Dust astronomy
ધૂળ ખગોળશાસ્ત્ર એ ખગોળશાસ્ત્રનું પેટાક્ષેત્ર છે જે બાહ્ય અવકાશમાં બનતા ખગોળીય પદાર્થો વિશે માહિતી મેળવવા માટે તેમની ગતિશીલ સ્થિતિથી લઈને તેની સમસ્થાનિક, તાત્વિક, પરમાણુ અને ખનિજ રચના સુધીના વ્યક્તિગત કોસ્મિક ધૂળના કણોમાં રહેલી માહિતીનો ઉપયોગ કરે છે. ધૂળ ખગોળશાસ્ત્ર ગ્રહોની વિજ્ઞાન, કોસ્મોકેમિસ્ટ્રી અને એસ્ટ્રોબાયોલોજીના ક્ષેત્રો સાથે ઓવરલેપ થાય છે. એબરહાર્ડ ગ્રુન એટ અલ. 2002ના કુઇપર પુરસ્કાર વ્યાખ્યાનમાં જણાવવામાં આવ્યું હતું કે "ફોટોન જેવા ધૂળના કણો અવકાશ અને સમયના અંતરિયાળ સ્થળોથી માહિતી વહન કરે છે. ધૂળના કણોના જન્મસ્થળ અને તેમના જથ્થાબંધ ગુણધર્મોના જ્ઞાનમાંથી, આપણે દૂરના વાતાવરણ વિશે જાણી શકીએ છીએ જેમાંથી કણોની રચના થઈ હતી. આ અભિગમને ડસ્ટ એસ્ટ્રોનોમી કહેવામાં આવે છે જે અવકાશમાં ધૂળ વેધશાળા પર ડસ્ટ ટેલિસ્કોપ દ્વારા હાથ ધરવામાં આવે છે. ઇતિહાસ પ્રારંભિક અવલોકનો બ્રહ્માંડની ધૂળ સાથે સંબંધિત (આપણે આજે જાણીએ છીએ) ત્રણ ઘટનાઓની હજારો વર્ષોથી મનુષ્યો દ્વારા નોંધ લેવામાં આવી હતીઃ રાશિચક્રના પ્રકાશ, ધૂમકેતુઓ અને ઉલ્કાઓ (સી. એફ. ચીનમાં ઐતિહાસિક ધૂમકેતુના અવલોકનો). પ્રારંભિક ખગોળશાસ્ત્રીઓ આ ઘટનાઓને સમજવામાં રસ ધરાવતા હતા. સાંજનો સંધિકાળ ગાયબ થયા પછી પશ્ચિમ આકાશમાં અથવા સવારનો સંધિકાળ દેખાય તે પહેલાં પૂર્વીય આકાશમાં રાશિચક્રનો પ્રકાશ અથવા ખોટી સવાર જોઈ શકાય છે. આ ઘટનાની તપાસ ખગોળશાસ્ત્રી જીઓવાન્ની ડોમેનિકો કેસિની દ્વારા 1683માં કરવામાં આવી હતી. તેમણે ઇન્ટરપ્લેનેટરી ડસ્ટ પુસ્તકમાં હ્યુગો ફેકટિગ, ક્રિસ્ટોફ લિનર્ટ અને ઓટ્ટો ઇ. બર્ગ અનુસાર સૂર્યની આસપાસ આંતરગ્રહીય દ્રવ્ય (ધૂળ) દ્વારા રાશિચક્રના પ્રકાશને સમજાવ્યો હતો. ભૂતકાળમાં, ધૂમકેતુઓના અણધાર્યા દેખાવને ખરાબ શકુન તરીકે જોવામાં આવતા હતા, જે ધૂમકેતુઓના નિરીક્ષણ ઇતિહાસમાં વર્ણવ્યા મુજબ આપત્તિ અને ઉથલપાથલનો સંકેત આપે છે. જો કે, 1705માં, એડમંડ હેલીએ અગાઉના કેટલાક ધૂમકેતુઓના દર્શનનું વિશ્લેષણ કરવા માટે આઇઝેક ન્યૂટનના ગતિના નિયમોનો ઉપયોગ કર્યો હતો. તેમણે અવલોકન કર્યું કે 1531,1607 અને 1682 ના ધૂમકેતુઓમાં ભ્રમણકક્ષાના તત્વો ખૂબ સમાન હતા, અને તેમણે સિદ્ધાંત આપ્યો કે તે બધા એક જ ધૂમકેતુ હતા. હેલીએ આગાહી કરી હતી કે આ ધૂમકેતુ 1758-59 માં પાછો આવશે, પરંતુ તે પહેલાં તે મૃત્યુ પામ્યો. ધૂમકેતુ, જે હવે હેલીના ધૂમકેતુ તરીકે ઓળખાય છે અને સત્તાવાર રીતે 1 પી/હેલી તરીકે ઓળખાય છે, આખરે સમયપત્રક પર પાછો ફર્યો હતો. ઉલ્કાપિંડ અથવા શૂટિંગ સ્ટાર એ પ્રકાશનો દોર છે જે ઉલ્કાપિંડ પૃથ્વીના વાતાવરણમાં સેકન્ડ દીઠ કેટલાક દસ કિલોમીટરની ઝડપે, લગભગ 100 કિમીની ઊંચાઇએ પ્રવેશ કરે છે. આ ઝડપે ઉલ્કાપિંડ ગરમ થાય છે અને ઉત્તેજિત અણુઓ અને આયનોની પગદંડી છોડે છે જે ઉત્તેજિત થતાં પ્રકાશ બહાર કાઢે છે. કેટલીક સંસ્કૃતિઓમાં, ઉલ્કાઓને વીજળી જેવી વાતાવરણીય ઘટના માનવામાં આવતી હતી. જ્યારે ચંદ્ર વિનાની રાત્રે સામાન્ય રીતે માત્ર થોડા ઉલ્કાઓ એક કલાકમાં જોઈ શકાય છે, ત્યારે વર્ષના ચોક્કસ સમય દરમિયાન, પ્રતિ કલાક 100 થી વધુ ઉલ્કાઓ સાથે ઉલ્કા વરસાદ જોઇ શકાય છે. ઈટાલિયન ખગોળશાસ્ત્રી જીઓવાન્ની શિઆપરેલીએ 1866માં તારણ કાઢ્યું હતું કે પર્સેઇડ ઉલ્કાઓ ધૂમકેતુ સ્વિફ્ટ-ટટલના ટુકડા હતા, જે તેમની ભ્રમણકક્ષાની સમાનતાને આધારે હતા. ત્રણ અલગ-અલગ ઘટનાઓ વચ્ચેનો ભૌતિક સંબંધ અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી ફ્રેડ લોરેન્સ વ્હીપલ દ્વારા દર્શાવવામાં આવ્યો હતો, જેમણે 1950માં ધૂમકેતુની રચનાના "બરફીલા સમૂહ" મોડેલની દરખાસ્ત કરી હતી. આ મોડેલ સમજાવી શકે છે કે ધૂમકેતુઓ કેવી રીતે ઉલ્કાઓ અને ધૂળ છોડે છે, જે બદલામાં રાશિચક્રના ધૂળના વાદળને ખવડાવે છે અને જાળવી રાખે છે. બહારની દુનિયાની સામગ્રીનું રચનાત્મક વિશ્લેષણ લાંબા સમય સુધી, અભ્યાસ માટે સુલભ એકમાત્ર બહારની દુનિયાની સામગ્રી ઉલ્કાઓ હતી જે પૃથ્વીની સપાટી પર એકત્રિત કરવામાં આવી હતી. ઉલ્કાઓને ગ્રહો, એસ્ટરોઇડ્સ, ધૂમકેતુઓ અથવા ચંદ્ર જેવા અન્ય ખગોળીય પદાર્થોના નક્કર ટુકડા માનવામાં આવતા હતા. મોટાભાગના ઉલ્કાઓ કોન્ડ્રાઇટ ઉલ્કાઓ છે જે તેમાં રહેલા નાના, ગોળાકાર કણો માટે નામ આપવામાં આવ્યું છે. કાર્બોનેસિયસ કોન્ડ્રાઇટ્સ ખાસ કરીને આદિમ છે; તેમણે તેમના ઘણા રાસાયણિક ગુણધર્મો જાળવી રાખ્યા છે કારણ કે તેઓ 4.6 અબજ વર્ષો પહેલા સંવર્ધિત થયા હતા. અન્ય ઉલ્કાઓને મૂળ શરીરના ગલન અથવા ગ્રહોની ભિન્નતા દ્વારા સુધારવામાં આવ્યા છે. ઉલ્કાઓની રચનાનું વિશ્લેષણ કરવાથી સૌરમંડળની રચના અને ઉત્ક્રાંતિની ઝાંખી મળે છે. તેથી, ઉલ્કાના વિશ્લેષણ કોસ્મોકેમિસ્ટ્રીનો પાયાનો છે. ઉલ્કાઓ સિવાયના પ્રથમ બહારની દુનિયાના નમૂનાઓ-સિત્તેરના દાયકામાં અપોલો મિશન દ્વારા પાછા લાવવામાં આવેલા 380 કિલોગ્રામ ચંદ્રના નમૂનાઓ હતા અને તે જ સમયે લગભગ 300 ગ્રામ માનવરહિત લ્યુના અવકાશયાન દ્વારા પરત કરવામાં આવ્યા હતા. તાજેતરમાં, 2020 માં ચાંગ 'ઇ 5 એ 1.70 કિલોગ્રામ ચંદ્ર સામગ્રી એકત્રિત કરી. સમસ્થાનિક, તાત્વિક, પરમાણુ અને ખનિજશાસ્ત્રીય રચનાઓમાંથી મહત્વપૂર્ણ તારણો જેમ કે. વિશાળ અસરની પૂર્વધારણાની જેમ ચંદ્રની ઉત્પત્તિ દોરવામાં આવી હતી. સ્ટારડસ્ટ દ્વારા ધૂમકેતુ 81 પી/વાઇલ્ડ દ્વારા ઉડાન દરમિયાન હજારો અનાજ એકત્રિત કરવામાં આવ્યા હતા જેણે 2006 માં નમૂનાઓ પૃથ્વી પર પરત કર્યા હતા. તેમના વિશ્લેષણથી પ્રારંભિક સૌર મંડળની સમજ મળી હતી. ઉપરાંત સ્ટારડસ્ટની આંતરગ્રહીય સફર દરમિયાન કેટલાક સંભવિત આંતરતારકીય અનાજ એકત્રિત કરવામાં આવ્યા હતા અને તે જ મિશન દ્વારા પરત કરવામાં આવ્યા હતા. એસ્ટરોઇડ્સ અને ઉલ્કાઓને તેમના એસ્ટરોઇડ સ્પેક્ટ્રલ પ્રકારો અને દૃશ્યમાન અને નજીકના ઇન્ફ્રારેડમાં સમાનતાઓ દ્વારા જોડવામાં આવ્યા છે, જે સૂચવે છે કે એસ્ટરોઇડ્સ અને ઉલ્કાઓ સમાન પિતૃ પદાર્થોમાંથી ઉતરી આવ્યા છે. પ્રથમ એસ્ટરોઇડ નમૂનાઓ જેએએક્સએ હાયાબુસા મિશન દ્વારા એકત્રિત કરવામાં આવ્યા હતા. હયાબુસાએ નવેમ્બર 2005માં એસ્ટરોઇડ 25143 ઇટોકાવાનો સામનો કર્યો હતો, સપાટી પરથી 10 થી 100 માઇક્રોન કદના કણો ઉઠાવ્યા હતા અને જૂન 2010માં તેમને પૃથ્વી પર પાછા લાવ્યા હતા. હયાબુસા 2 મિશને એસ્ટરોઇડ 162173 રયુગુ એક આદિમ સી-પ્રકારનો એસ્ટરોઇડમાંથી આશરે 5 ગ્રામ સપાટી અને ઉપ-સપાટીની સામગ્રી એકત્રિત કરી અને તેને 2020 માં પરત કરી. નમૂના પરત કરવાના મિશન ખૂબ ખર્ચાળ છે અને માત્ર થોડી સંખ્યામાં ખગોળીય પદાર્થોને સંબોધિત કરી શકે છે. તેથી, બહારની દુનિયાના પદાર્થોને એકત્રિત કરવા અને તેનું વિશ્લેષણ કરવા માટે ઓછી ખર્ચાળ પદ્ધતિઓ શોધવામાં આવી છે. વાતાવરણીય પ્રવેશમાંથી બચી ગયેલી કોસ્મિક ધૂળ ઊંચા (~ 20 કિમી) ઉડતા વિમાનો દ્વારા એકત્રિત કરી શકાય છે. ડોનાલ્ડ ઇ. બ્રાઉનલીએ તેમના કોન્ડ્રિટિક રચના દ્વારા આવા એકત્રિત ધૂળના કણોની બહારની દુનિયાના સ્વભાવને વિશ્વસનીય રીતે ઓળખી કાઢ્યો હતો. એકત્રિત થયેલા કણોના મોટા ભાગનું મૂળ ધૂમકેતુઓમાંથી હોઈ શકે છે જ્યારે અન્ય કણો એસ્ટરોઇડમાંથી આવે છે. આ ઊર્ધ્વમંડલીય ધૂળના નમૂનાઓને સૂચિમાંથી વધુ સંશોધન માટે વિનંતી કરી શકાય છે જે તેમના EDS સ્પેક્ટ્રા સાથે SEM ફોટા પ્રદાન કરે છે. પદ્ધતિઓ અવકાશ યુગની શરૂઆતથી અવકાશની ધૂળનો અભ્યાસ ઝડપથી વિસ્તર્યો. વાતાવરણમાં સાંકડી ઇન્ફ્રારેડ બારીઓમાંથી ડોકિયું કરવાથી મુક્ત ઇન્ફ્રારેડ ખગોળશાસ્ત્ર બ્રહ્માંડમાં દરેક જગ્યાએ ઠંડા અને ઘેરા ધૂળના વાદળોને મેપ કરે છે. ઉપરાંત, કોસ્મિક ધૂળની મૂળ સ્થાને શોધ અને વિશ્લેષણ અવકાશ એજન્સીઓ (સી. એફ. જગ્યા ધૂળ માપ). સ્થળ ધૂળ વિશ્લેષકોમાં અસંખ્ય અવકાશયાને ગ્રહોની પ્રણાલીમાં માઇક્રોન-કદના કોસ્મિક ધૂળના કણો શોધી કાઢ્યા છે. આમાંના કેટલાક અવકાશયાનમાં ધૂળની રચનાના વિશ્લેષકો હતા જેમણે કોસ્મિક ધૂળના કણોમાંથી પેદા થતા આયનોની રચના નક્કી કરવા માટે ઇમ્પેક્ટ આયનીકરણનો ઉપયોગ કર્યો હતો. પહેલેથી જ પ્રથમ ધૂળ રચના વિશ્લેષક, હેલિઓસ માઇક્રોમેટિયોરોઇડ વિશ્લેષક, માઇક્રોમેટિયોરોઇડ્સના રચનાત્મક અને ભૌતિક ગુણધર્મોની વિવિધતા માટે શોધ કરી હતી. સ્પેક્ટ્રાએ એક જ ખનીજનું કોઈ ક્લસ્ટરિંગ દર્શાવ્યું ન હતું. નીચા આયન દળમાંથી ઉચ્ચ આયન દળમાં સતત સંક્રમણ સૂચવે છે કે વ્યક્તિગત અનાજ વિવિધ ખનિજો અને કાર્બોનેસિયસ સંયોજનોનું મિશ્રણ છે. 