3EP0L0C|date=10 листопада 2009|publisher=iUniverse |isbn=978-1-4401-6104-9}}</ref>.

===Відкриття досонячних зерен у метеоритах===
1975 р., в процесі пошуку ймовірного носія CCFXe, «чиказька група» Андерса зробила унікальне відкриття: кислотний залишок хондриту Allende, що складав лише 0,5% його початкової маси, містив більшу частину благородних газів метеориту<ref name="LewisSrinivasan1975">{{cite journal| author=Lewis RS, Srinivasan B and Anders E.| title=Host Phase of a Strange Xenon Component in Allende|journal=Science|volume=190|issue=4221|year=1975|pages=1251–1262|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.190.4221.1251}}</ref>. Після обробки цього залишку сильним окисником ([[нітратна кислота]]), головний компонент благородного газу був вилучений, залишивши по собі CCFXe в майже чистій формі. Наступне десятиліття «беркліївська група» на чолі з Рейнольдсом та «чиказька група» на чолі з Андерсом намагались відшукати носія CCFXe в метеоритах.

Разом з пошуком носія CCFXe, йшли паралельні пошуки носіїв інших благородних газів. 1969 року у вуглецевому хондриті [[Orgueil]] було виявлено також аномальний ізотопний вміст [[неон]]у ({{sup|20, 22}}{{хімічна формула|Ne=1}})<ref name="BlackPepin1969">{{cite journal| author=Black D.C. and Pepin R.O. |title=Trapped neon in meteorites — II| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=6|issue=5|year=1969|pages=395–405|issn=0012821X|doi=10.1016/0012-821X(69)90190-3}}</ref>. У цілому, дослідники знайшли 5 Ne-компонентів, які вони позначили від А до Е, з яких Ne-E був майже чистим {{sup|22}}Ne. Найбільш вірогідним джерелом {{sup|22}}Ne міг бути розпад {{sup|22}}Na, що має короткий період напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 2,6 років) <ref name="BlackPepin1969" />. Тож, носієм Ne-E скоріш за все мала бути досонячна речовина, що пережила батьківську зорю, де був утворений {{sup|22}}Na. Однак в 1960-х рр. ця інтерпретація не знайшла значної підтримки поміж науковців.

1973 р. канадський фізик Роберт Клейтон ({{lang-en|Robert Clayton}}) з колегами виявили ізотопні аномалії [[оксиген]]у, які не можна було пояснити процесами, що мали місце в Сонячній системі<ref name="ClaytonGrossman1973">{{cite journal| author=Clayton R. N., Grossman L., and Mayeda T. K.| title=A Component of Primitive Nuclear Composition in Carbonaceous Meteorites|journal=Science|volume=182|issue=4111|year=1973|pages=485–488|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.182.4111.485}}</ref>. Аналізуючи [[кальцій-алюмінієве включення|кальцій-алюмінієві включення]] ('''КАВ'''), Клейтон та ін. виявили масив складових оксигену, що варіювалися величиною наявного ізотопу {{sup|16}}O і на трьох-ізотопному графіку оксигену розміщувались вздовж лінії з нахилом ~1. Дослідники інтерпретували ці ізотопні аномалії, як свідчення додавання речовини з наднової, яка вибухнула незадовго до формування Сонячної системи<ref name="ClaytonGrossman1973" />.

1978 р. група Андерса виявили в кислотному залишку метеориту [[Murchison]] ксенон, збагачений ізотопами {{sup|128, 130}}Xe та збіднений {{sup|129, 131, 134, 136}}Xe<ref name="SrinivasanAnders1978">{{cite journal| author=Srinivasan B. and Anders E.| title=Noble Gases in the Murchison Meteorite: Possible Relics of s-Process Nucleosynthesis|journal=Science|volume=201|issue=4350|year=1978|pages=51–56|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.201.4350.51}}</ref>. На основі обчислення чистого складу кінцевого елементу, дослідники виявили компонент, що майже точно узгоджувався з передбаченнями s-процесу нуклеосинтезу. І Андерс з колегами знов дійшли до висновку, що досонячні зерна зоряного пилу були носієм цього нового компоненту ''Xe-S''<ref name="SrinivasanAnders1978" />. Тож, на кінець 1970-х рр. гіпотеза поділу ядра для пояснення походження CCFXe не знайшла експериментального підтвердження. Протягом наступних років назва компоненту була змінена на '''Xe-HL''', для позначення збагачення важкими ({{lang-en|'''H'''eavy}}) та легкими ({{lang-en|'''L'''ight}}) ізотопами ксенону.

З початком 1980-х рр. у [[Тугоплавкі метали|тугоплавких включеннях]] (ТВ) у вуглецевих [[хондрити|хондритах]] були виявлені ізотопні аномалії магнію, хрому, титану, кальцію, барію<ref name="Wasserburg1987">{{cite journal| author=Wasserburg G.J.|title=Isotopic abundances: inferences on solar system and planetary evolution| url=https://archive.org/details/sim_earth-and-planetary-science-letters_1987-12_86_2-4/page/129| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=86|issue=2-4|year=1987|pages=129–173|issn=0012821X|doi=10.1016/0012-821X(87)90219-6}}</ref><ref name="ClaytonHinton1988">{{cite journal| author=Clayton R. N., Hinton R. W., and Davis A. M.| title=Isotopic Variations in the Rock-Forming Elements in Meteorites| journal=Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=325|issue=1587|year=1988|pages=483–501|issn=1364-503X|doi=10.1098/rsta.1988.0062}}</ref>, як і значні аномалії у карбоні та нітрогені<ref name="LewisAnders1983">{{cite journal| author=Lewis RS, Anders E, Wright IP, Norris SJ, and Pillinger CT| title=Isotopically anomalous nitrogen in primitive meteorites|journal=Nature|volume=305|issue=5937|year=1983|pages=767–771|issn=0028-0836|doi=10.1038/305767a0}}</ref><ref name="HalboutMayeda1986">{{cite journal |author=Halbout J, Mayeda TK, and Clayton RN| title=Carbon isotopes and light element abundances in carbonaceous chondrites|url=https://archive.org/details/sim_earth-and-planetary-science-letters_1986-10_80_1-2/page/n6| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=80|issue=1-2|year=1986|pages=1–18|issn=0012821X|doi=10.1016/0012-821X(86)90015-4}}</ref>, що вказувало на наявність в метеоритах досонячних зерен. Відтак, для багатьох дослідників стало зрозумілим, що в сонячній туманності були наявні первинні ізотопні [[Гетерогенність|гетерогенності]], частково пов’язані зі збереженою досонячною речовиною, що містила відбиток ядерних процесів в окремих зорях<ref name="Anders1981">{{cite journal| author=Anders E| title=Noble Gases in Meteorites: Evidence for Presolar Matter and Superheavy Elements| journal=Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences|volume=374|issue=1757|year=1981|pages=207–238|issn=1364-5021|doi=10.1098/rspa.1981.0019}}</ref><ref name="AndersZinner1993" />.

1987 р., через 20 років наполегливого пошуку досонячних носіїв аномальних ізотопних співвідношень благородних газів, «чиказькій групі» на чолі з професором хімії Едвардом Андерсом вдалось відкрити окремі досонячні зерна наноалмазів<ref name="LewisMing1987">{{cite journal |author=Lewis R. S., Tang M., Wacker J. F., Anders E., and Steel E. |title=Interstellar diamonds in meteorites|journal=Nature|volume=326|issue=6109|year=1987|pages=160–162|issn=0028-0836|doi=10.1038/326160a0}}</ref><ref name="MARVIN2001">{{cite journal| author=MARVIN UB |title=Oral histories in meteoritics and planetary science: I. Edward Anders |journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=36|issue=S9|year=2001|pages=A255–A267|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2001.tb01538.x}}</ref> з ізотопними аномаліями у майже всіх виміряних елементах – свідчення, що вони складались з чистої зоряної речовини<ref name="AndersZinner1993" />.

Підхід «чиказької групи» Андерса (названий ним «''спалити сіно, щоб знайти голку''») полягав у відслідковуванні носіїв благородних газів в метеоритах через серію кроків [[кислоти|кислотного]] розчинення та фізичного відокремлення метеоритних залишків, в результаті чого зі зразка не залишалось майже нічого<ref name="AmariLewis1994">{{cite journal|author=Amari S, Lewis RS, and Anders E|title=Interstellar grains in meteorites: I. Isolation of SiC, graphite and diamond; size distributions of SiC and graphite|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1994-01_58_1/page/459|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=58|issue=1|year=1994|pages=459–470|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(94)90477-4}}</ref>. Саме відкриття ДСЗ Андерсом та колегами трапилось випадково. Розчаровані безрезультатними тривалими пошуками носія аномального ксенону у вуглецевому хондриті Андерс та Рой Льюїс ({{lang-en|Roy Lewis}}) вирішили використати грубу хімічну обробку метеориту, щоб побачити, чи розчиниться носій. Вони обробили зразок колоїдної фракції залишку хондриту Allende найсильнішим [[окисник]]ом - гарячою [[Перхлоратна кислота|перхлоратною кислотою]]. Чорний залишок перетворився на білий і попри таку хімічну обробку, аномальний ксенон опинився в залишку, що майже повністю складався з карбону. Здійснена за допомогою [[Сканувальний електронний мікроскоп|CEM]] реєстрація дифракції електронів на залишку карбону виявила, що він складався з дрібних (нанометрових) алмазів<ref name="LewisAmari1994">{{cite journal| author=Lewis RS, Amari S, and Anders E| title=Interstellar grains in meteorites: II. SiC and its noble gases| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1994-01_58_1/page/471| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=58|issue=1|year=1994|pages=471–494|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(94)90478-2}}</ref>.

Саме завдяки такому грубому підходу Андерс із колегами вперше й змогли виділити та ідентифікувати метеоритний алмаз (носій Xe-HL)<ref name="LewisMing1987" />, карбід силіцію (носій Ne-E(H) і Xe-S)<ref name="BernatowiczFraundorf1987">{{cite journal|author=Bernatowicz T, Fraundorf G, Ming T, Anders E, Wopenka B, Zinner E, and Fraundorf P|title=Evidence for interstellar SiC in the Murray carbonaceous meteorite|journal=Nature|volume=330|issue=6150|year=1987|pages=728–730|issn=0028-0836|doi=10.1038/330728a0}}</ref><ref name="MingAnders88">{{cite journal| author=Ming T and Anders E| title=Isotopic anomalies of Ne, Xe, and C in meteorites. II. Interstellar diamond and SiC: Carriers of exotic noble gases| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1988-05_52_5/page/1235| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=52|issue=5|year=1988|pages=1235–1244|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(88)90277-3}}</ref> та графіт (носій Ne-E(L)) <ref name="AmariAnders1990">{{cite journal| author=Amari S., Anders E., Virag A., and Zinner E.| title=Interstellar graphite in meteorites|journal=Nature|volume=345|issue=6272|year=1990|pages=238–240|issn=0028-0836|doi=10.1038/345238a0}}</ref><ref name="AmariLewis1994" />. Відтоді різними групами дослідників було ідентифіковано інші типи досонячних зерен.

Відкриття ізотопних аномалій в метеоритах змусили науковців відкинути гіпотезу гарячої сонячної туманності та гомогенізації її хімічного та ізотопного вмісту.

==Ідентифікація та аналіз ДСЗ==

Сонячна система сформувалась ~4,6 млрд років тому із ядра [[гравітаційний колапс|гравітаційно колапсуючої]] молекулярної хмари, що містила речовину, яка формувався та трансформувався протягом довгого часу галактичної та зоряної еволюції. Об'єкти зі схожою сукупною складовою та ізотопними співвідношеннями зазвичай групується в єдино, оскільки припускається, що вони походять з одного джерела. Тоді як відмінності в складових чи ізотопних співвідношеннях зазвичай вказують на те, що такі зразки пройшли відмінні еволюційні історії, сформовані за різних умов і піддавалися впливу різних процесів<ref name="GailSedlmayr2013" />.

Ідентифікація ДСЗ ґрунтується на їх аномальному ізотопному складі відносно діапазону складових, спостережуваних в речовині з Сонячної системи, що вказує на їх походження з інших зір, які існували до формування Сонця. Як наслідок, зерна, що не мають ізотопних аномалій, не розрізняються як досонячні і залишаються недослідженими, навіть якщо вони передують формуванню Сонячної системи. Тим самим існує певне упередження в бік саме ізотопно аномальних досонячних зерен, що певною мірою впливає на розуміння природи і походження ДСЗ.

З огляду на досонячне походження ДСЗ і їх унікальний ізотопний вміст, відкриття та вивчення цих зерен нероздільно пов’язане з прогресом ізотопного аналізу. Малі розміри більшості ДСЗ є чи не найголовнішою перешкодою для повноцінного їх вивчення, обмежуючи величину матеріалу, доступного для хімічного та ізотопного дослідження.

Ізотопні співвідношення часто виражаються в тисячних частках відхилення від обраного стандартного зразка (stnd), який обирається таким чином, щоб відображати сонячні середні значення цих ізотопних співвідношень<ref name="WilliamsCecchi-Pestellini2015" />:
: <math> \delta (^n X/^mX) </math> або <math> \delta ^nX =  \left[(^nX/^mX)/(^nX/^mX)_{stnd} - 1 \right] \times 1000 </math>‰
де X – даний елемент, а m -  найбільш поширений ізотоп.

=== Ідентифікація ДСЗ ===
Існування досонячних компонентів було вперше продемонстровано через ізотопний аналіз {{хімічна формула|H=1}}, {{хімічна формула|O=1}} та благородних газів в об’ємних масах метеоритів.

Ізотопний аналіз благородних газів був особливо важливим у відкритті справжньої досонячної речовини. Зокрема, ізотопний вміст {{хімічна формула|Ne=1}} та [[ксенон|Xe]], вивільнений з деяких примітивних метеоритів при температурі 600 °C, виявився цілком ізотопно аномальним у порівнянні зі слідами об’ємних благородних газів інших метеоритів і не міг бути пов'язаний з розколом, розщепленням ядра чи насадженням сонячним вітром<ref name="ReynoldsTurner1964" /><ref name="Black1972" /><ref name="LewisSrinivasan1975" />. Відтак, носії цих «екзотичних» складових благородних газів інтерпретувались як такі, що мають зоряне, а не сонячне походження<ref name="BernatowiczFraundorf1987" />.

Виділені наприкінці 1980-х рр. з метеоритів графіти, карбід силіцію (SiC) та деякі алмази мали аномальні співвідношення всіх ізотопів, які вимірювалися. Завдяки цьому вони й ідентифікуються як досонячні зерна. Ці ізотопні аномалії різнять ДСЗ від інших речовин у метеоритах, таких як кальцій-алюмінієві включення (КАВ). Хоча кальцій-алюмінієвим включенням також притаманні ізотопні аномалії в деяких елементах, але, на відміну від ДСЗ, вони сформувались у Сонячній системі, а не в масивних зорях. Аномалії в ізотопному складі елементів КАВ скоріше за все були успадковані з не повністю гомогенізованої досонячної речовини<ref name="AndersZinner1993" />. Крім того, на відміну від аномалій КАВ, ізотопні аномалії ДСЗ є на кілька порядків більшими й узгоджуються з передбачуваними аномаліями в атмосферах масивних зір<ref name="NittlerCiesla2016" />.

Успішне відкриття ДСЗ алмазів, карбіду силіцію та графіту зумовлене кількома факторами: ці вуглецеві фази хімічно стійкі; у метеориті був відсутній великий ізотопно нормальний фон таких фаз; зерна містили ізотопно аномальні благородні гази, які можна було ізолювати з метеориту в майже чистій формі хімічною та фізичною обробкою<ref name="Nittler2003">{{cite journal| author=Nittler L.R.|title=Presolar stardust in meteorites: recent advances and scientific frontiers| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=209|issue=3-4|year=2003|pages=259–273|issn=0012821X|doi=10.1016/S0012-821X(02)01153-6}}</ref>. Завдяки цим факторам ДСЗ можна було очистити від більшої частини метеоритного зразка через послідовні кроки кислотного розчинення.

Розвиток методу мас-спектроскопії вторинних іонів, що дозволив визначати ізотопний склад пилових частинок розміром близько мікрометра, допоміг виявити в метеоритах також досонячні зерна оксидів, силікатів та нітриду силіцію ({{Хімічна формула|Si|3|N|4|sort=ne}}), хоча кількість таких зерен значно менша, аніж вуглецевих фаз<ref name="Amari2010" />. Більшість ідентифікованих оксидних ДСЗ складають [[корунд]] ({{Хімічна формула|Al|2|O|3|sort=ne}})<ref name="HutcheonHuss1994">{{cite journal| author=Hutcheon ID, Huss GR, Fahey AJ, and Wasserburg GJ|title=Extreme Mg-26 and O-17 enrichments in an Orgueil corundum: Identification of a presolar oxide grain| journal=The Astrophysical Journal|volume=425|year=1994|pages=L97|issn=0004-637X|doi=10.1086/187319}}</ref> та [[шпінель]] ({{Хімічна формула|Mg|1|Al|2|O|4|sort=ne}})<ref name="Choi1998">{{cite journal |author=Choi B-G, Huss GR, and Wasserburg GJ. | title=Presolar Corundum and Spinel in Ordinary Chondrites: Origins from AGB Stars and a Supernova|journal=Science|volume=282|issue=5392|year=1998|pages=1284–1289|doi=10.1126/science.282.5392.1284}}</ref>, і в меншій кількості – [[хром]]ова шпінель ({{Хімічна формула|Mg=1}}({{Хімічна формула|Al=1|}},[[Хром|Cr]]){{sub|2}}{{Хімічна формула|O=4}} ), [[Гібоніт]] ([[Кальцій|Ca]]{{Хімічна формула|Al|12|O|19|sort=ne}}), [[хроміт]] ({{Хімічна формула|Fe=1}}[[Хром|Cr]]{{sub|2}}{{Хімічна формула|O=4}}), [[Оксид заліза(III)|оксид заліза]] ({{Хімічна формула|Fe|2|O|3|sort=ne}})<ref name="FlossStadermann2008">{{cite journal| author=Floss C, Stadermann FJ, and Bose M|title=Circumstellar Fe Oxide from the Acfer 094 Carbonaceous Chondrite| journal=The Astrophysical Journal|volume=672|issue=2|year=2008|pages=1266–1271|issn=0004-637X|doi=10.1086/523792}}</ref> та [[оксид титану(IV)|оксид титану]] ({{Хімічна формула|Ti|1|O|2|sort=ne}})<ref name="ZinnerAmari2003">{{cite journal| author=Zinner E, Amari S, Guinness R, Nguyen A, Stadermann FJ, Walker RM, and Lewis RS.| title=Presolar spinel grains from the Murray and Murchison carbonaceous chondrites| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/5083| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=24|year=2003|pages=5083–5095|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00261-8}}</ref><ref name="NittlerO'D Alexander1994">{{cite journal| author=Nittler LR, Alexander CMO’D, Gao X, Walker RM, and Zinner EK |title=Interstellar oxide grains from the Tieschitz ordinary chondrite|journal=Nature|volume=370|issue=6489|year=1994|pages=443–446|issn=0028-0836|doi=10.1038/370443a0}}</ref><ref name="Zinner03" /><ref name="Zega2014">{{cite journal| author=Zega TJ et al.|title=A transmission electron microscopy study of presolar spinel| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=124|year=2014|pages=152–169|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2013.09.010}}</ref>.

За винятком досонячних зерен Si{{sub|3}}N{{sub|4}}, силікатів та оксиду заліза, всі ці зерна первинно були визначені шляхом аналізу окремих зерен у кислотних залишках. Тоді як досонячні силікати були відкриті за допомогою ізотопної візуалізації хімічно необроблених [[космічний пил|часток космічного пилу]] <ref name="Messenger2003">{{cite journal| author=Messenger S.| title=Samples of Stars Beyond the Solar System: Silicate Grains in Interplanetary Dust|journal=Science|volume=300|issue=5616|year=2003|pages=105–108|issn=00368075|doi=10.1126/science.1080576}}</ref>, фракцій та відполірованих зразків метеоритів <ref name="NagashimaKrot2004">{{cite journal| author=Nagashima K, Krot AN, and Yurimoto H| title=Stardust silicates from primitive meteorites|journal=Nature|volume=428|issue=6986|year=2004|pages=921–924|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature02510}}</ref><ref name="Nguyen2004">{{cite journal| author=Nguyen AN and Zinner E |title=Discovery of Ancient Silicate Stardust in a Meteorite|journal=Science|volume=303|issue=5663|year=2004|pages=1496–1499|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1094389}}</ref> і [[Антарктика|антарктичних]] [[мікрометеорит]]ів ('''АММ''') <ref name="YadaFloss2008">{{cite journal| author=Yada T, Floss C, Stadermann FJ, Zinner E, Nakamura T, Noguchi T and Lea AS | title=Stardust in Antarctic micrometeorites| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=43|issue=8|year=2008|pages=1287–1298|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2008.tb00698.x}}</ref><ref name="FlossHaenecour2016">{{cite journal| author=Floss C and Haenecour P| title=Presolar silicate grains: Abundances, isotopic and elemental compositions, and the effects of secondary processing| journal=GEOCHEMICAL JOURNAL|volume=50|issue=1|year=2016|pages=3–25|issn=0016-7002|doi=10.2343/geochemj.2.0377}}</ref>.

Крім того, в ДСЗ карбіду силіцію та графіту були виявлені дрібні субзерна: [[карбіди|карбідів]] [[Цирконій|цирконію]] (Zr), титану ({{Хімічна формула|Ti=1}}), [[молібден]]у (Mo); [[камасит]]у (Fe-Ni); [[ольдгаміт]]у (CaS); [[рутил]]у (TiO{{sub|2}}); [[когеніт]]у ((Fe,Ni){{sub|3}}C);  [[Кременисті породи|силіцид]] заліза (Fe{{sub|2}}Si); [[рутеній|рутенієво]]-залізний сплав; силіцид [[нікель|нікелю]] (Ni{{sub|2}}Si); елементарне залізо<ref name="BernatowiczAmari1991">{{cite journal |author=Bernatowicz TJ, Amar S, Zinner EK, and Lewis RS.| title=Interstellar grains within interstellar grains |journal=The Astrophysical Journal|volume=373|year=1991|pages=L73|issn=0004-637X|doi=10.1086/186054}}</ref><ref name="CroatBernatowicz2003">{{cite journal| author=Croat T.K., Bernatowicz T., Amari S., Messenger S., and Stadermann F.J.| title=Structural, chemical, and isotopic microanalytical investigations of graphite from supernovae| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/4705| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=24|year=2003|pages=4705–4725|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00463-0}}</ref><ref name="CROAT2008">{{cite journal|author=CROAT TK, STADERMANN FJ, and BERNATOWICZ TJ|title=Correlated isotopic and microstructural studies of turbostratic presolar graphites from the Murchison meteorite|journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=43|issue=9|year=2008|pages=1497–1516|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2008.tb01024.x}}</ref><ref name="JadhavZinner2013">{{cite journal|author=Jadhav M, Zinner E, Amari S, Maruoka T, Marhas KK, and Gallino R| title=Multi-element isotopic analyses of presolar graphite grains from Orgueil| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=113|year=2013|pages=193–224|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2013.01.018}}</ref><ref name="GroopmanNittler2018">{{cite journal|author=Groopman E and Nittler LR|title=Correlated XANES, TEM, and NanoSIMS of presolar graphite grains|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=221|year=2018|pages=219–236|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2017.02.011}}</ref>. Більшість цих субзерен найімовірніше були утворені до конденсації сферул SiC та графіту і виступали місцями [[Нуклеація|нуклеації]] для росту цих зерен<ref name="Zinner03" />.

===Хондритні метеорити===
Перші досонячні зерна зоряного пилу (наноалмаз та карбід силіцію) були виявлені в примітивних [[Хондрити|хондритних метеоритах]]. Метеорити – макроскопічні (> 1 мм) камені небесного походження, що впали на Землю. Більшість метеоритів (93%) складаються з кам'яного матеріалу, менша частка (6%) з [[Нікелисте залізо|нікелистого заліза]] α-(Fe, Ni) і лише 1% складається з рівної кількості кам'янистої речовини та FeNi. [[Кам'яні метеорити]] поділяються на велику кількість груп та підгруп, однак найбільш істотною є відмінність між [[хондрити|хондритами]] та [[ахондрит]]ами.<ref name="BevanLaeter2002">{{cite book|author=  Bevan A, De Laeter  J, and De Laeter JR| title=Meteorites: A Journey Through Space and Time|url=https://books.google.com/books?id=zzccaEpC2loC|year=2002|publisher=UNSW Press|isbn=978-0-86840-490-5}}</ref> Об’ємний хімічний склад хондритів схожий до складу Сонця. Вони сформувались на астероїдних об'єктах, які не зазнали диференціації – не були розплавлені і багате залізом ядро не було відокремлене від кам'яної мантії та кори. Ахондрити є головним чином вулканічним камінням, що сформувалось на диференційованих тілах, таких як [[4 Веста|астероїд Веста]], Місяць, Марс<ref name="Burbine2016">{{cite book|author=Burbine, Thomas H. |title=Asteroids: Astronomical and Geological Bodies|url=https://books.google.com/books?id=hrSSDQAAQBAJ|date=15 грудня 2016|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1-107-09684-4}}</ref>.

Хондритні метеорити є найбільш «примітивними» з-поміж інших метеоритів, бо містять ознаки найбільш ранніх матеріалів із сонячної [[галактична туманність|туманності]], що залишались майже недоторканими процесами, що відбувались на астероїді, з якого походить метеорит<ref name=" McSweenHuss2010">{{cite book| author=McSween H.Y. Jr and Huss G.R. |title=Cosmochemistry|url=https://books.google.com/books?id=385nPZOXmYAC|date=29 квітня 2010|publisher=Cambridge University Press |isbn=978-1-139-48946-1}}</ref>.

Хондрити складаються з трьох головних компонентів<ref name=" Krot05">{{cite book| author=Krot AN, Keil K, Goodrich CA, Scott ERD and Weisberg MK|editor=Davis A.M. |title=Meteorites, Comets, and Planets: Treatise on Geochemistry, Second Edition|url=https://books.google.com/books?id=kYtksEUxw0oC&pg=PA17|volume=1|date=21 листопада 2005|publisher=Elsevier|isbn=978-0-08-052535-8|pages=84–128|chapter= classification of meteorites }}</ref><ref name="Burbine2016" />:

# [[Хондри]] (хондрули) – малі (0,1 – 1 мм в діаметрі) кульки, що складаються головним чином з феромагнезіальних [[Силікати|силікатних]] мінералів. Скоріш за все хондри сформувались як розплавлені чи частково розплавлені краплини, що швидко охололи й кристалізувались.
#  [[Тугоплавкі метали|Тугоплавкі включення]] (ТВ) – це нерегулярні включення (розміром від менше мм до см) високотемпературних мінералів. Хімічні та мінералогічні складові одного класу ТВ, кальцій-алюмінієвого включення (КАВ), схожі до таких же в передбачених перших твердих тілах, що формуються з газу сонячного складу, який охолоджується. 
# Матриця – дрібнозернисте (від субмікрометра до мікрометра) скупчення мінералів та аморфних фаз, що розміщені між хондрами та ТВ. Саме в матриці включені ізотопно аномальні досонячні зерна, як і органічні вуглецеві матеріали, що скоріш за все постали в молекулярній хмарі, з якої сформувалось Сонце.  ДСЗ складають лише невелику частку мікрокристалів у матриці, в цілому складаючи лише кілька сотень мільйонних часток (ppm) маси метеориту.

Хондритні метеорити поділяються на багато груп на основі їх хімічних та ізотопних властивостей, складових елементів та фізичних характеристик, таких як поширеність та розмір хондрул<ref name=" McSweenHuss2010" />. Вважається, що хондрити даної групи походять з однакового чи дуже схожого батьківського тіла. Більшість метеоритів, що падають на Землю є «звичайними хондритами» ({{lang-en|ordinary chondrites}}, OC), що діляться на щонайменше на 3 підгрупи, відповідно до вмісту [[Метеоритне залізо|метеоритного заліза]]. Більш рідкісну групу хондритних метеоритів складають [[Вуглецеві хондрити|«вуглецеві хондрити»]] ({{lang-en|carbonaceous chondrites}}, CC), які попри таку назву містять лише декілька відсотків карбону. СС є більш примітивними, ніж OC і поділяються на кілька підтипів, відповідно до спільних характерних складових, що відображають тип їх батьківського тіла<ref name="Burbine2016" />. Назви підтипів вуглецевих метеоритів походять з місць найбільш репрезентативних зразків<ref name=" Krot05" /><ref name="LoddersFegley2015">{{cite book| author=Lodders K. and Fegley B., Jr| title=Chemistry of the Solar System| url=https://books.google.com/books?id=B3UoDwAAQBAJ| date=9 листопада 2015| publisher=Royal Society of Chemistry| isbn=978-1-78262-601-5| accessdate=26 лютого 2018| archive-date=14 червня 2021| archive-url=https://web.archive.org/web/20210614022541/https://books.google.com/books?id=b3uODwAAQBAJ}}</ref>: 
: - CI (тип {{li|Івуна|Q=Q19934076}}, за типовою місцевістю в [[Танзанія|Танзанії]]), разом з підтипом CM складається головним чином з матриці і тому містить найбільшу поширеність ДСЗ 
: - CM (тип [[Мигії (метеорит)|Мигії]], Україна), 
: - CV (тип [[Вігарано-Майнарда|Вігарано]], Італія), 
: - CK (тип Карунда, Австралія), 
: - CR (тип Ренаццо, Італія), 
: - CO (тип [[Орнан]], Франція),  
: - CB (тип Бенкуббін, Австралія) 
: - CH (високо-металічний тип, {{lang-en|high-metal}}, оскільки містить до 40% металу).

Попри те, що хондрити не були диференційовані, більшість з них зазнало певної обробки на їх батьківському тілі. Напр., вони могли бути піддані термічному метаморфізму, коли в результаті нагрівання змінюється склад і структура мінералів, або ж водяній зміні, коли властивості мінералів модифікуються через взаємодію з рідкою водою. Не зважаючи на можливість таких змін, в більшості примітивних метеоритів, особливо — вуглецевих хондритів, відсутні ознаки термічної чи водної обробки<ref name="LoddersFegley2015" /><ref name=" McSweenHuss2010" />.

===Техніка та методи аналізу ДСЗ===

Існують два способи аналізу ДСЗ. Один полягає в аналізі одразу великої кількості зерен (аналіз основної маси, ({{lang-en|bulk analysis}})), інший – в аналізі окремих зерен. Більшість даних про окремі зерна були отримані завдяки SIMS. Оскільки кожне досонячне зерно конденсувалось довкола своєї зорі, то аналіз окремих зерен найкраще підходить для вивчення ДСЗ. Однак, такий аналіз потребує відносно великих зерен (>1 мкм) і високого вмісту елементів<ref name="ZinnerMoynier2011">{{cite journal|author=Zinner EK, Moynier F, and Stroud RM|title=Laboratory technology and cosmochemistry|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=108|issue=48|year=2011|pages=19135–19141|issn=0027-8424|doi=10.1073/pnas.1015118108}}</ref>.

Пошук носіїв благородних газів у метеоритах призвів 1987 року до відкриття перших ДСЗ – алмазу та карбіду силіцію. Ключовим для їх виділення стало відкриття їх стійкості до [[кислоти|кислот]] <ref name="LewisSrinivasan1975" /><ref name="SrinivasanAnders1978" />. Оскільки зерна графітів, наноалмазів та SiC міцно поєднані з іншими компонентами матриці метеориту ([[глинисті мінерали]], [[кероген]]), то для виявлення та вилучення цих зерен недостатньо стандартних процедур фізичного відділення. Тому для виділення ДСЗ потрібно зруйнувати різні складові мінералів, використовуючи хімічні розчинники. На основі перших досліджень ДСЗ, шляхом проб і помилок, була розроблена стандартна процедура (відома як «спалити сіно, щоб знайти голку») ідентифікації та виділення зерен, яка може бути зведена до кількох ключових кроків для хімічно тугоплавких досонячних фаз із найбільшою поширеністю (як наноалмаз, графіт, SiC)<ref name="AmariLewis1994" /><ref name="HussLewis1995">{{cite journal| author=Huss GR and Lewis RS| title=Presolar diamond, SiC, and graphite in primitive chondrites: Abundances as a function of meteorite class and petrologic type| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1995-01_59_1/page/115|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=59|issue=1|year=1995|pages=115–160|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(94)00376-W}}</ref>:
# [[розчинення]] основної маси метеориту ([[силікати|силікатів]] та метал) шляхом обробки [[Флуоридна кислота|флуоридними]] та [[Хлоридна кислота|хлоридними]] кислотами;
# обробка окиснювачами (як [[хромати]]) задля [[оксидування]] більш [[Хімічна реактивність|реактивної]] частини головним чином вуглецевого кислотного залишку;
# [[колоїди|колоїдне]] вилучення зерен наноалмазів;
# розділення за густиною неколоїдної частини для відновлення графіту в легкій фракції;
# обробка алмазу і важкої частини неколоїдної фракції [[Перхлоратна кислота|перхлоратною кислотою]]. Останню фракцію крім того обробляють гарячою [[Сульфатна кислота|сульфатною кислотою]], що розчиняє [[шпінель]] і залишається головним чином карбід силіцію. 
Кінцевим результатом цієї процедури ізоляції є отримання кількох метеоритних залишків, в яких концентровані різні типи ДСЗ. Залежно від процедури, мінералогічна чистота таких залишків може бути дуже високою – ~100% для наноалмазів та >90% для зерен SiC<ref name="ZinnerMoynier2011" />.

Проте з часом стало зрозумілим, що «сіно» таке ж важливе, як «голка». Тому поряд із грубою фізико-хімічною обробкою метеоритних зразків, почався пошук і дослідження матеріалів, що зазнали мінімальної обробки чи взагалі не були піддані обробці. Найкраще для цього підходив [[мас-спектрометр вторинних іонів]] ({{lang-en|Secondary ion mass spectrometer}}) '''SIMS''', який вперше був використаний для вивчення ДСЗ {{нп|Ернст Ціннер|Ернстом Ціннером|en| Ernst K. Zinner }} з колегами з університету Вашингтона в Сент-Луїсі<ref name="McKeegan2007">{{cite journal| author=McKeegan KD| title=Ernst Zinner, lithic astronomer| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=42|issue=7-8|year=2007|pages=1045–1054|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2007.tb00560.x}}</ref><ref name="Nittler2018">{{cite journal |author=Nittler LR| title=Astrophysical implications of extraterrestrial materials: A special issue for Ernst K. Zinner| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=221|year=2018|pages=1–5|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2017.09.032}}</ref>.  Іонний мікрозонд SIMS використовує фокусований пучок високоенергетичних (~20 кеВ) іонів для [[іонне розпилення|розпилення]] та іонізації атомів із метеоритного зразка. Розпилені вторинні іони зі зразка транспортуються через мас-спектрометр, який визначає їх масу, використовуючи електричні та магнітні поля. Висока чутливість SIMS уможливлює ізотопні вимірювання багатьох головних та домішкових елементів в одиничних ДСЗ. Однак нижня межа SIMS для вимірювань одиничного зерна складала ~1 мкм<ref name="Zinner2013">{{cite journal|author=Zinner E|title=Laboratory Analysis of Stardust|journal=Analytical Chemistry|volume=85|issue=3|year=2013|pages=1264–1270|issn=0003-2700|doi=10.1021/ac303052p}}</ref>.

NanoSIMS, інструмент SIMS нового покоління, що був розроблений з ініціативи Е.Ціннера наприкінці 1990-х рр. компанією {{li|Cameca|Q=Q2934720}} (Франція), вперше дозволив вимірювати метеоритні зразки найменших розмірів (аж до ~0,1 мкм) зі значно більшою чутливістю, ніж SIMS<ref name="Hoppe2006">{{cite journal| author=Hoppe P.|title=NanoSIMS: A new tool in cosmochemistry| journal=Applied Surface Science|volume=252|issue=19|year=2006|pages=7102–7106|issn=01694332|doi=10.1016/j.apsusc.2006.02.129}}</ref>. Діаметр первинного пучка Cs{{sup|+}} може бути до 50 нм, що дозволяє знаходити ізотопні аномалії в найменших досонячних зернах<ref name="Stadermann1999">{{cite journal| author= Stadermann FJ, Walker RM and Zinner E.|title= NanoSIMS: The Next Generation Ion Probe for the Microanalysis of Extraterrestrial Material|journal=Meteoritics & Planetary Science|volume= 34|year=1999 |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999M&PSA..34..111S}}</ref>. NanoSIMS оснащено 4 рухомими і одним фіксованим {{li|Електронний помножувач|text=електронними помножувачами|Q=Q902750}}, які можуть одночасно реєструвати п’ять іонів масою 30 [[Атомна одиниця маси|а.о.м.]] (напр., {{sup|28}}Si, {{sup|29}}Si та {{sup|30}}Si). Для пошуку ДСЗ, іонний мікрозонд використовується в режимі іонної візуалізації для створення карт ізотопних співвідношень, на яких ДСЗ проявляються як «гарячі точки»<ref name="ZinnerMoynier2011" />.

Коли були відкриті перші ДСЗ, то дослідники могли описати лише загальну морфологію зерна та визначити його досонячне походження через вимірювання ізотопного вмісту 1-2 елементів. Із розвитком експериментальних технологій у 2000-х рр. стало можливим отримання детальної структури та хімічної інформації про зерно, з вимірюванням ізотопного вмісту 5-6 елементів в одному зерні розміром 2-3 мкм<ref name="Zinner2013" />. Деякі з використовуваних технік є руйнівними, інші неруйнівними. Неруйнівні техніки дозволяють отримати хімічні, а інколи й структурні, дані про зерно, однак не можуть однозначно визначити чи має воно досонячне походження. Тож, виявлення досонячних зерен найчастіше здійснюється з допомогою іонного мікрозонду, для характеристики та аналізу яких потім використовують поєднання руйнівних та неруйнівних технік. Оскільки зерна in situ оточені іншими близько розміщеними зернами, то дуже важко здійснити вимірювання хімічного та ізотопного вмісту одиничних зерен. Хоча з допомогою техніки {{нп|Фокусований іонний промінь|фокусованого іонного променя|en| Focused ion beam}} ({{lang-en|FIB}}) в режимі «lift-out» і можна відокремити одиничне зерно від навколишньої речовини, однак ця процедура є дуже довготривалою й дорогою. Відтак, зерна відокремлюють від навколишньої речовини з допомогою фізичних та хімічних засобів і вже потім аналізують<ref name="ZinnerMoynier2011" />.

До '''неруйнівних технік''' аналізу ДСЗ належать<ref name="Zinner2013" />: 
# [[сканувальний електронний мікроскоп]] ('''СЕМ'''),  що уможливлює розрізнення на поверхнях зерен специфічних властивостей розміром кілька десятків нанометрів;  
#[[трансмісійний електронний мікроскоп]] ('''ТЕМ'''), який є ключовим інструментом для вивчення внутрішньої структури та елементного складу зерна, оскільки дозволяє отримати зображення та хімічні складові на об'єктах розміром кілька десятків нанометрів і може розрізнити атомну структуру зерен; 
# Аналіз TEM окрім візуалізації зерен також часто включає два типи спектроскопії: [[Метод енергодисперсійної рентгенівської спектроскопії|енергодисперсійна рентгенівська спектроскопія]] ('''ЕДС''') та [[спектроскопія енергетичних втрат електронів]] ('''EELS'''), які дозволяють отримати інформацію про хімічний вміст зерна, а EELS також характеризує стани окиснення та конфігурації зв’язків; 
# [[оже-спектроскопія]], що забезпечує елементний аналіз субмікронних зерен; 
# [[раман-спектроскопія]], яка може ідентифікувати мінералогію зерен і надає загальну структурну інформацію про окремі типи; 
# {{нп|біляпорогова структура рентгенівського поглинання|||X-ray absorption near edge structure}} ('''XANES''') – [[синхротрон]]на техніка що використовує жорстке [[рентгенівське випромінювання]] для вивчення електронної структури матеріалів та їх елементного вмісту, стану окиснення Fe і Ti та симетрію матеріалів; 
# {{нп|дифракція зворотно розсіяних  електронів|||Electron backscatter diffraction}} (''' EBSD''') – техніка, котра розглядає характерні для внутрішньої структури зерна дифракційні текстури електронів, розсіяних під малими кутами із поверхневих шарів зразка.

