Dust astronomy
தூசி வானியல் என்பது வானவியலின் ஒரு துணைத் துறையாகும், இது விண்வெளியில் நிகழும் வானியல் பொருள்கள் பற்றிய தகவல்களைப் பெறுவதற்காக அவற்றின் இயக்க நிலை முதல் அதன் ஐசோடோபிக், அடிப்படை, மூலக்கூறு மற்றும் கனிமவியல் கலவை வரை தனிப்பட்ட அண்ட தூசி துகள்களில் உள்ள தகவல்களைப் பயன்படுத்துகிறது. தூசி வானியல் கிரக அறிவியல், அண்ட வேதியியல் மற்றும் வானியற்பியல் துறைகளுடன் ஒன்றுடன் ஒன்று இணைகிறது. Eberhard Grün மற்றும் பலர். 2002 கைப்பர் பரிசு சொற்பொழிவில் "ஃபோட்டான்கள் போன்ற தூசி துகள்கள், விண்வெளி மற்றும் காலத்தின் தொலைதூர தளங்களிலிருந்து தகவல்களை எடுத்துச் செல்கின்றன. தூசித் துகள்களின் பிறப்பிடம் மற்றும் அவற்றின் மொத்த பண்புகள் பற்றிய அறிவிலிருந்து, துகள்கள் உருவாக்கப்பட்ட தொலைதூர சூழலைப் பற்றி நாம் அறியலாம். இந்த அணுகுமுறை தூசி வானியல் என்று அழைக்கப்படுகிறது, இது விண்வெளியில் உள்ள தூசி ஆய்வகத்தில் தூசி தொலைநோக்கி மூலம் மேற்கொள்ளப்படுகிறது. வரலாறு ஆரம்பகால அவதானிப்புகள் அண்ட தூசியுடன் தொடர்புடைய (இன்று நமக்குத் தெரியும்) மூன்று நிகழ்வுகள் ஆயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளாக மனிதர்களால் கவனிக்கப்பட்டனஃ இராசி ஒளி, வால்மீன்கள் மற்றும் விண்கற்கள் (cf. சீனாவில் வரலாற்று வால்மீன் அவதானிப்புகள்). ஆரம்பகால வானியலாளர்கள் இந்த நிகழ்வுகளைப் புரிந்துகொள்ள ஆர்வமாக இருந்தனர். இராசி ஒளி அல்லது தவறான விடியல் மேற்கு வானத்தில் மாலை அந்தி மறைந்த பிறகு அல்லது கிழக்கு வானத்தில் காலை அந்தி தோன்றுவதற்கு சற்று முன்பு காணலாம். இந்த நிகழ்வை 1683 ஆம் ஆண்டில் வானியலாளர் ஜியோவானி டொமெனிகோ காசினி ஆய்வு செய்தார். இன்டர்பிளானட்டரி டஸ்ட் என்ற புத்தகத்தில் ஹ்யூகோ ஃபெக்டிக், கிறிஸ்டோஃப் லீனெர்ட் மற்றும் ஓட்டோ ஈ. பெர்க் ஆகியோரின் கூற்றுப்படி சூரியனைச் சுற்றியுள்ள கிரகங்களுக்கிடையேயான பொருள் (தூசி) மூலம் இராசி ஒளியை அவர் விளக்கினார். கடந்த காலத்தில், வால்மீன்களின் எதிர்பாராத தோற்றங்கள், வால்மீன்களின் அவதானிப்பு வரலாற்றில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளபடி, பேரழிவு மற்றும் எழுச்சியை சமிக்ஞை செய்யும் கெட்ட சகுனங்களாகக் காணப்பட்டன. இருப்பினும், 1705 ஆம் ஆண்டில், எட்மண்ட் ஹாலி ஐசக் நியூட்டனின் இயக்க விதிகளைப் பயன்படுத்தி பல முந்தைய வால் நட்சத்திரக் காட்சிகளை பகுப்பாய்வு செய்தார். 1531, 1607 மற்றும் 1682 ஆம் ஆண்டுகளின் வால்மீன்கள் மிகவும் ஒத்த சுற்றுப்பாதை கூறுகளைக் கொண்டிருப்பதை அவர் கவனித்தார், மேலும் அவை அனைத்தும் ஒரே வால்மீன்கள் என்று அவர் கோட்பாட்டை முன்வைத்தார். இந்த வால் நட்சத்திரம் 1758-59 இல் திரும்பும் என்று ஹாலி கணித்தார், ஆனால் அது வருவதற்கு முன்பே அவர் இறந்துவிட்டார். இப்போது ஹாலியின் வால் நட்சத்திரம் என்று அழைக்கப்படும் இந்த வால் நட்சத்திரம், அதிகாரப்பூர்வமாக 1 பி/ஹாலி என்று பெயரிடப்பட்டது, இறுதியில் திட்டமிட்டபடி திரும்பியது. ஒரு விண்கல் அல்லது சுடும் நட்சத்திரம் என்பது பூமியின் வளிமண்டலத்தில் வினாடிக்கு பல பத்து கிலோமீட்டர் வேகத்தில் சுமார் 100 கிமீ உயரத்தில் நுழையும் ஒரு விண்கல்லால் ஏற்படும் ஒளியின் கோடு ஆகும். இந்த வேகத்தில் விண்கல் வெப்பமடைந்து, உற்சாகமான அணுக்கள் மற்றும் அயனிகளின் பாதையை விட்டுச் செல்கிறது, அவை ஒளியை வெளியிடும்போது ஒளியை வெளியிடுகின்றன. சில கலாச்சாரங்களில், விண்கற்கள் மின்னல் போன்ற வளிமண்டல நிகழ்வாக கருதப்பட்டன. நிலவு இல்லாத இரவில் ஒரு சில விண்கற்களை மட்டுமே பொதுவாக ஒரு மணி நேரத்தில் பார்க்க முடியும் என்றாலும், ஆண்டின் சில நேரங்களில், ஒரு மணி நேரத்திற்கு 100 க்கும் மேற்பட்ட விண்கற்களைக் கொண்ட விண்கல் மழையைக் காணலாம். இத்தாலிய வானியலாளர் ஜியோவானி ஷியாபரெல்லி 1866 ஆம் ஆண்டில் பெர்சீட் விண்கற்கள் அவற்றின் சுற்றுப்பாதை ஒற்றுமைகளின் அடிப்படையில் வால்மீன் ஸ்விஃப்ட்-டட்டில் துண்டுகள் என்று முடிவு செய்தார். மூன்று வேறுபட்ட நிகழ்வுகளுக்கு இடையிலான இயற்பியல் உறவை அமெரிக்க வானியலாளர் ஃப்ரெட் லாரன்ஸ் விப்பிள் நிரூபித்தார், அவர் 1950 ஆம் ஆண்டில், வால்மீன் கலவையின் "பனிக்கட்டி கூட்டு" மாதிரியை முன்மொழிந்தார். இந்த மாதிரி வால்மீன்கள் எவ்வாறு விண்கற்கள் மற்றும் தூசியை வெளியிடுகின்றன என்பதை விளக்க முடியும், இது இராசி தூசி மேகத்தை ஊட்டுகிறது மற்றும் பராமரிக்கிறது. வேற்று கிரக பொருட்களின் கலவை பகுப்பாய்வு நீண்ட காலமாக, ஆய்வுக்கு அணுகக்கூடிய வேற்று கிரக பொருள் பூமியின் மேற்பரப்பில் சேகரிக்கப்பட்ட விண்கற்கள் மட்டுமே. விண்கற்கள் கிரகங்கள், சிறுகோள்கள், வால்மீன்கள் அல்லது நிலவுகள் போன்ற பிற வானியல் பொருட்களிலிருந்து திடமான துண்டுகளாக கருதப்பட்டன. பெரும்பாலான விண்கற்கள் காண்ட்ரைட் விண்கற்கள் ஆகும், அவை சிறிய, வட்டமான துகள்களுக்கு பெயரிடப்பட்டுள்ளன. கார்பனேசிய காண்ட்ரைட்டுகள் குறிப்பாக பழமையானவை; அவை 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு சேர்க்கப்பட்டதிலிருந்து அவற்றின் பல இரசாயன பண்புகளை தக்க வைத்துக் கொண்டுள்ளன. பிற விண்கற்கள் தாய் உடலின் உருகுதல் அல்லது கிரக வேறுபாடு மூலம் மாற்றியமைக்கப்பட்டுள்ளன. விண்கற்களின் கலவையை பகுப்பாய்வு செய்வது சூரிய மண்டலத்தின் உருவாக்கம் மற்றும் பரிணாமம் பற்றிய ஒரு பார்வையை வழங்குகிறது. எனவே, விண்கல் பகுப்பாய்வுகள் அண்ட வேதியியலின் மூலக்கல்லாக இருந்து வருகின்றன. விண்கற்களைத் தவிர முதல் வேற்று கிரக மாதிரிகள்-எழுபதுகளில் அப்பல்லோ பயணங்களால் கொண்டு வரப்பட்ட 380 கிலோ சந்திர மாதிரிகள் மற்றும் அதே நேரத்தில் சுமார் 300 கிராம் ஆளில்லா லூனா விண்கலத்தால் திருப்பித் தரப்பட்டன. சமீபத்தில், 2020 ஆம் ஆண்டில் சாங் 5 1.70 கிலோ சந்திரப் பொருட்களை சேகரித்தது. ஐசோடோபிக், அடிப்படை, மூலக்கூறு மற்றும் கனிமவியல் கலவைகளிலிருந்து முக்கியமான முடிவுகள் எ. கா. மாபெரும் தாக்கக் கருதுகோள் போன்ற சந்திரனின் தோற்றம் வரையப்பட்டது. 