1986ના ધૂમકેતુ હેલી મિશન વેગા 1, વેગા 2 અને ગિયોટો પર વધુ અદ્યતન ધૂળ સમૂહ વિશ્લેષકોએ નાના કણોની વિપુલતા નોંધી હતી. સિલિકેટ્સ ઉપરાંત, આમાંના ઘણા કણો H, C, N અને O જેવા પ્રકાશ તત્વોથી સમૃદ્ધ હતા. આ સૂચવે છે કે હેલીની ધૂળ કાર્બોનેસિયસ કોન્ડ્રાઇટ્સ કરતાં પણ વધુ આદિમ છે. કાર્બનિક ઘટકોની ઓળખ સૂચવે છે કે મોટાભાગના કણો પ્રત્યાવર્તનશીલ કાર્બનિક આવરણ સાથે મુખ્યત્વે કોન્ડ્રિટિક કોર ધરાવે છે. કેસીની કોસ્મિક ડસ્ટ એનાલાઇઝર (સીડીએ) એ શનિની તેની આંતરગ્રહીય સફર દરમિયાન અને શનિ પ્રણાલીની અંદર ધૂળનું વિશ્લેષણ કર્યું હતું. ગુરુના કેસીનીના ઉડાન દરમિયાન સીડીએએ ગુરુથી 10 કરોડ કિલોમીટરની અંદર 100 ધૂળની અસરો શોધી કાઢી હતી. આ કણોના સ્પેક્ટ્રાએ સોડિયમ ક્લોરાઇડ (NaCl) ને મુખ્ય કણ ઘટક તરીકે દર્શાવ્યું હતું, સાથે સાથે સલ્ફરસ અને પોટેશિયમ ધરાવતા ઘટકો કે જે ગુરુના જ્વાળામુખીના ચંદ્ર, આઇઓ સાથે તેમનો સંબંધ દર્શાવે છે. શનિના ઇ રિંગ કણોમાં મુખ્યત્વે પાણીના બરફનો સમાવેશ થાય છે પરંતુ શનિના ચંદ્રની નજીકમાં એન્સેલેડસ સીડીએને મોટે ભાગે મીઠાવાળા બરફના કણો મળ્યા છે જે આ ચંદ્રની સપાટી પર સક્રિય બરફના ગીઝર દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવ્યા હતા. આ શોધ એવી માન્યતા તરફ દોરી ગઈ કે ભૂગર્ભમાં ખારા પાણીનો સમુદ્ર પ્લુમ્સમાં જોવા મળતા તમામ પદાર્થોનો સ્રોત છે. શનિથી મોટા અંતરે સીડીએએ શનિ પ્રણાલીમાંથી પસાર થતા આંતરતારકીય કણોને ઓળખી કાઢ્યા અને તેનું વિશ્લેષણ કર્યું. આ વિશ્લેષણ સૂચવે છે કે સિલિકેટ અને ઓક્સાઇડ રચનાના મેગ્નેશિયમથી સમૃદ્ધ અનાજ, કેટલાક આયર્નના સમાવેશ સાથે. સી. ડી. એ. દ્વારા વિદ્યુત ધૂળના ચાર્જની શોધે અવકાશમાં ધૂળના કણોનો સંપર્ક-મુક્ત શોધ અને વિશ્લેષણ માટેના માધ્યમો પૂરા પાડ્યા. આ શોધ એક પ્રક્ષેપવક્ર સંવેદકના વિકાસ તરફ દોરી ગઈ જે આપણને અસર લક્ષ્ય પર અસર કરતા પહેલા ચાર્જ કરેલા ધૂળના કણની ગતિ નક્કી કરવાની મંજૂરી આપે છે. આવા ડસ્ટ ટ્રેજેક્ટરી સેન્સરને સક્રિય ડસ્ટ કલેક્ટર બનાવવા માટે એરોગેલ ડસ્ટ કલેક્ટર સાથે જોડી શકાય છે અથવા ડસ્ટ ટેલિસ્કોપ બનાવવા માટે મોટા વિસ્તારની ધૂળ રચના વિશ્લેષક સાથે જોડી શકાય છે તેની ક્ષમતાઓ સાથે સીડીએને પ્રોટોટાઇપ ડસ્ટ ટેલિસ્કોપ ગણી શકાય. ડસ્ટ ટેલિસ્કોપ ડસ્ટ કોમ્પોઝિશન એનાલાઇઝર્સ જેવી ધૂળના ખગોળશાસ્ત્રની મૂળ સ્થાનેની પદ્ધતિઓમાં વ્યક્તિગત કોસ્મિક ધૂળના કણોમાં સમાવિષ્ટ કોસ્મોકેમિકલ માહિતીના શોષણનો હેતુ ધરાવે છે. 67 પી/ચુર્યુમોવ-ગેરાસિમેંકો ધૂમકેતુ માટે રોઝેટા સ્પેસ પ્રોબ જેવા ધૂમકેતુ અથવા એસ્ટરોઇડ માટે નમૂના પરત મિશન જેટલા ખર્ચાળ નથી. રોઝેટ્ટાએ ધૂળ શોધક જી. આઈ. એ. ડી. એ., ઉચ્ચ-રીઝોલ્યુશન ગૌણ આયન માસ સ્પેક્ટ્રોમીટર સી. ઓ. એસ. આઈ. એમ. એ., અણુ બળ માઇક્રોસ્કોપ એમ. આઈ. ડી. એ. એસ. અને રોઝીના માસ સ્પેક્ટ્રોમીટર જેવા અત્યાધુનિક ધૂળ વિશ્લેષકો દ્વારા એકત્રિત ધૂમકેતુની ધૂળની લાક્ષણિકતા દર્શાવી હતી. ધૂમકેતુઓ અને એસ્ટરોઇડ્સ અને ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળમાંથી ખગોળીય પદાર્થો અથવા આંતરગ્રહીય ધૂળનો અભ્યાસ કરવા માટે કેટલાક મોટા વિસ્તારની ધૂળ રચના વિશ્લેષકો અને ધૂળ ટેલીસ્કોપ તૈયાર કરવામાં આવી રહ્યા છે. યુરોપા ક્લિપર મિશન પર સવાર સરફેસ ડસ્ટ એનાલાઇઝર (સુડા) યુરોપાની સપાટીની રચનાનો નકશો બનાવશે અને ક્રાયોવોલ્કેનિક પ્લુમ્સની શોધ કરશે. આ સાધન બરફના ઇજેક્ટામાં બાયોસિગ્નેચર અને અન્ય જટિલ અણુઓને ઓળખવામાં સક્ષમ છે. DESTINY + ડસ્ટ એનાલાઇઝર (DDA) જાપાની-જર્મન અવકાશ મિશન DESTINY + પર એસ્ટરોઇડ 3200 ફેથોન માટે ઉડાન ભરશે. ફેથોન એ ડિસેમ્બર જેમિનિડ્સ ઉલ્કાના પ્રવાહનો મૂળ પદાર્થ છે. ડીડીએ એન્કાઉન્ટર દરમિયાન ફેટોનના ધૂળના વાતાવરણનો અભ્યાસ કરશે અને ફેથોનની સફર પર આંતરતારકીય અને આંતરગ્રહીય ધૂળનું વિશ્લેષણ કરશે ઇન્ટરસ્ટેલર ડસ્ટ એક્સપેરિમેન્ટ (આઇડીએએક્સ) સૂર્ય-પૃથ્વી એલ 1 લેગ્રેન્જ પોઇન્ટ પર ઇન્ટરસ્ટેલર મેપિંગ અને એક્સિલરેશન પ્રોબ (આઇએમએપી) પર ઉડાન ભરશે. IDEX આંતરતારકીય અને આંતરગ્રહીય ધૂળના કણોની સામૂહિક વિતરણ અને મૌલિક રચના પ્રદાન કરશે. કોસ્મિક ધૂળના સ્ત્રોતો કોસ્મિક ધૂળના અંતિમ સ્ત્રોત એવા તારાઓ છે જેમાં તત્વો-જેમાંથી સ્ટારડસ્ટ બનેલો છે-હાઇડ્રોજન અને હિલીયમના મિશ્રણ દ્વારા અથવા સુપરનોવામાં વિસ્ફોટક ન્યુક્લિયોસિંથેસિસ દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે. વિવિધ તારાકીય સ્રોતોમાંથી આ સ્ટારડસ્ટ આંતરતારકીય માધ્યમમાં મિશ્રિત થાય છે અને તારા બનાવતા પ્રદેશોમાં ઉષ્મીય રીતે પ્રક્રિયા કરવામાં આવે છે. ધૂમકેતુઓ અને એસ્ટરોઇડ્સ જેવી સૌર મંડળની વસ્તુઓ આ સામગ્રીને વધુ કે ઓછા વધુ પ્રક્રિયા સ્વરૂપમાં ધરાવે છે. આઇઓ અથવા એન્સેલેડસ જેવા ભૂસ્તરશાસ્ત્રીય રીતે સક્રિય ઉપગ્રહો આ ગ્રહોના પીગળેલા આંતરિક ભાગમાંથી વરાળમાંથી ઘનીકરણ પામતી ધૂળ બહાર કાઢે છે. મહાવિસ્ફોટ પછી તારાઓ માત્ર રાસાયણિક ઘટકો હાઇડ્રોજન, હિલીયમ અને લિથિયમ અસ્તિત્વમાં હતા. આપણે જાણતા અન્ય તમામ તત્વો અને જે કોસ્મિક ધૂળમાં મળી શકે છે તે સુપરનોવા અને તારાઓમાં રચાયા છે. તેથી, ધૂળના અંતિમ સ્ત્રોત તારાઓ છે. કાર્બન (અણુ નંબર ઝેડ = 6) થી પ્લુટોનિયમ (ઝેડ = 94) સુધીના તત્વો તારાઓના કોરમાં અને સુપરનોવા વિસ્ફોટોમાં ન્યુક્લિયોસિંથેસિસ દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે. સૌથી મોટા તારાઓમાં તારાઓનું ન્યુક્લિયોસિંથેસિસ ઘણા તત્વો બનાવે છે, જેમાં આયર્ન (ઝેડ = 26) અને નિકલ (ઝેડ = 28) ની વિપુલતા ટોચ પર હોય છે. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ તારાના સમૂહ પર ભારપૂર્વક આધાર રાખે છે. તારાનું દ્રવ્યમાન ~ 0.1 થી ~ 100 સૌર દ્રવ્યમાન સુધી હોય છે. તેમના જીવનકાળ સૌથી મોટા તારાઓ માટે 106 વર્ષ અને સૌથી નાના તારાઓ માટે 1012 વર્ષ છે. તેમના જીવનના અંત સુધીમાં પુખ્ત તારાઓ ગાઢ તારાકીય પવન સાથે લાલ જાયન્ટ્સમાં વિસ્તરી શકે છે, જેમાં પરિસ્થિતિના આવરણો બને છે જેમાં અણુઓ અને ધૂળના કણો બની શકે છે. વધુ વિશાળ તારાઓ તેમના બાહ્ય શેલો છોડે છે જ્યારે તેમના કોર ન્યુટ્રોન તારાઓ અથવા કાળા છિદ્રોમાં તૂટી પડે છે. આ તમામ સ્ટારડસ્ટની મૌલિક, સમસ્થાનિક અને ખનિજશાસ્ત્રીય રચના અનુરૂપ પિતૃ તારાના બાહ્ય કવચની રચનાને પ્રતિબિંબિત કરે છે. પહેલેથી જ 1860 માં એન્જેલો સેચીએ કાર્બન તારાઓને તારાઓના એક અલગ વર્ગ તરીકે ઓળખાવ્યા હતા. કાર્બન તારાઓ પરમાણુ C2 માંથી તેમના પ્રભાવશાળી વર્ણપટ સ્વાન બેન્ડ અને સૂટ જેવા પદાર્થોને કારણે તેમના રૂબી લાલ રંગ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે. કાર્બન તારાઓના પ્રવાહમાં સિલિકોન કાર્બાઇડ પણ જોવા મળ્યું છે. ઇન્ફ્રારેડ ખગોળશાસ્ત્રના આગમનથી તારાઓના પ્રવાહમાં ધૂળ અવલોકનક્ષમ બની હતી. 10 અને 18 માઇક્રોન તરંગલંબાઇ પરના પટ્ટાઓ ઘણા અંતમાં-પ્રકારનાં વિશાળ તારાઓની આસપાસ જોવા મળ્યા હતા જે પરિસ્થિતિકીય પરબિડીયાઓમાં સિલિકેટ ધૂળની હાજરી સૂચવે છે. ધાતુઓ Al, Mg, Fe અને અન્ય ધાતુઓના ઓક્સાઇડ ઓક્સિજન સમૃદ્ધ તારાઓમાંથી ઉત્સર્જિત થવાની શંકા છે. ક્રેબ નેબ્યુલા જેવા સુપરનોવાના અવશેષોમાં અને સમકાલીન સુપરનોવા વિસ્ફોટોમાં ધૂળ જોવા મળે છે આ અવલોકનો સૂચવે છે કે ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમમાં મોટાભાગની ધૂળ સુપરનોવા દ્વારા બનાવવામાં આવે છે. ઉલ્કાઓમાં રહેલા પૂર્વ-સૌર કણમાં તારાની ધૂળના નિશાન મળી આવ્યા છે. તારાની ધૂળના કણને તેમની અનન્ય સમસ્થાનિક રચના દ્વારા ઓળખવામાં આવે છે જે સૌરમંડળના દ્રવ્ય તેમજ તારાવિશ્વની સરેરાશથી અલગ છે. અગાઉના પૂર્વ-સૌર તારાઓમાંથી બહાર નીકળતા અને ઠંડક આપતા વાયુઓની અંદર પૂર્વ-સૌર અનાજ રચાય છે અને તે મૂળ તારા માટે અનન્ય સમસ્થાનિક રચના ધરાવે છે. આ સમસ્થાનિક સંકેતો ઘણીવાર ખૂબ જ ચોક્કસ એસ્ટ્રોફિઝિકલ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓના ફિંગરપ્રિન્ટ્સ હોય છે જે મૂળ તારામાં થાય છે. નિયોન અને ઝેનોનના અસામાન્ય આઇસોટોપિક સંકેતો બહારની દુનિયાના હીરાના અનાજ અને સિલિકોન કાર્બાઇડ અનાજમાં મળી આવ્યા છે. સી. આઈ. સી. કણની અંદર સિલિકોન આઇસોટોપ્સમાં સમસ્થાનિક ગુણોત્તર હોય છે જે લાલ-વિશાળ તારાઓમાં અપેક્ષિત હોય છે. કેટલાક પૂર્વ-સૌર અનાજ મુખ્યત્વે 44Ca ના બનેલા હોય છે જે સંભવતઃ લુપ્ત થયેલા રેડિયોન્યુક્લાઇડ 44Ti ના અવશેષો છે, જે ટાઇટેનિયમ આઇસોટોપ છે જે પ્રકાર II સુપરનોવામાં વિપુલ પ્રમાણમાં રચાયું હતું. આંતરતારકીય માધ્યમ અને તારાની રચનાના પ્રદેશો આંતરતારકીય માધ્યમ એ તારાઓમાંથી ઉત્સર્જિત વાયુ અને ધૂળનું ગલન પાત્ર છે. આંતરતારકીય માધ્યમની રચના એ મહાવિસ્ફોટથી તારાઓમાં ન્યુક્લિયોસિંથેસિસનું પરિણામ છે અને તે રાસાયણિક તત્વોની વિપુલતા દ્વારા રજૂ થાય છે. તેમાં ત્રણ તબક્કાઓનો સમાવેશ થાય છેઃ (1) ગાઢ, ઠંડા અને ધૂળવાળા ઘેરા નેબુલા, (2) ફેલાયેલા વાદળો અને (3) ગરમ કોરોનલ ગેસ. ડાર્ક નેબ્યુલા એ મોલેક્યુલર વાદળો છે જેમાં મોલેક્યુલર હાઇડ્રોજન અને અન્ય અણુઓ હોય છે જે વાયુ તબક્કામાં અને ધૂળના કણની સપાટી પર રચાય છે. કોઈપણ વાયુ અણુ અથવા પરમાણુ કે જે ઠંડા ધૂળના કણ સાથે અથડાય છે તે શોષાઈ જશે અને અન્ય શોષાયેલા અણુઓ અથવા અણુઓ સાથે અથવા ધૂળના કણના અણુઓ સાથે ફરીથી જોડાઈ શકે છે અથવા માત્ર કણની સપાટી પર જમા થઈ શકે છે. ફેલાયેલા વાદળો પરમાણુ વાદળોના ગરમ, તટસ્થ અથવા આયનીકૃત આવરણ હોય છે. બંને ગેલેક્ટિક ડિસ્કમાં અવલોકનક્ષમ છે. ગરમ કોરોનલ ગેસ સુપરનોવા વિસ્ફોટો અને ઊર્જાસભર તારાઓના પવન દ્વારા ગરમ થાય છે. આ વાતાવરણ અણુઓ અને ધૂળના નાના કણો માટે વિનાશક છે અને આકાશગંગાના કોરોના સુધી વિસ્તરે છે. આકાશગંગામાં ઠંડા ઘેરા નિહારિકા સર્પાકાર હથિયારોમાં અને આકાશગંગાના કેન્દ્રની આસપાસ કેન્દ્રિત છે. ડાર્ક નેબ્યુલા શ્યામ હોય છે કારણ કે નગ્ન ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળ અથવા કન્ડેન્સ્ડ વાયુઓથી ઢંકાયેલી ધૂળ લુપ્ત થઈને દૃશ્યમાન પ્રકાશને શોષી લે છે અને ઇન્ફ્રારેડ અને સબમિલિમીટર કિરણોત્સર્ગને દૂર કરે છે. ધૂળમાંથી ઇન્ફ્રારેડ ઉત્સર્જન વાદળોને 10 થી 20 કે સુધી ઠંડુ કરે છે. સૌથી મોટું શ્યામ નિહારિકા વિશાળ પરમાણુ વાદળો છે જેમાં 10 હજારથી 10 મિલિયન સૌર દળો હોય છે અને કદમાં 5 થી 200 પાર્સેક (પીસી) હોય છે. સૌથી નાના બોક ગ્લોબ્યુલ્સ થોડા થી 50 સૌર દળો અને ~ 1 પી. સી. ના છે. જ્યારે ગાઢ વાદળ પૂરતું ઠંડુ થઈ જાય છે અને ગેસનું દબાણ તેને ટેકો આપવા માટે અપૂરતું હોય છે, ત્યારે વાદળ ગુરુત્વાકર્ષણીય પતનમાંથી પસાર થશે અને લગભગ તારાઓના જથ્થાના નાના વાદળોમાં ટુકડા થશે. આવી તારાની રચના ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલા તારાઓના ખુલ્લા સમૂહ અથવા અનબાઉન્ડ તારાઓના જોડાણમાં પરિણમશે. દરેક તૂટી પડતા વાદળોમાં વાયુ અને ધૂળને અંદરની તરફ ગુરુત્વાકર્ષણના કેન્દ્ર તરફ ખેંચવામાં આવે છે. પ્રોટોસ્ટેલર વાદળમાં પતન દ્વારા પેદા થતી ગરમી એક સંચય ડિસ્કને ગરમ કરશે જે કેન્દ્રિય પ્રોટોસ્ટારને ફીડ કરે છે. સૌથી મોટા તારાઓ ઝડપથી તેજસ્વી ઓ અને બી તારાઓમાં વિકસિત થાય છે જે આખરે કિરણોત્સર્ગના દબાણ અને મજબૂત તારાઓના પવન દ્વારા આસપાસના વાયુ અને ધૂળને ફેલાયેલા આંતરતારકીય માધ્યમમાં વિખેરાઈ જાય છે. સૌર સમૂહ-પ્રકારનાં તારાઓ વધુ સમય લે છે અને કેન્દ્રીય પ્રોટોસ્ટારની નજીક ઉચ્ચતમ મૂલ્યો સાથે મજબૂત રેડિયલ ઘનતા અને તાપમાનના ઢાળ સાથે ગેસ અને ધૂળ ધરાવતી પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્ક વિકસાવે છે. 