Dust astronomy
ধুলো জ্যোতির্বিদ্যা হল জ্যোতির্বিজ্ঞানের একটি উপক্ষেত্র যা মহাকাশে ঘটে যাওয়া জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু সম্পর্কে তথ্য পাওয়ার জন্য তাদের গতিশীল অবস্থা থেকে শুরু করে সমস্থানিক, মৌলিক, আণবিক এবং খনিজ গঠন পর্যন্ত পৃথক মহাজাগতিক ধুলো কণাগুলিতে থাকা তথ্য ব্যবহার করে। ধূলিকণা জ্যোতির্বিজ্ঞান গ্রহ বিজ্ঞান, মহাজাগতিক রসায়ন এবং জ্যোতির্বিদ্যার ক্ষেত্রগুলির সাথে ওভারল্যাপ করে। ইবারহার্ড গ্রুন এবং অন্যান্য। 2002 সালের কুইপার পুরস্কার বক্তৃতায় বলা হয়, "ফোটনের মতো ধূলিকণা স্থান ও সময়ের প্রত্যন্ত স্থান থেকে তথ্য বহন করে। ধুলো কণাগুলির জন্মস্থান এবং তাদের বাল্ক বৈশিষ্ট্য সম্পর্কে জ্ঞান থেকে আমরা জানতে পারি যে দূরবর্তী পরিবেশ থেকে কণাগুলি তৈরি হয়েছিল। এই পদ্ধতিকে ডাস্ট অ্যাস্ট্রোনমি বলা হয় যা মহাকাশে একটি ধুলো মানমন্দিরের উপর একটি ধুলো টেলিস্কোপের মাধ্যমে সঞ্চালিত হয়। ইতিহাস প্রাথমিক পর্যবেক্ষণ মহাজাগতিক ধূলির সাথে সম্পর্কিত (আমরা আজ জানি) তিনটি ঘটনা সহস্রাব্দ ধরে মানুষ লক্ষ্য করেছেঃ রাশিচক্রের আলো, ধূমকেতু এবং উল্কা (সিএফ। চীনে ঐতিহাসিক ধূমকেতুর পর্যবেক্ষণ)। প্রাথমিক জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই ঘটনাগুলি বোঝার জন্য আগ্রহী ছিলেন। পশ্চিম আকাশে সন্ধ্যার গোধূলি অদৃশ্য হয়ে যাওয়ার পরে বা পূর্ব আকাশে সকালের গোধূলি আসার ঠিক আগে রাশিচক্রের আলো বা মিথ্যা ভোর দেখা যায়। 1683 সালে জ্যোতির্বিজ্ঞানী জিওভান্নি ডোমেনিকো ক্যাসিনি এই ঘটনাটি তদন্ত করেছিলেন। ইন্টারপ্ল্যানেটারি ডাস্ট বইয়ে হুগো ফেকটিগ, ক্রিস্টোফ লিনার্ট এবং অটো ই বার্গের মতে তিনি সূর্যের চারপাশে আন্তঃগ্রহীয় পদার্থ (ধুলো) দ্বারা রাশিচক্রের আলোকে ব্যাখ্যা করেছেন। অতীতে, ধূমকেতুর অপ্রত্যাশিত উপস্থিতিকে অশুভ লক্ষণ হিসাবে দেখা হত যা বিপর্যয় এবং উত্থানের ইঙ্গিত দেয়, যেমনটি ধূমকেতুর পর্যবেক্ষণমূলক ইতিহাসে বর্ণিত হয়েছে। যাইহোক, 1705 সালে, এডমন্ড হ্যালি আইজাক নিউটনের গতির নিয়মগুলি ব্যবহার করে এর আগের বেশ কয়েকটি ধূমকেতুর দর্শন বিশ্লেষণ করেছিলেন। তিনি পর্যবেক্ষণ করেছিলেন যে 1531,1607 এবং 1682 সালের ধূমকেতুর কক্ষীয় উপাদানগুলি খুব অনুরূপ ছিল এবং তিনি তত্ত্ব দিয়েছিলেন যে তারা সকলেই একই ধূমকেতু। হ্যালি ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে এই ধূমকেতুটি 1758-59-এ ফিরে আসবে, কিন্তু তার আগেই তিনি মারা যান। ধূমকেতুটি, যা এখন হ্যালির ধূমকেতু নামে পরিচিত এবং আনুষ্ঠানিকভাবে 1পি/হ্যালি হিসাবে মনোনীত, শেষ পর্যন্ত নির্ধারিত সময়ে ফিরে আসে। একটি উল্কা, বা শ্যুটিং স্টার হল প্রায় 100 কিলোমিটার উচ্চতায় প্রতি সেকেন্ডে কয়েক দশ কিলোমিটার গতিতে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে প্রবেশ করা একটি উল্কা দ্বারা সৃষ্ট আলোর ধারা। এই গতিতে উল্কাপিণ্ড উত্তপ্ত হয়ে ওঠে এবং উত্তেজিত পরমাণু ও আয়নগুলির একটি পথ ছেড়ে যায় যা উত্তেজিত হওয়ার সাথে সাথে আলো নির্গত করে। কিছু সংস্কৃতিতে, উল্কাগুলিকে বজ্রপাতের মতো একটি বায়ুমণ্ডলীয় ঘটনা বলে মনে করা হত। যদিও চন্দ্রহীন রাতে সাধারণত এক ঘন্টার মধ্যে মাত্র কয়েকটি উল্কা দেখা যায়, বছরের নির্দিষ্ট সময়ে, প্রতি ঘন্টায় 100 টিরও বেশি উল্কা সহ উল্কা বৃষ্টি দেখা যায়। ইতালীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী জিওভান্নি শিয়াপারেলি 1866 সালে এই সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে পার্সিড উল্কাগুলি তাদের কক্ষপথের সাদৃশ্যের উপর ভিত্তি করে ধূমকেতু সুইফট-টটলের টুকরো ছিল। তিনটি ভিন্ন ঘটনার মধ্যে শারীরিক সম্পর্ক মার্কিন জ্যোতির্বিজ্ঞানী ফ্রেড লরেন্স হুইপল দ্বারা প্রদর্শিত হয়েছিল, যিনি 1950 সালে ধূমকেতুর গঠনের "বরফের সমষ্টি" মডেলের প্রস্তাব করেছিলেন। এই মডেলটি ব্যাখ্যা করতে পারে যে কীভাবে ধূমকেতুগুলি উল্কা পিণ্ড এবং ধুলো ছেড়ে দেয়, যা রাশিচক্রের ধুলো মেঘকে খাওয়ায় এবং বজায় রাখে। বহির্জাগতিক পদার্থের গঠনগত বিশ্লেষণ দীর্ঘকাল ধরে, অধ্যয়নের জন্য উপলব্ধ একমাত্র বহির্জাগতিক পদার্থ ছিল উল্কাপিণ্ড যা পৃথিবীর পৃষ্ঠে সংগ্রহ করা হয়েছিল। গ্রহ, গ্রহাণু, ধূমকেতু বা চাঁদের মতো অন্যান্য জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু থেকে উল্কাগুলিকে কঠিন টুকরো হিসাবে বিবেচনা করা হত। বেশিরভাগ উল্কাপিণ্ডগুলি কনড্রাইট উল্কাপিণ্ড যা তাদের মধ্যে থাকা ছোট, গোলাকার কণাগুলির জন্য নামকরণ করা হয়েছে। কার্বনেসিয়াস কনড্রাইটগুলি বিশেষত আদিম; তারা 4.6 বিলিয়ন বছর আগে বৃদ্ধি পাওয়ার পর থেকে তাদের অনেক রাসায়নিক বৈশিষ্ট্য ধরে রেখেছে। অন্যান্য উল্কাপিণ্ডগুলি মূল বস্তুর গলন বা গ্রহের পৃথকীকরণের মাধ্যমে পরিবর্তিত হয়েছে। উল্কাপিণ্ডের গঠন বিশ্লেষণ করলে সৌরজগতের গঠন ও বিবর্তনের এক ঝলক পাওয়া যায়। অতএব, উল্কাপিণ্ড বিশ্লেষণ মহাজাগতিক রসায়নের ভিত্তি হয়ে দাঁড়িয়েছে। উল্কাপিণ্ড ব্যতীত প্রথম বহির্জাগতিক নমুনাগুলি ছিল সত্তরের দশকে অ্যাপোলো মিশন দ্বারা আনা 380 কেজি চাঁদের নমুনা এবং প্রায় একই সময়ে 300 গ্রাম মানববিহীন লুনা মহাকাশযান দ্বারা ফেরত আনা হয়েছিল। সম্প্রতি, 2020 সালে চ্যাং 'ই 5 1.7 কেজি চন্দ্র উপাদান সংগ্রহ করেছে। আইসোটোপিক, মৌলিক, আণবিক এবং খনিজ সংক্রান্ত গঠনগুলি থেকে গুরুত্বপূর্ণ সিদ্ধান্ত নেওয়া যায়। দৈত্য-প্রভাব অনুমানের মতো চাঁদের উৎপত্তি আঁকা হয়েছিল। স্টারডাস্ট দ্বারা 81পি/ওয়াইল্ড ধূমকেতুর উড়ানের সময় হাজার হাজার শস্য সংগ্রহ করা হয়েছিল যা 2006 সালে নমুনাগুলি পৃথিবীতে ফিরিয়ে দিয়েছিল। তাদের বিশ্লেষণ প্রাথমিক সৌরজগতের অন্তর্দৃষ্টি প্রদান করে। এছাড়াও কিছু সম্ভাব্য আন্তঃনাক্ষত্রিক শস্য স্টারডাস্টের আন্তঃগ্রহীয় ক্রুজ চলাকালীন সংগ্রহ করা হয়েছিল এবং একই মিশনে ফেরত দেওয়া হয়েছিল। গ্রহাণু এবং উল্কাগুলি তাদের গ্রহাণু বর্ণালীর ধরন এবং দৃশ্যমান এবং নিকট-ইনফ্রারেডের সাদৃশ্যের মাধ্যমে সংযুক্ত করা হয়েছে, যা বোঝায় যে গ্রহাণু এবং উল্কাগুলি একই মূল দেহ থেকে উদ্ভূত হয়েছে। জেএএক্সএ হায়াবুসা মিশন দ্বারা প্রথম গ্রহাণুর নমুনা সংগ্রহ করা হয়েছিল। হায়াবুসা 2005 সালের নভেম্বরে গ্রহাণু 25143 ইতোকওয়ার মুখোমুখি হয়, পৃষ্ঠ থেকে 10 থেকে 100 মাইক্রন আকারের কণা তুলে নেয় এবং 2010 সালের জুন মাসে তাদের পৃথিবীতে ফিরিয়ে আনে। হায়াবুসা 2 মিশন গ্রহাণু 162173 রিউগু থেকে প্রায় 5 গ্রাম পৃষ্ঠ এবং উপ-পৃষ্ঠ উপাদান সংগ্রহ করেছে যা একটি আদিম সি-টাইপ গ্রহাণু এবং 2020 সালে এটি ফিরিয়ে দিয়েছে। নমুনা ফেরত মিশনগুলি অত্যন্ত ব্যয়বহুল এবং শুধুমাত্র অল্প সংখ্যক জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তুর সমাধান করতে পারে। অতএব, বহির্জাগতিক পদার্থ সংগ্রহ ও বিশ্লেষণের জন্য কম ব্যয়বহুল পদ্ধতির সন্ধান করা হয়েছে। বায়ুমণ্ডলীয় প্রবেশ থেকে বেঁচে থাকা মহাজাগতিক ধুলো উচ্চ (~ 20 কিমি) উড়ন্ত বিমান দ্বারা সংগ্রহ করা যেতে পারে। ডোনাল্ড ই. ব্রাউনলি এই ধরনের সংগৃহীত ধুলো কণাগুলির বহির্জাগতিক প্রকৃতি তাদের কনড্রাইটিক গঠন দ্বারা নির্ভরযোগ্যভাবে চিহ্নিত করেছিলেন। সংগৃহীত কণাগুলির একটি বড় অংশের উৎপত্তিস্থল ধূমকেতুর হতে পারে এবং অন্যগুলি গ্রহাণু থেকে এসেছে। এই স্ট্র্যাটোস্ফেরিক ধূলিকণার নমুনাগুলি একটি ক্যাটালগ থেকে আরও গবেষণার জন্য অনুরোধ করা যেতে পারে যা তাদের ইডিএস বর্ণালীর সাথে এসইএম ছবি সরবরাহ করে। পদ্ধতি মহাকাশ যুগের শুরু থেকেই মহাকাশ ধূলিকণা নিয়ে গবেষণা দ্রুত প্রসারিত হয়েছে। বায়ুমণ্ডলে সংকীর্ণ ইনফ্রারেড জানালার মধ্য দিয়ে উঁকি দেওয়া থেকে মুক্ত ইনফ্রারেড জ্যোতির্বিজ্ঞান মহাবিশ্বের সর্বত্র ঠান্ডা এবং গাঢ় ধুলো মেঘের মানচিত্র তৈরি করেছে। এছাড়াও, মহাজাগতিক ধূলিকণার অবস্থান সনাক্তকরণ এবং বিশ্লেষণ মহাকাশ সংস্থাগুলির (সিএফ। স্থানের ধুলো পরিমাপ)। সিটু ডাস্ট অ্যানালাইজারগুলিতে অসংখ্য মহাকাশযান গ্রহজগত জুড়ে মাইক্রন আকারের মহাজাগতিক ধূলিকণা সনাক্ত করেছে। এই মহাকাশযানগুলির মধ্যে কয়েকটিতে ধুলো গঠন বিশ্লেষক ছিল যা মহাজাগতিক ধুলো কণা থেকে উত্পন্ন আয়নগুলির গঠন নির্ধারণ করতে প্রভাব আয়নীকরণ ব্যবহার করেছিল। ইতিমধ্যেই প্রথম ধুলো গঠন বিশ্লেষক, হেলিওস মাইক্রোমিটিওরয়েড বিশ্লেষক, মাইক্রোমিটিওরয়েডের গঠনগত এবং ভৌত বৈশিষ্ট্যগুলির বৈচিত্র্য অনুসন্ধান করেছেন। বর্ণালী একক খনিজগুলির কোনও গুচ্ছ প্রদর্শন করেনি। নিম্ন আয়ন ভর থেকে উচ্চ আয়ন ভরের ক্রমাগত রূপান্তর ইঙ্গিত দেয় যে পৃথক শস্য বিভিন্ন খনিজ এবং কার্বনেসিয়াস যৌগের মিশ্রণ। 