2006 ஆம் ஆண்டில் பூமிக்கு மாதிரிகளை திருப்பி அனுப்பிய ஸ்டார்டஸ்ட் மூலம் 81 பி/வைல்ட் வால் நட்சத்திரத்தின் பறக்கும் போது ஆயிரக்கணக்கான தானியங்கள் சேகரிக்கப்பட்டன. அவர்களின் பகுப்பாய்வு ஆரம்பகால சூரிய மண்டலத்தைப் பற்றிய நுண்ணறிவை வழங்கியது. மேலும் சில சாத்தியமான விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தானியங்கள் ஸ்டார்டஸ்டின் கிரகங்களுக்கு இடையேயான பயணத்தின் போது சேகரிக்கப்பட்டு அதே பயணத்தின் மூலம் திருப்பி அனுப்பப்பட்டன. சிறுகோள்கள் மற்றும் விண்கற்கள் அவற்றின் சிறுகோள் நிறமாலை வகைகள் மற்றும் புலப்படும் மற்றும் அகச்சிவப்பு அருகே உள்ள ஒற்றுமைகள் மூலம் இணைக்கப்பட்டுள்ளன, இது சிறுகோள்கள் மற்றும் விண்கற்கள் ஒரே தாய் உடல்களிலிருந்து பெறப்பட்டதைக் குறிக்கிறது. முதல் சிறுகோள் மாதிரிகள் ஜாக்ஸா ஹயபுசா பயணங்களால் சேகரிக்கப்பட்டன. ஹயபுசா 2005 நவம்பரில் 25143 இட்டோகாவா என்ற சிறுகோளை எதிர்கொண்டது, மேற்பரப்பில் இருந்து 10 முதல் 100 மைக்ரான் அளவிலான துகள்களை எடுத்து, ஜூன் 2010 இல் அவற்றை பூமிக்கு திருப்பி அனுப்பியது. ஹயபுசா 2 விண்கலம் பழமையான சி-வகை சிறுகோளான 162173 ரியுகு என்ற சிறுகோளிலிருந்து சுமார் 5 கிராம் மேற்பரப்பு மற்றும் துணை மேற்பரப்பு பொருட்களை சேகரித்து 2020 இல் திருப்பி அனுப்பியது. மாதிரி திரும்பும் பயணங்கள் மிகவும் விலையுயர்ந்தவை மற்றும் ஒரு சிறிய எண்ணிக்கையிலான வானியல் பொருட்களை மட்டுமே தீர்க்க முடியும். எனவே, வேற்று கிரக பொருட்களை சேகரித்து பகுப்பாய்வு செய்வதற்கான குறைந்த விலை முறைகள் தேடப்பட்டுள்ளன. வளிமண்டல நுழைவில் எஞ்சியிருக்கும் அண்ட தூசியை உயரமான (~ 20 கிமீ) பறக்கும் விமானங்கள் மூலம் சேகரிக்க முடியும். டொனால்ட் ஈ. பிரவுன்லீ அத்தகைய சேகரிக்கப்பட்ட தூசி துகள்களின் வேற்று கிரக இயல்பை அவற்றின் காண்ட்ரிடிக் கலவையால் நம்பகத்தன்மையுடன் அடையாளம் கண்டார். சேகரிக்கப்பட்ட துகள்களில் பெரும்பகுதி ஒரு வால் நட்சத்திர தோற்றத்தைக் கொண்டிருக்கலாம், மற்றவை சிறுகோள்களிலிருந்து வந்திருக்கலாம். இந்த அடுக்கு மண்டல தூசி மாதிரிகள் SEM புகைப்படங்களை அவற்றின் EDS ஸ்பெக்ட்ராவுடன் இணைந்து வழங்கும் ஒரு பட்டியலிலிருந்து மேலும் ஆராய்ச்சிக்கு கோரப்படலாம். முறைகள் விண்வெளி யுகத்தின் தொடக்கத்திலிருந்து விண்வெளி தூசி பற்றிய ஆய்வு வேகமாக விரிவடைந்தது. வளிமண்டலத்தில் குறுகிய அகச்சிவப்பு ஜன்னல்கள் வழியாக உற்று நோக்குவதிலிருந்து விடுபட்ட அகச்சிவப்பு வானியல் பிரபஞ்சத்தில் எல்லா இடங்களிலும் குளிர்ந்த மற்றும் இருண்ட தூசி மேகங்களை வரைபடமாக்கியது. மேலும், காஸ்மிக் தூசியைக் கண்டறிதல் மற்றும் பகுப்பாய்வு செய்வது விண்வெளி ஏஜென்சிகளின் கவனத்திற்கு வந்தது (cf. விண்வெளி தூசி அளவீடு). சிட்டு தூசி பகுப்பாய்விகளில் பல விண்கலங்கள் கிரக அமைப்பு முழுவதும் மைக்ரோன் அளவிலான அண்ட தூசி துகள்களைக் கண்டறிந்துள்ளன. இந்த விண்கலங்களில் சில தூசி கலவை பகுப்பாய்விகளைக் கொண்டிருந்தன, அவை அண்ட தூசி துகள்களிலிருந்து உருவாக்கப்படும் அயனிகளின் கலவையை தீர்மானிக்க தாக்க அயனியாக்கத்தை பயன்படுத்தின. ஏற்கனவே முதல் தூசி கலவை பகுப்பாய்வாளர், ஹீலியோஸ் மைக்ரோமீட்டீராய்டு பகுப்பாய்வாளர், மைக்ரோமீட்டீராய்டுகளின் கலவை மற்றும் இயற்பியல் பண்புகளின் மாறுபாடுகளைத் தேடினார். ஸ்பெக்ட்ரம் ஒற்றை தாதுக்களின் தொகுப்பை நிரூபிக்கவில்லை. குறைந்த அயனி வெகுஜனங்களிலிருந்து உயர் அயனி வெகுஜனங்களுக்கு தொடர்ச்சியான மாற்றம் தனிப்பட்ட தானியங்கள் பல்வேறு தாதுக்கள் மற்றும் கார்பனேசிய சேர்மங்களின் கலவையாகும் என்பதைக் குறிக்கிறது. 1986 ஆம் ஆண்டு வேகா 1, வேகா 2 மற்றும் ஜியோட்டோ ஆகிய வால்வெள்ளி பயணங்களில் மிகவும் மேம்பட்ட தூசி வெகுஜன பகுப்பாய்வாளர்கள் ஏராளமான சிறிய துகள்களை பதிவு செய்தனர். சிலிக்கேட்டுகளைத் தவிர, இந்த துகள்களில் பல H, C, N மற்றும் O போன்ற ஒளி தனிமங்கள் நிறைந்திருந்தன. கார்பனேசிய காண்ட்ரைட்களை விட ஹாலி தூசி மிகவும் பழமையானது என்பதை இது குறிக்கிறது. கரிம கூறுகளின் அடையாளம் பெரும்பாலான துகள்கள் ஒரு ஒளிவிலகல் கரிம கவசத்துடன் முக்கியமாக காண்ட்ரிடிக் மையத்தைக் கொண்டுள்ளன என்பதைக் குறிக்கிறது. காசினி காஸ்மிக் டஸ்ட் அனலைசர் (சி. டி. ஏ) சனி மற்றும் சனி மண்டலத்திற்குள் அதன் கிரகங்களுக்கிடையேயான பயணம் முழுவதும் தூசியை பகுப்பாய்வு செய்தது. வியாழனின் காசினியின் பறக்கும் போது சி. டி. ஏ வியாழனில் இருந்து 100 மில்லியன் கி. மீ. க்குள் பல 100 தூசி தாக்கங்களை கண்டறிந்தது. இந்த துகள்களின் நிறமாலை சோடியம் குளோரைடை (NaCl) முக்கிய துகள் அங்கமாக வெளிப்படுத்தியது, அதோடு கந்தக மற்றும் பொட்டாசியம் தாங்கும் கூறுகளும் வியாழனின் எரிமலை சந்திரனான அயோவுடன் அவற்றின் உறவை நிரூபித்தன. சனியின் ஈ வளையத் துகள்கள் பெரும்பாலும் நீர் பனிக்கட்டியைக் கொண்டுள்ளன, ஆனால் சனியின் சந்திரனுக்கு அருகிலுள்ள என்செலாடஸ் சி. டி. ஏ பெரும்பாலும் உப்பு நிறைந்த பனி துகள்களைக் கண்டறிந்தது, அவை இந்த சந்திரனின் மேற்பரப்பில் செயலில் உள்ள பனி கீசர்களால் வெளியேற்றப்பட்டன. இந்த கண்டுபிடிப்பு ஒரு நிலத்தடி உப்பு நீர் கடல் என்பது பிளூம்களில் காணப்பட்ட அனைத்து பொருட்களுக்கும் ஆதாரம் என்ற நம்பிக்கைக்கு வழிவகுத்தது. சனி மண்டலத்திலிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ள சி. டி. ஏ சனி