1300 K કરતા ઓછા તાપમાને ગરમ ગેસમાંથી ઘનીકરણ પામેલા બારીક દાણાવાળા ખનિજો; જેમ કે કાર્બોનેસિયસ કોન્ડ્રાઇટ ઉલ્કામાં જોવા મળતા કેલ્શિયમ-એલ્યુમિનિયમ-સમૃદ્ધ સમાવેશ. પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કમાં ~ 150 K પર તાપમાનની અન્ય એક મહત્વપૂર્ણ મર્યાદા છે, બરફની રેખા; જેની બહાર તે પાણી, એમોનિયા, મિથેન, કાર્બન ડાયોક્સાઇડ, કાર્બન મોનોક્સાઇડ અને નાઇટ્રોજન જેવા અસ્થિર સંયોજનોને ઘન બરફના કણમાં ઘનીકરણ કરવા માટે પૂરતી ઠંડી હોય છે. બરફની રેખાની અંદર પાર્થિવ ગ્રહોની રચના થઈ છે; જેની બહાર વાયુ રાક્ષસો અને તેમના બરફીલા ચંદ્રની રચના થઈ છે. પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કમાં ધૂળ અને ગેસ ત્રણ તબક્કામાં ગ્રહોમાં વિકસિત થાય છે. પ્રથમ તબક્કામાં માઇક્રોન કદની ધૂળ ગેસ દ્વારા વહન કરવામાં આવે છે અને ધૂળના કણો વચ્ચે અથડામણ ઓછી ઝડપે બ્રાઉનિયન ગતિ દ્વારા થાય છે. બેલિસ્ટિક એકત્રીકરણ દ્વારા ધૂળ (અને બરફ) અનાજ સે. મી. કદના એકત્રીકરણમાં વધે છે. બીજા તબક્કામાં સે. મી. કદના કાંકરા કિલોમીટર કદના ગ્રહોમાં વિકસે છે. આ તબક્કો ઓછામાં ઓછો સમજાય છે. તેમાં પાર્થિવ ગ્રહોના પ્રદેશમાં કોન્ડ્ર્યુલ્સની રચનાનો સમાવેશ થાય છે. કોન્ડ્રુલ રચનાના સિદ્ધાંતોમાં સૌર નેબ્યુલા લાઈટનિંગ; નેબ્યુલર આંચકા અને ઉલ્કાના અથડામણનો સમાવેશ થાય છે. આ તબક્કામાં ધૂળ ગેસમાંથી અલગ થઈ જાય છે અને કેન્દ્રીય પ્રોટોસ્ટારની આસપાસ કેપ્લરની ભ્રમણકક્ષાઓ પર આગળ વધે છે અને ધીમે ધીમે ડિસ્કના મધ્ય સ્તરની નજીક સ્થિર થાય છે. આ ગાઢ સ્તરમાં કણો ગુરુત્વાકર્ષણીય અસ્થિરતા અને કિમી-કદના ગ્રહોમાં અસ્થિરતાના પ્રવાહ દ્વારા વિકસી શકે છે. ત્રીજો તબક્કો એ છે કે ગ્રહોના ગર્ભની રચના કરવા માટે સ્વ-ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા ગ્રહીય પ્રાણીઓની ભાગેડુ વૃદ્ધિ છે જે આખરે ગ્રહોમાં ભળી જાય છે. ગ્રહની રચનાના આ તબક્કા દરમિયાન કેન્દ્રીય તારો ટી તૌરી તારો બની જાય છે, જેના પર તે હાઇડ્રોજન ફ્યુઝન શરૂ થાય ત્યાં સુધી તારાના સંકોચન તરીકે મુક્ત થતી ગુરુત્વાકર્ષણીય ઊર્જા દ્વારા સંચાલિત થાય છે. ટી તૌરી તારાઓમાં અત્યંત શક્તિશાળી તારાઓની હવા હોય છે જે પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કમાંથી બાકી રહેલા ગેસ અને ધૂળને સાફ કરે છે અને ગ્રહોની વસ્તુઓની વૃદ્ધિ અટકી જાય છે. સ્થાનિક આંતરતારકીય માધ્યમ સૂર્ય સ્થાનિક પરપોટાના પ્રસરેલા સ્થાનિક આંતરતારકીય વાદળ (એલ. આઈ. સી.) ની અંદર ઓરિયન હાથની આંતરિક ધાર પર આકાશગંગાના કેન્દ્રથી 8,300 ટકા દૂર સ્થિત છે. સ્થાનિક પરપોટો સ્કોર્પિયસ-સેન્ટોરસ સંગઠનના નજીકના (~ 130 ટકા) તારાની રચનાના પ્રદેશમાં સુપરનોવા વિસ્ફોટો દ્વારા બનાવવામાં આવ્યો હતો. આંતરતારકીય વાયુના કેટલાક આંશિક રીતે આયનીકૃત ગરમ "વાદળો" સૂર્યના થોડા પાર્સેકમાં સ્થિત છે. તેમની હાઇડ્રોજન ઘનતા સ્થાનિક પરપોટા કરતાં લગભગ 5 ગણી વધારે છે. છેલ્લા કેટલાક દસ હજાર વર્ષોથી સૂર્ય એલ. આઈ. સી. માંથી પસાર થયો હતો પરંતુ થોડા 1000 વર્ષોમાં સૂર્ય નજીકના જી વાદળમાં પ્રવેશ કરશે. 10 માઇક્રોન કરતા નાના આંતરતારકીય ધૂળના કણ 1 પીસી કરતા ઓછી લંબાઈના આંતરતારકીય ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા એલ. આઈ. સી. ગેસ સાથે જોડાય છે. એલ. આઈ. સી. એ સૂર્યમંડળની આસપાસ ગરમ પાતળું આંશિક રીતે આયનીકૃત વાદળ (≈ 7000 K, H + H + ≈ 0.3 સે. મી. −3) છે. તે સૌર મંડળની આસપાસ 26 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે વહે છે. હેલિયોપોઝ સૂર્યથી ઉપરની દિશામાં 100 થી 150 એ. યુ. છે જે આંતરતારકીય માધ્યમને હેલિયોસ્ફિયરથી અલગ કરે છે. માત્ર તટસ્થ અણુઓ અને ધૂળના કણો> 0.1 માઈક્રોન હેલિયોપોઝમાં પ્રવેશી શકે છે અને હેલિયોસ્ફિયરમાં પ્રવેશી શકે છે. યુલિસિસ ઉપકરણો GAS અને DUST એ આંતરિક સૌરમંડળમાંથી પસાર થતા ઇન્ટરસ્ટેલર હિલીયમ અને ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના કણોના પ્રવાહની શોધ કરી હતી. ગ્રહણ નિર્દેશાંક પ્રણાલીમાં બંને પ્રવાહ દિશાઓ ગ્રહણ રેખાંશ ≈ 74°, ગ્રહણ અક્ષાંશ ≈-5° પર ખૂબ સમાન હોય છે. યુલિસેસે 16 વર્ષથી ધૂળના પ્રવાહનું નિરીક્ષણ કર્યું હતું અને 22 વર્ષના સૌર ડાયનેમો ચક્રને અનુસરતા આંતરગ્રહીય ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં ફેરફારોને કારણે સૌર ચક્રમાં મજબૂત તફાવત જોવા મળ્યો હતો. ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના કણોના પ્રથમ રચનાત્મક વિશ્લેષણ કેસીની કોસ્મિક ડસ્ટ એનાલાઇઝર અને સ્ટારડસ્ટ મિશન દ્વારા ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના સંગ્રહમાંથી ઉપલબ્ધ છે. ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના મધ્યમ રીઝોલ્યુશન સ્પેક્ટ્રા સિલિકેટ અને ઓક્સાઇડ રચનાના મેગ્નેશિયમથી સમૃદ્ધ અનાજ સૂચવે છે, જેમાંથી કેટલાકમાં આયર્નનો સમાવેશ થાય છે. ભવિષ્યના ઉચ્ચ સમૂહ રીઝોલ્યુશન ધૂળ દૂરબીન વિશ્લેષણ આંતરતારકીય ધૂળની રચના પર તીક્ષ્ણ દૃશ્ય પ્રદાન કરશે. સ્ટારડસ્ટ મિશનના નમૂનાઓમાં સાત સંભવિત આંતરતારકીય અનાજ મળી આવ્યા; તેમની વિગતવાર તપાસ ચાલુ છે. સક્રિય ધૂળ સંગ્રાહક સાથેના ભાવિ સંગ્રહો આંતરતારકીય ધૂળ સંગ્રહની ગુણવત્તા અને માત્રામાં સુધારો કરી શકે છે. ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન પદાર્થો અને ધૂમકેતુઓ ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન પદાર્થો, ટી. એન. ઓ., નાના સૌરમંડળના પદાર્થો અને દ્વાર્ફ ગ્રહો છે જે 30 એ. યુ. પર નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષા કરતાં વધુ સરેરાશ અંતર પર સૂર્યની પરિક્રમા કરે છે. તેમાં કુઇપર પટ્ટો અને વેરવિખેર ડિસ્ક પદાર્થો અને ઊર્ટ વાદળ ધૂમકેતુઓનો સમાવેશ થાય છે. આ બરફીલા ગ્રહો અને દ્વાર્ફ ગ્રહો ~ 100,000 એયુ સુધીના અંતરે આંતરતારકીય માધ્યમમાં સૂર્યમંડળની અંદર અને બહાર સૂર્યની પરિક્રમા કરે છે. અવલોકન કરાયેલા ટૂંકા ગાળાના ધૂમકેતુઓની સંખ્યાને સમજાવવા માટે ફર્નાન્ડીઝે નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાની બહાર ધૂમકેતુ પટ્ટાની દરખાસ્ત કરી હતી જેના કારણે ઘણા ટી. એન. ઓ. અને ખાસ કરીને કુઇપર પટ્ટાના પદાર્થોની અનુગામી શોધ થઈ હતી. કુઇપર પટ્ટો 35 એયુ અને ~ 55 એયુ પર નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષા વચ્ચે વિસ્તરે છે. સૌથી વિશાળ શાસ્ત્રીય કુઇપર પટ્ટાના પદાર્થો 39 એયુ અને 48 એયુ વચ્ચે અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ ધરાવે છે, જે નેપ્ચ્યુન સાથે 1:3 અને 1:2 પ્રતિધ્વનિને અનુરૂપ છે. કુઇપર પટ્ટામાં મૂળ પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કમાંથી ગ્રહો અને દ્વાર્ફ ગ્રહો હોવાનું માનવામાં આવે છે જેમાં કુઇપર પટ્ટાના પદાર્થોની ભ્રમણકક્ષાઓ ગુરુ અને નેપ્ચ્યુનથી ખૂબ પ્રભાવિત છે. આજના કુઇપર પટ્ટામાં પરસ્પર અથડામણ ધૂળ પેદા કરે છે જે ન્યૂ હોરાઇઝન સ્પેસ પ્રોબ પર વેનેશિયા બર્ની સ્ટુડન્ટ ડસ્ટ કાઉન્ટર દ્વારા જોવામાં આવી છે. પોઇન્ટિંગ-રોબર્ટસન ખેંચાણ અને ગ્રહોના સ્કેટરિંગની ક્રિયા દ્વારા આ ધૂળ 107 થી 108 વર્ષમાં આંતરિક ગ્રહોની પ્રણાલી સુધી પહોંચી શકે છે. વિરલ વસ્તી ધરાવતી વેરવિખેર ડિસ્ક કુઇપર પટ્ટાની બહાર ~ 100 એયુ સુધી વિસ્તરે છે. વેરવિખેર ડિસ્ક પદાર્થો હજુ પણ નેપ્ચ્યુનની એટલી નજીક છે કે નેપ્ચ્યુનના ગુરુત્વાકર્ષણથી વિચલિત થઈ શકે છે. આ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા તેમને બહારથી ઊર્ટ વાદળમાં અથવા અંદરથી સેન્ટોર વસ્તીમાં મોકલી શકે છે. વેરવિખેર ડિસ્કને સેન્ટોઅર્સનો સ્રોત પ્રદેશ અને આંતરિક ગ્રહોની પ્રણાલીમાં જોવા મળતા ટૂંકા ગાળાના ધૂમકેતુઓ હોવાનું માનવામાં આવે છે. ધારણા કરાયેલ ઊર્ટ વાદળને બરફીલા પદાર્થોનું ગોળાકાર વાદળ માનવામાં આવે છે જે કુઇપર પટ્ટાની બહારથી અને છૂટાછવાયા ડિસ્કથી નજીકના તારા સુધી ફેલાયેલું છે. ગ્રહની રચના દરમિયાન પહેલેથી જ વિકસિત ગુરુ અને નેપ્ચ્યુન સાથે પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્ક પદાર્થોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ છૂટાછવાયા ડિસ્ક અને ઊર્ટ વાદળમાં પરિણમી હતી. જ્યારે સૂર્ય તેના