星間塵（せいかんじん、）は、星間空間に存在する固体微粒子であり、星間ガスとともに星間物質を構成する成分の一つである。星間ダスト、星間微粒子とも呼ばれる。主にケイ酸塩や炭素質物質などからなり、その大きさは大型分子に相当するものからマイクロメートル程度までと幅広い。そのうち質量の大部分は、半径0.05–0.3マイクロメートル程度の比較的大きな粒子が担う。
星間塵は、星間物質の質量に占める割合は小さいが、その物理過程において重要な役割を担う。恒星などからの光を吸収・散乱して星間減光や星間赤化を生じさせ、吸収したエネルギーを赤外線やサブミリ波として放射する。また、その表面での分子形成や光電効果によるガスの加熱を通じて、星間物質の化学や熱収支にも寄与する。
宇宙には星間塵のほか、恒星周囲の星周塵、惑星間空間の惑星間塵、銀河間空間の銀河間塵が存在する。本項では、このうち星間空間に存在する星間塵について述べる。
概要
銀河系では、星間塵の質量は星間ガス質量のおよそ1%である。その存在量は少ないものの、星間塵は、恒星などから星間空間に広がる放射（星間放射場）を吸収・散乱し、吸収したエネルギーを熱放射として放出するほか、星間ガスの加熱や化学反応にも関与する。
星間塵は単一の物質や一定の大きさの粒子からなるのではなく、組成や大きさの異なるさまざまな粒子から構成される。主要な固体成分としてケイ酸塩や炭素質物質が知られ、低温の分子雲などでは粒子表面に水（H2O）を主成分とする氷の層が形成される。粒子半径は、多環芳香族炭化水素（, PAH）のような大型分子に相当する0.001 μm以下のものから、マイクロメートル程度の粒子まで幅広く分布する。
星間塵の一部は恒星周囲や恒星からの放出物中で形成され、星間空間へ供給される。一方、星間物質中でも粒子表面への原子・分子の付着や粒子同士の凝集によって成長する。また、超新星などによる衝撃波では粒子の破砕や侵食が起こる。このため、星間塵の組成や粒径分布は、形成・成長・加工・破壊を繰り返す過程によって変化する。
星間塵の表面では水素分子をはじめとする分子の形成反応が進行する。また、小さな粒子やPAHが星間放射を吸収して放出する光電子は星間ガスを加熱する。こうした作用を通じて、星間塵は星間物質の熱収支や化学組成に影響を与える。
観測的性質
星間塵の性質は、主として星間塵による光の吸収・散乱・偏光や、星間塵自身が放射する赤外線・サブミリ波などを通じて調べられる。主要な観測的性質には、星間減光と赤化、吸収帯、散乱、偏光、赤外線・サブミリ波放射などがある。
星間塵が多く集まった領域では、背後の恒星や星雲からの可視光が強く吸収・散乱され、周囲より暗い領域として見えることがある。このような天体は暗黒星雲と呼ばれる。代表例として馬頭星雲やコールサック星雲がある。 可視光に比べて赤外線では星間減光が小さいため、暗黒星雲の内部や背後の天体を観測しやすい。また、低温の星間塵はサブミリ波などで熱放射を放つため、可視光では暗く見える領域そのものを観測することができる。
星間減光と赤化
星間塵は恒星などからの光を吸収・散乱するため、塵を通して見た天体は本来より暗く見える。この現象を星間減光という。波長 における減光の強さは減光等級 で表され、観測された等級と、減光がない場合に期待される等級との差として定義される。減光等級は波長によって異なり、一般に可視光では短波長側の光ほど大きくなる。このため天体の色は本来より赤く見え、この現象を星間赤化という。
減光等級 が波長によってどのように変化するかを表したものを減光曲線という。銀河系の平均的な減光曲線は、可視光から紫外線に向かって減光が強くなり、紫外線の約2175 Åには幅広い特徴的な膨らみがみられる。さらに短波長側の遠紫外線では減光が急激に増加する。2175 Åの構造には小さな炭素質粒子が関与すると考えられているが、その担体は完全には同定されていない。