மண்டலத்தின் வழியாகச் செல்லும் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தானியங்களை அடையாளம் கண்டு பகுப்பாய்வு செய்தது. இந்த பகுப்பாய்வுகள் சிலிக்கேட் மற்றும் ஆக்சைடு கலவையின் மெக்னீசியம் நிறைந்த தானியங்களை பரிந்துரைத்தன, சில இரும்பு சேர்ப்புகளுடன். சி. டி. ஏ மூலம் மின்சார தூசி கட்டணங்களைக் கண்டறிவது விண்வெளியில் தூசி தானியங்களை தொடர்பு இல்லாத கண்டறிதல் மற்றும் பகுப்பாய்வு செய்வதற்கான வழிமுறைகளை வழங்கியது. இந்த கண்டுபிடிப்பு ஒரு பாதை சென்சாரின் வளர்ச்சிக்கு வழிவகுத்தது, இது ஒரு தாக்க இலக்கில் தாக்கத்திற்கு முன்னர் சார்ஜ் செய்யப்பட்ட தூசி துகள்களின் பாதையை தீர்மானிக்க அனுமதிக்கிறது. அத்தகைய தூசி பாதை சென்சார் ஒரு ஏரோஜெல் தூசி சேகரிப்பாளருடன் இணைக்கப்பட்டு ஒரு செயலில் உள்ள தூசி சேகரிப்பாளரை உருவாக்கலாம் அல்லது ஒரு பெரிய பகுதி தூசி கலவை பகுப்பாய்வு மூலம் ஒரு தூசி தொலைநோக்கியை உருவாக்கலாம் அதன் திறன்களுடன் சி. டி. ஏ ஒரு முன்மாதிரி தூசி தொலைநோக்கியாக கருதப்படலாம். தூசி கலவை பகுப்பாய்வாளர்கள் போன்ற தூசி வானியல் முறைகளில் தூசி தொலைநோக்கிகள் தனிப்பட்ட அண்ட தூசி துகள்களில் உள்ள அண்ட வேதியியல் தகவல்களைப் பயன்படுத்துவதை நோக்கமாகக் கொண்டுள்ளன. மாதிரி திரும்பும் பயணங்கள் 67 பி/சுர்யுமோவ்-கெராசிமென்கோ வால்மீனுக்கு ரோசெட்டா விண்வெளி ஆய்வு போன்ற ஒரு வால்மீன் அல்லது சிறுகோள் சந்திப்பதற்கான பயணங்கள் என்பதால் அவ்வளவு விலை உயர்ந்தவை அல்ல. டஸ்ட் டிடெக்டர் கியாடா, உயர் தெளிவுத்திறன் கொண்ட இரண்டாம் நிலை அயன் மாஸ் ஸ்பெக்ட்ரோமீட்டர் கோஸிமா, அணுசக்தி நுண்ணோக்கி மிடாஸ் மற்றும் ரோசினாவின் மாஸ் ஸ்பெக்ட்ரோமீட்டர்கள் போன்ற அதிநவீன தூசி பகுப்பாய்விகளால் சேகரிக்கப்பட்ட வால்மீன் தூசியை ரோசெட்டா வகைப்படுத்தியது. பல பெரிய பகுதி தூசி கலவை பகுப்பாய்விகள் மற்றும் தூசி தொலைநோக்கிகள் வானியல் பொருள்கள் அல்லது வால்மீன்கள் மற்றும் சிறுகோள்கள் மற்றும் விண்மீன் தூசிகளிலிருந்து கிரகங்களுக்கு இடையிலான தூசியைப் படிப்பதற்காக தயாரிக்கப்பட்டு வருகின்றன. யூரோபா கிளிப்பர் பணியில் உள்ள மேற்பரப்பு தூசி பகுப்பாய்வாளர் (சுடா) யூரோப்பாவின் மேற்பரப்பின் கலவையை வரைபடமாக்கும் மற்றும் கிரையோவோல்கானிக் பிளூம்களைத் தேடும். இந்த கருவி பனி வெளியேற்றத்தில் உள்ள உயிர் கையொப்பங்கள் மற்றும் பிற சிக்கலான மூலக்கூறுகளை அடையாளம் காணும் திறன் கொண்டது. DESTINY + தூசி பகுப்பாய்வாளர் (DDA) ஜப்பானிய-ஜெர்மன் விண்வெளி பயணமான DESTINY + இல் சிறுகோள் 3200 ஃபைத்தானுக்கு பறக்கும். டிசம்பர் ஜெமினிட்ஸ் விண்கல் நீரோட்டத்தின் தாய் பொருள் ஃபைத்தான் ஆகும். இந்த சந்திப்பின் போது ஃபைட்டனின் தூசிச் சூழலை டிடிஏ ஆய்வு செய்யும், மேலும் ஃபைத்தனுக்குச் செல்லும் பயணத்தின் போது விண்மீன்களுக்கு இடையேயான மற்றும் கிரகங்களுக்கு இடையேயான தூசியை பகுப்பாய்வு செய்யும் இன்டர்ஸ்டெல்லார் டஸ்ட் எக்ஸ்பெரிமென்ட் (ஐடிஇஎக்ஸ்) சூரிய-பூமி எல் 1 லாக்ரேஞ்ச் புள்ளியில் உள்ள இன்டர்ஸ்டெல்லார் மேப்பிங் மற்றும் ஆக்ஸிலரேஷன் ப்ரோப் (ஐஎம்ஏபி) இல் பறக்கும். ஐடிஇஎக்ஸ் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான மற்றும் கிரகங்களுக்கு இடையேயான தூசி துகள்களின் வெகுஜன விநியோகம் மற்றும் அடிப்படை கலவையை வழங்கும். அண்டத் தூசியின் ஆதாரங்கள் அண்டத் தூசியின் இறுதி ஆதாரம் நட்சத்திரங்கள் ஆகும், இதில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் இணைவதன் மூலமோ அல்லது சூப்பர்நோவாவில் வெடிக்கும் நியூக்ளியோசிந்தஸிஸ் மூலமோ மூலக்கூறுகள் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன. பல்வேறு விண்மீன் மூலங்களிலிருந்து வரும் இந்த ஸ்டார்டஸ்ட் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் கலக்கப்படுகிறது மற்றும் விண்மீனை உருவாக்கும் பகுதிகளில் வெப்பமாக பதப்படுத்தப்படுகிறது. வால்மீன்கள் மற்றும் சிறுகோள்கள் போன்ற சூரிய மண்டலப் பொருட்கள் இந்த பொருளை அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ மேலும் பதப்படுத்தப்பட்ட வடிவத்தில் கொண்டுள்ளன. ஐயோ அல்லது என்செலாடஸ் போன்ற புவியியல் ரீதியாக செயலில் உள்ள செயற்கைக்கோள்கள் இந்த கிரக உடல்களின் உருகிய உட்புறத்திலிருந்து நீராவியிலிருந்து ஒடுக்கப்பட்ட தூசியை வெளியிடுகின்றன. பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு நட்சத்திரங்கள் ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் லித்தியம் ஆகிய இரசாயன கூறுகள் மட்டுமே இருந்தன. அண்டத் தூசியில் காணக்கூடிய மற்ற அனைத்து தனிமங்களும் சூப்பர்நோவா மற்றும் நட்சத்திரங்களில் உருவாகியுள்ளன. எனவே, தூசியின் இறுதி ஆதாரங்கள் நட்சத்திரங்களாகும். கார்பன் (அணு எண் Z = 6) முதல் புளூட்டோனியம் (Z = 94) வரையிலான தனிமங்கள் விண்மீன் மையங்களில் நியூக்ளியோசிந்தஸிஸ் மற்றும் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளில் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன. மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களில் உள்ள விண்மீன் அணுக்கருச்சேர்க்கை பல உறுப்புகளை உருவாக்குகிறது, இரும்பு (Z = 26) மற்றும் நிக்கல் (Z = 28) ஆகியவற்றில் மிகுதியாக உள்ளது. விண்மீன் பரிணாமம் விண்மீனின் வெகுஜனத்தை வலுவாக சார்ந்துள்ளது. நட்சத்திர வெகுஜனங்கள் ~ 0.1 முதல் ~ 100 சூரிய வெகுஜனங்கள் வரை இருக்கும். அவற்றின் ஆயுட்காலம் மிகப்பெரிய நட்சத்திரங்களுக்கு 106 ஆண்டுகள் முதல் மிகச்சிறிய நட்சத்திரங்களுக்கு 1012 ஆண்டுகள் வரை இருக்கும். அவற்றின் வாழ்நாளின் முடிவில் முதிர்ந்த நட்சத்திரங்கள் அடர்த்தியான விண்மீன் காற்றுடன் சிவப்பு ராட்சதர்களாக