Отримання ізотопної інформації про досонячні зерна потребує підрахунку атомів, що припускає часткову руйнацію зерна. Таку інформацію забезпечують іонні мікрозонди, які дозволяють виміряти множину елементів в порівняно малих зернах. Але навіть найчутливіші іонні зонди включають в детектор для підрахунку лише один атом із 10{{sup|3}} – 10{{sup|4}}. Тому існують інші, руйнівні техніки для потрапляння більшої кількості іонів у детектори. До таких '''руйнівних технік''' аналізу ДСЗ належать<ref name="Zinner2013" /><ref name="ZinnerMoynier2011" />:
# [[Мас-спектрометрія]] {{нп|Резонансна іонізація|резонансної іонізації|en| Resonance ionization }} ({{lang-en| Resonance ionization mass spectrometry}}, '''RIMS''') в ~10{{sup|3}} разів більш ефективна, аніж іонний мікрозонд <ref name="NicolussiPellin1997">{{cite journal| author=Nicolussi GK, Pellin MJ et al.| title=Isotopic Analysis of Ca from Extraterrestrial Micrometer-Sized SiC by Laser Desorption and Resonant Ionization Mass Spectroscopy| journal=Analytical Chemistry|volume=69|issue=6|year=1997|pages=1140–1146|issn=0003-2700|doi=10.1021/ac960871k}}</ref><ref name="SavinaPellin2003">{{cite journal| author=Savina MR, Pellin MJ et al.| title=Analyzing individual presolar grains with CHARISMA| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-09_67_17/page/3215| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=17|year=2003|pages=3215–3225|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00082-6}}</ref>.  В RIMS матеріал [[Десорбція|десорбується]] із метеоритного зразка з використанням [[імпульс]]ного [[лазер]]у, що термально вивільняє атоми без їх іонізації. Далі, використовуючи тонко налаштовані лазери, нейтральні атоми специфічного елементу в отриманому газовому шлейфі вибірково резонансно іонізують із майже 100 % ефективністю, тоді як інші елементи взагалі не іонізуються. Отримані іони аналізують у {{нп|Час-пролітний мас-спектрометр|час-пролітному мас-спектрометрі|en| Time-of-flight mass spectrometry }}. Техніка RIMS також уможливлює іонізацію та виявлення великої частки (до 50%) атомів, вивільнених зі зразка. Саме завдяки RIMS вдалось здійснити ізотопне визначення важких елементів (стронцію, барію, цирконію, молібдену, рутенію) в окремих ДСЗ<ref name="NicolussiPellin1998">{{cite journal| author=Nicolussi GK, Pellin MJ, Lewis RS,  Davis AM, Clayton RN and Amari S| title=Zirconium and Molybdenum in Individual Circumstellar Graphite Grains: New Isotopic Data on the Nucleosynthesis of Heavy Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=504|issue=1|year=1998|pages=492–499|issn=0004-637X|doi=10.1086/306072}}</ref><ref name="Nicolussi1998">{{cite journal|author=Nicolussi GK, Pellin MJ, Lewis RS, Davis AM, Clayton RN, and Amari S|title=Strontium Isotopic Composition in Individual Circumstellar Silicon Carbide Grains: A Record of s-Process Nucleosynthesis|journal=Physical Review Letters|volume=81|issue=17|year=1998|pages=3583–3586|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.81.3583}}</ref><ref name="LevineSavina2009">{{cite journal| author=Levine J, Savina M, Stephan T, Pellin M, Iguchi T, and Watanabe K|title=Improvements in RIMS Isotopic Precision: Application to in situ atom-limited analyses |year=2009|pages=90–95|doi=10.1063/1.3115614}}</ref>.    
# Для визначення слідових елементів в ДСЗ використовують техніки аналізу об’ємної маси зерен, як мас-спектрометрія благородних газів, {{нп|мас-спектрометрія термальної іонізації||| Thermal ionization mass spectrometry }} ('''TIMS''') та {{нп|мас-спектрометрія індуктивно-зв'язаної плазми||| Inductively coupled plasma mass spectrometry }} ('''ICP-MS'''). Хоча з-поміж усіх технік, TIMS та ICP-MS дають найбільш точні ізотопні результати, для їх застосування потрібно достатньо атомів в зернах. Тоді як у деяких елементах недостатньо атомів в окремому зерні для визначення ізотопного вмісту, що потребує ~30,000 атомів. Відтак, у цих техніках одночасно вимірюється велика сукупність зерен, чиї ізотопні вмісти тому є усередненням багатьох зоряних джерел.

==Типи ДСЗ==
{| class="wikitable collapsible" style="float:center; margin-left:2em;text-align:center"
!colspan="7"|Типи, поширеність, розміри та зоряні джерела досонячних зерен 
|-
!Мінерал ||Типи ||Поширеність в хондритах (ppm)||Розмір (мкм)|| Ізотопний вміст|| Батьківські зорі || Відносний внесок 
|-
| colspan="7" |'''''ВУГЛЕЦЕВІ ЗЕРНА'''''
|-
!'''Алмаз'''
||||1400||0,002|| Сонячні {{sup|12}}{{хімічна формула|C=1}}/{{sup|13}}C, {{sup|14}}N/{{sup|15}}{{хімічна формула|N=1}}, [[ксенон|Xe]]-HL|| [[Наднові типу II|ННІІ]]; Сонячна система (?) ||  
|-
!'''[[Карбід кремнію|SiC]]'''
||||30||0,3 — 50 
| colspan="4"  |
|-
| rowspan="10" |
|-
||'''''Головна популяція'''''
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; елементи ''s''-процесу||  [[Асимптотичне відгалуження гігантів|АВГ]] (1,5 — 3 M{{sub|ʘ}})|| 90%
|-
||'''''АВ''''' 
| colspan="2"  |
||дуже низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе {{sup|14}}N/{{sup|15}}N|| [[вуглецева зоря|вуглецеві J-зорі]]; вдруге народжені АВГ||<5%
|-
||'''''C''''' 
| colspan="2"  |
||високе {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; дуже високе 𝛿 {{sup|29, 30}}{{хімічна формула|Si=1}}; зниклі {{sup|26}}{{хімічна формула|Al=1}}, {{sup|44}}{{хімічна формула|Ti=1}}|| ННІІ|| 0,1%
|-
||'''''X0''''' 
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; від'ємне 𝛿 {{sup|29, 30}}{{хімічна формула|Si=1}}; високе {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si; зниклі {{sup|26}}Al, {{sup|44}}Ti, {{sup|49}}[[ванадій|V]]|| ННІІ|| 0,2%
|-
||'''''X1''''' 
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; від'ємне 𝛿 {{sup|29, 30}}Si; середнє {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si; зниклі {{sup|26}}Al, {{sup|44}}Ti, {{sup|49}}V|| ННІІ|| 1%
|-
||'''''X2''''' 
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; від'ємне 𝛿 {{sup|29, 30}}Si; низьке {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si|| ННІІ|| 0,3%
|-
||'''''Y''''' 
| colspan="2"  |
||високе {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе {{sup|14}}N/{{sup|15}}N|| АВГ з ~1/2 сонячної металічності || кілька %
|-
||'''''Z''''' 
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; в основному від'ємне 𝛿{{sup|29}}Si; високе {{sup|30}}Si || АВГ з ~1/4 сонячної металічності || кілька %
|-
||'''''SiC з [[нова зоря|нових]]''''' 
| colspan="2"  |
||низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; в основному від'ємне 𝛿{{sup|29}}Si; високе 𝛿{{sup|30}}Si; {{comment|'''Ne-E(L)'''|Ne-E(L) - компонент неону, високо збагачений 22Ne, найімовірніше в результаті розпаду 22Na}}||[[Нова зоря|Нові]]||0,1%
|-
!'''Графіт'''
| colspan="1"  |
||10||1 — 20
| colspan="4"  |
|-
| rowspan="5" |
|-
| colspan="3"  |
||низьке {{sup|14}}N/{{sup|15}}N, високе {{sup|18}}О/{{sup|16}}О; зниклі {{sup|26}}Al, {{sup|41}}[[кальцій|Ca]], {{sup|44}}Ti, {{sup|49}}V||ННІІ||60% 
|-
| colspan="3"  |
||елементи ''s''-процесу|| АВГ (1,5 - 3M{{sub|ʘ}})|| 30%
|-
| colspan="3"  |
||низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C|| J-зорі; вдруге народжені АВГ  || <10%
|-
| colspan="3"  |
||низьке {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високе 𝛿{{sup|30}}Si; Ne-(E)L|| Нові  || <10%
|-
!'''Тугоплавкі карбіди (як [[Карбід титану|TiC]])'''
||||<<1 ||20 — 100 нм
| colspan="1"  |
||АВГ, ННІІ||
|-
| colspan="7" |'''''Багаті {{хімічна формула|O=1}} зерна'''''
|-
!'''Силікати'''
||||200—300||0,2 — 0,3||надлишки {{sup|16,18}}O; збіднені {{sup|17}}O||[[Червоні гіганти|ЧГ]] і АВГ; нові; ННІІ||85-90%; <<1%; 10 — 15%
|-
!'''[[Шпінель]]'''  
| rowspan="3" colspan="2"  |5 — 30
|| 0,1 — 1||високий надлишок {{sup|16}}O|| ЧГ і АВГ; Нові; ННІІ || 90%; <1; <10%
|-
!'''[[Корунд]]''' 
 
|| 0,1 — 1||високе {{sup|17}}O /{{sup|16}}O; низьке {{sup|18}}O /{{sup|16}}O|| ЧГ і АВГ; Нові; ННІІ || 90%; <1; <10%
|-
!'''[[Гібоніт]]''' 
 
|| 0,1 — 1|||| ЧГ і/або АВГ;  ННІІ || 90%; ~10%
|-
!'''SiO{{sub|2}}''' 
| rowspan="4" colspan="2"  |1 — 1,5
|| 0,2 — 0,3|||| АВГ;  ННІІ || 75%; ~25%
|-
!'''TiO{{sub|2}}''' 
 
|| 0,2 — 0,3|||| ЧГ і/або АВГ;  ННІІ || ~80%; ~20%
|-
!'''MgO''' 
 
|| 0,2 — 0,3||colspan="4"|
|-
!'''FeO''' 
 
|| 0,2 — 0,3||colspan="4"|
|-
 
| colspan="7" |'''''Інші типи'''''
 
|-
!'''Si{{sub|3}}N{{sub|4}}'''
|||| 0,002|| ≤1||низьке {{sup|14}}N/{{sup|15}}N; 𝛿{{sup|29,30}}Si, зниклий {{sup|26}}Al|| ННІІ || 100%
|}

===Карбід силіцію===
[[Карбід кремнію|Карбід силіцію]] ({{Хімічна формула| Si|1|C|1| sort=ne}})  найкраще вивчений з усіх типів досонячних зерен, оскільки є відносно поширеним (6 [[мільйонна частка|ppm]] в метеориті [[Murchison]]) та наявний в різних класах метеоритів<ref name="HussLewis1995" />.

ДСЗ SiC були виявлені у вуглецевих, звичайних та енстатитових хондритах, де їх поширеність коливається в діапазоні від 109 до 160 ppm<ref name="HussLewis1995" /><ref name="BoseFloss2012">{{cite journal| author=Bose M, Floss C, Stadermann FJ, and Speck AK|title=Circumstellar and interstellar material in the CO3 chondrite ALHA77307: An isotopic and elemental investigation| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=93|year=2012|pages=77–101|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2012.06.027}}</ref><ref name="ZhaoFloss2013">{{cite journal| author=Zhao X, Floss C, Stadermann FJ, Lin Y, and Bose M |title=The stardust investigation into the CR2 chondrite GRV 021710 |journal=The Astrophysical Journal|volume=769|issue=1|year=2013|pages=49|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/769/1/49}}</ref><ref name="LeitnerVollmer2012" />. Крім того, ДСЗ SiC були виявлені в [[космічний пил|космічному пилові]] <ref name="BusemannNguyen2009">{{cite journal| author=Busemann H, Nguyen AN, et al. |title=Ultra-primitive interplanetary dust particles from the comet 26P/Grigg–Skjellerup dust stream collection |journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=288|issue=1-2|year=2009|pages=44–57|issn=0012821X|doi=10.1016/j.epsl.2009.09.007}}</ref><ref name="StadermannFloss2006">{{cite journal| author=Stadermann FJ, Floss C, and Wopenka B| title=Circumstellar aluminum oxide and silicon carbide in interplanetary dust particles|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=70|issue=24|year=2006|pages=6168–6179|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2006.08.025}}</ref> та одне зерно — в речовині з комети {{не перекладено|81P/Вільда|Вільда-2|en| 81P/Wild}}, зібраного космічним апаратом [[Стардаст]] в 1999 р. і повернутого на Землю в 2006 р<ref name=" Messenger 2009">{{cite journal| author = Messenger S, Joswiak D, Ito M, Matrajt G, and Brownlee DE| title=Discovery of presolar SiC from Comet WILD-2. In: 40th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XL), held March 23-27, 2009 in The Woodlands, Texas, id.1790 |   year=2009| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2009LPI....40.1790M }}</ref><ref name="McKeeganAleon2006">{{cite journal| author=McKeegan KD, Aleon J, Bradley J. et al.| title=Isotopic Compositions of Cometary Matter Returned by Stardust|journal=Science|volume=314|issue=5806|year=2006|pages=1724–1728|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1135992}}</ref>.

Розмір більшості зерен SiC лежить у діапазоні від ~0,1 мкм до 20 мкм, найбільшими з яких є SiC зерна з метеориту [[Murchison]]<ref name="HoppeOtt97">{{cite book| author=Hoppe P. and Ott U.|editor=Zinner E.K. & Bernatowicz T.J.|title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar Materials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics|isbn=978-1-56396-664-4|pages=27–58|chapter=Mainstream silicon carbide grains from meteorites| doi=10.1063/1.53314}}</ref>, і значно меншими — зерна SiC з вуглецевого хондриту [[Orgueil]] (1 – 10 мкм) <ref name="HussHutcheon1997">{{cite journal| author=Huss GR, Hutcheon ID, and Wasserburg GJ|title=Isotopic systematics of presolar silicon carbide from the Orgueil (CI) chondrite: Implications for solar system formation and stellar nucleosynthesis| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1997-12_61_23/page/5117| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=61|issue=23|year=1997|pages=5117–5148|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(97)00299-8}}</ref> та енстатитового хондриту {{li|Indarch|Q=Q23783784}} [1891 р., [[Баку]]] (< 1 мкм) <ref name="RussellOtt1997">{{cite journal| author=Russell SS, Ott U, Alexander CMO’D, Zinner EK, Arden JW, and Pillinger CT| title=Presolar silicon carbide from the Indarch (EH4) meteorite: Comparison with silicon carbide populations from other meteorite classes| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=32|issue=5|year=1997|pages=719–732|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.1997.tb01557.x}}</ref>.

При синтезі SiC в лабораторії формується до сотні різних його [[Політипія|політипів]]: унікальний кубічний політип 3C (відомий як β-SiC) та шестикутні і [[ромбоедр]]ичні політипи (відомі як α-SiC)<ref name="Hynes2010" />. Однак на основі астрономічних спостережень розрізнюваними здавались лише політипи 3C і 6H<ref name="SpeckBarlow1997">{{cite journal| author=Speck A. K., Barlow M. J. and Skinner C. J.| title=The nature of the silicon carbide in carbon star outflows| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=288|issue=2|year=1997|pages=431–456|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/288.2.431}}</ref><ref name="SpeckHofmeister1999">{{cite journal| author=Speck AK, Hofmeister AM, and Barlow MJ| title=The S[CLC]i[/CLC]C Problem: Astronomical and Meteoritic Evidence|journal=The Astrophysical Journal|volume=513|issue=1|year=1999|pages=L87–L90|issn=0004637X|doi=10.1086/311891}}</ref>. Завдяки вивченню кількох сотень досонячних зерен SiC з метеориту [[Murchison]] за допомогою {{не перекладено|Просвітлююча електронна мікроскопія з високою роздільністю|просвітлюючої електронної мікроскопії з високою роздільністю|en|High-resolution transmission electron microscopy }} вперше вдалось встановити політипний розподіл астрономічного карбіду силіцію<ref name="Daulton2002">{{cite journal| author=Daulton TL. , Bernatowicz TJ. , Lewis RS. , Messenger S. , Stadermann FJ. , Amari S. |title=Polytype Distribution in Circumstellar Silicon Carbide|journal=Science|volume=296|issue=5574|year=2002|pages=1852–1855|issn=00368075|doi=10.1126/science.1071136}}</ref><ref name="Daulton2003">{{cite journal| author=Daulton T.L., Bernatowicz T.J., Lewis R.S., Messenger S., Stadermann F.J. and Amari S.| title=Polytype distribution of circumstellar silicon carbide | url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/4743|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=24|year=2003|pages=4743–4767|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00272-2}}</ref>. За винятком невеликої (~1%) популяції зерен SiC з одновимірною невпорядкованістю, в усіх проаналізованих досонячних SiC зернах були виявлені лише два політипи — кубічний політип 3C β-SiC (~79%) і шестикутний політип 2Н α-SiC (~3%) - та їх зрощення (~17%). Політип 2H ніколи не спостерігався в природі до його виявлення в метеориті Murchison<ref name="Daulton2002" />.

Окрім внутрішньої структури досонячних SiC зерен, протягом останнього десятиліття була отримана нова інформація про їх зовнішню морфологію, завдяки якій можна повніше відтворити джерело походження, формування та шлях зерен SiC від батьківської зорі до батьківського тіла метеориту. Так, розвиток нових методів високої роздільної здатності з допомогою [[Сканувальний електронний мікроскоп|СЕМ]] зерен SiC (з діапазоном розмірів 0,5 – 2,6 мкм) в метеориті, - без хімічного [[Травлення (технологія)|травлення]], що найчастіше використовується для їх виділення та призводить до їх руйнування, - вперше показав неушкоджені, первинні поверхні зерен<ref name="BernatowiczMessenger2003" />. Понад 90% таких «первинних» зерен SiC обмежені однією чи кількома кристалічними гранями. В більш ніж половині цих кристалічних граней спостерігаються багатокутні заглиблення (<100 нм вглиб), симетрія яких в цілому узгоджуються зі структурою SiC політипу 3C. Порівняння цих властивостей первинних зерен SiC з властивостями поверхні зерен SiC, що були піддані значному хімічному травленню, виявило, що багатокутні заглиблення на первинних зернах не артефакт, а їх невід’ємна властивість, яка виникає внаслідок неповної збіжності фронтів росту поверхні протягом формування зерна<ref name="BernatowiczMessenger2003" />.

Окрім багатокутних заглибин, хімічно [[Травлення (технологія)|витравленим]] досонячним зернам SiC також притаманна висока щільність (~10{{sup|8}}—10{{sup|9}}/см{{sup|2}}) поверхневих ямок, що є значно більшою (в ~10{{sup|3}}-10{{sup|4}} разів), аніж у синтетичних SiC, створених для мінімізації дефектів. У цілому, висока щільність дефектів та багатокутні заглибини досонячних SiC зерен вказують їх початковий швидкий ріст, що кінетично [[гартування|гартується]] коли газова фаза стає надто розрідженою<ref name="BernatowiczMessenger2003" />.

Дослідження «первинних» зерен SiC не виявило ніяких інших первинних мінералів, що були б зрощені з (чи наросли над) досонячним зерном SiC<ref name="BernatowiczMessenger2003" />, підтверджуючи ранні in situ вимірювання ДСЗ SiC в метеоритах <ref name="AlexanderSwan1990">{{cite journal |author=Alexander C. M. O'D., Swan P., and Walker R. M.| title=
In situ measurement of interstellar silicon carbide in two CM chondrite meteorites|journal=Nature|volume=348|issue=6303|year=1990|pages=715–717|issn=0028-0836|doi=10.1038/348715a0}}</ref>. Із цього випливало, що виживання досонячних зерен SiC в сонячній туманності не було пов’язане із силікатними чи оксидними речовинами, які б захищали ці зерна. Крім того, експериментально було встановлено, що час існування ДСЗ SiC, підданих високим температурам як у газовій туманності (T > 900&nbsp;°C), є значно коротшим (менше кількох тисяч років) аніж час охолодження туманності<ref name="MendybaevBeckett2002" />. Відтак, виживання в метеоритах і збереженість поверхні досонячних SiC зерен свідчить про те, що деякі з них повинні були потрапити до сонячної туманності пізніше або/і до її більш холодних, зовнішніх частин. Разом з тим, у деяких первинних ДСЗ SiC були виявлені окислені поверхні, а довкола одного зерна SiC оксидна оправа товщиною 10-30 нм<ref name="Stroud2005">{{cite journal| author = Stroud R. M. and Bernatowicz T. J. | title=Surface and internal
structure of pristine presolar silicon carbide. Lunar and Planetary Science XXXVI, Abstract #2010. Lunar and
Planetary Institute, Houston |   year=2005| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005LPI....36.2010S}}</ref>.

Ізотопні вимірювання як одиничних SiC зерен, так і їх об’ємної маси виявили надзвичайно аномальний (у порівнянні з сонячними) ізотопний склад мало не в кожному елементі: як у головних, так і в елементах-домішках, включаючи {{Хімічна формула| C=1}}, {{Хімічна формула| Si=1}}, {{Хімічна формула| Mg=1}}, {{Хімічна формула| Ti=1}}, {{Хімічна формула| Ca=1}}, {{Хімічна формула| Ne=1}}, Xe, Ba, Kr, Nd, Sm, {{Хімічна формула| Sr=1}}, Mo, Zr, Dy, {{Хімічна формула| N=1}} і Ru<ref name="HoppeStrebel2000">{{cite journal|author=Hoppe P, Strebel R, Eberhardt P, Amari S, and Lewis RS |title=Isotopic properties of silicon carbide X grains from the Murchison meteorite in the size range 0.5-1.5 μm|url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-11_35_6/page/1157 | journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=35|issue=6|year=2000|pages=1157–1176|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2000.tb01505.x}}</ref> Значна частка SiC також містить збільшене ізотопне співвідношення магнію {{sup|26}}Mg/{{sup|24}}Mg<ref name="HynesGyngard2004">{{cite journal| author = Hynes KM and Gyngard F | title=The Presolar Grain Database: http://presolar.wustl.edu/~pgd|journal=40th Lunar and Planetary Science Conference XL, March 23-27, 2009 The Woodlands, Texas, id.1198|   year=2009| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009LPI....40.1198H}}</ref>. Це свідчить про те, що коли вони утворились, то містили радіоактивний {{sup|26}}Al. , який з [[період напіврозпаду|періодом напіврозпаду]] 720 тис. років, перетворився [[in situ]] на стабільний ізотоп {{sup|26}}Mg<ref name="Zinner03" />.

Виміряні в великій кількості одиничних зерен ізотопні співвідношення карбону, азоту, силіцію, а також виведені ізотопні співвідношення {{sup|26}}{{хімічна формула|Al=1}}/{{sup|26}}Al дозволили виділити декілька відмінних популяцій зерен SiC<ref name="HoppeOtt97" /><ref name="Zinner03" />: 
# головна популяція SiC зерен – найбільша група SiC (~93%);
# тип Y і Z зерен SiC
# тип SiC X  
# тип SiC C
# тип SiC A+B
# тип SiC зерен [[нова зоря|нової]]

ДСЗ SiC є носіями компоненту Xe-S, який утворюється в [[s-процес]]і. Поширеність елементів s-процесу спостерігається в червоних гігантах на стадії [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]] ('''АВГ'''), тому вважається, що більшість ДСЗ SiC походять із [[Вуглецева зоря|вуглецевих зір]] – зір пізнього [[Спектральна класифікація зір|спектрального класу]] з низькою масою (1 – 3 M{{sub|ʘ}}) що перебувають у фазі термальних пульсацій АВГ <ref name="IbenRenzini1983">{{cite journal| author=Iben  I. and Renzini A.| title=Asymptotic Giant Branch Evolution and Beyond| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=21|issue=1|year=1983|pages=271–342|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.aa.21.090183.001415}}</ref><ref name="Nittler2003" />. Про походження ДСЗ SiC зі збагачених вуглецем оболонок зір АВГ свідчить також спектроскопічно спостережувана в цих зорях емісія на хвилі 11 мкм (характерна для β-SiC) <ref name="TreffersCohen1974">{{cite journal| author=Treffers R. and Cohen M.| title=High-resolution spectra of cool stars in the 10- and 20-micron regions.| journal=The Astrophysical Journal|volume=188|year=1974|pages=545|issn=0004-637X|doi=10.1086/152746}}</ref><ref name="ClementMutschke2003">{{cite journal| author=Clement D, Mutschke H, Klein R and Henning T| title=New Laboratory Spectra of Isolated β‐SiC Nanoparticles: Comparison with Spectra Taken by the Infrared Space Observatory| journal=The Astrophysical Journal|volume=594|issue=1|year=2003|pages=642–650|issn=0004-637X|doi=10.1086/376864}}</ref><ref name="SpeckHofmeister2004">{{cite journal| author=Speck AK and Hofmeister AM|title=Processing of Presolar Grains around Post–Asymptotic Giant Branch Stars: Silicon Carbide as the Carrier of the 21 Micron Feature| journal=The Astrophysical Journal|volume=600|issue=2|year=2004|pages=986–991|issn=0004-637X|doi=10.1086/379973}}</ref>. Таке походження більшості зерен SiC підкріплюється тим фактом, що ці зерна є носіями компоненту Ne-E(H), оскільки теоретичні моделі передбачають, що оболонки зір АВГ збагачені {{sup|22}}Ne.

====Зерна SiC головної популяції====

Зерна головної популяції є найпоширенішими серед SiC зерен (~90% всіх зерен SiC) і характеризуються більшим вмістом ізотопів {{sup|14}}C та {{sup|14}}N у порівнянні з їх вмістом у Сонці<ref name="Hynes2010" />. Такий ізотопний склад вказує на ядерне горіння гідрогену у верхній оболонці зір АВГ в [[Цикл Бете|CNO-циклі]]<ref name="Zinner1998" />. Співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C зерен SiC головної популяції становить від 10 до 100, для порівняння: співвідношення на Сонці – 89<ref name="HynesGyngard2004" />.

Для більшості зерен головної популяції характерне збагачення ізотопами {{sup|29}}Si та {{sup|30}}Si. Між співвідношеннями ізотопів {{sup|29}}Si/{{sup|28}}Si та {{sup|30}}Si/{{sup|28}}Si існує сильна кореляція, де співвідношення {{sup|29}}Si/{{sup|28}}Si на ~30% вищі від {{sup|30}}Si/{{sup|28}}Si, у порівнянні з такими ж сонячними<ref name="Zinner03" />. Тому на {{Comment|трьох-ізотопному|Трьох-ізотопний графік – графік, на якому два ізотопні співвідношення, із спільним стандартним ізотопом, наносяться один навпроти одного. 3-ізотопні графіки широко застосовуються для порівнянні ізотопних співвідношень, оскільки склад, що є наслідком змішування двох різних компонент, розміщений на прямій, яка з'єднує два компоненти і ступінь змішання між цими двома компоненти можна оцінити за положенням точки на лінії змішування.}} ([[Радіоізотопне датування#Метод ізохрон|ізохронному]]) графіку для Si, точки даних лягають вздовж характерної кореляційної лінії з нахилом ≈ 1,3 (𝛿{{sup|29}}Si = 1,37 × 𝛿{{sup|30}}Si – 20; 𝛿{{sup|''i''}}Si = [[({{sup|''i''}}Si /{{sup|28}}Si){{sub|зерно}} / ({{sup|''i''}}Si / {{sup|28}}Si){{sub|ʘ}} – 1] × 1000 ) –  т.зв. «'''головна лінія SiC'''» <ref name="ZinnerAmari2007">{{cite journal|author=Zinner E., Amari S., Guinness R., Jennings C., Mertz AF, Nguyen AN, Gallino R, Hoppe P, Lugaro M, Nittler LR, and Lewis RS|title=NanoSIMS isotopic analysis of small presolar grains: Search for Si3N4 grains from AGB stars and Al and Ti isotopic compositions of rare presolar SiC grains|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=71|issue=19|year=2007|pages=4786–4813|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2007.07.012}}</ref>.  Головна лінія SiC не пов'язана з нуклеосинтезом в батьківських зорях зерен SiC, а є результатом хімічної еволюції галактики і відзеркалює той факт, що ці зерна походять із великої кількості індивідуальних зір<ref name="TimmesClayton1996">{{cite journal |author=Timmes FX and Clayton DD| title=Galactic Evolution of Silicon Isotopes: Application to Presolar SiC Grains from Meteorites| journal=The Astrophysical Journal|volume=472|issue=2|year=1996|pages=723–741|issn=0004-637X|doi=10.1086/178102}}</ref><ref name="LugaroZinner1999">{{cite journal| author=Lugaro M, Zinner E, Gallino R, and Amari S| title=Si Isotopic Ratios in Mainstream Presolar SiC Grains Revisited| journal=The Astrophysical Journal|volume=527|issue=1|year=1999|pages=369–394|issn=0004-637X|doi=10.1086/308078}}</ref>.

Співвідношення ізотопів{{sup|14}}N/{{sup|15}}N в зернах SiC головної популяції коливаються в діапазоні від 200 до 20&nbsp;000. Для порівняння: земне співвідношення – 272<ref name="Lodders2003">{{cite journal| author=Lodders K.|title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=2|year=2003|pages=1220–1247|issn=0004-637X|doi=10.1086/375492}}</ref>.

У зернах SiC головної популяції також виявлено радіогенний {{sup|26}}Mg – продукт розпаду радіоактивного {{sup|26}}Al, із виведеними співвідношенням {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al у діапазоні від 10{{sup|-4}} до 10{{sup|-3}}<ref name="LoddersAmari2005" />.

====Зерна SiC X====
SiC X зерна (~3 мкм) спершу були ідентифіковані з допомогою SIMS в кислотних залишках метеоритів як найбільш рідкісні (~1%) з поміж зерен карбіду силіцію<ref name="AmariHoppe1992">{{cite journal| author=Amari S, Hoppe P, Zinner E, and Lewis RS.| title=Interstellar SiC with unusual isotopic compositions - Grains from a supernova?|journal=The Astrophysical Journal|volume=394|year=1992|pages=L43|issn=0004-637X|doi=10.1086/186468}}</ref><ref name="Zinner03" />. На відміну від головної популяції SiC, зерна SiC X збіднені важкими ізотопами {{Хімічна формула| Si=1}} та {{sup|13}}{{Хімічна формула|C=1}}, але в порівнянні із сонячними складом, високо збагачені ізотопами {{sup|12}}C, {{sup|28}}Si та {{sup|15}}{{Хімічна формула| N=1}}<ref name="LinAmari2002">{{cite journal| author=Lin Y, Amari S, and Pravdivtseva O|title=Presolar Grains from the Qingzhen (EH3) Meteorite| journal=The Astrophysical Journal|volume=575|issue=1|year=2002|pages=257–263|issn=0004-637X|doi=10.1086/341218}}</ref><ref name="BesmehnHoppe2003">{{cite journal|author=Besmehn A and Hoppe P| title=A NanoSIMS study of Si- and Ca-Ti-isotopic compositions of presolar silicon carbide grains from supernovae |url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/4693|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=24|year=2003|pages=4693–4703|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00239-4}}</ref><ref name="Hynes2010" />.

Із розвитком техніки автоматизованої іонної візуалізації SIMS вдалось ідентифікувати відносно велику кількість SiC X зерен, ізотопний склад кількох сотень з яких було проаналізовано<ref name="HoppeStrebel1996">{{cite journal| author=Hoppe P., Strebel R., Eberhardt P., Amari S., and Lewis R. S.| title=Type II Supernova Matter in a Silicon Carbide Grain from the Murchison Meteorite|journal=Science|volume=272|issue=5266|year=1996|pages=1314–1316|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.272.5266.1314}}</ref> <<ref name="HoppeStrebel2000"/><ref name="NittlerAmari1996">{{cite journal| author=Nittler LR, Amari S, Zinner E, Woosley SE, and Lewis RS| title=Extinct {{sup|44}}Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin| journal=The Astrophysical Journal|volume=462|issue=1|year=1996|pages=L31–L34|issn=0004-637X|doi=10.1088/1538-4357/462/1/L31}}</ref>. Окрім аномального ізотопного складу Si, C та N, в досонячних зернах SiC X також був виявлений високий вміст {{sup|26}}Mg, обумовлений розпадом радіоактивного {{sup|26}}Al, зі співвідношенням {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al до 0,6<ref name="ZinnerAmari2007" /><ref name="Zinner2005">{{cite journal| author=Zinner E.|title=New results of presolar-grain studies and constraints on nucleosynthesis and stellar evolution| journal=Nuclear Physics A|volume=758|year=2005|pages=619–626|issn=03759474|doi=10.1016/j.nuclphysa.2005.05.112}}</ref>. У деяких же SiC X зернах Mg є виключно [[Моноізотопний елемент|моноізотопним]] {{sup|26}}Mg, істотно відрізняючись від земного співвідношення {{sup|26}}Mg/{{sup|24}}Mg, яке становить 0,13932 <ref name="ViragZinner1991">{{cite journal| author=Virag A, Zinner E, Amari S, and Anders E|title=An ion microprobe study of corundum in the Murchison meteorite: Implications for 26A1 and 16O in the early solar system | url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1991-07_55_7/page/2045|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=55|issue=7|year=1991|pages=2045–2062|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(91)90041-3}}</ref>.      
 
Близько 10-20% зерен X мають високий надлишок {{sup|44}}Ca, що скоріш за все є результатом розпаду ізотопу {{sup|44}}Ti з коротким періодом напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 60 років)<ref name="AmariHoppe1992" /><ref name="NittlerAmari1996" />. Виведені співвідношення ізотопів {{sup|44}}Ti/{{sup|48}}Ti для зерен X досягають 0,6<ref name="BesmehnHoppe2003" />. За допомогою аналізу [[Трансмісійний електронний мікроскоп|TEM]], в зерні X також було виявлено субзерно [[Карбід титану|TiC]]<ref name="HynesCroat2010">{{cite journal|author=Hynes KM, Croat TK, Amari S, Mertz AF, and Bernatowicz TJ| title=Structural and isotopic microanalysis of presolar SiC from supernovae| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=45|issue=4|year=2010|pages=596–614|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2010.01045.x}}</ref>. Оскільки {{sup|44}}Ti може утворитись лише у спалахах наднових, то це свідчить про походження більшості зерен SiC X із наднових<ref name="Zinner03" /><ref name="TimmesClayton1996"/>.

Кристалографічний аналіз зерен SiC Х з допомогою TEM виявив в них полікристалічну структуру, сформовану множинними кристалічними [[магнітний домен|доменами]]<ref name="Hynes2010" /><ref name=" StroudNittler2004">{{cite journal| author = Stroud RM, Nittler LR, and Hoppe P| title=Microstructures and Isotopic Compositions of Two SiC X Grains. In: Meteoritics & Planetary Science, vol. 39, Supplement. Proceedings of the 67th Annual Meeting of the Meteoritical Society, August 2-6, 2004, Rio de Janeiro, Brazil, abstract no.5039|   year=2004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004M%26PSA..39.5039S}}</ref>. Розмір більшості [[кристаліт]]ів Х зерен коливається в діапазоні від ~100 до 200 нм<ref name="HynesCroat2010" />. Подібна структура Х зерен істотно різнить їх від зерен SiC головної популяції, що складаються або з одиничних, двійникових чи дефектних кристалів (0,5 – 1,7 мкм)<ref name="Daulton2002" /><ref name="Daulton2003" />, або ж полікристалів зі значно більшими доменами, ніж Х зерна<ref name="Hynes2010" />. Відмінність розмірів кристалів зерен Х та головної популяції вказує на відмінні середовища їх формування: кристали зерен Х  утворились за умов високого перенасичення та швидкого росту<ref name="HynesCroat2010" />. Разом із тим, як зерна головної популяції, так і зерна Х повністю належать до політипу 3C-SiC<ref name="Hynes2010" />.

====Зерна SiC Y, Z та А+В====
Іншими рідкісними підтипами зерен SiC є Y, Z та АВ зерна. Для зерен SiC Y (2% всіх зерен SiC) характерне співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C > 100, а ізотопні співвідношення Si та N відмінні від таких же співвідношень для SiC X зерен<ref name="AmariNittler2001">{{cite journal |author=Amari S. et al.| title=Presolar SiC Grains of Type Y: Origin from Low‐Metallicity Asymptotic Giant Branch Stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=546|issue=1|year=2001|pages=248–266|issn=0004-637X|doi=10.1086/318230}}</ref>.

Зерна підтипу SiC Z (~2%) мають співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C. , подібні до головної популяції SiC зерен, але, на відміну від останніх, їм притаманне відносно велике збагачення {{sup|30}}Si<ref name="HoppeOtt97" />. І лише 5% всіх SiC зерен складає підтип А і В (АВ), що має ізотопне співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C <10<ref name="NittlerAlexander2003">{{cite journal|author=Nittler L.R. and Alexander C.M.O.D. |title=Automated isotopic measurements of micron-sized dust: application to meteoritic presolar silicon carbide|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-12_67_24/page/4961 | journal=Geochimica et Cosmochimica Acta| volume=67|issue=24|year=2003|pages=4961–4980|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00485-X}}</ref>.

====Зерна SiC C====
Наприкінці 1990х у фракції KJG метеориту [[Murchison]] було виявлене окреме зерно SiC з великим надлишком {{sup|29, 30}}Si<ref name="AmariZinner1999">{{cite journal| author=Amari S, Zinner E, and Lewis RS |title=A singular presolar SiC grain with extreme {{sup|29}}Si and {{sup|30}}Si excesses| journal=The Astrophysical Journal|volume=517|issue=1|year=1999|pages=L59–L62|issn=0004637X|doi=10.1086/312013}}</ref>. І лише здійснені через десятиліття ізотопні вимірювання субзерен SiC в зернах графіту, дрібних SiC зерен (<500 нм) із метеоритів Murchison та Indarch  виявили більше зерен зі схожим вмістом (𝛿{{sup|29, 30}}Si ≳ 1000 ‰), що дозволило виділити їх в окремий тип під назвою «зерна SiC типу C» <ref name="CroatStadermann2008">{{cite journal| author = Croat T. K.  and Stadermann  F.J. | title=Extreme Si-29 and Si-30 Enrichments Found in Rare Murchison SiC-containing Graphites. In: 39th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XXXIX), held March 10-14, 2008 in League City, Texas. LPI Contribution No. 1391., p.1739 | year=2008| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008LPI....39.1739C}}</ref><ref name="CroatStadermann2010">{{cite journal| author=Croat TK, Stadermann FJ, Bernatowicz TJ| title=Unusual {{sup|29,30}}Si-rich SiCs of massive star origin found within graphite from the Murchison meteorite| journal=The Astronomical Journal|volume=139|issue=6|year=2010|pages=2159–2169|issn=0004-6256|doi=10.1088/0004-6256/139/6/2159}}</ref><ref name=" ZinnerGyngard2010">{{cite journal| author = Zinner E, Gyngard F, and Nittler LR| title=Automated C and Si Isotopic Analysis of Presolar SiC Grains from the Indarch Enstatite Chondrite. In: 41st Lunar and Planetary Science Conference, held March 1-5, 2010 in The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1533, p.1359 | year=2010| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010LPI....41.1359Z}}</ref>.

Зерна SiC С є дуже рідкісними, складаючи лише ~1‰ всіх зерен SiC<ref name="CroatStadermann2010" />. Зерна C мають схожий до зерен Х ізотопний склад С та N: співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C значно вище сонячного (напр., для зерна e2-3-4 з Indarch, {{sup|12}}C/{{sup|13}}C  = 3290), а {{sup|14}}C/{{sup|15}}N – нижче сонячного (для зерна e2-3-4, {{sup|14}}C/{{sup|15}}N = 32) <ref name=" GyngardNittler2010">{{cite journal| author = Gyngard F, Nittler LR, and Zinner E| title=Presolar SiC Grains of Type C. In: 73rd Annual Meeting of the Meteoritical Society, held July 26-30, 2010 in New York, New York. Published in Meteoritics and Planetary Science Supplement, id.5242 | year=2010| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010M%26PSA..73.5242G}}</ref>.

Ізотопний аналіз одного з перших виявлених зерен С (зерна «e2-3-4» із Indarch) виявив, що воно було дуже збагачене {{sup|32}}{{хімічна формула|S=1}} (чи відповідно збіднене {{sup|33, 34}}S): 𝛿{{sup|33}}S/{{sup|32}}S = -331 та 𝛿{{sup|34}}S/{{sup|32}}S = -323<ref name=" GyngardNittler2010" />. Схожі ізотопні характеристики {{sup|32}}S пізніше були виявлені в зернах С із метеориту Murchison<ref name="HoppeFujiya2012">{{cite journal| author=Hoppe P, Fujiya W, and Zinner E| title=Sulfur molecule chemistry in supernova ejecta recorded by silicon carbide stardust| journal=The Astrophysical Journal|volume=745|issue=2|year=2012|pages=L26|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/745/2/L26}}</ref>.  Разом із тим, два зерна С з Murchison (M7-C та M7-D) мали великий надлишок {{sup|13}}C і характеризувались високими виведеними співвідношеннями {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al  (M7-C=0,015; M7-D = 0,12) та великим надлишком {{sup|44}}Cа (𝛿{{sup|44}}Ca= 1854 (М7-С) і 1816 (М7-D)), що свідчить про початкову наявність у них радіоактивного {{sup|44}}Ti (виведені первинні співвідношення {{sup|44}}Ti/{{sup|48}}Ti  = 0,01 (М7-С) і 0,08 (М7-D))<ref name="HoppeFujiya2012" />. Одне зерно С (M7-E) мало надзвичайно низьке співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C = 1,3. Такий аномальний ізотопний склад вказує на походження виявлених зерен SiC C із [[Наднові типу II|наднових типу ІІ]].

===Графіт===
Графіт, як досонячне зерно, вперше був виділений із метеориту [[Murchison]] (СМ2), як носій компоненти благородного газу Ne-E(L) (майже чистий {{sup|22}}Ne)<ref name="AmariAnders1990" /><ref name="AmariLewis1995">{{cite journal| author=Amari S, Lewis RS, and Anders E| title=Interstellar grains in meteorites: III. Graphite and its noble gases| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1995-04_59_7/page/1411| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=59|issue=7|year=1995|pages=1411–1426|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(95)00053-3}}</ref>. З того часу багатоелементні ізотопні дослідження були здійснені на 1850 досонячних зернах графіту із Murchison та 375 зернах із метеориту [[Orgueil]] (СІ). Окрім цих двох метеоритів, ще 44 ДСЗ графіту були ідентифіковані в енстатитовому хондриті {{li|Qingzhen|Q=Q11832836}} (EH3) <ref name="XuLin2016">{{cite journal| author=Xu Y, Lin Y, Zhang J, and Hao J| title=THE FIRST DISCOVERY OF PRESOLAR GRAPHITE GRAINS FROM THE HIGHLY REDUCING QINGZHEN (EH3) METEORITE| journal=The Astrophysical Journal|volume=825|issue=2|year=2016|pages=111|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/825/2/111}}</ref> Ще кілька десятків досонячних зерен графіту було виявлено в звичайному хондриті {{li|Tieschitz|Q=Q39391761}}, але без подальшої публікації більш детальної інформації щодо їх фізичних властивостей та ізотопного вмісту<ref name="Gao1994">{{cite journal| author = Gao, X.; Alexander, C.; Swan, P.; and Walker, R. | title=Interstellar Graphite in Tieschitz. In: Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, held in Houston, TX, 14-18 March 1994., p.401 |   year=1994| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994LPI....25..401G}}</ref>.