減光曲線の形状は視線によって異なる。その波長依存性や吸収構造から、星間塵の粒径分布や組成を推定することができる。可視光から紫外線にかけて減光曲線が比較的平坦な場合は、比較的大きな塵粒子の割合が高いことを示すと考えられている。銀河系では、減光の大きい雲を通る視線でこのような傾向がみられる。
吸収帯
星間物質を通過した光のスペクトルには、連続的な星間減光に加えて、特定の波長に吸収構造がみられる。星間塵そのものに由来する代表的なものとして、中間赤外線域にある約9.7 μmと18 μmにみられる幅広いケイ酸塩の吸収帯がある。これらは主としてケイ酸塩中の結合の振動に由来する。また、これらの吸収帯は、星間塵にケイ酸塩成分が広く存在することを示す主要な観測的証拠となっている。
拡散星間帯 星間塵そのものの吸収とは別に、星間物質を通過した光には、可視光から近赤外線にかけて多数の拡散星間帯（、DIBs）が観測される。DIBは星間物質を通して観測した恒星などのスペクトルに現れる吸収の特徴で、その強度は星間赤化と相関するものが多い。
DIBの担体としては、かつて星間塵そのものや塵粒子に含まれる物質も検討されたが、現在では大型分子の電子遷移によるものと考えられており、PAHや炭素鎖、炭素環などさまざまな炭素質分子が候補として研究されている。大部分のDIBの担体はなお同定されていない。一部については、イオン化したフラーレンC60+が担体であることが実験室分光と天文観測の比較から確認されている。
散乱 星間塵は光を吸収するだけでなく散乱もする。恒星光が星間塵によって散乱されることで反射星雲や銀河系の拡散光が観測される。散乱の強さや方向性は波長によって異なり、反射星雲や銀河系の拡散光の観測から星間塵の散乱特性を調べることができる。
X線も星間塵によって小さな角度で散乱され、明るいX線源の周囲にX線散乱ハローを形成することがある。X線の吸収端は星間塵の組成を、X線散乱ハローは主として粒径分布などの塵の性質を調べる手段となる。
熱放射
星間塵は紫外線や可視光を吸収し、そのエネルギーを赤外線やサブミリ波として再放射する。比較的大きな塵粒子では、放射の吸収と放出がおおむね釣り合う平衡温度が成立し、その温度に応じた熱放射を主として遠赤外線からサブミリ波にかけて放つ。その放射は、粒子の放射効率が波長によって異なるため、理想的な黒体放射ではなく修正黒体として近似される。
外部からの放射が遮蔽された高密度の分子雲内部では、塵粒子は拡散星間物質より低温になる。一方、強い放射場の近くではより高温になる。このため星間塵の熱放射は、塵の量だけでなく、その周囲の放射場や物理環境を調べるためにも利用される。
赤外バンド放射 非常に小さな塵粒子や多環芳香族炭化水素（PAH）は熱容量が小さいため、紫外線や可視光の光子を一個吸収しただけでも内部エネルギーが大きく増加する。その後、赤外線を放射しながら冷却するため、一定の平衡温度をもつ大きな粒子とは異なる放射スペクトルを示す。この過程は確率的加熱（）と呼ばれる。
このような小さな炭素質成分からの放射には、3.3、6.2、7.7、8.6、11.3、12.7 μm付近などに特徴的な放射帯がみられる。これらは発見当初その担体が分からなかったため、未同定赤外放射バンド（、UIRバンド）と呼ばれた。現在では、主としてPAHやそれに関連する芳香族炭素質物質の振動による放射と考えられており、芳香族赤外バンド（、AIBs）とも呼ばれる。
こうしたPAH由来と考えられるバンド放射は、惑星状星雲、反射星雲、H II領域など、さまざまな天体・星間環境から検出されている。また、銀河系の薄く拡がった星間物質からも、気球観測や日本の宇宙赤外望遠鏡IRTSの分光観測により検出されている。
マイクロ波放射 星間塵はマイクロ波領域でも放射する。比較的大きな粒子による熱放射は、遠赤外線・サブミリ波からマイクロ波へ連続して伸びている。それとは別に、銀河系では星間塵の分布と強く相関する異常マイクロ波放射（、AME）が、おもに数十GHzの周波数帯で観測されている。