விரிவடையக்கூடும், இதில் மூலக்கூறுகள் மற்றும் தூசி துகள்கள் உருவாகக்கூடிய சூழ்நிலைக் கவசங்களை உருவாக்குகின்றன. இன்னும் பெரிய நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் வெளிப்புற ஓடுகளை கொட்டுகின்றன, அதே நேரத்தில் அவற்றின் மையங்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அல்லது கருந்துளைகளாக வீழ்ச்சியடைகின்றன. இந்த ஸ்டார்டஸ்டின் அடிப்படை, ஐசோடோபிக் மற்றும் கனிமவியல் கலவை அனைத்தும் தொடர்புடைய தாய் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற ஷெல்லின் கலவையை பிரதிபலிக்கிறது. ஏற்கனவே 1860 ஆம் ஆண்டில் ஏஞ்சலோ செச்சி கார்பன் நட்சத்திரங்களை ஒரு தனி வகை நட்சத்திரங்களாக அடையாளம் கண்டார். கார்பன் நட்சத்திரங்கள் C2 மூலக்கூறிலிருந்து அவற்றின் மேலாதிக்க நிறமாலை ஸ்வான் பட்டைகள் மற்றும் மஸி போன்ற பொருட்களால் ஏற்படும் அவற்றின் ரூபி சிவப்பு நிறத்தால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. கார்பன் நட்சத்திரங்களின் வெளியேற்றங்களில் சிலிக்கான் கார்பைடு காணப்பட்டுள்ளது. அகச்சிவப்பு வானியல் வந்ததிலிருந்து விண்மீன் வெளியேற்றங்களில் தூசி கவனிக்கத்தக்கதாக மாறியது. 10 மற்றும் 18 மைக்ரான் அலைநீளத்தில் உள்ள பட்டைகள் பல தாமதமான வகை மாபெரும் நட்சத்திரங்களைச் சுற்றி காணப்பட்டன, இது சூழ்நிலைக் கவசங்களில் சிலிக்கேட் தூசி இருப்பதைக் குறிக்கிறது. ஆல், எம்ஜி, ஃபே மற்றும் பிற உலோகங்களின் ஆக்சைடுகள் ஆக்ஸிஜன் நிறைந்த நட்சத்திரங்களிலிருந்து வெளிப்படும் என்று சந்தேகிக்கப்படுகிறது. நண்டு நெபுலா போன்ற சூப்பர்நோவா எச்சங்களிலும் சமகால சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளிலும் தூசி காணப்படுகிறது இந்த அவதானிப்புகள் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் பெரும்பாலான தூசி சூப்பர்நோவாவால் உருவாக்கப்படுகிறது என்பதைக் குறிக்கிறது. விண்கற்களில் உள்ள சூரியனுக்கு முந்தைய தானியங்களில் நட்சத்திர தூசியின் தடயங்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. நட்சத்திர தூசி தானியங்கள் அவற்றின் தனித்துவமான ஐசோடோபிக் கலவையால் அடையாளம் காணப்படுகின்றன, இது சூரிய மண்டலத்தின் பொருள் மற்றும் விண்மீன் மண்டல சராசரியிலிருந்து வேறுபட்டது. முந்தைய சூரிய விண்மீன்களிலிருந்து வெளியேறும் மற்றும் குளிர்ச்சியடையும் வாயுக்களுக்குள் உருவாகும் முன் சூரிய தானியங்கள், அந்த தாய் விண்மீனுக்கு தனித்துவமான ஒரு ஐசோடோபிக் கலவையைக் கொண்டுள்ளன. இந்த ஐசோடோபிக் கையொப்பங்கள் பெரும்பாலும் தாய் நட்சத்திரத்திற்குள் நடந்த மிகவும் குறிப்பிட்ட வானியற்பியல் அணு எதிர்வினைகளின் கைரேகைகளாகும். நியான் மற்றும் செனானின் அசாதாரண ஐசோடோபிக் கையொப்பங்கள் வேற்று கிரக வைர தானியங்கள் மற்றும் சிலிக்கான் கார்பைடு தானியங்களில் காணப்படுகின்றன. சிஐசி தானியங்களுக்குள் உள்ள சிலிக்கான் ஐசோடோப்புகள் சிவப்பு-மாபெரும் நட்சத்திரங்களில் எதிர்பார்க்கப்படுவதைப் போலவே ஐசோடோபிக் விகிதங்களைக் கொண்டுள்ளன. சில முன் சூரிய தானியங்கள் முதன்மையாக 44Ca ஆல் ஆனவை, இது அழிந்துபோன ரேடியோ நியூக்ளைடு 44Ti இன் எச்சங்களாக இருக்கலாம், இது டைட்டானியம் ஐசோடோப்பாகும், இது வகை II சூப்பர்நோவாவில் ஏராளமாக உருவானது. விண்மீன்களுக்கு இடையேயான நடுத்தர மற்றும் நட்சத்திர உருவாக்கம் பகுதிகள் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான நடுத்தரமானது விண்மீன்களிலிருந்து வெளிப்படும் வாயு மற்றும் தூசியின் உருகும் பானை ஆகும். விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தின் கலவையானது பிக் பேங்கிலிருந்து நட்சத்திரங்களில் உள்ள நியூக்ளியோசிந்தெசிஸின் விளைவாகும், மேலும் இது ஏராளமான வேதியியல் கூறுகளால் குறிக்கப்படுகிறது. இது மூன்று கட்டங்களைக் கொண்டுள்ளதுஃ (1) அடர்த்தியான, குளிர்ந்த மற்றும் தூசி நிறைந்த இருண்ட நெபுலாஸ், (2) பரவலான மேகங்கள் மற்றும் (3) சூடான கரோனல் வாயு. இருண்ட நெபுலா என்பது மூலக்கூறு ஹைட்ரஜன் மற்றும் பிற மூலக்கூறுகளைக் கொண்ட மூலக்கூறு மேகங்கள் ஆகும், அவை வாயு கட்டத்தில் மற்றும் தூசி தானிய மேற்பரப்புகளில் உருவாகியுள்ளன. குளிர்ந்த தூசி தானியத்தைத் தாக்கும் எந்த வாயு அணு அல்லது மூலக்கூறும் உறிஞ்சப்பட்டு மற்ற உறிஞ்சப்பட்ட அணுக்கள் அல்லது மூலக்கூறுகளுடன் அல்லது தூசி தானியத்தின் மூலக்கூறுகளுடன் மீண்டும் இணைக்கப்படலாம் அல்லது தானிய மேற்பரப்பில் டெபாசிட் செய்யப்படலாம். பரவலான மேகங்கள் என்பது மூலக்கூறு மேகங்களின் சூடான, நடுநிலை அல்லது அயனியாக்கப்பட்ட உறைகள் ஆகும். இவை இரண்டும் விண்மீன் மண்டல வட்டில் காணப்படுகின்றன. சூடான கரோனல் வாயு சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் மற்றும் ஆற்றல்மிக்க விண்மீன் காற்றால் வெப்பமடைகிறது. இந்த சூழல் மூலக்கூறுகள் மற்றும் சிறிய தூசி துகள்களுக்கு அழிவுகரமானது மற்றும் விண்மீன் மண்டலத்தில் பரவியுள்ளது. பால்வீதியில் குளிர்ந்த இருண்ட நெபுலாக்கள் சுழல் கைகளில் மற்றும் விண்மீன் மண்டல மையத்தைச் சுற்றி குவிந்துள்ளன. இருண்ட நெபுலாக்கள் இருண்டவை, ஏனெனில் அடர்ந்த வாயுக்களால் மூடப்பட்ட வெற்று விண்மீன் தூசி அல்லது தூசி அழிவதன் மூலம் புலப்படும் ஒளியை உறிஞ்சி அகச்சிவப்பு மற்றும் துணை மில்லிமீட்டர் கதிர்வீச்சை அனுப்புகிறது. தூசியில் இருந்து அகச்சிவப்பு உமிழ்வு மேகங்களை 10 முதல் 20 கே வரை குளிர்விக்கிறது. மிகப்பெரிய இருண்ட நெபுலா என்பது மாபெரும் மூலக்கூறு மேகங்கள் ஆகும், அவை 10 ஆயிரம் முதல் 10 மில்லியன் சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்டுள்ளன மற்றும் 5 முதல் 200 பார்செக் (பிசி) அளவு கொண்டவை. மிகச் சிறியவை போக் கோளங்கள் ஒரு சில முதல் 50 