Dust astronomy
धूल खगोल विज्ञान खगोल विज्ञान का एक उपक्षेत्र है जो बाहरी अंतरिक्ष में होने वाली खगोलीय वस्तुओं के बारे में जानकारी प्राप्त करने के लिए अलग-अलग ब्रह्मांडीय धूल कणों में निहित जानकारी का उपयोग करता है जो उनकी गतिशील स्थिति से लेकर इसकी समस्थानिक, मौलिक, आणविक और खनिज संरचना तक होती है। धूल खगोल विज्ञान ग्रह विज्ञान, कॉस्मोकेमिस्ट्री और एस्ट्रोबायोलॉजी के क्षेत्रों के साथ ओवरलैप करता है। एबरहार्ड ग्रून और अन्य। 2002 के कुइपर पुरस्कार व्याख्यान में कहा गया है कि "फोटॉन की तरह धूल के कण अंतरिक्ष और समय में दूरदराज के स्थलों से जानकारी ले जाते हैं। धूल के कणों के जन्मस्थान और उनके थोक गुणों के ज्ञान से, हम उस दूरस्थ वातावरण के बारे में जान सकते हैं जिससे कण बने थे। इस दृष्टिकोण को धूल खगोल विज्ञान कहा जाता है जिसे अंतरिक्ष में धूल वेधशाला पर धूल दूरबीन के माध्यम से किया जाता है। इतिहास प्रारंभिक अवलोकन तीन घटनाएं जो ब्रह्मांडीय धूल से संबंधित हैं (आज हम जानते हैं) मनुष्यों द्वारा सहस्राब्दियों के लिए देखी गई थींः राशि चक्र प्रकाश, धूमकेतु और उल्का (सी. एफ. चीन में ऐतिहासिक धूमकेतु अवलोकन)। प्रारंभिक खगोलविद इन घटनाओं को समझने में रुचि रखते थे। पश्चिमी आकाश में शाम की गोधूलि गायब होने के बाद या पूर्वी आकाश में सुबह की गोधूलि आने से ठीक पहले राशि चक्र प्रकाश या झूठी सुबह देखी जा सकती है। इस घटना की जांच खगोलशास्त्री जियोवन्नी डोमेनिको कैसिनी ने 1683 में की थी। उन्होंने इंटरप्लेनेटरी डस्ट पुस्तक में ह्यूगो फेकटिग, क्रिस्टोफ लेनर्ट और ओटो ई. बर्ग के अनुसार सूर्य के चारों ओर अंतरग्रहीय पदार्थ (धूल) द्वारा राशि चक्र प्रकाश की व्याख्या की। अतीत में, धूमकेतुओं के अप्रत्याशित रूप को अशुभ संकेत के रूप में देखा जाता था जो आपदा और उथल-पुथल का संकेत देते थे, जैसा कि धूमकेतुओं के अवलोकन इतिहास में वर्णित है। हालाँकि, 1705 में, एडमंड हेली ने कई पहले के धूमकेतु दृश्यों का विश्लेषण करने के लिए आइज़ैक न्यूटन के गति के नियमों का उपयोग किया। उन्होंने देखा कि 1531,1607 और 1682 के धूमकेतुओं में बहुत समान कक्षीय तत्व थे, और उन्होंने सिद्धांत दिया कि वे सभी एक ही धूमकेतु थे। हेली ने भविष्यवाणी की कि यह धूमकेतु 1758-59 में वापस आ जाएगा, लेकिन इससे पहले ही उनकी मृत्यु हो गई। धूमकेतु, जिसे अब हैली के धूमकेतु के रूप में जाना जाता है और आधिकारिक तौर पर 1 पी/हेली नामित किया गया है, अंततः निर्धारित समय पर वापस आ गया। एक उल्का, या शूटिंग स्टार प्रकाश की एक लकीर है जो एक उल्कापिंड के कारण पृथ्वी के वायुमंडल में कई दस किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से लगभग 100 किमी की ऊंचाई पर प्रवेश करती है। इस गति से उल्कापिंड गर्म हो जाता है और उत्तेजित परमाणुओं और आयनों का एक निशान छोड़ देता है जो उत्तेजित होने पर प्रकाश उत्सर्जित करते हैं। कुछ संस्कृतियों में, उल्काओं को बिजली की तरह एक वायुमंडलीय घटना माना जाता था। जबकि चंद्रमा रहित रात में आम तौर पर केवल कुछ उल्काओं को एक घंटे में देखा जा सकता है, वर्ष के कुछ समय के दौरान, प्रति घंटे 100 से अधिक उल्काओं के साथ उल्का वर्षा देखी जा सकती है। इतालवी खगोलशास्त्री जियोवन्नी शिआपरेली ने 1866 में निष्कर्ष निकाला कि पर्सेइड उल्काएँ धूमकेतु स्विफ्ट-टटल के टुकड़े थे, जो उनकी कक्षीय समानताओं पर आधारित थे। तीन अलग-अलग घटनाओं के बीच भौतिक संबंध का प्रदर्शन अमेरिकी खगोलशास्त्री फ्रेड लॉरेंस व्हिपल द्वारा किया गया था, जिन्होंने 1950 में धूमकेतु संरचना के "बर्फीले समूह" मॉडल का प्रस्ताव रखा था। यह मॉडल समझा सकता है कि कैसे धूमकेतु उल्कापिंड और धूल छोड़ते हैं, जो बदले में राशि चक्र के धूल के बादल को खिलाते हैं और बनाए रखते हैं। अलौकिक सामग्री का संरचनात्मक विश्लेषण लंबे समय तक, अध्ययन के लिए उपलब्ध एकमात्र अलौकिक सामग्री उल्कापिंड थे जिन्हें पृथ्वी की सतह पर एकत्र किया गया था। उल्कापिंडों को अन्य खगोलीय वस्तुओं जैसे ग्रहों, क्षुद्रग्रहों, धूमकेतुओं या चंद्रमाओं के ठोस टुकड़े माना जाता था। अधिकांश उल्कापिंड कोंड्राइट उल्कापिंड होते हैं जिनका नाम उनके छोटे, गोल कणों के नाम पर रखा गया है। कार्बोनेसियस कोंड्राइट विशेष रूप से आदिम हैं; उन्होंने अपने कई रासायनिक गुणों को बरकरार रखा है क्योंकि वे 4.6 अरब साल पहले संवर्धित हुए थे। अन्य उल्कापिंडों को मूल पिंड के पिघलने या ग्रहों के विभेदन द्वारा संशोधित किया गया है। उल्कापिंडों की संरचना का विश्लेषण सौर मंडल के गठन और विकास की एक झलक प्रदान करता है। इसलिए, उल्कापिंड विश्लेषण ब्रह्मांड रसायन विज्ञान की आधारशिला रहे हैं। उल्कापिंडों के अलावा पहले अलौकिक नमूने-सत्तर के दशक में अपोलो मिशनों द्वारा वापस लाए गए 380 किलोग्राम चंद्र नमूने थे और लगभग उसी समय बिना चालक वाले लूना अंतरिक्ष यान द्वारा 300 ग्राम वापस किए गए थे। हाल ही में, 2020 में चांग 'ई 5 ने 1.70 किलोग्राम चंद्र सामग्री एकत्र की। समस्थानिक, मौलिक, आणविक और खनिज संरचनाओं से महत्वपूर्ण निष्कर्ष निकलते हैं जैसे। विशाल प्रभाव परिकल्पना की तरह चंद्रमा की उत्पत्ति का पता लगाया गया था। स्टारडस्ट द्वारा धूमकेतु 81पी/वाइल्ड के उड़ान के दौरान हजारों अनाज एकत्र किए गए थे जिसने 2006 में नमूनों को पृथ्वी पर वापस कर दिया था। उनके विश्लेषण ने प्रारंभिक सौर मंडल में अंतर्दृष्टि प्रदान की। इसके अलावा कुछ संभावित अंतरतारकीय अनाज को स्टारडस्ट के अंतरग्रहीय क्रूज के दौरान एकत्र किया गया था और उसी मिशन द्वारा वापस कर दिया गया था। क्षुद्रग्रहों और उल्कापिंडों को उनके क्षुद्रग्रह वर्णक्रमीय प्रकारों और दृश्य और निकट-अवरक्त में समानताओं के माध्यम से जोड़ा गया है, जिसका अर्थ है कि क्षुद्रग्रह और उल्कापिंड एक ही मूल निकाय से प्राप्त हुए हैं। जेएएक्सए हयाबुसा मिशन द्वारा पहले क्षुद्रग्रह के नमूने एकत्र किए गए थे। हयाबुसा ने नवंबर 2005 में क्षुद्रग्रह 25143 इटोकावा का सामना किया, सतह से 10 से 100 माइक्रोन आकार के कणों को उठाया और जून 2010 में उन्हें पृथ्वी पर वापस कर दिया। हयाबुसा 2 मिशन ने एक आदिम सी-प्रकार के क्षुद्रग्रह 162173 रयुगु से लगभग 5 ग्राम सतह और उप-सतह सामग्री एकत्र की और इसे 2020 में वापस कर दिया। नमूना वापसी मिशन बहुत महंगे होते हैं और केवल कम संख्या में खगोलीय वस्तुओं को संबोधित कर सकते हैं। इसलिए, अलौकिक पदार्थों को इकट्ठा करने और उनका विश्लेषण करने के लिए कम खर्चीले तरीकों की तलाश की गई है। वायुमंडलीय प्रवेश से बची हुई ब्रह्मांडीय धूल को ऊँचे (~ 20 किमी) उड़ने वाले विमानों द्वारा एकत्र किया जा सकता है। डोनाल्ड ई. ब्राउनली ने इस तरह के एकत्र किए गए धूल कणों की अलौकिक प्रकृति की पहचान उनकी कोंड्राइटिक संरचना द्वारा की। एकत्रित कणों के एक बड़े हिस्से की उत्पत्ति धूमकेतु से हो सकती है जबकि अन्य क्षुद्रग्रहों से आते हैं। इन समतापमंडलीय धूल के नमूनों को एक सूची से आगे के शोध के लिए अनुरोध किया जा सकता है जो उनके ईडीएस स्पेक्ट्रा के साथ एसईएम तस्वीरें प्रदान करता है। विधियाँ अंतरिक्ष युग की शुरुआत से अंतरिक्ष धूल के अध्ययन का तेजी से विस्तार हुआ। वातावरण में संकीर्ण अवरक्त खिड़कियों के माध्यम से झाँकने से मुक्त अवरक्त खगोल विज्ञान ने ब्रह्मांड में हर जगह ठंडे और काले धूल के बादलों का मानचित्रण किया। इसके अलावा, स्थान का पता लगाने और ब्रह्मांडीय धूल का विश्लेषण अंतरिक्ष एजेंसियों के ध्यान में आया (सी. एफ. अंतरिक्ष धूल माप)। स्थलीय धूल विश्लेषकों में कई अंतरिक्ष यानों ने ग्रह प्रणाली में माइक्रोन के आकार के ब्रह्मांडीय धूल कणों का पता लगाया है। इनमें से कुछ अंतरिक्ष यानों में धूल संरचना विश्लेषक थे जो ब्रह्मांडीय धूल कण से उत्पन्न आयनों की संरचना को निर्धारित करने के लिए प्रभाव आयनीकरण का उपयोग करते थे। पहले से ही पहले धूल संरचना विश्लेषक, हेलिओस माइक्रोमीटियोरॉइड विश्लेषक ने माइक्रोमीटियोरॉइड्स के संरचनात्मक और भौतिक गुणों की विविधताओं की खोज की। स्पेक्ट्रा ने एकल खनिजों के किसी भी समूह का प्रदर्शन नहीं किया। निम्न आयन द्रव्यमान से उच्च आयन द्रव्यमान में निरंतर संक्रमण इंगित करता है कि अलग-अलग अनाज विभिन्न खनिजों और कार्बनयुक्त यौगिकों का मिश्रण हैं। 