1986 সালের হ্যালি ধূমকেতুর আরও উন্নত ধুলো ভর বিশ্লেষকেরা ভেগা 1, ভেগা 2 এবং জিওটো মিশনে প্রচুর পরিমাণে ছোট ছোট কণা রেকর্ড করেছিলেন। সিলিকেট ছাড়াও, এই কণাগুলির মধ্যে অনেকগুলি এইচ, সি, এন এবং ও-এর মতো হালকা উপাদানগুলিতে সমৃদ্ধ ছিল। এটি ইঙ্গিত করে যে হ্যালি ধুলো কার্বনেসিয়াস কনড্রাইটের চেয়ে আরও বেশি আদিম। জৈব উপাদানগুলির সনাক্তকরণ থেকে বোঝা যায় যে বেশিরভাগ কণা একটি অবাধ্য জৈব আবরণ সহ প্রধানত কনড্রাইটিক কোর নিয়ে গঠিত। ক্যাসিনি কসমিক ডাস্ট অ্যানালাইজার (সিডিএ) শনি গ্রহ এবং শনি সিস্টেমের মধ্যে তার আন্তঃগ্রহীয় ক্রুজ জুড়ে ধুলো বিশ্লেষণ করেছে। জুপিটারের ক্যাসিনি ফ্লাইবাইয়ের সময় সিডিএ বৃহস্পতি থেকে 10 কোটি কিলোমিটারের মধ্যে বেশ কয়েকটি 100টি ধূলিকণার প্রভাব সনাক্ত করেছে। এই কণাগুলির বর্ণালী সোডিয়াম ক্লোরাইডকে (এন. এ. সি. এল) প্রধান কণার উপাদান হিসাবে প্রকাশ করে, সালফারযুক্ত এবং পটাসিয়াম বহনকারী উপাদানগুলির সাথে যা বৃহস্পতির আগ্নেয়গিরি চাঁদ আইও-এর সাথে তাদের সম্পর্ক প্রদর্শন করে। শনির ই বলয়ের কণাগুলি মূলত জলের বরফ নিয়ে গঠিত তবে শনির চাঁদের আশেপাশে এনসেলাডাস সিডিএ বেশিরভাগ লবণ সমৃদ্ধ বরফের কণা খুঁজে পেয়েছে যা এই চাঁদের পৃষ্ঠে সক্রিয় বরফের গিজার দ্বারা নির্গত হয়েছিল। এই আবিষ্কারটি এই বিশ্বাসের দিকে পরিচালিত করেছিল যে একটি ভূগর্ভস্থ লবণাক্ত জলের মহাসাগর প্লুমে পর্যবেক্ষণ করা সমস্ত পদার্থের উৎস। শনি থেকে অনেক দূরে সিডিএ শনিজগতের মধ্য দিয়ে যাওয়া আন্তঃনাক্ষত্রিক কণাগুলিকে শনাক্ত ও বিশ্লেষণ করেছে। এই বিশ্লেষণগুলি সিলিকেট এবং অক্সাইড গঠনের ম্যাগনেসিয়াম সমৃদ্ধ শস্যের পরামর্শ দেয়, যার মধ্যে কিছু লোহার অন্তর্ভুক্তি সহ। সিডিএ দ্বারা বৈদ্যুতিক ধুলো চার্জ সনাক্তকরণ মহাকাশে ধুলো কণাগুলির যোগাযোগ-মুক্ত সনাক্তকরণ এবং বিশ্লেষণের উপায় সরবরাহ করে। এই আবিষ্কারটি একটি ট্র্যাজেক্টোরি সেন্সরের বিকাশের দিকে পরিচালিত করে যা আমাদের একটি প্রভাবের লক্ষ্যে আঘাত করার আগে একটি চার্জ করা ধুলো কণার গতিপথ নির্ধারণ করতে দেয়। এই ধরনের ধুলো ট্র্যাজেক্টোরি সেন্সর একটি সক্রিয় ধুলো সংগ্রাহক গঠনের জন্য একটি অ্যারোজেল ধুলো সংগ্রাহক বা একটি বড় এলাকার ধুলো গঠন বিশ্লেষকের সাথে মিলিত হতে পারে যাতে একটি ধুলো টেলিস্কোপ তৈরি করা যায় তার ক্ষমতা সহ সিডিএ একটি প্রোটোটাইপ ধুলো টেলিস্কোপ হিসাবে বিবেচিত হতে পারে। ধুলো টেলিস্কোপ ধুলো জ্যোতির্বিজ্ঞানের সিটু পদ্ধতিতে যেমন ধুলো গঠন বিশ্লেষকগুলি পৃথক মহাজাগতিক ধুলো কণাগুলিতে থাকা মহাজাগতিক তথ্যের শোষণের লক্ষ্য রাখে। 67পি/চুরিয়ুমভ-গেরাসিমেঙ্কো ধূমকেতুর জন্য রোসেটা স্পেস প্রোবের মতো একটি ধূমকেতু বা গ্রহাণুর সাথে মিলিত হওয়ার জন্য নমুনা প্রত্যাবর্তন অভিযানের মতো ব্যয়বহুল নয়। ডাস্ট ডিটেক্টর জিআইএডিএ, একটি উচ্চ-রেজোলিউশন সেকেন্ডারি আয়ন মাস স্পেকট্রোমিটার কোসিমা, একটি পারমাণবিক বল মাইক্রোস্কোপ এমআইডিএএস এবং রোজিনার মাস স্পেকট্রোমিটারের মতো পরিশীলিত ধুলো বিশ্লেষক দ্বারা সংগৃহীত ধূমকেতুর ধুলোকে রোসেটা চিহ্নিত করে। ধূমকেতু এবং গ্রহাণু এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো থেকে জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু বা আন্তঃগ্রহীয় ধুলো অধ্যয়নের জন্য বেশ কয়েকটি বড় এলাকার ধুলো গঠন বিশ্লেষক এবং ধুলো টেলিস্কোপ প্রস্তুত করা হচ্ছে। ইউরোপা ক্লিপার মিশনে থাকা সারফেস ডাস্ট অ্যানালাইজার (এস. ইউ. ডি. এ) ইউরোপার পৃষ্ঠের গঠন ম্যাপ করবে এবং ক্রায়োভোলক্যানিক প্লুমের অনুসন্ধান করবে। যন্ত্রটি বরফের নির্গমনে জৈব স্বাক্ষর এবং অন্যান্য জটিল অণুগুলি সনাক্ত করতে সক্ষম। ডেস্টিনি + ডাস্ট অ্যানালাইজার (ডিডিএ) জাপান-জার্মান মহাকাশ মিশন ডেস্টিনি +-এর মাধ্যমে গ্রহাণু 3200 ফাইথনে উড়ে যাবে। ডিসেম্বর জেমিনিড উল্কা প্রবাহের মূল বস্তু হল ফাইথন। ডিডিএ মুখোমুখি হওয়ার সময় ফাইটন-এর ধুলো পরিবেশ অধ্যয়ন করবে এবং ফাইথনে ক্রুজ করার সময় আন্তঃনাক্ষত্রিক এবং আন্তঃগ্রহীয় ধুলো বিশ্লেষণ করবে ইন্টারস্টেলার ডাস্ট এক্সপেরিমেন্ট (আইডিইএক্স) সান-আর্থ এল 1 ল্যাগ্রাঞ্জ পয়েন্টে ইন্টারস্টেলার ম্যাপিং অ্যান্ড অ্যাক্সিলারেশন প্রোবে (আইএমএপি) উড়ে যাবে। আইডিএক্স আন্তঃনাক্ষত্রিক এবং আন্তঃগ্রহীয় ধূলিকণার ভর বিতরণ এবং মৌলিক গঠন প্রদান করবে। মহাজাগতিক ধূলির উৎস মহাজাগতিক ধূলির চূড়ান্ত উৎস হল তারা যেখানে উপাদানগুলি-যার মধ্যে স্টারডাস্ট গঠিত হয়-হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের সংমিশ্রণ দ্বারা বা সুপারনোভাতে বিস্ফোরক নিউক্লিওসিনথেসিস দ্বারা উত্পাদিত হয়। বিভিন্ন নাক্ষত্রিক উৎস থেকে এই স্টারডাস্ট আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে মিশ্রিত হয় এবং তারা গঠনকারী অঞ্চলে তাপীয়ভাবে প্রক্রিয়াজাত করা হয়। ধূমকেতু এবং গ্রহাণুর মতো সৌরজগতের বস্তুগুলিতে এই উপাদানটি কমবেশি আরও প্রক্রিয়াজাত আকারে থাকে। আইও বা এনসেলাডাস-এর মতো ভূতাত্ত্বিকভাবে সক্রিয় উপগ্রহগুলি ধুলো নির্গত করে যা এই গ্রহগুলির গলিত অভ্যন্তর থেকে বাষ্প থেকে ঘনীভূত হয়। বিগ ব্যাং-এর পরে কেবল হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং লিথিয়াম রাসায়নিক উপাদানগুলির অস্তিত্ব ছিল। আমরা জানি এবং মহাজাগতিক ধুলায় পাওয়া যেতে পারে এমন অন্যান্য সমস্ত উপাদান সুপারনোভা এবং নক্ষত্রগুলিতে গঠিত হয়েছে। অতএব, ধুলোর চূড়ান্ত উৎস হল তারা। কার্বন (পারমাণবিক সংখ্যা জেড = 6) থেকে প্লুটোনিয়াম (জেড = 94) পর্যন্ত উপাদানগুলি নাক্ষত্রিক কোর এবং সুপারনোভা বিস্ফোরণে নিউক্লিওসিনথেসিস দ্বারা উত্পাদিত হয়। সবচেয়ে বড় তারাগুলিতে নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিনথেসিস অনেক উপাদান তৈরি করে, যার মধ্যে লোহা (জেড = 26) এবং নিকেল (জেড = 28) প্রচুর পরিমাণে থাকে। নাক্ষত্রিক বিবর্তন নক্ষত্রের ভরের উপর দৃঢ়ভাবে নির্ভর করে। তারার ভরগুলি ~ 0.1 থেকে ~ 100 সৌর ভরের মধ্যে থাকে। তাদের জীবনকাল সবচেয়ে বড় তারার জন্য 106 বছর থেকে শুরু করে সবচেয়ে ছোট তারার জন্য 1012 বছর পর্যন্ত। তাদের জীবনের শেষের দিকে পরিপক্ক তারাগুলি ঘন নাক্ষত্রিক বাতাসের সাথে লাল দৈত্যগুলিতে প্রসারিত হতে পারে যা পরিস্থিতিগত আবরণ তৈরি করে যার মধ্যে অণু এবং ধুলো কণা তৈরি হতে পারে। আরও বিশাল তারাগুলি তাদের বাইরের কোষগুলি ফেলে দেয় যখন তাদের কোরগুলি নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বরে ধসে পড়ে। এই সমস্ত স্টারডাস্টের মৌলিক, আইসোটোপিক এবং খনিজগত গঠন সংশ্লিষ্ট মূল তারার বাইরের খোলের গঠনকে প্রতিফলিত করে। ইতিমধ্যে 1860 সালে অ্যাঞ্জেলো সেচি কার্বন নক্ষত্রগুলিকে একটি পৃথক শ্রেণীর তারা হিসাবে চিহ্নিত করেছিলেন। কার্বন তারাগুলি সি2 অণু থেকে তাদের প্রভাবশালী বর্ণালী সোয়ান ব্যান্ড এবং কালি জাতীয় পদার্থের কারণে তাদের রুবি লাল রঙ দ্বারা চিহ্নিত করা হয়। এছাড়াও কার্বন তারার বহির্প্রবাহে সিলিকন কার্বাইড লক্ষ্য করা গেছে। ইনফ্রারেড জ্যোতির্বিজ্ঞানের আবির্ভাবের পর থেকে নাক্ষত্রিক প্রবাহের ধুলো পর্যবেক্ষণযোগ্য হয়ে ওঠে। 10 এবং 18 মাইক্রন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ব্যান্ডগুলি অনেক দেরী-ধরনের দৈত্য তারার চারপাশে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল যা পরিস্থিতিগত খামগুলিতে সিলিকেট ধুলোর উপস্থিতির ইঙ্গিত দেয়। অ্যাল, এমজি, ফে এবং অন্যান্য ধাতুর অক্সাইডগুলি অক্সিজেন সমৃদ্ধ তারা থেকে নির্গত হয় বলে সন্দেহ করা হচ্ছে। ক্র্যাব নীহারিকার মতো সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ এবং সমসাময়িক সুপারনোভা বিস্ফোরণে ধুলো দেখা যায় এই পর্যবেক্ষণগুলি ইঙ্গিত দেয় যে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের বেশিরভাগ ধুলো সুপারনোভা দ্বারা তৈরি হয়। উল্কাপাতের মধ্যে থাকা প্রাক-সৌর কণিকায় তারার ধুলোর চিহ্ন পাওয়া গেছে। তারার ধূলিকণা তাদের অনন্য আইসোটোপিক গঠন দ্বারা চিহ্নিত করা হয় যা সৌরজগতের পদার্থের পাশাপাশি ছায়াপথের গড় থেকে আলাদা। পূর্ব-সৌর কণিকাগুলি পূর্ববর্তী পূর্ব-সৌর নক্ষত্রগুলি থেকে নির্গত এবং শীতল গ্যাসগুলির মধ্যে গঠিত হয় এবং সেই মূল তারার জন্য অনন্য একটি সমস্থানিক গঠন রয়েছে। এই সমস্থানিক স্বাক্ষরগুলি প্রায়শই মূল তারার মধ্যে ঘটে যাওয়া খুব নির্দিষ্ট জ্যোতিঃপদার্থিক পারমাণবিক প্রতিক্রিয়াগুলির আঙুলের ছাপ। নিওন এবং জিননের অস্বাভাবিক আইসোটোপিক স্বাক্ষর বহির্জাগতিক হীরার দানা এবং সিলিকন কার্বাইড দানায় পাওয়া গেছে। সি. আই. সি কণিকার মধ্যে সিলিকন আইসোটোপগুলির আইসোটোপিক অনুপাত রয়েছে যা লাল-দৈত্য তারাগুলিতে প্রত্যাশিত। কিছু প্রিসোলার শস্য প্রাথমিকভাবে 44সিএ দ্বারা গঠিত যা সম্ভবত বিলুপ্ত রেডিওনিউক্লাইড 44টিআই-এর অবশিষ্টাংশ, একটি টাইটানিয়াম আইসোটোপ যা টাইপ 2 সুপারনোভাতে প্রচুর পরিমাণে গঠিত হয়েছিল। আন্তঃনাক্ষত্রিক মাঝারি এবং তারা গঠনের অঞ্চল আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম হল তারা থেকে নির্গত গ্যাস এবং ধুলোর একটি গলিত পাত্র। আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের গঠন বিগ ব্যাংয়ের পর থেকে তারাগুলিতে নিউক্লিওসিনথেসিসের ফলাফল এবং রাসায়নিক উপাদানগুলির প্রাচুর্য দ্বারা প্রতিনিধিত্ব করা হয়। এটি তিনটি পর্যায় নিয়ে গঠিতঃ (1) ঘন, ঠান্ডা এবং ধুলোময় গাঢ় নীহারিকা, (2) বিচ্ছুরিত মেঘ এবং (3) গরম করোনাল গ্যাস। গাঢ় নীহারিকা হল আণবিক মেঘ যা আণবিক হাইড্রোজেন এবং অন্যান্য অণু ধারণ করে যা গ্যাস পর্যায়ে এবং ধূলিকণার পৃষ্ঠে গঠিত হয়েছে। যে কোনও গ্যাস পরমাণু বা অণু যা একটি ঠান্ডা ধূলিকণায় আঘাত করে তা শোষিত হবে এবং অন্যান্য শোষিত পরমাণু বা অণুর সাথে বা ধুলো কণিকার অণুগুলির সাথে পুনরায় মিলিত হতে পারে বা কেবল শস্যের পৃষ্ঠে জমা হতে পারে। বিচ্ছুরিত মেঘগুলি আণবিক মেঘের উষ্ণ, নিরপেক্ষ বা আয়নিত আবরণ। উভয়ই গ্যালাকটিক ডিস্কে পর্যবেক্ষণযোগ্য। গরম করোনাল গ্যাস সুপারনোভা বিস্ফোরণ এবং শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বাতাসের দ্বারা উত্তপ্ত হয়। এই পরিবেশ অণু এবং ছোট ধুলো কণাগুলির জন্য ধ্বংসাত্মক এবং ছায়াপথের করোনায় প্রসারিত। মিল্কিওয়েতে শীতল গাঢ় নীহারিকা সর্পিল বাহুতে এবং ছায়াপথের কেন্দ্রের চারপাশে ঘনীভূত হয়। গাঢ় নীহারিকাগুলি গাঢ় কারণ নগ্ন আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো বা ঘনীভূত গ্যাস দ্বারা আবৃত ধুলো বিলুপ্তির মাধ্যমে দৃশ্যমান আলো শোষণ করে এবং ইনফ্রারেড এবং সাবমিলিমিটার বিকিরণ প্রেরণ করে। ধুলো থেকে ইনফ্রারেড নির্গমন মেঘকে 10 থেকে 20 কেলভিন পর্যন্ত শীতল করে। বৃহত্তম অন্ধকার নীহারিকা হল বিশাল আণবিক মেঘ যা 10 হাজার থেকে 10 মিলিয়ন সৌর ভর ধারণ করে এবং 5 থেকে 200 পার্সেক (পিসি) আকারের হয়। সবচেয়ে ছোট হল কয়েকটি থেকে 50 সৌর ভর এবং ~ 1 পিসি জুড়ে বোক গ্লোবুল। যখন একটি ঘন মেঘ যথেষ্ট ঠাণ্ডা হয়ে যায় এবং গ্যাসের চাপ এটিকে সমর্থন করার জন্য অপর্যাপ্ত হয়, তখন মেঘটি মহাকর্ষীয় পতনের মধ্য দিয়ে যাবে এবং প্রায় নাক্ষত্রিক ভরের ছোট ছোট মেঘের টুকরো হয়ে যাবে। এই ধরনের নক্ষত্র গঠনের ফলে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ নক্ষত্রের একটি খোলা গুচ্ছ বা একটি সীমাহীন নাক্ষত্রিক সংযোগ তৈরি হবে। প্রতিটি ধসে পড়া মেঘের মধ্যে গ্যাস এবং ধুলো মাধ্যাকর্ষণ কেন্দ্রের দিকে ভিতরের দিকে টানা হয়। একটি প্রোটোস্টেলার মেঘের পতনের ফলে সৃষ্ট তাপ একটি অ্যাক্রিশন ডিস্ককে গরম করবে যা কেন্দ্রীয় প্রোটোস্টারকে ফিড করে। সবচেয়ে বিশাল তারাগুলি দ্রুত আলোকিত ও এবং বি তারায় পরিণত হয় যা শেষ পর্যন্ত বিকিরণ চাপ এবং শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বাতাসের মাধ্যমে পার্শ্ববর্তী গ্যাস এবং ধুলোকে বিচ্ছুরিত আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে ছড়িয়ে দেয়। সৌর ভর-ধরনের তারাগুলি আরও বেশি সময় নেয় এবং শক্তিশালী রেডিয়াল ঘনত্ব এবং তাপমাত্রার গ্রেডিয়েন্ট সহ গ্যাস এবং ধুলো সমন্বিত একটি প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক তৈরি করে; কেন্দ্রীয় প্রোটোস্টারের কাছাকাছি সর্বোচ্চ মান সহ। 1300 কেলভিন-এর নিচে তাপমাত্রায় সূক্ষ্ম-দানাদার খনিজগুলি গরম গ্যাস থেকে ঘনীভূত হয়; যেমন কার্বনেসিয়াস কনড্রাইট উল্কাপথে পাওয়া ক্যালসিয়াম-অ্যালুমিনিয়াম সমৃদ্ধ অন্তর্ভুক্তি। প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে 150 কেলভিন তাপমাত্রার আরেকটি গুরুত্বপূর্ণ সীমা রয়েছে, তুষাররেখা; যার বাইরে জল, অ্যামোনিয়া, মিথেন, কার্বন ডাই অক্সাইড, কার্বন মনোক্সাইড এবং নাইট্রোজেনের মতো উদ্বায়ী যৌগগুলি কঠিন বরফের কণায় ঘনীভূত হওয়ার জন্য যথেষ্ট ঠান্ডা। তুষার রেখার ভিতরে স্থলজ গ্রহ তৈরি হয়েছে; যার বাইরে গ্যাস দৈত্য এবং তাদের বরফের চাঁদ তৈরি হয়েছে। প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে ধুলো এবং গ্যাস তিনটি পর্যায়ে গ্রহে বিবর্তিত হয়। প্রথম পর্যায়ে মাইক্রন আকারের ধুলো গ্যাস দ্বারা বহন করা হয় এবং ধুলো কণাগুলির মধ্যে সংঘর্ষ কম গতিতে ব্রাউনিয়ান গতির দ্বারা ঘটে। ব্যালিস্টিক সমষ্টির মাধ্যমে ধুলো (এবং বরফ) শস্য সেমি-আকারের সমষ্টিতে বৃদ্ধি পায়। দ্বিতীয় পর্যায়ে সেমি-আকারের নুড়িগুলি কিমি-আকারের গ্রহাণুতে পরিণত হয়। এই পর্যায়টি সবচেয়ে কম বোঝা যায়। এটি স্থলজ গ্রহের অঞ্চলে কনড্রুল গঠন নিয়ে গঠিত। কনড্রুল গঠনের তত্ত্বগুলির মধ্যে রয়েছে সৌর নীহারিকা বজ্রপাত; নীহারিকা শক এবং উল্কা সংঘর্ষ। এই পর্যায়ে ধুলো গ্যাস থেকে বিচ্ছিন্ন হয়ে যায় এবং কেন্দ্রীয় প্রোটোস্টারের চারপাশে কেপলার কক্ষপথে চলে যায় এবং ধীরে ধীরে ডিস্কের মধ্য তলের কাছে স্থির হয়ে যায়। এই ঘন স্তরে কণা মহাকর্ষীয় অস্থিতিশীলতার দ্বারা বৃদ্ধি পেতে পারে এবং কিমি-আকারের গ্রহগুলিতে অস্থিতিশীলতার প্রবাহ ঘটাতে পারে। তৃতীয় পর্যায়টি হল গ্রহের ভ্রূণ গঠনের জন্য স্ব-মাধ্যাকর্ষণের মাধ্যমে গ্রহাণুর পলায়ন বৃদ্ধি যা শেষ পর্যন্ত গ্রহগুলিতে মিশে যায়। এই গ্রহ গঠনের পর্যায়ে কেন্দ্রীয় তারাটি একটি টি তাউরি তারায় পরিণত হয় যেখানে এটি হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু না হওয়া পর্যন্ত নক্ষত্রটি সঙ্কুচিত হওয়ার সাথে সাথে প্রকাশিত মহাকর্ষীয় শক্তি দ্বারা চালিত হয়। টি তাউরি তারাগুলিতে অত্যন্ত শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বাতাস রয়েছে যা প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক থেকে অবশিষ্ট গ্যাস এবং ধুলো পরিষ্কার করে এবং গ্রহের বস্তুর বৃদ্ধি বন্ধ করে দেয়। স্থানীয় আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম সূর্য স্থানীয় বুদ্বুদের বিচ্ছুরিত স্থানীয় আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘের (এলআইসি) মধ্যে ওরিয়ন আর্মের অভ্যন্তরীণ প্রান্তে ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে 8,300 শতাংশ দূরে অবস্থিত। স্করপিয়াস-সেন্টোরাস অ্যাসোসিয়েশনের নিকটতম (~ 130 শতাংশ) তারা গঠন অঞ্চলে সুপারনোভা বিস্ফোরণের মাধ্যমে স্থানীয় বুদ্বুদ তৈরি হয়েছিল। আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের বেশ কয়েকটি আংশিক আয়নিত উষ্ণ "মেঘ" সূর্যের কয়েক পার্সেকের মধ্যে অবস্থিত। তাদের হাইড্রোজেনের ঘনত্ব স্থানীয় বুদ্বুদের তুলনায় প্রায় 5 গুণ বেশি। গত কয়েক হাজার বছর ধরে সূর্য এলআইসি-র মধ্য দিয়ে গেছে কিন্তু কয়েক হাজার বছরের মধ্যে সূর্য নিকটবর্তী জি মেঘে প্রবেশ করবে। 10 মাইক্রনের চেয়ে ছোট আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা আন্তঃনাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্রের মাধ্যমে এল. আই. সি গ্যাসের সাথে মিলিত হয়। এল. আই. সি হল সৌরজগতের চারপাশে একটি উষ্ণ ক্ষীণ আংশিক আয়নিত মেঘ (≈ 7000 কে, এইচ + এইচ + ≈ 0.3 সেমি-3)। এটি সৌরজগতের চারপাশে 26 কিমি/সেকেন্ড বেগে প্রবাহিত হয়। হেলিওপাস সূর্য থেকে 100 থেকে 150 এ. ইউ দূরে উজানের দিকে থাকে যা আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমকে হেলিওস্ফিয়ার থেকে পৃথক করে। শুধুমাত্র নিরপেক্ষ পরমাণু এবং ধূলি কণা> 0.1 মাইক্রন হেলিওপোজে প্রবেশ করতে পারে এবং হেলিওস্ফিয়ারে প্রবেশ করতে পারে। ইউলিসিস যন্ত্র গ্যাস এবং ডাস্ট অভ্যন্তরীণ সৌরজগতের মধ্য দিয়ে আন্তঃনাক্ষত্রিক হিলিয়াম এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার প্রবাহ আবিষ্কার করেছে। ক্রান্তীয় স্থানাঙ্ক ব্যবস্থায় উভয় প্রবাহের দিকই ক্রান্তীয় দ্রাঘিমাংশ ≈ 74°, ক্রান্তীয় অক্ষাংশে ≈-5° এ খুব অনুরূপ। ইউলিসিস 16 বছর ধরে ধূলিকণার প্রবাহ পর্যবেক্ষণ করেন এবং 22 বছরের সৌর ডায়নামো চক্র অনুসরণকারী আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্রের বৈচিত্র্যের কারণে সৌরচক্রের সাথে একটি শক্তিশালী বৈচিত্র্য খুঁজে পান। আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার প্রথম গঠনগত বিশ্লেষণ ক্যাসিনি কসমিক ডাস্ট অ্যানালাইজার এবং স্টারডাস্ট মিশনের আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো সংগ্রহ থেকে পাওয়া যায়। আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার মাঝারি রেজোলিউশন বর্ণালী সিলিকেট এবং অক্সাইড গঠনের ম্যাগনেসিয়াম সমৃদ্ধ শস্যের পরামর্শ দেয়, যার মধ্যে কিছু লোহার অন্তর্ভুক্তি সহ। ভবিষ্যতের উচ্চ ভর রেজোলিউশনের ধুলো টেলিস্কোপ বিশ্লেষণ আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার গঠন সম্পর্কে আরও তীক্ষ্ণ দৃষ্টিভঙ্গি প্রদান করবে। স্টারডাস্ট মিশনের নমুনাগুলি সাতটি সম্ভাব্য আন্তঃনাক্ষত্রিক শস্য খুঁজে পেয়েছে; তাদের বিস্তারিত তদন্ত চলছে। একটি সক্রিয় ধুলো সংগ্রাহক সহ ভবিষ্যতের সংগ্রহগুলি আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো সংগ্রহের গুণমান এবং পরিমাণ উন্নত করতে পারে। ট্রান্স-নেপচুনিয়ান বস্তু এবং ধূমকেতু ট্রান্স-নেপচুনিয়ান বস্তু, টি. এন. ও, হল ছোট সৌরজগতের বস্তু এবং বামন গ্রহ যা 30 এ. ইউ-তে নেপচুনের কক্ষপথের চেয়ে বেশি গড় দূরত্বে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করে। এর মধ্যে রয়েছে কুইপার বেল্ট এবং ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্ক বস্তু এবং ঊর্ট মেঘ ধূমকেতু। এই বরফের গ্রহ এবং বামন গ্রহগুলি আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের হেলিওস্ফিয়ারের ভিতরে এবং বাইরে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করে ~ 100,000 এ. ইউ পর্যন্ত দূরত্বে। পর্যবেক্ষিত স্বল্পমেয়াদী ধূমকেতুর সংখ্যা ব্যাখ্যা করার জন্য ফার্নান্দেজ নেপচুনের কক্ষপথের বাইরে একটি ধূমকেতু বলয়ের প্রস্তাব করেছিলেন যা পরবর্তী সময়ে অনেক টি. এন. ও এবং বিশেষত কুইপার বলয়ের বস্তুর আবিষ্কারের দিকে পরিচালিত করেছিল। কুইপার বেল্টটি 35 এ. ইউ এবং ~ 55 এ. ইউ-তে নেপচুনের কক্ষপথের মধ্যে প্রসারিত। সবচেয়ে বিশাল ধ্রুপদী কুইপার বেল্ট বস্তুর 39 এ. ইউ এবং 48 এ. ইউ-এর মধ্যে আধা-প্রধান অক্ষ রয়েছে যা নেপচুনের সাথে 2ঃ3 এবং 1ঃ2 অনুরণনের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। কুইপার বেল্টটি মূল প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক থেকে গ্রহ এবং বামন গ্রহ নিয়ে গঠিত বলে মনে করা হয় যেখানে কুইপার বেল্ট বস্তুর কক্ষপথ বৃহস্পতি এবং নেপচুন দ্বারা দৃঢ়ভাবে প্রভাবিত হয়েছে। আজকের কুইপার বেল্টে পারস্পরিক সংঘর্ষ ধুলো তৈরি করে যা নিউ হরাইজন্স স্পেস প্রোবে ভেনিসিয়া বার্নি স্টুডেন্ট ডাস্ট কাউন্টার দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। পয়েন্টিং-রবার্টসন ড্র্যাগ এবং গ্রহের বিচ্ছুরণের ক্রিয়া দ্বারা এই ধুলো 107 থেকে 108 বছরের মধ্যে অভ্যন্তরীণ গ্রহ ব্যবস্থায় পৌঁছতে পারে। বিরল জনবহুল বিক্ষিপ্ত ডিস্কটি কুইপার বেল্টের বাইরে ~ 100 এ. ইউ পর্যন্ত প্রসারিত। ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্ক বস্তুগুলি এখনও নেপচুনের মহাকর্ষ দ্বারা বিচলিত হওয়ার জন্য নেপচুনের যথেষ্ট কাছাকাছি রয়েছে। এই মিথস্ক্রিয়া তাদের বাইরে উর্ট মেঘের মধ্যে বা সেন্টুর জনসংখ্যার মধ্যে পাঠাতে পারে। ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্কটি সেন্টোর এবং অভ্যন্তরীণ গ্রহ ব্যবস্থায় পর্যবেক্ষণ করা স্বল্পমেয়াদী ধূমকেতুর উৎস অঞ্চল বলে মনে করা হয়। অনুমান করা ঊর্ট মেঘটি কুইপার বেল্টের বাইরে থেকে ছড়িয়ে থাকা বরফের বস্তুর একটি গোলাকার মেঘ এবং ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্কটি নিকটতম তারার অর্ধেক পর্যন্ত বিস্তৃত বলে মনে করা হয়। গ্রহ গঠনের সময় ইতিমধ্যেই বিকশিত বৃহস্পতি এবং নেপচুনের সাথে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক বস্তুর মিথস্ক্রিয়ার ফলে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্ক এবং উর্ট মেঘ তৈরি হয়। সূর্য যখন তার জন্মগত গুচ্ছের মধ্যে ছিল তখন এটি অন্যান্য তারার উপকণ্ঠে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক থেকে ধূমকেতু ভাগ করে নিয়েছিল। গ্রহ গঠনের সময় বিচ্ছুরণ প্রক্রিয়াগুলিতে অনেক গ্রহাণু সৌর মহাকর্ষের সাথে আবদ্ধ হয়ে থাকতে পারে এবং ওমুয়ামুয়ার মতো আন্তঃনাক্ষত্রিক বস্তুতে পরিণত হতে পারে যা সৌরজগতের মধ্য দিয়ে যাওয়া প্রথম আন্তঃনাক্ষত্রিক বস্তু। উর্ট মেঘ থেকে দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতুগুলি নক্ষত্রগুলি অতিক্রম করার কারণে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় বিশৃঙ্খলার কারণে সূর্যের দিকে বিচলিত হয়। দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতুর অত্যন্ত উৎকেন্দ্রিক কক্ষপথ এবং 200 বছর থেকে লক্ষ লক্ষ বছর পর্যন্ত সময়কাল রয়েছে এবং তাদের কক্ষপথের প্রবণতা মোটামুটিভাবে আইসোট্রপিক। বেশিরভাগ ধূমকেতু (কয়েক হাজার) স্থল-ভিত্তিক পর্যবেক্ষক বা স্বয়ংক্রিয় পর্যবেক্ষকদের দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা হয়। প্যান-স্টার) অথবা পৃথিবীর কাছাকাছি মহাকাশযান দ্বারা (যেমন। এস. ও. এইচ. ও) হল দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতু যার একটি মাত্র আবির্ভাব ছিল। হ্যালি ধূমকেতু এবং অন্যান্য হ্যালি ধরনের ধূমকেতুর (এইচটিসি) সময়কাল 20 থেকে 200 বছর এবং ঝোঁক 0 থেকে 180 ডিগ্রি পর্যন্ত। এইচটিসি দীর্ঘমেয়াদী ধূমকেতু থেকে উদ্ভূত বলে মনে করা হয়। একবার একটি কুইপার বেল্ট বা ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্ক বস্তু নেপচুন দ্বারা নেপচুনের কক্ষপথের ভিতরে একটি পেরিহিলিয়ন দূরত্ব সহ একটি কক্ষপথে ছড়িয়ে পড়লে তার কক্ষপথ অস্থির হয়ে যায় কারণ এটি শেষ পর্যন্ত এক বা একাধিক দৈত্য গ্রহের কক্ষপথ অতিক্রম করবে। এই ধরনের বস্তুগুলিকে সেন্টোর বলা হয়। সেন্টুর কক্ষপথের মাত্র কয়েক মিলিয়ন বছরের গতিশীল জীবনকাল রয়েছে। কিছু সেন্টুর কক্ষপথ বৃহস্পতির ক্রসিং কক্ষপথে বিকশিত হবে এবং বৃহস্পতি পরিবারের ধূমকেতুর মধ্যে পরিণত হবে, অথবা সূর্য বা কোনও গ্রহের সাথে সংঘর্ষ হবে, অথবা তারা আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে নির্গত হতে পারে। 2060 চিরন এবং 29পি/শোয়াসমান-ওয়াচম্যানের মতো সেন্টোররা ধূমকেতুর মতো ধুলো কোমা প্রদর্শন করে। তাদের অভ্যন্তরীণ স্থানান্তরের সময় ধূমকেতুর পৃষ্ঠের উপরের স্তরগুলি (~ 100 মিটার) উত্তপ্ত হয়ে ওঠে এবং বেশিরভাগ উদ্বায়ী বরফ CO, N2 হারায়। প্রায় বৃহস্পতির দূরত্বে কার্বন ডাই অক্সাইড-বরফের উত্তাপ বৃদ্ধি পায় (যেমন। 29পি/সোয়াসম্যান-ওয়াচম্যান)। বেশিরভাগ পর্যায়ক্রমিক ধূমকেতু হল জুপিটার-পরিবারের ধূমকেতু (জে. এফ. সি) যার কক্ষীয় সময়কাল 12 বছরের কম এবং অ্যাফেলিয়া বৃহস্পতির কাছাকাছি। জে. এফ. সি-র উৎপত্তি সেন্টোর থেকে। সূর্যের জল থেকে তিনটি এ. ইউ দূরত্বের মধ্যে বরফের উত্তাপ ক্রিয়াকলাপের প্রভাবশালী চালক হয়ে ওঠে তবে সিও 2 বরফের মতো অন্যান্য উদ্বায়ী বরফ ধূমকেতুর ক্রিয়াকলাপে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে। উত্তোলিত গ্যাসগুলি তাদের পেরিহেলিয়ন উত্তরণের সময় একটি পর্যবেক্ষণযোগ্য কোমা এবং লেজ তৈরি করতে মাইক্রন আকারের ধুলো কণিকা বহন করে। ইনফ্রারেড পর্যবেক্ষণগুলি দেখায় যে অনেক জেএফসি ধূমকেতুর কক্ষপথ বরাবর সেমি-আকারের কণাগুলির ধ্বংসাবশেষের পথ প্রদর্শন করে। যখন পৃথিবী একটি ধূমকেতুর পথের মধ্য দিয়ে যায় তখন একটি উল্কা বর্ষণ লক্ষ্য করা যায়। জে. এফ. সি-গুলির গতিশীল জীবনকাল বৃহস্পতি দ্বারা সৌরজগত থেকে বিলুপ্ত হওয়ার আগে বা কোনও গ্রহ বা সূর্যের সাথে সংঘর্ষের আগে মাত্র 105 বছর। যাইহোক, তাদের সক্রিয় জীবনকাল 10 গুণ কম কারণ উপরের পৃষ্ঠের স্তরগুলি থেকে উদ্বায়ী বরফগুলি অদৃশ্য হয়ে যায়। তারা আবার জেগে উঠতে পারে, উদাহরণস্বরূপ। যখন তাদের কক্ষপথ সূর্যের অনেক কাছাকাছি চলে আসে। ধূমকেতু এনক এমনই একটি ঘটনা। এর কক্ষপথ বৃহস্পতি থেকে বিচ্ছিন্ন; এর অ্যাফিলিয়ন দূরত্ব মাত্র 4.1 এ. ইউ। বর্তমান কক্ষপথে পৌঁছনোর আগে পর্যন্ত এটি নিশ্চয়ই দীর্ঘ সময় ধরে সুপ্ত ছিল। 2022 সাল পর্যন্ত রিমোট সেন্সিং এবং ফিল্ড এবং কণার যন্ত্র সহ মহাকাশযান দ্বারা আটটি ধূমকেতু পরিদর্শন করা হয়েছে তবে শুধুমাত্র 1পি/হ্যালি, 81পি/ওয়াইল্ড 2 এবং 67পি/চুরিয়ুমভ-গেরাসিমেঙ্কো ধূমকেতুর জন্য ধুলো গঠন বিশ্লেষক থেকে অতিরিক্ত গঠনগত বিশ্লেষণ পাওয়া গেছে। জিওটো এবং ভেগা মহাকাশযানে থাকা পি. আই. এ এবং পি. ইউ. এম. এ ধুলো বিশ্লেষকদের দ্বারা 1পি/ধূমকেতু হ্যালি থেকে ধূলিকণার নিকটবর্তী পরিমাপ দেখায় যে ধুলো কণাগুলির বেশিরভাগ কনড্রাইটিক গঠন ছিল তবে এইচ, সি, এন এবং ও-এর মতো হালকা উপাদানগুলিতে সমৃদ্ধ ছিল। স্টারডাস্ট ধূমকেতুর নমুনাগুলি বিভিন্ন উপাদানের মিশ্রণ ছিল যার মধ্যে ছিল প্রাক-সৌর শস্য যেমন সি. আই. সি শস্য এবং উচ্চ তাপমাত্রার সৌর নীহারিকা ঘনীভূতকরণ যেমন ক্যালসিয়াম-অ্যালুমিনিয়াম সমৃদ্ধ অন্তর্ভুক্তি (সি. এ. আই) যা আদিম উল্কাগুলিতে পাওয়া যায়। রোসেটা মিশনে থাকা সি. ও. এস. আই. এম. এ ধুলো গঠন বিশ্লেষকরা ধূমকেতুর জৈব পদার্থে ডি/এইচ অনুপাত পরিমাপ করেন এবং দেখতে পান যে এটি পৃথিবীর মান এবং সৌর-সদৃশ প্রোটোস্টেলার অঞ্চলের মানের মধ্যে রয়েছে। রোজেটার রোসিনা গ্যাস বিশ্লেষক দেখেছেন যে নিউক্লিয়াসের সক্রিয় অঞ্চলগুলি থেকে উত্তাপকারী বরফের কণা নির্গত হয়। রোসেটা পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে 67পি/চুরিয়ামভ-গেরাসিমেঙ্কোর ঘনত্ব মাত্র 540 কেজি/মি−3-যে কোনও কঠিন উপাদান বা জলের বরফের তুলনায় অনেক কম, তাই এই ধূমকেতুর উপাদান অত্যন্ত ছিদ্রযুক্ত (~70%)। রোসেটা যন্ত্র দ্বারা সংগৃহীত বেশিরভাগ সাব-মিমি ধুলো কণা ছোট মাইক্রোমিটার আকারের সাবইউনিটের সমষ্টি নিয়ে গঠিত যা সম্ভবত ~ 100 এনএম কণার সমষ্টি ছিল। একটি ধূমকেতুর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা সাধারণত স্থানীয় ব্ল্যাকবডি তাপমাত্রার কাছাকাছি থাকে; যা নিউক্লিয়াসের পৃষ্ঠের বড় অংশ জুড়ে একটি নিষ্ক্রিয় ধুলো আবরণের অস্তিত্বের ইঙ্গিত দেয়। অতএব, ধূমকেতুর পৃষ্ঠ থেকে বরফের উত্তাপ বৃদ্ধি এবং এর ফলে অন্তর্নির্মিত ধূলিকণার নির্গমন কোনও সহজ প্রক্রিয়া নয়। সৌর আলোকসজ্জা থেকে তাপকে নিম্নাঞ্চলে পৌঁছাতে হয় এবং সমন্বিত ধূলিকণার আবরণ ভেঙে ফেলতে হয়। এই প্রক্রিয়াটি ল্যাব সিমুলেশনে দেখা গেছে। 67পি/চুরিয়ুমভ-গেরাসিমেঙ্কোর সাথে মিলিত হওয়ার সময় রোসেটা ভূমিধস এবং এমনকি বিস্ফোরণের ফলে সৃষ্ট গ্যাস এবং ধুলোর বড় বিস্ফোরণ লক্ষ্য করেছে। ভূপৃষ্ঠের নীচে 10 মিটারেরও বেশি গভীরতায় অতি-উদ্বায়ী বরফের উত্প্লাবন ঘটে। যখন সৌর তাপপ্রবাহ এই গভীরতায় পৌঁছায় তখন এটি 73পি/শোয়াসমান-ওয়াচম্যানের মতো পুরো নিউক্লিয়াসের পালিয়ে যাওয়া উত্তোলনের এবং পরবর্তী বিচ্ছিন্নতার কারণ হতে পারে। 1995 সালের সেপ্টেম্বরে, এই ধূমকেতুটি বিচ্ছিন্ন হতে শুরু করে এবং তার কক্ষপথ বরাবর টুকরো টুকরো এবং প্রচুর পরিমাণে ধ্বংসাবশেষ এবং ধুলো ছেড়ে দেয়। ধূমকেতুর বিভাজনের দিকে পরিচালিত অন্যান্য প্রক্রিয়াগুলি হল জোয়ারের চাপ এবং নিউক্লিয়াসের স্পিন-আপ ব্যাঘাত। প্রতি 100 বছরে ~ 1 হারে ধূমকেতুর বিভাজন একটি সাধারণ ঘটনা। এই বিশাল হার থেকে বোঝা যায় যে ধূমকেতুর নিউক্লিয়াস এবং ধূমকেতুর ধ্বংসাবশেষ উৎপাদনের জন্য বিভাজন একটি গুরুত্বপূর্ণ ধ্বংসাত্মক প্রক্রিয়া হতে পারে। গ্রহাণুগুলি এমন একটি অঞ্চলে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কের অবশিষ্টাংশ যেখানে বৃহস্পতির মহাকর্ষীয় বিশৃঙ্খলা গ্রহগুলিতে গ্রহাণুর বৃদ্ধি রোধ করে। গ্রহাণুর কক্ষপথের বণ্টন বৃহস্পতি দ্বারা নিয়ন্ত্রিত হয়। গ্রহাণুর (প্রধান-বেষ্টনী গ্রহাণু) সর্বাধিক ঘনত্বের অর্ধ-প্রধান অক্ষগুলি 2.06 এবং 3.27 এ. ইউ-এর মধ্যে রয়েছে যেখানে বৃহস্পতির (কার্কউড ফাঁক) সাথে শক্তিশালী 4:1 এবং 2:1 কক্ষীয় অনুরণন রয়েছে। তাদের কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতা 0.33 এর চেয়ে কম এবং 30° এর নিচে ঝোঁক রয়েছে। বৃহস্পতির দূরত্বে গ্রহাণুর তিনটি নির্দিষ্ট গতিশীল গোষ্ঠী রয়েছে। ট্রোজানরা বৃহস্পতির কক্ষপথ ভাগ করে নেয়। তারা এল4-এ (বৃহস্পতির সামনে) গ্রীক এবং এল5-এ (বৃহস্পতির পিছনে) ট্রোজানগুলিতে বিভক্ত। হিল্ডা গ্রহাণুগুলি গ্রহাণু বেষ্টনীর বাইরে কিন্তু বৃহস্পতির কক্ষপথের মধ্যে, বৃহস্পতির সাথে 3ঃ2 কক্ষীয় অনুরণনে একটি গতিশীল গোষ্ঠী। গ্রহাণু বেষ্টনীর