சூரிய நிறைகள் மற்றும் ~ 1 பிசி குறுக்கே உள்ளன. ஒரு அடர்த்தியான மேகம் போதுமான அளவு குளிராகி, அதை ஆதரிக்க வாயு அழுத்தம் போதுமானதாக இல்லாதபோது, மேகம் ஈர்ப்பு விசை சரிவுக்கு உட்படும் மற்றும் சுமார் விண்மீன் வெகுஜன சிறிய மேகங்களாக துண்டுகளாக மாறும். இத்தகைய நட்சத்திர உருவாக்கம் ஈர்ப்பு விசையால் பிணைக்கப்பட்ட திறந்த நட்சத்திரங்களின் தொகுப்பு அல்லது வரம்பற்ற விண்மீன் சங்கத்தை ஏற்படுத்தும். ஒவ்வொரு முறிவிலும் மேக வாயு மற்றும் தூசி ஈர்ப்பு மையத்தை நோக்கி உள்நோக்கி இழுக்கப்படுகின்றன. ஒரு புரோட்டோஸ்டெல்லார் மேகத்தின் சரிவால் உருவாகும் வெப்பம் மைய புரோட்டோஸ்டாருக்கு ஊட்டமளிக்கும் ஒரு சேர்க்கை வட்டை வெப்பப்படுத்தும். மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்கள் ஒளிரும் ஓ மற்றும் பி நட்சத்திரங்களாக வேகமாக உருவாகின்றன, அவை இறுதியில் சுற்றியுள்ள வாயு மற்றும் தூசியை கதிர்வீச்சு அழுத்தம் மற்றும் வலுவான விண்மீன் காற்று மூலம் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பரவலான ஊடகத்தில் சிதறடிக்கின்றன. சூரிய வெகுஜன வகை நட்சத்திரங்கள் அதிக நேரம் எடுத்து, வலுவான ரேடியல் அடர்த்தி மற்றும் வெப்பநிலை சாய்வுகளுடன் வாயு மற்றும் தூசியைக் கொண்ட ஒரு புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டை உருவாக்குகின்றன; மிக உயர்ந்த மதிப்புகள் மைய புரோட்டோஸ்டாருக்கு நெருக்கமாக உள்ளன. கார்பனேசிய காண்ட்ரைட் விண்கற்களில் காணப்படும் கால்சியம்-அலுமினியம் நிறைந்த சேர்க்கைகள் போன்ற சூடான வாயுவிலிருந்து 1300 கே க்கும் குறைவான வெப்பநிலையில் நுண்ணிய தானிய தாதுக்கள் ஒடுக்கப்படுகின்றன. புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் மற்றொரு முக்கியமான வெப்பநிலை வரம்பு ~ 150 K இல் உள்ளது, பனி கோடு; அதற்கு வெளியே தண்ணீர், அம்மோனியா, மீத்தேன், கார்பன் டை ஆக்சைடு, கார்பன் மோனாக்சைடு மற்றும் நைட்ரஜன் போன்ற கொந்தளிப்பான சேர்மங்கள் திடமான பனி தானியங்களாக ஒடுக்கப்படும் அளவுக்கு குளிர்ச்சியாக உள்ளது. பனி கோட்டின் உள்ளே நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் உருவாகியுள்ளன; அதற்கு வெளியே வாயு ராட்சதர்களும் அவற்றின் பனிக்கட்டி நிலவுகளும் உருவாகியுள்ளன. புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் தூசி மற்றும் வாயு மூன்று கட்டங்களில் கிரகங்களாக உருவாகின்றன. முதல் கட்டத்தில் மைக்ரோன் அளவிலான தூசி வாயுவால் எடுத்துச் செல்லப்படுகிறது மற்றும் தூசி துகள்களுக்கு இடையிலான மோதல்கள் குறைந்த வேகத்தில் பிரவுனியன் இயக்கத்தால் நிகழ்கின்றன. பாலிஸ்டிக் திரட்டல் மூலம் தூசி (மற்றும் பனி) தானியங்கள் செமீ அளவிலான திரட்டிகளாக வளரும். இரண்டாவது கட்டத்தில் செமீ அளவிலான கூழாங்கற்கள் கிமீ அளவிலான கிரகங்களாக வளரும். இந்த கட்டம் குறைந்தபட்சம் புரிந்து கொள்ளப்படுகிறது. இது நிலப்பரப்பு கிரகங்களின் பிராந்தியத்தில் கோண்ட்ரூல்களின் உருவாக்கத்தை உள்ளடக்கியது. கோண்ட்ரூல் உருவாக்கத்தின் கோட்பாடுகளில் சூரிய நெபுலா மின்னல், நெபுலர் அதிர்ச்சிகள் மற்றும் விண்கல் மோதல்கள் ஆகியவை அடங்கும். இந்த கட்டத்தில் தூசி வாயுவிலிருந்து பிரிக்கப்பட்டு, மத்திய புரோட்டோஸ்டாரைச் சுற்றியுள்ள கெப்ளர் சுற்றுப்பாதைகளில் நகர்ந்து மெதுவாக வட்டின் நடுத்தர தளத்திற்கு அருகில் குடியேறுகிறது. இந்த அடர்த்தியான அடுக்கில் துகள்கள் ஈர்ப்பு உறுதியற்ற தன்மை மற்றும் கிமீ அளவிலான கிரகங்களுக்கு உறுதியற்ற தன்மையை செலுத்துவதன் மூலம் வளர முடியும். மூன்றாவது கட்டம், கிரகக் கருக்களை உருவாக்க சுய-ஈர்ப்பு மூலம் கிரகங்களின் ஓடிப்போன அதிகரிப்பு ஆகும், அவை இறுதியில் கிரகங்களுடன் இணைகின்றன. இந்த கிரக உருவாக்கம் கட்டத்தில் மைய நட்சத்திரம் ஒரு டி டௌரி நட்சத்திரமாக மாறுகிறது, அதில் ஹைட்ரஜன் இணைவு தொடங்கும் வரை நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது வெளியிடப்படும் ஈர்ப்பு ஆற்றலால் இயக்கப்படுகிறது. டி டௌரி நட்சத்திரங்கள் மிகவும் சக்திவாய்ந்த விண்மீன் காற்றைக் கொண்டுள்ளன, அவை புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் இருந்து மீதமுள்ள வாயு மற்றும் தூசியை அகற்றுகின்றன, மேலும் கிரக பொருட்களின் வளர்ச்சி நிறுத்தப்படுகிறது. உள்ளூர் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகம் சூரியன் விண்மீன் மண்டலத்தின் மையத்திலிருந்து 8,300 பி. சி. யில் ஓரியன் கையின் உள் விளிம்பில் உள்ளூர் குமிழியின் பரவலான உள்ளூர் விண்மீன் மேகத்திற்குள் (எல். ஐ. சி) அமைந்துள்ளது. ஸ்கார்பியஸ்-சென்டாரஸ் சங்கத்தின் அருகிலுள்ள (~ 130 பி. சி) நட்சத்திர உருவாக்கம் பகுதியில் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகளால் உள்ளூர் குமிழி உருவாக்கப்பட்டது. விண்மீன்களுக்கு இடையேயான வாயுவின் பல ஓரளவு அயனியாக்கப்பட்ட சூடான "மேகங்கள்" சூரியனில் இருந்து ஒரு சில பார்செக்குகளுக்குள் அமைந்துள்ளன. அவற்றின் ஹைட்ரஜன் அடர்த்தி உள்ளூர் குமிழியை விட 5 மடங்கு அதிகமாகும். கடந்த பல பத்தாயிரம் ஆண்டுகளாக சூரியன் எல். ஐ. சி வழியாகச் சென்றது, ஆனால் சில ஆயிரம் ஆண்டுகளுக்குள் சூரியன் அருகிலுள்ள ஜி மேகத்திற்குள் நுழையும். 