1986 के धूमकेतु हेली मिशन वेगा 1, वेगा 2 और गियोटो पर अधिक उन्नत धूल द्रव्यमान विश्लेषकों ने छोटे कणों की प्रचुरता दर्ज की। सिलिकेट्स के अलावा, इनमें से कई कण एच, सी, एन और ओ जैसे प्रकाश तत्वों से भरपूर थे। यह इंगित करता है कि हेली की धूल कार्बोनेसियस कोंड्राइट की तुलना में और भी अधिक आदिम है। कार्बनिक घटकों की पहचान से पता चलता है कि अधिकांश कणों में एक अपवर्तक कार्बनिक आवरण के साथ मुख्य रूप से कोंड्राइटिक कोर होता है। कैसिनी कॉस्मिक डस्ट एनालाइजर (सीडीए) ने शनि और शनि प्रणाली के भीतर अपने अंतरग्रहीय परिभ्रमण के दौरान धूल का विश्लेषण किया। बृहस्पति के कैसिनी के उड़ान के दौरान सी. डी. ए. ने बृहस्पति से 10 करोड़ किलोमीटर के भीतर कई 100 धूल के प्रभावों का पता लगाया। इन कणों के स्पेक्ट्रा ने सोडियम क्लोराइड (एन. ए. सी. एल.) को प्रमुख कण घटक के रूप में प्रकट किया, साथ ही सल्फरस और पोटेशियम-वाहक घटकों ने बृहस्पति के ज्वालामुखीय चंद्रमा, आई. ओ. के साथ अपने संबंध का प्रदर्शन किया। शनि के ई रिंग कणों में मुख्य रूप से पानी की बर्फ होती है, लेकिन शनि के चंद्रमा एन्सेलेडस सीडीए के आसपास ज्यादातर नमक से भरपूर बर्फ के कण पाए गए जो इस चंद्रमा की सतह पर सक्रिय बर्फ गीज़र द्वारा उत्सर्जित किए गए थे। इस खोज ने इस विश्वास को जन्म दिया कि एक भूमिगत खारे पानी का महासागर प्लूम में देखे गए सभी पदार्थों का स्रोत है। शनि से बड़ी दूरी पर सी. डी. ए. ने शनि प्रणाली से गुजरने वाले अंतरतारकीय कणों की पहचान की और उनका विश्लेषण किया। इन विश्लेषणों ने सिलिकेट और ऑक्साइड संरचना के मैग्नीशियम से भरपूर अनाज का सुझाव दिया, जिनमें से कुछ लोहे के समावेश के साथ थे। सी. डी. ए. द्वारा विद्युत धूल आवेशों का पता लगाने से अंतरिक्ष में धूल कणों का संपर्क-मुक्त पता लगाने और विश्लेषण का साधन उपलब्ध हुआ। इस खोज ने एक प्रक्षेपवक्र संवेदक का विकास किया जो हमें एक प्रभाव लक्ष्य पर प्रभाव से पहले एक आवेशित धूल कण के प्रक्षेपवक्र को निर्धारित करने की अनुमति देता है। इस तरह के धूल प्रक्षेपवक्र संवेदक को एक सक्रिय धूल संग्राहक बनाने के लिए एक एयरोजेल धूल संग्राहक के साथ जोड़ा जा सकता है या एक धूल दूरबीन बनाने के लिए एक बड़े क्षेत्र के धूल संरचना विश्लेषक के साथ इसकी क्षमताओं के साथ सीडीए को एक प्रोटोटाइप धूल दूरबीन माना जा सकता है। धूलक दूरबीन धूलक संरचना विश्लेषक सन धूलक खगोल विज्ञानक स्थलीय विधिसभमे अलग-अलग ब्रह्मांडीय धूलक कणसभमे निहित कॉस्मोकेमिकल जानकारीक दोहनक उद्देश्य रखैत अछि। नमूना वापसी मिशन उतने महंगे नहीं हैं जितना कि 67पी/चुर्युमोव-गेरासिमेंको धूमकेतु के लिए रोसेटा अंतरिक्ष जांच जैसे धूमकेतु या क्षुद्रग्रह के लिए मिलन स्थल मिशन हैं। रोसेटा ने धूल डिटेक्टर जी. आई. ए. डी. ए., एक उच्च-रिज़ॉल्यूशन माध्यमिक आयन द्रव्यमान स्पेक्ट्रोमीटर सी. ओ. एस. आई. एम. ए., एक परमाणु बल सूक्ष्मदर्शी एम. आई. डी. ए. एस. और रोसिना के द्रव्यमान स्पेक्ट्रोमीटर जैसे परिष्कृत धूल विश्लेषकों द्वारा एकत्रित धूमकेतु धूल की विशेषता बताई। खगोलीय वस्तुओं या धूमकेतुओं और क्षुद्रग्रहों और अंतरतारकीय धूल से अंतरग्रहीय धूल का अध्ययन करने के लिए कई बड़े क्षेत्र की धूल संरचना विश्लेषक और धूल दूरबीन तैयार किए जा रहे हैं। यूरोपा क्लिपर मिशन पर सवार सरफेस डस्ट एनालाइजर (एसयूडीए) यूरोपा की सतह की संरचना का मानचित्रण करेगा और क्रायोवोल्कैनिक प्लूम की खोज करेगा। यह उपकरण बर्फ के इजेक्टा में बायोसिग्नेचर और अन्य जटिल अणुओं की पहचान करने में सक्षम है। डेस्टिनी + डस्ट एनालाइजर (डी. डी. ए.) जापानी-जर्मन अंतरिक्ष मिशन डेस्टिनी + पर क्षुद्रग्रह 3200 फेथॉन के लिए उड़ान भरेगा। फेथॉन दिसंबर मिथुन उल्का धारा की मूल वस्तु है। डी. डी. ए. मुठभेड़ के दौरान फेटन के धूल वातावरण का अध्ययन करेगा और फेथॉन की यात्रा पर अंतरतारकीय और अंतरग्रहीय धूल का विश्लेषण करेगा अंतरतारकीय धूल प्रयोग (आई. डी. ई. एक्स.) सूर्य-पृथ्वी एल1 लैग्रेंज बिंदु पर अंतरतारकीय मानचित्रण और त्वरण जांच (आई. एम. ए. पी.) पर उड़ान भरेगा। आई. डी. ई. एक्स. अंतरतारकीय और अंतरग्रहीय धूल कणों का द्रव्यमान वितरण और मौलिक संरचना प्रदान करेगा। ब्रह्मांडीय धूल के स्रोत ब्रह्मांडीय धूल के अंतिम स्रोत वे तारे हैं जिनमें तत्व-जिनमें से स्टारडस्ट बना होता है-हाइड्रोजन और हीलियम के संलयन या सुपरनोवा में विस्फोटक नाभिक संश्लेषण द्वारा उत्पादित होते हैं। विभिन्न तारकीय स्रोतों से यह स्टारडस्ट अंतरतारकीय माध्यम में मिलाया जाता है और तारा बनाने वाले क्षेत्रों में तापीय रूप से संसाधित किया जाता है। धूमकेतु और क्षुद्रग्रह जैसी सौर मंडल की वस्तुओं में यह सामग्री कमोबेश आगे संसाधित रूप में होती है। आइओ या एन्सेलेडस जैसे भूवैज्ञानिक रूप से सक्रिय उपग्रह धूल का उत्सर्जन करते हैं जो इन ग्रह निकायों के पिघले हुए आंतरिक भाग से वाष्प से बाहर निकलती है। बिग बैंग के बाद के तारों में केवल रासायनिक तत्व हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम मौजूद थे। अन्य सभी तत्व जिन्हें हम जानते हैं और जो ब्रह्मांडीय धूल में पाए जा सकते हैं, वे सुपरनोवा और सितारों में बने हैं। इसलिए, धूल के अंतिम स्रोत तारे हैं। कार्बन (परमाणु संख्या Z = 6) से प्लूटोनियम (Z = 94) तक के तत्व तारकीय कोर और सुपरनोवा विस्फोटों में नाभिक संश्लेषण द्वारा उत्पादित होते हैं। सबसे बड़े सितारों में तारकीय नाभिक संश्लेषण कई तत्वों का निर्माण करता है, जिसमें लोहा (जेड = 26) और निकल (जेड = 28) की प्रचुरता चरम पर होती है। तारकीय विकास दृढ़ता से तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। तारों का द्रव्यमान ~ 0.1 से ~ 100 सौर द्रव्यमान तक होता है। इनका जीवनकाल सबसे बड़े सितारों के लिए 106 वर्ष से लेकर सबसे छोटे सितारों के लिए 1012 वर्ष तक होता है। अपने जीवन के अंत में परिपक्व तारे घने तारकीय हवाओं के साथ लाल विशालकाय में विस्तार कर सकते हैं, जिससे परिस्थितिक आवरण बनते हैं जिसमें अणु और धूल के कण बन सकते हैं। अधिक विशाल तारे अपने बाहरी गोले छोड़ते हैं जबकि उनके कोर न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल में गिर जाते हैं। इन सभी स्टारडस्ट की मौलिक, समस्थानिक और खनिज संरचना संबंधित मूल तारे के बाहरी खोल की संरचना को दर्शाती है। पहले से ही 1860 में एंजेलो सेची ने कार्बन सितारों की पहचान सितारों के एक अलग वर्ग के रूप में की थी। कार्बन तारों की विशेषता अणु सी2 से उनके प्रमुख वर्णक्रमीय हंस बैंड और कालिख जैसे पदार्थों के कारण उनके रूबी लाल रंग से होती है। कार्बन तारों के बहिर्वाह में सिलिकॉन कार्बाइड भी देखा गया है। इन्फ्रारेड खगोल विज्ञान के आगमन के बाद से तारकीय बहिर्वाह में धूल देखने योग्य हो गई। 10 और 18 माइक्रोन तरंग दैर्ध्य पर बैंड कई देर से प्रकार के विशाल तारों के आसपास देखे गए थे जो परिस्थितिगत लिफाफों में सिलिकेट धूल की उपस्थिति का संकेत देते हैं। ए. एल., एम. जी., एफ. ई. और अन्य धातुओं के ऑक्साइड के ऑक्सीजन युक्त सितारों से उत्सर्जित होने का संदेह है। क्रेब नेबुला और समकालीन सुपरनोवा विस्फोटों जैसे सुपरनोवा अवशेषों में धूल देखी जाती है ये अवलोकन इंगित करते हैं कि इंटरस्टेलर माध्यम में अधिकांश धूल सुपरनोवा द्वारा बनाई जाती है। उल्कापिंडों में निहित पूर्व-सौर कणों में तारों की धूल के निशान पाए गए हैं। तारों की धूल के कणों की पहचान उनकी अनूठी समस्थानिक संरचना से की जाती है जो सौर मंडल के पदार्थ के साथ-साथ आकाशगंगा के औसत से भी अलग है। पूर्व-सौर कण पहले के पूर्व-सौर सितारों से बहने वाली और ठंडा करने वाली गैसों के भीतर बनते हैं और उनकी समस्थानिक संरचना उस मूल तारे के लिए अद्वितीय होती है। ये समस्थानिक हस्ताक्षर अक्सर बहुत विशिष्ट खगोलीय परमाणु प्रतिक्रियाओं के उंगलियों के निशान होते हैं जो मूल तारे के भीतर हुए थे। नियॉन और ज़ेनॉन के असामान्य समस्थानिक संकेत अलौकिक हीरे के कणों और सिलिकॉन कार्बाइड कणों में पाए गए हैं। एस. आई. सी. कणों के भीतर सिलिकॉन समस्थानिकों में समस्थानिक अनुपात होते हैं जो लाल-विशाल तारों में अपेक्षित होते हैं। कुछ पूर्व-सौर कण मुख्य रूप से 44Ca से बने होते हैं जो संभवतः विलुप्त रेडियोन्यूक्लाइड 44Ti के अवशेष हैं, एक टाइटेनियम आइसोटोप जो टाइप II सुपरनोवा में बहुतायत में बना था। तारामंडल मध्य और तारा निर्माण क्षेत्र तारामंडल मध्य तारामंडल तारामंडल से उत्सर्जित गैस और धूल का एक पिघलने वाला बर्तन है। तारामंडल के बीच के माध्यम की संरचना बिग बैंग के बाद से सितारों में नाभिक संश्लेषण का परिणाम है और रासायनिक तत्वों की प्रचुरता द्वारा दर्शाया जाता है। इसमें तीन चरण होते हैंः (1) घने, ठंडे और धूल भरे काले नेबुला, (2) फैले हुए बादल, और (3) गर्म कोरोनल गैस। डार्क नेबुला आणविक बादल हैं जिनमें आणविक हाइड्रोजन और अन्य अणु होते हैं जो गैस चरण में और धूल के कणों की सतहों पर बने होते हैं। कोई भी गैस परमाणु या अणु जो एक ठंडे धूल के दाने से टकराता है, उसे अवशोषित किया जाएगा और अन्य अवशोषित परमाणुओं या अणुओं के साथ या धूल के दाने के अणुओं के साथ फिर से जोड़ा जा सकता है या बस अनाज की सतह पर जमा किया जा सकता है। फैले हुए बादल आणविक बादलों के गर्म, तटस्थ या आयनित आवरण होते हैं। दोनों गैलेक्टिक डिस्क में देखे जा सकते हैं। गर्म कोरोनल गैस को सुपरनोवा विस्फोटों और ऊर्जावान तारकीय हवाओं द्वारा गर्म किया जाता है। यह वातावरण अणुओं और छोटे धूल कणों के लिए विनाशकारी है और गैलेक्टिक कोरोना तक फैला हुआ है। मिल्की वे में ठंडे काले नीहारिका सर्पिल भुजाओं में और आकाशगंगा केंद्र के आसपास केंद्रित होते हैं। गहरे नीहारिकाएँ गहरे रंग की होती हैं क्योंकि