Процедура вилучення зерен графіту із метеоритних залишків є складнішою, аніж для інших зерен, оскільки графіт має хімічні та фізичні властивості, схожі з іншими вуглецевими сполуками в метеоритах. Крім того, в зернах графіту надзвичайно мала поширеність [[розсіяні елементи|слідових елементів]], що значно ускладнює їх аналіз. У цілому, ДСЗ графіту мають сферичну форму, діаметром від >1 до 20 мкм<ref name="AmariAnders1990" /><ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="AmariZinner2014">{{cite journal| author=Amari S, Zinner E, and Gallino R |title=Presolar graphite from the Murchison meteorite: An isotopic study| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=133|year=2014|pages=479–522|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2014.01.006}}</ref>. На основі вимірювань благородних газів виведена поширеність зерен графіту в примітивних метеоритах складає 1 – 10 ppm<ref name="HussLewis1995" />.

====Густина ДСЗ графіту====
Густина ДСЗ графіту лежить у межах від 1,6 до 2,3 г/см{{sup|3}}<ref name="ZinnerAmari1995">{{cite journal| author=Zinner E, Amari S, Wopenka B, and Lewis RS| title=Interstellar graphite in meteorites: Isotopic compositions and structural properties of single graphite grains from Murchison|journal=Meteoritics|volume=30|issue=2|year=1995|pages=209–226|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1995.tb01115.x}}</ref>. У метеориті [[Murchison]] було виявлено чотири фракції з різною густиною ДСЗ графіту<ref name="AmariLewis1994" />: 
# KE3 (''p'' ~ 1,6 – 2,05 г/см{{sup|3}})
# KFA1 (''p'' ~ 2,05 – 2,10 г/см{{sup|3}})
# KFB1 (''p'' ~ 2,10 – 2,15 г/см{{sup|3}})
# KFC1 (''p'' ~ 2,15 – 2,20 г/см{{sup|3}})
Середні розміри ДСЗ графіту із Murchison спадають зі зростанням густини, а фракції різняться між собою ізотопним вмістом {{хімічна формула|С=1}} та {{хімічна формула|Ne=1}}<ref name="AmariLewis1995" /><ref name="HoppeAmari1995">{{cite journal|author=Hoppe P., Amari S., Zinner E., and Lewis R.S.|title=Isotopic compositions of C, N, O, Mg, and Si, trace element abundances, and morphologies of single circumstellar graphite grains in four density fractions from the Murchison meteorite|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1995-10_59_19/page/4029|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=59|issue=19|year=1995|pages=4029–4056|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(95)00280-D}}</ref>.

У метеориті [[Orgueil]] було ізольовано 8 різних фракцій<ref name="JadhavAmari2006">{{cite journal| author=Jadhav M, Amari S, Zinner E, and Maruoka T| title=Isotopic analysis of presolar graphite grains from Orgueil|journal=New Astronomy Reviews|volume=50|issue=7-8|year=2006|pages=591–595|issn=13876473|doi=10.1016/j.newar.2006.06.004}}</ref>:
# OR1b (''p'' ~ 1, 59 – 1,67 г/см{{sup|3}})
# OR1c (''p'' ~ 1, 67 – 1,75 г/см{{sup|3}})
# OR1d (''p'' ~ 1,75 – 1,92 г/см{{sup|3}})
# OR1f (''p'' ~ 2,02 – 2,04 г/см{{sup|3}})
# OR1g (''p'' ~ 2,04 – 2,12 г/см{{sup|3}})
# OR1h (''p'' ~ 2,12 – 2,16 г/см{{sup|3}})
# OR1i (''p'' ~ 2,16 – 2,30 г/см{{sup|3}})
Ізотопні властивості ДСЗ графіту залежать від густини і застосовуються для поділу зерен із Murchison та Orgueil на дві групи: зерна з низькою густиною ({{lang-en|low-density}}, '''LD ''') та високою густиною ({{lang-en|high-density}}, '''HD'''). До LD відносяться фракції: KE3, KFA1, OR1c, OR1d; до HD: KFB1, KFC1, OR1f, OR1g, OR1i<ref name="JadhavAmari2008">{{cite journal| author=Jadhav M, Amari S, Marhas KK, Zinner E, Maruoka T, and Gallino R|title=New Stellar Sources for High‐Density, Presolar Graphite Grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=682|issue=2|year=2008|pages=1479–1485|issn=0004-637X|doi=10.1086/589139}}</ref><ref name="JadhavZinner2013" />. Хоча між густинами різних фракцій із двох метеоритів нема точної відповідності, LD та HD фракції ДСЗ графіту мають дуже схожі фізичні властивості та ізотопний вміст. Ідентифіковані ДСЗ графіту (''p'' ~ 1,75 – 1,85) з енстатитового метеориту Qingzhen належать до LD-зерен, а їх морфологія та ізотопний вміст {{хімічна формула|C=1}} та {{хімічна формула|Si=1}} схожі до LD зерен із вуглецевого метеориту Murchison<ref name="XuLin2016" />.

====Морфологія зерен графіту====
Зовнішня морфологія досонячних сферул графіту, отримана з допомогою [[Сканувальний електронний мікроскоп|СЕМ]], характеризується трьома загальними типами<ref name="AmariLewis1994" /><ref name="AmariAnders1990" /><ref name="ZinnerAmari1995" />: 
# тип «''цибулини''» ('''Ц'''), що складаються з концентричних шарів з відносно добре графітованого карбону;
# тип «''цвітної капусти''» ('''ЦК'''), що є агрегатом субмікронних зерен.
# тип «''цвітна капуста – цибулина''» ('''ЦКЦ''') включає зерна графіту, що мають змішану чи неоднозначну форму ( також називаються «caulionion») але найчастіше їх морфологія схожа до «цибулин» <ref name="WopenkaXu2013">{{cite journal| author=Wopenka B, Xu YC, Zinner E, and Amari S.|title=Murchison presolar carbon grains of different density fractions: A Raman spectroscopic perspective|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=106|year=2013|pages=463–489|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2012.12.022}}</ref>.

У метеориті Murchison морфологія ЦК є панівною у LD фракціях, тоді як морфологія цибулини — у HD фракціях<ref name="HoppeAmari1995" /><ref name="ZinnerAmari1995" />. Однак в Orgueil було виявлено дуже мало зерен графіту типу ЦК<ref name="JadhavZinner2013" />. Отримані через [[Трансмісійний електронний мікроскоп|ТЕМ]] зображення [[ультрамікротом]] зрізів графітових сферул виявили, що два головні типи зовнішніх морфологій ДСЗ графіту, Ц і ЦК, пов'язані зі структурними відмінностями – регулярністю укладання та протяжною неперервністю [[графен]]ових листів<ref name="CroatStadermann2005">{{cite journal|author=Croat TK, Stadermann FJ, and Bernatowicz TJ.|title=Presolar Graphite from AGB Stars: Microstructure and s‐Process Enrichment|journal=The Astrophysical Journal|volume=631|issue=2|year=2005|pages=976–987|issn=0004-637X|doi=10.1086/432598}}</ref><ref name="CROAT2008" />.

Зовнішня морфологія '''цибулинних графітів''' формується з кристалізованих графітних шарів, які утворюють концентричні оболонки. Форми {{не перекладено|Локальна дифракція електронів|локальної дифракції електронів|en| Selected area diffraction}} графітів-цибулин характеризуються сильними [[Індекси Міллера|(100), (110) і (002)]] [[Рентгеноструктурний аналіз|дифракційними]] піками, що вказує на повністю кристалічні графіти з регулярним укладенням<ref name="CroatStadermann2005" /><ref name="CroatStadermann2004">{{cite journal| author = Croat T. K.. , Stadermann F.J., Zinner, E and Bernatowicz T. J. | title=Coordinated isotopic and TEM studies of presolar graphites from Murchison. 35th Lunar and Planetary Science Conference, March 15-19, 2004, League City, Texas, abstract no.1353 |   year=2004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004LPI....35.1353C}}</ref>. Графенові площини в цього типу ДСЗ графітів грубо вирівняні на сотні нанометрів, поступово вигинаючись для формування концентричних шарів цибулини. Близько 2/3 цибулинних графітів мають нанокристалічне вуглецеве ядро, яке складається з малих, безладно орієнтованих графенових листів (середній діаметр 3-4 нм)<ref name="FrenklachCarmer1989">{{cite journal| author=Frenklach M., Carmer C. S. and Feigelson E. D.| title=Silicon carbide and the origin of interstellar carbon grains|journal=Nature|volume=339|issue=6221|year=1989|pages=196–198|issn=0028-0836|doi=10.1038/339196a0}}</ref>. Притаманні цибулинам дифракційні (100) і (110) піки центральних ядер вказують, що чверть їх маси можуть складати кластери [[Поліциклічні ароматичні вуглеводні|поліциклічних ароматичних вуглеводнів]] ('''ПАВ''') чи схожих структур<ref name="CroatStadermann2004" />. Наявність ПАВ в цибулинних графітах булла підтверджена з допомогою лазерної [[Мас-спектрометрія|мас-спектрометрії]].<ref name="MessengerAmari1998">{{cite journal |author=Messenger S, Amari S, Gao X, Walker RM, Clemett SJ, Chillier XDF, Zare RN, and Lewis RS|title=Indigenous Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Circumstellar Graphite Grains from Primitive Meteorites| journal=The Astrophysical Journal|volume=502|issue=1|year=1998|pages=284–295|issn=0004-637X|doi=10.1086/305874}}</ref>.  Крім того, деякі одиничні молекули ПАВ мають схоже з зернами графіту ізотопне співвідношення карбону, що може свідчити про їх утворення під час утворення графіту в навколозоряній оболонці<ref name="CROAT2008" />.

Тип '''цвітної капусти''' ДСЗ графіту характеризується турбостратним (повністю невпорядкованим) шаруванням, що складається з хвилястих і деформованих графенових листів<ref name="CroatStadermann2005" />. Хоча деяким зернам графіту цього типу і притаманна майже концентрична структура (із шарами, що [[Довжина когерентності|когерентно]] розсіюють електрони на кілька сотень нанометрів в напрямку L{{sub|a}}; L{{sub|a}} – середній діаметр кристалічного порядку в площинах шару), на відміну від цибулинних шарувань ці області когерентного розсіяння мають обмежену товщину (L{{sub|c}}< 50 нм; L{{sub|c}} – середня висота впорядкованого шару в кристалографічному c-напрямку). Відсутність впорядкованого укладання в напрямку c-осі призводить до вільно-упакованих структур і до нижчої густини, аніж для цибулинних графітів <ref name="CroatStadermann2004"/>. Інші ж ДСЗ графітові цвітні капусти ще менш впорядковані, позбавлені концентричних шарів і складаються з когерентно розсіюючих областей з діаметром ~20-30 нм<ref name="CROAT2008" />. 
      
Попри те, що ДСЗ графіту можуть мати схожу морфологію поверхонь, як LD і HD зерна в Orgueil, їх внутрішня структура різниться. [[Раман-спектроскопія|Раман-спектри]] зерен графіту із Murchison та Orgueil характеризується широким діапазоном кристалографічних структур – від добре [[кристалізація|кристалізованого]] графіту до аморфного карбону. ДСЗ графіту з HD фракцій притаманна більша кристалізація, аніж зернам із LD фракцій, чиї Раман-спектри нагадують спектри [[Скловуглець|скловуглецю]]<ref name="WopenkaXu2013" />.

====Внутрішні субзерна====
Дослідження одиничних ДСЗ графіту за допомогою [[Трансмісійний електронний мікроскоп|ТЕМ]], NanoSIMS та {{не перекладено|Біляпорогова структура рентгенівського поглинання|XANES |en|X-ray absorption near edge structure}} виявили наявність у них малих (20 – 500 нм) субзерен [[Тугоплавкі метали|тугоплавких]] карбідів (як карбід [[молібден]]у, MoC, та [[карбід титану]], TiC) та металу [[нікель-залізо]] (Fe, Ni)<ref name="CroatBernatowicz2003" /><ref name="GroopmanNittler2018"/><ref name="GroopmanNittler2018" /><ref name="StadermannCroat2005">{{cite journal |author=Stadermann F.J., Croat T.K., Bernatowicz T.J., Amari S., Messenger S., Walker R.M. and Zinner E.| title=Supernova graphite in the NanoSIMS: Carbon, oxygen and titanium isotopic compositions of a spherule and its TiC sub-components |journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=69|issue=1|year=2005|pages=177–188|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2004.06.017}}</ref>. У кількох HD зернах графіту із KFC1 були виявлені субзерна SiC; в одному з яких було до 26 субзерен SiC<ref name="CroatStadermann2010" />. Внутрішні кристали тугоплавких карбідів часто трапляються в обох типах (цибулин і цвітної капусти) ДСЗ графіту із зір [[Асимптотичне відгалуження гігантів|АВГ]], що свідчить про те, що такі високотемпературні конденсати були повсюдними в газові під час формування зерен графіту<ref name="BernatowiczAmari1991" /><ref name="CroatBerg2013">{{cite journal| author=Croat TK, Berg T, Bernatowicz T, Groopman E, and Jadhav M| title=Refractory metal nuggets within presolar graphite: First condensates from a circumstellar environment| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=48|issue=4|year=2013|pages=686–699|issn=10869379|doi=10.1111/maps.12093}}</ref>.

Хоча деякі карбіди в ДСЗ графітів є майже ізотопно чистими TiC, більшість карбідів є [[Твердий розчин|твердими розчинами]], для яких характерні значні збагачення, вище сонячних співвідношень, елементами [[s-процес]]у (Mo, Zr, Ru) <ref name="StadermannCroat2005" />.  Багаті Zr та Mo карбіди були знайдені головним чином в HD графітових цибулинах, але не в LD зернах<ref name="CROAT2008" /><ref name="CroatStadermann2005" />. Тоді як LD сферулах були виявлені внутрішні субзерна заліза, TiC, [[когеніт]]у, [[камасит]]у та [[рутил]]у<ref name="CroatBernatowicz2003" /><ref name="GroopmanNittler2018" />. Внутрішній склад тугоплавких металів в ДСЗ графіту свідчить, що HD зерна конденсувались за більш високих температур, аніж LD зерна<ref name="CroatBerg2013" />.

Морфологія та варіація складових карбідів в окремих зернах графіту свідчать про те, що карбіди утворюються першими, а потім включаються до графіту, який формується<ref name="BernatowiczCowsik1996" />. В ~40% ДСЗ графітів, що містять карбіди, наявні субзерна перебувають у центрі сферул, що вказує на те, що вони формувались як місця [[Нуклеація|нуклеації]] для росту зерен графіту<ref name="BernatowiczAmari1991" />.

====Ізотопний вміст графіту====
Ізотопні співвідношення {{sup|12}} C/{{sup|13}}C в ДСЗ графіту охоплюють той же діапазон, що й в SiC зернах – від ~2 до 7000 <ref name="AmariLewis1995" /><ref name="HoppeAmari1995" />. Разом з тим, якщо в більшості SiC зерен співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C є нижчим від сонячного, то більша частина зерен графіту містить відносно високі концентрації домішкових елементів<ref name="AmariHoppe1993">{{cite journal| author=Amari S., Hoppe P., Zinner E., and Lewis R.S.| title=The isotopic compositions and stellar sources of meteoritic graphite grains| journal=Nature|volume=365|issue=6449|year=1993|pages=806–809|issn=0028-0836|doi=10.1038/365806a0}}</ref>. Зокрема, зерна графіту відносно низької густини (p < 2,15 г см{{sup|-3}}), що складають третину ДСЗ графіту, мають ізотопні складові, дуже схожі до таких же в рідкісному типі SiC X зерен, що може свідчити про їх спільне утворення в наднових<ref name="TravaglioGallino1999">{{cite journal| author=Travaglio C., Gallino R., Amari S., Zinner E., Woosley S., and Lewis R.S.| title=Low‐Density Graphite Grains and Mixing in Type II Supernovae| journal=The Astrophysical Journal|volume=510|issue=1|year=1999|pages=325–354|issn=0004-637X|doi=10.1086/306551}}</ref>. З іншого боку, ізотопні складові ДСЗ графіту з більш високою густиною вказують на походження як із наднових, так і з зір [[Асимптотичне відгалуження гігантів|АВГ]] та нових<ref name="CroatBerg2013" />.

LD та HD зерна графіту різняться також іншими ізотопними співвідношеннями. Так, LD зерна мають надлишки {{sup|14}}N та {{sup|18}}O, тоді як в HD зернах ізотопні співвідношення O та N близькі до земних<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="StadermannCroat2005" />. Враховуючи величезний діапазон ізотопних співвідношень карбону в графітових зернах, такі нормальні співвідношення О і N в HD зернах скоріш за все можуть бути наслідком ізотопного врівноваження чи забруднення або на батьківському тілі метеориту, або ж у лабораторії. Крім того, LD графітові зерна мають більшу концентрацію домішкових елементів, аніж HD зерна. Так, співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al в LD сферулах такі ж великі, як і в зернах SiC X, тоді як лише декілька HD зерен мають надлишки {{sup|26}}Mg<ref name="HoppeAmari1995" />. Також в багатьох LD зернах був виявлений великий надлишок {{sup|28}}Si, що інколи корелював з великими надлишками {{sup|44}}Ca, які є продуктом розпаду {{sup|44}}Ti<ref name="AmariZinner2014" />. Такі ізотопні складові вказують на внесок речовини із шару Si/S в глибині наднової типу ІІ<ref name="NittlerAmari1996" />.

На відміну від ДСЗ SiC, значна частка компоненту благородного газу, Ne-E, в графіті походить із розпаду {{sup|22}}Na (T{{sub|1/2}} = 2,6 років), що найімовірніше утворюється в O/Ne зонах наднових, оскільки одиничні зерна мають низькі співвідношення {{sup|4}}He/{{sup|22}}Ne<ref name="Amari2006">{{cite journal| author=Amari S.|title=Presolar graphite from the Murchison meteorite: Neon revisited |journal=New Astronomy Reviews|volume=50|issue=7-8|year=2006|pages=578–581|issn=13876473|doi=10.1016/j.newar.2006.06.008}}</ref><ref name="Amari2003">{{cite journal| author=Amari S| title=Presolar Graphite: Noble Gases and their Origins|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=20|issue=04|year=2003|pages=378–381|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS03044}}</ref><ref name="Amari2009">{{cite journal |author=Amari S| title=Sodium-22 from supernovae: A meteorite connection.| journal=The Astrophysical Journal| volume=690|issue=2|year=2009|pages=1424–1431|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/690/2/1424}}</ref>.

Ізотопний вміст LD зерен свідчить, що вони походять із наднових типу ІІ, тоді як більшість HD зерен — із зір АВГ з низькою [[Металічність|металічністю]], що в цілому узгоджується з морфологічними дослідженнями та Раман-аналізом<ref name="Nittler03">{{cite journal| author=Nittler Larry R.| title=Presolar stardust in meteorites: recent advances and scientific frontiers| journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=209|issue=3-4|year=2003|pages=259–273|issn=0012821X|doi=10.1016/S0012-821X(02)01153-6}}</ref>. Разом з тим, ізотопні складові Ca та Ti деяких HD зерен із Orgueil узгоджуються з їх походженням із «вдруге народжених» зір АВГ<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="JadhavAmari2008" />. І лише мала частка ДСЗ графіту походить із нових зір<ref name="AmariGao2001">{{cite journal| author=Amari S, Gao X, Nittler LR, Zinner E, Jose J, Hernanz M, and Lewis RS|title=Presolar Grains from Novae| journal=The Astrophysical Journal|volume=551|issue=2|year=2001|pages=1065–1072|issn=0004-637X|doi=10.1086/320235}}</ref>.

===Оксиди===

На відміну від виявлених тисячей досонячних зерен графіту та SiC, в метеоритах було виявлено лише кілька сотень ДСЗ [[оксиди|оксидів]]<ref name="HynesGyngard2004" />. Найбільш поширеними є такі типи досонячних оксидів, як [[корунд]] ({{Хімічна формула|Al|2|O|3|sort=ne}}) та [[шпінель]] ({{Хімічна формула|Mg|1|Al|2|O|4|sort=ne}}), дещо менш поширеними є гібоніт ({{Хімічна формула|Ca|1|Al|12|O|19|sort=ne}}), [[хроміт]], оксид титану (IV) ({{Хімічна формула|Ti|1|O|2|sort=ne}}), хромпікотит ( Mg (Cr, Al)<sub>2</sub>O<sub>4</sub>) та [[магнетит]]<ref name="ZinnerAmari2003" /><ref name="ChoiWasserburg1999">{{cite journal|author=Choi B-G, Wasserburg GJ, and Huss GR| title=Circumstellar Hibonite and Corundum and Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars |journal=The Astrophysical Journal|volume=522|issue=2|year=1999|pages=L133–L136|issn=0004637X|doi=10.1086/312239}}</ref><ref name="HussFahey1994">{{cite journal|author=Huss GR, Fahey AJ, Gallino R, and Wasserburg GJ|title=Oxygen isotopes in circumstellar Al203 grains from meteorites and stellar nucleosynthesis|journal=The Astrophysical Journal|volume=430|year=1994|pages=L81|issn=0004-637X|doi=10.1086/187443}}</ref><ref name="NittlerCowsik1997">{{cite journal| author=Nittler L. R. and Cowsik R.| title=Galactic Age Estimates from O-rich Stardust in Meteorites| journal=Physical Review Letters|volume=78|issue=2|year=1997|pages=175–178|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.78.175}}</ref><ref name="AlexanderNittler1999">{{cite journal| author=Alexander CMO’D. and Nittler LR.| title=The Galactic Evolution of Si, Ti, and O Isotopic Ratios| journal=The Astrophysical Journal|volume=519|issue=1|year=1999|pages=222–235|issn=0004-637X|doi=10.1086/307340}}</ref><ref name="ZegaHaenecour2015">{{cite journal |author=Zega TJ, Haenecour P, Floss C, Stroud RM| title=CIRCUMSTELLAR MAGNETITE FROM THE LAP 031117 CO3.0 CHONDRITE| journal=The Astrophysical Journal|volume=808|issue=1|year=2015|pages=55|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/808/1/55}}</ref>.

Складність локалізації досонячних оксидів пов’язана з великою кількістю в залишках метеоритів ізотопно нормальних оксидів, що походять із Сонячної системи. Відмінною рисою ДСЗ оксидів є те, що ізотопні співвідношення [[оксиген]]у в них охоплюють кілька порядків величини, на відміну від ~10% діапазону в ізотопних співвідношеннях О для матеріалів, утворених в Сонячній системі.  Не будучи носіями складових благородних газів, ДСЗ оксидів були ідентифіковані через ізотопне вимірювання іонним [[мікрозонд]]ом О в одиничних зернах із кислотних залишків, вільних від силікатів. Ізотопний аналіз виявив, що більшість зерен оксидів, виявлених в метеоритах, походять із Сонячної системи, і лише мала їх частка має досонячне походження<ref name="Nittler97" />.

Поширеність ДСЗ оксидів сильно варіюється в різних метеоритах. Найбільша поширеність оксидів була виявлена в найпримітивніших метеоритах: в незгрупованому вуглецевому хондриті Acfer 094 їх поширеність становила ~55 ppm <ref name="NguyenStadermann2007">{{cite journal|author=Nguyen AN, Stadermann FJ, Zinner E, Stroud RM, Alexander CMO’D, and Nittler LR|title=Characterization of Presolar Silicate and Oxide Grains in Primitive Carbonaceous Chondrites|journal=The Astrophysical Journal|volume=656|issue=2|year=2007|pages=1223–1240|issn=0004-637X|doi=10.1086/510612}}</ref>; в хондриті NWA852 CR3 – ~39 ppm<ref name=" LeitnerHoppe2010">{{cite journal| author= Leitner J, Hoppe P, Vollmer C, and Zipfel J| title=The Inventory of Presolar Grains in Primitive Meteorites: A NanoSIMS Study of C-, N-, and O-isotopes in NWA 852. In: Proceedings of the 11th Symposium on Nuclei in the Cosmos. 19-23 July 2010. Heidelberg, Germany, id.144|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2010nuco.confE.144L }}</ref>; в хондриті ALHA 77037 – ~20 ppm<ref name="BoseFloss2012" />. Тоді як, наприклад, в метеориті Murray CM2 поширеність оксидів вже значно менша: для [[шпінель]] – ~1,2 ppm, для корунду – ~0,15.

Вважається, що більшість ДСЗ оксидів походить із червоних гігантів, і лише незначна частка із наднових.

====Групи зерен оксидів====

ДСЗ оксидів поділяються на 4 групи відповідно до їх ізотопних співвідношень [[оксиген]]у <ref name="NittlerAlexander1997">{{cite journal| author=Nittler LR, Alexander CMO’D, Gao X, Walker RM, and Zinner E| title=Stellar Sapphires: The Properties and Origins of Presolar Al2O3in Meteorites|journal=The Astrophysical Journal|volume=483|issue=1|year=1997|pages=475–495|issn=0004-637X|doi=10.1086/304234}}</ref>:
:'''Група I'''. Зерна із співвідношенням {{sup|17}}O/{{sup|16}}O > сонячного ({{math|3,82 × 10{{sup|-4}}}}) і 0,001 <{{sup|18}}O/{{sup|16}}O < сонячного ({{math|2,01 × 10{{sup|-3}}}}); мають ізотопні співвідношення О подібні до тих, які спостерігаються в ЧГ та АВГ, що вказує на їх походження з цих зір<ref name="HarrisLambert1984">{{cite journal| author=Harris MJ and Lambert DL|title=Oxygen isotopic abundances in the atmospheres of seven red giant stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=285|year=1984|pages=674|issn=0004-637X|doi=10.1086/162544}}</ref><ref name="SmithLambert1990">{{cite journal| author=Smith VV and Lambert DL| title=The chemical composition of red giants. III - Further CNO isotopic and s-process abundances in thermally pulsing asymptotic giant branch stars| journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=72|year=1990|pages=387|issn=0067-0049|doi=10.1086/191421}}</ref>. Такі складові оксидів групи I скоріш за все обумовлені згорянням гідрогену в ядрі зір з низькою чи проміжною металічністю, після чого слідувало змішання речовини з ядра зорі в оболонці протягом першого зачерпування<ref name="BoothroydSackmann1999">{{cite journal| author=Boothroyd AI and Sackmann I-J| title=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up|journal=The Astrophysical Journal|volume=510|issue=1|year=1999|pages=232–250|issn=0004-637X|doi=10.1086/306546}}</ref>. Коливання в співвідношеннях {{sup|17}}O/{{sup|16}}O пов’язані з різницею мас батьківських зір, тоді як коливання в співвідношеннях{{sup|18}}O/{{sup|16}}O скоріш за все обумовлені внеском до Сонячної системи зерен із зір з різною металічністю<ref name="GailZhukovska2009">{{cite journal |author=Gail HP, Zhukovska SV, Hoppe P, and Trieloff M| title=Stardust from asymptotic giant branch stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=698|issue=2|year=2009|pages=1136–1154|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/698/2/1136}}</ref>.   
:'''Група II'''.  Екзотичні зерна оксидів, збагачені {{sup|17}}O та сильно збіднені {{sup|18}}O ({{sup|18}}O/{{sup|16}}O < 0,001 ). Крім того, виведене із надлишків Mg первинне співвідношення  радіоактивного {{sup|26}}O/{{sup|27}}O в оксидах Групи II досягало 0,1 – майже на порядок величини більше, аніж для зерен Групи I. Такі складові є ознаками сильного згоряння гідрогену, що активує захоплення протонів на ізотопах О та на {{sup|26}}Mg (реакція {{sup|25}}Mg(p,γ) {{sup|26}}Al), результатом чого є руйнація {{sup|18}}O.  Причина таких низьких співвідношень {{sup|18}}O/{{sup|16}}O у порівнянні із сонячними довгий час залишалась незрозумілою і тільки нещодавно було встановлено найімовірніше походження цих зерен (Див. [[Досонячні зерна#Оксиди із АВГ та проблема походження Групи II|нижче]]).  
:'''Група III'''. Зерна, збіднені як {{sup|17}}O,  так і {{sup|18}}O. Оскільки моделі хімічної еволюції галактики передбачають зростання співвідношень залежно із металічністю зір<ref name="TimmesWoosley1995">{{cite journal| author=Timmes FX, Woosley SE, and Weaver TA|title=Galactic chemical evolution: Hydrogen through zinc |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=98|year=1995|pages=617|issn=0067-0049|doi=10.1086/192172}}</ref>, то оксиди Групи III скоріш за все походять із маломасивних зір АВГ з металічністю, меншою від сонячної.   
:'''Група IV'''. Оксиди, які мають надлишок як {{sup|17}}O,  так {{sup|18}}O. Якщо ці зерна походять із зір АВГ, то або із маломасивних зір, де {{sup|18}}O генерований через згоряння {{sup|14}}N в зоні горіння гелію, був перемішаний в оболонці через третє зачерпування<ref name="BoothroydSackmann1988">{{cite journal| author=Boothroyd AI and Sackmann I-J |title=Low-Mass Stars. III. Low-Mass Stars with Steady Mass Loss: Up to the Asymptotic Giant Branch and through the Final Thermal Pulses |journal=The Astrophysical Journal|volume=328|year=1988|pages=653|issn=0004-637X|doi=10.1086/166323}}</ref>, або із зір з високою металічністю. У випадку ж, якщо багатий на {{sup|18}}O матеріал із зони He/C наднової може бути змішаний з матеріалом із зон, збагачених оксигеном, тоді ДСЗ оксидів з найбільшим надлишком {{sup|18}}O можуть походити з наднових<ref name="Choi1998" />.    
  
Наразі виявлено лише два ДСЗ оксидів з типовими ізотопними ознаками, характерними для конденсатів із наднової – великий надлишок {{sup|16}}O. Одним таким зерном із наднової є корунд<ref name="NittlerAlexander1998" />, іншим – шпінель, в якому були виявлені свідчення первинного існування {{sup|44}}Ti<ref name="GyngardZinner2010">{{cite journal |author=Gyngard F, Zinner E, Nittler LR, Morgand A, Stadermann FJ, and Hynes KM| title=Automated NanoSIMS measurements of spinel stardust from the Murray meteorite |journal=The Astrophysical Journal|volume=717|issue=1|year=2010|pages=107–120|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/717/1/107}}</ref>.  Два інші зерна корунду, з високими співвідношеннями {{sup|17}}O /{{sup|16}}O та низькими {{sup|18}}O/{{sup|16}}O, не підходять під жодну з чотирьох груп зерен оксидів. Ці зерна скоріш за все походять із зір з M>5 M{{sub|ʘ}}, що зазнали процесу «згоряння гарячого низу» (НВВ; див нижче) <ref name="BoothroydSackmann1995">{{cite journal| author=Boothroyd AI, Sackmann I-J, and Wasserburg GJ |title=Hot bottom burning in asymptotic giant branch stars and its effect on oxygen isotopic abundances |journal=The Astrophysical Journal|volume=442|year=1995|pages=L21|issn=0004-637X|doi=10.1086/187806}}</ref>.

Крім того, було виявлено декілька ДСЗ оксидів з високими співвідношеннями {{sup|17}}O /{{sup|16}}O, які скоріш за все походять з [[нова зоря|нових зір]] <ref name="GyngardZinner2010" /><ref name=" NittlerGyngard2011">{{cite journal| author=Nittler LR, Gyngard F, Zinner E, and Stroud RM|title= Mg and Ca isotopic anomalies in presolar oxides: Large anomalies in a group 3 hibonite grain. In: 42nd Lunar and Planetary Science Conference, held March 7-11, 2011 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1608  |year=2011|pages=1872 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011LPI....42.1872N}}</ref>.

====Проблема носія {{sup|54}}Cr====
Хром має чотири стабільні ізотопи {{sup|50}}Cr, {{sup|52}}Cr, {{sup|53}}Cr та {{sup|54}}Cr. Співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr  в усіх земних каменях однорідні, а їх коливання у відносній поширеності обумовлені геохімічними процесами <ref name="Ellis2002">{{cite journal|author=Ellis AS, Johnson TM and Bullen TD|title=Chromium Isotopes and the Fate of Hexavalent Chromium in the Environment|journal=Science|volume=295|issue=5562|year=2002|pages=2060–2062|issn=00368075|doi=10.1126/science.1068368}}</ref><ref name="SchoenbergZink2008">{{cite journal|author=Schoenberg R, Zink S, Staubwasser M, and von Blanckenburg F|title=The stable Cr isotope inventory of solid Earth reservoirs determined by double spike MC-ICP-MS|journal=Chemical Geology|volume=249|issue=3-4|year=2008|pages=294–306|issn=00092541|doi=10.1016/j.chemgeo.2008.01.009}}</ref>. Однак в різних примітивних метеоритах з 1980-х рр. були виявлені значні коливання співвідношень {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr  на макроскопічному рівні<ref name="BirckAllegre1984">{{cite journal|author=Birck JL and Allegre CJ|title=Chromium isotopic anomalies in Allende Refractory Inclusions|journal=Geophysical Research Letters|volume=11|issue=10|year=1984|pages=943–946|issn=00948276|doi=10.1029/GL011i010p00943}}</ref><ref name="Papanastassiou1986">{{cite journal|author=Papanastassiou DA|title=Chromium isotopic anomalies in the Allende meteorite|journal=The Astrophysical Journal|volume=308|year=1986|pages=L27|issn=0004-637X|doi=10.1086/184737}}</ref><ref name="PodosekOtt1997">{{cite journal|author=Podosek FA, Ott U et al.|title=Thoroughly anomalous chromium in Orgueil|journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=32|issue=5|year=1997|pages=617–627|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.1997.tb01547.x}}</ref><ref name="ShukolyukovLugmair2006">{{cite journal|author=Shukolyukov A and Lugmair G|title=Manganese–chromium isotope systematics of carbonaceous chondrites|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=250|issue=1-2|year=2006|pages=200–213|issn=0012821X|doi=10.1016/j.epsl.2006.07.036}}</ref><ref name="QinAlexander2010">{{cite journal|author=Qin L, Alexander CMO’D, Carlson RW, Horan MF, and Yokoyama T|title=Contributors to chromium isotope variation of meteorites|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=74|issue=3|year=2010|pages=1122–1145|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2009.11.005}}</ref>. Висувались припущення, що ці неоднорідності в метеоритах обумовлені різними величинами частинок-носіїв {{sup|54}}Cr. Також припускалось, що притаманні метеоритам аномальні збагачення/збіднення в поширеності {{sup|54}}Cr відносно {{sup|52}}Cr повинні були постати в результаті нуклеосинтезу в зорях, що існували до появи Сонця, і були включені в досонячні зерна, які пережили руйнівні процеси протосонячної туманності<ref name="MendybaevBeckett2002" />. Однак з 1992 р. дослідникам не вдавалось виявити та ізолювати носія цієї ізотопної аномалії, що свідчило про його надто малі розміри та руйнування в стандартних процедурах ізоляції ДСЗ <ref name="RotaruBirck1992">{{cite journal|author=Rotaru M, Birck JL, and Allègre CJ|title=Clues to early Solar System history from chromium isotopes in carbonaceous chondrites|journal=Nature|volume=358|issue=6386|year=1992|pages=465–470|issn=0028-0836|doi=10.1038/358465a0}}</ref><ref name="TrinquierBirck2007">{{cite journal|author=Trinquier A, Birck JL and Allegre CJ|title=Widespread54Cr Heterogeneity in the Inner Solar System|journal=The Astrophysical Journal|volume=655|issue=2|year=2007|pages=1179–1185|issn=0004-637X|doi=10.1086/510360}}</ref>.

Через ~20 років пошуку носія ізотопно аномального {{sup|54}}Cr, двом групам дослідників врешті вдалось виявити метеоритний мінерал з високим співвідношенням {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr  та встановити його досонячне походження <ref name="DauphasRemusat2010">{{cite journal|author=Dauphas N, Remusat L, Chen JH et al.|title=NEUTRON-RICH CHROMIUM ISOTOPE ANOMALIES IN SUPERNOVA NANOPARTICLES|journal=The Astrophysical Journal|volume=720|issue=2|year=2010|pages=1577–1591|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/720/2/1577}}</ref>. Зразки хондритів Orgueil та Murchison були піддані складній і довготривалій процедурі: в перші дні розбиття зразків на частини через багаторазове заморожування та розморожування, потім обробка частин [[оцтова кислота|оцтовою кислотою]], [[вилуговування]] в [[нітратна кислота|нітратній кислоті]], згодом в [[Гідроксид натрію|гідроксиді натрію]], ополіскування водою, вилучення великих колоїдних фракцій, [[флокуляція]] через закислення нітратною кислотою із паралельним відокремленням магнітних та об’ємних нерозчинних залишків. Аналіз отриманих зразків на ізотопи хрому з допомогою TIMS виявив в усіх фракціях збагачення в співвідношенні {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr   у порівнянні із земним<ref name="DauphasRemusat2010" />.

Використовуючи NanoSIMS з оксигенним пучком розміром 600 нм для ідентифікації носіїв з великими збагаченнями  {{sup|54}}Cr, в кислотних залишках Orgueil вперше вдалось виявити наночастинку (<100 нм) з великим   співвідношенням {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr (в >3,6 разів) у порівнянні із сонячним вмістом<ref name="DauphasRemusat2010" />. Найбільша аномалія {{sup|54}}Cr була притаманна найменшим фракціям зерен. Однак через перекриття оксигенних пучків передбачалось, що отримане значення ізотопного співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr є нижньою межею, а реальне співвідношення має бути щонайменше в 11 – 50 разів більшим від сонячного<ref name="QinNittler2011">{{cite journal|author=Qin L, Nittler LR, Alexander CMO'D, Wang J, Stadermann FJ, and Carlson RW|title=Extreme 54Cr-rich nano-oxides in the CI chondrite Orgueil – Implication for a late supernova injection into the solar system|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=75|issue=2|year=2011|pages=629–644|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2010.10.017}}</ref>. Це передбачення згодом було підтверджене на основі вимірювання ізотопів Cr як вторинних іонів CrO{{sup|–}} завдяки вищій роздільній здатності  NanoSIMS пучка [[цезій|Cs]]{{sup|+}}, яке показало, що співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr в 36 разів більші (𝛿{{sup|54}}Cr≈37,000‰ ) від сонячних<ref name="NittlerWang2012">{{cite journal| author = Nittler LR, Wang J, and Alexander CMO’D | title= Confirmation of extreme {{sup|54}}Cr enrichments in Orgueil nano-oxides and correlated O-isotope measurements. In: 43rd Lunar and Planetary Science Conference, March 19-23, 2012 at The Woodlands, Texas, id. 2442|year= 2012|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2012LPI....43.2442N }}</ref>. Нещодавно ідентифіковані 19 досонячних зерен оксидів (50 – 300 нм в діаметрі) із Orgueil характеризувались ще більшим збагаченням {{sup|54}}Cr, із співвідношеннями {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr від 1,2 до 57 разів більшими від сонячного<ref name="NittlerAlexander2018">{{cite journal|author=Nittler LR, Alexander CMO’D, Liu N and Wang J|title=Extremely 54Cr- and 50Ti-rich presolar oxide grains in a primitive meteorite: Formation in rare types of supernovae and implications for the astrophysical context of solar system birth|year=12 march 2018|arxiv=1803.04286|doi=10.3847/2041-8213|url=http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aab61f/|journal=|accessdate=30 березня 2018|archive-date=3 жовтня 2020|archive-url=https://web.archive.org/web/20201003131646/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aab61f}}</ref>. Середнє співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr  цих 19 досонячних наночастинок становило 0,17, що в ~6 разів більше сонячного, вказуючи на домінування зерен з найбільшим збагаченням {{sup|54}}Cr<ref name="NittlerAlexander2018" />.

Дослідження з допомогою ТЕМ колоїдних залишків з високими співвідношеннями {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr  виявило, що найбільш поширеними мінералами були [[шпінель|шпінелі]] <ref name="DauphasRemusat2010" /><ref name="QinNittler2011" />. Ідентифіковані шпінелі з високим {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr знаходились в матриці, що містила також чисельні наношпінелі з нормальним (сонячним) ізотопним співвідношенням {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}C<ref name="QinNittler2011" />. На основі мінералогії та високої збагаченості {{sup|54}}Cr досонячних зерен наношпінелей  було висунуто припущення, що такий ізотопний аномальний вміст Cr повинен був бути результатом нуклеосинтезу s-процесу в надновій типу ІІ (ННІІ)<ref name="DauphasRemusat2010" /><ref name="QinNittler2011" />. Разом з цим, в досонячних нано-оксидах був також виявлений нормальний ізотопний вміст оксигену, що розходиться зі сценарієм їх формування в ННІІ<ref name="NittlerWang2012" />.

===Нітрид силіцію===
[[Нітроген]] формує з електропозитивними елементами твердотільні сполуки ([[нітриди]]), що є надзвичайно тугоплавкими, хімічно стійкими кристалічними матеріалами. Такі сполуки не зустрічаються в багатих киснем середовищах, де піддаються окисненню, але можуть утворитись в умовах [[відновлення]] у багатому вуглецем середовищі. Одним із стабільних нітридів є нітрид силіцію ({{Хімічна формула|Si|3|N|4|sort=ne}}).