AMEの主要な起源としては、PAHなどの非常に小さな塵粒子が高速で回転し、粒子がもつ電気双極子モーメントからマイクロ波を放射するスピニングダスト放射（）が有力と考えられている。小粒子の回転は、中性粒子やイオンとの衝突、プラズマとの相互作用、赤外線放射、光電子放出などによって励起・減衰する。
AMEは宇宙マイクロ波背景放射の観測では銀河系前景放射の一つとなる。一方、その強度やスペクトルを調べることで、非常に小さな塵粒子の存在量や物理状態を研究する手段にもなる。ただし、磁性物質を含む塵粒子からの磁気双極子放射が一部に寄与する可能性も議論されている。
偏光 星間塵を通過した恒星光には偏光が生じることがある。これは、星間塵の一部が非球形であり、その向きが星間磁場に対して一定の傾向をもってそろうことで、粒子による吸収が光の振動方向によって異なるためである。また、配向した粒子が放射する遠赤外線やサブミリ波も偏光する。
このため星間塵の偏光観測は、粒子の形状や配向を調べるだけでなく、天球面上に投影された星間磁場の方向や構造を調べる手段として用いられる。
星間塵の粒子が磁場に対して配向する機構としては、現在では放射トルク（、RAT）による配向が主要な説明の一つとなっている。非等方的な放射が不規則な形状の塵粒子に当たると、吸収や散乱の非対称性によって粒子にトルクが生じ、粒子を回転させるとともに角運動量の向きを変化させる。粒子の磁気モーメントによるラーモア歳差運動が十分に速い場合には、磁場が配向の基準軸となり、放射トルクによって粒子は磁場に対して一定の傾向をもつ向きに配向する。こうした放射トルク配向（）は、星間塵の偏光を説明する主要な理論として観測的にも検証が進められている。
物理的性質
粒径と個数分布 星間塵には単一の代表的な大きさがあるわけではなく、巨大分子に相当するものから0.1 μm程度、さらに大きな粒子まで幅広く存在する。こうした星間塵の性質は、ダストモデルを用いて粒子の組成や粒径分布などを仮定し、そこから予測される減光や赤外放射などを観測と比較することで調べられる。炭素質成分では、小さい側は非常に小さな粒子を経て、PAHのような分子的成分へと連続的につながるものとして扱われる。
は、銀河系の平均的な星間減光を再現する粒子の粒径分布を調べ、粒子半径 に対する個数分布をべき乗則で表した。後にMRN分布として広く用いられるようになった標準的な形では、グラファイトとケイ酸塩粒子について、およそ0.005–0.25 μmの範囲で
と近似される。ここで は単位粒径あたりの粒子数密度を表す。この単純な分布は銀河系の平均的な減光曲線をよく再現し、その後の粒径分布を考える際の基準として広く用いられてきた。
一方、減光や赤外放射などの観測をより詳しく再現するため、後年のダストモデルでは単一のべき乗則より複雑な粒径分布が採用されている。たとえばのモデルでは、炭素質粒子とケイ酸塩粒子にそれぞれ異なる粒径分布を与え、炭素質粒子の小さい側にはPAHを含む非常に小さな粒子の成分を加えている。このようなモデルでは、観測される減光だけでなく、非常に小さな粒子からの赤外放射も粒径分布を制約する要素となる。
粒径分布は星間環境によっても変化する。高密度領域では、粒子表面への原子・分子の付着や粒子同士の凝集によって比較的大きな粒子が形成される。一方、衝撃波などによって粒子同士が高速で衝突すると破砕が起こり、小さな粒子が生じる。このため粒径分布は一定ではなく、星間塵の成長と破壊によって時間的・空間的に変化する。
星間塵による光の吸収や散乱は粒径と光の波長によって変化する。とくに粒子が波長より十分に小さい領域では、散乱はレイリー散乱に近づき、波長依存性が強くなる。このため、減光曲線や散乱光の波長依存性は、星間塵の粒径分布を調べる重要な手がかりとなる。