नग्न अंतरतारकीय धूल या घनीभूत गैसों से ढकी धूल विलुप्त होने से दिखाई देने वाले प्रकाश को अवशोषित करती है और अवरक्त और उप-मिलीमीटर विकिरण को भेजती है। धूल से इन्फ्रारेड उत्सर्जन बादलों को 10 से 20 केल्विन तक ठंडा कर देता है। सबसे बड़ा काला नीहारिका विशाल आणविक बादल होते हैं जिनमें 10 हजार से 10 मिलियन सौर द्रव्यमान होते हैं और आकार में 5 से 200 पारसेक (पीसी) होते हैं। सबसे छोटे कुछ से 50 सौर द्रव्यमान और ~ 1 पी. सी. के बोक ग्लोब्यूल हैं। जब एक घना बादल पर्याप्त ठंडा हो जाता है और गैस का दबाव इसका समर्थन करने के लिए अपर्याप्त होता है, तो बादल गुरुत्वाकर्षण पतन से गुजरेगा और लगभग तारकीय द्रव्यमान के छोटे बादलों में टुकड़े हो जाएगा। इस तरह के तारों के निर्माण के परिणामस्वरूप तारों का एक गुरुत्वाकर्षण से बंधा खुला समूह या एक असीम तारकीय संबंध होगा। प्रत्येक ढहने वाले बादल में गैस और धूल को गुरुत्वाकर्षण के केंद्र की ओर अंदर की ओर खींचा जाता है। एक प्रोटोस्टेलर बादल में पतन से उत्पन्न गर्मी एक संचय डिस्क को गर्म करेगी जो केंद्रीय प्रोटोस्टार को फ़ीड करती है। सबसे बड़े तारे तेजी से चमकदार ओ और बी सितारों में विकसित होते हैं जो अंततः विकिरण दबाव और तेज तारकीय हवाओं द्वारा आसपास की गैस और धूल को फैले हुए अंतरतारकीय माध्यम में फैलाते हैं। सौर द्रव्यमान-प्रकार के तारे अधिक समय लेते हैं और एक प्रोटोप्लानेटरी डिस्क विकसित करते हैं जिसमें मजबूत रेडियल घनत्व और तापमान प्रवणता के साथ गैस और धूल होती है; जिसमें केंद्रीय प्रोटोस्टार के करीब उच्चतम मान होते हैं। 1300 K से कम तापमान पर गर्म गैस से संघनित महीन दाने वाले खनिज; जैसे कार्बोनेसियस कोंड्राइट उल्कापिंडों में पाए जाने वाले कैल्शियम-एल्यूमीनियम-समृद्ध समावेशन। प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में 150 केल्विन पर एक और महत्वपूर्ण तापमान सीमा है, बर्फ की रेखा; जिसके बाहर यह पानी, अमोनिया, मीथेन, कार्बन डाइऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड और नाइट्रोजन जैसे वाष्पशील यौगिकों के लिए ठोस बर्फ के कणों में संघनित होने के लिए पर्याप्त ठंडा है। बर्फ की रेखा के अंदर स्थलीय ग्रह बने हैं; जिनके बाहर गैस के विशालकाय ग्रह और उनके बर्फीले चंद्रमा बने हैं। प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में धूल और गैस तीन चरणों में ग्रहों में विकसित होते हैं। पहले चरण में माइक्रोन आकार की धूल को गैस द्वारा ले जाया जाता है और धूल के कणों के बीच टकराव कम गति पर ब्राउनियन गति से होता है। बैलिस्टिक एकत्रीकरण के माध्यम से धूल (और बर्फ) अनाज सेमी आकार के समुच्चय में बढ़ते हैं। दूसरे चरण में सेंटीमीटर आकार के कंकड़ किलोमीटर आकार के ग्रहों में विकसित होते हैं। इस चरण को कम से कम समझा जाता है। इसमें स्थलीय ग्रहों के क्षेत्र में कोन्ड्रूल का गठन शामिल है। कोंड्रुल गठन के सिद्धांतों में सौर नीहारिका बिजली; नीहारिका झटके और उल्कापिंड टकराव शामिल हैं। इस चरण में धूल गैस से अलग हो जाती है और केंद्रीय प्रोटोस्टार के चारों ओर केपलर की कक्षाओं पर चलती है और धीरे-धीरे डिस्क के मध्य तल के पास बस जाती है। इस घनी परत में कण गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता और किमी आकार के ग्रहों में अस्थिरता के प्रवाह से बढ़ सकते हैं। तीसरा चरण ग्रहों के भ्रूण बनाने के लिए आत्म-गुरुत्वाकर्षण द्वारा ग्रहों की पलायन वृद्धि है जो अंततः ग्रहों में विलय हो जाते हैं। ग्रह के निर्माण के इस चरण के दौरान केंद्रीय तारा एक टी टौरी तारा बन जाता है जिस पर यह गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा द्वारा संचालित होता है जो हाइड्रोजन संलयन शुरू होने तक तारे के संकुचन के रूप में जारी होती है। टी टौरी तारों में अत्यंत शक्तिशाली तारकीय हवाएँ होती हैं जो प्रोटोप्लानेटरी डिस्क से शेष गैस और धूल को साफ करती हैं और ग्रहों की वस्तुओं का विकास रुक जाता है। स्थानीय अंतरतारकीय माध्यम सूर्य स्थानीय बुलबुले के फैले स्थानीय अंतरतारकीय बादल (एल. आई. सी.) के भीतर ओरियन भुजा के आंतरिक किनारे पर आकाशगंगा के केंद्र से 8,300 पी. सी. पर स्थित है। स्थानीय बुलबुला स्कार्पियस-सेंटॉरस संघ के निकटतम (~ 130 पी. सी.) तारा निर्माण क्षेत्र में सुपरनोवा विस्फोटों द्वारा बनाया गया था। तारामंडल गैस के कई आंशिक रूप से आयनित गर्म "बादल" सूर्य के कुछ पारसेक के भीतर स्थित हैं। उनका हाइड्रोजन घनत्व स्थानीय बुलबुले की तुलना में लगभग 5 गुना अधिक है। पिछले कई दस हजार वर्षों से सूर्य एल. आई. सी. से गुजरता रहा है लेकिन कुछ 1000 वर्षों के भीतर सूर्य पास के जी बादल में प्रवेश कर जाएगा। 10 माइक्रोन से छोटे अंतरतारकीय धूल कण एक पैमाने की लंबाई <1 पी. सी. पर अंतरतारकीय चुंबकीय क्षेत्र के माध्यम से एल. आई. सी. गैस से जुड़ते हैं। एल. आई. सी. सौर मंडल के चारों ओर एक गर्म क्षीण आंशिक रूप से आयनित बादल (≈ 7000 के, एच + एच + ≈ 0.3 सेमी-3) है। यह सौर मंडल के चारों ओर 26 किमी/सेकंड की गति से बहती है। हेलियोपॉज सूर्य से ऊपर की दिशा में 100 से 150 ए. यू. है जो तारामंडल के बीच के माध्यम को हेलियोस्फियर से अलग करता है। केवल तटस्थ परमाणु और 0.1 माइक्रोन से अधिक धूल के कण ही हेलियोपॉज में प्रवेश कर सकते हैं और हेलियोस्फियर में प्रवेश कर सकते हैं। यूलिसिस उपकरण जी. ए. एस. और डी. यू. एस. टी. ने आंतरिक सौर मंडल से गुजरने वाले अंतरतारकीय हीलियम और अंतरतारकीय धूल कणों के प्रवाह की खोज की। ग्रहण निर्देशांक प्रणाली में दोनों प्रवाह दिशाएँ ग्रहण देशांतर ≈ 74°, ग्रहण अक्षांश ≈-5° पर बहुत समान होती हैं। यूलिसिस ने 16 वर्षों में धूल के प्रवाह की निगरानी की और सौर चक्र के साथ एक मजबूत भिन्नता पाई जो 22 साल के सौर डायनेमो चक्र के बाद अंतरग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र में भिन्नताओं के कारण है। अंतरतारकीय धूल कणों का पहला संरचनात्मक विश्लेषण कैसिनी कॉस्मिक डस्ट एनालाइजर और स्टारडस्ट मिशन द्वारा अंतरतारकीय धूल संग्रह से उपलब्ध है। तारामंडल के बीच की धूल का मध्यम रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रा सिलिकेट और ऑक्साइड संरचना के मैग्नीशियम से भरपूर अनाज का सुझाव देता है, जिनमें से कुछ लोहे के समावेश के साथ होते हैं। भविष्य के उच्च द्रव्यमान रिज़ॉल्यूशन वाले धूल दूरबीन विश्लेषण अंतरतारकीय धूल की संरचना पर एक तेज दृश्य प्रदान करेंगे। स्टारडस्ट मिशन के नमूनों में सात संभावित अंतरतारकीय अनाज पाए गए; उनकी विस्तृत जांच जारी है। एक सक्रिय धूल संग्राहक के साथ भविष्य के संग्रह अंतरतारकीय धूल संग्रह की गुणवत्ता और मात्रा में सुधार कर सकते हैं। ट्रांस-नेप्च्यून वस्तुएँ और धूमकेतु ट्रांस-नेप्च्यून वस्तुएँ, टी. एन. ओ., छोटे सौर मंडल निकाय और बौने ग्रह हैं जो 30 ए. यू. पर नेप्च्यून की कक्षा की तुलना में अधिक औसत दूरी पर सूर्य की परिक्रमा करते हैं। इनमें कुइपर बेल्ट और बिखरे हुए डिस्क ऑब्जेक्ट और ऊर्ट क्लाउड धूमकेतु शामिल हैं। ये बर्फीले ग्रह और बौने ग्रह ~ 100,000 ए. यू. तक की दूरी पर तारामंडल के बीच सूर्यमंडल के अंदर और बाहर सूर्य की परिक्रमा करते हैं। अवलोकन किए गए अल्पकालिक धूमकेतुओं की संख्या की व्याख्या करने के लिए फर्नांडीज ने नेप्च्यून की कक्षा के बाहर एक धूमकेतु बेल्ट का प्रस्ताव रखा जिसके कारण बाद में कई टी. एन. ओ. और विशेष रूप से कुइपर बेल्ट वस्तुओं की खोज हुई। कुइपर बेल्ट 35 ए. यू. और ~ 55 ए. यू. पर नेपच्यून की कक्षा के बीच फैला हुआ है। सबसे विशाल शास्त्रीय कुइपर बेल्ट वस्तुओं में 39 ए. यू. और 48 ए. यू. के बीच अर्ध-प्रमुख अक्ष होता है जो नेपच्यून के साथ 1:3 और 1:2 अनुनाद के अनुरूप होता है। ऐसा माना जाता है कि कुइपर बेल्ट में मूल प्रोटोप्लानेटरी डिस्क से ग्रह और बौने ग्रह शामिल हैं जिसमें कुइपर बेल्ट वस्तुओं की कक्षाएं बृहस्पति और नेपच्यून से दृढ़ता से प्रभावित हुई हैं। आज के कुइपर बेल्ट में आपसी टकराव से धूल पैदा होती है जिसे न्यू होराइजन्स स्पेस प्रोब पर वेनेशिया बर्नी स्टूडेंट डस्ट काउंटर द्वारा देखा गया है। प्वाइंटिंग-रॉबर्टसन ड्रैग और ग्रहों के प्रकीर्णन की क्रिया से यह धूल 107 से 108 वर्षों के भीतर आंतरिक ग्रह प्रणाली तक पहुंच सकती है। विरल आबादी वाला बिखरा हुआ डिस्क कुइपर बेल्ट से परे ~ 100 ए. यू. तक फैला हुआ है। बिखरे हुए डिस्क ऑब्जेक्ट अभी भी नेपच्यून के इतने करीब हैं कि वे नेपच्यून के गुरुत्वाकर्षण से विचलित हो सकते हैं। यह अंतःक्रिया उन्हें बाहर की ओर ऊर्ट बादल में या अंदर की ओर सेंटॉर आबादी में भेज सकती है। ऐसा माना जाता है कि बिखरा हुआ डिस्क सेंटॉर्स का स्रोत क्षेत्र है और आंतरिक ग्रह प्रणाली में देखे जाने वाले अल्पकालिक धूमकेतु हैं। परिकल्पना किए गए ऊर्ट बादल को कुइपर बेल्ट के बाहर से फैले बर्फीले निकायों का एक गोलाकार बादल और बिखरे हुए डिस्क को निकटतम तारे के आधे रास्ते तक माना जाता है। ग्रह निर्माण के दौरान पहले से विकसित