অভ্যন্তরে পৃথিবী অতিক্রমকারী গ্রহাণু রয়েছে, যার কক্ষপথ পৃথিবীর কাছাকাছি অতিক্রম করে। গ্রহাণুর আকার 1000 কিলোমিটার ব্যাসের বড় বামন গ্রহ সেরেস থেকে শুরু করে মিটার আকারের বস্তু পর্যন্ত বিস্তৃত, যার নীচে এগুলিকে উল্কা পিণ্ড বা ধুলো বলা হয়। ~ 100 কিলোমিটারের চেয়ে ছোট আকারের গ্রহাণুর আকারের বন্টন দোহনয়ির স্থির অবস্থার সংঘর্ষমূলক বিভাজন বন্টনকে অনুসরণ করে। বেশিরভাগ গ্রহাণু 4.54 বিলিয়ন বছর আগে বেশিরভাগ কনড্রাইটিক গ্রহ এবং প্রোটোপ্ল্যানেট থেকে তুষার রেখার ভিতরে গঠিত হয়েছিল। একবার এই প্রোটোপ্ল্যানেটগুলি তেজস্ক্রিয়তা, প্রভাব এবং মহাকর্ষীয় চাপ দ্বারা কয়েক 100 কিলোমিটার তাপমাত্রায় পৌঁছলে প্রোটোপ্ল্যানেটের কিছু অংশ গলে যায় এবং গ্রহের পৃথকীকরণ শুরু হয়। ভারী উপাদানগুলি (লোহা এবং নিকেল) কেন্দ্রে ডুবে যায়, যেখানে হালকা উপাদানগুলি (পাথরের উপকরণ) পৃষ্ঠে উঠে আসে। গ্রহাণু বেষ্টনীতে আরও সংঘর্ষগুলি এই জাতীয় মূল বস্তুগুলিকে ধ্বংস করে দেয় এবং নির্গমন, রঙ এবং অ্যালবেডোতে খুব ভিন্ন গঠন এবং বর্ণালী ধরণের টুকরোগুলি রেখে যায়। সি-টাইপ গ্রহাণু হল পরিচিত গ্রহাণুর সবচেয়ে সাধারণ প্রকার (~75%)। এগুলি উদ্বায়ী-সমৃদ্ধ এবং খুব কম অ্যালবিডো রয়েছে কারণ এগুলির গঠনে প্রচুর পরিমাণে কার্বন থাকে। লালচে এম-টাইপ গ্রহাণুগুলিকে প্রাথমিক প্রোটোপ্ল্যানেটের অবশিষ্টাংশ কোর হিসাবে বিবেচনা করা হয়, অন্যদিকে মাঝারি আলবেডোর এস-টাইপ গ্রহাণুগুলি (17 শতাংশ) সিলিসিয়াস ভূত্বকের টুকরো। এই গ্রহাণুর প্রকারগুলি হল সংশ্লিষ্ট উল্কা শ্রেণীর পিতামাতা। সম্প্রতি সক্রিয় গ্রহাণু দেখা গেছে যেগুলি ধুলো নির্গত করে এবং ক্ষণস্থায়ী, ধূমকেতুর মতো কোমা এবং লেজ তৈরি করে। ক্রিয়াকলাপের সম্ভাব্য কারণগুলি হল গ্রহাণু বরফের উত্তাপ, প্রভাব নির্গমন, ঘূর্ণন অস্থিরতা, স্থিতিশীল বিকর্ষণ এবং তাপীয় ফ্র্যাকচার। 1970-এর দশকের গোড়ার দিকে পাইওনিয়ার 10 এবং 11 বৃহস্পতি এবং শনির পথে গ্রহাণু বেষ্টনী অতিক্রম করে। জাহাজে থাকা ধুলো যন্ত্রগুলি, অনুপ্রবেশ সনাক্তকারী এবং রাশিচক্রের আলো যন্ত্র উভয়ই গ্রহাণু বেষ্টনীতে একটি বর্ধিত ধুলো ঘনত্ব খুঁজে পায়নি। 1983 সালে ইনফ্রারেড অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল স্যাটেলাইট (আই. আর. এ. এস) ইনফ্রারেড আকাশের উজ্জ্বলতার মানচিত্র তৈরি করে এবং তথ্যগুলিতে বেশ কয়েকটি সৌরজগতের ধুলো ব্যান্ড পাওয়া যায়। এই ধুলো ব্যান্ডগুলি প্রধান-বেল্ট গ্রহাণুর সাম্প্রতিক সংঘর্ষমূলক বিঘ্ন দ্বারা উত্পাদিত ধ্বংসাবশেষ হিসাবে ব্যাখ্যা করা হয়েছিল। সম্ভাব্য গ্রহাণুগুলির বিশদ বিশ্লেষণে জানা গেছে যে 3,17 এ. ইউ-তে ভেরিটাস গ্রহাণু পরিবারের সংঘর্ষ, প্রায় 8 মাইল আগে 2.86 এ. ইউ-তে করোনিস পরিবার এবং প্রায় 5.7 মাইল আগে পূর্বপুরুষ গ্রহাণুর সংঘর্ষ থেকে কারিন ক্লাস্টার গঠিত হয়েছিল। 1990-এর দশকের গোড়ার দিকে গ্যালিলিও স্পেস প্রোব 951 গ্যাস্প্রা এবং 243 ইডার প্রথম ছবি তুলেছিল। 2022 সাল পর্যন্ত মহাকাশযান তিনটি নমুনা-প্রত্যাবর্তন অভিযানের মাধ্যমে 15টি গ্রহাণু পরিদর্শন করেছেঃ 2005 সালে হায়াবুসা এস-টাইপ গ্রহাণু 25143 ইটোকওয়া পরিদর্শন করেছে এবং 2010 সালে নমুনা ফেরত দিয়েছে, সি-টাইপ গ্রহাণু 162173 রিউগু 2018 সালে হায়াবুসা 2 পরিদর্শন করেছে এবং 2020 সালে নমুনা ফেরত দিয়েছে, এবং সি-টাইপ গ্রহাণু 101955 বেন্নু 2018 সালে ওএসআইআরআইএস-আরইএক্স পরিদর্শন করেছে এবং 2023 সালের জন্য নমুনা প্রত্যাবর্তনের পরিকল্পনা করা হয়েছে। নমুনা বিশ্লেষণগুলি তাদের উল্কাপাতের সংযোগগুলি নিশ্চিত এবং পরিমার্জিত করে। ছোট সৌরজগতের দেহ এবং ধুলো আন্তঃগ্রহীয় মহাকাশে ছোট সৌরজগতের বস্তুগুলি সাব-মাইক্রোমিটার আকারের ধুলো কণা থেকে কিমি আকারের ধূমকেতু এবং গ্রহাণু পর্যন্ত বিস্তৃত। ক্ষুদ্রতম আন্তঃগ্রহীয় বস্তুর প্রবাহ চন্দ্র মাইক্রোক্র্যাটার গণনা এবং মহাকাশযান পরিমাপ এবং উল্কা এবং এন. ই. ও পর্যবেক্ষণ থেকে নির্ধারিত হয়েছে। বর্তমানে, 1 এ. ইউ-তে ছোট সৌরজগতের বস্তুগুলি একটি ধ্বংসাত্মক সংঘর্ষমূলক ব্যবস্থায় রয়েছে। পৃথিবীর দূরত্বে উল্কাপিণ্ডের গড় পারস্পরিক সংঘর্ষের গতিবেগ ~ 20 কিমি/সেকেন্ড। সেই গতিতে উল্কাপিণ্ডগুলি 10 গুণেরও বেশি বড় বস্তুকে বিপর্যয়করভাবে ব্যাহত করতে পারে এবং অসংখ্য ছোট ছোট টুকরো তৈরি করতে পারে। দোহনয়ি দেখিয়েছেন যে 100 কিলোমিটার ব্যাসের গ্রহাণুগুলি একটি সংঘর্ষমূলক স্থিতিশীল অবস্থায় পৌঁছেছে যার অর্থ হল যে প্রতিটি ভর বিরতিতে সংঘর্ষের মাধ্যমে ধ্বংস হওয়া গ্রহাণুর সংখ্যা বড় গ্রহাণু থেকে সংঘর্ষের মাধ্যমে উত্পন্ন একই ভরের টুকরোগুলির সংখ্যার সমান। এটি একটি ক্রমবর্ধমান ভর বন্টনের ক্ষেত্রে F ~ m-0.837। 1 এ. ইউ-তে 1 মিমি-র চেয়ে বড় আকারের উল্কাপিণ্ডগুলি সংঘর্ষমূলক স্থিতিশীল অবস্থায় থাকে। ছোট উল্কাপিণ্ডের উল্লেখযোগ্য আধিক্য ধূমকেতুর ইনপুটের কারণে হয়। পৃথিবীর আন্তঃগ্রহীয় ধুলো পরিবেশের মডেলগুলির ফলে ধূমকেতুর ধুলো বনাম গ্রহাণুর ধুলো 80-90% হয়। পয়েন্টিং-রবার্টসন প্রভাব এবং সরাসরি বিকিরণ চাপ দ্বারা দ্রুত বিচ্ছুরণের কারণে 1 মাইক্রনের কম ধূলি কণার অভাব দেখা দেয়। গ্রহ ব্যবস্থায় সংঘর্ষগুলি ধুলো কণা তৈরিতেও গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে। একটি ভাল উদাহরণ হল বৃহস্পতির বলয়। এই বলয় ব্যবস্থাটি ভয়েজার 1 স্পেস প্রোব দ্বারা আবিষ্কৃত হয়েছিল এবং পরে গ্যালিলিও অরবিটার দ্বারা বিস্তারিতভাবে অধ্যয়ন করা হয়েছিল। মহাকাশযানটি যখন বৃহস্পতির ছায়ায় সূর্যের দিকে ফিরে তাকায় তখন এটি সবচেয়ে ভাল দেখা যায়। বৃহস্পতির বলয় ব্যবস্থা তিনটি অংশ নিয়ে গঠিতঃ একটি বাইরের দিকের গোসামার বলয়, একটি সমতল প্রধান বলয় এবং একটি ভিতরের দিকের ডোনাট-আকৃতির আলো যা ছোট ভিতরের চাঁদ থেবে, আমালথিয়া, অ্যাড্রাস্টিয়া এবং মেটিসের সাথে সম্পর্কিত। আন্তঃগ্রহীয় ধুলো দ্বারা চাঁদের বোমাবর্ষণ এই উপগ্রহ এবং অন্যান্য ছোট অদৃশ্য বস্তুর ক্ষয়ের কারণ হয়। ক্ষয়প্রাপ্ত ভর বেশিরভাগই মাইক্রন আকারের ইজেক্টা কণার আকারে থাকে যা তাদের উৎস চাঁদের মহাকর্ষ থেকে রক্ষা পায় এবং যা বলয়গুলিতে দেখা যায়। 1 থেকে 10 মিটার/সেকেন্ডের কম পালানোর গতির কারণে বেশিরভাগ ইজেক্টা কণা উপগ্রহের মহাকর্ষ ত্যাগ করতে পারে এবং বৃহস্পতির বলয়গুলিকে খাওয়াতে পারে। গ্যালিলিও ডাস্ট ডিটেক্টর দ্বারা গোসামার রিংয়ের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় পরিমাপে দেখা গেছে যে রিংয়ে সনাক্ত করা ধুলো কণাগুলির আকার 0.5-2.5 মাইক্রন; ক্যামেরা চিত্রগুলিতে কেবল সবচেয়ে বড় কণা দৃশ্যমান। জোভিয়ান মাধ্যাকর্ষণ এবং পয়েন্টিং-রবার্টসন ড্র্যাগ ছাড়াও মাইক্রন আকারের কণাগুলি শক্তিশালী জোভিয়ান চৌম্বকমণ্ডলে বৈদ্যুতিকভাবে চার্জ হয়ে যায় এবং তাই বৃহস্পতির শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্রের লরেঞ্জ বল অনুভব করে। এই সমস্ত শক্তি বলয়গুলির চেহারা গঠন করে। বিশেষত, অভ্যন্তরীণ আলোতে কণাগুলির কক্ষীয় প্রবণতা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়া দ্বারা উত্তেজিত হয় যা তাদের জোভিয়ান বায়ুমণ্ডলে নিমজ্জিত হতে বাধ্য করে। গ্যালিলিও ডাস্ট ডিটেক্টর দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে যে, এমনকি অনেক বড় গ্যালিলিয়ান চাঁদগুলিও কয়েক হাজার কিলোমিটার পুরুত্বের ইজেক্টা ধুলো মেঘ দ্বারা বেষ্টিত। পৃথিবীর চাঁদের চারপাশে LADEE মিশনে লুনার ডাস্ট এক্সপেরিমেন্ট (LDEX) 20 থেকে 100 কিলোমিটার উচ্চতা থেকে ধুলো মেঘের মানচিত্র তৈরি করে এবং 100 মিটার/সেকেন্ড থেকে কয়েক কিলোমিটার/সেকেন্ড পর্যন্ত ইজেক্টা গতি খুঁজে পায়; কিন্তু তাদের একটি ক্ষুদ্র অংশই চাঁদের মহাকর্ষ থেকে রক্ষা পায়। এছাড়াও উপগ্রহ সহ অন্যান্য গ্রহগুলি বিভিন্ন ধরনের ধুলো বলয়ের ঘটনা প্রদর্শন করে। শনির বিশাল এবং ঘন প্রধান বলয়গুলিতে বরফের কণাগুলি সেমি-আকারের এবং বড় বস্তুতে একত্রিত হয় যা ক্রমাগত ঝাঁকুনি এবং জোয়ারের দ্বারা গঠিত এবং বিচ্ছিন্ন হয়। শনির প্রধান বলয়ের ঠিক বাইরে রয়েছে এফ বলয় যা প্রমিথিউস এবং প্যান্ডোরা নামে এক জোড়া চাঁদ দ্বারা পরিবেশন করা হয়, যা বলয়ের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে মিথস্ক্রিয়া করে এবং ডুবন্ত এবং ধুলো দাতাদের মতো কাজ করে। এনসেলাডাসে ক্রায়োভোলক্যানিজম দ্বারা খাওয়ানো বর্ধিত ই বলয়ের বাইরে রয়েছে ফোবি বলয়, যা ফোবি থেকে উল্কাপিণ্ড নির্গত হয় যা তার পশ্চাদগামী গতি ভাগ করে নেয়। এছাড়াও ইউরেনাস এবং নেপচুনের জটিল বলয় ব্যবস্থা রয়েছে। উপগ্রহ দ্বারা পরিচালিত ইউরেনাসের সংকীর্ণ প্রধান বলয়গুলি ছাড়াও প্রশস্ত ধুলো বলয় রয়েছে। নেপচুনের বলয়গুলি সংকীর্ণ এবং প্রশস্ত ধুলো বলয় নিয়ে গঠিত যা অভ্যন্তরীণ চাঁদের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। এমনকি মঙ্গল গ্রহেও ফোবোস এবং ডিমোস থেকে ধূলিকণা উৎপন্ন হয়েছে বলে সন্দেহ করা হয়। এখন পর্যন্ত মঙ্গলের বলয়গুলি তাদের সনাক্তকরণ থেকে রক্ষা পেয়েছে। এমনকি পৃথিবীও নিষ্ক্রিয় কৃত্রিম উপগ্রহ এবং পরিত্যক্ত উৎক্ষেপণ যানবাহনের একটি মানবসৃষ্ট মহাকাশ ধ্বংসাবশেষ বেল্ট তৈরি করছে। এই বস্তুগুলির মধ্যে সংঘর্ষের ফলে কেসলার সিন্ড্রোম নামে একটি সংঘর্ষমূলক ক্যাসকেড হতে পারে, যেখানে প্রতিটি সংঘর্ষ আরও বেশি স্থানের ধ্বংসাবশেষ তৈরি করে যা আরও সংঘর্ষের সম্ভাবনা বাড়ায়। আগ্নেয়গিরি এবং গিজার শুক্র, পৃথিবী এবং মঙ্গল প্রাচীন বা বর্তমান আগ্নেয়গিরির লক্ষণ প্রদর্শন করে। এই সমস্ত গ্রহের একটি