10 மைக்ரான்களை விட சிறிய விண்மீன்களுக்கிடையேயான தூசி தானியங்கள் எல். ஐ. சி வாயுவுடன் விண்மீன்களுக்கிடையேயான காந்தப்புலம் வழியாக ஒரு அளவு நீளம் <1 பிசிக்கு மேல் இணைகின்றன. எல். ஐ. சி என்பது சூரிய மண்டலத்தைச் சுற்றியுள்ள ஒரு சூடான மெல்லிய ஓரளவு அயனியாக்கப்பட்ட மேகம் (≈ 7000 கே, எச் + எச் + ≈ 0.3 செமீ−3) ஆகும். இது சூரிய மண்டலத்தைச் சுற்றி வினாடிக்கு 26 கிமீ வேகத்தில் பாய்கிறது. ஹீலியோபாஸ் சூரியனில் இருந்து 100 முதல் 150 ஏயூ வரை மேல்நோக்கிய திசையில் உள்ளது, இது விண்மீன்களுக்கு இடையிலான ஊடகத்தை ஹீலியோஸ்பியரிடமிருந்து பிரிக்கிறது. நடுநிலை அணுக்கள் மற்றும் தூசி துகள்கள் மட்டுமே ஹீலியோபாஸில் ஊடுருவி ஹீலியோஸ்பியருக்குள் நுழைய முடியும். யுலிஸஸ் கருவிகளான GAS மற்றும் DUST ஆகியவை உள் சூரிய மண்டலத்தின் வழியாகச் செல்லும் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஹீலியம் மற்றும் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி துகள்களின் ஓட்டங்களைக் கண்டறிந்தன. கிரகண ஒருங்கிணைப்பு அமைப்பில் உள்ள இரண்டு ஓட்ட திசைகளும் கிரகண தீர்க்கரேகை ≈ 74°, கிரகண அட்சரேகை ≈-5° இல் மிகவும் ஒத்திருக்கின்றன. யுலிஸஸ் 16 ஆண்டுகளாக தூசி ஓட்டத்தை கண்காணித்து, சூரிய சுழற்சியில் ஒரு வலுவான மாறுபாட்டைக் கண்டறிந்தார், இது 22 ஆண்டு சூரிய டைனமோ சுழற்சியைத் தொடர்ந்து கிரகங்களுக்கிடையேயான காந்தப்புலத்தில் ஏற்படும் மாறுபாடுகள் காரணமாகும். விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி துகள்களின் முதல் கலவை பகுப்பாய்வு காசினி காஸ்மிக் தூசி பகுப்பாய்வு மற்றும் ஸ்டார்டஸ்ட் மிஷனின் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி சேகரிப்பு ஆகியவற்றிலிருந்து கிடைக்கிறது. விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசியின் மிதமான தெளிவுத்திறன் ஸ்பெக்ட்ரம் சிலிக்கேட் மற்றும் ஆக்சைடு கலவையின் மெக்னீசியம் நிறைந்த தானியங்களைக் குறிக்கிறது, சில இரும்பு சேர்ப்புகளுடன் உள்ளன. எதிர்கால உயர் வெகுஜன தெளிவுத்திறன் கொண்ட தூசி தொலைநோக்கி பகுப்பாய்வுகள் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசியின் கலவை குறித்து ஒரு கூர்மையான பார்வையை வழங்கும். ஸ்டார்டஸ்ட் பயணத்தின் மாதிரிகள் ஏழு சாத்தியமான விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தானியங்களைக் கண்டறிந்தன; அவற்றின் விரிவான விசாரணை நடந்து வருகிறது. செயலில் உள்ள தூசி சேகரிப்பாளருடன் எதிர்கால சேகரிப்புகள் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி சேகரிப்புகளின் தரம் மற்றும் அளவை மேம்படுத்தலாம். டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருள்கள் மற்றும் வால்மீன்கள் டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருள்கள், டிஎன்ஓக்கள், சிறிய சூரிய மண்டல உடல்கள் மற்றும் குள்ள கிரகங்கள் ஆகும், அவை சூரியனை 30 ஏயூவில் நெப்டியூனின் சுற்றுப்பாதையை விட அதிக சராசரி தூரத்தில் சுற்றுகின்றன. அவற்றில் கைப்பர் பெல்ட் மற்றும் சிதறிய வட்டு பொருள்கள் மற்றும் ஊர்ட் மேக வால் நட்சத்திரங்கள் அடங்கும். இந்த பனிக்கட்டி கிரகங்கள் மற்றும் குள்ள கிரகங்கள் சூரியனை ஹீலியோஸ்பியருக்கு உள்ளேயும் அதற்கு அப்பாலும் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் ~ 100,000 ஏ. யூ தூரத்தில் சுற்றுகின்றன. கவனிக்கப்பட்ட குறுகிய கால வால்மீன்களின் எண்ணிக்கையை விளக்குவதற்காக ஃபெர்னாண்டஸ் நெப்டியூனின் சுற்றுப்பாதைக்கு வெளியே ஒரு வால்மீன் பெல்ட்டை முன்மொழிந்தார், இது பல டி. என். ஓக்கள் மற்றும் குறிப்பாக கைப்பர் பெல்ட் பொருட்களின் கண்டுபிடிப்புக்கு வழிவகுத்தது. கைப்பர் பெல்ட் நெப்டியூனின் சுற்றுப்பாதைக்கு இடையில் 35 ஏயூ மற்றும் ~ 55 ஏயூ வரை நீண்டுள்ளது. மிகப் பெரிய கிளாசிக்கல் கைப்பர் பெல்ட் பொருள்கள் 39 ஏயூ மற்றும் 48 ஏயூ இடையே அரை-பெரிய அச்சைக் கொண்டுள்ளன, இது நெப்டியூனுடன் 2,3 மற்றும் 1:2 அதிர்வுகளுடன் தொடர்புடையது. கைப்பர் பெல்ட் அசல் புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டில் இருந்து கிரகங்கள் மற்றும் குள்ள கிரகங்களைக் கொண்டிருப்பதாக கருதப்படுகிறது, இதில் கைப்பர் பெல்ட் பொருட்களின் சுற்றுப்பாதைகள் வியாழன் மற்றும் நெப்டியூனால் வலுவாக பாதிக்கப்பட்டுள்ளன. இன்றைய கைப்பர் பெல்ட்டில் பரஸ்பர மோதல்கள் தூசியை உருவாக்குகின்றன, இது நியூ ஹொரைசன்ஸ் விண்வெளி ஆய்வில் வெனேஷியா பர்னி மாணவர் தூசி கவுண்டரால் கவனிக்கப்பட்டது. பாயிண்டிங்-ராபர்ட்சன் இழுவை மற்றும் கிரக சிதறல் செயல்பாட்டின் மூலம் இந்த தூசி 107 முதல் 108 ஆண்டுகளுக்குள் உள் கிரக அமைப்பை அடைய முடியும். குறைந்த மக்கள் தொகை கொண்ட சிதறிய வட்டு கைப்பர் பெல்ட்டுக்கு அப்பால் ~ 100 ஏ. யூ வரை நீண்டுள்ளது. நெப்டியூனின் ஈர்ப்பு விசையால் தொந்தரவு செய்யப்படும் அளவுக்கு சிதறிய வட்டு பொருள்கள் இன்னும் நெப்டியூனுக்கு அருகில் உள்ளன. இந்த தொடர்பு அவற்றை வெளிப்புறமாக ஊர்ட் மேகத்திற்குள் அல்லது சென்டார் மக்கள்தொகைக்குள் அனுப்பலாம். சிதறிய வட்டு சென்டார்கள் மற்றும் உள் கிரக அமைப்பில் காணப்பட்ட குறுகிய கால வால்மீன்களின் மூலப் பகுதி என்று நம்பப்படுகிறது. ஊர்ட் மேகம் என்பது கைப்பர் பெல்ட்டுக்கு வெளியே இருந்து சிதறிய வட்டு அருகிலுள்ள நட்சத்திரத்திற்கு பாதி வரை பரவியிருக்கும் பனிக்கட்டி உடல்களின் கோள மேகம் என்று கருதப்படுகிறது. கிரக உருவாக்கத்தின் போது, ஏற்கனவே வளர்ந்த வியாழன் மற்றும் நெப்டியூனுடன் புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டு பொருட்களின் தொடர்புகள் சிதறிய வட்டு மற்றும் ஊர்ட் மேகத்தை விளைவித்தன. சூரியன் அதன் பிறப்பு கிளஸ்டரில் இருந்தபோது, அது பிற நட்சத்திரங்களின் புறநகர் புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டுகளிலிருந்து வால்மீன்களைப் பகிர்ந்து கொண்டிருக்கலாம். கிரக உருவாக்கத்தின் போது சிதறல் செயல்முறைகளில் பல கிரகங்கள் சூரிய ஈர்ப்புக்கு கட்டுப்படாமல் இருந்திருக்கலாம் மற்றும் சூரிய மண்டலத்தின் வழியாக கடந்து செல்லும் முதல் விண்மீன் பொருளான ஓமுவாமுவாவைப் போலவே விண்மீன்களுக்கு இடையேயான