बृहस्पति और नेपच्यून के साथ प्रोटोप्लानेटरी डिस्क वस्तुओं की बातचीत के परिणामस्वरूप बिखरे हुए डिस्क और ऊर्ट बादल बने। जब सूर्य अपने जन्म समूह में था तो हो सकता है कि उसने अन्य सितारों के बाहरी प्रोटोप्लानेटरी डिस्क से धूमकेतुओं को साझा किया हो। ग्रह निर्माण के दौरान प्रकीर्णन प्रक्रियाओं में कई ग्रह सौर गुरुत्वाकर्षण के लिए बाध्य नहीं हो सकते हैं और ओमुआमुआ की तरह अंतरतारकीय वस्तु बन गए हैं जो सौर मंडल से गुजरने वाली पहली अंतरतारकीय वस्तु है। ऊर्ट बादल से लंबी अवधि के धूमकेतु गुजरने वाले सितारों के कारण होने वाले गुरुत्वाकर्षण विक्षोभ से सूर्य की ओर विचलित होते हैं। लंबी अवधि के धूमकेतुओं की अत्यधिक विलक्षण कक्षाएं और अवधि 200 साल से लेकर लाखों साल तक होती है और उनका कक्षीय झुकाव मोटे तौर पर समस्थानिक होता है। अधिकांश धूमकेतु (कई हजार) जमीन-आधारित पर्यवेक्षकों या स्वचालित वेधशालाओं (जैसे। पैन-स्टार्स) या निकट-पृथ्वी अंतरिक्ष यान द्वारा (जैसे। एस. ओ. एच. ओ.) लंबे समय तक चलने वाले धूमकेतु हैं जिनका केवल एक ही भूत था। धूमकेतु हेली और अन्य हेली प्रकार के धूमकेतुओं (एचटीसी) की अवधि 20 से 200 वर्ष और झुकाव 0 से 180 डिग्री तक होती है। माना जाता है कि एचटीसी लंबे समय तक चलने वाले धूमकेतुओं से निकले हैं। एक बार जब एक कुइपर बेल्ट या बिखरे हुए डिस्क ऑब्जेक्ट को नेपच्यून द्वारा नेपच्यून की कक्षा के अंदर एक परिधीय दूरी के साथ एक कक्षा में बिखेरा जाता है तो इसकी कक्षा अस्थिर हो जाती है क्योंकि यह अंततः एक या अधिक विशाल ग्रहों की कक्षाओं को पार कर जाएगी। ऐसी वस्तुओं को सेंटॉर्स कहा जाता है। सेंटॉर कक्षाओं में केवल कुछ मिलियन वर्षों का गतिशील जीवनकाल होता है। कुछ सेंटॉर कक्षाएं बृहस्पति को पार करने वाली कक्षाओं में विकसित होंगी और बृहस्पति परिवार के धूमकेतु बन जाएंगे, या सूर्य या ग्रह से टकराएंगे, या उन्हें अंतरतारकीय अंतरिक्ष में बाहर निकाला जा सकता है। 2060 चिरोन और 29 पी/श्वासमैन-वाचमैन जैसे सेंटॉर्स धूमकेतु जैसे धूल कोमा प्रदर्शित करते हैं। अपने आंतरिक प्रवास के दौरान धूमकेतु की सतह की शीर्ष परतें (~ 100 मीटर) गर्म हो जाती हैं और अधिकांश वाष्पशील बर्फ CO, N2 खो देती हैं। सी. ओ. 2-बर्फ बृहस्पति की लगभग दूरी पर उत्प्लावित होता है (जैसे। 29पी/श्वासमैन-वाचमैन)। अधिकांश आवधिक धूमकेतु बृहस्पति-परिवार के धूमकेतु (जे. एफ. सी.) हैं जिनकी कक्षीय अवधि 12 वर्ष से कम है और एपेलिया बृहस्पति के करीब है। जे. एफ. सी. सेंटॉर्स से उत्पन्न होते हैं। सूर्य जल से तीन ए. यू. की दूरी के भीतर बर्फ का उत्प्लावन गतिविधि का प्रमुख चालक बन जाता है, लेकिन अन्य अस्थिर बर्फ जैसे सी. ओ. 2 बर्फ भी धूमकेतु गतिविधि में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। उदात्तीकृत गैसें अपने परिधीय मार्ग के दौरान एक अवलोकन योग्य कोमा और पूंछ बनाने के लिए माइक्रोन के आकार के धूल कणों को ले जाती हैं। इन्फ्रारेड अवलोकनों से पता चलता है कि कई जेएफसी धूमकेतु की कक्षा के साथ सेमी आकार के कणों के मलबे का निशान प्रदर्शित करते हैं। जब पृथ्वी एक धूमकेतु के निशान से गुजरती है तो एक उल्का बौछार देखी जाती है। जे. एफ. सी. का गतिशील जीवनकाल बृहस्पति द्वारा सौर मंडल से समाप्त होने या किसी ग्रह या सूर्य से टकराने से कुछ 105 साल पहले का है। हालाँकि, उनका सक्रिय जीवनकाल ~ 10 गुना कम होता है क्योंकि ऊपरी सतह की परतों से अस्थिर बर्फ गायब हो जाते हैं। वे फिर से जाग सकते हैं, जैसे। जब उनकी कक्षाएं सूर्य के बहुत करीब हो जाती हैं। धूमकेतु एन्के ऐसा ही एक मामला है। इसकी कक्षा बृहस्पति से अलग हो गई है; इसकी एफ़िलियन दूरी केवल 4,1 ए. यू. है। यह अपनी वर्तमान कक्षा में पहुंचने तक लंबे समय तक निष्क्रिय रहा होगा। 2022 तक रिमोट सेंसिंग और क्षेत्रों और कण उपकरणों के साथ अंतरिक्ष यान द्वारा आठ धूमकेतुओं का दौरा किया गया है, लेकिन केवल धूमकेतु 1 पी/हेली, 81 पी/वाइल्ड 2 और 67 पी/चुर्युमोव-गेरासिमेंको के लिए धूल संरचना विश्लेषकों से अतिरिक्त संरचनात्मक विश्लेषण प्राप्त किए गए थे। गियोटो और वेगा अंतरिक्ष यान में सवार पी. आई. ए. और पी. यू. एम. ए. धूल विश्लेषकों द्वारा 1 पी./धूमकेतु हेली से धूल के निकट माप से पता चला कि धूल के कणों में ज्यादातर कोन्ड्रिटिक संरचना थी लेकिन वे एच, सी, एन और ओ जैसे प्रकाश तत्वों से भरपूर थे। स्टारडस्ट धूमकेतु के नमूने विभिन्न घटकों का मिश्रण थे जिनमें एस. आई. सी. अनाज जैसे पूर्व-सौर कण और आदिम उल्कापिंडों में पाए जाने वाले कैल्शियम-एल्यूमीनियम-समृद्ध समावेशन (सी. ए. आई.) जैसे उच्च तापमान वाले सौर नीहारिका संघनन शामिल थे। रोसेटा मिशन पर सवार सी. ओ. एस. आई. एम. ए. धूल संरचना विश्लेषकों ने धूमकेतु कार्बनिक में डी/एच अनुपात को मापा और पाया कि यह पृथ्वी पर मूल्य और सौर जैसे प्रोटोस्टेलर क्षेत्रों में मूल्य के बीच है। रोसेटा पर रोसिना गैस विश्लेषक ने पाया कि नाभिक पर सक्रिय क्षेत्रों से उत्प्लावनकारी बर्फ के कण उत्सर्जित होते हैं। रोसेटा अवलोकनों में पाया गया कि 67पी/चुर्युमोव-गेरासिमेंको का घनत्व केवल 540 किग्रा/मीटर-3 है-किसी भी ठोस सामग्री या पानी की बर्फ की तुलना में बहुत कम, इसलिए, यह धूमकेतु सामग्री अत्यधिक झरझरा (~70%) है। रोसेटा उपकरणों द्वारा एकत्र किए गए अधिकांश उप-मिमी धूल कणों में छोटे माइक्रोमीटर आकार की उप-इकाइयों के समुच्चय शामिल थे जो स्वयं ~ 100 एनएम कणों के समुच्चय हो सकते हैं। एक धूमकेतु की सतह पर तापमान आम तौर पर स्थानीय ब्लैकबॉडी तापमान के पास होता है; जो नाभिक की सतह के बड़े हिस्से को कवर करने वाले एक निष्क्रिय धूल आवरण के अस्तित्व का सुझाव देता है। इसलिए, धूमकेतु की सतह से बर्फ का उत्परिवर्तन और इसके परिणामस्वरूप अंतर्निहित धूल का उत्सर्जन एक सरल प्रक्रिया नहीं है। सौर प्रकाश से गर्मी को निचले बर्फ तक पहुंचना पड़ता है और सामंजस्यपूर्ण धूल आवरण को तोड़ना पड़ता है। यह प्रक्रिया प्रयोगशाला सिमुलेशन में देखी गई है। रोसेटा ने 67पी/चुर्युमोव-गेरासिमेंको के साथ अपनी मुलाकात के दौरान भूस्खलन और यहां तक कि विस्फोटों के कारण गैस और धूल के बड़े विस्फोट देखे हैं। उपसतह अति-वाष्पशील बर्फ का उत्प्लावन सतह के नीचे 10 मीटर से बहुत अधिक गहराई पर होता है। जब सौर ऊष्मा लहर इस गहराई तक पहुंचती है तो यह 73 पी/श्वासमैन-वाचमैन के मामले की तरह पूरे नाभिक के पलायनशील उत्परिवर्तन और बाद में विघटन का कारण बन सकती है। सितंबर 1995 में, इस धूमकेतु ने विघटित होना शुरू कर दिया और अपनी कक्षा में टुकड़े और बड़ी मात्रा में मलबा और धूल छोड़नी शुरू कर दी। धूमकेतुओं के विभाजन की ओर ले जाने वाली अन्य प्रक्रियाएँ ज्वारीय दबाव और नाभिक का स्पिन-अप व्यवधान हैं। धूमकेतु विभाजन प्रति 100 वर्ष में ~ 1 की दर से एक सामान्य घटना है। इस बड़ी दर से पता चलता है कि धूमकेतु के नाभिक और धूमकेतु के मलबे के उत्पादन के लिए विभाजन एक महत्वपूर्ण विनाशकारी प्रक्रिया हो सकती है। क्षुद्रग्रह एक ऐसे क्षेत्र में प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के अवशेष हैं जहां बृहस्पति द्वारा गुरुत्वाकर्षण गड़बड़ी ग्रहों में ग्रहों के संचय को रोकती है। क्षुद्रग्रहों का कक्षा वितरण बृहस्पति द्वारा नियंत्रित किया जाता है। क्षुद्रग्रहों (मुख्य-बेल्ट क्षुद्रग्रहों) की सबसे बड़ी सांद्रता में 2.06 और 3.27 ए. यू. के बीच अर्ध-प्रमुख अक्ष होते हैं जहां बृहस्पति (किर्कवुड अंतराल) के साथ मजबूत 4:1 और 2:1 कक्षीय अनुनाद होते हैं। उनकी कक्षाओं में उत्केन्द्रता 0.3 से कम और झुकाव 30° से कम है। बृहस्पति की दूरी पर क्षुद्रग्रहों के तीन विशिष्ट गतिशील समूह हैं। ट्रोजन बृहस्पति की कक्षा साझा करते हैं। वे एल4 (बृहस्पति से आगे) पर यूनानियों और एल5 (बृहस्पति के पीछे) पर ट्रोजन में विभाजित हैं। हिल्डा क्षुद्रग्रह क्षुद्रग्रह बेल्ट से परे एक गतिशील समूह हैं, लेकिन बृहस्पति की कक्षा के भीतर, बृहस्पति के साथ 3ः2 कक्षीय अनुनाद में हैं। क्षुद्रग्रह बेल्ट के अंदर पृथ्वी को पार करने वाले क्षुद्रग्रह हैं, जिनकी कक्षाएं पृथ्वी के करीब से गुजरती हैं। क्षुद्रग्रहों के आकार बड़े बौने ग्रह सेरेस से लेकर 1000 किमी व्यास से लेकर मीटर आकार की वस्तुओं तक होते हैं, जिनके नीचे उन्हें उल्कापिंड या धूल कहा जाता है। आकार में ~ 100 किमी से छोटे क्षुद्रग्रहों का आकार वितरण दोहनयी के स्थिर स्थिति टकराव विखंडन वितरण का अनुसरण करता है। अधिकांश क्षुद्रग्रह बर्फ की रेखा के अंदर 4.54 अरब साल पहले ज्यादातर कॉन्ड्रिटिक ग्रहों और प्रोटोप्लानेट से बने थे। एक बार जब ये प्रोटोप्लानेट रेडियोधर्मिता, प्रभावों और गुरुत्वाकर्षण दबाव द्वारा कई 100 किमी के ताप के आकार तक पहुँच गए, तो प्रोटोप्लानेट और ग्रहों के विभेदन के पिघलने वाले हिस्से स्थापित हो गए। भारी तत्व (लोहा और निकल) केंद्र में डूब गए, जबकि हल्के तत्व (पत्थर की सामग्री) सतह पर चढ़ गए। क्षुद्रग्रह पट्टी में आगे की टक्करों ने ऐसी मूल वस्तुओं को नष्ट कर दिया और उत्सर्जन, रंग और एल्बिडो में बहुत अलग संरचना और वर्णक्रमीय प्रकार के टुकड़े छोड़ दिए। सी-प्रकार के क्षुद्रग्रह ज्ञात क्षुद्रग्रहों की सबसे आम किस्म (~75%) हैं। वे अस्थिर-समृद्ध होते हैं और उनमें बहुत कम एल्बिडो होता है क्योंकि उनकी संरचना में बड़ी मात्रा में कार्बन शामिल होता है। लाल एम-प्रकार के क्षुद्रग्रहों को प्रारंभिक प्रोटोप्लानेट के अवशेष कोर माना जाता है, जबकि मध्यम एल्बिडो के एस-प्रकार के क्षुद्रग्रह (17 प्रतिशत) सिलिसियस क्रस्ट के टुकड़े हैं। ये क्षुद्रग्रह प्रकार संबंधित उल्कापिंड वर्गों के जनक हैं। हाल ही में सक्रिय क्षुद्रग्रहों को देखा गया है जो धूल निकालते हैं और क्षणिक, धूमकेतु जैसे कोमा और पूंछ पैदा करते हैं। गतिविधि के संभावित कारणों में क्षुद्रग्रह बर्फ का उत्प्लावन, प्रभाव निष्कासन, घूर्णन अस्थिरता, स्थिरविद्युत प्रतिकर्षण और तापीय अस्थिभंग शामिल हैं। 