কঠিন ভূত্বক এবং একটি তরল আবরণ রয়েছে যা গ্রহের গঠন এবং তেজস্ক্রিয় আইসোটোপগুলির ক্ষয় থেকে অভ্যন্তরীণ তাপ দ্বারা উত্তপ্ত হয়। পৃথিবীতে দেখা সবচেয়ে বিস্ফোরক আগ্নেয়গিরির অগ্ন্যুৎপাতগুলিতে 40 কিলোমিটার উচ্চতা পর্যন্ত গ্যাস এবং ছাইয়ের স্তূপ রয়েছে; তবে কোনও আগ্নেয়গিরির ধুলো বায়ুমণ্ডল বা এমনকি পৃথিবীর মহাকর্ষীয় আকর্ষণ (পাহাড়ি গোলক) থেকে রেহাই পায় না। শুক্রের উপর সন্দেহজনক সক্রিয় আগ্নেয়গিরির ক্ষেত্রেও অনুরূপ সিদ্ধান্ত নেওয়া যেতে পারে। ছোট গ্রহের বস্তুগুলিতে পৃষ্ঠের মধ্য দিয়ে তাপ হ্রাস বেশি হয় এবং তাই অভ্যন্তরীণ তাপ, বর্তমান সময়ে সক্রিয় আগ্নেয়গিরিকে চালিত করতে পারে না। অতএব, এটি একটি বিস্ময়কর বিষয় হয়ে দাঁড়ায় যখন যমজ প্রোব ভয়েজার 1 এবং ভয়েজার 2 1979 সালে জোভিয়ান সিস্টেমের মধ্য দিয়ে উড়ে যায় এবং বৃহস্পতির চাঁদ আইও-তে বেশ কয়েকটি আগ্নেয়গিরির প্লামের ছবি তোলে। ফ্লাইবাই পিলের মাত্র কয়েক সপ্তাহ আগে, ক্যাসেন। এবং রেনল্ডস (1979) ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে আইও-এর অভ্যন্তরটি অবশ্যই পার্শ্ববর্তী চাঁদ ইউরোপা এবং গ্যানিমিডের সাথে কক্ষীয় অনুরণনের কারণে উল্লেখযোগ্য জোয়ারের উত্তাপ অনুভব করবে। গ্যালিলিও মহাকাশযান দ্বারা হটস্পটগুলিতে তাপমাত্রা পরিমাপ দেখায় যে বেসাল্টিক ম্যাগমা আইও-তে আগ্নেয়গিরিকে চালিত করে। সালফার, সালফার ডাই অক্সাইড এবং অন্যান্য পাইরোক্লাস্টের মতো উদ্বায়ী ছাতার আকারের প্লুমগুলি আইও-এর কিছু আগ্নেয়গিরি থেকে আকাশের দিকে নির্গত হয়। ই. জি। আইও-এর আগ্নেয়গিরি তভাশতার পাতেরে পৃষ্ঠ থেকে 300 কিলোমিটারেরও বেশি উপরে উপাদান অগ্ন্যুৎপাত করে। ভেন্টে ইজেকশন গতি 1 কিমি/সেকেন্ড পর্যন্ত যা আইও থেকে 2.5 কিমি/সেকেন্ডের পালানোর গতির থেকে অনেক কম, তাই, এই দৃশ্যমান ধূলিকণার কোনওটিই আইও-এর মাধ্যাকর্ষণ থেকে রক্ষা পায় না। বেশিরভাগ প্লুম উপাদান সালফার এবং সালফার ডাই অক্সাইড তুষার এবং পাইরোক্লাস্ট হিসাবে পৃষ্ঠে ফিরে আসে। যাইহোক, 1992 সালে জুপিটার ফ্লাইবাইয়ের সময় ইউলিসিস মিশনে ডাস্ট ডিটেক্টর বৃহস্পতির দিক থেকে নির্গত 10 এনএম আকারের ধুলো কণাগুলির প্রবাহ সনাক্ত করে। বৃহস্পতির চৌম্বকমণ্ডলের মধ্যে গ্যালিলিও ডাস্ট ডিটেক্টর দ্বারা পরবর্তী পরিমাপগুলি পর্যায়ক্রমিক ধুলো প্রবাহগুলি বিশ্লেষণ করে এবং আইওকে উৎস হিসাবে চিহ্নিত করে। আইও-এর আগ্নেয়গিরি দ্বারা নির্গত ন্যানোমিটার-আকারের ধূলিকণা আইও প্লাজমা টরাসে বৈদ্যুতিকভাবে চার্জ হয়ে যায় এবং বৃহস্পতির শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র অনুভব করে। 10 থেকে 100 এনএম ব্যাসার্ধের মধ্যে ধনাত্মক আধানযুক্ত ধূলিকণা আইও এবং এমনকি বৃহস্পতির মাধ্যাকর্ষণ থেকে বেরিয়ে আসে এবং আন্তঃগ্রহীয় স্থানে প্রবেশ করে। বৃহস্পতির ক্যাসিনি মিশনের ফ্লাইবাই চলাকালীন জাহাজে থাকা মহাজাগতিক ধুলো বিশ্লেষক (সিডিএ) রাসায়নিকভাবে এই প্রবাহের কণাগুলি বিশ্লেষণ করে সোডিয়াম ক্লোরাইডের পাশাপাশি সালফার এবং পটাসিয়াম বহনকারী উপাদানগুলি খুঁজে পেয়েছে, যা আইও-এর বায়ুমণ্ডলের স্পেকট্রোস্কোপিক বিশ্লেষণের মাধ্যমেও পাওয়া গেছে। শনির বলয় সমতল অতিক্রমের সময় পৃথিবীর দূরত্ব থেকে পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে শনির ক্ষীণ ই বলয় আবিষ্কৃত হয়েছিল। এটির সর্বোচ্চ ঘনত্ব ~ 4 শনি ব্যাসার্ধ, যা এনসেলাডাসের কক্ষপথের সাথে মিলে যায়। ভয়েজার 1 এবং 2 এবং ক্যাসিনি দ্বারা মহাকাশযান পর্যবেক্ষণ এই পর্যবেক্ষণগুলি নিশ্চিত করেছে। ই বলয়টি 3-এ মিমাস এবং 20-এ টাইটানের কক্ষপথের মধ্যে প্রসারিত। ই রিং সিলিকেট, কার্বন ডাই অক্সাইড, অ্যামোনিয়া এবং অন্যান্য অমেধ্য সহ জলের বরফের অনেক ছোট (মাইক্রন এবং সাব-মাইক্রন) কণা নিয়ে গঠিত। ক্যাসিনি পর্যবেক্ষণগুলি দেখায় যে এনসেলাডাস এবং ই রিং জিনগতভাবে সম্পর্কিত। ক্যাসিনির এনসেলাডাসের কাছাকাছি উড়ানের সময় মহাজাগতিক ধুলো বিশ্লেষক সহ বেশ কয়েকটি যন্ত্র এনসেলাডাসের দক্ষিণ মেরু অঞ্চলে জলীয় বাষ্প এবং মাইক্রন আকারের বরফের কণাগুলির ঝর্ণা (গিজার) পর্যবেক্ষণ করেছিল। প্লুমে সোডিয়াম-লবণ-সমৃদ্ধ বরফের শস্যের সিডিএ বিশ্লেষণ থেকে জানা যায় যে পাথরের সংস্পর্শে থাকা তরল জলের জলাধার থেকে শস্য তৈরি হয়। যে প্রক্রিয়াটি অগ্ন্যুৎপাতকে চালিত করে এবং বজায় রাখে তা ডায়োনের সাথে কক্ষীয় অনুরণনের কারণে সৃষ্ট জোয়ারের উত্তাপ বলে মনে করা হয় যা এনসেলাডাসের কক্ষীয় উৎকেন্দ্রিকতাকে উত্তেজিত করে। এনসেলাডাসের ঝর্ণা থেকে বেরিয়ে আসা বরফের দানা শনির ই বলয়কে খাওয়ায় এবং বজায় রাখে। বৃহস্পতির গ্যালিলিয়ান চাঁদের মধ্যে একটি, ইউরোপার দক্ষিণ মেরু অঞ্চলের উপরে হাবল স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা অনুরূপ জলীয় বাষ্প দেখা গেছে। নাসার ভবিষ্যতের ইউরোপা ক্লিপার মিশন (পরিকল্পিত উৎক্ষেপণের তারিখ 2024) তার সারফেস ডাস্ট অ্যানালাইজার (এস. ইউ. ডি. এ)-এর সাথে সম্ভাব্য প্লুমে উল্কাপিণ্ডের প্রভাব এবং বরফের কণা দ্বারা ইউরোপা থেকে নির্গত ছোট কঠিন কণা বিশ্লেষণ করবে। 1989 সালে নেপচুনের ভয়েজার 2 ফ্লাইবাইয়ের সময় এর চাঁদ ট্রাইটনের পৃষ্ঠে সক্রিয় কালো প্লুম দেখা যায়। এই প্লুমগুলি অদৃশ্য নাইট্রোজেন গ্যাস জেট দ্বারা বাহিত ধুলো এবং বরফের কণা নিয়ে গঠিত বলে মনে করা হয়। মহাজাগতিক ধূলিকণার গতিবিদ্যা মহাকাশে ধূলিকণার গতিবিদ্যা বিভিন্ন শক্তি দ্বারা প্রভাবিত হয় যা তাদের গতিপথ নির্ধারণ করে, রেসপ। তাদের কক্ষপথ। এই বলগুলি বিশাল বস্তু এবং পরিবেশগত অবস্থার সাপেক্ষে ধূলিকণার অবস্থানের উপর নির্ভর করে। আন্তঃগ্রহীয় মহাকাশে একটি প্রধান বল সৌর মাধ্যাকর্ষণের কারণে হয় যা একইভাবে গ্রহ এবং ধূলিকণাকে আকর্ষণ করেঃ যেখানে G হল বল, = M হল সৌর ভর, এবং বস্তুর পারস্পরিক ক্রিয়াশীল ভর, হল ভরের কেন্দ্রগুলির মধ্যে দূরত্ব এবং এটি মাধ্যাকর্ষণ ধ্রুবক। আন্তঃগ্রহীয় ধুলো সহ গ্রহ এবং ছোট সৌরজগতের বস্তুগুলি সূর্যের চারপাশে কেপলার কক্ষপথ (উপবৃত্তাকার, প্যারাবোলাস বা হাইপারবোলাস) অনুসরণ করে। কক্ষপথগুলি ছয়টি কক্ষীয় উপাদান দ্বারা চিহ্নিত করা হয়ঃ অর্ধ-প্রধান অক্ষ (এ), উৎকেন্দ্রিকতা (ই), প্রবণতা (আই), আরোহণকারী নোডের দ্রাঘিমাংশ, পেরিয়াপসিসের যুক্তি এবং প্রকৃত অসঙ্গতি। ছোট হলেও, গ্রহগুলি দূরবর্তী বস্তুর উপর মহাকর্ষীয় বল প্রয়োগ করে। যদি এই বল নিয়মিত এবং পর্যায়ক্রমিক হয় তবে এই ধরনের কক্ষীয় অনুরণন গ্রহের বস্তুর কক্ষপথকে স্থিতিশীল বা অস্থিতিশীল করতে পারে। উদাহরণ হল গ্রহাণু বেষ্টনীর কার্কউড ফাঁক যা বৃহস্পতির অনুরণনের কারণে এবং কুইপার বেল্টের কাঠামো যা নেপচুনের অনুরণনের কারণে ঘটে। একটি গ্রহের সাথে ঘনিষ্ঠ মুখোমুখি হতে পারে যখন ছোট বস্তুর কক্ষপথের পেরিহিলিয়ন কাছাকাছি থাকে এবং অ্যাফিলিয়ন বিচলিত গ্রহের তুলনায় সূর্য থেকে আরও দূরে থাকে। কক্ষপথ বিচ্ছুরণের জন্য এটি প্রয়োজনীয় শর্ত; এটি একটি গ্রহের বিচ্ছুরণ অঞ্চল নির্ধারণ করে। এই ক্ষেত্রে একটি ছোট বস্তু বা একটি ধুলো কণা একটি বড় কক্ষপথের বিশৃঙ্খলার মধ্য দিয়ে যেতে পারে। যাইহোক, পুরানো এবং নতুন কক্ষপথের টিসেরান্ডের পরামিতিগুলি প্রায় একই থাকে। অর্ধ-প্রধান অক্ষ a, কক্ষীয় উৎকেন্দ্রিকতা e, এবং কক্ষীয় প্রবণতা i সহ একটি ছোট বস্তুর জন্য এবং অর্ধ-প্রধান অক্ষ সহ একটি বিচলিত গ্রহের জন্য টিসেরান্ডের পরামিতি হল। ক্ষুদ্র সৌরজগতের দেহগুলির দুটি পরিবার দৈত্য গ্রহগুলির বিচ্ছুরণ অঞ্চলের বাইরে অবস্থিত এবং সূর্যের চারপাশে আদিম প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কের অবশিষ্টাংশঃ অ্যাস্টিওরিড এবং কুইপার বেল্ট বস্তু। কুইপার বেল্ট প্রায়। গ্রহাণু বেষ্টনীর চেয়ে 100 গুণ বেশি বিশাল এবং এটি ট্রান্স-নেপচুনিয়ান অবজেক্টের (টি. এন. ও) অংশ। টি. এন. ও-এর অন্য অংশটি নেপচুনের বিচ্ছুরণ অঞ্চলে কক্ষপথযুক্ত বস্তু সহ বিক্ষিপ্ত ডিস্ক। উচ্চ উৎকেন্দ্রিকতায় (বা উচ্চ প্রবণতায়) পার্শ্ববর্তী গ্রহগুলির বিচ্ছুরণ অঞ্চলগুলি ওভারল্যাপ করে। অতএব, ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ডিস্ক বস্তুগুলি সেন্টোর এবং অবশেষে জুপিটার-পরিবারের ধূমকেতুর মধ্যে বিবর্তিত হতে পারে। বৃহস্পতির বিচ্ছুরণ ডিস্কের ভিতরে রয়েছে রাশিচক্রের মেঘ যা ধূমকেতু এবং গ্রহাণু থেকে উদ্ভূত আন্তঃগ্রহীয় ধুলো নিয়ে গঠিত। এছাড়াও কুইপার বেল্ট থেকে ধুলো কণা অভ্যন্তরীণ গ্রহ ব্যবস্থায় বিচ্ছুরণের পথ খুঁজে পায়। একটি গ্রহের পার্বত্য গোলকের অভ্যন্তরে এর মাধ্যাকর্ষণ সূর্যের মাধ্যাকর্ষণকে প্রভাবিত করে। সমস্ত গ্রহের চাঁদ এবং বলয়গুলি পাহাড়ের গোলকের ভিতরে ভালভাবে অবস্থিত এবং সংশ্লিষ্ট গ্রহকে প্রদক্ষিণ করে। এই ধরনের উপগ্রহগুলির মধ্যে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া দেখা যায়, উদাহরণস্বরূপ, বৃহস্পতির উপগ্রহ গ্যানিমেড, ইউরোপা এবং আইও-এর স্থির 1:2:4 কক্ষীয় অনুরণনে। এছাড়াও শনির বলয়ের মধ্যে উপবিভাগ এবং কাঠামো উপগ্রহের সাথে অনুরণনের কারণে ঘটে। ই. জি। অভ্যন্তরীণ বি রিং এবং বাইরের এ রিংয়ের মধ্যে ব্যবধানটি মিমাস চাঁদের সাথে 2:1 অনুরণন দ্বারা সাফ করা হয়েছে। এছাড়াও শনি, ইউরেনাস এবং নেপচুনের কিছু সংকীর্ণ বিচ্ছিন্ন বলয় যেমন শনির এফ বলয় আকৃতির এবং এক বা দুটি মেষপালক চাঁদের মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা ধরে রাখা হয়। সৌর বিকিরণের চাপের প্রভাব সৌর বিকিরণ উল্কাপিণ্ড এবং আন্তঃগ্রহীয় ধুলো কণাগুলির উপর বিকর্ষণকারী বিকিরণ চাপ বল আর প্রয়োগ করেঃ যেখানে সৌর