MRNモデルから現在のダストモデルに至る発展については、ダストモデルの発展で述べる。
形状 星間塵の粒子は一般に完全な球形ではなく、非球形あるいは不規則な形状をもつと考えられている。星間塵による恒星光の偏光や、星間塵自身が放射する遠赤外線・サブミリ波の偏光は、少なくとも一部の粒子が非球形で、星間磁場と関係した方向に配向していることを示している。
粒子は単一の緻密な固体だけでなく、星間環境によっては複数の小粒子が集まった凝集体となることもある。こうした粒子の形状や内部構造は、散乱・吸収・偏光などの光学的性質に影響する。
電荷 星間塵は周囲の放射や星間ガスとの相互作用によって帯電する。紫外線などの光子を吸収して光電効果により電子を放出すると粒子は正に帯電する。一方、周囲の電子やイオンが粒子に付着することによって電荷は変化する。このため粒子の電荷は、粒径や周囲の放射場、電子密度、ガス温度などに応じて決まる。
粒子の帯電は、電子やイオンとの衝突率、磁場との結合、気相イオンの再結合などに影響する。また、小さな粒子やPAHからの光電子放出は、拡散星間物質などにおけるガス加熱の重要な過程となる。
温度 比較的大きな星間塵では、星間放射場から吸収するエネルギーと熱放射として放出するエネルギーが釣り合う温度があり、それを平衡温度という。その温度は周囲の放射場によって異なる。銀河系の拡散星間物質では一般に十数K程度である。外部からの放射が遮蔽された高密度分子雲の内部ではさらに低温となる。反対に、強い放射場の近くでは高温となる。
一方、非常に小さな粒子やPAHでは、一個の紫外線・可視光光子を吸収するだけで内部エネルギーが大きく増加する。このため温度は時間とともに大きく変動し、単一の平衡温度では表せない。このような粒子は、光子を吸収した後に中間赤外線などを放射しながら冷却する。
組成
星間塵の組成は、赤外線などの分光観測、星間ガス中の元素の枯渇、減光曲線、散乱や偏光、赤外線放射などの観測を組み合わせて推定される。観測結果を説明するためにさまざまなダストモデルが提案されている。ただし、星間塵のすべての成分や内部構造が一意に決まっているわけではない。
ケイ酸塩 ケイ酸塩は星間塵の主要な固体成分の一つである。赤外線スペクトルには約9.7 μmと18 μmに幅広い吸収・放射構造がみられる。これらは、それぞれ主としてケイ酸塩中のSi–O結合の伸縮振動とO–Si–O結合の変角振動に由来する。これらの特徴は、ケイ酸塩粒子が星間空間に広く存在することを示す主要な観測的証拠となっている。
拡散星間物質中のケイ酸塩は、鋭い結晶性のスペクトル構造がほとんどみられないことから、大部分が非晶質であると考えられている。一方、進化した恒星の星周環境などでは結晶質ケイ酸塩も観測される。恒星から星間空間へ放出された粒子は、その後、衝撃波や粒子照射などによる加工を受ける。
Feも星間ガス中で強く枯渇しており、その多くが固体成分に含まれると考えられる。ただし、星間塵中でFeがどのような化学形態をとるかは一意には決まっていない。
炭素質物質とPAH 星間塵には炭素を主成分とする固体成分も含まれる。観測を説明するモデルでは、グラファイト、非晶質炭素、水素化非晶質炭素など、さまざまな炭素質物質が用いられてきた。ただし、星間空間に存在する炭素質粒子の構造や組成は一意には決まっていない。
多環芳香族炭化水素（PAH）またはそれに類似した非常に小さな炭素質成分は、中間赤外線にみられる一連の特徴的な放射帯の主要な担体と考えられている。PAHを含むダストモデルは、紫外線から赤外線までの減光や赤外線放射を同時に説明するために広く用いられている。
氷 拡散星間物質では、紫外線による光解離や光脱離などによって厚い氷マントルは形成されにくい。一方、紫外線が遮蔽された低温・高密度の分子雲では、気相の原子や分子が塵粒子表面へ吸着し、氷マントルを形成する。