1970 के दशक की शुरुआत में पायनियर 10 और 11 ने बृहस्पति और शनि के रास्ते में क्षुद्रग्रह बेल्ट को पार किया। बोर्ड पर धूल उपकरण, दोनों प्रवेश डिटेक्टर और राशि चक्र प्रकाश उपकरण क्षुद्रग्रह बेल्ट में एक बढ़ी हुई धूल घनत्व नहीं पाए। 1983 में इन्फ्रारेड एस्ट्रोनॉमिकल सैटेलाइट (आई. आर. ए. एस.) ने इन्फ्रारेड आकाश की चमक का मानचित्रण किया और डेटा में कई सौर मंडल के धूल बैंड पाए गए। इन धूल पट्टियों की व्याख्या मुख्य पट्ट वाले क्षुद्रग्रहों के हालिया टकराव संबंधी व्यवधानों से उत्पन्न मलबे के रूप में की गई थी। उम्मीदवार क्षुद्रग्रहों के विस्तृत विश्लेषण से पता चला है कि 3,17 ए. यू. पर वेरिटास क्षुद्रग्रह परिवार में टक्कर, लगभग 8 मायर पहले 2.86 ए. यू. पर कोरोनिस परिवार और लगभग 5,7 मायर पहले पूर्वज क्षुद्रग्रहों की टक्कर से करिन क्लस्टर का गठन हुआ था। 1990 के दशक की शुरुआत में गैलीलियो स्पेस प्रोब ने एस्ट्रॉइड 951 गैस्प्रा और 243 इडा की पहली तस्वीरें लीं। 2022 तक अंतरिक्ष यान द्वारा तीन नमूना-वापसी मिशनों के साथ 15 क्षुद्रग्रहों का दौरा किया गया हैः 2005 में हयाबुसा द्वारा एस-प्रकार के क्षुद्रग्रह 25143 इटोकावा का दौरा किया गया और 2010 में नमूना वापस किया गया, सी-प्रकार के क्षुद्रग्रह 162173 रयुगु का 2018 में हयाबुसा 2 द्वारा दौरा किया गया और 2020 में नमूना वापस किया गया, और सी-प्रकार के क्षुद्रग्रह 101955 बेन्नू का 2018 में ओएसआईआरआईएस-आरईएक्स द्वारा दौरा किया गया और 2023 के लिए नमूना वापसी की योजना बनाई गई है। नमूना विश्लेषण ने उनके उल्कापिंड संबंधों की पुष्टि की और उन्हें परिष्कृत किया। छोटे सौर मंडल निकाय और धूल अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में छोटे सौर मंडल की वस्तुएं उप-माइक्रोमीटर के आकार के धूल कणों से लेकर किमी के आकार के धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों तक हैं। सबसे छोटी अंतरग्रहीय वस्तुओं के प्रवाह का निर्धारण चंद्र माइक्रोक्रैटर गणना और अंतरिक्ष यान माप और उल्का और एन. ई. ओ. टिप्पणियों से किया गया है। वर्तमान में, 1 ए. यू. पर छोटे सौर मंडल निकाय विनाशकारी टकराव के दौर में हैं। पृथ्वी की दूरी पर उल्कापिंडों की औसत परस्पर टक्कर की गति ~ 20 किमी/सेकंड होती है। उस गति से उल्कापिंड 10 गुना से अधिक बड़ी वस्तुओं को विनाशकारी रूप से बाधित कर सकते हैं और कई छोटे टुकड़े उत्पन्न कर सकते हैं। दोहनानी ने प्रदर्शित किया कि 100 किमी से कम व्यास के क्षुद्रग्रह एक टकराव स्थिर स्थिति में पहुंच गए हैं, जिसका अर्थ है कि प्रत्येक द्रव्यमान अंतराल में टकराव से नष्ट होने वाले क्षुद्रग्रहों की संख्या बड़े क्षुद्रग्रहों से टकराव से उत्पन्न समान द्रव्यमान टुकड़ों की संख्या के बराबर होती है। यह एक संचयी द्रव्यमान वितरण F ~ m-0.837 के लिए मामला है। 1 ए. यू. पर 1 मि. मी. से बड़े आकार के उल्कापिंड टकराव की स्थिर स्थिति में होते हैं। छोटे उल्कापिंडों की महत्वपूर्ण अधिकता धूमकेतुओं से इनपुट के कारण होती है। पृथ्वी के अंतरग्रहीय धूल वातावरण के मॉडल के परिणामस्वरूप धूमकेतु की धूल का 80-90% बनाम क्षुद्रग्रह की धूल का केवल 10-20% होता है। 1 माइक्रोन से कम के धूल कणों की कमी पोइन्टिंग-रॉबर्टसन प्रभाव और प्रत्यक्ष विकिरण दबाव द्वारा तेजी से फैलाव के कारण होती है। ग्रह प्रणालियों में टकराव भी धूल के कणों को उत्पन्न करने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। बृहस्पति के वलय एक अच्छा उदाहरण हैं। इस वलय प्रणाली की खोज वायेजर 1 अंतरिक्ष जांच द्वारा की गई थी और बाद में गैलीलियो ऑर्बिटर द्वारा विस्तार से अध्ययन किया गया था। यह सबसे अच्छी तरह से तब देखा गया जब अंतरिक्ष यान बृहस्पति की छाया में सूर्य की ओर देख रहा था। बृहस्पति की वलय प्रणाली तीन भागों से बनी हैः एक सबसे बाहरी गोसमर वलय, एक सपाट मुख्य वलय और एक सबसे भीतरी डोनट के आकार का प्रभामंडल जो छोटे आंतरिक चंद्रमा थेबे, अमालथिया, एड्रास्टिया और मेटिस से संबंधित है। अंतरग्रहीय धूल द्वारा चंद्रमाओं पर बमबारी इन उपग्रहों और अन्य छोटे अदृश्य पिंडों के क्षरण का कारण बनती है। क्षरण द्रव्यमान ज्यादातर माइक्रोन आकार के इजेक्टा कणों के रूप में होता है जो अपने स्रोत चंद्रमा के गुरुत्वाकर्षण से बच जाते हैं और जो वलय में देखे जाते हैं। 1 से कुछ 10 मीटर/सेकंड की कम पलायन गति के कारण अधिकांश इजेक्टा कण उपग्रह के गुरुत्वाकर्षण को छोड़ सकते हैं और बृहस्पति के छल्लों को खिला सकते हैं। गैलीलियो डस्ट डिटेक्टर द्वारा गॉसमर रिंग के माध्यम से अपने मार्ग के दौरान मापन में पाया गया कि रिंग में पाए गए धूल के कणों का आकार 0.5-2.5 माइक्रोन होता है, जिसमें कैमरा छवियों में केवल सबसे बड़े कण दिखाई देते हैं। जोवियन गुरुत्वाकर्षण और पोइन्टिंग-रॉबर्टसन ड्रैग के अलावा माइक्रोन आकार के कण ऊर्जावान जोवियन मैग्नेटोस्फेयर में विद्युत आवेशित हो जाते हैं और इसलिए बृहस्पति के शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र के लॉरेंट्ज़ बल को महसूस करते हैं। ये सभी बल छल्लों के रूप को आकार देते हैं। विशेष रूप से, आंतरिक प्रभामंडल में कणों के कक्षीय झुकाव विद्युत चुम्बकीय अंतःक्रिया से उत्तेजित होते हैं जो उन्हें जोवियन वायुमंडल में डूबने के लिए मजबूर करते हैं। यहां तक कि बहुत बड़े गैलीलियन चंद्रमा भी कुछ 1000 किमी मोटाई के इजेक्टा धूल के बादलों से घिरे हुए हैं जैसा कि गैलीलियो डस्ट डिटेक्टर द्वारा देखा गया है। पृथ्वी के चंद्रमा के चारों ओर LADEE मिशन पर लूनर डस्ट एक्सपेरिमेंट (LDEX) ने 20 से 100 किमी की ऊंचाई से धूल के बादल का मानचित्रण किया और 100 मीटर/सेकंड से कुछ किमी/सेकंड तक इजेक्टा गति पाई; लेकिन उनमें से केवल एक छोटा सा अंश चंद्रमा के गुरुत्वाकर्षण से बचता है। इसके अलावा उपग्रहों वाले अन्य ग्रह विभिन्न प्रकार की धूल चक्र घटनाओं को प्रदर्शित करते हैं। शनि के विशाल और घने मुख्य वलय में बर्फ के कण सेमी आकार के और बड़े पिंडों में एकत्रित होते हैं जो लगातार लड़खड़ाते और ज्वारीय बल द्वारा बनते और विघटित होते रहते हैं। शनि के मुख्य वलय के ठीक बाहर एफ वलय है जो चंद्रमाओं, प्रोमेथियस और पेंडोरा की एक जोड़ी द्वारा चराया जाता है, जो वलय के साथ गुरुत्वाकर्षण रूप से परस्पर क्रिया करते हैं और सिंक और धूल दाताओं की तरह कार्य करते हैं। विस्तारित ई रिंग से परे जो एन्सेलेडस पर क्रायोवोल्केनिज्म द्वारा खिलाया जाता है, फोबे रिंग है, जिसे फोबे से उल्कापिंड इजेक्टा खिलाया जाता है जो अपनी प्रतिगामी गति साझा करता है। इसके अलावा यूरेनस और नेपच्यून में जटिल वलय प्रणालियाँ हैं। यूरेनस के संकीर्ण मुख्य वलय जो उपग्रहों द्वारा बनाए जाते हैं, उनके अलावा धूल के चौड़े वलय भी हैं। नेपच्यून के वलय संकीर्ण और चौड़े धूल के वलय से बने होते हैं जो आंतरिक चंद्रमाओं के साथ परस्पर क्रिया करते हैं। यहाँ तक कि मंगल ग्रह पर भी धूल के गोले होने का संदेह है जो इसके चंद्रमा फोबोस और डीमोस से उत्पन्न होते हैं। अब तक मंगल के वलय उनकी पहचान से बच गए थे। यहां तक कि पृथ्वी भी निष्क्रिय कृत्रिम उपग्रहों और परित्यक्त प्रक्षेपण वाहनों की मानव निर्मित अंतरिक्ष मलबे वाली पट्टी विकसित कर रही है। इन वस्तुओं के बीच टकराव एक टकराव कैस्केड का कारण बन सकता है, जिसे केसलर सिंड्रोम कहा जाता है, जिसमें प्रत्येक टक्कर अधिक अंतरिक्ष मलबा उत्पन्न करती है जो आगे की टक्कर की संभावना को बढ़ाती है। ज्वालामुखी और गीजर शुक्र, पृथ्वी और मंगल प्राचीन या वर्तमान ज्वालामुखी के संकेत प्रदर्शित करते हैं। इन सभी ग्रहों में एक ठोस परत और एक द्रव आवरण होता है जिसे ग्रह के गठन और रेडियोधर्मी समस्थानिकों के क्षय से आंतरिक गर्मी द्वारा गर्म किया जाता है। पृथ्वी पर देखे जाने वाले सबसे विस्फोटक ज्वालामुखी विस्फोटों में 40 किमी की ऊंचाई तक गैस और राख के ढेर होते हैं; लेकिन कोई भी ज्वालामुखीय धूल वायुमंडल या पृथ्वी के गुरुत्वाकर्षण (पहाड़ी क्षेत्र) से बच नहीं पाती है। शुक्र पर संदिग्ध सक्रिय ज्वालामुखी के लिए भी इसी तरह के निष्कर्ष निकाले