જન્મ સમૂહમાં હતો ત્યારે તેણે અન્ય તારાઓની બહારના પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કમાંથી ધૂમકેતુઓ શેર કર્યા હોઈ શકે છે. ગ્રહની રચના દરમિયાન સ્કેટરિંગ પ્રક્રિયાઓમાં ઘણા ગ્રહો સૌર ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલા હોઈ શકે છે અને ઓમુઆમુઆની જેમ આંતરતારકીય પદાર્થો બની ગયા હોઈ શકે છે, જે સૌરમંડળમાંથી પસાર થતો પ્રથમ આંતરતારકીય પદાર્થ છે. ઊર્ટ વાદળોમાંથી લાંબા ગાળાના ધૂમકેતુઓ પસાર થતા તારાઓને કારણે ગુરુત્વાકર્ષણીય વિક્ષેપ દ્વારા સૂર્ય તરફ વિક્ષેપિત થાય છે. લાંબા ગાળાના ધૂમકેતુઓ અત્યંત વિચિત્ર ભ્રમણકક્ષાઓ ધરાવે છે અને 200 વર્ષથી લાખો વર્ષ સુધીના સમયગાળા ધરાવે છે અને તેમનો ભ્રમણકક્ષા ઝોક આશરે આઇસોટ્રોપિક છે. મોટાભાગના ધૂમકેતુઓ (હજારો) નું નિરીક્ષણ જમીન આધારિત નિરીક્ષકો અથવા સ્વચાલિત વેધશાળાઓ (દા. ત.) દ્વારા કરવામાં આવે છે. પાન-સ્ટાર્સ) અથવા પૃથ્વીની નજીકના અવકાશયાન દ્વારા (દા. ત. એસ. ઓ. એચ. ઓ.) એ લાંબા ગાળાના ધૂમકેતુઓ છે જેનો માત્ર એક જ દેખાવ હતો. ધૂમકેતુ હેલી અને અન્ય હેલી પ્રકારનાં ધૂમકેતુઓ (એચટીસી) 20 થી 200 વર્ષનો સમયગાળો ધરાવે છે અને 0 થી 180 ડિગ્રીનો ઝુકાવ ધરાવે છે. એવું માનવામાં આવે છે કે એચટીસી લાંબા ગાળાના ધૂમકેતુઓમાંથી ઉદ્ભવે છે. એકવાર કુઇપર પટ્ટો અથવા વેરવિખેર ડિસ્ક પદાર્થ નેપ્ચ્યુન દ્વારા નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાની અંદર પેરિહેલિયન અંતર સાથે ભ્રમણકક્ષામાં વેરવિખેર થઈ જાય પછી તેની ભ્રમણકક્ષા અસ્થિર બની જાય છે કારણ કે તે આખરે એક અથવા વધુ વિશાળ ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓને પાર કરશે. આવી વસ્તુઓને સેન્ટોર કહેવામાં આવે છે. સેન્ટોર ભ્રમણકક્ષાઓ માત્ર થોડા મિલિયન વર્ષોના ગતિશીલ જીવનકાળ ધરાવે છે. કેટલીક સેન્ટોર ભ્રમણકક્ષાઓ ગુરુને પાર કરતી ભ્રમણકક્ષાઓમાં વિકસિત થશે અને ગુરુ પરિવારના ધૂમકેતુઓ બનશે, અથવા સૂર્ય અથવા ગ્રહ સાથે ટકરાશે, અથવા તેઓ આંતરતારકીય અવકાશમાં બહાર નીકળી શકે છે. 2060 ચિરોન અને 29 પી/શ્વાસમેન-વાચમેન જેવા સેન્ટોર ધૂમકેતુ જેવા ધૂળની કોમા દર્શાવે છે. તેમના આંતરિક સ્થળાંતર દરમિયાન ધૂમકેતુની સપાટીના ટોચના સ્તરો (~ 100 મીટર) ગરમ થાય છે અને મોટા ભાગના અસ્થિર બરફ CO, N2 ગુમાવે છે. લગભગ ગુરુના અંતરે CO2-બરફ ઉષ્ણતામાન કરે છે (દા. ત. 29 પી/શ્વાસમેન-વાચમેન). મોટાભાગના સામયિક ધૂમકેતુઓ ગુરુ-પરિવારના ધૂમકેતુઓ (જેએફસી) છે જેનો ભ્રમણકક્ષા સમયગાળો 12 વર્ષથી ઓછો હોય છે અને એફેલિયા ગુરુની નજીક હોય છે. જે. એફ. સી. સેન્ટોરમાંથી ઉદ્દભવે છે. સૂર્યના પાણીથી ત્રણ એ. યુ. અંતરની અંદર બરફનું ઉષ્ણતામાન પ્રવૃત્તિનું પ્રબળ ચાલક બની જાય છે પરંતુ CO2 બરફ જેવા અન્ય અસ્થિર બરફ પણ ધૂમકેતુઓની પ્રવૃત્તિમાં મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે. ઉષ્ણતામાન વાયુઓ તેમના પેરિહેલિયન માર્ગ દરમિયાન અવલોકનક્ષમ કોમા અને પૂંછડી બનાવવા માટે માઇક્રોન-કદના ધૂળના કણ વહન કરે છે. ઇન્ફ્રારેડ અવલોકનો દર્શાવે છે કે ઘણા જે. એફ. સી. ધૂમકેતુની ભ્રમણકક્ષામાં સે. મી. કદના કણોના કાટમાળનું નિશાન પ્રદર્શિત કરે છે. જ્યારે પૃથ્વી ધૂમકેતુના પગેરામાંથી પસાર થાય છે ત્યારે ઉલ્કાપિંડનો વરસાદ જોવા મળે છે. જે. એફ. સી. નું ગતિશીલ જીવનકાળ ગુરુ દ્વારા સૌરમંડળમાંથી દૂર કરવામાં આવે અથવા તેઓ કોઈ ગ્રહ અથવા સૂર્ય સાથે અથડાય તે પહેલાં 105 વર્ષ છે. જો કે, તેમનો સક્રિય જીવનકાળ ~ 10 ગણો ટૂંકો હોય છે કારણ કે ઉપરની સપાટીના સ્તરોમાંથી અસ્થિર બરફ અદૃશ્ય થઈ જાય છે. તેઓ ફરીથી જાગી શકે છે, દા. ત. જ્યારે તેમની ભ્રમણકક્ષાઓ સૂર્યની ઘણી નજીક બની જાય છે. ધૂમકેતુ એન્કે આવો જ એક કિસ્સો છે. તેની ભ્રમણકક્ષા ગુરુથી અલગ થઈ ગઈ છે; તેનું એફેલિયન અંતર માત્ર 4.1 એ. યુ. છે. જ્યાં સુધી તે તેની હાલની ભ્રમણકક્ષામાં ન પહોંચ્યું ત્યાં સુધી તે લાંબા સમયથી નિષ્ક્રિય રહ્યું હશે. 2022 સુધીમાં રિમોટ સેન્સિંગ અને ક્ષેત્રો અને કણોના સાધન સાથે અવકાશયાન દ્વારા આઠ ધૂમકેતુઓની મુલાકાત લેવામાં આવી છે, પરંતુ માત્ર 1 પી/હેલી, 81 પી/વાઇલ્ડ 2 અને 67 પી/ચુર્યુમોવ-ગેરાસિમેંકો ધૂમકેતુઓ માટે ધૂળની રચનાના વિશ્લેષકો પાસેથી વધારાના રચનાત્મક વિશ્લેષણ મેળવવામાં આવ્યા હતા. જિયોટો અને વેગા અવકાશયાનમાં સવાર પીઆઇએ અને પુમા ધૂળ વિશ્લેષકો દ્વારા 1પી/ધૂમકેતુ હેલીમાંથી ધૂળના નજીકના માપ દર્શાવે છે કે ધૂળના કણો મોટે ભાગે કોન્ડ્રિટિક રચના ધરાવતા હતા પરંતુ એચ, સી, એન અને ઓ જેવા પ્રકાશ તત્વોથી સમૃદ્ધ હતા. સ્ટારડસ્ટ ધૂમકેતુઓના નમૂનાઓ વિવિધ ઘટકોનું મિશ્રણ હતા જેમાં સી. આઈ. સી. અનાજ જેવા પૂર્વ-સૌર અનાજ અને આદિમ ઉલ્કાઓમાં જોવા મળતા કેલ્શિયમ-એલ્યુમિનિયમ-સમૃદ્ધ સમાવેશ (સી. એ. આઈ.) જેવા ઉચ્ચ તાપમાનના સૌર નિહારિકા ઘનીકરણનો સમાવેશ થાય છે. રોઝેટા મિશન પર સવાર કોસિમા ધૂળ રચના વિશ્લેષકોએ ધૂમકેતુઓના ઓર્ગેનિક્સમાં ડી/એચ ગુણોત્તરને માપ્યું અને જાણવા મળ્યું કે તે પૃથ્વી પરના મૂલ્ય અને સૌર જેવા પ્રોટોસ્ટેલર પ્રદેશોમાં મૂલ્ય વચ્ચે છે. રોઝેટા પરના રોઝીના ગેસ વિશ્લેષકને જાણવા મળ્યું કે ઉષ્ણતામાન કરતા બરફના કણો ન્યુક્લિયસ પરના સક્રિય વિસ્તારોમાંથી ઉત્સર્જિત થાય છે. રોઝેટ્ટાના અવલોકનોમાં જાણવા મળ્યું છે કે 67P/ચુર્યુમોવ-ગેરાસિમેંકોની ઘનતા માત્ર 540 કિલોગ્રામ/m−3 છે-જે કોઈપણ નક્કર પદાર્થ અથવા પાણીના બરફ કરતાં ઘણી ઓછી છે, તેથી, આ ધૂમકેતુની સામગ્રી અત્યંત છિદ્રાળુ છે (~70%). રોઝેટા સાધનો દ્વારા એકત્રિત કરવામાં આવેલા મોટાભાગના સબ-એમએમ ધૂળના કણોમાં નાના માઇક્રોમીટર-કદના પેટા એકમોનો સમાવેશ થતો હતો જે પોતે ~ 100 એનએમ કણોના એકત્રીકરણ હોઈ શકે છે. ધૂમકેતુની સપાટી પરનું તાપમાન સામાન્ય રીતે સ્થાનિક બ્લેકબોડી તાપમાનની નજીક હોય છે; જે ન્યુક્લિયસની સપાટીના મોટા ભાગોને આવરી લેતા નિષ્ક્રિય ધૂળના આવરણનું અસ્તિત્વ સૂચવે છે. તેથી, ધૂમકેતુની સપાટી પરથી બરફનું ઉત્પ્લાવન અને તેના પરિણામે જડિત ધૂળનું ઉત્સર્જન એ સરળ પ્રક્રિયા નથી. સૌર પ્રકાશમાંથી ગરમી નીચાણવાળા બરફ સુધી પહોંચવી પડે છે અને એકીકૃત ધૂળના આવરણને તોડવું પડે છે. આ પ્રક્રિયા લેબ સિમ્યુલેશનમાં જોવા મળી છે. 67પી/ચુર્યુમોવ-ગેરાસિમેંકો સાથેની મુલાકાત દરમિયાન રોઝેટા દ્વારા ભૂસ્ખલન અને વિસ્ફોટને કારણે ગેસ અને ધૂળના મોટા વિસ્ફોટો પણ જોવા મળ્યા છે. ઉપ-સપાટી સુપરવોલેટાઇલ બરફનું ઉત્પ્લાવન સપાટીની નીચે 10 મીટર કરતાં ઘણી મોટી ઊંડાઈ પર રહે છે. જ્યારે સૌર ઉષ્મા તરંગ આ ઊંડાઈ સુધી પહોંચે છે ત્યારે તે ભાગેડુ ઉષ્ણતામાન અને સમગ્ર કેન્દ્રકના અનુગામી વિઘટનનું કારણ બની શકે છે, જેમ કે 73P/શ્વાસમેન-વાચમેનના કિસ્સામાં. સપ્ટેમ્બર 1995માં, આ ધૂમકેતુએ વિઘટિત થવાનું શરૂ કર્યું અને તેની ભ્રમણકક્ષામાં ટુકડાઓ અને મોટા પ્રમાણમાં કાટમાળ અને ધૂળ છોડવાનું શરૂ કર્યું. ધૂમકેતુઓના વિભાજન તરફ દોરી જતી અન્ય પ્રક્રિયાઓ ભરતીના તાણ અને કેન્દ્રકના સ્પિન-અપ વિક્ષેપ છે. ધૂમકેતુ દીઠ 100 વર્ષ દીઠ ~ 1 ના દરે ધૂમકેતુનું વિભાજન એક સામાન્ય ઘટના છે. આ મોટો દર સૂચવે છે કે ધૂમકેતુના કેન્દ્ર અને ધૂમકેતુના કાટમાળની ઉત્પત્તિ માટે વિભાજન એક મહત્વપૂર્ણ વિનાશક પ્રક્રિયા હોઈ શકે છે. એસ્ટરોઇડ્સ એ એવા પ્રદેશમાં પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કના અવશેષો છે જ્યાં ગુરુ દ્વારા ગુરુત્વાકર્ષણીય વિક્ષેપ ગ્રહોમાં ગ્રહોની વૃદ્ધિને અટકાવે છે. એસ્ટરોઇડ્સનું ભ્રમણકક્ષાનું વિતરણ ગુરુ દ્વારા નિયંત્રિત થાય છે. એસ્ટરોઇડ્સ (મુખ્ય પટ્ટાવાળા એસ્ટરોઇડ્સ) ની સૌથી વધુ સાંદ્રતા 2.06 અને 3.27 એ. યુ. ની વચ્ચે અર્ધ મુખ્ય અક્ષો ધરાવે છે જ્યાં ગુરુ (કિર્કવુડ ગેપ્સ) સાથે મજબૂત 4:1 અને 2:1 ભ્રમણકક્ષાના પડઘો પડે છે. તેમની ભ્રમણકક્ષાઓ 0.3થી ઓછી વિકેન્દ્રતા ધરાવે છે અને 30°થી ઓછી ઝોક ધરાવે છે. ગુરુના અંતરે એસ્ટરોઇડ્સના ત્રણ ચોક્કસ ગતિશીલ જૂથો છે. ટ્રોજન ગુરુની ભ્રમણકક્ષા વહેંચે છે. તેઓ એલ 4 (ગુરુની આગળ) પર ગ્રીકો અને એલ 5 (ગુરુની પાછળ) પર ટ્રોજનમાં વહેંચાયેલા છે. હિલ્ડા એસ્ટરોઇડ્સ એ એસ્ટરોઇડ પટ્ટાની બહાર એક ગતિશીલ જૂથ છે પરંતુ ગુરુની ભ્રમણકક્ષામાં, ગુરુ સાથે 3ઃ2 ભ્રમણકક્ષાના પડઘો છે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટાની અંદર પૃથ્વીને પાર કરતા એસ્ટરોઇડ્સ છે, જેની ભ્રમણકક્ષાઓ પૃથ્વીની નજીકથી પસાર થાય છે. એસ્ટરોઇડ્સના કદ મોટા દ્વાર્ફ ગ્રહ સેરેસથી લઈને 1000 કિમી વ્યાસથી લઈને એમ-કદના પદાર્થો સુધી હોય છે, જેની નીચે તેમને ઉલ્કા અથવા ધૂળ કહેવામાં આવે છે. ~ 100 કિ. મી. થી નાના કદના એસ્ટરોઇડ્સનું કદ વિતરણ ડોહ્નાનીના સ્થિર સ્થિતિ અથડામણના વિભાજન વિતરણને અનુસરે છે. મોટાભાગના એસ્ટરોઇડ્સ 4.54 અબજ વર્ષો પહેલા મોટે ભાગે કોન્ડ્રિટિક ગ્રહો અને પ્રોટોપ્લેનેટમાંથી બરફની રેખાની અંદર રચાયા હતા. એકવાર આ પ્રોટોપ્લેનેટ કિરણોત્સર્ગ, અસરો અને ગુરુત્વાકર્ષણીય દબાણ દ્વારા કેટલાક 100 કિમીના ઉષ્ણતાના કદ સુધી પહોંચી ગયા પછી પ્રોટોપ્લેનેટના પીગળેલા ભાગો અને ગ્રહોની ભિન્નતા સ્થાપિત થઈ. ભારે તત્વો (લોખંડ અને નિકલ) કેન્દ્રમાં ડૂબી ગયા હતા, જ્યારે હળવા તત્વો (પથ્થરની સામગ્રી) સપાટી પર પહોંચ્યા હતા. એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં વધુ અથડામણોએ આવા મૂળ પદાર્થોનો નાશ કર્યો અને ઉત્સર્જન, રંગ અને આલ્બેડોમાં ખૂબ જ અલગ રચના અને વર્ણપટ પ્રકારોના ટુકડાઓ છોડી દીધા. સી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સ જાણીતા એસ્ટરોઇડ્સની સૌથી સામાન્ય વિવિધતા (~75%) છે. તેઓ અસ્થિર-સમૃદ્ધ છે અને તેમાં આલ્બેડો ખૂબ ઓછો હોય છે કારણ કે તેમની રચનામાં મોટી માત્રામાં કાર્બનનો સમાવેશ થાય છે. લાલ એમ-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સને પ્રારંભિક પ્રોટોપ્લેનેટના અવશેષ કોર માનવામાં આવે છે, જ્યારે મધ્યમ આલ્બેડોના એસ-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સ (17 ટકા) સિલિસિયસ પોપડાના ટુકડા છે. આ એસ્ટરોઇડ પ્રકારો સંબંધિત ઉલ્કાના વર્ગોના પેરેન્ટ્સ છે. તાજેતરમાં સક્રિય એસ્ટરોઇડ જોવા મળ્યા છે જે ધૂળને બહાર કાઢે છે અને ક્ષણિક, ધૂમકેતુ જેવા કોમા અને પૂંછડીઓ ઉત્પન્ન કરે છે. પ્રવૃત્તિના સંભવિત કારણોમાં એસ્ટરોઇડ બરફનું ઉષ્ણતામાન, ઈમ્પેક્ટ ઇજેક્શન, રોટેશનલ અસ્થિરતા, ઇલેક્ટ્રોસ્ટેટિક પ્રતિકર્ષણ અને થર્મલ ફ્રેક્ચર છે. 