Досонячні зерна {{li|Нітрид кремнію|text=нітриду силіцію|Q=Q413828}} були виявлені в залишках метеоритів Murchison, {{li|Tieschitz|Q=Q39391761}} (Н3), {{li|Indarch|Q=Q23783784}} (EH4), {{li|Qingzhen|Q=Q11832836}} (EH3). Ці зерна є дуже рідкісними, їх поширеність в метеоритах становить від ~2 до 10 ppb; поширеність у порівнянні з усіма зернами SiC лише ~0,05% <ref name="ZinnerAmari2007" /><ref name="LinAmari2002" /><ref name="HoppeStrebel1996" /><ref name="NittlerAlexander2003" /><ref name="NittlerHoppe1995">{{cite journal| author=Nittler L. et al.| title=Silicon Nitride from Supernovae| journal=The Astrophysical Journal|volume=453|issue=1|year=1995|issn=0004637X|doi=10.1086/309743}}</ref>. Більшість ДСЗ Si{{sub|3}}N{{sub|4}} в енстатитових хондритах мають нормальний ізотопний вміст і скоріш за все конденсувались в сонячній туманності через [[Ексолюція|ексолюцію]] із металічного Fe-Ni та [[шрейберзит]]у, а їх вуглецеві ізотопні аномалії скоріш за все походили із сусідніх малих зерен SiC <ref name="AlexanderSwan1994">{{cite journal |author=Alexander CMO'D, Swan P, and Prombo CA| title=Occurrence and implications of silicon nitride in enstatite chondrites|journal=Meteoritics|volume=29|issue=1|year=1994|pages=79–85|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1994.tb00656.x}}</ref><ref name="RussellLee1995">{{cite journal| author=Russell, S. S., Lee, M. R., Arden, J. W., and Pillinger, C. T|title=The isotopic composition and origins of silicon nitride from ordinary and enstatite chondrites|journal=Meteoritics|volume=30|issue=4|year=1995|pages=399–404|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1995.tb01143.x}}</ref>.

ДСЗ нітриду силіцію мають схожі із зернами SIC X розмір (~1 мкм) та ізотопний склад C, N, Si та Al: високі надлишки {{sup|15}}N ({{sup|14}}N /{{sup|15}}N = в діапазоні від ~70 до 189) і {{sup|28}}Si (𝛿{{sup|29}}Si/{{sup|28}}Si = від -30 до -440; 𝛿{{sup|30}}Si/{{sup|28}}Si = від -40 до -445), та великі ізотопні співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al = 140 – 190<ref name="LinAmari2002" /><ref name="LinGyngard2010">{{cite journal| author=Lin Y, Gyngard F, and Zinner E| title =ISOTOPIC ANALYSIS OF SUPERNOVA SiC AND Si3N4GRAINS FROM THE QINGZHEN (EH3) CHONDRITE| journal =The Astrophysical Journal|volume=709|issue=2|year=2010|pages=1157–1173|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/709/2/1157}}</ref>. Тому, як і зерна Х, припускається, що більшість зерен Si{{sub|3}}N{{sub|4}} скоріш за все походять з наднових, хоча надлишку {{sup|44}}Ca в них наразі не було виявлено<ref name="LinGyngard2010" />.

Разом з тим, в залишках Indarch з допомогою NanoSIMS було виявлено 23 невеликих досонячних зерен Si{{sub|3}}N{{sub|4}} з ізотопним вмістом, схожим до зерен SiC головної популяції<ref name="ZinnerAmari2007" /><ref name="AmariJennings2002">{{cite journal| author= Amari, S, Jennings C, Nguyen A, Stadermann FJ, Zinner E, and Lewis RS| title= NanoSIMS Isotopic Analysis of Small Presolar SiC Grains from the Murchison and Indarch Meteorites. In: 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 11-15, 2002, Houston, Texas, abstract no.1205| year= 2002| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2002LPI....33.1205A| journal= | accessdate= 26 лютого 2018| archive-date= 11 червня 2017| archive-url= https://web.archive.org/web/20170611160915/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002LPI....33.1205A}}</ref>. Однак більшість цих ізотопних аномалій скоріш за все походили із сусідніх зерен SiC, і лише одне зерно Si{{sub|3}}N{{sub|4}} мало надлишки {{sup|13}}C та {{sup|14}}N, які свідчили про його ймовірне походження із багатих вуглецем зір АВГ<ref name="ZinnerAmari2007" />.

===Силікати===

Астрономічні спостереження показали, що основними оксидними фазами пилових оболонок довкола [[Червоні гіганти|червоних гігантів]] є [[силікати]] (SiO, [[олівін]] і [[піроксени]]) <ref name="WatersMolster1996">{{cite journal| author = Waters LBFM, Molster FJ, de Jong T et al.| title=Mineralogy of oxygen-rich dust shells |journal = Astronomy and Astrophysics |volume = 315 |pages= L361 - L364 |year= 1996|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&A...315L.361W}}</ref><ref name="Demyk2000">{{cite journal| author = Demyk, K., Dartois, E., Wiesemeyer, H., Jones, A. P., and d'aendecourt, L.| title= Structure and chemical composition of the silicate dust around OH/IR stars |journal = Astronomy and Astrophysics |volume = 364 |pages= 170-178|year= 1996|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...364..170D}}</ref>. Однак перші спроби виявити досонячні зерна силікатів в примітивних метеоритах виявились невдалими<ref name="NittlerCowsik1997" /><ref name="MessengerBernatowicz2000">{{cite journal| author = Messenger S and Bernatowicz TJ| title=Search for Presolar Silicates in Acfer 094. In: Meteoritics & Planetary Science, vol. 35, Supplement, p.A109 |year=2000|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000M&PSA..35R.109M}}</ref>. Причиною невдач було те, що силікати піддаються більшому руйнуванню хімічними процесами протягом їх перебування в метеориті та дуже важко ідентифікувати ДСЗ силікатів поміж значно більш поширених силікатів сонячного походження, які складають основу частину метеоритів. Крім того, силікати більше піддаються руйнуванню хімічною обробкою при підготовці метеоритних залишків і через малі розміри їх важче виявити, ніж ДСЗ SiC та графіту.

Тільки поява NanoSIMS уможливила аналіз величезної кількості субмікронних зерен на вміст ізотопів оксигену через растрове зображення. Завдяки цьому на початку 2000-х рр. вперше було виявлено шість досонячних силікатних зерен в частинках [[Космічний пил|міжпланетного пилу]] (метеоритах діаметром <50-мкм), зібраних NASA в стратосфері<ref name="Messenger2003" />. Поширеність силікатів в цих частинках була значно більшою (~5500 ppm), аніж в метеоритах (~200 ppm), що втім перевершує поширеність всіх інших ДСЗ в метеоритах, крім наноалмазів. Серед виявлених досонячних силікатів були присутні форстерит ({{Хімічна формула|Mg|2|Si|1|O|4|sort=ne}}) та {{не перекладено| скло із вставленим металом і сульфідами||| Glass with embedded metal and sulfides}} ('''GEMS''') <ref name="Bradley1994">{{cite journal| author=Bradley JP| title=Chemically Anomalous, Preaccretionally Irradiated Grains in Interplanetary Dust from Comets|journal=Science|volume=265|issue=5174|year=1994|pages=925–929|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.265.5174.925}}</ref>.

Згодом досонячні силікати були виявлені в метеоритах Acfer 094, NWA (NorthWest Africa) 530, CR2 (тип Renazzo) <ref name="NagashimaKrot2004" /><ref name="Nguyen2004" /><ref name="MostefaouiHoppe2004">{{cite journal| author=Mostefaoui S and Hoppe P |title=Discovery of Abundant In Situ Silicate and Spinel Grains from Red Giant Stars in a Primtive Meteorite |journal=The Astrophysical Journal|volume=613|issue=2|year=2004|pages=L149–L152|issn=0004-637X|doi=10.1086/424842}}</ref><ref name="BoseFloss2010">{{cite journal| author=Bose M, Floss C, Stadermann FJ| title=AN INVESTIGATION INTO THE ORIGIN OF Fe-RICH PRESOLAR SILICATES IN ACFER 094|journal =The Astrophysical Journal|volume=714|issue=2|year=2010|pages=1624–1636|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/714/2/1624}}</ref><ref name="VollmerHoppe2009">{{cite journal| author=Vollmer C, Hoppe P, Stadermann FJ, Floss C, and Brenker FE| title=NanoSIMS analysis and Auger electron spectroscopy of silicate and oxide stardust from the carbonaceous chondrite Acfer 094|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=73|issue=23|year=2009|pages=7127–7149|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2009.08.015}}</ref>; незгрупованих вуглецевих хондритах Adelaide і Ningqiang<ref name="FlossStadermann2012" /><ref name="Zhao2010">{{cite journal| author = Zhao X, Stadermann FJ, Floss C, Bose M, and Lin Y| title= Characterization of presolar grains from the carbonaceous chrondrite Ningqiang. In: 41st Lunar and Planetary Science Conference, held March 1-5, 2010 in The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1533, p.1431|year=2010|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2010LPI....41.1431Z}}</ref>; CR хондритах MET00426, QUE (Queen Elizabeth Range) 99177 і NWA852<ref name="LeitnerVollmer2012" /><ref name="FlossStadermann2009">{{cite journal| author=Floss C and Stadermann F| title=High abundances of circumstellar and interstellar C-anomalous phases in the primitive CR3 chondrites QUE 99177 and MET 00426.|journal=The Astrophysical Journal|volume=697|issue=2|year=2009|pages=1242–1255|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/697/2/1242}}</ref><ref name="NguyenNittler2010">{{cite journal |author=Nguyen AN, Nittler LR, Stadermann FJ, Stroud RM, and Alexander CMO'D.| title=COORDINATED ANALYSES OF PRESOLAR GRAINS IN THE ALLAN HILLS 77307 AND QUEEN ELIZABETH RANGE 99177 METEORITES |journal=The Astrophysical Journal|volume=719|issue=1|year=2010|pages=166–189|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/719/1/166}}</ref>; CO хондритах ALHA 770307 (Allan Hills), LaPaz Icefield 031117 і Dominion Range 08006<ref name="BoseFloss2012" /><ref name="NguyenNittler2010" /><ref name="HaenecourFloss2018">{{cite journal| author=Haenecour P, Floss C et al.| title=Presolar silicates in the matrix and fine-grained rims around chondrules in primitive CO3.0 chondrites: Evidence for pre-accretionary aqueous alteration of the rims in the solar nebula |journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=221|year=2018|pages=379–405|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2017.06.004}}</ref>; та антарктичних мікрометеоритах<ref name="YadaFloss2008" />. В цілому, виявлено понад 500 досонячних зерен силікатів, діаметр більшості яких становить менше 0,5 мкм.

Ізотопний аналіз виявив, що серед зерен силікатів більше зерен Групи IV із великими надлишками {{sup|18}}O та збідненими {{sup|17}}O,  ніж серед зерен оксидів<ref name="HynesGyngard2004" />.  Подібний ізотопний вміст оксигену (великі надлишки {{sup|16, 18}}O) є свідченням походження цих силікатів із наднової ІІ типу<ref name="Messenger2005">{{cite journal| author=Messenger S, Keller LP, and Lauretta DS |title=Supernova Olivine from Cometary Dust|journal=Science|volume=309|issue=5735|year=2005|pages=737–741|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1109602}}</ref>.

Визначення мінералогії досонячних силікатів ускладнюється їх малим розміром. Тільки використовуючи аналітичний [[Трансмісійний електронний мікроскоп|TEM]] вдалось однозначно ідентифікувати мінеральну структуру зерен силікатів і виявити серед них як кристалічні, так і аморфні зерна<ref name="Messenger2005" />. Зерна силікатів з [[кристалічна структура|кристалічною структурою]] найчастіше представлені [[олівін]]<ref name="VollmerBrenker2009">{{cite journal|author= Vollmer C, Brenker FE, Hoppe P, and Stroud R| title= Direct laboratory analysis of silicate stardust from red giant stars |journal=The Astrophysical Journal|volume=700|issue=1|year=2009|pages=774–782|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/700/1/774}}</ref>.

Крім того, завдяки координованому NanoSIMS/TEM аналізу досонячних силікатів в тонкій фракції хондриту Acfer 094 вперше вдалось виявити новий мінерал, до того не відомий серед ДСЗ – зерно {{не перекладено|метасилікат магнію|||de| Magnesiummetasilicat}} (MgSiO{{sub|3}}) із [[перовськіт]]оподібною кристалічною структурою<ref name="VollmerHoppe2007">{{cite journal| author=Vollmer C, Hoppe P, Brenker FE, and Holzapfel C|title=Stellar MgSiO3Perovskite: A Shock-transformed Stardust Silicate Found in a Meteorite |journal=The Astrophysical Journal|volume=666|issue=1|year=2007|pages=L49–L52|issn=0004-637X|doi=10.1086/521623}}</ref>. Це зерно («Grain 1_07»), розміром ~500 нм, мало надзвичайно високий надлишок {{sup|17}}O ({{sup|17}}O /{{sup|16}}O = 4,91× 10{{sup|-3}}, в 12 разів вищий від сонячної поширеності ) і {{sup|18}}O (0,4 разів вищий сонячного )  зерна Grain 1_07 міг свідчити про їх походження із зір АВГ чи нової. Однак аналіз ТЕМ виявив перовськітоподібну кристалічну структуру  високого тиску, конденсація якої в зоряних середовищах з низьким тиском не передбачається рівноважною термодинамікою<ref name="VollmerHoppe2007" />.  Одним з найбільш можливих сценаріїв походження досонячного зерна Grain 1_07 могло бути його формування в результаті трансформації силікатного попередника,  зумовленої ударною хвилею із батьківської зорі зерна чи в МЗС. Тож, ударні хвилі можуть слугувати як окремий механізм рекристалізації силікатів чи перетворювати їх в структури високого тиску.

Досонячні зерна GEMS були виявлені в частинках міжпланетного пилу та незгрупованому хондриті Acfer094 (з кристалічними мінералами заліза) <ref name="VollmerBrenker2009" /><ref name="KellerMessenger2011">{{cite journal| author=Keller LP and Messenger S| title=On the origins of GEMS grains| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=75|issue=18|year=2011|pages=5336–5365|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2011.06.040}}</ref>. На основі нового аналізу ізотопного вмісту оксигену в GEMS припускається, що лише 1-6% з них є досонячними зернами. Тоді як притаманний 94-99% частинкам GEMS ізотопно нормальний вміст О, подібний до земних матеріалів та вуглецевих хондритів, свідчить про їх формування в сонячній системі чи повну гомогенізацію в МЗС<ref name="KellerMessenger2011" />. Хоча в більш ранніх дослідженнях GEMS висувалось припущення, що такі частинки є залишками ізотопно та хімічно гомонізованих міжзоряних аморфних силікатів<ref name="Bradley1994" /><ref name="BradleyIshii2008">{{cite journal| author=Bradley JP and Ishii HA| title=Comment on “The shape and composition of interstellar  silicate grains”|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=486|issue=3|year=2008|pages=781–784|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20078710}}</ref>.

===Наноалмази===
Найбільш поширеними [[Тугоплавкі метали|тугоплавкими]] [[вуглець|вуглецевими]] досонячними зернами в хондритах є [[алмаз]]и [[нанометр]]ового розміру (~1400 ppm)<ref name="Daulton1996">{{cite journal|author=Daulton T.L., Eisenhour D.D., Bernatowicz T.J., Lewis R.S. and Buseck P.R.|title=Genesis of presolar diamonds: Comparative high-resolution transmission electron microscopy study of meteoritic and terrestrial nano-diamonds|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1996-12_60_23/page/4853|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=60|issue=23|year=1996|pages=4853–4872|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(96)00223-2}}</ref><ref name=" Daulton2006">{{cite book| author=Daulton T.L.| editor=Shenderova OA and Gruen DM| title=Ultrananocrystalline Diamond: Synthesis, Properties, and Applications|url=https://books.google.com/books?id=YfZ5cbE9ATgC|series=Materials Science and Process Technology|year=2006|publisher=William Andrew|isbn=978-0-8155-1942-3|pages=23–78|chapter=Extraterrestrial Nanodiamonds in the Cosmos}}</ref>. Вперше наноалмази були виділені з хондритів шляхом руйнівного хімічного розчинення метеоритної речовини<ref name="LewisMing1987" />. Однак через їх надзвичайно малі розміри (~2,58 нм - ~2,84 нм) дуже складно виміряти ізотопне співвідношення в одиничних ДСЗ наноалмазів та однозначно встановити джерело їх походження<ref name="Daulton2005">{{cite book| author=Daulton TL|editor=Gruen DM, Shenderova OA, and Vul' AY| title=Synthesis, Properties and Applications of Ultrananocrystalline Diamond |url=https://books.google.com/books?id=yYJGAAAAQBAJ&pg=PA49|year=2005|publisher=Springer |isbn=978-1-4020-3322-3|pages=49–62|chapter=Nanodiamonds in the Cosmos. Microstructural and Trapped Element Isotopic Data}}</ref>. За допомогою NanoSIMS можна аналізувати ізотопний склад зерен розміром щонайменше ~0,1 мкм, що на кілька порядків більше, аніж наноалмази<ref name=" Daulton2006" />. 
Наноалмази складають ~0,14% маси вуглецевого метеориту, що становить ~3% всього {{хімічна формула|C=1}} в таких метеоритах<ref name="LewisAnders1989">{{cite journal|author=Lewis RS, Anders E, and Draine BT.|title=Properties, detectability and origin of interstellar diamonds in meteorites|journal=Nature|volume=339|issue=6220|year=1989|pages=117–121|issn=0028-0836|doi=10.1038/339117a0}}</ref>. Із цього випливає, що на грам карбону припадає понад 10{{sup|19-20}} наноалмазів, що у випадку такої ж поширеності в міжзоряному просторі, робить їх однією з найпоширеніших міжзоряних речовин<ref name="Nittler03" />.

Усі об’ємні ізотопні вмісти {{sup|13}}C/{{sup|12}}C різних популяцій наноалмазів, - отримані з мінімального [[δ13C|δ{{sup|13}}C]], виміряного протягом вивільнення C в процесі ступеневого згоряння залишків кислотного розчинення [[Звичайні хондрити|звичайних]], вуглецевих та [[Енстатитовий хондрит|енстатитових]] хондритів. , - є дуже близькими до сонячних середніх значень: δ{{sup|13}}С= від -32,5‰ до -38,8‰ ({{sup|13}}C/{{sup|12}}C = від 1/92.0 до 1/92.6, де сонячне {{sup|13}}C/{{sup|12}}C = 1/89) <ref name="RussellArden1996">{{cite journal| author=Russell SS, Arden JW, and Pillinger CT|title=A carbon and nitrogen isotope study of diamond from primitive chondrites| url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_1996-05_31_3/page/343| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=31|issue=3|year=1996|pages=343–355|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.1996.tb02071.x}}</ref>. Попри те, що середній ізотопний склад карбону в наноалмазах є близьким до сонячного, існує достатньо ізотопних свідчень, які вказують на досонячне походження принаймні деяких метеоритних наноалмазів. Так, хоча наноалмазам з хондритів притаманні різні ізотопні аномалії в {{хімічна формула|H=1}}, {{хімічна формула|N=1}}, {{хімічна формула|Sr=1}},  Te, Ba,  Xe, Pd, лише аномальні Te та Xe-HL, що пов’язані з надновими, свідчать про можливе досонячне походження деяких з наноалмазів<ref name="Daulton2005" />.

Наразі не існує приладів, котрі б дозволили виміряти ізотопний склад окремих наноалмазів. Але навіть якби такі прилади існували, єдиним елементом, чий ізотопний склад можна надійно виміряти в наноалмазах, є основний елемент – [[вуглець|карбон]]. Середній наноалмаз із хондритів містить кілька тисяч C атомів (між 1,0× 10{{sup|3}} - 7,5×10{{sup|3}}), і лише до 100 атомів {{хімічна формула|N=1}}, при тому, що N є другим за поширеністю включеним елементом (1800 – 13,000 ppm за масою)<ref name="RussellArden1996" />, наступним після якого за поширеністю є зв’язаний на поверхні алмазу Гідроген (Н, 10-40 атомних %)<ref name="Virag1989">{{cite journal| author = Virag A., Zinner E., Lewis R. S., and Tang M. | title=Isotopic compositions of H, C, and N in Cδ diamonds from the Allende and Murray carbonaceous chondrites (abstract)  | journal=Lunar and Planetary Science XX| pages= 1158–1159.|  year=1989| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20.1158V}}</ref>.

Крім того, неможливо виміряти ізотопні складові включених благородних газів в одиничних наноалмазах, оскільки на десятки наноалмазів середніх розмірів припадає один атом благородного газу. Ще складніше виміряти в окремих наноалмазах ізотопні аномалії Xe та Te, бо на мільйони наноалмазів середнього розміру припадає лише один включений атом Xe або Te<ref name="Daulton2005" />. Відтак, усі ізотопні вимірювання метеоритних наноалмазів пов’язані з елементами й газами, видобуто з мільярдів окремих наноалмазів.

Походження метеоритних наноалмазів залишається невизначеним через їх надто малі розміри. Для пояснення їх виникнення було висунуто кілька протилежних гіпотез. На основі виявленого в наноалмазах ізотопних аномалій Xe (Xe-HL) було висунуто припущення про наднові, як можливе джерело їх походження<ref name=" Daulton2006" />. Однак висока поширеність наноалмазів у хондритах вказувала на, те що вони утворюються з рясного джерела пилу, що не узгоджується зі сценарієм наднової, які хоч і роблять головний внесок газової речовини до міжзоряного простору, але не є головним джерелом конденсованої речовини. Відтак, була висунута гіпотеза, що головним джерелом мають бути зорі АВГ чи навіть зоряні туманності. Враховуючи, що об’ємний ізотопний склад метеоритних наноалмазів наближається до сонячного, найбільш вірогідним джерелом більшості з них може бути саме протосонячна туманність<ref name="DaiBradley2002">{{cite journal|author=Dai Z. R., Bradley J. P., Joswiak D. J., Brownlee D. E., Hill H. G. M., and Genge M. J.|title=Possible in situ formation of meteoritic nanodiamonds in the early Solar System|journal=Nature|volume=418|issue=6894|year=2002|pages=157–159|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature00897}}</ref>.  Хоча як саме алмази, [[Відновлення|відновлена]] вуглецева фаза, могли утворитись в [[Окиснення|окисненій]] сонячній туманності, залишається незрозумілим.

Первинно виміряне в метеоритних алмазах співвідношення ізотопів азоту {{sup|15}}N/{{sup|14}}N, що було на ~35% меншим від такого в земній атмосфері ({{sup|15}}N/{{sup|14}}N =272) і могло свідчити про досонячне походження, пізніше було виявлене в атмосфері Юпітера ({{sup|15}}N/{{sup|14}}N = 441)<ref name="OwenMahaffy2001">{{cite journal|author=Owen T, Mahaffy PR, Niemann HB, Atreya S, and Wong M|title=Protosolar Nitrogen|journal=The Astrophysical Journal|volume=553|issue=1|year=2001|pages=L77–L79|issn=0004637X|doi=10.1086/320501}}</ref>. Відтак, ізотопні співвідношення двох найбільш поширених елементів, {{Хімічна формула|C=1}} і {{Хімічна формула|N=1}}, вказують на походження метеоритних наноалмазів у сонячній системі, відкидаючи їх досонячне утворення в наднових. Крім того аналіз алмазів у міжпланетних пилових частинках свідчить про їх конденсацію в сонячному акреційному диску<ref name="DaiBradley2002" />. А наявність алмазів у найрізноманітніших геофізичних зразках ще більше ускладнює встановлення походження метеоритних наноалмазів<ref name="Haggerty1999">{{cite journal |author=Haggerty S. E.| title=A Diamond Trilogy: Superplumes, Supercontinents, and Supernovae|journal=Science|volume=285|issue=5429|year=1999|pages=851–860|issn=00368075|doi=10.1126/science.285.5429.851}}</ref>.

Попри ці свідчення поширеності наноалмазів у сонячній системі, протягом останнього десятиліття було отримано низку переконливих даних на користь того, що принаймні частина метеоритних алмазів все ж має досонячне походження<ref name="Nittler03" /> Так, для пояснення того, як наноалмази могли сформуватись у наднових було запропоновано кілька механізмів: через ударний метаморфізм зерен графіту чи аморфного карбону в міжзоряному середовищі, спричинений високошвидкісними зіткненнями ударних хвиль наднової<ref name="TielensSeab1987">{{cite journal| author=Tielens A. G. G. M., Seab C. G., Hollenbach D. J., and McKee Christopher F.| title=Shock processing of interstellar dust - Diamonds in the sky| journal=The Astrophysical Journal|volume=319|year=1987|pages=L109|issn=0004-637X|doi=10.1086/184964}}</ref>; перетворення вуглецевих зерен внаслідок опромінення енергетичними іонами<ref name="Ozima1993">{{cite journal| author = Ozima M. and Mochizuki K.| title=Origin of Nanodiamonds in Primitive Chondrites: (1) Theory | year=1993|journal = Meteoritics| volume=28|issue = 3|pages=148 url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993Metic..28..416O}}</ref>; через [[відпалювання]] частинок графіту сильним ультрафіолетовим випромінюванням<ref name="NuthAllen1992">{{cite journal| author=Nuth JA and Allen JE|title=Supernovae as sources of interstellar diamonds| url=https://archive.org/details/sim_astrophysics-and-space-science_1992-10_196_1/page/117| journal=Astrophysics and Space Science|volume=196|issue=1|year=1992|pages=117–123|issn=0004-640X|doi=10.1007/BF00645245}}</ref>; через конденсацію при низькому тиску, - як в хімічному осадженні з парової фази, - в газову викиді наднової<ref name="LewisAnders1989" /><ref name="ClaytonMeyer1995">{{cite journal|author=Clayton DD, Meyer BS, Sanderson CI, Russell SS, and Pillinger CT.| title=Carbon and Nitrogen Isotopes in Type II Supernova Diamonds| journal=The Astrophysical Journal|volume=447|year=1995|pages=894|issn=0004-637X|doi=10.1086/175927}}</ref>.

Здійснивши перший детальний аналіз розмірів та мікроструктури наноалмазів із метеоритів [[Murchison]] і [[Allende]] та порівнявши їх з алмазами, синтезованими через [[хімічне осадження з парової фази]] (ХОПФ) та ударний метаморфізм, дослідники дійшли до висновку про утворення цих наноалмазів саме шляхом конденсації в процесі, подібному до ХОПФ, а не через ударний метаморфізм<ref name="Daulton1996" />. Це відкриття узгоджується з висунутим ще наприкінці 1960-х рр. припущенням про можливість існування алмазів в міжзоряному середовищі: різниця енергій між алмазом та графітом настільки мала, що конденсація з гарячого газу, який охолоджується, мала призвести до утворення [[Метастабільний стан|метастабільних]] алмазів<ref name="SaslawGaustad1969">{{cite journal|author=Saslaw WC and Gaustad JE.|title=Interstellar Dust and Diamonds|journal=Nature|volume=221|issue=5176|year=1969|pages=160–162|issn=0028-0836|doi=10.1038/221160b0}}</ref>. На основі отриманих ізотопних співвідношень {{Хімічна формула|N=1}} і {{Хімічна формула|C=1}} в основній масі метеоритних наноалмазів та необхідності гідрогену для ХОПФ-циклу, в середині 1990-х рр. було висунуте припущення, що алмази формуються на перехідних ділянках між гідрогенною та гелієвою оболонками наднових<ref name="ClaytonMeyer1995" />. Однак це припущення важко підтвердити через складність вимірювання ізотопного співвідношення C в одиничному наноалмазі, який містить ~10 чи більше {{sup|13}}C атомів. Тоді як у скупченні наноалмазів  ізотопне співвідношення перебуває в межах такого ж для речовин Сонячної системи, вказуючи на те, що не всі знайдені в хондритах алмази походять із наднових<ref name="RussellArden1996" />.

Окрім того, використовуючи диференціальне центрифугування в кислотних залишках вуглецевих хондритів Boriskino (CM2) та Orgueil (CI) вдалось ізолювати частку трохи більших наноалмазів (~5 нм)<ref name="VerchovskyFisenko2006">{{cite journal| author=Verchovsky AB, Fisenko AV, Semjonova LF, Bridges J, Lee MR, and Wright IP |title=Nanodiamonds from AGB Stars: A New Type of Presolar Grain in Meteorites| journal=The Astrophysical Journal|volume=651|issue=1|year=2006|pages=481–490|issn=0004-637X|doi=10.1086/507176}}</ref>. Цей зразок наноалмазів (~1% всіх наноалмазів), при температурі горіння алмазів (400-600&nbsp;°C), вивільняв важкий карбон (δ{{sup|13}}C = 116 – 200‰), легкий нітроген (δ{{sup|15}}N ~ -350‰ – значно нижче нормальних наноалмазів), ксенон (Xe-s) та {{sup|22}}Ne (Ne-E) s-процесу. Такий вміст цього зразка наноалмазів є однозначною ізотопною ознакою їх походження із зір АВГ<ref name="VerchovskyFisenko2006" />.

==Походження досонячного зоряного пилу==

Оскільки батьківська зоря ДСЗ вже давно мертва, то для ідентифікації типу зоряного джерела для даного зерна чи класу ізотопно схожих зерен необхідним є порівняння виміряного ізотопного складу з астрономічними спостереженнями і передбаченнями моделей зоряної еволюції та нуклеосинтезу. Аналіз ДСЗ та знаходження їх джерела потребує ітеративного підходу: після ідентифікації зоряного джерела даного ДСЗ на основі одного чи більше співвідношень ізотопів, ці дані можуть бути застосовані для уточнення моделей та кращого розуміння процесів, що відбуваються в даному типі зір. Походження ж деяких типів ДСЗ (напр., ~5% зерен SiC із співвідношенням {{sup|12}}C/{{sup|13}}C < 10) досі залишається невідомим, більшою мірою через відсутність теоретичного розуміння їх потенційного джерела<ref name="Nittler2003" />.

Перш ніж досонячне зерно потрапило до сонячного акреційного диску, воно досить довгий час перебувало в [[Міжзоряне середовище|міжзоряному середовищі]]. Попри це, окреме ДСЗ складається з атомів лише однієї (батьківської) зорі<ref name="ClaytonNittler2004" />. Про це свідчить те, що більша частина ДСЗ — це високотемпературні кристали з добре впорядкованими кристалічними структурами, утворення яких неможливе шляхом низькотемпературної акреції в міжзоряному середовищі, але цілком узгоджується з моделями конденсації в газах, що охолоджуються.

Незвичні ізотопні співвідношення в окремих ДЗС однозначно свідчать про те, що вони конденсувались із газу, що мав подібний ізотопний склад. Так, досонячні зерна SiC були сформовані з атомів вуглецю з ізотопним співвідношенням  {{sup|12}}C/{{sup|13}}C від 3 до 5000<ref name="HoppeOtt97" />, тоді як у протосонячній туманності з її високими температурами це співвідношення швидко б змістилося до міжзоряних показників, {{sup|12}}C/{{sup|13}}C = 89 у випадку сонячного акреційного диску<ref name="ClaytonNittler2004" />. Аналогічним чином, ізотопні співвідношення О в досонячних зернах оксиду {{Хімічна формула|Al|2|O|3|sort=ne}} коливаються на чотири порядки величини, що було б неможливим у разі їх формування в змішаному міжзоряному середовищі<ref name="NittlerCowsik1997" />. Ще важливішим свідченням на користь конденсації ДСЗ із газу, що витікає із зір, є виявлені в зернах SiC та графіту ізольовані, майже чисті складові [[s-процес]]у<ref name="LugaroDavis2003">{{cite journal| author=Lugaro M, Davis AM, Gallino R, Pellin MJ, Straniero O, and Kappeler F|title=Isotopic Compositions of Strontium, Zirconium, Molybdenum, and Barium in Single Presolar SiC Grains and Asymptotic Giant Branch Stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=593|issue=1|year=2003|pages=486–508|issn=0004-637X|doi=10.1086/376442}}</ref>.

===Формування та шлях досонячних зерен пилу===

Усі досонячні зерна зоряного пилу є [[тугоплавкі метали|тугоплавкими]], тобто при високих температурах (1300 – 2000 К) вони можуть конденсуватись прямо з газової фази<ref name="Lugaro2005" />. ДСЗ конденсувались у розріджених навколозоряних оболонках масивних зір і були викинуті в міжзоряне середовище на останніх стадіях їх зоряної еволюції<ref name="Clayton1979">{{cite journal| author=Clayton DD| title=Sudden grain nucleation and growth in supernova and nova ejecta| journal=Astrophysics and Space Science|volume=65|issue=1|year=1979|pages=179–189|issn=0004-640X|doi=10.1007/BF00643499}}</ref><ref name="Krugel2007">{{cite book|author= Krugel E|title=An Introduction to the Physics of Interstellar Dust|url=https://books.google.com/books?id=55zSBQAAQBAJ|date= 2007|publisher=Taylor & Francis|isbn=978-1-58488-708-9}}</ref>. Із розширенням навколозоряних оболонок [[Адіабатичний процес|адіабатичне]] охолодження призвело до швидкого падіння температури й на деякій відстані від зорі температура стала достатньо низькою (<2000 K) для конденсації з викинутої зоряної речовини твердих зерен пилу<ref name="GailSedlmayr2013" /><ref name="ZhukovskaGail2007">{{cite journal| author=Zhukovska S, Gail H-P, and Trieloff M|title=Evolution of interstellar dust and stardust  in the solar neighbourhood| journal=Astronomy & Astrophysics|volume=479|issue=2|year=2007|pages=453–480|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20077789}}</ref>.

На початку 1960-х рр. на основі теоретичних обчислень було висунуто припущення про конденсацію пилу карбону (графіту) чи силікату в багатих вуглецем чи киснем холодних зорях і що цей пил потім віддаляється від зір через тиск електромагнітного випромінювання<ref name="HoyleWickramasinghe1962">{{cite journal| author=Hoyle F and Wickramasinghe NC| title=On the Nature of Interstellar Grains|year=1962|pages=249–262|doi=10.1007/978-94-011-4297-7_26}}</ref><ref name="WickramasingheDonn1966">{{cite journal| author=Wickramasinghe NC, Donn BD and Stecher TP|title=A Mechanism for Mass Ejection in Red Giants| url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1966-11_146_2/page/590| journal=The Astrophysical Journal|volume=146|year=1966|pages=590|issn=0004-637X|doi=10.1086/148926}}</ref>. Також висувалось припущення про конденсацію інших твердих фаз, як SiC у вуглецевих зорях<ref name="Friedemann1968">{{cite journal|author=Friedemann C.| title=Siliziumkarbid als möglicher Bestandteil des interstellaren Staubes [German]|journal=Astronomische Nachrichten|volume=291|issue=4-5|year=1968|pages=177–186|issn=00046337|doi=10.1002/asna.19682910405}}</ref> та заліза з іншими твердотільними елементами у викидах наднових, що охолоджувались із віддаленням від зорі<ref name="HoyleWickramasinghe1970">{{cite journal| author=Hoyle F and Wickramasinghe NC| title=Dust in Supernova Explosions|journal=Nature|volume=226|issue=5240|year=1970|pages=62–63|issn=0028-0836|doi=10.1038/226062a0}}</ref>. І вже наприкінці 1960-х рр. інфрачервоні спостереження масивних холодних зір вперше виявили, що багато з них справді оточені товстими шарами пилу, який робить навколозоряні оболонки [[Прозорість середовища|непрозорими]], тому світло, що випромінює зоря, поглинається й перевипромінюється в інфрачервоному діапазоні<ref name="WoolfNey1969">{{cite journal |author=Woolf NJ and Ney EP| title=Circumstellar Infrared Emission from Cool Stars |journal=The Astrophysical Journal|volume=155|year=1969|pages=L181|issn=0004-637X|doi=10.1086/180331}}</ref>. Тоді ж було визначено, що цей пил представлений вуглецевим пилом, подібним до [[сажа|сажі]] (у випадку багатої карбоном зорі) чи силікатним пилом, як [[олівін]] і [[піроксени]] (у випадку багатої оксигеном зорі)<ref name="Gilman1969">{{cite journal| author=Gilman RC|title=On the Composition of Circumstellar Grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=155|year=1969|pages=L185|issn=0004-637X|doi=10.1086/180332}}</ref>. Згодом епізоди формування пилу були виявлені в різних зоряних джерелах: [[Асимптотичне відгалуження гігантів|зорях АВГ]] та пост-АВГ<ref name="HackwellGrasdalen1979">{{cite journal|author=Hackwell JA, Grasdalen GL, Gehrz RD, Cominsky L, Lewin WHG,, and van Paradijs J|title=The detection of an optical burst coincident with an X-ray burst from MXB 1837 + 05 /Ser X-1/|journal=The Astrophysical Journal|volume=233|year=1979|pages=L115|issn=0004-637X|doi=10.1086/183088}}</ref><ref name="WoodwardLawrence1993">{{cite journal|author=Woodward CE, Lawrence GE et al.|title=The infrared temporal evolution of FG Sagittae|journal=The Astrophysical Journal|volume=408|year=1993|pages=L37|issn=0004-637X|doi=10.1086/186825}}</ref>; класичних та повторних [[Нова зоря|нових]] <ref name="HauschildtStarrfield1994">{{cite journal|author=Hauschildt PH, Starrfield S et al.|title=The early spectral evolution of Nova Cassiopeiae 1993|journal=The Astronomical Journal|volume=108|year=1994|pages=1008|issn=00046256|doi=10.1086/117131}}</ref>; [[Зорі Вольфа—Райє|зорях Вольфа—Райє]] <ref name="HackwellGehrz1979">{{cite journal|author=Hackwell JA, Gehrz RD, and Grasdalen GL|title=Dust formation around HD 193793|journal=The Astrophysical Journal|volume=234|year=1979|pages=133|issn=0004-637X|doi=10.1086/157479}}</ref><ref name="Crowther2003">{{cite journal|author=Crowther PA|journal=Astrophysics and Space Science|volume=285|issue=3/4|year=2003|pages=677–685|issn=0004640X|doi=10.1023/A:1026157126395}}</ref> та навіть найближчій надновій, [[SN 1987A]] <ref name="GehrzNey1987">{{cite journal|author=Gehrz RD and Ney EP|title=On the possibility of dust condensation in the ejecta of supernova 1987a|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=84|issue=20|year=1987|pages=6961–6964|issn=0027-8424|doi=10.1073/pnas.84.20.6961}}</ref><ref name="GehrzNey1990">{{cite journal|author=Gehrz RD and Ney EP|title=Confirmation of dust condensation in the ejecta of supernova 1987a.|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=87|issue=11|year=1990|pages=4354–4357|issn=0027-8424|doi=10.1073/pnas.87.11.4354}}</ref><ref name="AitkenSmith1988">{{cite journal|author=Aitken DK, Smith CH, et al.|title=10 μm spectral observations of SN 1987A: interpretation of the infrared excess|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=231|issue=1|year=1988|pages=7P–14P|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/231.1.7P}}</ref>.

Притаманне зоряним витіканням швидке падіння температури та густини призводить до [[Рекомбінація (хімія)|рекомбінації]] [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]] (сильно іонізований газ), уможливлюючи формування спочатку простих, а зрештою — і складних багатоатомних молекул<ref name="Whittet2002">{{cite book| author=Whittet DCB| title=Dust in the Galactic Environment, 2nd Edition| url=https://books.google.com/books?id=k21lk4sORpEC| date=2002| publisher=CRC Press| isbn=978-0-7503-0624-9| accessdate=15 березня 2018| archive-date=8 серпня 2020| archive-url=https://web.archive.org/web/20200808042747/https://books.google.com/books?id=k21lk4sORpEC}}</ref>. Саме формування навколозоряних зерен пилу є складним процесом, що визначається локальними термодинамічними та хімічними умовами і потребує відносно низької температури (нижче 1500-2000 К) та густини частинок вище log ''n'' ≥ 10{{sup|8}}/см{{sup|3}} <ref name="Lodders2003" />. Однак поблизу [[фотосфера|фотосфер]] масивних зір температура надто висока (до 10&nbsp;000 К у хромосферах червоних гігантів) унеможливлює формування зерен. Вже поза [[хромосфера|хромосферою]] температура монотонно спадає з радіальною відстанню<ref name="Whittet2002" />.

Внутрішня межа оболонки пилу визначаються відстанню ''r''{{sub|1}}, на якій температура спадає нижче температури конденсації ''T''{{sub|C}} домінуючого газового компоненту. Наприклад, для зорі з радіусом ''R''{{sub|*}}, утворюючим зерна з ''T''{{sub|C}}  = 1000 К, то ''r''{{sub|1}} ≈ ''R''{{sub|*}}<ref name="Bode1988">{{cite book|author= Bode MF|editor=Williams DA and Bailey ME|title=Dust in the Universe|url=https://books.google.com/books?id=UPA8AAAAIAAJ&pg=PA73|date= 1988|publisher=CUP Archive|isbn=978-0-521-35580-3|page=73|chapter=Observations and modelling of circumstellar dust}}</ref>. Зовнішня межа пилової оболонки визначається відстанню ''r''{{sub|2}}, на якій густина та температура навоколозоряної речовини наближається до середніх температур і густини міжзоряної речовини, що зазвичай становить 10{{sup|4}}-10{{sup|5}}''R''{{sub|*}}. Відповідно, густина частинок ''n'' газу в зоряному вітрі спадає внаслідок розрідження з радіальною відстанню ''r'' від зорі, так що ''n'' ∝ ''r''{{sup|−p}}, де ''p'' = 2 для однорідного розширення зі сталою швидкістю. Тож, конденсація зерен пилу має бути найшвидшою в зоні, що розташована одразу за внутрішнім радіусом ''r''{{sub|1}}, де типова густина становить ''n'' ~ 10{{sup|19}}/m{{sup|3}} – це на багато порядків більше від густини, характерної для міжзоряних хмар<ref name="Whittet2002" /><ref name="Jose2016">{{cite book |author= Jose J.| title=Stellar Explosions: Hydrodynamics and Nucleosynthesis|url=https://books.google.com/books?id=Rjc0CwAAQBAJ|series=Series in Astronomy and Astrophysics| year=2016|publisher=CRC Press |isbn=978-1-4398-5308-5|page=452}}</ref>.