जा सकते हैं। छोटे ग्रह निकायों में सतह के माध्यम से गर्मी का नुकसान अधिक होता है और इसलिए आंतरिक गर्मी, वर्तमान समय में सक्रिय ज्वालामुखी को नहीं चला सकती है। इसलिए, यह एक आश्चर्य के रूप में आया जब जुड़वां जांच वायेजर 1 और वायेजर 2 ने 1979 में जोवियन प्रणाली के माध्यम से उड़ान भरी और बृहस्पति के चंद्रमा आईओ पर कई ज्वालामुखी के ढेर की तस्वीरें लीं। फ्लाईबाई पील, कैसेन से कुछ हफ्ते पहले। और रेनॉल्ड्स (1979) ने भविष्यवाणी की कि आइओ के आंतरिक भाग को पड़ोसी चंद्रमाओं यूरोपा और गैनीमेड के साथ अपनी कक्षीय अनुनाद के कारण महत्वपूर्ण ज्वारीय गर्मी का अनुभव करना चाहिए। गैलीलियो अंतरिक्ष यान द्वारा हॉटस्पॉट में तापमान माप से पता चला कि बेसाल्टिक मैग्मा आयो पर ज्वालामुखी को चलाता है। सल्फर, सल्फर डाइऑक्साइड और अन्य पाइरोक्लास्ट जैसे वाष्पशील छतरी के आकार के प्लूम आयो के कुछ ज्वालामुखियों से आसमान की ओर निकलते हैं। ई. जी. आइओ का ज्वालामुखी त्वश्तार पटेरे सतह से 300 किलोमीटर से अधिक ऊपर सामग्री का विस्फोट करता है। वेंट पर निकास की गति 1 किमी/सेकंड तक है जो आईओ से 2.5 किमी/सेकंड की पलायन गति से बहुत कम है, इसलिए, इस दृश्य धूल में से कोई भी आईओ के गुरुत्वाकर्षण से बच नहीं पाता है। अधिकांश प्लूम सामग्री सल्फर और सल्फर डाइऑक्साइड फ्रॉस्ट और पायरोक्लास्ट के रूप में सतह पर वापस गिरती है। हालांकि, 1992 में अपने बृहस्पति उड़ान के दौरान यूलिसिस मिशन पर डस्ट डिटेक्टर ने बृहस्पति की दिशा से निकलने वाले 10 एनएम आकार के धूल कणों की धाराओं का पता लगाया। बृहस्पति के मैग्नेटोस्फेयर के भीतर गैलीलियो डस्ट डिटेक्टर द्वारा बाद के मापों ने आवधिक धूल धाराओं का विश्लेषण किया और आयो को स्रोत के रूप में पहचाना। नैनोमीटर के आकार के धूल के कण जो आईओ के ज्वालामुखी से उत्सर्जित होते हैं, आईओ प्लाज्मा टोरस में विद्युत आवेशित हो जाते हैं और बृहस्पति के मजबूत चुंबकीय क्षेत्र को महसूस करते हैं। 10 और 100 एनएम त्रिज्या के बीच सकारात्मक रूप से आवेशित धूल के कण आईओ और यहां तक कि बृहस्पति के गुरुत्वाकर्षण से बच जाते हैं और अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में प्रवेश करते हैं। बृहस्पति के कैसिनी मिशन के उड़ान के दौरान कॉस्मिक डस्ट एनालाइजर (सीडीए) ने इन धारा कणों का रासायनिक रूप से विश्लेषण किया और सोडियम क्लोराइड के साथ-साथ सल्फर और पोटेशियम वाले घटकों को पाया, जो आईओ के वायुमंडल के स्पेक्ट्रोस्कोपिक विश्लेषण द्वारा भी पाए गए हैं। शनि की क्षीण ई रिंग की खोज शनि के रिंग प्लेन क्रॉसिंग के समय पृथ्वी की दूरी से टिप्पणियों द्वारा की गई थी। इसका अधिकतम घनत्व ~ 4 शनि त्रिज्या पर है, जो एन्सेलेडस की कक्षा के साथ मेल खाता है। वायेजर 1 और 2 द्वारा अंतरिक्ष यान अवलोकन और कैसिनी ने इन टिप्पणियों की पुष्टि की। ई वलय 3 पर मीमास और 20 पर टाइटन की कक्षाओं के बीच फैला हुआ है। ई रिंग में सिलिकेट, कार्बन डाइऑक्साइड, अमोनिया और अन्य अशुद्धियों के साथ पानी की बर्फ के कई छोटे (माइक्रोन और उप-माइक्रोन) कण होते हैं। कैसिनी प्रेक्षणों ने प्रदर्शित किया कि एन्सेलेडस और ई रिंग आनुवंशिक रूप से संबंधित हैं। कैसिनी के एन्सेलेडस के निकट उड़ान के दौरान कॉस्मिक डस्ट एनालाइजर सहित कई उपकरणों ने एन्सेलेडस के दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्र में जल वाष्प और माइक्रोन आकार के बर्फ के कणों के फव्वारे (गीज़र) का अवलोकन किया। प्लूम में सोडियम-नमक से भरपूर बर्फ के कणों के सीडीए विश्लेषण से पता चलता है कि कण एक तरल जल भंडार से बनते हैं जो चट्टान के संपर्क में होता है। जो तंत्र विस्फोटों को चलाता है और बनाए रखता है, उसे डायोन के साथ कक्षीय अनुनाद के कारण ज्वारीय ताप माना जाता है जो एन्सेलेडस की कक्षीय विलक्षणता को उत्तेजित करता है। एन्सेलेडस के फव्वारों से निकलने वाले बर्फ के दाने शनि के ई रिंग को खिलाते हैं और बनाए रखते हैं। बृहस्पति के गैलीलियन चंद्रमाओं में से एक, यूरोपा के दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्र के ऊपर हबल अंतरिक्ष दूरबीन द्वारा इसी तरह के जल वाष्प के ढेर देखे गए थे। नासा का भविष्य का यूरोपा क्लिपर मिशन (योजनाबद्ध प्रक्षेपण तिथि 2024) अपने सरफेस डस्ट एनालाइजर (एसयूडीए) के साथ यूरोपा से उल्कापिंड प्रभावों और संभावित प्लूम में बर्फ के कणों द्वारा उत्सर्जित छोटे ठोस कणों का विश्लेषण करेगा। 1989 में नेपच्यून के वायेजर 2 उड़ान के दौरान इसके चंद्रमा ट्राइटन की सतह पर सक्रिय काले प्लूम देखे गए थे। ऐसा माना जाता है कि इन प्लूम में धूल और बर्फ के कण होते हैं जो अदृश्य नाइट्रोजन गैस जेट द्वारा ले जाए जाते हैं। अंतरिक्ष में धूल के कणों की ब्रह्मांडीय धूल गतिकी गतिकी विभिन्न बलों से प्रभावित होती है जो उनके प्रक्षेपवक्र, रेसप को निर्धारित करते हैं। उनकी कक्षाएँ। ये बल विशाल निकायों और पर्यावरणीय स्थितियों के संबंध में धूल के कण की स्थिति पर निर्भर करते हैं। अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में एक प्रमुख बल सौर गुरुत्वाकर्षण के कारण होता है जो समान रूप से ग्रहों और धूल के कणों को आकर्षित करता हैः जहां G बल है, = M′ सौर द्रव्यमान है, और परस्पर क्रिया करने वाली वस्तु का द्रव्यमान है, द्रव्यमान के केंद्रों के बीच की दूरी है और गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है। ग्रह और अंतरग्रहीय धूल सहित छोटे सौर मंडल निकाय सूर्य के चारों ओर केपलर कक्षाओं (दीर्घवृत्त, परवलय या अतिध्रुव) का अनुसरण करते हैं और केंद्र में उनके बेरिसेन्टर होते हैं। कक्षाओं को छह कक्षीय तत्वों द्वारा चिह्नित किया जाता हैः अर्ध-प्रमुख अक्ष (ए), उत्केन्द्रता (ई), झुकाव (आई), आरोही नोड का देशांतर, पेरियाप्सिस का तर्क और वास्तविक विसंगति। यद्यपि ग्रह छोटे होते हैं, फिर भी दूर की वस्तुओं पर गुरुत्वाकर्षण बल लगाते हैं। यदि यह बल नियमित और आवधिक है तो इस तरह का कक्षीय अनुनाद ग्रहों की वस्तुओं की कक्षाओं को स्थिर या अस्थिर कर सकता है। क्षुद्रग्रह बेल्ट में किर्कवुड अंतराल उदाहरण हैं जो बृहस्पति के अनुनाद और कुइपर बेल्ट की संरचना के कारण होते हैं जो नेपच्यून अनुनाद के कारण होते हैं। किसी ग्रह के साथ निकट संपर्क तब हो सकता है जब छोटे पिंड की कक्षा का परिधीय भाग निकट हो और परिधीय भाग सूर्य से विचलित ग्रह की तुलना में अधिक दूर हो। यह कक्षा के प्रकीर्णन के लिए आवश्यक स्थिति है; यह एक ग्रह के प्रकीर्णन क्षेत्र को परिभाषित करता है। इस मामले में एक छोटा शरीर या एक धूल कण एक प्रमुख कक्षा गड़बड़ी से गुजर सकता है। हालाँकि, पुरानी और नई कक्षा के टिसेरैंड के मापदंड लगभग समान हैं। सेमीमेजर अक्ष a, ऑर्बिटल एक्सेंट्रिसिटी e, और ऑर्बिटल इनक्लिनेशन i, और सेमीमेजर अक्ष के साथ एक अशांत ग्रह के लिए टिसेरैंड का पैरामीटर है। छोटे सौर मंडल निकायों के दो परिवार विशाल ग्रहों के प्रकीर्णन क्षेत्रों के बाहर स्थित हैं और सूर्य के चारों ओर आदिम प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के अवशेष हैंः एस्टियोरिड्स और कुइपर बेल्ट ऑब्जेक्ट। कुइपर बेल्ट लगभग है। क्षुद्रग्रह बेल्ट की तुलना में 100 गुना अधिक विशाल और ट्रांस-नेप्च्यूनियन ऑब्जेक्ट्स (टी. एन. ओ.) का हिस्सा है। टी. एन. ओ. का दूसरा भाग नेपच्यून के प्रकीर्णन क्षेत्र में कक्षाओं वाली वस्तुओं के साथ बिखरा हुआ डिस्क है। उच्च उत्केन्द्रता (या उच्च झुकाव) पर पड़ोसी ग्रहों के प्रकीर्णन क्षेत्र ओवरलैप होते हैं। इसलिए, बिखरे हुए डिस्क ऑब्जेक्ट सेंटॉर्स में और अंततः बृहस्पति-परिवार के धूमकेतुओं में विकसित हो सकते हैं। बृहस्पति के प्रकीर्णन डिस्क के अंदर राशि चक्र का बादल होता है जिसमें अंतरग्रहीय धूल होती है जो धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों से उत्पन्न होती है। इसके अलावा कुइपर बेल्ट से धूल के कण आंतरिक ग्रह प्रणाली में प्रकीर्णन मार्ग पाते हैं। एक ग्रह के पहाड़ी क्षेत्र के अंदर इसका गुरुत्वाकर्षण सूर्य के गुरुत्वाकर्षण पर हावी है। सभी ग्रहों के चंद्रमा और वलय पहाड़ी क्षेत्र के अंदर अच्छी तरह से स्थित हैं और संबंधित ग्रह की परिक्रमा करते हैं। ऐसे उपग्रहों के बीच गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाओं को देखा जा सकता है, उदाहरण के लिए, बृहस्पति के चंद्रमा गैनीमेड, यूरोपा और आईओ के स्थिर 1:2:4 कक्षीय अनुनाद में। शनि के वलय के भीतर उपखंड और संरचनाएँ भी उपग्रहों के साथ अनुनाद के कारण होती हैं। ई. जी. भीतरी बी रिंग और बाहरी ए रिंग के बीच के अंतर को चंद्रमा मीमास के साथ 2:1 अनुनाद द्वारा हटा दिया गया है। इसके अलावा शनि, यूरेनस और नेपच्यून के कुछ संकीर्ण असतत वलय जैसे शनि का एफ वलय एक या दो चरवाहे चंद्रमाओं के गुरुत्वाकर्षण द्वारा आकार और स्थान पर रखे जाते हैं। सौर विकिरण दबाव प्रभाव सौर विकिरण उल्कापिंडों और अंतरग्रहीय धूल कणों पर प्रतिकारक विकिरण दबाव बल आर लगाता हैः जहां सौर चमक है या सूर्यकेंद्रित दूरी पर सौर विकिरण है, कण का विकिरण दबाव गुणांक है, क्रॉस सेक्शन है (कण त्रिज्या वाले गोलाकार कणों के लिए), प्रकाश की गति है। विकिरण दबाव गुणांक, सौर वर्णक्रम की सभी तरंग दैर्ध्य पर एकीकृत अवशोषण, परावर्तन और प्रकाश प्रकीर्णन जैसे कण के ऑप्टिकल गुणों पर निर्भर करता है। इसकी गणना उदाहरण का उपयोग करके की जा सकती है। थियोरी, असतत द्विध्रुव सन्निकटन, या यहाँ तक कि माइक्रोवेव एनालॉग प्रयोग। सौर विकिरण दबाव एक धूल कण पर गुरुत्वाकर्षण के प्रभावी बल को कम कर देता है और आयामहीन पैरामीटर द्वारा विशेषता है, कण पर गुरुत्वाकर्षण बल के लिए विकिरण दबाव बल का अनुपातः घनत्व कहाँ है और धूल के कण का आकार (त्रिज्या) कहाँ है। 