উজ্জ্বলতা বা সৌরকেন্দ্রিক দূরত্বে সৌর বিকিরণ, কণার বিকিরণ চাপ সহগ, হল ক্রস বিভাগ (কণার ব্যাসার্ধ সহ গোলাকার কণাগুলির জন্য), হল আলোর গতি। বিকিরণ চাপ সহগ, সৌর বর্ণালীর সমস্ত তরঙ্গদৈর্ঘ্যের উপর সমন্বিত শোষণ, প্রতিফলন এবং আলোর বিচ্ছুরণের মতো কণার আলোকীয় বৈশিষ্ট্যের উপর নির্ভর করে। এটি ব্যবহার করে গণনা করা যেতে পারে যেমন। মাই থিওরি, বিচ্ছিন্ন দ্বিমেরু সন্নিকটন, বা এমনকি মাইক্রোওয়েভ এনালগ পরীক্ষা। সৌর বিকিরণ চাপ একটি ধুলো কণার উপর মাধ্যাকর্ষণের কার্যকর বলকে হ্রাস করে এবং মাত্রাহীন পরামিতি দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, কণার উপর মাধ্যাকর্ষণ বলের সাথে বিকিরণ চাপ বলের অনুপাতঃ ঘনত্ব কোথায় এবং আকার (ব্যাসার্ধ) কোথায় ধুলো কণিকা। > 0.1 সহ ধূমকেতুর কণাগুলির ইতিমধ্যে তাদের মূল ধূমকেতুর তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে ভিন্ন সূর্যকেন্দ্রিক কক্ষপথ রয়েছে এবং ধূলিকণায় প্রদর্শিত হয়। একটি ধূমকেতুর পেরিহিলিয়নের কাছাকাছি থেকে (উৎকেন্দ্রিকতা সহ) নির্গত ধূলিকণা সৌরজগতকে হাইপারবোলিক কক্ষপথে ছেড়ে চলে যাবে যদি তাদের বিটা মান অতিক্রম করে। এমনকি সূর্যের চারপাশে একটি বৃত্তাকার কক্ষপথে একটি গ্রহাণু থেকে মুক্ত হওয়া কণাগুলিও সৌরজগতকে একটি সীমাহীন প্যারাবলিক কক্ষপথে ছেড়ে যাবে। ছোট ছোট ধুলো কণাগুলিকে বলা হয়-মেটিওরয়েড; তারা সূর্য থেকে একটি নিট বিকর্ষণ শক্তি অনুভব করে। আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার গতিপথ, যা প্রাথমিকভাবে সৌরজগতে প্রবেশের সময় সমান্তরাল হয়, তা নির্ভর করে কণাগুলির অনুপাতের উপর। কণা প্রধানত সৌর মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা আকৃষ্ট হয়; তাদের গতিপথ সূর্যের দিকে বাঁকানো। সূর্যের যত কাছাকাছি তারা যায়, তত দ্রুত কণাগুলি ত্বরান্বিত হয় এবং তত শক্তিশালী তারা তাদের প্রাথমিক দিক থেকে বিচ্যুত হয়। এই কণাগুলির গতিপথ সূর্যের পিছনে অতিক্রম করে, সেখানে ধূলিকণার ঘনত্ব বৃদ্ধি করে; এটিকে মহাকর্ষীয় ফোকাসিং হিসাবে উল্লেখ করা হয়। আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা প্রধানত সৌর বিকিরণ চাপ দ্বারা প্রতিহত হয়। তারা একটি নির্দিষ্ট দূরত্বের নিচে সূর্যের কাছে যেতে পারে না যা তাদের আকারের উপর নির্ভর করে। আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো মুক্ত এই অঞ্চলটি আকৃতিতে প্যারাবোলয়েডাল; এটি-শঙ্কু হিসাবে উল্লেখ করা হয়। - কোণের বাইরের প্রান্তে ধুলোর ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়। সূর্যকে প্রদক্ষিণকারী একটি কণার উপর সৌর বিকিরণ চাপ বল কেবল রেডিয়ালভাবে কাজ করে না, তবে আলোর সীমাবদ্ধ গতির কারণে কণার কক্ষপথের গতির বিপরীতে একটি ছোট বল রয়েছে। এই পয়েন্টিং-রবার্টসন টান কণার কৌণিক ভরবেগ হ্রাস করে এবং তাই সূর্যের দিকে সর্পিল হয়ে যায়। বছরে, বল অনুপাত সহ একটি কণার ব্যাসার্ধ সহ প্রাথমিক বৃত্তাকার কক্ষপথ থেকে এ. ইউ-তে সর্পিল হওয়ার সময় হল সেন্টিমিটার আকারের কণা যা পৃথিবীর দূরত্বে একটি বৃত্তাকার কক্ষপথ থেকে শুরু করে প্রায় 4 মিলিয়ন বছর সময় নেয় সূর্যের মধ্যে সর্পিল হতে। এই উদাহরণটি দেখায় যে ~ 1 সেন্টিমিটারের চেয়ে ছোট সমস্ত ধুলো অবশ্যই সম্প্রতি ধূমকেতু, গ্রহাণু বা আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো আকারে অভ্যন্তরীণ গ্রহ ব্যবস্থায় প্রবেশ করেছে; গ্রহ গঠনের সময় থেকে সেখানে কোনও ধুলো অবশিষ্ট নেই। ধুলো চার্জিং এবং বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়া বেশিরভাগ স্থান পরিবেশে ধুলো কণা বৈদ্যুতিক চার্জিং স্রোতের সংস্পর্শে আসে। প্রভাবশালী প্রক্রিয়াগুলি হল পরিবেষ্টিত প্লাজমা থেকে ইলেকট্রন এবং আয়নগুলির সংগ্রহ, অতিবেগুনী বিকিরণ থেকে ফটোইলেক্ট্রিক প্রভাব এবং শক্তিশালী আয়ন বা ইলেক্ট্রন বিকিরণ থেকে গৌণ ইলেক্ট্রন নির্গমন। পরিবেষ্টিত তাপীয় প্লাজমা থেকে ইলেকট্রন এবং আয়নগুলির সংগ্রহ আয়ন গতির তুলনায় অনেক বেশি তাপীয় ইলেক্ট্রন গতির কারণে নেট নেতিবাচক চার্জিংয়ের দিকে পরিচালিত করে। প্লাজমায় চার্জ করার বিপরীতে, অতিবেগুনী বিকিরণ দ্বারা কণা থেকে ইলেকট্রনের আলোক নির্গমন ধনাত্মক চার্জিং-এর দিকে পরিচালিত করে। কণার উপর 100 ই. ভি.-এর বেশি শক্তি সহ শক্তিশালী আয়ন বা ইলেকট্রনের প্রভাব একাধিক গৌণ ইলেক্ট্রন তৈরি করতে পারে এবং তাই, একটি ধনাত্মক চার্জিং কারেন্টের দিকে নিয়ে যেতে পারে। গৌণ ইলেকট্রন ফলন নির্ভর করে শক্তিশালী কণা এবং কণা উপাদানের ধরন ও শক্তির উপর। সমস্ত চার্জিং স্রোতের ভারসাম্য কণার ভারসাম্য পৃষ্ঠ সম্ভাবনার দিকে পরিচালিত করে। একটি পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতায় ব্যাসার্ধের একটি ধূলিকণার বৈদ্যুতিক আধান, মহাকাশে যেখানে ভ্যাকুয়ামের অনুমতি রয়েছে। একটি বৈদ্যুতিক ক্ষেত্র এবং একটি চৌম্বক ক্ষেত্রের বেগের সাথে চলমান আধানের একটি ধূলিকণা ইন এস. আই ইউনিটের লরেঞ্জ বল অনুভব করে, যা টেসলাস (টি)-এ পরিমাপ করা হয়। একটি ধূলিকণার পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা এবং তাই এর আধান পরিবেষ্টিত পরিবেশের বিশদ বৈশিষ্ট্যের উপর নির্ভর করে। উদাহরণস্বরূপ, সূর্য থেকে 1 এ. ইউ-তে একটি আন্তঃগ্রহীয় ধুলো কণা ~ 10 ই. ভি শক্তির সৌর বায়ু প্লাজমা এবং সাধারণত প্রতি মি3-এ প্রোটন এবং ইলেকট্রনের ঘনত্ব দ্বারা বেষ্টিত থাকে। ফটোইলেক্ট্রন প্রবাহ সাধারণত প্রতি মি2-এ ইলেকট্রন হয় এবং তাই, প্লাজমা স্রোতের তুলনায় অনেক বড় হয়। এই অবস্থাটি ≈ + 3 ভি পৃষ্ঠের সম্ভাবনার দিকে পরিচালিত করে। ক্যাসিনি সিডিএ দ্বারা ধূলিকণার প্রকৃত পরিমাপের ফলে পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা + 2 থেকে + 7 ভি হয়। যেহেতু সৌর বায়ুর প্লাজমা ঘনত্ব এবং সূর্যকেন্দ্রিক দূরত্ব সহ সৌর ইউভি ফ্লাক্স স্কেল উভয়ই আন্তঃগ্রহীয় ধূলিকণার পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা, + 5 ভি, সূর্য থেকে অন্যান্য দূরত্বের জন্যও সাধারণ। আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্র হল সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের উপাদান যা সৌর বায়ু দ্বারা সৌর করোনা থেকে টেনে বের করা হয়। ধীর বাতাস (≈) নিরক্ষীয় অঞ্চলে সীমাবদ্ধ থাকে, অন্যদিকে দ্রুত বাতাস (≈) মেরুগুলির উপর দেখা যায়। সূর্যের ঘূর্ণন দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র এবং সংশ্লিষ্ট তড়িৎ প্রবাহকে একটি আর্কিমিডিয়ান সর্পিলের মধ্যে বাঁকিয়ে দেয়। এই হেলিওস্ফেরিক কারেন্ট শিটের আকৃতি একটি ঘূর্ণায়মান ব্যালেরিনা স্কার্টের মতো এবং প্রতি 11 বছরে সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র বিপরীত হওয়ার সাথে সাথে সৌরচক্রের মাধ্যমে আকৃতি পরিবর্তিত হয়। একটি চার্জ করা ধুলো কণা আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্রের লরেঞ্জ বল অনুভব করে যা সৌর বায়ুর গতিতে অতিক্রম করে। সূর্য থেকে 1 এ. ইউ-তে সৌর বায়ুর গড় গতিবেগ 450 কিমি/সেকেন্ড এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি টি = 5 এন. টি। সাবমাইক্রন-আকারের ধুলো কণাগুলির জন্য এই বল উল্লেখযোগ্য হয়ে ওঠে এবং <0.1 মাইক্রন কণাগুলির জন্য এটি সৌর মাধ্যাকর্ষণ এবং বিকিরণ চাপ বলকে অতিক্রম করে। উদাহরণস্বরূপ, হেলিওস্ফিয়ারের মধ্য দিয়ে যাওয়া ~ 0.3 মাইক্রন আকারের আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা সৌর চৌম্বকীয় বিষুবরেখার সাপেক্ষে কেন্দ্রীভূত বা নিষ্ক্রিয় করা হয়। লরেঞ্জ বল দ্বারা একটি ধুলো কণা কতটা শক্তিশালীভাবে প্রভাবিত হয় তার একটি সাধারণ পরিমাপ হল তার আধান-থেকে-ভর অনুপাত। যেহেতু একটি কণার আধান তার আকারের সাথে রৈখিকভাবে বৃদ্ধি পায়, যেখানে তার ভর এবং আয়তন তার আকারের ঘনক্ষেত্রের সাথে বৃদ্ধি পায়, ছোট কণাগুলির সাধারণত বড় কণাগুলির তুলনায় অনেক বেশি আধান-থেকে-ভর অনুপাত থাকে এবং লরেঞ্জ বল দ্বারা আরও দৃঢ়ভাবে প্রভাবিত হয়। তা সত্ত্বেও, সমস্ত আকারের আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা যতক্ষণ চার্জ করা হয় ততক্ষণ কেন্দ্রীভূত বা নিষ্ক্রিয় থাকে। এই ফোকাসিং এবং ডিফোকাসিং সংশ্লিষ্ট সৌর ন্যূনতমের সময় এবং কাছাকাছি সবচেয়ে শক্তিশালী, যা ডিফোকাসের জন্য আশেপাশের বছরগুলিতে ঘটেছিল, উদাহরণস্বরূপ, 1996 এবং 2019, এবং ফোকাসের জন্য আশেপাশের বছরগুলিতে ঘটেছিল, উদাহরণস্বরূপ, 1986 এবং 2008। সৌর চৌম্বক চক্রের বর্তমান পর্যায়টি চন্দ্রগ্রহণ সমতল থেকে দূরে আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণার নিষ্ক্রিয়করণের সাথে মিলে যায়, যা আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো সনাক্তকরণ এবং পরিমাপের জন্য প্রতিকূল। সৌর চৌম্বক চক্রের পরবর্তী ফোকাসিং পর্যায়, যা সৌরজগতের মধ্যে আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলো পরিমাপের জন্য সবচেয়ে উপযুক্ত, 2030-এর দশকে ঘটবে। যেহেতু এই পর্যায়গুলি প্রতি 22 বছরে ঘটে, তাই পরবর্তী ফোকাসিং পর্যায়টি 2050-এর দশকে হবে। গ্রহের চৌম্বকমণ্ডলে খুব ভিন্ন অবস্থার অস্তিত্ব রয়েছে। একটি চরম উদাহরণ হল বৃহস্পতির চৌম্বকমণ্ডল যেখানে আগ্নেয়গিরির সক্রিয় চাঁদ আইও 6-এ প্লাজমার একটি শক্তিশালী উৎস, যেখানে = কিমি বৃহস্পতির ব্যাসার্ধ। এই দূরত্বে প্লাজমা ঘনত্বের শীর্ষ (মি-3) এবং প্লাজমা শক্তির সর্বনিম্ন সর্বনিম্ন ~ 1 ই. ভি রয়েছে। এই দূরত্বের বাইরে প্লাজমা শক্তি 8-এ 80 ই. ভি-তে দ্রুত বৃদ্ধি পায়। ফলস্বরূপ ধুলো পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা শীতল প্লাজমায়-30 ভি থেকে 4 থেকে 6 এবং অন্যত্র + 3 ভি এর মধ্যে থাকে। বৃহস্পতির চৌম্বক ক্ষেত্র বেশিরভাগই একটি দ্বিমেরু, চৌম্বক অক্ষটি বৃহস্পতির ঘূর্ণন অক্ষের দিকে ~ 10° ঝুঁকে থাকে। বৃহস্পতি থেকে প্রায় 10 দূরে চৌম্বক ক্ষেত্র এবং প্লাজমা গ্রহের সাথে সহ-আবর্তিত হয়। আইও-এর দূরত্বে সহ-ঘূর্ণায়মান চৌম্বক ক্ষেত্রটি আইও দ্বারা 17 কিমি/সেকেন্ড গতিতে এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি টি = 2000 এনটি গতিতে অতিক্রম করে। আইও থেকে 9 থেকে ~ 120 ন্যানোমিটার আকারের ধনাত্মক আধানযুক্ত ধূলিকণা শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র দ্বারা তোলা হয় এবং 350 কিমি/সেকেন্ড গতিতে জোভিয়ান সিস্টেমের বাইরে ত্বরান্বিত হয়। ছোট কণাগুলির জন্য লরেঞ্জ বল আধিপত্য বিস্তার করে এবং তারা আয়ন এবং ইলেকট্রনের মতো চৌম্বক ক্ষেত্রের রেখাগুলির চারপাশে ঘোরে। শনির চুম্বকমণ্ডলে সক্রিয় চাঁদ এনসেলাডাস 4 (= কিমি শনির ব্যাসার্ধ) হল অক্সিজেন এবং জলের আয়নগুলির একটি উৎস যার ঘনত্ব m−3 এবং একটি শক্তি 5 eV। ধুলো কণাগুলি-1 এবং-2 ভি পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতায় চার্জ করা হয়। 