Досолнечные зёрна[2][3][4], называемые также межзвёздные зёрна[2] или досолнечные реликты[3] — частицы минералов, которые конденсировались вокруг умирающих звёзд до появления Солнца и оставались неизменными после формирования Солнечной системы; включены в состав первичных («примитивных») метеоритов.
Мелкодисперсные частицы имеют размеры от нескольких нанометров до нескольких микрометров. Наиболее крупное обнаруженное досолнечное зерно имеет размер 30 мкм. Оно состоит из карбида кремния (SiC) и было обнаружено в Мурчисонском метеорите, упавшем в сентябре 1969 года в Австралии. Это зерно названо «Bonanza»[2]. Возраст досолнечных зёрен в составе этого метеорита составляет примерно 5—7 млрд лет[5] — это старейшие твёрдые вещества на Земле[6].
Досолнечные зёрна являются «звёздной пылью», которая конденсировалась из газов в выбросах из древних звёзд или из сверхновых и стала частью межзвёздной среды, из которой около 4,6 млрд лет назад сформировалась Солнечная система[7]. Эти зёрна звёздной пыли пережили ряд разрушительных сред и процессов: взрыв и окружающую среду родительской звезды; межзвёздную среду; гравитационный коллапс молекулярного облака и формирование Солнечной системы; Солнечную туманность; включение почти полностью неизменными в родительское тело метеоритов, где они находились около 4,5 млрд лет; разделение тела и вхождение в атмосферу Земли[8].
Большая часть зёрен в метеоритах была сформирована химическими и физическими процессами, происходившими уже после образования Солнечной системы, тогда как метеоритные досолнечные зёрна существовали ещё в родительском молекулярном облаке газа и пыли, гравитационный коллапс которого положил начало формированию Солнца и планет[7]. Поэтому досолнечные зёрна из первичных («примитивных») метеоритов, которые сегодня изучаются в лабораториях, старше Солнечной системы.
Сегодня досолнечные зёрна идентифицируются как незначительные или примесные составляющие в образцах собранных на Земле метеоритов и межпланетных пылевых частиц. Досолнечные зёрна идентифицируют на основе присущего им аномального изотопного состава, который существенно отличается от такового у всего остального вещества Солнечной системы, но является типичным для атмосфер их родительских звёзд на соответствующем этапе эволюции.