0. 1 से अधिक वाले धूमकेतु कणों में पहले से ही अपने मूल धूमकेतु की तुलना में काफी अलग सूर्यकेंद्रित कक्षाएं होती हैं और वे धूल की पूंछ में दिखाई देते हैं। एक धूमकेतु से उसके परिधीय के पास (उत्केन्द्रता के साथ) छोड़े गए धूल के कण यदि उनके बीटा मानों से अधिक हैं तो वे सौर मंडल को अतिध्रुवीय कक्षाओं पर छोड़ देंगे। यहाँ तक कि सूर्य के चारों ओर एक गोलाकार कक्षा पर एक क्षुद्रग्रह से छोड़े गए कण भी सौर मंडल को एक अनबाउंड परवलयिक कक्षा पर छोड़ देंगे। धूल के छोटे कणों को-मेटियोरॉइड कहा जाता है; वे सूर्य से एक शुद्ध प्रतिकारक बल महसूस करते हैं। अंतरतारकीय धूल के प्रक्षेपवक्र, जो शुरू में सौर मंडल में प्रवेश करने पर समानांतर होते हैं, कणों के अनुपात पर निर्भर करते हैं। कण मुख्य रूप से सौर गुरुत्वाकर्षण से आकर्षित होते हैं; उनके प्रक्षेपवक्र सूर्य की ओर मुड़े होते हैं। वे सूर्य के जितने करीब से गुजरते हैं, कण उतने ही तेजी से त्वरित होते हैं, और उतने ही मजबूत वे अपनी प्रारंभिक दिशा से विचलित होते हैं। इन कणों के प्रक्षेपवक्र सूर्य के पीछे से गुजरते हैं, जिससे वहां धूल का घनत्व बढ़ता है; इसे गुरुत्वाकर्षण केंद्रित के रूप में जाना जाता है। तारों के बीच के धूल के कण मुख्य रूप से सौर विकिरण दबाव द्वारा प्रतिक्षेपित होते हैं। वे एक निश्चित दूरी से नीचे सूर्य के पास नहीं जा सकते हैं जो इस बात पर निर्भर करता है कि वे कितने बड़े हैं। यह क्षेत्र जो अंतरतारकीय धूल से मुक्त है, आकार में परवलयिक है; इसे-शंकु के रूप में संदर्भित किया जाता है। - शंकु के बाहरी किनारे पर धूल का घनत्व बढ़ जाता है। सूर्य की परिक्रमा करने वाले कण पर सौर विकिरण दबाव बल न केवल रेडियल रूप से कार्य करता है, बल्कि प्रकाश की सीमित गति के कारण कण की कक्षा गति के विपरीत एक छोटा बल होता है। यह पोइंटिंग-रॉबर्टसन खिंचाव कण को कोणीय गति खोने का कारण बनता है और इसलिए, सूर्य की ओर अंदर की ओर सर्पिल हो जाता है। वर्षों में, बल अनुपात वाले कण का, ए. यू. में, त्रिज्या के साथ प्रारंभिक गोलाकार कक्षा से सर्पिल होने का समय, सेंटीमीटर के आकार के कण हैं जो पृथ्वी की दूरी पर गोलाकार कक्षा से शुरू होने वाले ~ 10−4 के साथ सूर्य में सर्पिल होने में लगभग 40 लाख वर्ष लगते हैं। यह उदाहरण दर्शाता है कि आकार में ~ 1 सेमी से छोटी सभी धूल ने हाल ही में धूमकेतु, क्षुद्रग्रह या अंतरतारकीय धूल के रूप में आंतरिक ग्रह प्रणाली में प्रवेश किया होगा; ग्रहों के निर्माण के समय से वहां कोई धूल नहीं बची है। डस्ट चार्जिंग और विद्युत चुम्बकीय अंतःक्रिया अधिकांश अंतरिक्ष वातावरण में डस्ट कण विद्युत चार्जिंग धाराओं के संपर्क में आते हैं। प्रमुख प्रक्रियाएँ परिवेशी प्लाज्मा से इलेक्ट्रॉनों और आयनों का संग्रह, यूवी विकिरण से फोटोइलेक्ट्रिक प्रभाव और ऊर्जावान आयन या इलेक्ट्रॉन विकिरण से द्वितीयक इलेक्ट्रॉन उत्सर्जन हैं। परिवेशी तापीय प्लाज्मा से इलेक्ट्रॉनों और आयनों के संग्रह से शुद्ध नकारात्मक आवेषण होता है क्योंकि आयन की गति की तुलना में तापीय इलेक्ट्रॉन की गति बहुत अधिक होती है। प्लाज्मा में चार्ज होने के विपरीत, यूवी विकिरण द्वारा कण से इलेक्ट्रॉनों के फोटो उत्सर्जन से सकारात्मक चार्ज होता है। कण पर 100 ई. वी. से अधिक ऊर्जा वाले ऊर्जावान आयनों या इलेक्ट्रॉनों का प्रभाव एक से अधिक द्वितीयक इलेक्ट्रॉन उत्पन्न कर सकता है और इसलिए, एक सकारात्मक आवेशित धारा की ओर ले जाता है। द्वितीयक इलेक्ट्रॉन की पैदावार ऊर्जावान कण और कण सामग्री के प्रकार और ऊर्जा पर निर्भर करती है। सभी आवेशित धाराओं का संतुलन कण की संतुलन सतह क्षमता की ओर ले जाता है। एक सतह क्षमता पर त्रिज्या के एक धूल कण का विद्युत आवेश, अंतरिक्ष में वह जगह है जहाँ निर्वात की पारगम्यता है। एक विद्युत क्षेत्र और एक चुंबकीय क्षेत्र में वेग के साथ चलने वाले आवेश का एक धूल कण एस. आई. इकाइयों में लोरेंट्ज़ बल का अनुभव करता है, जिसे टेस्ला (टी) में मापा जाता है। धूल के कणों की सतह क्षमता और इसलिए इसका आवेश परिवेशीय वातावरण के विस्तृत गुणों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, सूर्य से 1 ए. यू. पर एक अंतरग्रहीय धूल कण ~ 10 ई. वी. ऊर्जा के सौर पवन प्लाज्मा और आम तौर पर प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन प्रति एम 3 के घनत्व से घिरा होता है। फोटोइलेक्ट्रॉन फ्लक्स आम तौर पर इलेक्ट्रॉन प्रति एम 2 होता है और इसलिए, प्लाज्मा धाराओं की तुलना में बहुत बड़ा होता है। यह स्थिति ≈ + 3 V की सतह क्षमता की ओर ले जाती है। कैसिनी सी. डी. ए. द्वारा धूल के आवेशों के वास्तविक माप के परिणामस्वरूप सतह क्षमता + 2 से + 7 V हो जाती है। क्योंकि सौर पवन प्लाज्मा घनत्व और सूर्यकेंद्रित दूरी के साथ सौर यू. वी. प्रवाह पैमाने दोनों ही अंतरग्रहीय धूल की सतह क्षमता, + 5 वी, सूर्य से अन्य दूरी के लिए भी विशिष्ट है। अंतरग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र सौर चुंबकीय क्षेत्र का घटक है जिसे सौर पवन द्वारा सौर कोरोना से बाहर निकाला जाता है। धीमी हवा (≈) भूमध्यरेखीय क्षेत्रों तक ही सीमित है, जबकि ध्रुवों पर तेज हवा (≈) देखी जाती है। सूर्य का घूर्णन द्विध्रुवीय चुंबकीय क्षेत्र और संबंधित वर्तमान शीट को एक आर्किमिडियन सर्पिल में मोड़ देता है। इस हेलिओस्फेरिक करंट शीट का आकार एक घुमावदार बैलेरिना स्कर्ट के समान है, और सौर चक्र के माध्यम से आकार में परिवर्तन होता है क्योंकि सूर्य का चुंबकीय क्षेत्र लगभग हर 11 साल में उलट जाता है। एक आवेशित धूल कण अंतरग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र के लोरेंट्ज़ बल को महसूस करता है जो सौर हवा की गति से गुजरता है। सूर्य से 1 ए. यू. पर सौर हवा की औसत गति 450 किमी/सेकंड और चुंबकीय क्षेत्र की शक्ति टी = 5 एन. टी. है। सबमाइक्रोन आकार के धूल कणों के लिए यह बल महत्वपूर्ण हो जाता है और <0.1 माइक्रोन कणों के लिए यह सौर गुरुत्वाकर्षण और विकिरण दबाव बल से अधिक हो जाता है। उदाहरण के लिए, सूर्यमंडल से गुजरने वाले आकार में ~ 0.3 माइक्रोन के अंतरतारकीय धूल के कण या तो केंद्रित होते हैं या सौर चुंबकीय भूमध्य रेखा के संबंध में विक्षेपित होते हैं। लोरेंट्ज़ बल से एक धूल कण कितनी दृढ़ता से प्रभावित होता है, इसका एक विशिष्ट माप इसका आवेश-से-द्रव्यमान अनुपात है। क्योंकि एक कण का आवेश उसके आकार के साथ रैखिक रूप से बढ़ता है, जबकि इसका द्रव्यमान और आयतन इसके आकार के घन के साथ बढ़ता है, छोटे कणों में आम तौर पर बड़े कणों की तुलना में बहुत अधिक आवेश-से-द्रव्यमान अनुपात होता है और लॉरेंट्ज़ बल से अधिक दृढ़ता से प्रभावित होते हैं। फिर भी, सभी आकारों के अंतरतारकीय धूल के कण तब तक केंद्रित या निष्क्रिय रहते हैं जब तक कि वे आवेशित होते हैं। यह ध्यान केंद्रित करना और ध्यान केंद्रित करना संबंधित सौर न्यूनतम के दौरान और उसके करीब सबसे मजबूत है, जो ध्यान केंद्रित करने के लिए आसपास के वर्षों में हुआ, उदाहरण के लिए, 1996 और 2019, और ध्यान केंद्रित करने के लिए आसपास के वर्षों में हुआ, उदाहरण के लिए, 1986 और 2008। सौर चुंबकीय चक्र का वर्तमान चरण ग्रहण तल से दूर अंतरतारकीय धूल के विक्षेपण से मेल खाता है, जो अंतरतारकीय धूल का पता लगाने और मापने के लिए प्रतिकूल है। सौर चुंबकीय चक्र का अगला केंद्रित चरण, जो सौर मंडल के भीतर अंतरतारकीय धूल माप के लिए सबसे उपयुक्त है, 2030 के दशक में होगा। चूंकि ये चरण हर 22 साल में होते हैं, इसलिए निम्नलिखित ध्यान केंद्रित करने का चरण 2050 के दशक में होगा। ग्रहों के चुम्बकीय क्षेत्रों में बहुत अलग स्थितियाँ मौजूद हैं। एक चरम मामला बृहस्पति का चुंबकमंडल है जहाँ ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय चंद्रमा आईओ 6 पर प्लाज्मा का एक मजबूत स्रोत है, जहाँ = कि. मी. बृहस्पति की त्रिज्या है। इस दूरी पर प्लाज्मा घनत्व (m−3) का शिखर होता है और प्लाज्मा ऊर्जा का एक मजबूत न्यूनतम ~ 1 eV होता है। इस दूरी के बाहर प्लाज्मा ऊर्जा 8 पर तेजी से बढ़कर 80 eV हो जाती है। परिणामस्वरूप धूल की सतह की क्षमता ठंडे प्लाज्मा में 4 और 6 के बीच-30 वी और कहीं और + 3 वी के बीच होती है। बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र ज्यादातर एक द्विध्रुव है, जिसमें चुंबकीय अक्ष बृहस्पति के घूर्णन अक्ष पर ~ 10° झुका हुआ है। बृहस्पति से लगभग 10 की दूरी पर चुंबकीय क्षेत्र और प्लाज्मा ग्रह के साथ सह-घूमते हैं। आयो की दूरी पर सह-घूर्णन चुंबकीय क्षेत्र 17 किमी/सेकंड की गति से आइओ से गुजरता है और चुंबकीय क्षेत्र की ताकत T = 2000 nT है। 