4 এর বাইরে আয়ন শক্তি 100 ই. ভি-তে বৃদ্ধি পায় এবং ফলস্বরূপ পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা + 5 ভি-তে বৃদ্ধি পায়। ক্যাসিনি সিডিএ দ্বারা পরিমাপগুলি সরাসরি ধুলো সম্ভাবনার এই পরিবর্তনটি পর্যবেক্ষণ করে। আংশিকভাবে আয়নিত স্থানীয় আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের মধ্যে প্লাজমার ঘনত্ব প্রায় m−3 এবং তাপীয় শক্তি 0.6 eV। গড় ছায়াপথের অতিবেগুনী বিকিরণ থেকে কার্বন বা সিলিকেট কণাগুলির আলোক-ইলেকট্রন প্রবাহ হল প্রতি ঘন মিটার ইলেকট্রন। ধুলো কণাগুলির ফলস্বরূপ পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতা ~ + 0.5 ভি। স্থানীয় বুদ্বুদের গরম কিন্তু দুর্বল প্লাজমাতে (ঘনত্ব মি-3, শক্তি 100 ইভি) ধুলো + 5 থেকে + 10 ভি পৃষ্ঠের সম্ভাব্যতায় চার্জ করা হবে। স্থানীয় আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে ভয়েজার মহাকাশযান দ্বারা ~ 0.5 এনটি-র চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি পরিমাপ করা হয়েছে। এই ধরনের চৌম্বক ক্ষেত্রে একটি চার্জযুক্ত মাইক্রন আকারের ধুলো কণার একটি জাইরোরাডিয়াস <1 পিসি থাকে। মহাজাগতিক ধুলো প্রক্রিয়া মহাকাশে মহাজাগতিক ধুলো কণা বিভিন্ন প্রভাব দ্বারা প্রভাবিত হয় যা তাদের শারীরিক এবং রাসায়নিক বৈশিষ্ট্য পরিবর্তন করে। ধুলো কণা বা বড় উল্কাপিণ্ডের মধ্যে সংঘর্ষ মহাকাশে প্রভাবশালী প্রক্রিয়া যা মহাকাশে উল্কাপিণ্ডের ভর পরিবর্তন করে বা ধ্বংস করে এবং নতুন এবং ছোট টুকরো তৈরি করে যা উল্কাপিণ্ড এবং ধুলোর জনসংখ্যায় অবদান রাখে। সূর্য থেকে 1 এ. ইউ-তে আন্তঃগ্রহীয় মহাকাশে উল্কাপিণ্ডের সাধারণ সংঘর্ষের গতিবেগ ~ 20 কিমি/সেকেন্ড। সেই গতিতে একটি উল্কাপাতের গতিশক্তি তার বাষ্পীভবনের তাপের তুলনায় অনেক বেশি হয়। অতএব, যখন ভরের এই ধরনের একটি প্রক্ষেপণ একটি অনেক বড় লক্ষ্য বস্তুতে আঘাত করে তখন প্রক্ষেপণ এবং লক্ষ্য ভরের একটি সংশ্লিষ্ট অংশ বাষ্পীভূত হয় এবং এমনকি আয়নিত হয় এবং প্রভাব দ্বারা মুক্ত শক তরঙ্গ দ্বারা লক্ষ্য বস্তুতে একটি প্রভাব গর্ত খনন করা হয়। খনন করা ভর হল যেখানে ক্র্যাটারিং দক্ষতা ফ্যাক্টরটি প্রক্ষেপকের গতিশক্তির সাথে স্কেল করে। চাঁদে এবং গ্রহাণুতে আঘাতকারী গর্তগুলির জন্য। এর ফলে, প্রভাব গর্তগুলি মহাকাশে লক্ষ্য বস্তু বা উল্কাপিণ্ডগুলিকে ক্ষয় করে। ভরের একটি লক্ষ্য উল্কাপিণ্ড বিপর্যয়করভাবে বিঘ্নিত হয় যদি অবশিষ্ট বৃহত্তম খণ্ডের ভর আনুমানিকের চেয়ে কম হয়। লক্ষ্য ভরের অর্ধেক বা প্রক্ষেপকের ভর কোথায় এবং ব্যাঘাতের সীমাটি পাথুরে উপাদান এবং ছিদ্রযুক্ত উপাদানের জন্য। রকি উপাদান গ্রহাণুর প্রতিনিধিত্ব করে এবং ছিদ্রযুক্ত উপাদান ধূমকেতুর প্রতিনিধিত্ব করে। ধূমকেতুর উপাদানগুলি নিউক্লিয়াস আকার থেকে মাইক্রন আকারের ফ্র্যাক্টাল ধুলো পর্যন্ত ছিদ্রযুক্ত। আন্তঃগ্রহীয় মহাকাশে একটি ধূলিকণার সংঘর্ষমূলক জীবনকাল নির্ধারণ করা যেতে পারে যেখানে আন্তঃগ্রহীয় ধুলোর প্রবাহ জানা যায়। 1 এ. ইউ-তে এই প্রবাহ চন্দ্র মাইক্রোক্র্যাটার বিশ্লেষণ থেকে উদ্ভূত হয়েছে। একটি আইসোট্রপিক ফ্লাক্সে বিচ্ছুরণ ক্রস বিভাগ (, কণার ব্যাসার্ধ সহ) কোথায়। আন্তঃগ্রহীয় ধুলো মেঘের মডেলগুলির জন্য আন্তঃগ্রহীয় ধুলো কণাগুলির জীবনকাল শিলা উপাদানগুলির তুলনায় দীর্ঘতর হওয়া প্রয়োজন এবং তাই, এই ফলাফলকে সমর্থন করে যে আন্তঃগ্রহীয় ধূলিকণার 1 AU ~80% ধূমকেতুর উৎস এবং শুধুমাত্র ~20% গ্রহাণুর উৎস। সংঘর্ষমূলক বিভাজনের ফলে ~ কেজির চেয়ে বেশি বিশাল আন্তঃগ্রহীয় ধুলো কণাগুলির নিট ক্ষতি হয় এবং কম বিশাল আন্তঃগ্রহীয় ধুলো কণাগুলির নিট লাভ হয়। ধূমকেতুগুলি বড় আন্তঃগ্রহীয় ধূলিকণার ক্ষতি পূরণ করে বলে মনে করা হয়। একটি গ্রহণ চলাকালীন সৌর করোনার প্রারম্ভিক ইনফ্রারেড পর্যবেক্ষণগুলি সূর্য থেকে ~ 5 সৌর ব্যাসার্ধের (0.025 AU) ভিতরে একটি ধুলো-মুক্ত অঞ্চল নির্দেশ করে। এই ধুলো-মুক্ত অঞ্চলের বাইরে সিলিকেট এবং ক্যাকার্বোনেশিয়াস উপাদানের সমন্বয়ে গঠিত আন্তঃগ্রহীয় ধুলো 2000 কেলভিন পর্যন্ত তাপমাত্রায় উত্তাপিত হবে। সৌরজগতের ধুলো কণাগুলি কেবল উল্কা গঠনের ছোট কঠিন কণা নয়, এমন কণাও রয়েছে যা স্থলীয় পরিস্থিতিতে তরল বা বায়বীয় পদার্থ ধারণ করে। ধূমকেতুগুলি অভ্যন্তরীণ সৌরজগতে বরফ পর্যায়ে উদ্বায়ী শস্য বহন করে এবং ছেড়ে দেয়। রোসেটা যন্ত্রগুলি প্রভাবশালী জল (এইচ2ও) অণু ছাড়াও কার্বন ডাই অক্সাইড (সিও2), প্রচুর পরিমাণে সিএইচ-, সিএইচএন-, সিএইচএস-, সিএইচও-, সিএইচও2-এবং সিএইচএনও-বহনকারী স্যাচুরেটেড এবং অসম্পৃক্ত প্রজাতি এবং সুগন্ধযুক্ত যৌগ টলুইন (সিএইচ3-সি6এইচ5) সনাক্ত করেছে। শনির ই বলয় অতিক্রম করার সময় মহাজাগতিক ধুলো বিশ্লেষক (সিডিএ) আবিষ্কার করেন যে এটি মূলত জলের বরফ নিয়ে গঠিত, যার মধ্যে সিলিকেট, কার্বন ডাই অক্সাইড, অ্যামোনিয়া এবং হাইড্রোকার্বনের সামান্য অবদান রয়েছে। নিউ হরাইজন্স মহাকাশযান দ্বারা প্লুটো এবং শ্যারনের পৃষ্ঠ গঠনের বিশ্লেষণগুলি কঠিন নাইট্রোজেন (এন2), মিথেন (সিএইচ4), কার্বন মনোক্সাইড (সিও), ইথেন (সি2এইচ6) এবং একটি অতিরিক্ত উপাদানের মিশ্রণ সনাক্ত করেছে যা রঙ প্রদান করে। অভ্যন্তরীণ গ্রহ ব্যবস্থায় বরফের কণাগুলির জীবনকাল খুব কম। শোষিত সৌর বিকিরণ কণাটিকে উত্তপ্ত করে এবং শক্তির কিছু অংশ মহাকাশে পুনরায় বিকিরণ করা হয় এবং অন্য অংশটি বরফকে বেরিয়ে আসা গ্যাসে রূপান্তরিত করতে ব্যবহৃত হয়। যেখানে 1 এ. ইউ-তে সৌর বিকিরণ, এবং যথাক্রমে 10 এবং 20 মাইক্রোমিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যের মধ্যে দৃশ্যমান এবং ইনফ্রারেডে বরফের অ্যালবেডোস, সূর্যকেন্দ্রিক দূরত্ব হল স্টেফান-বোল্টজম্যান ধ্রুবক, তাপমাত্রা, গ্যাসের উৎপাদন হার এবং বাষ্পীভবনের সুপ্ত তাপ। হিমবাহগুলির পরিমাপকৃত বাষ্প চাপ থেকে বরফের পরিমাণ নির্ণয় করা হয়। বিভিন্ন সূর্যকেন্দ্রিক দূরত্বে আন্তঃগ্রহীয় ধূলিকণার বিভিন্ন বরফের উপাদান থাকে। স্পাটারিং, এছাড়াও উল্কাপিণ্ড বোমাবর্ষণ মহাকাশ আবহাওয়ার সাথে জড়িত একটি উল্লেখযোগ্য প্রক্রিয়া, যা মহাকাশে উপস্থিত ধুলো কণাগুলির শারীরিক বৈশিষ্ট্যগুলিকে পরিবর্তন করে। যখন পার্শ্ববর্তী প্লাজমা থেকে শক্তিশালী পরমাণু বা আয়নগুলি মহাকাশে একটি কঠিন কণার সাথে সংঘর্ষ করে, তখন কণা থেকে পরমাণু বা আয়ন নির্গত হয়। স্পাটার ফলন প্রতি আপতিত পরমাণু বা আয়ন লক্ষ্য থেকে বহিষ্কৃত পরমাণুর গড় সংখ্যা নির্দেশ করে। স্পাটার ফলন প্রাথমিকভাবে আপতিত কণাগুলির শক্তি এবং ভরের পাশাপাশি লক্ষ্য পরমাণুর ভরের উপর নির্ভর করে। আন্তঃগ্রহীয় মাধ্যমের মধ্যে সৌর বায়ু প্লাজমা প্রাথমিকভাবে ইলেকট্রন, প্রোটন এবং আলফা কণা নিয়ে গঠিত, যার গতিশক্তি 0.5 থেকে 10 কেভি পর্যন্ত, যা 1 এ. ইউ. দূরত্বে সৌর বায়ুর গতিবেগ 400 থেকে 800 কিমি/সেকেন্ডের সঙ্গে সামঞ্জস্যপূর্ণ। বাইরের সৌরজগতে উল্কাপিণ্ড এবং ধুলোর প্রভাবশালী পৃষ্ঠ উপাদান হল বরফ। উপরন্তু, দৈত্য গ্রহগুলির চৌম্বকমণ্ডলে ভারী আয়ন থাকে, যেমন সালফার বা অক্সিজেন যা বরফের পৃষ্ঠের জন্য উচ্চ স্পাটার উৎপাদন করে। ই. জি। শনির ই বলয়ে মাইক্রন আকারের ধুলো কণাগুলির ছড়িয়ে পড়ার কারণে জীবনকাল কয়েকশো বছর। এই সময়ে ধুলো কণাগুলি তাদের ভর এবং সর্পিলের 90 শতাংশের বেশি এনসেলাডাসে (4 শনি ব্যাসার্ধে) তাদের উৎস থেকে 20-এ টাইটানের কক্ষপথে চলে যায়। আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘের মধ্যে ছড়িয়ে পড়া পরিবেশ তুলনামূলকভাবে ক্ষতিকারক নয়। চার্জ করা আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা চৌম্বক ক্ষেত্রের মাধ্যমে গ্যাসের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে এবং তাপমাত্রা মাঝারি হয়, সাধারণত 10,000 কেলভিন এর নিচে। প্রাথমিক অঞ্চল যেখানে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে স্পাটার ক্ষয় ঘটে তা এলোমেলোভাবে চলমান মেঘের মধ্যে সংঘর্ষের ইন্টারফেসে থাকে, যা প্রতি সেকেন্ডে কয়েকশো কিলোমিটার গতিতে পৌঁছায় এবং সুপারনোভা শকগুলিতে। গড়ে, আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে কার্বনেসিয়াস শস্যের জীবনকাল প্রায় বছর হিসাবে গণনা করা হয়েছে, যেখানে সিলিকেট শস্যের জীবনকাল প্রায় বছর। তথ্যসূত্র জ্যোতির্বিজ্ঞান