星間氷ではH2Oが主要成分である。CO、CO2、CH3OHなども観測される。これらの組成は、気相からの凍結だけでなく、塵粒子表面で進行する化学反応の影響も受ける。
元素の枯渇 星間ガス中で観測される元素存在量を、太陽系の元素組成などの基準となる存在量と比較すると、Fe、Mg、Siなど一部の元素は気相中で大きく不足している。このような気相中での元素存在量の不足を枯渇（）という。この不足分の多くは、星間塵などの固体成分に取り込まれていると考えられる。
枯渇の程度は元素ごとに異なり、同じ元素でも視線や星間環境によって変化する。は銀河系近傍の243本の視線について17元素の気相存在量を解析し、元素ごとの枯渇が視線ごとの全体的な枯渇の程度と系統的に関係することを示した。このような枯渇の違いから、星間塵に取り込まれる元素の割合や、粒子成長に伴う固相組成の変化を推定することができる。
元素存在量 星間塵に含まれる元素の存在量は、前述の元素の枯渇から推定できる。は、太陽近傍のLocal Cloud（局所恒星間雲）について、観測された気相の元素存在量を太陽太陽光球の元素存在量から差し引き、塵相に含まれる元素の存在量を推定した。
+ Local Cloudにおける塵相の元素存在量 元素 塵相存在量（ppm/H） 炭素 C 100.88 窒素 N 21.24 酸素 O 205.92 マグネシウム Mg 36.24 アルミニウム Al 2.58 ケイ素 Si 27.66 硫黄 S 2.59 鉄 Fe 28.20
ここでppm/Hは、水素原子100万個あたりに塵相として存在する各元素の原子数を表す。Mg、Al、Si、Feでは全存在量の大部分が塵相に含まれる一方、C、N、O、Sでは気相にも相当量が残っている。
星間物質における役割
放射の遮蔽 星間塵は紫外線を吸収するため、分子雲の内部へ入射する紫外線を弱める。これにより紫外線による分子の光解離や原子・分子の光電離が抑えられ、雲の内部では水素分子やCOなどの分子が存在しやすくなる。
星間塵が吸収した恒星放射のエネルギーは、主として赤外線やサブミリ波として再放射される。そのため星間塵は、銀河や星形成領域から観測されるスペクトルエネルギー分布を大きく変化させる。
分子形成と表面化学 宇宙で最も豊富な分子である水素分子（H2）は、通常の星間環境では主として星間塵の表面で形成される。水素原子が塵粒子の表面に吸着し、表面上を移動して別の水素原子と結合することでH2が生成される。
低温・高密度の分子雲では、塵粒子表面や氷マントル内部でも化学反応が進行する。こうした反応は、水やメタノールなどさまざまな分子の形成に関与する。実験室研究では、10–40 Kの低温条件でも酸素分子と水素原子の反応によって水や過酸化水素が生成することが確認されている。
ガスの加熱と冷却 星間塵、とくにPAHや非常に小さな粒子は、紫外線光子を吸収すると光電効果によって電子を放出する。放出された電子は周囲の星間ガスにエネルギーを与えるため、光電加熱は拡散星間物質や光解離領域における主要な加熱過程の一つである。
一方、高密度領域では、ガス粒子と塵粒子の衝突によるエネルギー交換が重要となる。ガスの方が高温の場合にはエネルギーが塵へ移り、ガスの冷却に寄与する。十分に高密度になるとガスと塵の温度は強く結びつくため、星間塵は高密度ガスの熱収支にも重要な役割をもつ。
形成と進化
星間塵は恒星から星間空間へ供給された後も、そのまま保存されるのではなく、星間物質中で成長・加工・破壊を受ける。このため、現在観測される星間塵の性質は、恒星からの供給、星間物質中での成長、衝撃波などによる破壊の相互作用によって決まる。
恒星からの供給 星間塵の供給源には、漸近巨星分枝（AGB）星などの進化した恒星からの質量放出や、超新星の放出物がある。恒星から放出されたガスが冷却すると、その中で固体粒子が凝縮して形成され、星間空間へ供給される。炭素に富む星周環境では炭素質粒子が、酸素に富む環境では主としてケイ酸塩などが形成される。