1970ના દાયકાની શરૂઆતમાં પાયોનિયર 10 અને 11એ ગુરુ અને શનિના માર્ગમાં લઘુગ્રહ પટ્ટાને પાર કર્યો હતો. બોર્ડ પરના ધૂળના ઉપકરણો, બંને પેનિટ્રેશન ડિટેક્ટર્સ અને રાશિચક્રના પ્રકાશ ઉપકરણોને એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં વધેલી ધૂળની ઘનતા મળી નથી. 1983માં ઇન્ફ્રારેડ એસ્ટ્રોનોમિકલ સેટેલાઇટ (આઈ. આર. એ. એસ.) એ ઇન્ફ્રારેડ સ્કાયના તેજને મેપ કર્યું હતું અને ડેટામાં સૌરમંડળના કેટલાક ધૂળના પટ્ટાઓ મળી આવ્યા હતા. આ ધૂળના પટ્ટાને મુખ્ય પટ્ટાના એસ્ટરોઇડ્સના તાજેતરના અથડામણના વિક્ષેપો દ્વારા ઉત્પન્ન થયેલા કાટમાળ તરીકે અર્થઘટન કરવામાં આવ્યું હતું. ઉમેદવાર એસ્ટરોઇડ્સના વિગતવાર વિશ્લેષણમાં જાણવા મળ્યું છે કે વેરિટાસ એસ્ટરોઇડ પરિવારમાં 3,17 એ. યુ. પર અથડામણ, કોરોનિસ પરિવારમાં 2.86 એ. યુ. લગભગ 8 માયર પહેલાં, અને કરિન ક્લસ્ટર લગભગ 5,7 માયર પહેલાં પૂર્વજ એસ્ટરોઇડ્સની અથડામણથી રચાયું હતું. 1990ના દાયકાની શરૂઆતમાં ગેલિલિયો સ્પેસ પ્રોબે એસ્ટ્રોઇડ 951 ગાસ્પ્રા અને 243 ઇડાના પ્રથમ ફોટા લીધા હતા. 2022 સુધીમાં અવકાશયાન દ્વારા ત્રણ નમૂના-પરત ફરવાના મિશન સાથે 15 એસ્ટરોઇડ્સની મુલાકાત લેવામાં આવી છેઃ 2005માં હાયાબુસા દ્વારા એસ-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ 25143 ઇટોકાવાની મુલાકાત લેવામાં આવી હતી અને 2010માં નમૂના પરત કરવામાં આવ્યા હતા, 2018માં હાયાબુસા 2 દ્વારા સી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ 162173 રયુગુની મુલાકાત લેવામાં આવી હતી અને 2020માં નમૂના પરત કરવામાં આવ્યા હતા, અને 2018માં ઓસિરિસ-રેક્સ દ્વારા સી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ 101955 બેન્નુની મુલાકાત લેવામાં આવી હતી અને 2023 માટે નમૂના પરત કરવાની યોજના છે. નમૂનાનું વિશ્લેષણ તેમના ઉલ્કાના જોડાણોની પુષ્ટિ કરે છે અને તેને શુદ્ધ કરે છે. આંતરગ્રહીય અવકાશમાં નાના સૌરમંડળના પદાર્થો પેટા-માઇક્રોમીટર-કદના ધૂળના કણોથી માંડીને કિમી-કદના ધૂમકેતુઓ અને એસ્ટરોઇડ્સ સુધીની શ્રેણી ધરાવે છે. સૌથી નાના આંતરગ્રહીય પદાર્થોના પ્રવાહો ચંદ્ર માઇક્રોક્રૅટર ગણતરીઓ અને અવકાશયાન માપન અને ઉલ્કા અને NEO અવલોકનો પરથી નક્કી કરવામાં આવ્યા છે. હાલમાં, 1 એ. યુ. પર નાના સૌરમંડળના પદાર્થો વિનાશક અથડામણના શાસનમાં છે. પૃથ્વીના અંતર પર ઉલ્કાપિંડની સરેરાશ પરસ્પર અથડામણની ઝડપ ~ 20 કિમી/સેકન્ડ હોય છે. તે ઝડપે ઉલ્કાપિંડ 10 ગણી મોટી વસ્તુઓને વિનાશક રીતે વિક્ષેપિત કરી શકે છે અને અસંખ્ય નાના ટુકડાઓ પેદા કરી શકે છે. ડોહનાનીએ દર્શાવ્યું હતું કે 100 કિમીથી ઓછા વ્યાસના એસ્ટરોઇડ્સ અથડામણની સ્થિર સ્થિતિમાં પહોંચી ગયા છે, જેનો અર્થ છે કે દરેક સામૂહિક અંતરાલમાં અથડામણ દ્વારા નાશ પામેલા એસ્ટરોઇડ્સની સંખ્યા મોટા એસ્ટરોઇડ્સથી અથડામણ દ્વારા પેદા થયેલા સમાન સામૂહિક ટુકડાઓની સંખ્યા જેટલી હોય છે. આ સંચિત સમૂહ વિતરણ F ~ m-0.837 માટેનો કેસ છે. 1 એ. યુ. પર 1 મીમી કરતા મોટા કદના ઉલ્કાઓ અથડામણની સ્થિર સ્થિતિમાં હોય છે. નાના ઉલ્કાપિંડોનો નોંધપાત્ર વધારો ધૂમકેતુઓમાંથી આવતા ઇનપુટને કારણે છે. પૃથ્વીના આંતરગ્રહીય ધૂળના વાતાવરણના નમૂનાઓ ધૂમકેતુની ધૂળની 80-90% વિરુદ્ધ માત્ર 10-20% લઘુગ્રહની ધૂળમાં પરિણમે છે. ધૂળના <1 માઇક્રોન કણોની અછત પોઇન્ટિંગ-રોબર્ટસન અસર દ્વારા અને સીધા કિરણોત્સર્ગ દબાણ દ્વારા ઝડપી ફેલાવાને કારણે છે. ગ્રહોની પ્રણાલીઓમાં અથડામણ પણ ધૂળના કણો પેદા કરવામાં મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે. એક સારું ઉદાહરણ ગુરુની વીંટીઓ છે. આ રિંગ સિસ્ટમની શોધ વોયેજર 1 સ્પેસ પ્રોબ દ્વારા કરવામાં આવી હતી અને બાદમાં ગેલિલિયો ઓર્બિટર દ્વારા વિગતવાર અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો હતો. જ્યારે અવકાશયાન ગુરુની છાયામાં સૂર્ય તરફ પાછું જોઈ રહ્યું હતું ત્યારે તે શ્રેષ્ઠ રીતે જોવા મળ્યું હતું. ગુરુની વીંટી પ્રણાલી ત્રણ ભાગોથી બનેલી છેઃ સૌથી બહારની ગોસ્મર વીંટી, એક સપાટ મુખ્ય વીંટી અને સૌથી અંદરની ડોનટ આકારની પ્રભામંડળ જે નાના આંતરિક ચંદ્ર થેબે, અમાલથિયા, એડ્રાસ્ટિયા અને મેટિસ સાથે સંબંધિત છે. આંતરગ્રહીય ધૂળ દ્વારા ચંદ્ર પર બોમ્બમારો આ ઉપગ્રહો અને અન્ય નાના અદ્રશ્ય પદાર્થોના ધોવાણનું કારણ બને છે. ક્ષીણ થયેલ દ્રવ્યમાન મોટે ભાગે માઇક્રોન-કદના ઇજેક્ટા કણોના સ્વરૂપમાં હોય છે જે તેમના સ્ત્રોત ચંદ્રના ગુરુત્વાકર્ષણથી બચી જાય છે અને જે રિંગ્સમાં જોવા મળે છે. 1 થી 10 મીટર/સેકન્ડની ઓછી એસ્કેપ ઝડપને કારણે મોટાભાગના ઇજેક્ટા કણો ઉપગ્રહના ગુરુત્વાકર્ષણને છોડી શકે છે અને ગુરુની વીંટીઓને ખવડાવી શકે છે. ગેલિલિયો ડસ્ટ ડિટેક્ટર દ્વારા ગોસ્મર રિંગમાંથી પસાર થતાં માપનમાં જાણવા મળ્યું છે કે રિંગમાં મળી આવેલા ધૂળના કણો 0.5-2.5 માઇક્રોનના કદના હોય છે; જેમાં કેમેરાની છબીઓમાં માત્ર સૌથી મોટા કણો જ દેખાય છે. જોવિયન ગુરુત્વાકર્ષણ અને પોઇન્ટિંગ-રોબર્ટસન ડ્રેગ ઉપરાંત ઊર્જાસભર જોવિયન મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં માઇક્રોન-કદના કણો વિદ્યુત ચાર્જ બને છે અને તેથી ગુરુના શક્તિશાળી ચુંબકીય ક્ષેત્રના લોરેન્ટ્ઝ બળને અનુભવે છે. આ તમામ બળો વીંટીના દેખાવને આકાર આપે છે. ખાસ કરીને, આંતરિક પ્રભામંડળમાં કણોના ભ્રમણકક્ષાના ઝોક વિદ્યુતચુંબકીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયા દ્વારા ઉત્તેજિત થાય છે જે તેમને જોવિયન વાતાવરણમાં ડૂબવા માટે મજબૂર કરે છે. ગેલિલિયો ડસ્ટ ડિટેક્ટર દ્વારા અવલોકન કરવામાં આવ્યું છે તેમ ઘણા મોટા ગેલિલીયન ચંદ્ર પણ થોડા 1000 કિમી જાડાઈના ઇજેક્ટા ધૂળના વાદળોથી ઘેરાયેલા છે. પૃથ્વીના ચંદ્રની આસપાસ LADEE મિશન પર ચંદ્ર ધૂળ પ્રયોગ (LDEX) એ 20 થી 100 કિમીની ઉંચાઈથી ધૂળના વાદળને મેપ કર્યું અને 100 મીટર/સેકન્ડથી થોડા કિમી/સેકન્ડ સુધી ઇજેક્ટા ઝડપ શોધી કાઢી; પરંતુ તેમાંથી માત્ર એક નાનો ભાગ ચંદ્રના ગુરુત્વાકર્ષણથી બચી જાય છે. ઉપગ્રહો સાથેના અન્ય ગ્રહો પણ વિવિધ પ્રકારની ધૂળની વીંટીની ઘટનાઓ દર્શાવે છે. શનિની વિશાળ અને ગાઢ મુખ્ય વીંટીઓમાં બરફના કણો સે. મી. કદના અને મોટા પદાર્થોમાં ભેગા થાય છે જે સતત અથડામણ અને ભરતી બળ દ્વારા રચાય છે અને વિઘટિત થાય છે. શનિની મુખ્ય રિંગ્સની બહાર જ એફ રિંગ છે જે ચંદ્ર, પ્રોમિથિયસ અને પાન્ડોરાની જોડી દ્વારા ગોઠવવામાં આવે છે, જે રિંગ સાથે ગુરુત્વાકર્ષણથી ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે અને સિંક અને ધૂળના દાતાઓની જેમ કાર્ય કરે છે. એન્સેલેડસ પર ક્રાયોવોલ્કેનિઝમ દ્વારા ખવડાવવામાં આવતી વિસ્તૃત ઇ રીંગથી આગળ ફોબી રીંગ છે, જે ફોબીમાંથી ઉલ્કાપિંડનું ઇજેક્ટા ખવડાવવામાં આવે છે જે તેની પ્રતિગામી ગતિને વહેંચે છે. યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનમાં પણ જટિલ વર્તુળ પ્રણાલીઓ છે. યુરેનસની સાંકડી મુખ્ય વીંટીઓ ઉપરાંત, જે ઉપગ્રહો દ્વારા ગોઠવવામાં આવે છે, ત્યાં વ્યાપક ધૂળવાળી વીંટીઓ છે. નેપ્ચ્યુનની વીંટીઓમાં સાંકડી અને પહોળી ધૂળની વીંટીઓ હોય છે જે આંતરિક ચંદ્ર સાથે સંપર્ક કરે છે. મંગળ ગ્રહ પર પણ તેના ચંદ્ર ફોબોસ અને ડીમોસમાંથી ઉદ્ભવતા ધૂળની વીંટીઓ હોવાની શંકા છે. અત્યાર સુધી મંગળની વીંટીઓ તેમની શોધમાંથી બચી ગઈ હતી. પૃથ્વી પણ નિષ્ક્રિય કૃત્રિમ ઉપગ્રહો અને ત્યજી દેવાયેલા પ્રક્ષેપણ વાહનોનો માનવ નિર્મિત અવકાશ ભંગાર પટ્ટો વિકસાવી રહી છે. આ પદાર્થો વચ્ચે અથડામણ કેસલર સિન્ડ્રોમ તરીકે ઓળખાતા અથડામણના કાસ્કેડનું કારણ બની શકે છે, જેમાં દરેક અથડામણ વધુ જગ્યા કાટમાળ પેદા કરે છે જે વધુ અથડામણની શક્યતાને વધારે છે. જ્વાળામુખી અને ગિઝર શુક્ર, પૃથ્વી અને મંગળ પ્રાચીન અથવા વર્તમાન જ્વાળામુખીના સંકેતો દર્શાવે છે. આ તમામ ગ્રહોમાં નક્કર પોપડો અને પ્રવાહી આવરણ હોય છે જે ગ્રહની રચના અને કિરણોત્સર્ગી આઇસોટોપના ક્ષયથી આંતરિક ગરમી દ્વારા ગરમ થાય છે. પૃથ્વી પર જોવા મળતા સૌથી વિસ્ફોટક જ્વાળામુખી વિસ્ફોટોમાં 40 કિમીની ઊંચાઈ સુધી ગેસ અને રાખના ઢગલા હોય છે; પરંતુ કોઈ જ્વાળામુખીની ધૂળ વાતાવરણમાંથી અથવા તો પૃથ્વીના ગુરુત્વાકર્ષણીય આકર્ષણ (પર્વતીય ગોળા) માંથી બચી શકતી નથી. શુક્ર પર શંકાસ્પદ સક્રિય જ્વાળામુખી માટે સમાન તારણો