У цілому, процес конденсації зерен може бути описаний через двох-етапний процес: а) [[нуклеація]] зерна та б) його зростання до макроскопічних розмірів. На першому етапі відбувається поєднання кількох молекул у невеликі групи (''кластери''), які в результаті додаткових хімічних реакцій ростуть і досягають критичного розміру<ref name="Krugel2007" />. Проміжок часу для нуклеації має бути коротшим, аніж період часу, протягом якого зберігаються сприятливі умови для формування зерен в зоряних витіканнях. Ця умова істотно обмежує місця, де формуються зерна пилу, зводячи їх до вітрів із зір АВГ і [[відгалуження червоних гігантів]], та до охолоджених викидів із нових та наднових<ref name="Jose2016" />.

Щоб здолати відносно нестабільні проміжні стадії та досягнути твердих чи рідинних фаз, для процесу нуклеації потрібний певний ступінь [[насиченість|пересичення]] газу. Так, для рівня пересичення в конденсатах графіту (надлишок парціального тиску карбону порівняно з загальним тиском газу) було отримане значення ≥ 3 × 10{{sup|-7}} [[дина]]/см{{sup|2}}<ref name="Sedlmayr1994">{{cite book|author=Sedlmayr E|editor=Jorgensen UG|title=Molecules in the Stellar Environment: Proceedings of IAU Colloquium No. 146 Held at Copenhagen, Denmark, May 24–29, 1993|url=https://books.google.com/books?id=77H1sgEACAAJ|year=1994|publisher=Springer  |isbn=978-3-662-13975-2|pages=163–185|chapter=From molecules to grains}}</ref>. Відповідно з {{не перекладено|Класична теорія нуклеації|класичною теорією нуклеації|en| Classical nucleation theory }}, що первинно була сформульована для опису конденсації рідинних краплин в атмосфері Землі<ref name="Salpeter1974">{{cite journal|author=Salpeter EE|title=Formation and flow of dust grains in cool stellar atmospheres|journal=The Astrophysical Journal|volume=193|year=1974|pages=585|issn=0004-637X|doi=10.1086/153196}}</ref><ref name="SalpeterE1974">{{cite journal|author=Salpeter EE|title=Nucleation and growth of dust grains|journal=The Astrophysical Journal|volume=193|year=1974|pages=579|issn=0004-637X|doi=10.1086/153195}}</ref>, протягом газової фази росту зерна мала існувати хімічна та термальна рівновага з розширенням газу далі від зорі<ref name="Frenkel1939">{{cite journal|author=Frenkel J|title=A General Theory of Heterophase Fluctuations and Pretransition Phenomena|url=https://archive.org/details/sim_journal-of-chemical-physics_1939-07_7_7/page/538|journal=The Journal of Chemical Physics|volume=7|issue=7|year=1939|pages=538–547|issn=0021-9606|doi=10.1063/1.1750484}}</ref>. Тоді конденсація деяких видів зерен Х відбуватиметься, коли їх [[парціальний тиск]] в газові перевершує [[Насичена пара|тиск насиченої пари]] Х в конденсованій фазі, і буде найбільш ефективною за температури значно нижче номінальної температури конденсації. Індивідуальна одиниця виду Х в газовій фазі (атом чи молекула) називається ''[[мономер]]''. Випадкові зіткнення мономерів призводить до формування їх кластерів. Для рівноважних умов, густина кластерів, що містять ''i'' мономерів становить  
:<math>n_i = n_1 exp(-\Delta E_i/kT) </math> 
де ''n''{{sub|1}} – густина окремих мономерів, а ∆''E''{{sub|''i''}} – термодинамічна енергія, що вивільняється під час утворення кластеру<ref name="DysonWilliams1997">{{cite book|author1=J.E Dyson|author2=D.A Williams|title=The Physics of the Interstellar Medium, Second Edition|url=https://books.google.com/books?id=k7x3Es3OrV8C|year=1997|publisher=CRC Press|isbn=978-0-585-36811-5}}</ref>. Для малих кластерів, ∆''E''{{sub|''i''}} зростає із ''i'', і тому спадає ''n''{{sub|''i''}}. Однак, вище деякого критичного розміру додавання додаткових мономерів є енергетично сприятливим, оскільки кластери стають стабільними і швидше ростуть до певного максимального розміру, що обмежується доступністю мономерів<ref name="Whittet2002" />.

Відтак, молекули зерен різних видів під час конденсації з газу, що зазнає охолодження, мають хаотично комбінуватись в малі, відносно нестабільні кластери, які після приєднання молекул досягають першої термодинамічної конфігурації – «критичного кластеру»<ref name="FederRussell1966">{{cite journal|author=Feder J, Russell KC, Lothe J, and Pound GM|title=Homogeneous nucleation and growth of droplets in vapours|journal=Advances in Physics|volume=15|issue=57|year=1966|pages=111–178|issn=0001-8732|doi=10.1080/00018736600101264}}</ref>.  При типових температурах нуклеації в більшості місць космосу, для критичних кластерів потрібно близько {{math|N{{sub|c}}~ 5 - 20}} [[мономер]]ів, тому вони дуже малі<ref name="Sedlmayr1994" />. Самі критичні кластери діють як поріг стабільності, оскільки ті кластери, які є меншими від критичного кластеру, є нестабільними і скоріш за все випаруються. Тоді як кластери із {{math| N ≥ N{{sub|c}} }} мономерами будуть термально стабільними і скоріш за все еволюціонують в однорідні чи різнорідні макроскопічні зерна<ref name="Jose2016" />.

Для різних типів зерен пилу характерні відмінні умови конденсації. Так, гази [[тугоплавкі метали|тугоплавких речовин]] конденсуються на інших рівнях пересичення, аніж [[леткі речовини]]<ref name="Whittet2002" />. Крім того, молекули, чия [[енергія зв’язку]] більша, аніж відповідна енергія реакції, потрібна для формування кластерів, як [[Монооксид вуглецю|CO]] чи {{хімічна формула|N=1}}{{sub|2}}, є [[Хімічна інертність|інертними]] і тому не конденсуються. Особливість СО полягає в тому, що тоді як для більшості [[Двоатомна молекула|гетероядерних двоатомних молекул]] притаманні енергії розриву зв’язків ~3-5 еВ, то СО має енергію зв’язку 11,2 еВ і для її розриву потрібні високоенергетичні фотони<ref name="Jose2016" />. Тож, за відсутності інтенсивних, високоенергетичних полів випромінювань, наслідком конденсації в багатій на {{хімічна формула|O=1}} плазмі (де O > {{хімічна формула|C=1}}) буде кластеризація майже всіх С атомів у формі дуже стабільних молекул СО. Як наслідок, багаті на C зерна (наноалмази, графіти, SiC) в таких умовах не можуть утворитись. З іншого боку, в багатому на С середовищі (де С > О), весь О витрачається на формування молекул СО, унеможливлюючи формування [[Окиснення|окислених]] конденсатів<ref name="Sedlmayr1994" />.   Тому при C/O > 1 конденсуються графіт та вуглецеві сполуки (карбіди). Оскільки в Сонячній системі С/О ≃ 0,4, то мінерали, які містять карбон, не могли конденсуватись у протосонячній туманності. Це свідчить про те, що майже всі вуглецеві типи метеоритних зерен мають досонячне походження<ref name="Jose2016" />.

Кластери, що задовольняють умові {{math| N ≥ N{{sub|c}} }} в пересичених плазмах еволюціонують в макроскопічні зерна через поєднання, поверхню росту та [[Коагуляція (хімія)|коагуляцію]] більших кластерів<ref name="KervellaCherchneff2013">{{cite journal|author=Cherchneff I|title=The chemistry of dust formation in red supergiants|journal=EAS Publications Series|volume=60|year=2013|pages=175–184|issn=1633-4760|doi=10.1051/eas/1360020}}</ref>. Залежно від локальної хімії та термодинамічних умов, може утворитися велика кількість конфігурацій зерен, як [[монокристал]]и чи [[полікристал]]и, [[Аморфні речовини|аморфні зерна]] чи багатошарові структури<ref name="DysonWilliams1997" />.

Зерна зоряного пилу також можуть бути зруйновані різними хімічними та фізичними процесами, включаючи випаровування внаслідок радіаційного нагрівання, [[іонне розпилення]], руйнування через зіткнення зерен між собою, чи [[Фотодесорбція|фотодесорбції]] <ref name="Krugel2007" />. Зерна також можуть бути зруйновані ударними хвилями наднових. Крім того, ДСЗ найімовірніше взаємодіяли в міжзоряному середовищі з галактичними [[космічні промені|космічними променями]], наслідком чого були реакції розщеплення ядра – відокремлення [[нуклон]]ів чи малих ядер від великих ядер в результаті впливу енергетичних частинок, які могли модифікувати склад зерен. Припускається, що в міжзоряному середовищі зерна можуть вижити не більше ~0,1 – ~1 мільярд років<ref name="JonesNuth2011">{{cite journal|author=Jones AP and Nuth JA|title=Dust destruction in the ISM: a re-evaluation of dust lifetimes|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=530|year=2011|pages=A44|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201014440}}</ref>.

Навколозоряний пил викидається в міжзоряне середовище зоряними вітрами та спалахами нових і наднових. Такий космічний пил складає ~1% маси міжзоряного середовища й спричиняє [[міжзоряне поглинання]]. Із формуванням Сонця в молекулярній хмарі, деякі зерна зоряного пилу, що були наявні в протосонячній туманності, були захоплені в астероїди. Зіткнення малих каменів з астероїдом призводить до відщіплення від нього фрагментів, які досягають Землі і падають на її поверхню, як метеорити, що містять досонячні зерна зоряного пилу.

===ДСЗ із наднових===

Розроблені на початку 1970-х комп'ютерні моделі масивних наднових генерували утворення в них масивних оболонок з елементів проміжних мас, що спонукало астрофізиків припустити конденсацію великої кількості силікатного пилу в наднових і розглядати наднові, як головне джерело важких елементів у міжзоряному середовищі<ref name="HoyleWickramasinghe1970" />. На основі цих припущень Дональд Клейтон в серії досліджень дійшов до висновку, що зерна утворені в результаті конденсації в оболонках наднових матимуть значні відхилення ізотопного складу від речовини Сонячної системи<ref name="Clayton2009"/><ref name="Clayton1975">{{cite journal| author=Clayton D. D.| title=Extinct radioactivities - Trapped residuals of presolar grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=199|year=1975|pages=765|issn=0004-637X|doi=10.1086/153750}}</ref><ref name="Clayton75">{{cite journal| author=Clayton D.D.| title=
22Na, Ne–E, extinct radioactive anomalies and unsupported 40Ar|journal=Nature|volume=257|issue=5521|year=1975|pages=36–37|issn=0028-0836|doi=10.1038/257036b0}}</ref><ref name="ClaytonRamadurai1977">{{cite journal| author=Clayton DD and Ramadurai S.| title=On presolar meteoritic sulphides|journal=Nature|volume=265|issue=5593|year=1977|pages=427–428|issn=0028-0836|doi=10.1038/265427a0}}</ref><ref name="Clayton78">{{cite journal| author=Clayton D.D.| title=Precondensed matter: Key to the early solar system| journal=The Moon and the Planets|volume=19|issue=2|year=1978|pages=109–137|issn=0165-0807|doi=10.1007/BF00896983}}</ref>.

Попри те, що у викидах наднових спостерігається конденсація пилу, астрономічні спостереження дають обмежену інформацію про склад та фізичні характеристики пилу<ref name="McCray1993">{{cite journal| author=McCray R| title=Supernova 1987A Revisited| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=31|issue=1|year=1993|pages=175–216|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.001135}}</ref><ref name="WoodenRank1993">{{cite journal| author=Wooden D. H., Rank D. M., Bregman J. D., Witteborn F. C.,
Tielens A. G. G. M., Cohen M., Pinto P. A., and Axelrod T. S.| title=Airborne spectrophotometry of SN 1987A from 1.7 to 12.6 microns - Time history of the dust continuum and line emission| journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=88|year=1993|pages=477|issn=0067-0049|doi=10.1086/191830}}</ref>. Тому вивчення ізотопних, мінералогічних та хімічних властивостей зерен пилу з наднових у лабораторіях слугує альтернативним та більш детальним джерелом інформації як про формування досонячних зерен у викидах наднових, так і про будову та еволюцію їх батьківської зорі<ref name="Hoppe2017">{{cite book |author=Hoppe P| editor= Alsabti AW and Murdin P|title=Handbook of Supernovae|url=https://books.google.com/books?id=JY_RsgEACAAJ|date=8 грудня 2017|publisher=Springer International Publishing|isbn=978-3-319-21845-8|chapter=Stardust from Supernovae and Its Isotopes|doi=10.1007/978-3-319-20794-0_113-1}}</ref>.

У примітивних метеоритах було ідентифіковано п’ять різних досонячних мінералів, що походять із наднових: алмаз, SiC X, графіт з найнижчою густиною, Si{{sub|3}}N{{sub|4}} і невелика кількість досонячних зерен {{Хімічна формула|Al|2|O|3|sort=ne}}<ref name="AmariS97">{{cite book|author=Amari S. and Zinner E.|editor=Zinner E.K. & Bernatowicz T.J.|title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar Materials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics|isbn=978-1-56396-664-4|pages=287–305|chapter=Supernova Grains from Meteorites|doi=10.1063/1.53330}}</ref>. 
Ізотопний склад зерен SiC X, графіту та Si{{sub|3}}N{{sub|4}} найкраще узгоджуються з моделями [[Наднові типу II|наднової типу ІІ]] (ННІІ)<ref name="Zinner1998" /><ref name="HoppeStrebel2000" />. Для цих зерен притаманний ізотопний склад різних зон  ННІІ. Так, виявлені в цих зернах надлишки {{sup|28}}Si та високі співвідношення {{sup|44}}Ti/{{sup|28}}Ti характерні для глибинних шарів ННІІ. Тоді як низькі співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N  притаманні зонам ННІІ, де відбуваються ядерні реакції горіння гелію, а високе співвідношення  {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al можливе тільки в верхніх шарах ННІІ, де відбувається горіння гідрогену<ref name="Hoppe2017" />. Ці відкриття припускають значне та вибіркове змішування речовин з різних шарів ННІІ зорі<ref name="AmariS97" />.

Хоча наднові й були встановлені, як джерело деяких ДСЗ, їх ізотопний склад не повністю збігається з передбаченнями існуючих теоретичних моделей <ref name="HerantWoosley1994">{{cite journal |author=Herant M and Woosley SE| title=Postexplosion hydrodynamics of supernovae in red supergiants |journal=The Astrophysical Journal|volume=425|year=1994|pages=814|issn=0004-637X|doi=10.1086/174026}}</ref> та спостереженнями викидів наднових<ref name="HughesRakowski2000">{{cite journal |author=Hughes JP, Rakowski CE, Burrows DN, and Slane PO| title=Nucleosynthesis and Mixing in Cassiopeia A|journal=The Astrophysical Journal|volume=528|issue=2|year=2000|pages=L109–L113|issn=0004637X|doi=10.1086/312438}}</ref>. Саме тому для узгодження з ізотопним складом потрібне вибіркове мікроскопічне змішування речовини, викинутою з різних шарів наднових<ref name="Nittler2003" />. Крім того, нові теоретичні дослідження викидів із наднових з використанням 3D гідродинамічних моделей вказують на більш інтенсивне змішування між шарами<ref name="HammerJanka2010">{{cite journal|author=Hammer NJ, Janka H-T, Müller E|title=Three-dimensional simulations of mixing instabilities in supernova explosions| journal=The Astrophysical Journal|volume=714|issue=2|year=2010|pages=1371–1385|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/714/2/1371}}</ref><ref name="WongwathanaratMüller2015">{{cite journal| author=Wongwathanarat A, Müller E, and Janka H-Th| title=Three-dimensional simulations of core-collapse supernovae: from shock revival to shock breakout| journal=Astronomy & Astrophysics|volume=577|year=2015|pages=A48|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201425025}}</ref>.

====Зерна SiC X із наднових====
На основі вимірювання надлишку {{sup|28}}Si (що утворюється лише в глибинних внутрішніх шарах масивних зір), було встановлено, що тільки ~1%  досонячних SiC зерен (а саме, тип SiC X) походить із наднових. У ньому вище від сонячного співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C в діапазоні 40-10&nbsp;000<ref name="Zinner1998" /><ref name="LinGyngard2010" /><ref name="Wooden1997">{{cite book| author=Wooden DH| title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar Materials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics| isbn=978-1-56396-664-4| chapter=Observational evidence for mixing and dust condensation in core-collapse supernovae| pages=317–376 |doi=10.1063/1.53315}}</ref>. Притаманні X зернам високе співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C та низьке співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N є свідченням вигорання гелію в наднових типу ІІ<ref name="Zinner03" />. Тоді як високе співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al досягаються в зоні He/N внаслідок вигоряння гідрогену<ref name="TimmesClayton1996" />.
    
Ключовим свідченням походження зерен SiC X із наднових є наявність у деяких із них великого надлишку {{sup|44}}Ca, як відносно {{sup|40}}Ca так і до земного ізотопного співвідношення<ref name="HoppeStrebel1996" /><ref name="NittlerAmari1996" />. Подібний моноізотопний ефект вказує на радіоактивний розпад, у даному випадку — розпад ізотопу титану {{sup|44}}Ti, з коротким періодом напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 60 років)<ref name="Zinner1998" />. Ізотоп {{sup|44}}Ti синтезується лише у наднових і коли SiC X зерна формувались, він ще не розпався, що однозначно вказує на те, що їх джерелом була наднова<ref name="TimmesClayton1996" />.

Виведене первинне співвідношення {{sup|44}}Ti/{{sup|48}}Ti в зернах SiC X коливається в діапазоні від ~10{{sup|2}} до ~0,6, що корелює з ізотопом {{sup|28}}Si: зерна з найбільшим співвідношенням {{sup|44}}Ti/{{sup|48}}Ti також містили найбільше {{sup|28}}Si<ref name="HoppeStrebel2000" /><ref name="BesmehnHoppe2003" />. Подібна кореляція узгоджується із зернами X, що містять речовину з найглибших шарів наднових типу ІІ, багатих на [[Кремній|Si]] та [[Нікель|Ni]], в яких протягом «розморожування» багатого на [[Альфа-частинка|альфа-частинки]] (утворених внаслідок розпаду ядер при високотемпературному нагріванні після проходження ударної хвилі через багату на ізотопно чистий {{sup|28}}Si оболонку колапсуючої масивної зорі) синтезується {{sup|44}}Ti <ref name="Wooden1997" /><ref name="Arnett1996">{{cite book |author=David Arnett| title=Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present|url=https://books.google.com/books?id=PXGWGnPPo0gC|date=24 березня 1996|publisher=Princeton University Press|isbn=0-691-01147-8}}</ref>.

Подібно до надлишку {{sup|44}}Ca, притаманний багатьом зернам SiC X надлишок ізотопу {{sup|49}}{{хімічна формула|Ti=1}} є свідченням in situ розпаду радіоактивного {{sup|49}}[[ванадій|V]]<ref name="AmariHoppe1992" /><ref name="NittlerAmari1996" />. Перші дослідження V-Ti ізотопів в зернах Х виявили позитивну кореляцію між їх значеннями 𝛿{{sup|49}}Ti/{{sup|48}}Ti та 𝛿{{sup|51}}V/{{sup|48}}Ti, що з урахуванням періоду напіврозпаду {{sup|49}}V (T{{sub|1/2}} = 330 днів) припускало конденсацію зерен Х протягом кількох місяців після вибуху наднової<ref name="HoppeBesmehn2002">{{cite journal| author=Hoppe P and Besmehn A |title=Evidence for Extinct Vanadium-49 in Presolar Silicon Carbide Grains from Supernovae |journal=The Astrophysical Journal|volume=576|issue=1|year=2002|pages=L69–L72|issn=0004637X|doi=10.1086/342785}}</ref>. Однак подібне раннє формування зерен Х розходилось з модельними передбаченнями пізнього формування карбіду силіцію в наднових типу ІІ<ref name="SarangiCherchneff2015">{{cite journal| author=Sarangi A and Cherchneff  I| title=Condensation of dust in the ejecta of Type II-P supernovae| journal=Astronomy & Astrophysics|volume=575|year=2015|pages=A95|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201424969}}</ref>. А наступні дослідження не підтвердили кореляцію V-Ti, ставлячи під сумнів раннє формування Х зерен в наднових<ref name="LinGyngard2010" />. {{sup|49}}V формується у внутрішній зоні Si/S, що містить ізотопно чистий {{sup|28}}Si, однак відсутність V-Ti кореляції припускає два сценарії утворення надлишку {{sup|49}}Ti в зернах Х: або ці зерна сформувались після розпаду більшості {{sup|49}}V, або існують джерела {{sup|49}}V (відмінні від розпаду {{sup|49}}Ti)<ref name="LinGyngard2010" />. Іншим джерелом {{sup|49}}Ti в Х зернах може бути зовнішня, багата на карбон зона He/C, в якій надлишок {{sup|49}}Ti є результатом реакції [[захоплення нейтронів]] <ref name="Hoppe2017" />.

У новому досліджені 16 великих зерен SiC Х із метеориту [[Murchison]] CM2 з використанням іонного [[мікрозонд]]у NanoSIMS 50L не було знайдено кореляції між {{sup|51}}V/{{sup|48}}Ti та 𝛿{{sup|49}}Ti<ref name="LiuNittler2018">{{cite journal| author=Liu N, Nittler LR, Alexander CMOD, and Wang J|title=Late formation of silicon carbide in type II supernovae| journal=[[Science Advances]]|volume=4|issue=1|year=2018|pages=eaao1054|issn=2375-2548|doi=10.1126/sciadv.aao1054}}</ref>. Натомість була виявлена негативна кореляція між 𝛿{{sup|49}}Ti та 𝛿{{sup|30}}Si, що пов'язує внесок зони Si/S, високозбагаченої чистим {{sup|28}}Si, із надлишком {{sup|49}}Ti в зернах. Відповідно, позитивна кореляція між надлишками {{sup|49}}Ti та {{sup|28}}Si припускає, що Х зерна утворились вже після того, як більшість {{sup|49}}V, генерованих в зоні Si/S, розпалась до {{sup|49}}Ti. Отримані дані свідчать про пізню (у порівнянні з періодом напіврозпаду {{sup|49}}V) конденсацію зерен Х із багатих вуглецем викидів наднової ІІ типу, – щонайменше через два роки після вибуху батьківської зорі<ref name="LiuNittler2018" />.

Результати ізотопного аналізу досонячних зерен SiC X узгоджуються з новими астрономічними спостереженнями неперервного формування пилу в наднових типу ІІ протягом майже десяти років після вибуху<ref name="GallHjorth2014">{{cite journal| author=Gall C, Hjorth J, Watson D et al.| title=Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova 2010jl|journal=Nature|volume=511|issue=7509|year=2014|pages=326–329|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature13558}}</ref><ref name="WessonBarlow2015">{{cite journal| author=Wesson R, Barlow MJ, Matsuura M, and Ercolan B| title=The timing and location of dust formation in the remnant of SN 1987A|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=446|issue=2|year=2015|pages=2089–2101|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stu2250}}</ref>. Хоча на основі оптичного та ближнього інфрачервоного спектрів для кількох наднових було висунуте припущення, що карбід силіцію порівняно із вуглецевими зернами є незначною складовою пилу<ref name="GallHjorth2014" />, нещодавні моделі конденсації пилу наднових все ж передбачають затримане формування SiC в надновій ІІ<ref name="SarangiCherchneff2015" />.  Тож, отримані на основі ізотопного вмісту деяких SiC Х зерен дані про їх конденсацію через ~2 роки після вибуху наднової експериментально підтвердили модельні передбачення<ref name="LiuNittler2018" />.
=====Змішання у викидах наднових=====

Характерний для зерен SiC X ізотопний склад в масивних зорях трапляється в різних зонах, що проходять різні стадії ядерного горіння перед вибухом наднової<ref name="WoosleyWeaver1995">{{cite journal|author=Woosley SE and Weaver TA| title=The Evolution and Explosion of Massive Stars. II. Explosive Hydrodynamics and Nucleosynthesis| journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=101|year=1995|pages=181|issn=0067-0049|doi=10.1086/192237}}</ref><ref name="RauscherHeger2002">{{cite journal| author=Rauscher T, Heger A, Hoffman RD, and Woosley SE |title=Nucleosynthesis in Massive Stars with Improved Nuclear and Stellar Physics| journal=The Astrophysical Journal|volume=576|issue=1|year=2002|pages=323–348|issn=0004-637X|doi=10.1086/341728}}</ref>. Тож, ізотопний склад зерен X вказує на глибоке та неоднорідне змішування речовини з різних шарів зорі у викидах наднових.

Для ізотопного складу титану та силіцію в зернах SiC X потрібен внесок із шарів, багатих на Ni, Si/S та O/Si, в яких відбувається горіння силіцію, неону та оксигену<ref name="Yoshida2007">{{cite journal|author=Yoshida T| title=Supernova Mixtures Reproducing Isotopic Ratios of Presolar Grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=666|issue=2|year=2007|pages=1048–1068|issn=0004-637X|doi=10.1086/520631}}</ref>. Тоді як завдяки внеску із зон He/C та He/N, в яких відбувається вигорання гідрогену та неповне вигорання гелію, досягається C>O, що уможливлює конденсацію зерен SiC <ref name="LarimerBartholomay1979">{{cite journal|author=Larimer JW and Bartholomay M| title=The role of carbon and oxygen in cosmic gases: some applications to the chemistry and mineralogy of enstatite chondrites| journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=43|issue=9|year=1979|pages=1455–1466|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(79)90140-6}}</ref>. Разом з тим, додавання речовини з проміжних, багатих киснем шарів має бути істотно обмеженим<ref name="Yoshida2007" />.

На користь значних макроскопічних змішувань у викидах наднових свідчать як численні астрономічні спостереження<ref name="HughesRakowski2000" /><ref name="EbisuzakiShibazaki1988">{{cite journal| author=Ebisuzaki T and Shibazaki N| title=The effects of mixing of the ejecta on the hard X-ray emissions from SN 1987A|journal=The Astrophysical Journal|volume=327|year=1988|pages=L5|issn=0004-637X|doi=10.1086/185128}}</ref><ref name="KifonidisPlewa2003">{{cite journal| author=Kifonidis K, Plewa T, Janka H-T, and Muller E| title=Non-spherical core collapse supernovae| journal=Astronomy & Astrophysics|volume=408|issue=2|year=2003|pages=621–649|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20030863}}</ref>, так і гідродинамічні моделі вибухів наднової, які передбачають започатковане [[Нестійкість Релея — Тейлора|РТ-нестійкостями]] широке змішування у викидах<ref name="HerantBenz1994">{{cite journal| author=Herant M, Benz W, Hix WR, Fryer CL, and Colgate SA |title=Inside the supernova: A powerful convective engine| journal=The Astrophysical Journal|volume=435|year=1994|pages=339|issn=0004-637X|doi=10.1086/174817}}</ref>. Однак наразі немає даних на користь мікроскопічних змішувань і чи дозволяють подібні РТ-нестабільності змішання речовини з віддалених шарів, одночасно придушуючи внесок із проміжних, багатих киснем шарів<ref name="JankaLanganke2007">{{cite journal |author=Janka J, Langanke K, Marek A, Martinezpinedo G, and Muller B| title=Theory of core-collapse supernovae |journal=Physics Reports|volume=442|issue=1-6|year=2007|pages=38–74|issn=03701573|doi=10.1016/j.physrep.2007.02.002}}</ref><ref name="BranchWheeler2017">{{cite book|author1=Branch D. and Wheeler CJ|title=Supernova Explosions|url=https://books.google.com/books?id=sVovDwAAQBAJ|date=2 серпня 2017|publisher=Springer|isbn=978-3-662-55054-0|accessdate=5 березня 2018|archive-date=6 грудня 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20211206070910/https://books.google.com/books?id=sVovDwAAQBAJ}}</ref>. На можливість мікроскопічних змішувань вказують тривимірні моделі наднових, в яких було показано проникнення речовини з внутрішніх шарів у зовнішні, реалізуючи через РТ-нестабільності змішування внутрішніх шарів із багатими вуглецем зовнішніми<ref name="HammerJanka2010" /><ref name="WongwathanaratMüller2015" /><ref name="JoggerstAlmgren2010">{{cite journal|author=Joggerst CC, Almgren A, and Woosley SE|title=Three-dimensional simulations of Rayleigh-Taylor mixing in core-collapse supernovae| journal = The Astrophysical Journal|volume=723|issue=1|year=2010|pages=353–363|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/723/1/353}}</ref>.

=====Розбіжність у співвідношенні ізотопів Si та N=====
Моделі змішування шарів наднових типу ІІ в змозі якісно відтворити ізотопні ознаки зерен SiC X, однак не в змозі кількісно пояснити аномальні співвідношення ізотопів (великі надлишки {{sup|15}}N та надлишки {{sup|29}}Si, які перевершують {{sup|30}}Si), виявлені в більшості X зерен<ref name="LinGyngard2010" />. Співвідношення ізотопів Si є однією з давніх проблем в астрофізиці, оскільки передбачення з моделей наднових розходяться зі співвідношенням ізотопів {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si на Сонці<ref name="TimmesClayton1996" />.

Серед виявлених SiC X зерен, лише декілька зерен (т.зв. X0 зерна) мають надлишки {{sup|29}}Si, більші від {{sup|30}}Si, тоді як більшість зерен X (т.зв. X1 зерна) розташовані вздовж однієї лінії на графіку трьох ізотопів Si, де 𝛿{{sup|29}}Si/𝛿{{sup|30}}Si має нахил ~0,65<ref name="LinGyngard2010" />. Третій тип Х зерен, т.зв. Х2 зерна, розташовані нижче зерен типу Х1 на графіку трьох ізотопів <ref name="NittlerAlexander2003" />. Для пояснення кореляційної лінії зерен Х1 необхідний ізотопний компонент силіцію із {{sup|29}}Si/{{sup|28}}Si ~0,024 (сонячне співвідношення ~0,051) і без {{sup|30}}Si, однак моделі наднових не в змозі генерувати такий ізотопний склад<ref name="LinGyngard2010" />. Моделі наднових передбачають нижчі від сонячних співвідношення {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si для багатих на {{sup|28}}Si внутрішні зони наднових, тоді як такі співвідношення Х1 зерен вищі від сонячних<ref name="WoosleyWeaver1995" />. Відтак, моделі наднових типу ІІ не в змозі пояснити сонячне співвідношення {{sup|29}}Si/{{sup|30}}Si, вказуючи на те, що реальні наднові можуть генерувати або ж більше {{sup|29}}Si, або ж менше {{sup|30}}Si, аніж передбачають ці моделі<ref name="LinGyngard2010" />.

У моделях наднових типу ІІ ізотоп {{sup|15}}N утворюється в реакціях розсіяння нейтрино на {{sup|16}}O у внутрішніх шарах<ref name="WoosleyWeaver1995" /><ref name="BalasiLanganke2015">{{cite journal| author=Balasi KG, Langanke K, and Martínez-Pinedo G.| title=Neutrino–nucleus reactions and their role for supernova dynamics and nucleosynthesis| journal=Progress in Particle and Nuclear Physics|volume=85|year=2015|pages=33–81|issn=01466410|doi=10.1016/j.ppnp.2015.08.001}}</ref>. Більшість зерен SiC X має великий надлишок {{sup|15}}N у поєднанні з великим співвідношенням ізотопів {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al до 0,6 – свідчення вигорання гідрогену<ref name="HoppeStrebel2000" />. Разом із тим, вигорання гідрогену має генерувати надлишок {{sup|14}}N, тоді як виміряні в більшості зерен Х співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N  коливаються в діапазоні від 10 до 250, що є меншим, аніж передбачають моделі змішування в наднових типу ІІ, особливо якщо для конденсації зерен SiC припускається, що C > O<ref name="TravaglioGallino1999" />. Одним з вирішень цієї проблеми є послаблення обмеження C > O, що уможливлює формування зерен SiC X в зонах наднових, багатих на {{sup|16}}O і {{sup|15}}N <ref name="DeneaultClayton2003">{{cite journal |author=Deneault E.A-N, Clayton DD, and Heger A| title=Supernova Reverse Shocks: SiC Growth and Isotopic Composition|journal=The Astrophysical Journal|volume=594|issue=1|year=2003|pages=312–325|issn=0004-637X|doi=10.1086/376863}}</ref>. З іншого боку, у випадку неповноти моделі наднових ІІ, ізотопний склад зерен X може свідчити що, у наднових утворюється значно більше {{sup|15}}N, аніж передбачається моделями. Останнє припущення частково підтверджується спостереженнями надлишків ізотопів у позагалактичних системах<ref name="ChinHenkel1999">{{cite journal |author=Chin Y, Henkel C, Langer N, and Mauersberger R|title=The Detection of Extragalactic [TSUP]15[/TSUP]N: Consequences for Nitrogen Nucleosynthesis and Chemical Evolution| journal=The Astrophysical Journal|volume=512|issue=2|year=1999|pages=L143–L146|issn=0004637X|doi=10.1086/311875}}</ref>.
=====Нуклеосинтез нейтронного спалаху в наднових=====
Характерною рисою досонячних зерен SiC Х є незвичний ізотопний склад [[молібден]]у<ref name="Zinner03" />. У зернах, що конденсуються у викидах наднових, ізотопний склад важких елементів мав б свідчити про їх формування в результаті [[r-процес]]у нуклеосинтезу<ref name="Hoppe2017" />. Однак вимірювання вмісту молібдену в зернах Х з використанням RIMS виявило великий надлишок {{sup|95}}Mo та {{sup|97}}Mo у порівнянні з {{sup|96}}Mo (утворюється винятково в s-процесі) та сонячним ізотопним складом<ref name=" PellinDavis1999">{{cite journal| author = Pellin MJ, Davis AM, Lewis RS, Amari S and Clayton RN| title= Molybdenum Isotopic Composition of Single Silicon Carbide Grains from Supernovae. 30th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 15-29, 1999, Houston, TX, abstract no. 1969 |   year=1999| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1999LPI....30.1969P }}</ref>. Тоді як r-нуклід {{sup|100}}Mo, значний надлишок якого передбачається класичним r-процесом у наднових типу ІІ, в Х зернах не було виявлено<ref name=" PellinSavina2006">{{cite journal| author = Pellin MJ, Savina MR, Calaway WF, et al.| title= Heavy metal isotopic anomalies in supernovae presolar grains. 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 13-17, 2006, League City, Texas, abstract no.2041 |   year=2006| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2041P  }}</ref>.

Для пояснення надлишку {{sup|95, 97}}Mo в зернах Х був запропонований нуклеосинтез «нейтронного спалаху» (lang-en|neutron burst)<ref name="MeyerClayton2000">{{cite journal| author=Meyer BS, Clayton DD, and The LS|title=Molybdenum and Zirconium Isotopes from a Supernova Neutron Burst| journal=The Astrophysical Journal|volume=540|issue=1|year=2000|pages=L49–L52|issn=0004637X|doi=10.1086/312865}}</ref>, - подібний до того, що свого часу пропонувався для пояснення ізотопного складу важкого ксенону (Xe-H) в наноалмазах і міг свідчити про їх досонячне походження з наднових типу ІІ<ref name="Heymann1979">{{cite journal| author=Heymann D and Dziczkaniec M. |title=Xenon from intermediate zones of supernovae| journal= Lunar and Planetary Science Conference, 10th, Houston, Texas, March 19-23, 1979, Proceedings.  |volume=2 |year=1979|pages=1943-1959|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1979LPSC...10.1943H}}</ref><ref name=" Heymann1980">{{cite journal| author = Heymann D. and  Dziczkaniec M.| title= A first roadmap for kryptology. In: Lunar and Planetary Science Conference, 11th, Houston, TX, March 17-21, 1980, Proceedings. Volume 2. (A82-22296 09-91) New York, Pergamon Press, 1980, p. 1179-1213. |   year=1980| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1980LPSC...11.1179H }}</ref><ref name="Clayton1989">{{cite journal| author=Clayton D. D.|title=Origin of heavy xenon in meteoritic diamonds| journal=The Astrophysical Journal|volume=340|year=1989|pages=613|issn=0004-637X|doi=10.1086/167422}}</ref><ref name="HowardMeyer1992">{{cite journal| author=Howard WM, Meyer BS, and Clayton DD|title=Heavy-element abundances from a neutron burst that produces Xe-H|journal=Meteoritics|volume=27|issue=4|year=1992|pages=404–412|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1992.tb00222.x}}</ref>. Такий нейтронний спалах, що триває декілька секунд, полягає у швидкому вивільненні великого потоку нейтронів під час проходження ударної хвилі з ядра наднової через багату гелієм оболонку<ref name="MeyerClayton2000" />. Із нуклеосинтезом нейтронного спалаху в наднових також узгоджується ізотопний склад інших елементів Х зерен: як великі надлишки {{sup|58}}Fe, {{sup|88 }}Sr, {{sup|96}}Zr і {{sup|138}}Ba, так і збіднення {{sup|90}}Zr та {{sup|100}}Ru<ref name=" PellinSavina2006" />.

Подібний швидкий нейтронний спалах виникає в моделях вибуху наднової типу ІІ у кисневому шарі, нижче зони He/С і в змозі пояснити характерний для X зерен ізотопний склад Mo<ref name="RauscherHeger2002" />. Це є черговим підтвердженням походження зерен SiC X із наднових типу ІІ. Крім того, формування ізотопного складу Мо в результаті нуклеосинтезу нейтронного спалаху в зернах SiC Х свідчить, що вони могли утворитись у тій самій речовині наднової, в якій сформувався компонент наноалмазу, що містить Xe-H, підтверджуючи досонячне походження деяких наноалмазів<ref name="MeyerClayton2000" />.

====Проблема походження зерен SiC C====
Характерний для зерен С надлишок {{sup|44}}Ca, який вказує на початкову наявність у цих зернах радіоактивного {{sup|44}}Ti, свідчить про їх походження з наднових типу ІІ, де вони формувались шляхом включення речовини із шару Si/S та, можливо, шару N<ref name=" GyngardNittler2010" /><ref name="HoppeFujiya2012" />.

Ізотопний склад C та Si, як і співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al та {{sup|44}}Ti/{{sup|48}}Ti у зернах C із метеориту Murchison узгоджуються з модельними передбаченнями змішування речовини шарів наднових типу ІІ з масою {{Маса Сонця|15}} (більше — із зовнішніх шарів, багатих на He та H, менше — із шарів багатих на О та Ni/Si/S)<ref name="RauscherHeger2002" />. Однак поєднання надлишку важкого ізотопу Si з легким {{sup|32}}S в зернах SiC С не узгоджуються з моделями змішування в наднових, які передбачають співвідношення {{sup|34}}S/{{sup|32}}S в 5 – 6 разів вищі, аніж мають зерна С<ref name="HoppeFujiya2012" />. Відповідно до цих моделей, єдиний шар наднових ІІ з великим надлишком {{sup|32}}S — це шар Si/S, що також має великий надлишок {{sup|28}}S<ref name="RauscherHeger2002" />, чого проте не спостерігаються в зернах С<ref name="CroatStadermann2010" />.

Для пояснення аномального ізотопного складу зерен С в контексті моделі змішування в наднових ІІ<ref name="RauscherHeger2002" /> було запропоновано сценарій [[фракціонування]] між Si та S через молекулярну хімію в ще не змішаних викидах з різних шарів наднової<ref name="HoppeFujiya2012" />. Відповідно до цього сценарію, зростаюче зерно SiC C в ~40-50 разів ефективніше захоплювало S із найглибшого шару Si/S (місце формування {{sup|44}}Ti), аніж S із інших шарів. Таке пояснення досить добре узгоджується як з астрономічними спостереженнями викидів [[SN1987A]] (в яких спостерігались такі молекули як [[монооксид вуглецю|CO]] та [[монооксид кремнію|SiO]])<ref name="WoodenRank1993" />, так і з моделями [[хімічна кінетика|хімічної кінетики]] в наднових типу ІІ з [[металічність|Z]]=0, які передбачають утворення великої кількості молекул, зокрема S, у викидах<ref name="CherchneffDwek2009">{{cite journal| author=Cherchneff I and Dwek E| title=THE CHEMISTRY OF POPULATION III SUPERNOVA EJECTA. I. FORMATION OF MOLECULES IN THE EARLY UNIVERSE |journal=The Astrophysical Journal|volume=703|issue=1|year=2009|pages=642–661|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/703/1/642}}</ref>. Так, моделі хімічної кінетики для наднових ІІ з масою 20 M{{sub|ʘ}} і без змішування передбачають, що 7% всієї викинутої речовини буде мати молекулярну форму: найбільш поширеними будуть молекули моносульфіду кремнію (SiS) (формуються у викидах із шару Ni/Si/S), а також молекули O{{sub|2}}, CO та [[Оксид сірки|SO]] (із багатих киснем шарів) <ref name="CherchneffDwek2009" />.