超新星や若い超新星残骸では、超新星の噴出物中で形成された塵が観測されている。SN 1987Aやカシオペヤ座Aでは、遠赤外線やサブミリ波の観測によって噴出物中に多量の低温の塵が存在することが明らかになっており、超新星が星間塵の供給源となりうることを示している。一方、形成された塵の一部は、超新星残骸内を伝わる逆行衝撃波によって破壊されるため、最終的に星間空間へ供給される量には不確実性がある。
しかし、銀河系で観測される星間塵の量を、恒星から直接供給された粒子だけで説明することは難しい。星間空間では超新星衝撃波などによって塵が破壊されるため、恒星から供給された粒子だけでは、観測される塵の量や気相元素の強い枯渇を維持することが難しい。このため、星間物質中で既存粒子が再び成長する過程が重要と考えられている。
星間物質中での成長 星間塵は星間物質中でも成長すると考えられる。比較的密度の高い環境では、気相の原子や分子が既存粒子の表面へ付着する付着（accretion）によって粒子の質量が増加する。また、粒子同士が低速で衝突して結合する凝集（coagulation）によって、より大きな粒子や粒子集合体が形成される。
低温で高密度の分子雲では、気相の原子や分子が粒子表面へ凍結して氷マントルを形成し、その表面ではさらに化学反応が進行する。また、気相物質の凍結や粒子同士の凝集によって粒子が成長し、拡散星間物質と高密度分子雲とでは粒径分布や吸収・散乱などの光学的性質が異なる。
破壊 星間塵の主要な破壊過程の一つは、超新星などによって生じる高速の衝撃波による処理である。高温ガス中では高速のイオンが粒子表面に衝突し、原子をはじき出すスパッタリングが起こる。また、粒子同士が高速で衝突すると粒子が細かく砕かれる破砕（shattering）が起こる。さらに激しい衝突では、粒子の一部が気化することもある。
これらの破壊過程は、粒子の総量だけでなく粒径分布や組成も変化させる。一方、雲の中では付着や凝集による成長が進む。このため星間塵は、恒星で形成された粒子が一方向に蓄積するものではなく、形成・成長・加工・破壊を繰り返しながら星間物質中を循環している。
銀河・環境による違い
星間塵の性質は場所によって一定ではない。銀河系内でも、拡散星間物質と高密度分子雲では粒径分布や粒子表面の状態が異なる。また、強い放射場や衝撃波の存在する領域では粒子の破壊・加工が進む。このため、減光曲線、赤外線放射、元素の枯渇など、星間塵に関する観測的性質も星間環境によって変化する。
銀河によっても星間塵の性質には違いがみられる。大マゼラン雲や小マゼラン雲では、銀河系とは異なる減光曲線が観測されている。とくに小マゼラン雲の一部では2175 Å付近の構造が弱く、遠紫外線側でより急な減光を示す。近傍銀河の観測からは、塵の放射、減光、元素の枯渇などが銀河の金属量や局所的な星間環境によって系統的に変化することが示されている。
一般に金属量の低い銀河では、ガスに対する塵の質量比も小さくなる傾向がある。ただし、その関係は単純な比例ではない。銀河中の塵の量は、重元素の存在量だけでなく、恒星からの供給、星間物質中での成長、衝撃波などによる破壊の効率にも左右される。このため塵とガスの質量比や塵の組成・粒径分布は、銀河の化学進化や星間物質の進化を調べる手がかりとなる。
高赤方偏移銀河にも星間塵が存在する。ALMAなどによる観測では、赤方偏移が8前後の銀河でも塵の熱放射が検出されている。例えば、赤方偏移8.38の銀河A2744_YD4では、は塵の質量を約6×106太陽質量と推定した。は赤方偏移8.31のMACS0416_Y1の塵を約4×106太陽質量と推定した。