9 से ~ 120 नैनोमीटर तक के आकार (त्रिज्या) में आइओ से सकारात्मक रूप से आवेशित धूल कणों को मजबूत चुंबकीय क्षेत्र द्वारा उठाया जाता है और 350 किमी/सेकंड की गति से जोवियन प्रणाली से बाहर निकाला जाता है। छोटे कणों के लिए लोरेंट्ज़ बल हावी होता है और वे आयनों और इलेक्ट्रॉनों की तरह चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के चारों ओर घूमते हैं। शनि के चुम्बकीय क्षेत्र में सक्रिय चंद्रमा एन्सेलेडस 4 (= किमी शनि की त्रिज्या है) पर m−3 के घनत्व और 5 eV ऊर्जा पर ऑक्सीजन और जल आयनों का स्रोत है। धूल के कणों को-1 और-2 वी की सतह क्षमता के लिए चार्ज किया जाता है। 4 के बाहर आयन ऊर्जा 100 ई. वी. तक बढ़ जाती है और परिणामस्वरूप सतह क्षमता + 5 वी. तक बढ़ जाती है। कैसिनी सी. डी. ए. द्वारा मापन ने धूल क्षमता के इस बदलाव को सीधे देखा। आंशिक रूप से आयनित स्थानीय अंतरतारकीय माध्यम में प्लाज्मा घनत्व लगभग m−3 और तापीय ऊर्जा 0.6 eV है। औसत गैलेक्टिक यूवी विकिरण से कार्बन या सिलिकेट कणों का फोटोइलेक्ट्रॉन प्रवाह इलेक्ट्रॉन प्रति एम 2 है। धूल कणों की परिणामी सतह क्षमता ~ + 0.5V है। स्थानीय बुलबुले (घनत्व m−3, ऊर्जा 100 eV) के गर्म लेकिन कमजोर प्लाज्मा में धूल को + 5 से + 10V सतह क्षमता के लिए चार्ज किया जाएगा। वायेजर अंतरिक्ष यान द्वारा स्थानीय अंतरतारकीय माध्यम में ~ 0.5 एन. टी. की चुंबकीय क्षेत्र शक्ति को मापा गया है। ऐसे चुंबकीय क्षेत्र में एक आवेशित माइक्रोन आकार के धूल कण में एक गैरोराडियस <1 पी. सी. होता है। ब्रह्मांडीय धूल प्रक्रियाएँ अंतरिक्ष में ब्रह्मांडीय धूल के कण विभिन्न प्रभावों से प्रभावित होते हैं जो उनके भौतिक और रासायनिक गुणों को बदलते हैं। धूल के कणों या बड़े उल्कापिंडों के बीच टकराव अंतरिक्ष में प्रमुख प्रक्रिया है जो अंतरिक्ष में उल्कापिंडों के द्रव्यमान को बदल देती है या नष्ट कर देती है और नए और छोटे टुकड़े उत्पन्न करती है जो उल्कापिंडों और धूल की आबादी में योगदान करते हैं। सूर्य से 1 ए. यू. पर अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में उल्कापिंडों की विशिष्ट टक्कर गति ~ 20 कि. मी./से. है। उस गति पर उल्कापिंड की गतिज ऊर्जा उसके वाष्पीकरण की ऊष्मा से बहुत अधिक होती है। इसलिए, जब द्रव्यमान का ऐसा प्रक्षेप्य एक बहुत बड़ी लक्ष्य वस्तु से टकराता है तो प्रक्षेप्य और लक्ष्य द्रव्यमान का एक संबंधित हिस्सा वाष्पित हो जाता है और यहां तक कि आयनित भी हो जाता है और प्रभाव से निकलने वाली शॉक तरंगों द्वारा लक्ष्य शरीर में एक प्रभाव गड्ढे की खुदाई की जाती है। उत्खनन किया गया द्रव्यमान वह जगह है जहाँ क्रेटरिंग दक्षता कारक प्रक्षेप्य की गतिज ऊर्जा के साथ मापता है। चंद्रमा और क्षुद्रग्रहों पर गड्ढों के प्रभाव के लिए। इस प्रकार, प्रभाव वाले गड्ढे अंतरिक्ष में लक्ष्य निकाय या उल्कापिंडों का क्षरण करते हैं। द्रव्यमान का एक लक्षित उल्कापिंड विनाशकारी रूप से बाधित हो जाता है यदि शेष सबसे बड़े टुकड़े का द्रव्यमान लगभग कम हो। लक्ष्य द्रव्यमान का आधा या प्रक्षेप्य का द्रव्यमान कहाँ है और व्यवधान सीमा चट्टानी सामग्री और झरझरा सामग्री के लिए है। चट्टानी सामग्री क्षुद्रग्रहों का प्रतिनिधित्व करती है और छिद्रपूर्ण सामग्री धूमकेतुओं का प्रतिनिधित्व करती है। धूमकेतु की सामग्री नाभिक के आकार से लेकर माइक्रोन आकार की फ्रैक्टल धूल तक छिद्रपूर्ण होती है जो यह उत्सर्जित करती है। अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में एक धूल कण का टकराव जीवन निर्धारित किया जा सकता है जहां अंतरग्रहीय धूल का प्रवाह ज्ञात है। 1 ए. यू. पर यह प्रवाह चंद्र माइक्रोक्रेटर विश्लेषण से प्राप्त किया गया है। जहाँ एक समस्थानिक प्रवाह में प्रकीर्णन क्रॉस सेक्शन (, कण त्रिज्या के साथ) है। अंतरग्रहीय धूल के बादल के मॉडल के लिए आवश्यक है कि अंतरग्रहीय धूल के कणों का जीवनकाल चट्टान सामग्री की तुलना में लंबा हो और इसलिए, इस परिणाम का समर्थन करें कि अंतरग्रहीय धूल का 1 ए. यू. ~80% पर धूमकेतु की उत्पत्ति का है और केवल ~20% क्षुद्रग्रह की उत्पत्ति का है। टकराव विखंडन से ~ किलोग्राम से अधिक बड़े अंतरग्रहीय धूल कणों का शुद्ध नुकसान होता है और कम बड़े अंतरग्रहीय धूल कणों का शुद्ध लाभ होता है। ऐसा माना जाता है कि धूमकेतु बड़ी अंतरग्रहीय धूल के नुकसान की भरपाई करते हैं। एक ग्रहण के दौरान सौर कोरोना के प्रारंभिक अवरक्त अवलोकनों ने सूर्य से ~ 5 सौर त्रिज्या (0.025 AU) के अंदर एक धूल मुक्त क्षेत्र का संकेत दिया। इस धूल-मुक्त क्षेत्र के बाहर सिलिकेट्स और कैकार्बोनेसियस सामग्री से युक्त अंतरग्रहीय धूल 2000 केल्विन तक के तापमान पर उत्सर्जित होगी। सौर मंडल के धूल के कण न केवल उल्कापिंड संरचना के छोटे ठोस कण होते हैं, बल्कि ऐसे कण भी होते हैं जिनमें ऐसे पदार्थ होते हैं जो स्थलीय स्थितियों में तरल या गैसीय होते हैं। धूमकेतु बर्फ चरण में वाष्पशील कणों को आंतरिक सौर मंडल में ले जाते हैं और छोड़ते हैं। प्रमुख जल (एच2ओ) अणुओं के अलावा कार्बन डाइऑक्साइड (सीओ2), सीएच-, सीएचएन-, सीएचएस-, सीएचओ-, सीएचओ2-और सीएचएनओ-असर वाली संतृप्त और असंतृप्त प्रजातियों की बड़ी विविधता और सुगंधित यौगिक टोल्यून (सीएच3-सी6एच5) का भी पता चला है। शनि के ई रिंग के माध्यम से कैसिनी के पार होने के दौरान कॉस्मिक डस्ट एनालाइजर (सीडीए) ने पाया कि इसमें मुख्य रूप से पानी की बर्फ होती है, जिसमें सिलिकेट, कार्बन डाइऑक्साइड, अमोनिया और हाइड्रोकार्बन का मामूली योगदान होता है। न्यू होराइजन्स अंतरिक्ष यान द्वारा प्लूटो और चेरोन की सतह संरचनाओं के विश्लेषण में ठोस नाइट्रोजन (एन2), मीथेन (सीएच4), कार्बन मोनोऑक्साइड (सीओ), ईथेन (सी2एच6) और एक अतिरिक्त घटक का मिश्रण पाया गया जो रंग प्रदान करता है। आंतरिक ग्रह प्रणाली में बर्फ के कणों का जीवनकाल बहुत कम होता है। अवशोषित सौर विकिरण कण को गर्म करता है और ऊर्जा के हिस्से को वापस अंतरिक्ष में विकिरणित किया जाता है और दूसरे हिस्से का उपयोग बर्फ को गैस में बदलने के लिए किया जाता है जो निकल जाती है। जहाँ 1 ए. यू. पर सौर विकिरण है, और क्रमशः 10 और 20 माइक्रोन तरंग दैर्ध्य के बीच दृश्यमान और अवरक्त में बर्फ के एल्बिडोस हैं, सूर्यकेंद्रित दूरी, स्टीफन-बोल्ट्जमैन स्थिरांक, तापमान, गैस की उत्पादन दर और वाष्पीकरण की अव्यक्त गर्मी है। बर्फ की मात्रा का अनुमान उदात्तीकृत बर्फ के मापा हुआ वाष्प दबाव से लगाया जाता है। अलग-अलग सूर्यकेंद्रित दूरी पर अंतरग्रहीय धूल कणों में अलग-अलग बर्फीले घटक होते हैं। स्पटरिंग, इसके अलावा उल्कापिंड बमबारी अंतरिक्ष अपक्षय में शामिल एक महत्वपूर्ण प्रक्रिया है, जो अंतरिक्ष में मौजूद धूल के कणों की भौतिक विशेषताओं को बदल देती है। जब आसपास के प्लाज्मा से ऊर्जावान परमाणु या आयन अंतरिक्ष में एक ठोस कण से टकराते हैं, तो कण से परमाणु या आयन उत्सर्जित होते हैं। स्पटर उपज प्रति घटना परमाणु या आयन लक्ष्य से निष्कासित परमाणुओं की औसत संख्या को दर्शाती है। स्पटर उपज मुख्य रूप से आपतित कणों की ऊर्जा और द्रव्यमान के साथ-साथ लक्षित परमाणुओं के द्रव्यमान पर निर्भर करती है। अंतरग्रहीय माध्यम के भीतर सौर पवन प्लाज्मा में मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन, प्रोटॉन और अल्फा कण होते हैं, जिनमें 0.50 और 10 केवी तक की गतिज ऊर्जा होती है, जो 1 एयू की दूरी पर 400 से 800 किमी/सेकंड की सौर हवा की गति के अनुरूप होती है। बाहरी सौर मंडल में उल्कापिंड और धूल की प्रमुख सतह सामग्री बर्फ हैं। इसके अलावा, विशाल ग्रहों के चुंबकमंडल में सल्फर या ऑक्सीजन जैसे भारी आयन होते हैं, जिनमें बर्फीली सतहों के लिए उच्च स्पटर उपज होती है। ई. जी. शनि के ई वलय में माइक्रोन आकार के धूल कणों के फूटने के कारण जीवनकाल कुछ 100 वर्ष है। इस समय के दौरान धूल के कण अपने द्रव्यमान और सर्पिल का 90 प्रतिशत से अधिक हिस्सा एन्सेलेडस (4 शनि त्रिज्या पर) में अपने स्रोत से 20 पर टाइटन की कक्षा में छोड़ देते हैं। तारामंडल के बीच बादलों के भीतर स्पटरिंग वातावरण अपेक्षाकृत हानिरहित है। चार्ज किए गए इंटरस्टेलर धूल कण चुंबकीय क्षेत्र के माध्यम से गैस के साथ बातचीत करते हैं, और तापमान मध्यम होता है, आमतौर पर 10,000 केल्विन से कम। प्राथमिक क्षेत्र जहां इंटरस्टेलर माध्यम में स्पटर कटाव होता है, यादृच्छिक रूप से चलने वाले बादलों के बीच टकराव इंटरफेस पर होते हैं, जो कुछ सौ किलोमीटर प्रति सेकंड की गति तक पहुंचते हैं, और सुपरनोवा झटकों में। औसतन, अंतरतारकीय माध्यम में कार्बोनेसियस अनाज के जीवनकाल की गणना लगभग वर्षों के लिए की गई है, जबकि सिलिकेट अनाज का जीवनकाल लगभग वर्षों का होता है। संदर्भ खगोल विज्ञान