பொருள்களாக மாறியிருக்கலாம். ஊர்ட் மேகத்திலிருந்து நீண்ட கால வால்மீன்கள் கடந்து செல்லும் நட்சத்திரங்களால் ஏற்படும் ஈர்ப்பு விசை இடையூறுகளால் சூரியனை நோக்கி தொந்தரவு செய்யப்படுகின்றன. நீண்ட கால வால்மீன்கள் மிகவும் விசித்திரமான சுற்றுப்பாதைகள் மற்றும் 200 ஆண்டுகள் முதல் மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் வரையிலான காலங்களைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அவற்றின் சுற்றுப்பாதை சாய்வு தோராயமாக ஐசோட்ரோபிக் ஆகும். பெரும்பாலான வால்மீன்கள் (பல ஆயிரம்) தரை அடிப்படையிலான பார்வையாளர்கள் அல்லது தானியங்கி ஆய்வகங்களால் (எ. கா. பான்-ஸ்டார்ஸ்) அல்லது பூமிக்கு அருகிலுள்ள விண்கலம் (எ. கா. சோஹோ) என்பது ஒரே ஒரு தோற்றத்தைக் கொண்ட நீண்ட கால வால்மீன்கள் ஆகும். வால்வெள்ளி ஹாலி மற்றும் பிற ஹாலி வகை வால்மீன்கள் (எச். டி. சி) 20 முதல் 200 ஆண்டுகள் மற்றும் 0 முதல் 180 டிகிரி வரை சாய்வுகளைக் கொண்டுள்ளன. எச். டி. சி. க்கள் நீண்ட கால வால்மீன்களிலிருந்து பெறப்பட்டதாக நம்பப்படுகிறது. ஒரு கைப்பர் பெல்ட் அல்லது சிதறிய வட்டு பொருள் நெப்டியூனால் நெப்டியூனின் சுற்றுப்பாதைக்குள் ஒரு பெரிஹெலியன் தூரத்துடன் ஒரு சுற்றுப்பாதையில் சிதறடிக்கப்பட்டவுடன், அதன் சுற்றுப்பாதை நிலையற்றதாகிவிடும், ஏனெனில் அது இறுதியில் ஒன்று அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட மாபெரும் கிரகங்களின் சுற்றுப்பாதைகளை கடக்கும். இத்தகைய பொருள்கள் சென்டார்ஸ் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. சென்டார் சுற்றுப்பாதைகள் ஒரு சில மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே மாறும் ஆயுட்காலம் கொண்டவை. சில சென்டார் சுற்றுப்பாதைகள் வியாழனைக் கடக்கும் சுற்றுப்பாதைகளாக உருவாகி வியாழன் குடும்ப வால் நட்சத்திரங்களாக மாறும், அல்லது சூரியன் அல்லது ஒரு கிரகத்துடன் மோதும், அல்லது அவை விண்மீன்களுக்கு இடையேயான விண்வெளியில் வெளியேற்றப்படலாம். 2060 சிரோன் மற்றும் 29பி/ஷ்வாஸ்மேன்-வாக்மேன் போன்ற சென்டோர்ஸ் வால்மீன் போன்ற தூசி கோமாக்களைக் காட்டுகின்றன. அவற்றின் உள்நோக்கிய இடம்பெயர்வு போது வால்மீனின் மேற்பரப்பின் மேல் அடுக்குகள் (~ 100 மீ) வெப்பமடைகின்றன மற்றும் கொந்தளிப்பான ஐசஸ் CO, N2 இன் பெரும்பகுதியை இழக்கின்றன). கார்பன் டை ஆக்சைடு-பனிக்கட்டி சுமார் வியாழன் தூரத்தில் பதங்குகிறது (எ. கா. 29பி/ஷ்வாஸ்மேன்-வாக்மேன்). பெரும்பாலான காலமுறை வால்மீன்கள் வியாழன்-குடும்ப வால்மீன்கள் (ஜேஎஃப்சி) ஆகும், அவை 12 ஆண்டுகளுக்கும் குறைவான சுற்றுப்பாதை காலங்களைக் கொண்டுள்ளன மற்றும் வியாழனுக்கு நெருக்கமான அபீலியா ஆகும். ஜேஎஃப்சிகள் சென்டார்களில் இருந்து உருவாகின்றன. சூரிய நீரில் இருந்து மூன்று ஏயூ தூரத்திற்குள் பனி பதங்கமாதல் செயல்பாட்டின் மேலாதிக்க உந்துசக்தியாக மாறுகிறது, ஆனால் சிஓ 2 பனி போன்ற பிற கொந்தளிப்பான பனிக்கட்டிகளும் விண்கல் செயல்பாட்டில் முக்கிய பங்கு வகிக்கின்றன. பதங்கமாதல் வாயுக்கள் மைக்ரோன் அளவிலான தூசி தானியங்களை எடுத்துச் சென்று அவற்றின் பெரிஹெலியன் பாதையின் போது கவனிக்கக்கூடிய கோமா மற்றும் வால் உருவாக்குகின்றன. அகச்சிவப்பு அவதானிப்புகள் பல ஜேஎஃப்சிகள் வால்மீனின் சுற்றுப்பாதையில் செமீ அளவிலான துகள்களின் குப்பைகள் பாதையை வெளிப்படுத்துகின்றன என்பதைக் காட்டுகின்றன. பூமி ஒரு வால்மீன் பாதையை கடந்து செல்லும்போது ஒரு விண்கல் மழை காணப்படுகிறது. ஜேஎஃப்சிகளின் இயக்கவியல் ஆயுட்காலம் அவை சூரிய மண்டலத்திலிருந்து வியாழனால் அகற்றப்படுவதற்கு முன்பு சில 105 ஆண்டுகள் ஆகும் அல்லது அவை ஒரு கிரகம் அல்லது சூரியனுடன் மோதுகின்றன. இருப்பினும், அவற்றின் சுறுசுறுப்பான ஆயுட்காலம் ~ 10 மடங்கு குறைவாக உள்ளது, ஏனெனில் மேல் மேற்பரப்பு அடுக்குகளிலிருந்து கொந்தளிப்பான பனிக்கட்டிகள் மறைந்துவிட்டன. அவர்கள் மீண்டும் எழுப்பப்படலாம், எ. கா. அவற்றின் சுற்றுப்பாதைகள் சூரியனுக்கு மிக அருகில் வரும்போது. என்கே வால் நட்சத்திரம் அத்தகைய ஒரு நிகழ்வாகும். அதன் சுற்றுப்பாதை வியாழனில் இருந்து பிரிக்கப்பட்டுள்ளது; அதன் அபெலியன் தூரம் 4,1 ஏ. யூ மட்டுமே. இது அதன் தற்போதைய சுற்றுப்பாதையை அடையும் வரை நீண்ட காலமாக செயலற்ற நிலையில் இருந்திருக்க வேண்டும். 2022 ஆம் ஆண்டு நிலவரப்படி, ரிமோட் சென்சிங் மற்றும் புலங்கள் மற்றும் துகள்கள் கருவிகளைக் கொண்ட விண்கலத்தால் எட்டு வால்மீன்கள் பார்வையிடப்பட்டுள்ளன, ஆனால் 1 பி/ஹாலி, 81 பி/வைல்ட் 2 மற்றும் 67 பி/சுர்யுமோவ்-ஜெராஸிமென்கோ வால்மீன்களுக்கு மட்டுமே தூசி கலவை பகுப்பாய்விகளிலிருந்து கூடுதல் கலவை பகுப்பாய்வுகள் பெறப்பட்டன. ஜியோட்டோ மற்றும் வேகா விண்கலத்தில் உள்ள பிஐஏ மற்றும் புமா தூசி பகுப்பாய்வாளர்களால் 1பி/வால்மீன் ஹாலியில் இருந்து தூசியின் நெருக்கமான அளவீடுகள் தூசி துகள்கள் பெரும்பாலும் காண்ட்ரிடிக் கலவையைக் கொண்டிருந்தன, ஆனால் எச், சி, என் மற்றும் ஓ போன்ற ஒளி கூறுகளால் நிறைந்திருந்தன என்பதைக் காட்டியது. ஸ்டார்டஸ்ட் விண்கல் மாதிரிகள் பல்வேறு கூறுகளின் கலவையாகும், இதில் சிஐசி தானியங்கள் போன்ற சூரியனுக்கு முந்தைய தானியங்கள் மற்றும் பழங்கால விண்கற்களில் காணப்படும் கால்சியம்-அலுமினியம் நிறைந்த சேர்ப்புகள் (சிஏஐ) போன்ற உயர் வெப்பநிலை சூரிய நெபுலா ஒடுக்கங்கள் அடங்கும். ரோசெட்டா பயணத்தில் இருந்த கோஸிமா தூசி கலவை பகுப்பாய்வாளர்கள் வால்மீன் உயிரினங்களில் டி/எச் விகிதத்தை அளவிட்டனர், மேலும் இது பூமியில் உள்ள மதிப்புக்கும் சூரியனைப் போன்ற புரோட்டோஸ்டெல்லார் பகுதிகளில் உள்ள மதிப்புக்கும் இடையில் இருப்பதைக் கண்டறிந்தனர். ரோசெட்டாவில் உள்ள ரோசினா வாயு பகுப்பாய்வாளர் அணுக்கருவில் உள்ள செயலில் உள்ள பகுதிகளிலிருந்து பதங்கமாதல் பனி துகள்கள் வெளியிடப்படுவதைக் கண்டறிந்தார். 