宇宙誕生後10億年に満たない時代にすでに大量の塵が存在することは、塵が短い時間で形成・成長したことを示す。初期宇宙では、超新星やAGB星などによる粒子供給に加え、星間物質中で既存粒子が急速に成長する過程が重要と考えられている。とくに高赤方偏移銀河ではガス密度が高いため、星間物質中での粒子成長の時間尺度が106–107年程度まで短くなり得るとされる。
観測機器と主な発見
星間塵は可視光からマイクロ波まで広い波長域で観測される。とくに赤外線・サブミリ波観測の発展によって、その分布、温度、組成、星形成との関係について多くの情報が得られるようになった。また、偏光観測からは星間磁場との関係が調べられている。
赤外線全天観測
1983年に打ち上げられたIRASによる全天観測では、高銀緯を含む広い範囲に淡い遠赤外線放射が発見された。この放射は雲状にみえることから赤外線シーラス（、巻雲）と呼ばれるようになった。この発見によって、星間塵が銀河面だけでなく高銀緯にも広く分布していることが示された。
COBEのFIRASによる全天分光観測では、銀河系の遠赤外線連続放射が主として星間塵の熱放射によることが確認された。その主要な放射成分は、おおむね16–21 K程度の温度をもつ成分として表された。
日本の赤外線天文衛星あかりは、IRASより高い空間分解能で遠赤外線全天地図を作成した。これにより、星間雲の広域分布や塵温度、柱密度、フィラメント状構造をより詳細に調べることが可能になった。また、中間赤外線・近赤外線観測から、PAHなどの炭素質成分の性質が星間環境によって変化することも調べられた。
赤外線分光 赤外線宇宙天文台（ISO）の分光観測によって、星間物質中の氷、PAH、ケイ酸塩などの吸収・放射帯が詳細に測定された。これにより、星間塵の組成や化学状態の研究が大きく進展した。
スピッツァー宇宙望遠鏡による中間赤外線分光では、多数の星形成銀河についてPAH放射帯やケイ酸塩吸収が測定された。その観測から、PAH放射の相対強度やスペクトル形状が星間環境によって変化することが示された。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による高感度赤外線分光では、星形成開始前の高密度分子雲に存在する氷の組成を詳細に調べることが可能になった。カメレオンI分子雲では、H2O、CO、CO2などに加えて、OCN−、OCSや複雑な有機分子に関連する吸収の特徴が検出された。また、同じ観測計画から、星形成開始前の段階ですでに氷をまとった粒子がマイクロメートル級まで成長していることも示されている。
遠赤外線・サブミリ波観測 ハーシェル宇宙望遠鏡によるIC 5146の分子雲の観測では、低温のガスと塵からなる多数のフィラメント状構造が明瞭に捉えられた。
偏光観測 Planckは星間塵のサブミリ波偏光放射を全天規模で測定した。これにより、銀河系の星間磁場の方向や構造を広域的に調べることが可能になった。また、塵偏光と星間乱流との関係についても詳しい研究が進められた。
直接検出
太陽近傍の星間物質に含まれる塵の一部は太陽圏内へ流入するため、宇宙探査機に搭載した塵検出器によって星間塵を直接検出することができる。このような観測はその場観測（）と呼ばれる。ユリシーズでは、惑星間塵とは異なり、26 km/s以上の高速で惑星の公転方向とは逆向きに運動するミクロン級粒子が検出され、1993年に星間起源の塵粒子として報告された。
その後、ガリレオ、カッシーニなどでも星間起源の粒子が観測された。こうした観測から、粒子の流入方向、速度、質量分布や、太陽圏内での放射圧・電磁力による選別が研究されている。
ただし、太陽圏内で観測される星間塵は、星間空間の粒子集団をそのまま表しているわけではない。粒子は太陽重力や太陽放射圧のほか、帯電しているため太陽風に伴う惑星間磁場の影響も受ける。とくに小さな粒子ほど電磁力の影響を受けやすく、太陽圏へ侵入する過程で粒径に応じた選別が生じる。このため探査機による測定結果を星間空間本来の粒径分布へ結びつけるには、太陽圏による変調を考慮する必要がある。