કાઢી શકાય છે. નાના ગ્રહોના પદાર્થોમાં સપાટી દ્વારા ગરમીનું નુકસાન વધારે હોય છે અને તેથી આંતરિક ગરમી, વર્તમાન સમયે સક્રિય જ્વાળામુખીને ચલાવી શકશે નહીં. તેથી, તે આશ્ચર્યજનક બન્યું જ્યારે ટ્વીન પ્રોબ્સ વોયેજર 1 અને વોયેજર 2 એ 1979 માં જોવિયન સિસ્ટમમાંથી ઉડાન ભરી અને ગુરુના ચંદ્ર આઇઓ પર ઘણા જ્વાળામુખીના પ્લુમ્સના ફોટોગ્રાફ લીધા. ફ્લાયબાઈ પીલ, કેસનના માત્ર અઠવાડિયા પહેલા. અને રેનોલ્ડ્સ (1979) એ આગાહી કરી હતી કે આયોના આંતરિક ભાગમાં પડોશી ચંદ્ર યુરોપા અને ગેનીમેડ સાથે તેના ભ્રમણકક્ષાના પ્રતિધ્વનિને કારણે નોંધપાત્ર ભરતીની ગરમીનો અનુભવ થવો જોઈએ. ગેલિલિયો અવકાશયાન દ્વારા હોટસ્પોટ્સમાં તાપમાન માપન દર્શાવે છે કે બેસાલ્ટિક મેગ્મા આઇઓ પર જ્વાળામુખીને ચલાવે છે. સલ્ફર, સલ્ફર ડાયોક્સાઇડ અને અન્ય પાયરોક્લાસ્ટ જેવા વોલેટાઇલ્સના છત્ર આકારના પ્લુમ્સ આયોના કેટલાક જ્વાળામુખીમાંથી આકાશ તરફ બહાર કાઢવામાં આવે છે. ઇ. જી. આઇઓનો જ્વાળામુખી ત્વશ્ટર પટેરે સપાટીથી 300 કિલોમીટરથી વધુ ઊંચાઈએ સામગ્રીને વિસ્ફોટ કરે છે. વેન્ટ પર ઇજેક્શનની ઝડપ 1 કિમી/સેકન્ડ સુધીની છે જે આઇઓથી 2.5 કિમી/સેકન્ડની એસ્કેપ સ્પીડથી ઘણી ઓછી છે, તેથી, આ દૃશ્યમાન ધૂળમાંથી કોઈ પણ આયોના ગુરુત્વાકર્ષણથી બચી શકતી નથી. મોટાભાગની પ્લુમ સામગ્રી સલ્ફર અને સલ્ફર ડાયોક્સાઇડ હિમ અને પાયરોક્લાસ્ટ તરીકે સપાટી પર પાછી પડે છે. જો કે, 1992માં તેના જ્યુપિટર ફ્લાયબાઈ દરમિયાન યુલિસિસ મિશન પરના ડસ્ટ ડિટેક્ટરે ગુરુની દિશાથી નીકળતા 10 એનએમ કદના ધૂળના કણોના પ્રવાહો શોધી કાઢ્યા હતા. ગુરુના મેગ્નેટોસ્ફિયરની અંદર ગેલિલિયો ડસ્ટ ડિટેક્ટર દ્વારા અનુગામી માપન સમયાંતરે ધૂળના પ્રવાહોનું વિશ્લેષણ કરે છે અને આયોને સ્રોત તરીકે ઓળખે છે. આયોના જ્વાળામુખીઓ દ્વારા ઉત્સર્જિત નેનોમીટર-કદના ધૂળના કણો આઇઓ પ્લાઝ્મા ટોરસમાં વિદ્યુત ચાર્જ બને છે અને ગુરુના મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રનો અનુભવ કરે છે. 10 અને 100 એનએમ ત્રિજ્યા વચ્ચેના હકારાત્મક રીતે ચાર્જ કરેલા ધૂળના કણો આઇઓ અને ગુરુના ગુરુત્વાકર્ષણથી પણ છટકી જાય છે અને આંતરગ્રહીય અવકાશમાં પ્રવેશ કરે છે. ગુરુના કેસિની મિશનના ઉડાન દરમિયાન કોસ્મિક ડસ્ટ એનાલાઇઝર (સીડીએ) ઓનબોર્ડે રાસાયણિક રીતે આ પ્રવાહના કણોનું વિશ્લેષણ કર્યું હતું અને સોડિયમ ક્લોરાઇડ તેમજ સલ્ફર અને પોટેશિયમ ધરાવતા ઘટકો શોધી કાઢ્યા હતા, જે આઇઓના વાતાવરણના સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક વિશ્લેષણ દ્વારા પણ મળી આવ્યા છે. શનિની નબળી ઇ રીંગની શોધ શનિના રીંગ પ્લેન ક્રોસિંગના સમયે પૃથ્વીના અંતરના અવલોકનો દ્વારા કરવામાં આવી હતી. તેની મહત્તમ ઘનતા ~ 4 શનિ ત્રિજ્યા પર છે, જે એન્સેલેડસની ભ્રમણકક્ષા સાથે મેળ ખાય છે. વોયેજર 1 અને 2 અને કેસિની દ્વારા કરવામાં આવેલા અવકાશયાનના અવલોકનોએ આ અવલોકનોની પુષ્ટિ કરી હતી. ઇ રિંગ 3 પર મીમાસ અને 20 પર ટાઇટનની ભ્રમણકક્ષાઓ વચ્ચે વિસ્તરે છે. ઇ રિંગમાં સિલિકેટ્સ, કાર્બન ડાયોક્સાઇડ, એમોનિયા અને અન્ય અશુદ્ધિઓ સાથે પાણીના બરફના ઘણા નાના (માઇક્રોન અને સબ-માઇક્રોન) કણો હોય છે. કેસિનીના અવલોકનોએ દર્શાવ્યું હતું કે એન્સેલેડસ અને ઇ રિંગ આનુવંશિક રીતે સંબંધિત છે. કોસ્મિક ડસ્ટ એનાલાઇઝર સહિત કેટલાક ઉપકરણોએ એન્સેલેડસના દક્ષિણ ધ્રુવીય પ્રદેશમાં પાણીની વરાળ અને માઇક્રોન કદના બરફના કણોના ફુવારા (ગીઝર) નું નિરીક્ષણ કર્યું હતું. પ્લુમ્સમાં સોડિયમ-મીઠું-સમૃદ્ધ બરફના અનાજના સીડીએ વિશ્લેષણ સૂચવે છે કે પ્રવાહી પાણીના જળાશયમાંથી બનેલા અનાજ જે ખડકના સંપર્કમાં છે. જે પદ્ધતિ વિસ્ફોટોને ચલાવે છે અને ટકાવી રાખે છે તે ડાયોન સાથેના ભ્રમણકક્ષાના પ્રતિધ્વનિને કારણે ભરતીની ગરમી હોવાનું માનવામાં આવે છે જે એન્સેલેડસની ભ્રમણકક્ષાની વિષમતા ઉત્તેજિત કરે છે. એન્સેલેડસના ફુવારાઓમાંથી બહાર નીકળતા બરફના કણ શનિની ઇ રીંગને ખવડાવે છે અને જાળવી રાખે છે. ગુરુના ગેલિલીયન ચંદ્રમાંથી એક, યુરોપાના દક્ષિણ ધ્રુવીય પ્રદેશની ઉપર હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ દ્વારા સમાન પાણીની વરાળના પ્લુમ્સનું નિરીક્ષણ કરવામાં આવ્યું હતું. નાસાનું ભાવિ યુરોપા ક્લિપર મિશન (આયોજિત પ્રક્ષેપણ તારીખ 2024) તેના સરફેસ ડસ્ટ એનાલાઇઝર (એસયુડીએ) સાથે ઉલ્કાના પ્રભાવો અને સંભવિત પ્લુમ્સમાં બરફના કણો દ્વારા યુરોપામાંથી બહાર નીકળેલા નાના નક્કર કણોનું વિશ્લેષણ કરશે. 1989માં નેપ્ચ્યુનના વોયેજર 2 ફ્લાયબાઈ દરમિયાન તેના ચંદ્ર ટ્રાઇટનની સપાટી પર સક્રિય શ્યામ પ્લુમ્સ જોવા મળ્યા હતા. આ પ્લુમ્સમાં અદ્રશ્ય નાઇટ્રોજન ગેસ જેટ દ્વારા વહન કરાયેલ ધૂળ અને બરફના કણો હોવાનું માનવામાં આવે છે. કોસ્મિક ડસ્ટ ડાયનામિક્સ અવકાશમાં ધૂળના કણોની ગતિશીલતા વિવિધ દળો દ્વારા પ્રભાવિત થાય છે જે તેમના માર્ગને નિર્ધારિત કરે છે. તેમની ભ્રમણકક્ષાઓ. આ બળો વિશાળ પદાર્થો અને પર્યાવરણીય પરિસ્થિતિઓના સંદર્ભમાં ધૂળના કણની સ્થિતિ પર આધાર રાખે છે. આંતરગ્રહીય અવકાશમાં એક મુખ્ય બળ સૌર ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે છે જે સમાન રીતે ગ્રહો અને ધૂળના કણોને આકર્ષે છેઃ જ્યાં G એ બળ છે, = M એ સૌર દળ છે, અને ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરતી વસ્તુનું દળ છે, તે દળોના કેન્દ્રો વચ્ચેનું અંતર છે અને ગુરુત્વાકર્ષણીય અચળાંક છે. ગ્રહો અને આંતરગ્રહીય ધૂળ સહિત નાના સૌરમંડળના પદાર્થો સૂર્યની આસપાસ કેપ્લર ભ્રમણકક્ષાઓ (લંબગોળ, પેરાબોલાસ અથવા હાયપરબોલાસ) ને અનુસરે છે અને કેન્દ્રમાં તેમના બેરિસેન્ટર હોય છે. ભ્રમણકક્ષાઓ છ ભ્રમણકક્ષા તત્વો દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છેઃ અર્ધ મુખ્ય અક્ષ (a), વિષમતા (e), ઝોક (i), ચડતા નોડનું રેખાંશ, પેરીઆપ્સિસની દલીલ અને સાચી વિસંગતતા. નાના હોવા છતાં, ગ્રહો દૂરના પદાર્થો પર ગુરુત્વાકર્ષણ બળનો ઉપયોગ કરે છે. જો આ બળ નિયમિત અને સામયિક હોય તો આવા ભ્રમણકક્ષા પ્રતિધ્વનિ ગ્રહોની વસ્તુઓની ભ્રમણકક્ષાઓને સ્થિર અથવા અસ્થિર કરી શકે છે. ઉદાહરણોમાં એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં કિર્કવુડ ગેપ છે જે ગુરુના પ્રતિધ્વનિ અને કુઇપર પટ્ટાની રચનાને કારણે થાય છે જે નેપ્ચ્યુન પ્રતિધ્વનિને કારણે થાય છે. ગ્રહ સાથે નજીકનો સામનો ત્યારે થઈ શકે છે જ્યારે નાના પદાર્થની ભ્રમણકક્ષાનું પેરિહેલિયન નજીક હોય અને એફેલિયન વિચલિત ગ્રહ કરતાં સૂર્યથી વધુ દૂર હોય. ભ્રમણકક્ષામાં સ્કેટરિંગ થવા માટે આ જરૂરી સ્થિતિ છે; તે ગ્રહના સ્કેટરિંગ ઝોનને વ્યાખ્યાયિત કરે છે. આ કિસ્સામાં નાના પદાર્થ અથવા ધૂળના કણને ભ્રમણકક્ષામાં મોટી વિક્ષેપ થઈ શકે છે. જો કે, જૂની અને નવી ભ્રમણકક્ષાના ટિસેરેન્ડના પરિમાણો લગભગ સમાન રહે છે. અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ a, કક્ષીય ઉત્કેન્દ્રતા e, અને કક્ષીય ઝોક i ધરાવતા નાના પદાર્થ માટે અને અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ સાથે વિક્ષેપિત ગ્રહ માટે ટિસેરાન્ડનું પરિમાણ છે. નાના સૌરમંડળના પદાર્થોના બે પરિવારો વિશાળ ગ્રહોના સ્કેટરિંગ ઝોનની બહાર આવેલા છે અને સૂર્યની આસપાસ આદિકાળની પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કના અવશેષો છેઃ એસ્ટિઓરિડ્સ અને કુઇપર બેલ્ટ ઓબ્જેક્ટ્સ. કુઇપર પટ્ટો આશરે છે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટો કરતાં 100 ગણો મોટો છે અને તે ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન ઓબ્જેક્ટ્સ (ટી. એન. ઓ.) નો ભાગ છે. ટી. એન. ઓ. નો બીજો ભાગ નેપ્ચ્યુનના સ્કેટરિંગ ઝોનમાં ભ્રમણકક્ષાઓ ધરાવતી વસ્તુઓ સાથેની વેરવિખેર ડિસ્ક છે. ઉચ્ચ વિચિત્રતા (અથવા ઉચ્ચ ઝુકાવ) પર પડોશી ગ્રહોના સ્કેટરિંગ ઝોન ઓવરલેપ થાય છે. તેથી, વેરવિખેર ડિસ્ક પદાર્થો સેન્ટૉર્સમાં અને છેવટે, ગુરુ-પરિવારના ધૂમકેતુઓમાં વિકસિત થઈ શકે છે. ગુરુની સ્કેટરિંગ ડિસ્કની અંદર રાશિચક્રનું વાદળ છે જેમાં આંતરગ્રહીય ધૂળનો સમાવેશ થાય છે જે ધૂમકેતુઓ અને એસ્ટરોઇડ્સમાંથી ઉદ્ભવે છે. કુઇપર પટ્ટામાંથી ધૂળના કણો પણ આંતરિક ગ્રહોની પ્રણાલીમાં વિખેરાઈ જવાનો માર્ગ શોધી કાઢે છે. ગ્રહના પર્વતીય ગોળાની અંદર તેનું ગુરુત્વાકર્ષણ સૂર્યના ગુરુત્વાકર્ષણ પર પ્રભુત્વ ધરાવે છે. તમામ ગ્રહોના ચંદ્ર અને વીંટીઓ પર્વતીય ગોળાની અંદર સારી રીતે સ્થિત છે અને અનુરૂપ ગ્રહની પરિક્રમા કરે છે. આવા ઉપગ્રહો વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ જોઈ શકાય છે, દા. ત., ગુરુના ચંદ્ર ગેનીમેડ, યુરોપા અને આઇઓના સ્થિર 1:2:4 કક્ષીય પ્રતિધ્વનિમાં. શનિની વીંટીઓની અંદરના પેટાવિભાગો અને માળખાઓ પણ ઉપગ્રહો સાથેના પ્રતિધ્વનિને કારણે થાય છે. ઇ. જી. આંતરિક બી રીંગ અને બાહ્ય એ રીંગ વચ્ચેનું અંતર ચંદ્ર મીમાસ સાથે 2:1 પ્રતિધ્વનિ દ્વારા દૂર કરવામાં આવ્યું છે. શનિ, યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનની કેટલીક સાંકડી અલગ રિંગ્સ જેમ કે શનિની એફ રિંગ એક કે બે ભરવાડ ચંદ્રના ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા આકાર આપવામાં આવે છે અને તેને સ્થાને રાખવામાં આવે છે. સૌર કિરણોત્સર્ગ દબાણ અસરો સૌર કિરણોત્સર્ગ ઉલ્કાઓ અને આંતરગ્રહીય ધૂળના કણો પર પ્રતિકારક કિરણોત્સર્ગ દબાણ બળ આર લાગુ કરે છેઃ જ્યાં સૌર તેજસ્વીતા છે