Ізотопні дані зерен С підтверджують, що формування молекул в наднових типу ІІ із Z=0, відбувається у незмішаних викидах, після чого слідує макроскопічне змішання (обумовлене РТ-нестабільностями) і вже потім — ріст зерен SiC<ref name="CroatStadermann2010" /><ref name="RauscherHeger2002" />. Відповідно до сценарію фракціонування між Si та S через молекулярну хімію, зростаючі зерна SiC C захоплюють S як молекули SiS, тоді як захоплення S з інших шарів стримується; одночасно зерно SiC також захоплює Si з інших зон<ref name="CroatStadermann2010" />. Збагаченість С зерен {{sup|32}}S є переконливим свідченням того, що хімія молекул {{хімічна формула|S=1}} відбувається у викидах наднових типу ІІ, підтверджуючи походження зерен С з наднових.

Іншим поясненням походження зерен С, збагачених {{sup|29, 30}}Si, особливо тих, що були знайдені як субзерна графіту, є їх формування в масивних (50 < M{{sub|ʘ}} < 100) [[Зорі Вольфа—Райє|зорях Вольфа—Райє]] (В-Р)<ref name="CroatStadermann2010" />. Моделі нуклеосинтезу захоплення нейтронів в ядрах В-Р, де відбувається горіння Не, передбачають велике збагачення ізотопом {{sup|29}}Si (в 7,2 рази порівняно із сонячним) та {{sup|30}}Si (у 30 разів у порівнянні з сонячним) відносно {{sup|28}}Si<ref name="PrantzosArnould1987">{{cite journal |author=Prantzos N, Arnould M and Arcoragi J-P |title=Neutron capture nucleosynthesis during core helium burning in massive stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=315|year=1987|pages=209|issn=0004-637X|doi=10.1086/165125}}</ref>. Коли зорі В-Р досягають вуглецевої фази (WC), то на їх поверхні з’являється Si, як продукт горіння Не в ядрі. Розподіл інфрачервоних спектрів областей В-Р WC, що характеризуються в 10{{sup|4}} разів збільшеною щільністю аніж згладжені зоряні витікання, узгоджується з аморфними вуглецевими утвореннями, хоча SiC й не було виявлено<ref name="Cherchneff2000">{{cite journal| author = Cherchneff, I., Le Teuff, Y. H., Williams, P. M., & Tielens, A. G. G. | title=Dust formation in carbon-rich Wolf-Rayet stars. I. Chemistry of small carbon clusters and silicon species|journal=Astronomy and Astrophysics|volume = 357| pages = 572-580 |year=2000| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...357..572C}}</ref>.

Відсутність притаманного надновим турбулентного змішування обмежує втечу збагачених {{sup|29, 30}}Si зерен SiC C до вітрів В-Р WC, що призводить до меншого, хоч все ще значного, збагачення ізотопами {{sup|29, 30}}Si (<5 разів порівняно з сонячним)<ref name="PrantzosArnould1987" />. Крім того, моделі передбачають, що співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C у вітрі зір WC значно перевершує таке співвідношення в С зернах. Однак змішування викидів WC із оболонкою зорі-супутника в [[Подвійні зорі|подвійних системах]] (а саме в таких системах перебуває більше половини зір В-Р) призводить до розчинення надлишків {{sup|12}}C<ref name="AmariZinner1999" />. Тож зорі В-Р в подвійних системах можуть бути природним джерелом походження зерен С<ref name="CroatStadermann2010" />.

====Походження Si3N4====
Виміряна вперше в лабораторії [[випромінювальна здатність]] кристалічних (суміш α- та β-Si{{sub|3}}N{{sub|4}}) та аморфних зразків нітриду силіцію вказувала на внесок Si{{sub|3}}N{{sub|4}} до випромінювання на ділянці спектру 9 – 12 мкм, що свідчило про можливість модифікації профілів випромінювань зерна SiC<ref name="RussellChatelain1989">{{cite book| author=Russell, RW., Chatelain, M.A., Hecht, J.H., and Stephens, J.R |editor=Tielens A.G.G.M. and Allamandola L.J. |title=Interstellar Dust: Contributed Papers.  NASA CP-3036|url= https://ntrs.nasa.gov/search.jsp?R=19910005622|year=1989|pages= 157–162|chapter=Si{{sub|3}}N{{sub|4}} emissivity and the unidentified infrared bands}}</ref>. Ці дослідження виявили, що на структуру, спостережувану в профілях поглинання SiC, може впливати поглинання Si{{sub|3}}N{{sub|4}}. Свідчення про зерна Si{{sub|3}}N{{sub|4}}, як складового компоненту зоряного пилу, вперше були отримані з метеоритів.

Виявлені в метеоритах досонячні зерна нітриду силіцію мали такий самий ізотопний склад, що й зерна SiC X: велике співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al, і мале співвідношення {{sup|29, 30}}Si/{{sup|28}}Si та {{sup|14}}N/{{sup|15}}N<ref name="LinGyngard2010" />. Виходячи з такої схожості ізотопних співвідношень між двома типами досонячних зерен, було висунуто припущення, що подібно до зерен Х, зерна Si{{sub|3}}N{{sub|4}} також сформувались в наднових типу ІІ в умовах [[відновлення]] (C/O > 1) та високої концентрації нітрогену<ref name="LinAmari2002" /><ref name="NittlerHoppe1995" />.

Разом із тим, моделі рівноважної конденсації передбачають, що Si{{sub|3}}N{{sub|4}} не є стабільним конденсатом в зорях АВГ і тому не може формуватись в оболонках вуглецевих зір (для чого потрібен великий надлишок нітрогену, в 100 разів більший сонячного), унеможливлюючи його спостереження в цих зорях<ref name="LoddersFegley1995">{{cite journal| author=Lodders K. and Fegley B.| title=The origin of circumstellar silicon carbide grains found in meteorites|journal=Meteoritics|volume=30|issue=6|year=1995|pages=661–678|issn=00261114|doi=10.1111/j.1945-5100.1995.tb01164.x}}</ref>. Однак на основі здійсненого з допомогою NanoSIMS ізотопного аналізу залишків метеориту Indarch, вперше було виявлено одне зерно Si{{sub|3}}N{{sub|4}} із надзвичайно високим співвідношенням {{sub|14}}N/{{sub|15}}N, джерелом якого може бути зоря АВГ<ref name="ZinnerAmari2007" />. Нітрид силіцію найімовірніше не формується як первинний конденсат в оболонках зір АВГ, але як продукт реакції між попередньо конденсованими SiC та {{хімічна формула|N=2}}:
: {{sup|3}}SiC (тв) + 2N{{sub|2}} (г) = Si{{sub|3}}N{{sub|4}} (тв) + 3С (тв).
Хоча така реакція потребує високого парціального тиску газу N{{sub|2}} <ref name="ZinnerAmari2007" />.

Підтвердження можливого походження Si{{sub|3}}N{{sub|4}} із зір АВГ було отримане на основі спектроскопічної ідентифікації Si{{sub|3}}N{{sub|4}} (разом з SiC) в навколозоряних пилових оболонках величезних вуглецевих зір [[IRAS]] 21318+5631 та AFGL 2477<ref name="ClementMutschke2005">{{cite journal |author =Clement D, Mutschke H, Klein R, Jager C, Dorschner J, Sturm E, and Henning T |title=Detection of Silicon Nitride Particles in Extreme Carbon Stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=621|issue=2|year=2005|pages=985–990|issn=0004-637X|doi=10.1086/426184}}</ref>. Хоча ці зорі проявляли поглинальну особливість у смузі близько 11 мкм, яку пов'язували з SiC, їх пік припадав на коротші довжини хвиль (9,6 мкм) і поширювався далі (10,7 та 11,2 мкм), що співпадало з лабораторними спектрами дисперсії Si{{sub|3}}N{{sub|4}} в таблетці з [[бромід калію|KBr]]. Це відкриття тлумачилось, як свідчення формування Si{{sub|3}}N{{sub|4}} в оболонках зір АВГ<ref name="ClementMutschke2005" />, всупереч попереднім припущенням на основі вивчення ДСЗ Si{{sub|3}}N{{sub|4}} про неможливість утворення нітриду силіцію в таких зорях<ref name="AmariJennings2002" />.

Однак пізніші астрономічні спостереження вуглецевих зір та повторні лабораторні дослідження спектрів SiC та Si{{sub|3}}N{{sub|4}} не підтвердили гіпотезу формування Si{{sub|3}}N{{sub|4}} в зорях АВГ<ref name="PitmanSpeck2006">{{cite journal| author=Pitman KM, Speck AK, and Hofmeister AM|title=Challenging the identification of nitride dust in extreme carbon star spectra| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=371|issue=4|year=2006|pages=1744–1754|issn=1365-2966|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10810.x}}</ref>. Натомість була висунута гіпотеза, що спостережувана широка спектральна особливість 10 – 13 мкм в IRAS 21318+5631 може бути пояснена наявністю аморфних зерен SiC<ref name="SpeckThompson2005">{{cite journal |author=Speck AK, Thompson GD, and Hofmeister AM| title=The Effect of Stellar Evolution on SiC Dust Grain Sizes|journal=The Astrophysical Journal|volume=634|issue=1|year=2005|pages=426–435|issn=0004-637X|doi=10.1086/496955}}</ref>. Однак морфологічний аналіз величезної кількості досонячних зерен SiC з метеоритів переконливо показав, що майже всі ці зерна є кристалічними, не аморфними<ref name="BernatowiczFraundorf1987" />, тому аморфних зерен SiC у вуглецевих зорях не достатньо для пояснення спостережуваної широкої особливості 10 – 13 мкм <ref name="SpeckCorman2009">{{cite journal|author=Speck AL, Corman AB, Wakeman K, Wheeler CH, and Thompson G|title= Silicon carbide absorption features: dust formation in the outflows of extreme carbon stars. |journal=The Astrophysical Journal|volume=691|issue=2|year=2009|pages=1202–1221|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/691/2/1202}}</ref>.

====Зерна графіту з наднових====
Фізичні та хімічні властивості ДЗС графіту, що утворились у викидах наднових істотно різняться від таких же властивостей зерен графіту, що походять із зір АВГ. Частково ці відмінності пов’язані з різною гідродинамікою, тиском, складовими газу і часом формування зерен в цих двох середовищах.

Подібно до зерен SiC X, найбільш переконливими свідченнями  походження досонячних зерен графіту з наднових ІІ є надлишок в зернах з низькою густиною (LD зернах) ізотопу {{sup|44}}Ca<ref name="NittlerAmari1996" />. Крім того, подібно до SiC X зерен з наднових, в багатьох LD зернах графіту також було виявлено: надлишок {{sup|28}}Si та {{sup|15}}N; величезний діапазон співвідношень {{sup|12}}C/{{sup|13}}C; високі співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al ;  великі збагачення ізотопом {{sup|18}}O, із співвідношеннями {{sup|18}}O/{{sup|16}}O в ~200 разів більшими від земного<ref name="AmariLewis1995" />.

=====LD зерна графіту з наднових ІІ=====
Ізотопні складові досонячних зерен LD (з низькою густиною) графіту (p = 1,65 – 1,72 г/см{{sup|3}}) і відносно великого розміру (середній діаметр ~6 мкм), що були виявлені в метеоритах [[Murchison]] (фракції KE3 та KFA1) та [[Orgueil]] (OR1c та OR1d), свідчать про походження цього типу графітів із наднових типу ІІ<ref name="AmariLewis1994" /><ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="StadermannCroat2005" />.

Ізотопний аналіз благородного газу в об'ємній масі зерен графіту із фракцій Murchison та вивчення ізотопних вмістів Ne та He одиничних зерен виявив, що зерна LD (з низькою густиною) графіту мають високо збагачений вміст {{sup|22}}Ne, але збіднені {{sup|4}}He<ref name="AmariLewis1995" /><ref name="HeckAmari2009">{{cite journal|author=Heck PR, Amari S, Hoppe P, Baur J, Lewis RS, and Wieler R| title=Ne isotopes in individual presolar graphite grains from the Murchison meteorite together with He, C, O, Mg-Al isotopic analyses as tracers of their origins |journal=The Astrophysical Journal |volume=701|issue=2|year=2009|pages=1415–1425|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/701/2/1415}}</ref>. {{sup|22}}Ne в LD графітах із Murchison скоріш за все походить із розпаду радіонукліду {{sup|22}}Na (T{{sub|1/2}} ~ 2,6 років), що утворюється в зоні O/Ne наднових ІІ<ref name="Amari2009" />. На користь такого походження LD графіту свідчать також виміряні в одиничних зернах низькі співвідношення {{sup|4}}He /{{sup|22}}Ne<ref name="HeckAmari2009" />.

Для більшості LD зерен з метеоритів Murchison та Orgueil притаманна кореляція між надлишками {{sup|18}}O та {{sup|15}}N<ref name="JadhavAmari2008" /><ref name="AmariZinner1995">{{cite journal|author=Amari S, Zinner E and Lewis RS|title=Large {{sup|18}}O Excesses in Circumstellar Graphite Grains from the Murchison Meteorite: Indication of a Massive-Star Origin|journal=The Astrophysical Journal|volume=447|issue=2|year=1995|issn=0004637X|doi=10.1086/309573}}</ref>. {{sup|18}}O та {{sup|15}}N утворюються внаслідок часткового згоряння He та вибухового нуклеосинтезу в зоні He/C масивної пре-наднової ІІ зорі, що є єдиною зоною де такі надлишки існують разом<ref name="WoosleyWeaver1995" />. Підтвердження того, що ці надлишки дійсно походять з однієї зони наднової ІІ були отримані на основі ізотопної візуалізації з допомогою NanoSISM [[мікротом]]ованих зрізів (товщиною 70 нм) трьох LD зерен графіту із Orgueil, в яких була виявлена сильна кореляція між високими надлишками {{sup|18}}O та {{sup|15}}N<ref name="GroopmanBernatowicz2012">{{cite journal|author=Groopman E, Bernatowicz T, and Zinner E|title= C, N, and O isotopic heterogeneities in low-density supernova graphite grains from Orgueil|journal=The Astrophysical Journal|volume=754|issue=1|year=2012|pages=L8|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/754/1/L8}}</ref>.

Схожість LD зерен графіту із зернами SiC X з наднових ІІ також проявляється у високих співвідношеннях {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al (із T{{sub|1/2}} для {{sup|26}}Al ~ 7,3×10{{sup|15}}років), виведених із великих надлишків {{sup|26}}Mg в одиничних зернах. Зокрема, в деяких LD зернах співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al було настільки ж високим, як і в SiC X зернах ({{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al ~ 1) <ref name="AmariLewis1995" />. В наднових ІІ найвищі співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al  притаманні шару He/N<ref name="WoosleyWeaver1995" />.

В кількох LD зернах на основі надлишків {{sup|41}}K була виведена первинна присутність {{sup|41}}Ca (T{{sub|1/2}} ~ 1,05 ×10{{sup|5}}років), із співвідношеннями {{sup|41}}Ca/{{sup|40}}Ca в діапазоні від 0,001 до 0,01 <ref name="AmariZinner1996">{{cite journal|author=Amari S, Zinner E, and Lewis RS|title={{sup|41}}Ca in Presolar Graphite of Supernova Origin|journal=The Astrophysical Journal|volume=470|issue=2|year=1996|pages=L101–L104|issn=0004637X|doi=10.1086/310306}}</ref>. Такі високі ізотопні співвідношення досяжні в шарах наднових ІІ, багатих C та О. В деяких LD зернах виявлені надлишки {{sup|28}}Si корелювали з великими надлишками {{sup|44}}Ca<ref name="NittlerAmari1996" />. Такі великі надлишки {{sup|44}}Ca (у порівнянні з надлишками {{sup|40,42,43}}Ca) є результатом ''in situ'' розпаду {{sup|44}}Ti (T{{sub|1/2}} = 60 років) і вказують на внесок речовини з глибинного шару Si/S наднової ІІ<ref name="AmariLewis1995" />.

=====Субзерна графіту з наднових ІІ=====
В досонячних зернах графіту з наднових були виявлені крихітні субзерна TiC, SiC, [[камасит]]у, [[силіциди]] Fe та Ni <ref name="CroatBernatowicz2003" /><ref name="Lodders2006">{{cite journal|author=Lodders K.|title=They Came from the Deep in the Supernova: The Origin of TiC and Metal Subgrains in Presolar Graphite Grains|journal=The Astrophysical Journal|volume=647|issue=1|year=2006|pages=L37–L40|issn=0004-637X|doi=10.1086/507181}}</ref>. Одиничні кристали TiC із одиничних зерен графіту характеризувались аномально великим діапазоном співвідношень {{sup|18}}O/{{sup|16}}O, хоча мали однорідну ізотопну складову {{Хімічна формула|Ti=1}}, схожу до такої ж в SiC X зернах<ref name="Stadermann03">{{cite journal| author = Stadermann F. J.,  Bernatowicz T., Croat T. K., Zinner E., Messenger S., and Amari S.| title=Titanium and Oxygen Isotopic Compositions of Sub-Micrometer TiC Crystals Within Presolar Graphite. 34th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 17-21, 2003, League City, Texas, abstract no.1627 |   year=2003| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003LPI....34.1627S}}</ref>. 
ДСЗ графітів з KE3, що походять з наднової, є в цілому значно більшими (4-12 мкм) аніж сформовані у вуглецевих зорях графіти із фракції KFC1, а також мають високий надлишок (25 – 2400 ppm) внутрішніх кристалів TiC; в окремих випадках в одиничних графітах було виявлено кілька сотень TiC<ref name="AmariLewis1995" />.

Враховуючи розміри та поширеність карбідів титану в ДСЗ графіту з наднової, було встановлено, що в газі з якого конденсувались субзерна було багато пилу<ref name="StadermannCroat2005" />. Так, на основі діапазону розмірів серед виявлених зерен TiC від ~20 нм до ~500 нм було обчислено, що мінімальна густина {{хімічна формула|Ti=1}} в газах викидів наднової повинна була бути, відповідно, від ~7×10{{sup|4}} до ~2×10{{sup|6}} атомів/см{{sup|3}}. За умови повної конденсації Ti в TiC, така густина Ti відповідає мінімальним значенням щільності зерен TiC від ~3×10{{sup|-4}} до ~0,2{{sup|}} зерен/см{{sup|3}}<ref name="CroatBernatowicz2003" />.

В графітах із фракції KE3 також були виявлені композитні карбіди титану з субзернами нікелевого [[Метеоритне залізо|заліза]] та одиничні зерна [[камасит]]у<ref name="Lodders2006" /><ref name="CroatStadermann05">{{cite journal|author=Croat TK, Stadermann FJ, and Bernatowicz TJ|title=Coordinated TEM and NanoSIMS of Presolar Graphites|journal=Microscopy and Microanalysis|volume=11|issue=S02|year=2005|issn=1431-9276|doi=10.1017/S1431927605508183}}</ref>.  В композитних зернах мінеральні фази заліза представлені [[камасит]]ом і [[теніт]]ом, які [[епітаксія (технологія)|епітаксійно]] зростали на одній чи більше гранях карбіду титану, однозначно вказуючи на конденсацію заліза у викидах наднових<ref name="CroatBernatowicz2003" /><ref name="StadermannCroat2005" />. Ці мінеральні фази, разом з хімічними варіаціями поміж субзерен TiC, свідчать про наступну послідовність конденсації зерен і субзерен досонячного графіту: TiC → камасит/теніт → графіт<ref name="CroatStadermann05" />.

Моделі конденсації за умови термодинамічної рівноваги у поєднанні з моделями росту зерен показали можливість досягнення потрібної послідовності конденсації в багатому карбоном газі (від карбідів Ti, Zr, Mo до графіту та SiC) <ref name="LoddersFegley1995" /><ref name="SharpWasserburg1995" />. Ці моделі дозволили накласти обмеження на тиск газу, що має бути в діапазоні 0,1 – 100 [[дина]]/см{{sup|2}} та на співвідношення C/О, яке має бути в діапазоні 1,05 – 1,2, щоб можливо було отримати спостережувані розміри зерен. Крім того, ці моделі змогли пояснити спостережувані форми конденсації тугоплавких слідових важких елементів в зернах SiC<ref name="LoddersFegley1997" />. Попри цю успішність моделей, густини потрібні для формування TiC перед графітом та для утворення зерен спостережуваних розмірів є значно більшими, аніж передбачувані моделями густини для областей формування пилу в атмосферах червоних гігантів. Відтак, довкола цих зерен можуть бути області з більшою густиною, аніж передбачають моделі. Іншим поясненням цього розходження може бути те, що великі зерна переважно формуються в довготривалих дисках довкола взаємодіючих подвійних систем зір, а не довкола одиничної зорі<ref name="Jura1997">{{cite journal|last1=Jura|first1=M.|title=Carbon dust particle size distributions around mass-losing AGB stars|journal=AIP Conference Proceedings |year=1997|pages=379–390|doi=10.1063/1.53316}}</ref><ref name="JuraWebb2001">{{cite journal|author=Jura M, Webb RA, and Kahane C|title=Large Circumbinary Dust Grains around Evolved Giants?|journal=The Astrophysical Journal|volume=550|issue=1|year=2001|pages=L71–L75|issn=0004637X|doi=10.1086/319476}}</ref>.

Одне унікальне LD зерно графіту («'''OR1d3m-18'''», 7 мкм в діаметрі) із фракції OR1d метеориту Orgueil навіть містило як субзерна всі фази (TiC, SiC, камасит, [[силіциди]] Fe та Ni) <ref name=" CroatJadhav2011">{{cite journal|author=Croat TK, Jadhav M, Lebsack E and Bernatowicz TJ|title= A Unique Supernova Graphite: Contemporaneous Condensation of All Things Carbonaceous. In: 42nd Lunar and Planetary Science Conference, held March 7-11, 2011 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1608. |year=2011|pages=1533| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011LPI....42.1533C}}</ref>, які були передбачені обчисленнями рівноважної термодинаміки для вуглецевих шарів наднової, підтверджуючи застосовність таких обчислень навіть до складних середовищ наднових <ref name="FedkinMeyer2010">{{cite journal|author=Fedkin AV, Meyer BS, and Grossman L|title=Condensation and mixing in supernova ejecta|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=74|issue=12|year=2010|pages=3642–3658|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2010.03.021}}</ref>. Аналіз з допомогою TEM мікроструктури цього зерна вказував на первинне формування кожної з цих фаз прямо із газу, а в деяких випадках на гетерогенну нуклеацію на вже існуючих твердих поверхнях тугоплавких TiC. Виявлені в OR1d3m-18 окремі зерна силіциду динікелю (Ni{{sub|2}}Si), що [[Епітаксія (технологія)|епітаксіально]] росли на різних сторонах одного субзерна TiC, вказують на наступну послідовність фазової конденсації<ref name=" CroatJadhav2011" />: TiC→Ni{{sub|2}}Si→збагачений Si камасит/Fe{{sub|2}}Si→SiC→графіт, що в цілому узгоджується з передбаченнями<ref name="FedkinMeyer2010" />.

В цілому, більшість досонячних зерен LD графіту походять із наднових типу ІІ. Тоді як зерен із наднових істотно менше в HD фракціях як Murchison (2%), так і Orgueil (7%)<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="AmariZinner2014" />. Однак в жодному з двох метеоритів наразі не було виявлено однозначних свідчень присутності зерен із АВГ серед LD графітів.

====Оксиди з наднових====
Вважається, що більшість ДСЗ оксидів походять з червоних гігантів та зір АВГ<ref name="Nittler97" />. Однак в одному багатому на {{Хімічна формула| Al =1}} досонячному зерні оксиду, T84, був виявлений великий надлишок {{sup|16}}O<ref name="NittlerAlexander1998">{{cite journal| author=Nittler L. R., Alexander C. M. O'D., Wang J., and Gao X.| title=Meteoritic oxide grain from supernova found|journal=Nature|volume=393|issue=6682|year=1998|pages=222–222|issn=0028-0836|doi=10.1038/30377}}</ref>. Оскільки {{sup|16}}O є найбільш поширеним ізотопом, що викидається надновими типу ІІ, то зерно оксиду Т84 найбільш імовірно походить з наднових.  
Інше виявлене досонячне зерно корунду, назване S-C122. , було в три рази більш збагачене {{sup|18}}O по відношенню до сонячного O<ref name="Choi1998" />. Попри те, що ізотопний склад S-C122 узгоджується із змішанням речовини з різних шарів ННІІ (оболонок, де спалюється гелій та оболонок багатих гідрогеном), однак і співвідношення <sup>17</sup>O/{{sup|16}}O в цьому зерні було нижчим, аніж передбачається для такого змішання, і співвідношення ізотопів Mg та Ti не узгоджувались з ННІІ. Попри ці розходження, не виключено, що {{sup|18}}O-збагачені оксиди утворились із ННІІ<ref name="Choi1998" />.

====={{sup|54}}Cr-збагачені зерна та формування Сонячної системи=====
Іншим найбільш вірогідними зернами оксидів із наднових типу ІІ (чи типу Іа) є нещодавно виявлені надзвичайно збагачені {{sup|54}}Cr зерна наношпінелей (~100 – 200 нм) із метеоритів Orgueil та Murchison<ref name="DauphasRemusat2010" /><ref name="QinNittler2011" />.

В ННІІ багаті нейтронами ізотопи генеруються через реакції захоплення нейтронів протягом згоряння He ядра та {{хімічна формула|C=1}} оболонки<ref name="RauscherHeger2002" /><ref name="TheEl Eid2007">{{cite journal|author=The L-S, El Ei MF, and Meyer BS|title=s‐Process Nucleosynthesis in Advanced Burning Phases of Massive Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=655|issue=2|year=2007|pages=1058–1078|issn=0004-637X|doi=10.1086/509753}}</ref>. Протягом до-наднової стадії еволюції цих зір {{sup|54}}Cr утворюється через захоплення на {{sup|53}}Cr нейтронів генерованих реакцією {{sup|22}}Ne(α n,){{sup|25}}Mg) <ref name="PignatariGallino2010">{{cite journal|author=Pignatari M, Gallino R, Heil M, Wiescher M, Käppeler F, Herwig F, and Bisterzo S|title=THE WEAKs-PROCESS IN MASSIVE STARS AND ITS DEPENDENCE ON THE NEUTRON CAPTURE CROSS SECTIONS|journal=The Astrophysical Journal|volume=710|issue=2|year=2010|pages=1557–1577|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/710/2/1557}}</ref>. Разом з тим, виміряний ізотопний склад Cr в ДСЗ SiC та шпінелей, які найімовірніше походять із зір АВГ, має максимальне збагачення співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr лиш в ~1,1 рази більше сонячного, у згоді з передбаченнями нуклеосинтезу в зорях АВГ<ref name="ZinnerNittler2005">{{cite journal|author=Zinner E, Nittler LR et al.| title=Oxygen, magnesium and chromium isotopic ratios of presolar spinel grains|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=69|issue=16|year=2005|pages=4149–4165|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2005.03.050}}</ref><ref name="LevineSavina09">{{cite journal|author=Levine J, Savina MR et al.|title=Resonance ionization mass spectrometry for precise measurements of isotope ratios|journal=[[International Journal of Mass Spectrometry]]|volume=288|issue=1-3|year=2009|pages=36–43|issn=13873806|doi=10.1016/j.ijms.2009.07.013}}</ref>. Тож, зорі АВГ не можуть бути джерелом аномалій {{sup|54}}Cr в наношпінелей, оскільки їх співвідношення {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr в 36 разів більше від сонячного<ref name="NittlerWang2012" />.
        
За відсутності достатньої кількості оксигену в зоні ННІа де генерується {{sup|54}}Cr, було висунуто припущення про походження зерен наношпінелей із ННІІ, в яких можуть формуватись оксиди алюмінію та магнію<ref name="DauphasRemusat2010" />. З іншого боку, спектри ННІа вказують на процеси змішання у їх викидах<ref name="StehleMazzali2005">{{cite journal|author=Stehle M, Mazzali PA, Benett S and Hillebrandt W|title=Abundance stratification in Type Ia supernovae - I. The case of SN 2002bo|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=360|issue=4|year=2005|pages=1231–1243|issn=00358711|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09116.x}}</ref><ref name="MazzaliSauer2008">{{cite journal|author=Mazzali PA, Sauer DN, Pastorello A, Benetti S, and Hillebrandt W|title=Abundance stratification in Type Ia supernovae – II. The rapidly declining, spectroscopically normal SN 2004eo|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue=4|year=2008|pages=1897–1906|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13199.x}}</ref>, тому не виключено, що оксиди-носії {{sup|54}}Cr так само могли конденсуватись у викидах цих зір. Однак ключовим свідченням походження нано-оксидів із ННІІ є наявність в примітивних метеоритах ізотопів {{sup|26}}Al та {{sup|60}}Fe з малим періодом напіврозпаду, що утворюються лише в ННІІ<ref name="LeePapanastassiou1977">{{cite journal|author=Lee T, Papanastassiou DA, and Wasserburg GJ|title=Aluminum-26 in the early solar system - Fossil or fuel|journal=The Astrophysical Journal|volume=211|year=1977|pages=L107|issn=0004-637X|doi=10.1086/182351}}</ref><ref name="BirckLugmair1988">{{cite journal|author=Birck JL and Lugmair GW|title=Nickel and chromium isotopes in Allende inclusions|url=https://archive.org/details/sim_earth-and-planetary-science-letters_1988-10_90_2/page/131|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=90|issue=2|year=1988|pages=131–143|issn=0012821X|doi=10.1016/0012-821X(88)90096-9}}</ref><ref name="ShukolyukovLugmair1993">{{cite journal|author=Shukolyukov A and Lugmair GW|title=Live Iron-60 in the Early Solar System|journal=Science|volume=259|issue=5098|year=1993|pages=1138–1142|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.259.5098.1138}}</ref><ref name="JacobsenYin2008">{{cite journal|author=Jacobsen B, Yin Q et al.|title=26Al–26Mg and 207Pb–206Pb systematics of Allende CAIs: Canonical solar initial 26Al/27Al ratio reinstated|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=272|issue=1-2|year=2008|pages=353–364|issn=0012821X|doi=10.1016/j.epsl.2008.05.003}}</ref><ref name="MishraGoswami2010">{{cite journal|author=Mishra RK, Goswami JN, Tachibana S, Hus GR, and Rudraswami NG|title=60Fe AND26Al IN CHONDRULES FROM UNEQUILIBRATED CHONDRITES: IMPLICATIONS FOR EARLY SOLAR SYSTEM PROCESSES|journal=The Astrophysical Journal|volume=714|issue=2|year=2010|pages=L217–L221|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/714/2/L217}}</ref> і що вказує на те, що речовина з сусідньої ННІІ все ж може бути в молекулярній хмарі, в якій формувалась Сонячна система. На основі цих спостережень було висунуте припущення, що та сама наднова ІІ, яка привнесла {{sup|26}}Al та {{sup|60}}Fe в сонячну систему, також є джерелом зерен наношпінелей, багатих {{sup|54}}Cr<ref name="DauphasRemusat2010" />. Тож, ДСЗ з аномальним ізотопним складом Cr були ще одним підтвердженням гіпотези<ref name="CameronTruran1977">{{cite journal|author=Cameron AGW and Truran JW|title=The supernova trigger for formation of the solar system|journal=Icarus|volume=30|issue=3|year=1977|pages=447–461|issn=00191035|doi=10.1016/0019-1035(77)90101-4}}</ref><ref name="FosterBoss1996">{{cite journal|author=Foster PN and Boss AP|title=Triggering Star Formation with Stellar Ejecta|journal=The Astrophysical Journal|volume=468|year=1996|pages=784|issn=0004-637X|doi=10.1086/177735}}</ref>, що ударна хвиля сусідньої наднової типу ІІ могла викликати ущільнення матеріалу в молекулярній хмарі та призвести до її гравітаційного колапсу та, врешті, до формування Сонячної системи.

Разом з тим, нещодавно ідентифіковані 19 досонячних наночастинок з великим надлишком {{sup|54}}Cr суперечать вищезгаданому сценарію формування нано-оксидів та Сонячної системи<ref name="NittlerAlexander2018" />. Хоча найбільш багаті на {{sup|54}}Cr внутрішні нари ННІІ й можуть досягнути співвідношень {{sup|54}}Cr/{{sup|52}}Cr спостережуваних у найбільш збагачених {{sup|54}}Cr із цих 19 зерен, ці шари також зазвичай є високозбагаченими чи високо збідненими ізотопом {{sup|53}}Cr. Тоді як ізотопний аналіз цих 19 наночастинок виявив в них співвідношення {{sup|53}}Cr/{{sup|52}}Cr  близькі до сонячних, навіть серед найбільш збагачених {{sup|54}}Cr зерен<ref name="NittlerAlexander2018" />. Тому такі зерна не могли сформуватись у викидах ННІІ.

Натомість ізотопний склад 19 досонячних наночастинок узгоджується з моделями нуклеосинтезу двох інших типів наднових, що генерують {{sup|54}}Cr без (високогустинні [[наднові типу Ia]]) чи із (наднові з електронним захоплення) помірною часткою супутнього формування {{sup|53}}Cr<ref name="NittlerAlexander2018" />. {{li|Наднова з електронним захопленням|Q=Q15807754}} ({{lang-en|Electron-capture Supernova}}) ('''НЕЗ''') є кінцевою стадією еволюції зорі «супер-АВГ» масою ~8 – 10 M{{ sub|ʘ }}<ref name="Nomoto1984">{{cite journal|author=Nomoto K|title=Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores|journal=The Astrophysical Journal|volume=277|year=1984|pages=791|issn=0004-637X|doi=10.1086/161749}}</ref><ref name="Nomoto1987">{{cite journal|author=Nomoto K|title=Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II - Collapse of an O + NE + MG core|journal=The Astrophysical Journal|volume=322|year=1987|pages=206|issn=0004-637X|doi=10.1086/165716}}</ref><ref name="DohertyGil-Pons2017">{{cite journal|author=Doherty CL, Gil-Pons P, Siess L and Lattanzio JC|title=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=34|year=2017|issn=1323-3580|doi=10.1017/pasa.2017.52}}</ref>. Моделі передбачають, що ці зорі повинні складатись із електронно-[[виродження (фізика)|виродженого]] ядра оксигену-неону-магнію, оточеного масивною оболонкою. Коли досягається достатня температура та густина в зорях НЕЗ, то відбувається [[електронне захоплення]] на {{sup|20}}Ne та {{sup|24}}Mg, що призводить до зменшення тиску вироджених електронів протидіючого гравітації і врешті до колапсу ядра та вибуху, залишаючи по собі нейтронну зорю з низькою масою (<1,37 M{{ sub|ʘ }})<ref name="Nomoto1984" /><ref name="Stevenson2013">{{cite book|author=Stevenson DS|title=Extreme Explosions: Supernovae, Hypernovae, Magnetars, and Other Unusual Cosmic Blasts|url=https://books.google.com/books?id=r124BAAAQBAJ|date=2013|publisher=Springer|isbn=978-1-4614-8136-2|accessdate=30 березня 2018|archive-date=25 січня 2022|archive-url=https://web.archive.org/web/20220125083414/https://books.google.com/books?id=r124BAAAQBAJ}}</ref>. Однак чи існує така наднова і за яких умова досі залишається предметом суперечок<ref name="DohertyGil-Pons2017" />.

Відкриття надзвичайно збагачених {{sup|54}}Cr зерен, що узгоджуються з моделями нуклеосинтезу в високогустинних ННІа та НЕЗ, є першим свідченням досонячних зерен з таких зір<ref name="NittlerAlexander2018" />. Однак походження цих зерен із НЕЗ найбільше узгоджується як з їх ізотопно аномальним вмістом Cr, так з історією формування Сонячної системи, оскільки НЕЗ є в 10 разів більш частішими подіями в галактиці<ref name="WanajoJanka2011">{{cite journal|author=Wanajo S, Janka H-T and Müller B|title= Electron-capture supernovae as the origin of elements beyond iron|journal=The Astrophysical Journal|volume=726|issue=2|year=2011|pages=L15|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/726/2/L15}}</ref><ref name="WanajoJanka2013">{{cite journal|author=Wanajo S, Janka H-T and Müller B|title= Electron-capture supernovae as origin of 48Ca|journal=The Astrophysical Journal|volume=767|issue=2|year=2013|pages=L26|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/767/2/L26}}</ref>, аніж високогустинні ННІа (2% подій ННІа, ~1% всіх наднових) і їх часові рамки еволюції (~20 млн років) узгоджуються з часом протосонячної молекулярної хмари, на відміну від ННІа із значно довшим часом еволюції<ref name="NittlerAlexander2018" />.

Тож, існує більша ймовірність прямого зв'язку однієї чи більше подій НЕЗ із протосонячною молекулярною хмарою. В контексті нової гіпотези<ref name="GounelleMeynet2012">{{cite journal|author=Gounelle M and Meynet G|title=Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=545|year=2012|pages=A4|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201219031}}</ref> формування Сонця в комплексі молекулярної хмари, що зазнала послідовних епізодів формування зір, найімовірніше зоря першого покоління з масою 9 – 10 M{{ sub|ʘ }} вибухнула як НЕЗ незадовго перед формування Сонячної системи і привнесла в протосонячну туманність зоряний пил, збагачений ізотопами з надлишком нейтронів<ref name="NittlerAlexander2018" />. Такий сценарій формування Сонячної системи, заснований на основі моделювань та даних ізотопного аналізу зерен збагачених {{sup|54}}Cr, може пояснити не тільки гетерогенний розподіл ізотопів, збагачених нейтронами (як {{sup|48}}Ca, {{sup|50}}Ti, {{sup|54}}Cr), в планетарних речовинах Сонячної системи, але й нещодавно виявлену дихотомію ізотопів Mo у вуглецевому хондриті Allende, в якому крім ізотопів Mo [[s-процес]]у, були виявлені ізотопи Mo [[r-процес]]у<ref name="BuddeBurkhardt2016">{{cite journal|author=Budde G, Burkhardt C et al.|title=Molybdenum isotopic evidence for the origin of chondrules and a distinct genetic heritage of carbonaceous and non-carbonaceous meteorites|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=454|year=2016|pages=293–303|issn=0012821X|doi=10.1016/j.epsl.2016.09.020}}</ref><ref name="KruijerBurkhardt2017">{{cite journal|author=Kruijer TS, Burkhardt C, Budde G and Kleine T|title=Age of Jupiter inferred from the distinct genetics and formation times of meteorites|journal=Proceedings of the National Academy of Sciences|year=2017|pages=201704461|issn=0027-8424|doi=10.1073/pnas.1704461114}}</ref>.

====Формування наноалмазів в наднових====

Ізотопні складові {{Хімічна формула|C=1}} і {{Хімічна формула|N=1}} в метеоритних наноалмазах майже однакові з їх сонячними ізотопними співвідношеннями, не дозволяючи однозначно встановити походження наноалмазів. Лише виявлення в об’ємній масі деяких наноалмазів складових благородних газів, - з ознаками, що свідчили про їх постання в результаті r- та p-процесу, - однозначно вказує на наднові, як зоряні джерела досонячних алмазів<ref name="Nittler03" />.

Аналіз об’ємної маси наноалмазів в метеоритах виявив наявність ізотопно аномального [[ксенон]]ового (Xe) газу<ref name="MingAnders1988">{{cite journal|author=Ming T and Anders E|title=Interstellar silicon carbide - How much older than the solar system?|journal=The Astrophysical Journal|volume=335|year=1988|pages=L31|issn=0004-637X|doi=10.1086/185333}}</ref>. Вважається, що ця ксенонова складова наноалмазів (названа “Xe-HL”, оскільки збагачена як важкими ('''H'''eavy) <sup>134</sup>Xe і <sup>136</sup>Xe, так і легкими ('''L'''ight), <sup>124</sup>Xe, <sup>126</sup>Xe і менше <sup>128</sup>Xe) виникла в результаті r-процесу (Xe-H) та p-процесу (Xe-L), що мали місце в наднових <ref name="Heymann1979" /><ref name="Clayton1989" /><ref name="HowardMeyer1992" />.

Крім того, висувалось припущення, що наноалмази і Xe-HL не могли сформуватись в одній і тій же зорі, а натомість походять з різних складових подвійної системи зір з малою масою (1 – 2 M{{ sub|ʘ }}): алмаз у вітрах меншої, вуглецевої зорі, а Xe-HL утворився, коли на компактний залишок ([[білий карлик]]) більшої складової системи набув через акрецію стільки маси із вуглецевої зорі, що вибухнув, як наднова типу Іа <ref name="Jorgensen1988">{{cite journal| author=Jørgensen UG |title=Formation of Xe-HL-enriched diamond grains in stellar environments|journal=Nature|volume=332|issue=6166|year=1988|pages=702–705|issn=0028-0836|doi=10.1038/332702a0}}</ref>.

На користь того, що деякі метеоритні наноалмази є ДСЗ свідчать також виявлений в скупченні метеоритних алмазів [[телур]] ({{Хімічна формула|Te=1}}), названий Te-H, і представлений виключно ізотопами r-процесу  (<sup>128</sup>Te і <sup>130</sup>Te) <ref name="RichterOtt1998">{{cite journal|author=Richter S, Ott U, and Begemann F.|title=Tellurium in pre-solar diamonds as an indicator for rapid separation of supernova ejecta|journal=Nature|volume=391|issue=6664|year=1998|pages=261–263|issn=0028-0836|doi=10.1038/34605}}</ref>. Ізотопи Te-H в метеоритних алмазах були разом з Xe-HL, тому скоріш за все постали внаслідок r-процесу в надновій.