અથવા સૂર્યકેન્દ્રી અંતર પર સૌર કિરણોત્સર્ગ છે, તે કણનો કિરણોત્સર્ગ દબાણ ગુણાંક છે, ક્રોસ સેક્શન છે (કણ ત્રિજ્યા સાથે ગોળાકાર કણો માટે), તે પ્રકાશની ઝડપ છે. કિરણોત્સર્ગ દબાણ ગુણાંક, સૌર વર્ણપટની તમામ તરંગલંબાઇ પર સંકલિત શોષણ, પ્રતિબિંબ અને પ્રકાશ સ્કેટરિંગ જેવા કણોના ઓપ્ટિકલ ગુણધર્મો પર આધાર રાખે છે. તેની ગણતરી દા. ત. નો ઉપયોગ કરીને કરી શકાય છે. એટલે કે થિયોરી, અલગ દ્વિધ્રુવીય અંદાજ, અથવા તો માઇક્રોવેવ એનાલોગ પ્રયોગો. સૌર કિરણોત્સર્ગનું દબાણ ધૂળના કણ પર ગુરુત્વાકર્ષણના અસરકારક બળને ઘટાડે છે અને તે પરિમાણહીન પરિમાણ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે, જે કણો પર ગુરુત્વાકર્ષણના બળ સાથે કિરણોત્સર્ગ દબાણ બળનો ગુણોત્તર છેઃ ઘનતા ક્યાં છે અને કદ (ત્રિજ્યા) ક્યાં છે. > 0.1 સાથેના ધૂમકેતુઓના કણો પહેલેથી જ તેમના મૂળ ધૂમકેતુ કરતાં નોંધપાત્ર રીતે અલગ સૂર્યકેન્દ્રી ભ્રમણકક્ષાઓ ધરાવે છે અને ધૂળની પૂંછડીમાં દેખાય છે. જો તેમના બીટા મૂલ્યો વધી જાય તો ધૂમકેતુમાંથી તેના પેરિહેલિયનની નજીક (વિષમતા સાથે) છોડવામાં આવેલા ધૂળના કણો સૌર મંડળને હાયપરબોલિક ભ્રમણકક્ષાઓ પર છોડી દેશે. તેની સાથેના કણો પણ સૂર્યની આસપાસ ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષા પર લઘુગ્રહમાંથી મુક્ત થાય છે, જે સૌર મંડળને અનબાઉન્ડ પેરાબોલિક ભ્રમણકક્ષા પર છોડી દેશે. ધૂળના નાના કણોને-મીટિયોરોઇડ્સ કહેવામાં આવે છે; તેઓ સૂર્યમાંથી ચોખ્ખું પ્રતિકારક બળ અનુભવે છે. આંતરતારકીય ધૂળના માર્ગ, જે શરૂઆતમાં સૌરમંડળમાં પ્રવેશ કરતી વખતે સમાંતર હોય છે, તે કણોના ગુણોત્તર પર આધાર રાખે છે. કણો મુખ્યત્વે સૌર ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા આકર્ષાય છે; તેમના માર્ગ સૂર્ય તરફ વળેલા હોય છે. તેઓ સૂર્યની જેટલી નજીકથી પસાર થાય છે, તેટલી ઝડપથી કણોને વેગ મળે છે, અને તેટલા મજબૂત તેઓ તેમની પ્રારંભિક દિશાથી વિચલિત થાય છે. આ કણોના માર્ગ સૂર્યની પાછળથી પસાર થાય છે, જેનાથી ત્યાં ધૂળની ઘનતા વધે છે; આને ગુરુત્વાકર્ષણીય ધ્યાન તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. તારાઓ વચ્ચેના ધૂળના કણો મુખ્યત્વે સૌર કિરણોત્સર્ગના દબાણ દ્વારા પ્રતિકાર કરે છે. તેઓ ચોક્કસ અંતરની નીચે સૂર્યની નજીક પહોંચી શકતા નથી જે તેમના કદ પર આધાર રાખે છે. આ પ્રદેશ કે જે આંતરતારકીય ધૂળથી મુક્ત છે તે આકારમાં પેરાબોલોઇડલ છે; તેને-શંકુ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. - કોનની બાહ્ય ધાર પર ધૂળની ઘનતા વધે છે. સૂર્યની પરિક્રમા કરતા કણ પર સૌર કિરણોત્સર્ગ દબાણ બળ માત્ર ત્રિજ્યીય રીતે જ કાર્ય કરતું નથી, પરંતુ પ્રકાશની મર્યાદિત ગતિને કારણે કણની ભ્રમણકક્ષાની ગતિની વિરુદ્ધમાં એક નાનું બળ હોય છે. આ પોઇન્ટિંગ-રોબર્ટસન ખેંચાણ કણને કોણીય વેગ ગુમાવવાનું કારણ બને છે અને તેથી, સૂર્યની અંદરની તરફ સર્પાકાર કરે છે. વર્ષોમાં, બળ ગુણોત્તર ધરાવતા કણનો, એ. યુ. માં ત્રિજ્યા સાથે પ્રારંભિક ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષાથી સર્પાકાર થવાનો સમય, સેન્ટીમીટર-કદના કણો છે જે પૃથ્વીના અંતરે ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષાથી શરૂ થાય છે અને સૂર્યમાં સર્પાકાર થવામાં લગભગ 40 લાખ વર્ષ લાગે છે. આ ઉદાહરણ દર્શાવે છે કે ~ 1 સે. મી. કરતા નાના કદની તમામ ધૂળ તાજેતરમાં જ આંતરિક ગ્રહોની પ્રણાલીમાં ધૂમકેતુ, લઘુગ્રહ અથવા આંતરતારકીય ધૂળના સ્વરૂપમાં પ્રવેશી હોવી જોઈએ; ગ્રહોની રચનાના સમયથી ત્યાં કોઈ ધૂળ બાકી નથી. ડસ્ટ ચાર્જિંગ અને ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ મોટાભાગના અવકાશ વાતાવરણમાં ધૂળના કણો વિદ્યુત ચાર્જિંગ પ્રવાહોના સંપર્કમાં આવે છે. પ્રબળ પ્રક્રિયાઓ આજુબાજુના પ્લાઝ્મામાંથી ઇલેક્ટ્રોન અને આયનોનો સંગ્રહ, યુવી કિરણોત્સર્ગમાંથી ફોટોઇલેક્ટ્રિક અસર અને ઊર્જાસભર આયન અથવા ઇલેક્ટ્રોન કિરણોત્સર્ગમાંથી ગૌણ ઇલેક્ટ્રોન ઉત્સર્જન છે. આજુબાજુના થર્મલ પ્લાઝ્મામાંથી ઇલેક્ટ્રોન અને આયનોનો સંગ્રહ એ આયનની ઝડપ કરતાં ઘણી વધારે થર્મલ ઇલેક્ટ્રોનની ગતિને કારણે ચોખ્ખી નકારાત્મક ચાર્જિંગ તરફ દોરી જાય છે. પ્લાઝ્મામાં ચાર્જિંગથી વિપરીત, યુવી કિરણોત્સર્ગ દ્વારા કણમાંથી ઇલેક્ટ્રોનનું ફોટો ઉત્સર્જન હકારાત્મક ચાર્જિંગ તરફ દોરી જાય છે. કણો પર ઊર્જાસભર આયનો અથવા 100 eV કરતા વધુ ઊર્જા ધરાવતા ઇલેક્ટ્રોનની અસર એક કરતાં વધુ ગૌણ ઇલેક્ટ્રોન પેદા કરી શકે છે અને તેથી, હકારાત્મક ચાર્જિંગ પ્રવાહ તરફ દોરી જાય છે. ગૌણ ઇલેક્ટ્રોન ઉપજ ઊર્જાસભર કણો અને કણોની સામગ્રીના પ્રકાર અને ઊર્જા પર આધારિત છે. તમામ ચાર્જિંગ પ્રવાહોનું સંતુલન કણોની સંતુલન સપાટીની ક્ષમતા તરફ દોરી જાય છે. સપાટીની સંભવિતતા પર ત્રિજ્યાના ધૂળના કણનો વિદ્યુત ચાર્જ, અવકાશમાં છે જ્યાં શૂન્યાવકાશની પારગમ્યતા છે. વિદ્યુતક્ષેત્ર અને ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં વેગ સાથે ફરતા ચાર્જનો ધૂળના કણ એસ. આઈ. એકમોના લોરેન્ટ્ઝ બળનો અનુભવ કરે છે, જે ટેસ્લાસ (ટી) માં માપવામાં આવે છે. ધૂળના કણોની સપાટીની ક્ષમતા અને તેથી તેનો ચાર્જ આસપાસના વાતાવરણના વિગતવાર ગુણધર્મો પર આધાર રાખે છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યથી 1 એ. યુ. પર આંતરગ્રહીય ધૂળના કણો ~ 10 ઇ. વી. ઊર્જાના સૌર પવન પ્લાઝ્માથી ઘેરાયેલા છે અને સામાન્ય રીતે પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોન પ્રતિ એમ 3 ની ઘનતા ધરાવે છે. ફોટોઇલેક્ટ્રોન પ્રવાહ સામાન્ય રીતે પ્રતિ m2 ઇલેક્ટ્રોન હોય છે અને તેથી, પ્લાઝ્મા પ્રવાહો કરતાં ઘણો મોટો હોય છે. આ સ્થિતિ ≈ + 3 વીની સપાટીની ક્ષમતા તરફ દોરી જાય છે. કેસીની સીડીએ દ્વારા ધૂળના ચાર્જના વાસ્તવિક માપનના પરિણામે સપાટીની ક્ષમતા + 2 થી + 7 વી. સૌર પવન પ્લાઝ્મા ઘનતા અને સૂર્યકેન્દ્રી અંતર સાથે સૌર યુવી ફ્લક્સ સ્કેલ બંને હોવાથી આંતરગ્રહીય ધૂળની સપાટીની ક્ષમતા, + 5 વી, સૂર્યથી અન્ય અંતર માટે પણ લાક્ષણિક છે. આંતરગ્રહીય ચુંબકીય ક્ષેત્ર એ સૌર ચુંબકીય ક્ષેત્રનો ઘટક છે જે સૌર પવન દ્વારા સૌર કોરોનામાંથી બહાર ખેંચાય છે. ધીમો પવન (≈) વિષુવવૃત્તીય પ્રદેશો સુધી મર્યાદિત છે, જ્યારે ધ્રુવો પર ઝડપી પવન (≈) જોવા મળે છે. સૂર્યનું પરિભ્રમણ દ્વિધ્રુવીય ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને અનુરૂપ વર્તમાન શીટને આર્કિમિડીયન સર્પાકારમાં ફેરવે છે. આ હેલિયોસ્ફેરિક કરંટ શીટનો આકાર ગોળાકાર બેલેરિના સ્કર્ટ જેવો જ છે, અને સૂર્યનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર દર 11 વર્ષે ઉલટું થાય છે ત્યારે સૌર ચક્ર દ્વારા આકારમાં ફેરફાર થાય છે. ચાર્જ થયેલ ધૂળનો કણ આંતરગ્રહીય ચુંબકીય ક્ષેત્રના લોરેન્ટ્ઝ બળને અનુભવે છે જે સૌર પવનની ઝડપે પસાર થાય છે. સૂર્યથી 1 એ. યુ. પર સૌર પવનની સરેરાશ ઝડપ 450 કિમી/સેકન્ડ છે અને ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિ T = 5 nT છે. સબમાઇક્રોન કદના ધૂળના કણો માટે આ બળ નોંધપાત્ર બને છે અને <0.1 માઈક્રોન કણો માટે તે સૌર ગુરુત્વાકર્ષણ અને કિરણોત્સર્ગ દબાણ બળ કરતાં વધી જાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યમંડળમાંથી પસાર થતા ~ 0.3 માઈક્રોન કદના આંતરતારકીય ધૂળના કણો સૌર ચુંબકીય વિષુવવૃત્તના સંદર્ભમાં કેન્દ્રિત અથવા નિષ્ક્રિય હોય છે. લોરેન્ટ્ઝ બળ દ્વારા ધૂળના કણને કેટલી મજબૂત અસર થાય છે તેનું એક લાક્ષણિક માપ તેના ચાર્જ-ટુ-માસ રેશિયો છે. કારણ કે કણનો ચાર્જ તેના કદ સાથે રેખીય રીતે વધે છે, જ્યારે તેનું દળ અને કદ તેના કદના સમઘન સાથે વધે છે, નાના કણો સામાન્ય રીતે મોટા કણો કરતાં વધુ ચાર્જ-ટુ-માસ રેશિયો ધરાવે છે અને લોરેન્ટ્ઝ બળથી વધુ મજબૂત રીતે પ્રભાવિત થાય છે. તેમ છતાં, જ્યાં સુધી તેઓ ચાર્જ થાય ત્યાં સુધી તમામ કદના આંતરતારકીય ધૂળના કણો કેન્દ્રિત અથવા નિષ્ક્રિય હોય છે. આ ધ્યાન કેન્દ્રિત કરવું અને ધ્યાન કેન્દ્રિત કરવું સંબંધિત સૌર લઘુત્તમ દરમિયાન અને તેની નજીક સૌથી મજબૂત છે, જે ધ્યાન કેન્દ્રિત કરવા માટે આસપાસના વર્ષોમાં થયું હતું, ઉદાહરણ તરીકે, 1996 અને 2019, અને ધ્યાન કેન્દ્રિત કરવા માટે આસપાસના વર્ષોમાં થયું હતું, ઉદાહરણ તરીકે, 1986 અને 2008. સૌર ચુંબકીય ચક્રનો વર્તમાન તબક્કો એક્લિપ્ટિક પ્લેનથી દૂર ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના ડિફોકસિંગને અનુરૂપ છે, જે ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળને શોધવા અને માપવા માટે પ્રતિકૂળ છે. સૌર ચુંબકીય ચક્રનો આગામી કેન્દ્રિત તબક્કો, જે સૌર મંડળની અંદર આંતરતારકીય ધૂળના માપન માટે શ્રેષ્ઠ છે, તે 2030 ના દાયકામાં થશે. કારણ કે આ તબક્કાઓ દર 22 વર્ષે થાય છે, તેથી નીચેના ધ્યાન કેન્દ્રિત તબક્કા 2050 ના દાયકામાં હશે. ગ્રહોના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં ખૂબ જ અલગ પરિસ્થિતિઓ અસ્તિત્વ ધરાવે છે. એક આત્યંતિક કિસ્સો ગુરુનું મેગ્નેટોસ્ફિયર છે જ્યાં જ્વાળામુખીની રીતે સક્રિય ચંદ્ર આઇઓ 6 પર પ્લાઝ્માનો મજબૂત સ્રોત છે, જ્યાં = કિ. મી. ગુરુની ત્રિજ્યા છે. આ અંતર પર પ્લાઝ્મા ઘનતા (m−3) ની ટોચ હોય છે અને પ્લાઝ્મા ઊર્જા ~ 1 eV પર મજબૂત લઘુત્તમ હોય છે. આ અંતરની બહાર પ્લાઝ્મા ઊર્જા 8 પર 80 eV સુધી ઝડપથી વધે છે. પરિણામી ધૂળની સપાટીની સંભવિતતા ઠંડા પ્લાઝ્મામાં-30 V થી 4 અને 6 ની વચ્ચે અને અન્યત્ર + 3 V ની વચ્ચે હોય છે. ગુરુનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર મોટે ભાગે દ્વિધ્રુવ છે, જેમાં ચુંબકીય અક્ષ ગુરુના પરિભ્રમણ અક્ષ તરફ ~ 10 ° નમેલું છે. ગુરુથી લગભગ 10 સુધી ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને પ્લાઝ્મા ગ્રહ સાથે સહ-પરિભ્રમણ કરે છે. આયોના અંતર પર સહ-ફરતું ચુંબકીય ક્ષેત્ર આઇઓ દ્વારા 17 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે પસાર થાય છે અને ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિ T = 2000 nT છે. 9 થી ~ 120 નેનોમીટર સુધીના કદ (ત્રિજ્યા) માં આઇઓમાંથી હકારાત્મક રીતે ચાર્જ કરેલા ધૂળના કણો મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા લેવામાં આવે છે અને 350 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે જોવિયન પ્રણાલીમાંથી બહાર નીકળી જાય છે. નાના કણો માટે લોરેન્ટ્ઝ બળ પ્રભુત્વ ધરાવે છે અને તેઓ આયનો અને ઇલેક્ટ્રોનની જેમ ચુંબકીય ક્ષેત્રની રેખાઓની આસપાસ ફરે છે. શનિના ચુંબકમંડળમાં સક્રિય ચંદ્ર એન્સેલેડસ 4 (= કિમી એ શનિની ત્રિજ્યા છે) એ m−3 અને ઊર્જા 5 eV ની ઘનતા પર ઓક્સિજન અને પાણીના આયનોનો સ્રોત છે. ધૂળના કણોને-1 અને-2 વીની સપાટીની સંભવિતતા માટે ચાર્જ કરવામાં આવે છે. 4 ની બહાર આયન ઊર્જા વધીને 100 ઇવી થાય છે અને પરિણામી સપાટીની સંભવિતતા વધીને + 5 વી થાય છે. કેસિની સીડીએ દ્વારા કરવામાં આવેલા માપનમાં ધૂળની સંભવિતતાના આ પરિવર્તનનું સીધું અવલોકન કરવામાં આવ્યું હતું. આંશિક રીતે આયનીકૃત સ્થાનિક આંતરતારકીય માધ્યમમાં પ્લાઝમાની ઘનતા લગભગ m−3 અને ઉષ્મીય ઊર્જા 0.6 eV છે. સરેરાશ તારાવિશ્વ યુવી કિરણોત્સર્ગમાંથી કાર્બન અથવા સિલિકેટ કણોના ફોટોઇલેક્ટ્રોન પ્રવાહ પ્રતિ એમ 2 ઇલેક્ટ્રોન છે. ધૂળના કણોની પરિણામી સપાટીની ક્ષમતા ~ + 0.5 V છે. સ્થાનિક પરપોટાના ગરમ પરંતુ નબળા પ્લાઝ્મામાં (ઘનતા m−3, ઊર્જા 100 eV) ધૂળને + 5 થી + 10 V સપાટીની ક્ષમતા માટે ચાર્જ કરવામાં આવશે. સ્થાનિક આંતરતારકીય માધ્યમમાં ~ 0.5 nT ની ચુંબકીય ક્ષેત્રની તાકાતને વોયેજર અવકાશયાન દ્વારા માપવામાં આવી છે. આવા ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં ચાર્જ થયેલા માઇક્રોન કદના ધૂળના કણમાં ગેરોરાડિયસ <1 પી. સી. હોય છે. કોસ્મિક ધૂળ પ્રક્રિયાઓ અવકાશમાં કોસ્મિક ધૂળના કણો વિવિધ અસરોથી પ્રભાવિત થાય છે જે તેમના ભૌતિક અને રાસાયણિક ગુણધર્મોને બદલે છે. અથડામણ ધૂળના કણો અથવા મોટા ઉલ્કાપિંડ વચ્ચે અથડામણ એ અવકાશમાં પ્રબળ પ્રક્રિયા છે જે અવકાશમાં ઉલ્કાપિંડના જથ્થાને બદલે છે અથવા નાશ કરે છે અને નવા અને નાના ટુકડાઓ પેદા કરે છે જે ઉલ્કાપિંડ અને ધૂળની વસ્તીમાં ફાળો આપે છે. સૂર્યથી 1 એ. યુ. પર આંતરગ્રહીય અવકાશમાં ઉલ્કાઓની લાક્ષણિક અથડામણની ઝડપ ~ 20 કિમી/સેકન્ડ છે. તે ઝડપે ઉલ્કાની ગતિ ઊર્જા તેની બાષ્પીભવનની ગરમી કરતાં ઘણી વધારે હોય છે. તેથી, જ્યારે દળનો આવો પ્રક્ષેપ્ય ખૂબ મોટા લક્ષ્ય પદાર્થને ફટકારે છે ત્યારે પ્રક્ષેપ્ય અને લક્ષ્ય દળનો અનુરૂપ ભાગ બાષ્પીભવન કરે છે અને આયનીકરણ પણ થાય છે અને અસર દ્વારા મુક્ત થયેલા આંચકા તરંગો દ્વારા લક્ષ્ય પદાર્થમાં અસર ખાડો ખોદવામાં આવે છે. ખોદકામ કરાયેલ દળ એ છે જ્યાં ક્રેટરિંગ કાર્યક્ષમતા પરિબળ પ્રક્ષેપ્યની ગતિ ઊર્જા સાથે સ્કેલ કરે છે. ચંદ્ર પર અને એસ્ટરોઇડ્સ પર ક્રેટરની અસર માટે. આમ, અસર ખાડાઓ અવકાશમાં લક્ષ્ય પદાર્થ અથવા ઉલ્કાપિંડને ભૂંસી નાખે છે. જો બાકી રહેલા સૌથી મોટા ટુકડાનું દળ આશરે કરતાં ઓછું હોય તો દળનું લક્ષ્ય ઉલ્કાપિંડ વિનાશક રીતે વિક્ષેપિત થાય છે. લક્ષ્ય દળનો અડધો ભાગ અથવા પ્રક્ષેપ્યનું દળ ક્યાં છે અને વિક્ષેપ થ્રેશોલ્ડ ખડકાળ સામગ્રી અને છિદ્રાળુ સામગ્રી માટે છે. ખડકાળ પદાર્થ એસ્ટરોઇડ્સનું પ્રતિનિધિત્વ કરે છે અને છિદ્રાળુ પદાર્થ ધૂમકેતુઓનું પ્રતિનિધિત્વ કરે છે. ધૂમકેતુની સામગ્રી ન્યુક્લિયસ કદથી લઈને માઇક્રોન કદની ફ્રેક્ટલ ધૂળ સુધી છિદ્રાળુ હોય છે જે તે બહાર કાઢે છે. આંતરગ્રહીય અવકાશમાં ધૂળના કણની અથડામણ જીવનકાળ નક્કી કરી શકાય છે કે જ્યાં આંતરગ્રહીય ધૂળના પ્રવાહની જાણ છે. 1 એ. યુ. પરનો આ પ્રવાહ ચંદ્ર માઇક્રો ક્રેટર વિશ્લેષણમાંથી મેળવવામાં આવ્યો છે. જ્યાં આઇસોટ્રોપિક ફ્લક્સમાં સ્કેટરિંગ ક્રોસ સેક્શન (, કણ ત્રિજ્યા સાથે) છે. આંતરગ્રહીય ધૂળના વાદળોના નમૂનાઓ માટે જરૂરી છે કે આંતરગ્રહીય ધૂળના કણોના જીવનકાળ ખડક સામગ્રી કરતાં લાંબા હોય અને તેથી, પરિણામને સમર્થન આપે છે કે આંતરગ્રહીય ધૂળના 1 AU ~80% પર ધૂમકેતુ મૂળના છે અને માત્ર ~20% લઘુગ્રહ મૂળના છે. અથડામણના વિભાજનથી ~ કિલોગ્રામ કરતાં વધુ મોટા આંતરગ્રહીય ધૂળના કણોની ચોખ્ખી ખોટ થાય છે અને ઓછા વિશાળ આંતરગ્રહીય ધૂળના કણોની ચોખ્ખી વૃદ્ધિ થાય છે. એવું માનવામાં આવે છે કે ધૂમકેતુઓ મોટા આંતરગ્રહીય ધૂળના નુકસાનની ભરપાઈ કરે છે. ગ્રહણ દરમિયાન સૌર કોરોનાના પ્રારંભિક ઇન્ફ્રારેડ અવલોકનો સૂર્યથી ~ 5 સૌર ત્રિજ્યા (0.025 AU) ની અંદર ધૂળ મુક્ત ઝોન સૂચવે છે. આ ધૂળ-મુક્ત ઝોનની બહાર સિલિકેટ્સ અને કેકાર્બોનેસિયસ સામગ્રી ધરાવતી આંતરગ્રહીય ધૂળ 2000 કેલ્વિન સુધીના તાપમાને ઉષ્ણતામાન કરશે. સૌરમંડળના ધૂળના કણો માત્ર ઉલ્કાની રચનાના નાના નક્કર કણો જ નથી પણ એવા કણો પણ છે જેમાં પદાર્થો હોય છે જે પાર્થિવ પરિસ્થિતિઓમાં પ્રવાહી અથવા વાયુયુક્ત હોય છે. ધૂમકેતુઓ બરફના તબક્કામાં વોલેટાઇલ્સ ધરાવતા અનાજને આંતરિક સૌરમંડળમાં લઈ જાય છે અને છોડે છે. પ્રબળ જળ (H2O) અણુઓ ઉપરાંત કાર્બન ડાયોક્સાઇડ (CO2), CH-, CHN-, CHS-, CHO-, CHO2-અને CHNO-ધરાવતા સંતૃપ્ત અને અસંતૃપ્ત પ્રજાતિઓની વિશાળ વિવિધતા અને સુગંધિત સંયોજન ટોલ્યુઈન (CH3-C6H5) રોઝેટા સાધનો પણ મળી આવ્યા છે. શનિની ઇ વીંટીને પાર કરતી વખતે કોસ્મિક ડસ્ટ એનાલાઇઝર (સીડીએ) એ શોધી કાઢ્યું હતું કે તેમાં મુખ્યત્વે પાણીના બરફનો સમાવેશ થાય છે, જેમાં સિલિકેટ્સ, કાર્બન ડાયોક્સાઇડ, એમોનિયા અને હાઇડ્રોકાર્બનનું નાનું યોગદાન છે. ન્યૂ હોરાઇઝન અવકાશયાન દ્વારા પ્લુટો અને ચેરોનની સપાટીની રચનાઓના વિશ્લેષણમાં નક્કર નાઇટ્રોજન (N2), મિથેન (CH4), કાર્બન મોનોક્સાઇડ (CO), ઇથેન (C2H6) અને રંગ પ્રદાન કરતા વધારાના ઘટકનું મિશ્રણ જોવા મળ્યું હતું. આંતરિક ગ્રહોની પ્રણાલીમાં બરફના કણો ખૂબ ટૂંકા જીવનકાળ ધરાવે છે. શોષાયેલ સૌર કિરણોત્સર્ગ કણને ગરમ કરે છે અને ઊર્જાનો ભાગ ફરીથી અવકાશમાં ફેરવવામાં આવે છે અને અન્ય ભાગનો ઉપયોગ બરફને બહાર નીકળતા ગેસમાં રૂપાંતરિત કરવા માટે થાય છે. જ્યાં 1 એયુ પર સૌર કિરણોત્સર્ગ છે, અને અનુક્રમે 10 અને 20 માઇક્રોન તરંગલંબાઇ વચ્ચે દૃશ્યમાન અને ઇન્ફ્રારેડમાં બરફના આલ્બેડોસ છે, સૂર્યકેન્દ્રી અંતર, સ્ટીફન-બોલ્ટ્ઝમેન અચળાંક, તાપમાન, ગેસના ઉત્પાદન દર અને બાષ્પીભવનની સુપ્ત ગરમી છે. બરફનો જથ્થો ઉષ્ણતામાનવાળા બરફના માપેલા વરાળ દબાણમાંથી કાઢવામાં આવે છે. વિવિધ સૂર્યકેન્દ્રી અંતર પર આંતરગ્રહીય ધૂળના કણોમાં વિવિધ બરફીલા ઘટકો હોય છે. સ્પટરિંગ, વધુમાં ઉલ્કાપિંડનું તોપમારો એ અવકાશ હવામાનમાં સામેલ એક નોંધપાત્ર પ્રક્રિયા છે, જે અવકાશમાં હાજર ધૂળના કણોની ભૌતિક લાક્ષણિકતાઓને બદલે છે. જ્યારે આસપાસના પ્લાઝ્માના ઊર્જાસભર અણુઓ અથવા આયનો અવકાશમાં નક્કર કણ સાથે ટકરાય છે, ત્યારે અણુઓ અથવા આયનો કણમાંથી ઉત્સર્જિત થાય છે. સ્પટર યીલ્ડ એ ઘટના અણુ અથવા આયન દીઠ લક્ષ્યમાંથી બહાર કાઢવામાં આવેલા અણુઓની સરેરાશ સંખ્યા દર્શાવે છે. સ્પટર ઉપજ મુખ્યત્વે ઘટના કણોની ઊર્જા અને દળ તેમજ લક્ષ્ય અણુઓના દળ પર આધાર રાખે છે. આંતરગ્રહીય માધ્યમમાં સૌર પવન પ્લાઝ્મામાં મુખ્યત્વે ઇલેક્ટ્રોન, પ્રોટોન અને આલ્ફા કણો હોય છે, જે 0.50 અને 10 કેવી સુધીની ગતિ ઊર્જા ધરાવે છે, જે 1 એયુના અંતરે 400 થી 800 કિમી/સેકન્ડની સૌર પવનની ગતિને અનુરૂપ હોય છે. બાહ્ય સૌરમંડળમાં ઉલ્કાપિંડ અને ધૂળની પ્રબળ સપાટી સામગ્રી બરફ છે. વધુમાં, વિશાળ ગ્રહોના મેગ્નેટોસ્ફિયરમાં સલ્ફર અથવા ઓક્સિજન જેવા ભારે આયનો હોય છે, જે બરફીલી સપાટીઓ માટે ઉચ્ચ સ્પટર ઉપજ ધરાવે છે. ઇ. જી. શનિની ઇ રિંગમાં માઇક્રોન કદના ધૂળના કણોના સ્પુટરિંગને કારણે જીવનકાળ થોડા 100 વર્ષ છે. આ સમય દરમિયાન ધૂળના કણો તેમના દળ અને સર્પાકારનો 90 ટકાથી વધુ હિસ્સો એન્સેલેડસ (4 શનિ ત્રિજ્યા પર) ખાતેના તેમના સ્રોતથી 20 પર ટાઇટનની ભ્રમણકક્ષા સુધી છૂટો પાડે છે. આંતરતારકીય વાદળોની અંદર સ્પટરિંગ વાતાવરણ પ્રમાણમાં હાનિકારક નથી. ચાર્જ કરેલા ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળના કણ ચુંબકીય ક્ષેત્ર દ્વારા ગેસ સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે, અને તાપમાન મધ્યમ હોય છે, સામાન્ય રીતે 10,000 કેલ્વિનથી ઓછું હોય છે. પ્રાથમિક વિસ્તારો જ્યાં ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમમાં સ્પટર ધોવાણ થાય છે તે અવ્યવસ્થિત રીતે ચાલતા વાદળો વચ્ચે અથડામણ ઇન્ટરફેસ પર હોય છે, જે પ્રતિ સેકન્ડ થોડા સો કિલોમીટરની ઝડપે પહોંચે છે, અને સુપરનોવા આંચકાઓમાં. સરેરાશ, આંતરતારકીય માધ્યમમાં કાર્બોનેસિયસ અનાજના જીવનકાળની ગણતરી આશરે વર્ષો તરીકે કરવામાં આવી છે, જ્યારે સિલિકેટ અનાજનો જીવનકાળ આશરે વર્ષોનો હોય છે. સંદર્ભો ખગોળશાસ્ત્ર