Слід зазначити, що поширеність ізотопів Xe в наноалмазах така, що лише один з мільйона алмазних зерен містить один атом ксенону. Відтак, можливо більшість метеоритних алмазів виникли саме в Сонячній системі, і лише дуже мала частка постала в наднових.

===Досонячні зерна з нових зір===

[[Акреція (космос)|Акреція]] на [[білий карлик]] речовини з супутника в [[Подвійні зорі|подвійній системі]] призводить до накопичення на його поверхні гідрогену (переважає в акреційній речовині), який нагрівається до температур, при яких розпочинається термоядерна реакція перетворення гідрогену на гелій. Коли швидкість виділення тепла в ядерній реакції перевищує швидкість тепловідводу, то розвивається теплова нестабільність і відбувається вибух, що спостерігається як спалах [[нова зоря|нової зорі]]<ref name="Jose2016" /><ref name="Iliadis2015">{{cite book|author=Iliadis C|title=Nuclear Physics of Stars|url=https://books.google.com/books?id=kLZNCAAAQBAJ|date=13 квітня 2015|publisher=Wiley|isbn=978-3-527-33651-7|accessdate=26 лютого 2018|archive-date=26 вересня 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20210926051322/https://books.google.com/books?id=kLZNCAAAQBAJ}}</ref>. Ланцюгова реакція [[цикл Бете|CNO-циклу]], {{sup|12}}C('' p'', '' γ''){{sup|13}}N('' β'' {{sup|+}}){{sup|13}}C, протягом згоряння акреційного гідрогену спричиняє дуже низькі ізотопні співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C (0,3 – 3), спостережувані в нових <ref name="JoseHernanz2007">{{cite journal| author=Jose J and Hernanz M| title=Nucleosynthesis in classical nova explosions| journal=Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics|volume=34|issue=12|year=2007|pages=R431–R458|issn=0954-3899|doi=10.1088/0954-3899/34/12/R01}}</ref><ref name="Jose2017">{{cite journal| author=Jose J |title=Nucleosynthesis in Novae. In: Proceedings of the 14th International Symposium on Nuclei in the Cosmos (NIC2016)|year=2017|doi=10.7566/JPSCP.14.010501}}</ref>. За складом білого карлика виділяють два типи нових: «вуглецево-кисневі», з початковою масою зорі менше ~8 M{{sub|ʘ}}, що пройшли стадії горіння гідрогену та гелію, залишивши багате вуглецем та киснем ядро; та «киснево-неонові», що утворилися з масивніших зір (8 – 10 M{{sub|ʘ}}), які додатково пройшли стадію [[Ядерне горіння Карбону|горіння Карбону]], залишивши багате киснем та неоном ядро<ref name="Jose2016" />.  
{{main|Нові зорі}}

Інфрачервоні спостереження свідчать, що більшість нових зір генерують пил із силікатів, SiC, C та Fe<ref name="Gehrz1998">{{cite journal| author=Gehrz RD, Truran JW, Williams RE, and Starrfield S.| title=Nucleosynthesis in Classical Novae and Its Contribution to the Interstellar Medium|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=110|issue=743|year=1998|pages=3–26|issn=0004-6280|doi=10.1086/316107}}</ref>. Однак зерна з таких зір дуже рідкісні в загальній популяції досонячних зерен в метеоритах. Було виявлено менше десяти ДСЗ графіту та карбіду силіцію, чий ізотопний склад однозначно вказує на їх походження з нових<ref name="AmariGao2001" /><ref name="JoseHernanz07">{{cite journal| author=Jose J and Hernanz M|title=The origin of presolar nova grains|journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=42|issue=7-8|year=2007|pages=1135–1143|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2007.tb00565.x}}</ref>.

====Зерна карбіду силіцію з нових====

Для зерен карбіду силіцію (SiC) з нових характерні низькі співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C і {{sup|14}}N/{{sup|15}}N, високі співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al та великий надлишок {{sup|30}}Si<ref name="JoseHernanz07" />. Кілька моделей нуклеосинтезу в нових зорях передбачають, що подібні властивості зерна набувають у результаті згоряння гідрогену при високих температурах<ref name="JoseHernanz2007" /><ref name="Jose2017" /><ref name="KovetzPrialnik1997">{{cite journal| author=Kovetz A and Prialnik D|title=The Composition of Nova Ejecta from Multicycle Evolution Models| journal=The Astrophysical Journal|volume=477|issue=1|year=1997|pages=356–367|issn=0004-637X|doi=10.1086/303675}}</ref><ref name="JoseCoc1999">{{cite journal |author=Jose J, Coc A, and Hernanz M| title= Nuclear uncertainties in the NeNa–MgAl cycles and production of 22Na and 26Al during nova outbursts|journal=The Astrophysical Journal|volume=520|issue=1|year=1999|pages=347–360|issn=0004-637X|doi=10.1086/307445}}</ref><ref name="JoseHernanz2003">{{cite journal| author=José J, Hernanz M, Amari S, and Zinner E| title=Constraining Models of Classical Nova Outbursts with the Murchison Meteorite|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=20|issue=04|year=2003|pages=351–355|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS03032}}</ref><ref name="JoseHernanz2004">{{cite journal| author=Jose J, Hernanz M, Amari S, Lodders K, and Zinner E| title=The Imprint of Nova Nucleosynthesis in Presolar Grains|journal=The Astrophysical Journal|volume=612|issue=1|year=2004|pages=414–428|issn=0004-637X|doi=10.1086/422569}}</ref>. Однак передбачувані цими моделями ізотопні аномалії значно більші, аніж виміряні в зернах, і припускають змішування викидів нової з речовиною, чий ізотопний склад близький до сонячного<ref name="JoseHernanz2004" />. Порівняння моделей з ізотопними співвідношеннями зерен карбіду силіцію вказує на те, що їх джерелом були киснево-неонові нові з масою батьківського [[білий карлик|білого карлика]] ~1,25 M{{sub|ʘ}}<ref name="JoseHernanz07" />.
 
Складність ідентифікації джерела походження рідкісних SiC зерен пов'язана з їх аномальним ізотопним вмістом. Так, одне виявлене зерно SiC («347-4», розміром <5 мкм) із залишків метеориту Murchison мало низьке співвідношення ізотопів {{sup|12}}С/{{sup|13}}C (~5,59) та {{sup|14}}N/{{sup|15}}N (~6,8)<ref name="NittlerHoppe2005">{{cite journal| author=Nittler LR and Hoppe P| title=Are Presolar Silicon Carbide Grains from Novae Actually from Supernovae?|journal=The Astrophysical Journal|volume=631|issue=1|year=2005|pages=L89–L92|issn=0004-637X|doi=10.1086/497029}}</ref>, подібно до SiC зерен, чиє походження пов'язували з киснево-неоновою новою. Разом з тим, це саме SiC зерно характеризувалось великими надлишками {{sup|28}}Si, {{sup|44}}Ca і {{sup|49}}Ti, та виведеним високим співвідношенням {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al ~ 0,3 - 0,4, а інше SiC зерно («151-4») великим надлишком {{sup|47}}Ti<ref name="NittlerHoppe2005" />. Такий ізотопний склад свідчить про походження цих зерен із [[Наднові типу II|наднових типу ІІ]], а не з нових, що піддає сумніву походження з нових зір інших ідентифікованих зерен карбіду силіцію.

Нещодавно виявлені 14 досонячних SiC зерен із метеориту Murchison також характеризувались великим надлишком {{sup|13}}C ({{sup|12}}C/{{sup|13}}C < 16) та {{sup|15}}N ({{sup|14}}N /{{sup|15}}N < 100), але різним ізотопним вмістом Si<ref name="LiuNittler2016">{{cite journal| author=Liu N, Nittler LR, Alexander CMOD, Wang J, Pignatari M, Jose J, and Nguyen N| title=STELLAR ORIGINS OF EXTREMELY13C- AND15N-ENRICHED PRESOLAR SIC GRAINS: NOVAE OR SUPERNOVAE?|journal=The Astrophysical Journal|volume=820|issue=2|year=2016|pages=140|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/820/2/140}}</ref>. Так, із 14 зерен, 4 мали великий надлишок {{sup|29, 30}}Si відносно {{sup|28}}Si та їх сонячної поширеності. Такий самий надлишок {{sup|29, 30}}Si характерний для зерен із наднових SiC С<ref name="PignatariZinner2013">{{cite journal| author=Pignatari M, Zinner E, Bertolli M et al.| title=SILICON CARBIDE GRAINS OF TYPE C PROVIDE EVIDENCE FOR THE PRODUCTION OF THE UNSTABLE ISOTOPE32Si IN SUPERNOVAE| journal=The Astrophysical Journal|volume=771|issue=1|year=2013|pages=L7|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/771/1/L7}}</ref><ref name="XuZinner2015">{{cite journal| author=Xu Y, Zinner E, Gallino R, Heger A, Pignatari M, and Lin Y |title=SULFUR ISOTOPIC COMPOSITIONS OF SUBMICROMETER SiC GRAINS FROM THE MURCHISON METEORITE| journal=The Astrophysical Journal|volume=799|issue=2|year=2015|pages=156|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/799/2/156}}</ref>, що свідчить про походження цих 4 SiC зерен із наднових типу ІІ, в якій відбувалось вибухове згоряння гідрогену протягом вибуху батьківської зорі. Два із семи зерен, що імовірно походили із нових і характеризувались надлишком {{sup|30}}Si та збіднені {{sup|29}}Si, мали нижче від сонячного співвідношення {{sup|34}}S/{{sup|32}}S, що розходиться з передбаченнями моделей нуклеосинтезу в нових<ref name="LiuNittler2016" />. Інші 5 зерен, що ймовірно походять із нових, могли сформуватись також із наднових, оскільки горіння гідрогену як у нових, так і в наднових може призвести до подібного ізотопного складу внаслідок реакцій захоплення протонів<ref name="LiuNittler2016" />.

====Зерна графіту з нових====
Більше 40% ДСЗ графіту з низькою густиною мають надлишки {{sup|22}}{{Хімічна формула|Ne=1}} (відомі, як Ne-E(L))<ref name="JoseHernanz2003" />. Найкращим поясненням такого надлишку {{sup|22}}Ne є його утворення в результаті розпаду {{sup|22}}{{Хімічна формула|Na=1}} ''in situ'' (~ 2,75 років)<ref name="Amari2006" /><ref name="Amari2003" />. Це припущення узгоджується з ранішими передбаченнями формування пилу в нових зорях<ref name="ClaytonHoyle1976">{{cite journal| author=Clayton D. D. and Hoyle F.| title=Grains of anomalous isotopic composition from novae| journal=The Astrophysical Journal|volume=203|year=1976|pages=481|issn=0004-637X|doi=10.1086/154101}}</ref> та обчисленнями гідродинамічних моделей, які передбачають значну частку {{sup|22}}Na у викидах із нових<ref name="StarrfieldTruran1998">{{cite journal| author=Starrfield S., Truran J. W., Wiescher M. C., and Sparks W. M.| title=Evolutionary sequences for Nova V1974 Cygni using new nuclear reaction rates and opacities| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=296|issue=3|year=1998|pages=502–522|issn=0035-8711|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01312.x}}</ref>.

Наразі єдиним зерном, що найкраще узгоджується з моделями нуклеосинтезу в нових, є нещодавно виявлене досонячне зерно графіту («LAP-149»; розмір ~1 мкм) із метеориту {{Не перекладено|LaPaz Icefield 031117||pl|LaPaz Icefield 031117}}<ref name="HaenecourFloss2016">{{cite journal| author=Haenecour P, Floss C, Jose J et al. |title= Coordinated analysis of two graphite grains from the CO3. 0 LAP 031117 meteorite: first identification of a CO nova graphite and a presolar iron sulfide subgrain |journal=The Astrophysical Journal|volume=825|issue=2|year=2016|pages=88|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/825/2/88}}</ref>. Зерно LAP-149 надзвичайно збагачене {{sup|13}}C і збіднене {{sup|15}}N (співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N ~ 941 ), має одне з найнижчих співвідношень {{sup|12}}C /{{sup|13}}C (~1,41) з усіх досліджених досонячних зерен. Такий ізотопний склад зерна LAP-149 розходиться з передбаченнями моделей нуклеосинтезу класичних киснево-неонових нових<ref name="JoseHernanz2004" />, викиди яких хоч і мають дуже низькі, як в LAP-149, співвідношення {{sup|12}}C /{{sup|13}}C (0,73 – 1,1), однак також мають дуже низькі співвідношення {{sup|14}}N /{{sup|15}}N (0,25 – 3,6), тоді як зерно LAP-149 збагачене {{sup|14}}N.

Ізотопний склад досонячного зерна графіту LAP-149 найкраще узгоджується з оновленою моделлю вуглецево-кисневих нових<ref name="HaenecourFloss2016" />. Ця модель, з масою білого карлика ~0,6 M{{sub|ʘ}}, передбачає майже ідентичний з LAP-149 ізотопний склад C ({{sup|12}}C /{{sup|13}}C = 2) та N ({{sup|14}}N /{{sup|15}}N = 979) і припускає, що таке зерно могло утворитись в чистих викидах вуглецево-кисневих нових зір, без додаткового змішування з речовиною сонячного складу<ref name="HaenecourFloss2016" />.

Досонячне зерно LAP-149 – це перше виявлено зерно, що найімовірніше походить із нової, і є першим переконливим свідченням формування у викидах нової графіту<ref name="Jose2017" /><ref name="HaenecourFloss2016" />.

===ДСЗ із маломасивних зір===
Більшість досонячних зерен SiC та оксидів, і значна частка зерен графіту з високою густиною, формуються в сильних вітрах із маломасивних (<5 M{{sub|ʘ}}) зір на завершальних стадіях їх еволюції. Багатий на {{хімічна формула|O=1}} пил утворюється в [[Червоні гіганти|червоних гігантах]] та О-збагачених зорях [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]] (АВГ) ([[Зорі спектрального класу S|спектральні класи S]] та MS). Тоді як багаті вуглецем досонячні зерна конденсуються в [[Вуглецева зоря|вуглецевих зорях]] АВГ (зорі спектрального класу N) <ref name="IbenRenzini1983" />. Специфіка вуглецевих зір АВГ пов'язана з тим, що для формування в них вуглецевих зір необхідно щоб в газовій фазі співвідношення C/O > 1, бо при нижчих значеннях весь карбон зв'язується в стабільній молекулі [[Монооксид вуглецю|CO]].  Лише коли густина числа C перевищує густину числа О, то С стає достатньо, щоб утворити [[карбіди]] чи графіт<ref name="LoddersFegley1995" /><ref name="SharpWasserburg1995">{{cite journal|author=Sharp C.M. and Wasserburg G.J.| title=Molecular equilibria and condensation temperatures in carbon-rich gases|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1995-04_59_8/page/1633|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=59|issue=8|year=1995|pages=1633–1652|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(95)00069-C}}</ref>.

Існує кілька переконливих свідчень про формування ДСЗ в маломасивних зорях:
# Схожість ізотопних складових зерен ({{sup|12}}C/{{sup|13}}C для зерен SiC та графіту; ({{sup|17,18}}O/{{sup|16}}O для оксидів) із спектроскопічними вимірюваннями зір<ref name="HarrisLambert1984" /><ref name="SmithLambert1990" />.
# Діапазони багатьох ізотопних співвідношень, виявлених в зернах, чисельно узгоджуються з моделями еволюції та нуклеосинтезу в зорях АВГ та червоних гігантах і не узгоджуються з жодними іншими зорями, що генерують космічний пил.
# Виміряні в одиничних досонячних зернах форми поширеності багатьох розсіяних елементів цілком узгоджуються з передбаченнями конденсації в атмосфера вуглецевих зір<ref name="AmariHoppe1995" /><ref name="LoddersFegley1995"/>.
# Інфрачервоні спектри маломасивних зір свідчать про присутність пилу з SiC, С та оксидів<ref name="SpeckHofmeister1999" /><ref name="TreffersCohen1974" /><ref name="Gilman1969" /><ref name="SpeckBarlow2000">{{cite journal |author=Speck AK, Barlow MJ, Sylvester RJ, and Hofmeister AM|title=Dust features in the 10-μm infrared spectra of oxygen-rich  evolved stars| journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=146|issue=3|year=2000|pages=437–464|issn=0365-0138|doi=10.1051/aas:2000274}}</ref>.

====Нуклеосинтез в зорях АВГ====

Первинний хімічний склад оболонок зір [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]] істотно змінюється в серії [[Конвективна зона|конвективних]] епізодів т.зв. «[[зачерпування]]» ({{lang-en|dredge-up}}) – період еволюції зорі, коли зона поверхневої конвекції простягається вниз до шарів, де речовина зазнала змін внаслідок ядерного синтезу, внаслідок чого продукти синтезу потрапляють у зовнішні шари атмосфери зорі і з'являються в її спектрі. Відповідних змін зазнає і пил, що конденсується в скинутих оболонках<ref name="Herwig2005">{{cite journal |author=Herwig F|title=Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=43|issue=1|year=2005|pages=435–479|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.43.072103.150600}}</ref><ref name="BussoGallino1999">{{cite journal| author=Busso M., Gallino R. and Wasserburg G. J.| title=Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=37|issue=1|year=1999|pages=239–309|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.37.1.239}}</ref>.

Після того, як зоря полишає стадію [[Головна послідовність|головної послідовності]] і стає червоним гігантом, починається епізод т.зв. «першого зачерпування»<ref name="IbenRenzini1983" />. Наслідком цього є змішання решток ядерного згоряння гідрогену в [[Цикл Бете|CNO-циклі]] у верхній оболонці<ref name="BoothroydSackmann1999"/>. У зорях масою >~{{Маса Сонця|2,3}} після початку ядерного горіння гелію в ядрі, на ранній стадії АВГ (E-AGB), відбувається епізод «другого зачерпування», в результаті якого відбувається змішування додаткових решток згоряння гідрогену<ref name="Herwig2005" /><ref name="LattanzioKarakas2016">{{cite journal| author=Lattanzio J and Karakas A|title=Uncertainties in AGB evolution and nucleosynthesis| journal=Journal of Physics: Conference Series|volume=728|year=2016|pages=022002|issn=1742-6588|doi=10.1088/1742-6596/728/2/022002}}</ref>. На пізній стадії АВГ починаються термальні пульсації, в яких відбувається почергове згоряння гідрогену та гелію в тонких шарах над інертним киснево-вуглецевим ядром [[Білий карлик|білого карлика]] <ref name="IbenRenzini1983" />. Такі періодичні конвективні епізоди, відомі як «третє зачерпування», врешті призводять до змішування речовини з ядра із зовнішніми оболонками<ref name="BussoGallino1999" />. Наслідком третього зачерпування є збагачення поверхні зорі АВГ ізотопом {{sup|12}}C (що при {{хімічна формула|C=1}}/{{хімічна формула|O=1}}>1 призводить до формування вуглецевої зорі) та елементами [[s-процес]]у нуклеосинтезу, які помітні в спектрі зорі<ref name="SmithLambert1990" /><ref name="BussoGallino2001">{{cite journal|author=Busso M, Gallino R, Lambert DL, Travaglio C, and Smith V.V |title=Nucleosynthesis and Mixing on the Asymptotic Giant Branch. III. Predicted and Observed s‐Process Abundances| journal=The Astrophysical Journal|volume=557|issue=2|year=2001|pages=802–821|issn=0004-637X|doi=10.1086/322258}}</ref><ref name="Abia2002">{{cite journal| author=Abia C. et al.| title=s‐Process Nucleosynthesis in Carbon Stars| journal=The Astrophysical Journal|volume=579|issue=2|year=2002|pages=817–831|issn=0004-637X|doi=10.1086/342924}}</ref>.

У зорях АВГ, чия початкова маса більша 3 – 4 M{{sub|ʘ}}, температура в основі конвективних оболонок досягає >40 MK (1 мільйон Кельвінів = 10{{sup|6}}K), активуючи нуклеосинтез захоплення протонів – т.зв. «згоряння гарячого низу» ({{lang-en|hot bottom burning}}, HBB) <ref name="Garcia-Hernandez2013">{{cite journal| author=García-Hernández DA, Zamora O et al.| title=Hot bottom burning and s-process nucleosynthesis in massive AGB stars at the beginning of the thermally-pulsing phase |journal=Astronomy & Astrophysics|volume=555|year=2013|pages=L3|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201321818}}</ref>. Ключовим наслідком цього нуклеосинтезу HBB є знищення карбону, що унеможливлює еволюцію до стадії вуглецевої зорі<ref name="LattanzioKarakas2016" />.

Передбачене канонічними моделями зоряної еволюції співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C в оболонках червоних гігантів коливаються в діапазоні від ~20 після першого зачерпування (на [[Відгалуження червоних гігантів|відгалуженні червоних гігантів]]) до ~300 на пізніх стадіях термально пульсуючих АВГ для зір із сонячною [[Металічність|металічністю]] і до кількох тисяч — для зір з металічністю, меншою сонячної<ref name="Eid1994">{{cite journal| author = El Eid, M. F| title=CNO isotopes in red giants: theory versus observations |journal= Astronomy and Astrophysics| pages=915-928|volume= 285| year=1994| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1994A%26A...285..915E}}</ref><ref name="GallinoRaiteri1994">{{cite journal| author=Gallino R, Raiteri CM, Busso M, and Matteucci F |first4=Francesca| title=The puzzle of silicon, titanium, and magnesium anomalies in meteoritic silicon carbide grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=430|year=1994|pages=858|issn=0004-637X|doi=10.1086/174457}}</ref><ref name="NittlerGallino2005">{{cite journal| author=Nittler LR, Gallino R, Lugaro M, Straniero O, Dominguez I, and Zinner E| title=Si and C Isotopes in Presolar Silicon Carbide Grains From AGB Stars| journal=Nuclear Physics A| volume=758|year=2005|pages=348–351|issn=03759474|doi=10.1016/j.nuclphysa.2005.05.064}}</ref><ref name="ZinnerNittler2006">{{cite journal| author=Zinner E, Nittler LR, Gallino R, et al.|title=Silicon and Carbon Isotopic Ratios in AGB Stars: SiC Grain Data, Models, and the Galactic Evolution of the Si Isotopes |journal=The Astrophysical Journal|volume=650|issue=1|year=2006|pages=350–373|issn=0004-637X|doi=10.1086/506957}}</ref>. Тоді як передбачені співвідношення {{sup|12}}N/{{sup|13}}N коливаються в діапазоні від 600 до 1600<ref name="Eid1994" /><ref name="BeckerIben1979">{{cite journal| author=Becker SA and Iben I Jr| title=The asymptotic giant branch evolution of intermediate-mass stars as a function of mass and composition. I - Through the second dredge-up phase| journal=The Astrophysical Journal|volume=232|year=1979|pages=831|issn=0004-637X|doi=10.1086/157345}}</ref>.

Двома іншими ізотопами, які є свідченням нуклеосинтезу в зорях АВГ, є {{sup|26}}{{хімічна формула|Al=1}} і {{sup|22}}{{хімічна формула|Ne=1}}. Радіоізотоп {{sup|26}}Al утворюється в оболонці, де горить гідроген, шляхом захоплення протона {{sup|25}}Mg і переносяться до поверхні третім зачерпуванням<ref name="KarakasLattanzio2013">{{cite journal|author=Karakas AI and Lattanzio JC| title=Production of Aluminium and the Heavy Magnesium Isotopes in Asymptotic Giant Branch Stars |journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=20|issue=03|year=2013|pages=279–293|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS03010}}</ref>. Ізотоп {{sup|22}}Ne утворюється з {{sup|14}}N під час горіння гелію в зорях АВГ<ref name="Cameron1960">{{cite journal |author=Cameron A. G. W.| title=New Neutron Sources of Possible Astrophysical Importance.| journal=The Astronomical Journal|volume=65|year=1960|pages=485|issn=00046256|doi=10.1086/108085}}</ref>.

====Формування зерен SiC в зорях АВГ====

Значна поширеність карбону у всесвіті та унікальна термальна стабільність сполук карбіду дозволили астрофізикам досить рано припустити, що головним конденсатом у витіканнях із вуглецевих зір буде карбідний пил<ref name="Gilman1969" /><ref name="Wildt1933">{{cite journal| author = Wildt R.| title=Kondensation in Sternatmosphären. |journal= Zeitschrift für Astrophysik| pages=345-354|volume= 6| year=1933| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1933ZA......6..345W}}</ref><ref name="Friedemann1969">{{cite journal| author=Friedemann C|title=Evolution of silicon carbide particles in the atmospheres of carbon stars|journal=Physica|volume=41|issue=1|year=1969|pages=139–143|issn=00318914|doi=10.1016/0031-8914(69)90247-X}}</ref>.  Пізніші детальні термодинамічні моделі послідовностей конденсування карбідного пилу показали, що в збагачених вуглецем витіканнях з таких зір дійсно має конденсуватись карбід силіцію разом з карбідами Ti, Zr та інших металів <ref name="LoddersFegley1997">{{cite journal| author=Lodders K and Fegley B| title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar  aterials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics| isbn=978-1-56396-664-4| chapter=Condensation chemistry of carbon stars| pages=391–423|doi=10.1063/1.53317}}</ref><ref name="CherchneffCau2016">{{cite journal| author=Cherchneff I and Cau P| title=The chemistry of carbon dust formation|journal=Symposium - International Astronomical Union|volume=191|year=2016|pages=251–260|issn=0074-1809|doi=10.1017/S0074180900203148}}</ref>.  Перше пряме свідчення навколозоряного карбідного пилу  було отримане в 1970-х рр., коли в інфрачервоному спектрі пилових оболонок вуглецевих зір була виявлена відносно широка особливість випромінювання на довжині хвилі 11,3 мкм, яка інтерпретувалась як така, що була обумовлена тепловим випромінюванням зерен SiC<ref name="SpeckBarlow1997" /><ref name="TreffersCohen1974" /><ref name="ForrestGillett1975">{{cite journal| author=Forrest WJ, Gillett FC, and Stein WA|title=Circumstellar grains and the intrinsic polarization of starlight| journal=The Astrophysical Journal|volume=195|year=1975|pages=423|issn=0004-637X|doi=10.1086/153342}}</ref>.   На основі даних астрономічних спостережень, за десятиліття до відкриття SiC зерен в метеоритах, було висунуто припущення, про формування пилу із зерен SiC у вуглецевих зорях <ref name="ClaytonWard1978">{{cite journal| author=Clayton DD and Ward RA|title=S-process studies - Xenon and krypton isotopic abundances| journal=The Astrophysical Journal|volume=224|year=1978|pages=1000|issn=0004-637X|doi=10.1086/156449}}</ref>><ref name="SrinivasanAnders1978" />.

Також на користь походження більшості зерен SiC із зір АВГ свідчить те, що ці зорі є головним джерелом елементів [[s-процес]]у, якими також збагачені SiC зерна головної популяції <ref name="BussoGallino1999" /><ref name="BussoGallino2001" />. У згоді з цими відкриттями, моделі нуклеосинтезу припускають, що із маломасивних (~1-3 M{{sub|ʘ}}) вуглецевих зір походить більшість (>95%) досонячних зерен SiC<ref name="Daulton2002" />. Розподіл {{sup|12}}C/{{sup|13}}C для зерен SiC знаходиться головним чином в межах {{sup|12}}C/{{sup|13}}C ≈ 30-100, де максимум в розподілі припадає на 50-60 (для порівняння, сонячне {{sup|12}}C/{{sup|13}}C = 89) <ref name="HoppeOtt97" />. Оскільки схожий розподіл ({{sup|12}}C/{{sup|13}}C≈20-90) спостерігається в атмосферах вуглецевих зір N-типу<ref name="LambertGustafsson1986">{{cite journal| author=Lambert DL, Gustafsson B, Eriksson K, and Hinkle KH.|title=The chemical composition of carbon stars. I - Carbon, nitrogen, and oxygen in 30 cool carbon stars in the Galactic disk |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=62|year=1986|pages=373|issn=0067-0049|doi=10.1086/191145}}</ref>, то ця подібність переконливо свідчить про походження більшості досонячних зерен SiC із зір АВГ<ref name="NittlerCiesla2016" />. Інші ~5% зерен SiC мають співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C<10 і скоріш за все походять з вуглецевих зір J-типу.

Окрім того,  дослідження синтезу карбіду силіцію в лабораторії показали, що політип 2H SiC має найменшу температуру формування <ref name="KimotoCooper2014">{{cite book| author=Kimoto T. and Cooper J.A.| title=Fundamentals of Silicon Carbide Technology: Growth, Characterization, Devices and Applications|url=https://books.google.com/books?id=586iBAAAQBAJ|date=23 вересня 2014|publisher=Wiley| isbn=978-1-118-31355-8}}</ref>. Наступним політипом SiC, який формується із збільшенням температури, є 3С-SiC. Після подальшого збільшення температури 2Н вже не формується. Відтак, 2H і 3С є низько-температурними політипами SiC. Синтез SiC через конденсацію на графітовій поверхні, підданій розкладеному через [[піроліз]] {{не перекладено| метилтрихлорсилан| метилтрихлорсилану |en|Methyltrichlorosilane}} ({{Хімічна формула| C|1|H|3|Si|1|Cl|3| sort=ne}}) при високих температурах виявив<ref name="Addamiano1982">{{cite journal| author=Addamiano A.|title=Preparation and properties of 2H SiC crystals| journal=Journal of Crystal Growth|volume=58|issue=3|year=1982|pages=617–622|issn=00220248|doi=10.1016/0022-0248(82)90149-X}}</ref><ref name="VetterHuang2001">{{cite journal |author=Vetter WM et al.| title=Synchrotron white-beam topographic studies of 2H–SiC crystals| journal=Journal of Crystal Growth|volume=224|issue=3-4|year=2001|pages=269–273|issn=00220248|doi=10.1016/S0022-0248(01)00971-X}}</ref>, що температура при якій росте та залишається стабільним поліморф 2H SiC (~1470 – 1720 K) знаходиться в межах діапазону температури, передбаченого на основі [[Рівновага термодинамічної системи|рівноважної термодинаміки]] формування зерен SiC в навколозоряних витіканнях<ref name="LoddersFegley97">{{cite journal|author=Lodders K and Fegley B|title=Complementary Trace Element Abundances in Meteoritic S[CLC]i[/CLC]C Grains and Carbon Star Atmospheres|journal=The Astrophysical Journal|volume=484|issue=1|year=1997|pages=L71–L74|issn=0004637X|doi=10.1086/310757}}</ref>. Через низький тиск в таких витіканнях, конденсація зерен SiC в них неможлива допоки температура не впаде нижче 2000 К – менше, аніж експериментальна температура формування більшості політипів SiC<ref name="KimotoCooper2014" />. У згоді з астрономічними спостереженнями, порівняння експериментальних даних формування політипів SiC з температурами конденсування рівноважної термодинаміки передбачають, що тільки політипи 2H та 3C SiC найімовірніше формуються в навколозоряній атмосфері <ref name="Daulton2002" /><ref name="Daulton2003" />.

Один з можливих сценаріїв, що пояснює спостережувані політипи досонячних зерен SiC та їх відносну поширеність, полягає в тому, що спочатку в атмосферах зір АВГ конденсувався політип 3C SiC на малих радіусах (низьких температурах), а згодом на більших радіусах (вищих температурах) конденсувались 2Н SiC. На проміжних радіусах в області формування SiC, зрілі зерна можуть формуватись або прямо, або ж через [[Епітаксія (технологія)|гетероепітаксійний]] ріст на вже утворених зернах 3C SiC, що транспортувались до більш холодних областей в АВГ<ref name="Daulton2002" /><ref name="Daulton2003" />.

Виявлені в метеоритах ізотопні співвідношення більшості зерен SiC (головної популяції, та класів Y і Z) однозначно вказують на результати епізодів трьох зачерпувань. Так, співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C в більшості SiC зерен свідчить про первинне спадання цього співвідношення до ~20 протягом першого зачерпування. Після цього слідувало поступове зростання співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C, пов'язане із змішанням чистого {{sup|12}}C в зовнішній оболонці в результаті третього зачерпування. Діапазон співвідношень {{sup|12}}C/{{sup|13}}C більшості SiC зерен узгоджується з діапазоном, очікуваним для зір АВГ<ref name="BoothroydSackmann1999" /><ref name="Eid1994" />.

З іншого боку, перше зачерпування, генеруючи в CNO-циклі ізотопно чистий {{sup|14}}N, збільшує співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N<ref name="Herwig2005" />. На відміну від співвідношень {{sup|12}}C/{{sup|13}}C, діапазон співвідношень {{sup|14}}N/{{sup|15}}N більший і менший від діапазону, очікуваного для зір АВГ<ref name="Palmerini2011">{{cite journal| author=Palmerini S, La Cognata M, Cristallo S, and Busso M| title=Deep mixing in evolved stars. I. The effect of reaction rate revisions from C to A1|journal=The Astrophysical Journal|volume=729|issue=1|year=2011|pages=3|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/729/1/3}}</ref>. Одним з можливих пояснень такої розбіжності є додатковий механізм змішування, не передбачений стандартними сценаріями зоряної еволюції. В основі цього механізму (названого «обробка холодного низу», {{lang-en| cool bottom processing}}, '''CBP''') є перенесення речовини з холодного низу конвективної оболонки вниз до глибших областей, де він обробляється при високій температурі згоряння гелію і знов повертається та змішується в конвективній оболонці<ref name="WasserburgBoothroyd1995">{{cite journal |author=Wasserburg G. J., Boothroyd Arnold I., and Sackmann I.-Juliana| title=Deep Circulation in Red Giant Stars: A Solution to the Carbon and Oxygen Isotope Puzzles?|journal=The Astrophysical Journal|volume=447|issue=1|year=1995|issn=0004637X|doi=10.1086/309555}}</ref><ref name="NollettBusso2003">{{cite journal |author=Nollett KM, Busso M, and Wasserburg GJ |title=Cool Bottom Processes on the Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch and the Isotopic Composition of Circumstellar Dust Grains|journal=The Astrophysical Journal|volume=582|issue=2|year=2003|pages=1036–1058|issn=0004-637X|doi=10.1086/344817}}</ref>. Механізм CBP в зорі в якій постало SiC зерня, може призвести як до спостережуваних вищих співвідношень {{sup|14}}N/{{sup|15}}N, так і до генерування SiC зерен з нижчими співвідношеннями {{sup|14}}N/{{sup|15}}N при певній модифікації швидкостей реакцій <ref name="HussHutcheon1997" />. З іншого боку, низькі співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N могли також постати в результаті третього зачерпування в маломасивних зорях АВГ<ref name="LugaroHerwig2003">{{cite journal|author=Lugaro M, Herwig F, Lattanzio JC, Gallino R, and Straniero O |title=s‐Process Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: A Test for Stellar Evolution| journal=The Astrophysical Journal|volume=586|issue=2|year=2003|pages=1305–1319|issn=0004-637X|doi=10.1086/367887}}</ref>. Механізм CBP також може бути поясненням аномально низьких співвідношень {{sup|12}}С/{{sup|13}}С, спостережуваних в маломасивних червоних гігантах <ref name="DenissenkovVandenBerg2003">{{cite journal |author=Denissenkov P and Vanden Berg DA.|title=Canonical Extra Mixing in Low‐Mass Red Giants| journal=The Astrophysical Journal|volume=593|issue=1|year=2003|pages=509–523|issn=0004-637X|doi=10.1086/376410}}</ref>.
 
Характерною рисою важких елементів як в об'ємній масі, так і в одиничних SiC зернах є їх майже чиста складова s-процесу<ref name="PromboPodosek1993">{{cite journal| author=Prombo C. A., Podosek F. A., and Amari S., & Lewis R. S.| title=S-process BA isotopic compositions in presolar SiC from the Murchison meteorite| journal=The Astrophysical Journal|volume=410|year=1993|pages=393|issn=0004-637X|doi=10.1086/172756}}</ref><ref name="SavinaDavis2003">{{cite journal| author=Savina MR et al.|title=Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite| url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_2003-09_67_17/page/3201|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=67|issue=17|year=2003|pages=3201–3214|issn=00167037|doi=10.1016/S0016-7037(03)00083-8}}</ref>. В більшості випадків, цей склад включає відгалуження, характерні для зір АВГ<ref name="Gallino97">{{cite book| author=Gallino R, Busso M, and Lugaro M.| title=The Astrophysical Implications of the Laboratory Study of Presolar Materials|url=https://books.google.com/books?id=B4fvAAAAMAAJ|year=1997|publisher=American Inst. of Physics| isbn=978-1-56396-664-4| chapter=Neutron capture nucleosynthesis in AGB stars| pages=115-153 |doi=10.1063/1.53327}}</ref>. Так, вивчення ізотопних складових важких розсіяних елементів (як Mo, Ru, Sr, Z, W, Ne, Ba, Hf, Pb) в одиничних зернах SIC, що походять із зір АВГ, виявило наявність здебільшого ізотопно чистих ознак s-процесу<ref name="LugaroDavis2003"/><ref name="Savina2004">{{cite journal| author=Savina MR, Davis AM, Tripa CE, Pellin MJ, Gallino R, Lewis RS, Amari S.| title=Extinct Technetium in Silicon Carbide Stardust Grains: Implications for Stellar Nucleosynthesis|journal=Science|volume=303|issue=5658|year=2004|pages=649–652|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.3030649}}</ref><ref name="LiuSavina2014">{{cite journal| author=Liu N. et al.| title=BARIUM ISOTOPIC COMPOSITION OF MAINSTREAM SILICON CARBIDES FROM MURCHISON: CONSTRAINTS FORs-PROCESS NUCLEOSYNTHESIS IN ASYMPTOTIC GIANT BRANCH STARS| journal=The Astrophysical Journal|volume=786|issue=1|year=2014|pages=66|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/786/1/66}}</ref>. Тож, завдяки ідентифікації наприкінці 1970-х майже чистого ксенонового газу s-процесу в метеоритних кислотних залишках<ref name="SrinivasanAnders1978" />, а згодом багатьох інших ізотопних систем в SiC зернах, не тільки було підтверджено реальність s-процесу, але й виникла можливість дослідити навіть найменші різниці в протіканні s-процесу в різних зорях.

Детальне вивчення сотень досонячних SiC зерен з використанням [[Трансмісійний електронний мікроскоп|ТЕМ]] виявило, що SiC зернам із зір АВГ притаманні лише дві структури, які формуються при найнижчій температурі, попри те що ці самі SiC зерна можуть бути синтезовані в лабораторії із 100 різними кристалічними структурами ([[політипія|політипів]]) <ref name="Daulton2002" />. Температури формування цих політипів узгоджуються із передбаченнями для багатих вуглецем відтоків із зір АВГ.

=====Зерна SiC головної популяції із АВГ=====
Зерна SiC головної популяції мають ізотопні співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C схожі до таких же у вуглецевих зорях, які вважаються домінючим джерелом вуглецевих пилових зерен в міжзоряному середовищі<ref name="GailZhukovska2009" /><ref name="FerrarottiGail2006">{{cite journal| author=Ferrarotti AS and Gail HP|title=Composition and quantities of dust produced by AGB-stars   and returned to the interstellar medium|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=447|issue=2|year=2006|pages=553–576|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20041198}}</ref>. Притаманні більшості зерен SiC головної популяції надлишки {{sup|13}}C та {{sup|15}}N у порівнянні з сонячними, є результатом згоряння гідрогену через [[Цикл Бете|CNO-цикл]], що мав місце на стадії [[Головна послідовність|головної послідовності]] <ref name="BussoGallino1999" />. На відміну від ізотопних співвідношень {{sup|12}}C /{{sup|13}}C більшості SiC головної популяції, низькі співвідношення {{sup|14}}N /{{sup|15}}N спостережувані в деяких зернах головної популяції залишаються без пояснення<ref name="Palmerini2011" />.  На основі надлишків {{sup|26}}Mg в зернах SiC головної популяції, було передбачено існування в зорях АВГ радіоізотопу {{sup|26}}Al. , з коротким періодом напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 7,3 × 10{{sup|5}} років).

Виміряні в об’ємних зразках SiC зерен ізотопні співвідношення {{sup|22}}Ne, складового компоненту в Ne-E<ref name="LewisAmari1994"/><ref name="LewisAmari1994" /><ref name="LewisAmari1990">{{cite journal |author=Lewis RS, Amari S, and Anders E |title=Meteoritic silicon carbide: pristine material from carbon stars|journal=Nature |volume=348|issue=6299|year=1990|pages=293–298|issn=0028-0836|doi=10.1038/348293a0}}</ref>, є дуже близькими до таких же співвідношень, передбачених для речовини в гелієвій оболонці зір АВГ<ref name="GallinoBusso1990">{{cite journal|author=Gallino R, Busso M, Picchio G, and Raiteri CM|title=On the astrophysical interpretation of isotope anomalies in meteoritic SiC grains|journal=Nature|volume=348|issue=6299|year=1990|pages=298–302|issn=0028-0836|doi=10.1038/348298a0}}</ref>. Окрім цього, той факт що в одиничних зернах SiC (з яких лише ~5% є носіями {{sup|22}}Ne) складова Ne-E(H) завжди супроводжується {{sup|4}}He, свідчить про її походження саме з гелієвої оболонки зір АВГ <ref name="HeckMarhas2007">{{cite journal|author=Heck PR, Marhas KK, Hoppe P, Gallino R, Baur H, and Wieler R| title=Presolar He and Ne Isotopes in Single Circumstellar SiC Grains| journal=The Astrophysical Journal|volume=656|issue=2|year=2007|pages=1208–1222|issn=0004-637X|doi=10.1086/510478}}</ref>, а не із розпаду {{sup|22}}Ne, як припускалось до відкриття ДСЗ<ref name="Clayton75" />.

Для більшості зерен SiC головної популяції також характерні збагачення важкими ізотопами {{хімічна формула|Si=1}}, аж до 200 ‰ у порівнянні з їх сонячною поширеністю <ref name="LugaroZinner1999" />. Однак, на відміну від інших легких (азоту, алюмінію, неону, карбону) та деяких важких елементів, ізотопи силіцію в SiC головної популяції не піддаються поясненню через ядерні реакції в їх батьківських зорях АВГ<ref name="ZinnerAmari2016">{{cite journal| author=Zinner E and Amari S |title=Presolar grains from meteorites: AGB star matter in the laboratory |journal=Symposium - International Astronomical Union|volume=191|year=2016|pages=59–68|issn=0074-1809|doi=10.1017/S0074180900202891}}</ref>. Для маломасивних зір АВГ з металічністю, близькою до сонячної, передбачений надлишок в {{sup|29, 30}}Si відносно {{sup|28}}Si  складає лише 20 ‰<ref name="ZinnerAmari2001">{{cite journal| author=Zinner E, Amari S, Gallino R, and Lugaro M |title=Evidence for a range of metallicities in the parent stars of presolar SiC grains| journal=Nuclear Physics A|volume=688|issue=1-2|year=2001|pages=102–105|issn=03759474|doi=10.1016/S0375-9474(01)00677-7}}</ref>. На основі цього розходження в ізотопних співвідношеннях Si в зернах та зорях АВГ, було висунуто припущення, що джерелами зерен SiC в сонячній системі було багато зір АВГ з різноманітними первинними ізотопними складовими Si, а протікаючий в цих зорях нуклеосинтез захоплення нейтрона відіграє лише вторинну роль в зміні цих складових<ref name="O'D Alexander1993">{{cite journal |author=O'D Alexander CM |title=Presolar SiC in chondrites: How variable and how many sources?|url=https://archive.org/details/sim_geochimica-et-cosmochimica-acta_1993-06_57_12/page/2869 |journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=57|issue=12|year=1993|pages=2869–2888|issn=00167037|doi=10.1016/0016-7037(93)90395-D}}</ref>.

В одиничних зернах SiC головної популяції та їх об’ємних зразках виміряні ізотопні співвідношення Ti проявляли надлишки в ізотопах {{sup|49, 50}}Ti  відносно {{sup|48}}Ti, що скоріш за все є наслідком s-процесу нуклеосинтезу в зорях АВГ<ref name="AlexanderNittler1999" /><ref name="HoppeAmari1994">{{cite journal| author=Hoppe P, Amari S, Zinner E, Ireland T, and Lewis RS| title=Carbon, nitrogen, magnesium, silicon, and titanium isotopic compositions of single interstellar silicon carbide grains from the Murchison carbonaceous chondrite |journal=The Astrophysical Journal|volume=430|year=1994|pages=870|issn=0004-637X|doi=10.1086/174458}}</ref><ref name="HussSmith2007">{{cite journal| author=Huss GR and Smith JB| title=Titanium isotopic compositions of well-characterized silicon carbide grains from Orgueil (CI): Implications for s-process nucleosynthesis| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=42|issue=7-8|year=2007|pages=1055–1075|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2007.tb00561.x}}</ref>. Крім того, в зернах SiC головної популяції ізотопні співвідношення Ti корелюють із співвідношеннями Si, припускаючи, що не більше 40% діапазону ізотопних співвідношень в SiC зернах може бути пояснене через гетерогенне змішання викидів наднової<ref name="Nittler2005" />. Із передбаченнями про s-процес в зорях АВГ узгоджуються також надлишки {{sup|42, 43 }}Ca відносно {{sup|40 }}Ca, виміряні в об’ємних зразках зерен SiC<ref name="AmariZinner2000">{{cite journal| author=Amari S, Zinner E, and Lewis RS| title=Isotopic compositions of different presolar silicon carbide size fractions from the Murchison meteorite| url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-09_35_5/page/997| journal=Meteoritics & Planetary Science|volume=35|issue=5|year=2000|pages=997–1014|issn=10869379|doi=10.1111/j.1945-5100.2000.tb01488.x}}</ref>.

Виміряні в об’ємних зразках SiC зерен, - з домінуючими зернами головної популяції, - ізотопні співвідношення всіх важких елементів проявляють ознаки s-процесу. До таких елементів відносяться: благородні гази ([[ксенон]] і [[криптон]]) <ref name="LewisAmari1994" /><ref name="LewisAmari1990" />, [[неодим]] <ref name="ZinnerAmari1991">{{cite journal| author=Zinner E, Amari S, and Lewis RS|title=S-process Ba, Nd, and SM in presolar SiC from the Murchison meteorite| journal=The Astrophysical Journal|volume=382|year=1991|pages=L47|issn=0004-637X|doi=10.1086/186210}}</ref>, [[ербій]], [[диспрозій]], [[срібло]] і [[самарій]] <ref name="YinLee2006">{{cite journal| author=Yin Q-Z, Lee C-T A, and Ott U|title=Signatures of the s‐Process in Presolar Silicon Carbide Grains: Barium through Hafnium| journal=The Astrophysical Journal|volume=647|issue=1|year=2006|pages=676–684|issn=0004-637X|doi=10.1086/505188}}</ref>, [[барій]]<ref name="OttBegemann1990">{{cite journal| author=Ott U and Begeman F|title=Discovery of s-process barium in the Murchison meteorite|journal=The Astrophysical Journal|volume=353|year=1990|pages=L57|issn=0004-637X|doi=10.1086/185707}}</ref> та [[стронцій]] <ref name="PodosekPrombo2004">{{cite journal| author=Podosek FA, Prombo CA, Amari S, and Lewis RS| title=s‐Process Sr Isotopic Compositions in Presolar SiC from the Murchison Meteorite| journal=The Astrophysical Journal|volume=605|issue=2|year=2004|pages=960–965|issn=0004-637X|doi=10.1086/382650}}</ref>.  Також свідченням значної поширеності елементів s-процесу в батьківських зорях зерен SiC головної популяції є виявлена в одиничних зернах велика збагаченість такими елементами, як [[церій]], [[цирконій]] та [[ітрій]] <ref name="AmariHoppe1995" /><ref name="Kashiv2002">{{cite journal| author = Kashiv, Y. Cai, Z. Lai, B. Sutton, S. R. Lewis, R. S. Davis, A. M. Clayton, R. N. and Pellin, M. J.| title= Condensation of Trace Elements into Presolar SiC Stardust Grains. 33rd Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 11-15, 2002, Houston, Texas, abstract no.2056| year=2002| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002LPI....33.2056K}}</ref>.

На основі систематичних надлишків в {{sup|99}}[[рутеній|Ru]] в одиничних зернах SiC було виведено існування в цих зернах під час їх конденсації ізотопу {{sup|99}}[[Технецій|Tc]] з коротким періодом напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 2,1 × 10{{sup|5}} років), що однозначно вказує про походження зерен з маломасивних зір АВГ<ref name="Savina2004" />. Також в SiC зернах із KJF фракції метеориту Murchison ізотопні співвідношення [[ніобій|Nb]]/[[цирконій|Zr]] були більшими,  аніж такі ж самі співвідношення, отримані на основі модельних обчислень конденсації цих елементів в SiC зерна в оболонці маломасивних зір АВГ<ref name="KashivDavis2010" />.  Такі великі співвідношення Nb/Zr свідчать  про те, що радіоізотоп {{sup|93}}Zr, з відносно коротким періодом напіврозпаду (T{{sub|1/2}} = 1,5 × 10{{sup|6}} років) конденсувався в SiC зерна та in situ розпався до єдиного стабільного ізотопу Nb – {{sup|93}}Nb <ref name="KashivDavis2010" />.

Виявлені ізотопні складові s-процесу в зернах SiC головної популяції дозволили астрофізикам визначити різні параметри, що впливають на s-процес: вплив нейтронів, температура та густина нейтронів. Оскільки ці параметри в свою чергу залежать від маси та металічності зорі, як і від джерела нейтронів в зорях АВГ, то вони також дозволяють отримати інформацію про батьківські зорі ДСЗ головної популяції SiC<ref name="HoppeOtt97" /><ref name="Zinner2005" />.

=====Формування зерен SiC Y та Z в зорях АВГ=====

Система ізотопних співвідношень рідкісних підтипів SiC зерен, Y та Z свідчить, що вони також походять із зір АВГ. Так, притаманне SiC Y зернам високе співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C > 100 та перевищення {{sup|30}}Si відносно зерен SiC головної популяції, вказують на велике «третє зачерпування» в маломасивних та з проміжною масою зорях АВГ у порівнянні з низькою масою сонячної [[Металічність|металічності]] <ref name="AmariNittler2001" />. Тоді як зерна SiC Z мають співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C < 100, як SiC зерна головної популяції, однак більші від них та Y зерен збагачення в {{sup|30}}Si відносно {{sup|29}}Si <ref name="HoppeOtt97" /><ref name="NittlerAlexander2003" />.

На основі перших детальних досліджень SiC Z зерен, - з притаманними їм низькими співвідношеннями {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al  і відносно великим надлишком {{sup|30}}Si, - було висунуто припущення, що вони походять із зір АВГ з ще меншою металічністю (~1/3 сонячної), аніж зерна Y<ref name="HoppeOtt97" />. Це підтверджується і тим, що отримані ізотопні співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al  для Z зерен знаходяться в діапазоні таких же співвідношень в зернах головної популяції та Y зернах, і не перевершують співвідношення, передбачені моделями нуклеосинтезу в зорях АВГ<ref name="ZinnerAmari2007" />. Для пояснення низьких співвідношень {{sup|12}}C/{{sup|13}}C в Z зернах висувалось припущення про роль механізму CBP<ref name="NittlerGallino2005" /><ref name="ZinnerNittler2006" />, однак він не повністю може пояснити збільшене утворення {{sup|26}}Al в зорях, з яких постали SiC Z зерна<ref name="HoppeOtt97" />. Хоча для ДСЗ оксидів саме механізм CBP найкраще пояснює притаманні їм високі співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al<ref name="NittlerAlexander2003" />.

Іншим свідченням походження зерен SiC Z із зір АВГ з низькою металічністю є виявлені в них низькі співвідношення {{sup|46, 47, 49}}Ti/{{sup|48}}Ti та їх кореляція з низькими співвідношеннями {{sup|29}}Si/{{sup|28}}Si <ref name="ZinnerAmari2007" /><ref name="AmariZinner2004">{{cite journal| author=Amari S, Zinner E, Gallino R, Lugaro M, Straniero O, and Domınguez| title=Probing the Galactic chemical evolution of Si and Ti with presolar SiC grains. In: Origin of Matter and Evolution of Galaxies -  The International Symposium RIKEN, Japan, 17 – 19 November 2003, vol. 59, p. 70|year=2004|pages=59–70|doi=10.1142/9789812702739_0006}}</ref>. Відносні надлишки в зернах Y та Z ізотопів {{sup|50}}Ti та {{sup|30}}Si. , а також домішкових елементів Zr і Ba (надлишки яких є більшими ніж в зернах SiC головної популяції ), узгоджуються з результатами захоплення нейтронів, що має місце в зорях АВГ з низькою металічністю<ref name="ZinnerAmari2007" /><ref name="ZinnerNittler2006" /><ref name="HoppeLeitner2009">{{cite journal| author= Hoppe P, Leitner J, Vollmer C, et al.|title=Heavy Element Abundances in Presolar Silicon Carbide Grains from Low-Metallicity AGB Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=26|issue=03|year=2009|pages=284–288|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS08033}}</ref>.

=====Зерна SiC AB із зір АВГ=====

Низьке співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C < 10 в зернах SiC AB схоже до такого ж співвідношення, спостережуваного в багатих вуглецем зорях, як J, R і CH-зорях, та «вдруге народжених» зорях АВГ<ref name = "Asplund1998">{{Cite arXiv |author= Asplund M, Lambert DL, Kipper T, Pollacco D, and Shetrone MD.| title=The rapid evolution of the born-again giant Sakurai's object |date=13 листопада 1998|arxiv=9811208| url= https://arxiv.org/abs/astro-ph/9811208}}</ref>. Найбільш вірогідними джерелами AB зерен були вдруге народжені зорі АВГ та J-зорі, однак цей тип зір не досить добре вивчений<ref name="AmariNittler01">{{cite journal| author=Amari S, Nittler LR, Zinner E, Lodders K, and Lewis RS|title=Presolar SiC Grains of Type A and B: Their Isotopic Compositions and Stellar Origins| journal=The Astrophysical Journal|volume=559|issue=1|year=2001|pages=463–483|issn=0004-637X|doi=10.1086/322397}}</ref>.

На відміну від зерен головної популяції, багато зерен SiC АВ мають нижче від сонячного співвідношення {{sup|14}}N/{{sup|15}}N<ref name="HussHutcheon1997" />. Разом з тим, АВ зерна в середньому мають більші співвідношення {{sup|26}}Al/{{sup|27}}Al. , аніж зерна SiC головної популяції, Y та Z <ref name="AmariNittler01" />.

====Зерна графіту з АВГ і пост АВГ====
=====HD зерна графіту із АВГ=====

Виявлені в метеориті [[Murchison]] (фракція KFC1) досонячні зерна HD (з високою густиною) графіту ( p = 2,15 – 2,20 г/см{{sup|3}}) є більш чисельними від ДСЗ графіту із низькою густиною з наднових, але мають менший розмір (~2 мкм) <ref name="BernatowiczCowsik1996" /><ref name="AmariLewis1994" /> і скоріш за все походять головним чином із зір АВГ з низькою металічністю<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="CroatStadermann2005" />.
 
Співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C  HD зерен графіту із зір АВГ охоплюють значно більший діапазон, аніж в SiC зернах з АВГ<ref name="Nittler2003" />. Близько 10% HD зерен графітів мають {{sup|12}}C/{{sup|13}}C<20, хоча ~2/3 з них характеризуються більшим ніж сонячне співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C (≤5000) <ref name="BernatowiczCowsik1996" />. З іншого боку, HD зерна мають земний вміст N, сонячні ізотопні співвідношення O та великі надлишки {{sup|30}}Si<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="AmariLewis1995" />. Враховуючи високі співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C, то такі відмінні ізотопні складові N та О в тих самих HD зернах скоріш за все є результатом ізотопного урівноваження яке мало місце на батьківському тілі метеориту чи в лабораторії<ref name="AmariZinner2014" /><ref name="ZinnerAmari1995" /><ref name="StadermannCroat2005" />.     
 
В розподілі співвідношень {{sup|12}}C/{{sup|13}}C в HD зернах графіту присутній великий розрив, що приблизно відповідає піку в розподілі зерен SiC із зір АВГ<ref name="AmariLewis1995" />. Були висунуті два припущення для пояснення цього феномену: 1) графіт може формуватись на різних етапах еволюції маломасивних вуглецевих зір; 2) графіт генерується відмінними аніж зерна SiC вуглецевими зорями, з іншою масою та металічністю<ref name="AmariZinner2012">{{cite journal|author=Amari S, Zinner E, and Gallino R|title=On the origin of high-density graphite grains from the murchison meteorite|journal=AIP Conference Proceedings |volume=1484|issue = 1 |year=2012|pages=57–62|issn=0094243X|doi=10.1063/1.4763373}}</ref>. Останнє припущення найбільш узгоджується з даними вимірювань ізотопного складу та структурою досонячного графіту. Так, графіти із АВГ часто містять внутрішні кристали карбідів, збагачених елементами [[перехідні метали|перехідних металів]] s-процесу (Zr, Ru, Mo) <ref name="BernatowiczCowsik1996" /><ref name="CroatStadermann2005" />. Це свідчить про те, що дані зерна HD графіту формувались довкола зір АВГ на їх останній стадії еволюції, коли третє зачерпування переміщує як елементи s-процесу, так і {{sup|12}}C утворений в [[Потрійна альфа-реакція|потрійній альфа-реакції]], до поверхні зорі<ref name="AmariZinner2014" />. Цей сценарій утворення графіту також підтверджується моделями нуклеосинтезу, які показують, що на відміну від зір з сонячною металічністю, зорі АВГ з низькою металічністю можуть генерувати як і спостережувані в HD зернах високі співвідношення {{sup|30}}Si/{{sup|28}}Si та {{sup|12}}C/{{sup|13}}C, так і збагачені s-процесом Zr, Ru і Mo, необхідні для конденсації карбідів<ref name="ZinnerNittler2006" />. За цих умов моделі передбачають, що зерна HD графіту конденсуються до зерен SiC<ref name="LoddersFegley1997" /> і це є найбільш імовірною причиною, чому не було знайдено зерен SiC з ізотопними складовими Si та C як у HD зерен<ref name="AmariZinner2014" />.

Окрім того, в TiC в графітах із фракції KFC1 за допомогою NanoSIMS був виявлений надлишок {{sup|46}}Ti та {{sup|49}}Ti відносно {{sup|48}}Ti (із співвідношенням {{sup|49}}Ti/{{sup|48}}Ti в п'ять разів більшим від сонячного) <ref name="Amari2010" />. Така ізотопна складова Ti в субзерні TiC HD графіту цілком узгоджується із захопленням нейтронів в гелієвих оболонках термально пульсуючих зір АВГ протягом третього зачерпування. Тож, ізотопні співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C (≥60) в більшості HD графітів з фракції KFC1, як і їх ізотопні складові Ti, свідчать про їх формування довкола вуглецевих зір з малою і проміжною масами (M > 3 M{{sub|ʘ}}) і металічністю Z = 0,01 – 0,02 <ref name="AmariZinner2012" />.

Складнішою є ситуація з походженням ізотопів [[криптон]]у (Kr) в HD зернах графіту. В метеориті Murchison було виявлено, що чотири фракції з різною густиною збагачені ізотопами Kr s-процесу (Kr-S) <ref name="AmariLewis1995" /><ref name="AmariZinner12">{{cite journal| author = Amari  S, Zinner E, and Gallino R| title=Presolar Graphite from the Murchison Meteorite: Puzzles Related to Its Origins. In: 43rd Lunar and Planetary Science Conference, held March 19-23, 2012 at The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1659, id.1031| year=2012| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012LPI....43.1031A}}</ref>. На графіку {{sup|86}}K/{{sup|82}}K -{{sup|83}}K/{{sup|82}}K, фракції KE1+KFA1 та KFC1 розміщувались на двох окремих лініях, що вказувало на присутність двох компонентів Kr-S:   а) Kr-SH з високим співвідношенням {{sup|86}}K/{{sup|82}}K = 4,8 у фракції KFC1 з найвищою густиною (''p'' = 2,15 – 2,20 г/см{{sup|3}}), та б) Kr-SL із значно меншим співвідношенням (≤0,5) у фракціях з нижчою густиною (''p''≤ 2,15 г/см{{sup|3}})<ref name="AmariLewis1995" />. Компонента Kr-SH в зернах HD графіту скоріш за все походять із зір АВГ з низькою металічністю (Z ≤ 0,002), тоді як Kr-SL в зернах LD походять із наднової<ref name="AmariGallino2006">{{cite journal| author = Amari S, Gallino R and Pignatari M| title=Presolar Graphite from the Murchison Meteorite: Noble Gases Revisited. In: 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 13-17, 2006, League City, Texas, abstract no.2409|   year=2006| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2409A }}</ref>.

Аналіз легких благородних газів ({{sup|4}}He, {{sup|20,21,22}}Ne) в окремих HD зернах із фракцій KFB1 та KFC1 метеориту Murchison також підтримав висновки попередніх досліджень про походження HD зерен графіту із зір АВГ<ref name="HeckAmari2009" /><ref name="MeierHeck2012">{{cite journal|author=Meier MMM, Heck PR, Amari S, Baur H, and Wieler R|title=Graphite grains in supernova ejecta – Insights from a noble gas study of 91 individual KFC1 presolar graphite grains from the Murchison meteorite|journal=Geochimica et Cosmochimica Acta|volume=76|year=2012|pages=147–160|issn=00167037|doi=10.1016/j.gca.2011.10.027}}</ref>. Поєднавши всі дані ізотопних вмістів Kr, He, Ne та С в ДСЗ зернах графіту, астрофізики прийшли до висновку, що HD зерна із фракції KFB1 в Murchison, які мають високі співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C (≥100), походять із маломасивних (1,5 – 3 M{{sub|ʘ}}) зір АВГ з низькою металічністю (Z = 3 – 6×10{{sup|-3}})<ref name="AmariZinner2014" />.

У цілому, ~75% HD зерен виявлених в метеориті Murchison походять із зір АВГ з низькою металічністю<ref name="AmariZinner2012" />. За відсутності даних про ізотопний склад благородних газів та Kr в HD зернах графіту у фракціях метеориту Orgueil, на основі лише співвідношення ізотопів {{sup|12}}C/{{sup|13}}C та надлишку {{sup|30}}Si було встановлено, що ~64% HD зерен із Orgueil скоріше за все також походять із зір АВГ з низькою металічністю<ref name="AmariZinner2014" />.

=====HD зерна графіту із зір пост АВГ=====
Невелика частка (~10 – 15%) HD зерен графіту із фракцій метеоритів Murchison та Orgueil має співвідношення {{sup|12}}C/{{sup|13}}C<20<ref name="JadhavZinner2013" /><ref name="JadhavAmari2006" />. Встановити батьківські зорі, з яких походили HD зерна, високо збагачені {{sup|13}}C не вдавалось дуже довгий час.

Коли у фракції OR1f  із Orgueil були виявлені кілька HD зерен графіту, збагачених {{sup|13}}C, в них також були виміряні надзвичайно великі надлишки  {{sup|42,43,44}}Ca та {{sup|46,47,49,50}}<ref name="JadhavAmari2008" />. Найбільш аномальними ізотопними складовими з HD фракції характеризувалось зерно графіту «g-9»: {{sup|12}}C/{{sup|13}}C=17; 𝛿{{sup|42}}Ca/{{sup|40}}Ca=16028; 𝛿{{sup|43}}Ca/{{sup|40}}Ca=27641; 𝛿{{sup|44}}Ca/{{sup|40}}Ca=9396;𝛿{{sup|46}}Ti/{{sup|48}}Ti=35032; 𝛿{{sup|47}}Ti/{{sup|48}}Ti=1376; 𝛿{{sup|49}}Ti/{{sup|48}}Ti=2278; 𝛿{{sup|50}}Ti/{{sup|48}}Ti=32827<ref name="JadhavAmari2008" />. Виявлені в OR1f надзвичайно великі надлишки 𝛿{{sup|42,43,44}}Ca та 𝛿{{sup|46,47,49,50}} збігались з такими ж надлишками, передбачуваними моделями нуклеосинтезу для оболонки {{хімічна формула|He=1}} зір АВГ <ref name="ZinnerNittler2006" /><ref name="GallinoArlandini1998">{{cite journal|author=Gallino R, Arlandini C, Busso M, Lugaro M, Travaglio C, Straniero O, Chieffi A, and Limongi M|title=Evolution and Nucleosynthesis in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes‐Process|journal=The Astrophysical Journal|volume=497|issue=1|year=1998|pages=388–403|issn=0004-637X|doi=10.1086/305437}}</ref>. На основі такої подібності між моделями та даними ізотопного аналізу зерен графіту, було висунуто припущення, що такі аномальні HD зерна із OR1f скоріш за все походять із «вдруге народжених» зір АВГ (як {{не перекладено|Об'єкт Сакураї||en|Sakurai's Object}}), які зазнали [[Асимптотичне відгалуження гігантів#Пізня термальна пульсація |«пізньої термальної пульсації]»]] ('''ПТП''') <ref name="JadhavAmari2008" />.

На основі порівняння аномальних ізотопних даних C, Ca та Ti зерен HD графіту в Orgueil із обчислювальними передбаченнями нуклеосинтезу '''ПТП''' для об'єкту Сакураї<ref name="HerwigPignatari2011">{{cite journal|author=Herwig F, Pignatari M, Woodward PR et al.|title=Convective-reactive proton-12C combustion in Sakurai's object (V4334 Sagittarii) and implications for the evolution and yields from the first generations of stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=727|issue=2|year=2011|pages=89|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/727/2/89}}</ref> було отримано підтвердження гіпотези походження цих зерен із вдруге народжених зір АВГ<ref name="JadhavZinner2013" />. Одночасно з цим було ідентифіковано перші сліди {{Comment|''i''-процесу|i-процес — процес захоплення нейтронів, для якого характерна проміжна між s- та r-процесами густина нейтронів: n≈10^15/см^3}} ({{lang-en|'''i'''ntermediate}}) в досонячних зернах. Тож, низькі ізотопні співвідношення C в HD зернах є прямою ознакою згоряння гідрогену, результатом якого є утворення {{sup|13}}C в зовнішніх шарах багатої вуглецем проміжної оболонки в зорях пост-АВГ. Тоді як аномальності Ca та Ti в HD зернах обумовлені активацією ''i''-процесу в нижній частині проміжної оболонки He, де густина нейтронів досягає ~10{{sup|15}}/см{{sup|3}}<ref name="JadhavZinner2013" />.

====Оксиди із АВГ та проблема походження Групи II====
Ізотопні співвідношення {{хімічна формула|О=1}} в більшості відомих досонячних зерен оксидів свідчать про їх походження з маломасивних зір-гігантів. Це також підтверджується спектроскопічними спостереженнями багатих на О зір АВГ та червоних гігантів, як і з чисельним моделюванням процесів зачерпування в цих зорях<ref name="HarrisLambert1984" /><ref name="BoothroydSackmann1999" /><ref name="Dearborn1992">{{cite journal| author=Dearborn D.S.P| title=Diagnostics of stellar evolution: The oxygen isotopes| journal=Physics Reports|volume=210|issue=6|year=1992|pages=367–382|issn=03701573|doi=10.1016/0370-1573(92)90080-J}}</ref>.

Для більшої частини ДСЗ оксидів трьох груп (Група I, II, IV) із чотирьох було встановлено їх походження із маломасивних та проміжних зір АВГ<ref name="Zinner03" />. Тільки походження зерен оксидів Групи II, з дуже низькими співвідношеннями {{sup|18}}O/{{sup|16}}O ( <0,001), довгий час залишалось незрозумілим і найбільш суперечливим, розходячись як з модельними передбаченнями, так із астрономічними спостереженнями зір АВГ.

Збіднений вміст {{sup|18}}O в досонячних оксидах Групи II свідчить про згоряння гідрогену в H оболонці масивних (>4 M{{sub|ʘ}}) зір АВГ. Згоряння Н впливає на склад поверхні таких зір тоді, коли тонкий шар (≈10{{sup|−5}} M{{sub|ʘ}}) в основі [[Конвективна зона|конвективної оболонки]] стає достатньо гарячим для того, щоб запустити процес нуклеосинтезу захоплення протонів (т.зв. «згоряння гарячого низу» ({{lang-en|hot bottom burning}}, '''HBB''') <ref name="VenturaDiCriscienzo2013">{{cite journal| author=Ventura P, Di Criscienz M, Carini R, D’Antona F| title=Yields of AGB and SAGB models with chemistry of low- and high-metallicity globular clusters| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=431|issue=4|year=2013|pages=3642–3653|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stt444}}</ref>. Ці масивні зорі є найяскравішими зорями АВГ і характеризуються C/O<1, що пов'язано з дією [[Цикл Бете|CN циклу]] (CNO-I), який призводить до вичерпання карбону, на відміну від менш яскравих зір з C/O>1, обумовленого зачерпуванням речовини, багатої вуглецем<ref name="WoodBessell1983">{{cite journal| author=Wood PR, Bessell MS and Fox MW|title=Long-period variables in the Magellanic Clouds - Supergiants, AGB stars, supernova precursors, planetary nebula precursors, and enrichment of the interstellar medium| journal=The Astrophysical Journal|volume=272|year=1983|pages=99|issn=0004-637X|doi=10.1086/161265}}</ref>. Температури HBB в зорях АВГ перевершують ~60 мільйон [[Кельвін|K]] (MK) і завдяки прискореному конвективному обміну (≈1 року), склад всієї оболонки швидко перетворюється на [[Рівновага термодинамічної системи|врівноважений]] матеріал згоряння H, утворений в основі оболонки.            
<ref name="DohertyGil-Pons2013">{{cite journal |author=Doherty CL, Gil-Pons P, Lau HHB, Lattanzio JC, and Siess L| title=Super and massive AGB stars – II. Nucleosynthesis and yields – Z = 0.02, 0.008 and 0.004|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=437|issue=1|year=2013|pages=195–214|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stt1877}}</ref><ref name="DiCriscienzoVentura2016">{{cite journal |author=Di Criscienzo M, Ventura P et al. |title=Studying the evolution of AGB stars in the Gaia epoch| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=462|issue=1|year=2016|pages=395–413|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stw1685}}</ref>.

Астрономічні спостереження показують, що масивні (4-9M{{sub|ʘ}}) зорі АВГ генерують значну кількість пилу, який, відповідно з новими моделями еволюції галактичного пилу,  складав в досонячній туманності майже половину багатого оксигеном зоряного пилу <ref name="GailZhukovska2009" /><ref name="ZhukovskaPetrov2015">{{cite journal| author=Zhukovska S, Petrov M and Henning T| title=Can Star Cluster Environment Affect Dust Input From Massive AGB Stars?|journal=The Astrophysical Journal|volume=810|issue=2|year=2015|pages=128|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/810/2/128}}</ref>. Однак ці дані спостережень та моделювання масивних зір АВГ довгий час не брались до уваги при поясненні походження ДСЗ оксидів Групи II, оскільки вважалось, що ці зерна не мали всіх ознак ННВ процесу. Хоча зерна Групи ІІ сильно збіднені в співвідношеннях {{sup|18}}O/{{sup|16}}O, які якісно можна було пояснити виходячи із НВВ процесу, проте виявлені в них співвідношення {{sup|17}}O/{{sup|16}}O майже в два рази нижчі, аніж передбачали моделі<ref name="CristalloStraniero2015">{{cite journal|author=Cristallo S, Straniero O, Piersanti L, and Gobrecht D| title= Evolution, Nucleosynthesis, and Yields of AGB Stars at Different Metallicities. III. Intermediate-mass Models, Revised Lowmass Models, and the ph-FRUITY Interface |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=219|issue=2|year=2015|pages=40|issn=1538-4365|doi=10.1088/0067-0049/219/2/40}}</ref><ref name="IliadisAngulo2008">{{cite journal| author=Iliadis C, Angulo C, Descouvemont P, Lugaro M, and Mohr P| title=New reaction rate for
16O(p,γ) 17F and its influence on the oxygen isotopic ratios in massive AGB stars| journal=Physical Review C|volume=77|issue=4|year=2008|issn=0556-2813|doi=10.1103/PhysRevC.77.045802}}</ref> на основі існуючих тоді швидкостей [[ядерна реакція|реакції]] захоплення протонів, що покладали надто високі співвідношення {{sup|17}}O/{{sup|16}}O <ref name="IliadisLongland2010">{{cite journal| author=Iliadis C, Longland R, Champagne AE, Coc A, and Fitzgerald R| title=Charged-particle thermonuclear reaction rates: II. Tables and graphs of reaction rates and probability density functions| journal=Nuclear Physics A|volume=841|issue=1-4|year=2010|pages=31–250|issn=03759474|doi=10.1016/j.nuclphysa.2010.04.009}}</ref>.

Оскільки збіднення {{sup|18}}O зерен оксидів Групи II не узгоджувалось з першим чи другим зачерпуванням, процесом HBB, то для його пояснення був запропонований механізм додаткового змішування нижче основи конвективної оболонки  (т.зв. «обробка холодного низу», {{lang-en| cool-bottom processing}}, '''CBP''') в маломасивних (<1,6 M{{sub|ʘ}}) зорях АВГ<ref name="WasserburgBoothroyd1995" />. В основі процесу СВР є повільна циркуляція речовини із основи конвективної оболонки зорі через гарячі області до шару згоряння H, наслідком чого є додаткова руйнація {{sup|18}}O <ref name="NollettBusso2003" />

Тривалі пошуки ймовірного джерела походження ДСЗ оксидів Групи II і намагання узгодити дані спостережень з моделями нещодавно увінчались успіхом завдяки даним, отриманим з експериментів в ядерній фізиці. Рівноважне співвідношення {{sup|17}}O/{{sup|16}}O, генероване згорянням гідрогену в зорях АВГ, визначається конкуренцією між двома процесами, що утворюють та руйнують {{sup|17}}O. Зокрема, {{sup|17}}O/{{sup|16}}O залежить від співвідношення між а) швидкістю реакції {{sup|16}}O(p,γ){{sup|17}}F, яка генерує {{sup|17}}O після [[бета-розпад]]у {{sup|17}}F (T{{sup|1/2}}=64 сек) та б) швидкістю реакції {{sup|17}}O(p,α){{sup|14}}N (основна частина CNO-циклу), яка руйнує {{sup|17}}O<ref name="GailSedlmayr2013" />.  Швидкість першої реакції відома в межах 7%, тоді як швидкість другої була нещодавно визначена через пряме вимірювання сили [[Резонанс (фізика елементарних частинок)|резонансного стану]] при ''E''{{sub|р}}= 64,5 [[електронвольт|кеВ]], що є домінуючим для швидкості реакції {{sup|17}}O(p,α){{sup|14}}N в діапазоні температур 10-100 МК – саме в тому діапазоні, який характерний для процесу HBB в зорях АВГ<ref name="BrunoScott2016">{{cite journal| author=Bruno CG, Scott DA, Aliotta M et al. |title=Improved Direct Measurement of the 64.5 keV Resonance Strength in the O17(p,α)N14 Reaction at LUNA |journal=Physical Review Letters|volume=117|issue=14|year=2016|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.117.142502}}</ref>. Нова швидкість реакції захоплення протонів на {{sup|17}}O виявилася в 2-2,5 рази вищою<ref name="BrunoScott2016" />, аніж у попередніх вимірюваннях<ref name="IliadisLongland2010" /><ref name="BucknerIliadis2015">{{cite journal| author=Buckner MQ, Iliadis C et al.|title=High-intensity-beam study of O17(p,γ)F18 and thermonuclear reaction rates forO17+p|journal=Physical Review C|volume=91|issue=1|year=2015|issn=0556-2813|doi=10.1103/PhysRevC.91.015812}}</ref>.

Нові оцінки швидкості реакції {{sup|17}}O(p,α){{sup|14}}N<ref name="BrunoScott2016" /> вперше дозволили визначити джерело походження аномалій ізотопного вмісту оксигену в ДСЗ оксидах Групи II. Зіставлення нової швидкості з температурами, типовими для процесу СВР (40 – 55 МК) в АВГ, показало, що така швидкість може відтворити лише найнижчі значення {{sup|17}}O/{{sup|16}}O зерен Групи II<ref name="LugaroKarakas2017">{{cite journal| author=Lugaro M, Karakas AI, Bruno CG et al.| title=Origin of meteoritic stardust unveiled by a revised proton-capture rate of 17O|journal=Nature Astronomy|volume=1|issue=2|year=2017|pages=0027|issn=2397-3366|doi=10.1038/s41550-016-0027}}</ref>. Однак для температур 60-80 МК, типових для згоряння Н в процесі НВВ, нова швидкість майже повністю узгоджувалась із співвідношеннями {{sup|17}}O/{{sup|16}}O в зернах Групи II. Тож, поєднавши дані астрономічних спостережень, лабораторного аналізу навколозоряних конденсатів, ядерних експериментів та моделювань вперше вдалось виявити, як ознаки НВВ процесу в досонячних зернах та ідентифікувати батьківську зорю багатьох зерен оксидів Групи II, так і отримати перше пряме свідчення, що зорі АВГ з проміжною масою (4-8 M{{sub|ʘ}}) зробили внесок до галактичного зоряного пилу, з якого сформувалась Сонячна система<ref name="LugaroKarakas2017" />.

== Див. також ==
* [[Космічний пил]]
* [[Космохімія]]
* [[Нуклеосинтез]]
* [[Зоряний пил (астрофізика)]]
* [[Космогенні мінерали]]
* [[Наднова]]
* [[Нова Зоря]]
* [[Асимптотичне відгалуження гігантів]]

== Джерела ==
{{reflist|2}}

== Література ==
=== Монографії та підручники ===
* {{cite book|author=Maria Lugaro|title=Stardust from Meteorites: An Introduction to Presolar Grains|url=https://books.google.com/books?id=YM1pDQAAQBAJ|year=2005|publisher=World Scientific|isbn=978-981-256-099-5}}
* {{cite book| author=Donald D. Clayton| title=Catch a Falling Star: A Life Discovering Our Universe|url=https://books.google.com/books?id=f2Xmy3EP0L0C|date=10 листопада 2009|publisher=iUniverse |isbn=978-1-4401-6104-9}}
* {{cite book|author=Donald Clayton|title=Handbook of Isotopes in the Cosmos: Hydrogen to Gallium|url=https://books.google.com/books?id=fXcdHyLUVnEC|year=2003|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-53083-5|accessdate=9 квітня 2018|archive-date=25 грудня 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20191225223536/https://books.google.com/books?id=fXcdHyLUVnEC}}
* {{cite book|author =Hans-Peter Gail and Erwin Sedlmayr|title=Physics and Chemistry of Circumstellar Dust Shells|url=https://books.google.com/books?id=YQ3rAQAAQBAJ|year=2014|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-83379-0}}
* {{cite book|author=Satoshi Yamamoto|title=Introduction to Astrochemistry: Chemical Evolution from Interstellar Clouds to Star and Planet Formation|url=https://books.google.com/books?id=-EofDgAAQBAJ|date= 2017|publisher=Springer|isbn=978-4-431-54171-4}}
* {{cite book|author=Robert Hutchison|title=Meteorites: A Petrologic, Chemical and Isotopic Synthesis|url=https://books.google.com/books?id=dZi_wfCqDBwC|date=  2007|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-03539-2}}
* {{cite book|author =Harry Y. McSween, Jr and Gary R. Huss|title=Cosmochemistry|url=https://books.google.com/books?id=385nPZOXmYAC|date= 2010|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1-139-48946-1}}
* {{cite book|author =David A Williams and C Cecchi-Pestellini|title=The Chemistry of Cosmic Dust|url=https://books.google.com/books?id=CGsoDwAAQBAJ|date=  2015|publisher=Royal Society of Chemistry|isbn=978-1-78262-369-4}}
* {{cite book|editor=Apai D. and Lauretta D.S.|title=Protoplanetary Dust: Astrophysical and Cosmochemical Perspectives|url=https://books.google.com/books?id=xFcFX61RASQC|date= 2010|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-51772-0}}
* {{cite book|editor=Henning T.|title=Astromineralogy|url=https://books.google.com/books?id=tCuH_Nx-xw8C|date=  2010|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-642-13258-2}}
* {{cite book|editor=David A Williams, Thomas W Hartquist, Jonathan M C Rawlings, Cesare Cecchi-Pestellini, Serena Viti|title=Dynamical Astrochemistry|url=https://books.google.com/books?id=UtJCDwAAQBAJ|date= 2017|publisher=Royal Society of Chemistry|isbn=978-1-78262-776-0}}
* {{cite book|editor=Stephan Schlemmer. , Thomas Giesen, Cornelia Jäger, Harald Mutschke|title=Laboratory Astrochemistry: From Molecules Through Nanoparticles to Grains|url=https://books.google.com/books?id=YPO6BwAAQBAJ|date= 2015|publisher=John Wiley & Sons|isbn=978-3-527-40889-4}}

===Оглядові статті===
* {{cite journal| author=Семененко В.П.| title=Мінералогія досонячних зерен| journal=Геохімія та рудоутворення| volume=27| year=2009| pages=92-94| url=http://igmof.org.ua/uk/content/мінералогія-досонячних-зерен}}{{Недоступне посилання}}
* {{cite journal| author=Погоржельська Х. | title=Сучасні дані про склад і природу досонячних зерен у метеоритах| journal=Мінералогічний збірник|year= 2009 |volume=59|issue= 1|pages = 176-178}}
* {{cite journal| author=Nittler LR and Ciesla F| title=Astrophysics with Extraterrestrial Materials| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=54|issue=1|year=2016|pages=53–93|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev-astro-082214-122505}}
* {{cite journal |author=Zinner E.| title= Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of presolar grains from primitive meteorites |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|volume=26|issue=1|year=1998|pages=147–188|issn=0084-6597|doi=10.1146/annurev.earth.26.1.147}}
* {{cite journal| author=Clayton D.D. and Nittler L.R.| title=Astrophysics with Presolar Stardust| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=42|issue=1|year=2004|pages=39–78|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134022}}
* {{cite journal|author=Lodders K and Amari S|title=Presolar grains from meteorites: Remnants from the early times of the solar system|journal=Chemie der Erde - Geochemistry|volume=65|issue=2|year=2005|pages=93–166|issn=00092819|doi=10.1016/j.chemer.2005.01.001}}

== Посилання ==
* {{ref-en}} База даних досонячних зерен [https://web.archive.org/web/20110720122604/http://presolar.wustl.edu/~pgd/welcome.html Presolar Grain Database]
* {{ref-en}} Галерея різних типів досонячних SiC зерен [https://www.mpic.de/en/research/particle-chemistry/hoppe-group/instruments/rem-bildergalerie/praesolare-koerner.html SEM Gallery, Presolar SiC grains] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180409105938/https://www.mpic.de/en/research/particle-chemistry/hoppe-group/instruments/rem-bildergalerie/praesolare-koerner.html |date=9 квітня 2018 }} 
* {{ref-en}} Зображення кількох типів досонячних зерен [http://home.dtm.ciw.edu/users/lrn/psgtypes.html Types of Presolar Grains in Meteorites] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140224035034/http://home.dtm.ciw.edu/users/lrn/psgtypes.html |date=24 лютого 2014 }}

[[Категорія:Астрофізика]]
[[Категорія:Астрохімія]]
[[Категорія:Мінералогія та петрологія метеоритів]]
[[Категорія:Нуклеосинтез]]