67பி/சுர்யுமோவ்-ஜெராஸிமென்கோவின் அடர்த்தி 540 கிலோ/மீ−3 மட்டுமே என்று ரோசட்டா அவதானிப்புகள் கண்டறிந்தன-எந்தவொரு திடமான பொருள் அல்லது நீர் பனிக்கட்டியை விட மிகக் குறைவு, எனவே, இந்த வால்மீன் பொருள் மிகவும் நுண்ணியதாக உள்ளது (~70%). ரோசெட்டா கருவிகளால் சேகரிக்கப்பட்ட பெரும்பாலான துணை மிமீ தூசி துகள்கள் சிறிய மைக்ரோமீட்டர் அளவிலான துணை அலகுகளின் திரட்டல்களைக் கொண்டிருந்தன, அவை ~ 100 என்எம் துகள்களின் திரட்டுகளாக இருக்கலாம். ஒரு வால் நட்சத்திர மேற்பரப்பில் வெப்பநிலை பொதுவாக உள்ளூர் பிளாக் பாடி வெப்பநிலைக்கு அருகில் இருக்கும்; இது கருவின் மேற்பரப்பின் பெரிய பகுதிகளை உள்ளடக்கிய ஒரு செயலற்ற தூசி கவசத்தின் இருப்பைக் குறிக்கிறது. எனவே, விண்மீன் மேற்பரப்பில் இருந்து பனிக்கட்டிகளின் பதங்கமாதல் மற்றும் அதன் விளைவாக உட்பொதிக்கப்பட்ட தூசியின் உமிழ்வு ஒரு எளிய செயல்முறை அல்ல. சூரிய ஒளியிலிருந்து வரும் வெப்பம் தாழ்வான பனிக்கட்டிகளை அடைய வேண்டும் மற்றும் ஒத்திசைவான தூசி கவசத்தை உடைக்க வேண்டும். இந்த செயல்முறை ஆய்வக உருவகப்படுத்துதல்களில் காணப்பட்டுள்ளது. நிலச்சரிவுகள் மற்றும் வெடிப்புகளால் ஏற்படும் பெரிய எரிவாயு மற்றும் தூசி வெடிப்புகள் கூட ரோசெட்டாவால் 67 பி/சுர்யுமோவ்-கெராசிமென்கோவுடன் அதன் சந்திப்பின் போது காணப்பட்டன. மேற்பரப்பு மேற்பரப்பு மிதவெப்ப நிலை பனிக்கட்டிகளின் பதங்கமாதல் மேற்பரப்புக்கு கீழே 10 மீட்டரை விட மிகப் பெரிய ஆழத்தில் உள்ளது. சூரிய வெப்ப அலை இந்த ஆழத்தை அடையும் போது அது 73 பி/ஷ்வாஸ்மேன்-வாச்மேன் விஷயத்தில் இருந்ததைப் போல, முழு கருவின் ஓடிப்போன பதங்கமாதல் மற்றும் அடுத்தடுத்த சிதைவை ஏற்படுத்தக்கூடும். செப்டம்பர் 1995 இல், இந்த வால் நட்சத்திரம் சிதைக்கத் தொடங்கியது மற்றும் அதன் சுற்றுப்பாதையில் துண்டுகள் மற்றும் பெரிய அளவிலான குப்பைகள் மற்றும் தூசியை வெளியிடத் தொடங்கியது. வால்மீன்களின் பிளவுக்கு வழிவகுக்கும் பிற செயல்முறைகள் அலை அழுத்தங்கள் மற்றும் கருவின் சுழற்சி சீர்குலைவு ஆகும். ஒரு வால்மீனுக்கு 100 ஆண்டுகளுக்கு ~ 1 என்ற விகிதத்தில் வால்மீன் பிளவு என்பது ஒரு பொதுவான நிகழ்வாகும். இந்த பெரிய விகிதம் பிளவு என்பது வால்மீன்களின் கருக்களுக்கும் வால்மீன்களின் குப்பைகளை உருவாக்குவதற்கும் ஒரு முக்கியமான அழிவு செயல்முறையாக இருக்கலாம் என்பதைக் குறிக்கிறது. சிறுகோள்கள் என்பது வியாழனின் ஈர்ப்பு விசை இடையூறுகள் கிரகங்களுக்குள் கிரகங்கள் அதிகரிப்பதைத் தடுக்கும் ஒரு பிராந்தியத்தில் உள்ள புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டின் எச்சங்களாகும். விண்கற்களின் சுற்றுப்பாதை விநியோகம் வியாழனால் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது. சிறுகோள்களின் (பிரதான-பெல்ட் சிறுகோள்கள்) மிகப்பெரிய செறிவு 2.06 மற்றும் 3.27 ஏ. யூ இடையே அரை முக்கிய அச்சுகளைக் கொண்டுள்ளது, அங்கு வலுவான 4:1 மற்றும் 2:1 சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகள் வியாழனுடன் (கிர்க்வுட் இடைவெளிகள்) உள்ளன. அவற்றின் சுற்றுப்பாதைகள் 0.33 க்கும் குறைவான விசித்திரத்தன்மையையும் 30° க்கும் குறைவான சாய்வுகளையும் கொண்டுள்ளன. வியாழன் தூரத்தில் சிறுகோள்களின் மூன்று குறிப்பிட்ட மாறும் குழுக்கள் உள்ளன. ட்ரோஜன்கள் வியாழனின் சுற்றுப்பாதையைப் பகிர்ந்து கொள்கின்றன. அவை எல் 4 இல் (வியாழனுக்கு முன்னால்) கிரேக்கர்களாகவும், எல் 5 இல் (வியாழனுக்கு பின்னால்) ட்ரோஜன்களாகவும் பிரிக்கப்பட்டுள்ளன. ஹில்டா சிறுகோள்கள் சிறுகோள் பெல்ட்டுக்கு அப்பால் ஆனால் வியாழனின் சுற்றுப்பாதைக்குள், வியாழனுடன் 3ஃ2 சுற்றுப்பாதை அதிர்வில் ஒரு மாறும் குழு ஆகும். சிறுகோள் பெல்ட்டின் உள்ளே பூமியைக் கடக்கும் சிறுகோள்கள் உள்ளன, அவை பூமிக்கு அருகில் செல்லும் சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன. சிறுகோள்களின் அளவுகள் ~ 1000 கிமீ விட்டம் கொண்ட பெரிய குள்ள கிரகமான செரஸ் முதல் மீ அளவிலான பொருள்கள் வரை இருக்கும், அதற்குக் கீழே அவை விண்கற்கள் அல்லது தூசி என்று அழைக்கப்படுகின்றன. ~ 100 கிமீ அளவை விட சிறிய விண்கற்களின் அளவு விநியோகம் டோஹான்யியின் நிலையான நிலை மோதல் துண்டு விநியோகத்தைப் பின்பற்றுகிறது. பெரும்பாலான சிறுகோள்கள் 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு பெரும்பாலும் காண்ட்ரிடிக் கிரகங்கள் மற்றும் புரோட்டோபிளானெட்டுகளிலிருந்து பனி கோட்டிற்குள் உருவாகின. இந்த முன்முனை கிரகங்கள் கதிரியக்கம், தாக்கங்கள் மற்றும் ஈர்ப்பு விசை மூலம் பல 100 கிமீ வெப்ப அளவை எட்டியவுடன், முன்முனை கிரகங்களின் உருகிய பகுதிகள் மற்றும் கிரக வேறுபாடுகள் அமைக்கப்பட்டன. கனமான கூறுகள் (இரும்பு மற்றும் நிக்கல்) மையத்தில் மூழ்கின, அதே நேரத்தில் இலகுவான கூறுகள் (கல் பொருட்கள்) மேற்பரப்பில் உயர்ந்தன. சிறுகோள் பெல்ட்டில் மேலும் மோதல்கள் அத்தகைய தாய் பொருட்களை அழித்தன மற்றும் உமிழ்வு, நிறம் மற்றும் ஆல்பிடோவில் மிகவும் மாறுபட்ட கலவை மற்றும் நிறமாலை வகைகளின் துண்டுகளை விட்டுச் சென்றன. சி-வகை சிறுகோள்கள் அறியப்பட்ட சிறுகோள்களின் மிகவும் பொதுவான வகையாகும் (~75%). அவை கொந்தளிப்பானவை மற்றும் மிகக் குறைந்த ஆல்பிடோவைக் கொண்டுள்ளன, ஏனெனில் அவற்றின் கலவை அதிக அளவு கார்பனை உள்ளடக்கியது. சிவப்பு நிற எம்-வகை சிறுகோள்கள் ஆரம்பகால புரோட்டோபிளானெட்டுகளின் எஞ்சிய மையங்களாகக் கருதப்படுகின்றன, அதே நேரத்தில் எஸ்-வகை சிறுகோள்கள் (17 சதவீதம்) மிதமான ஆல்பிடோவை சிலிஸியஸ் மேலோடு துண்டுகளாகக் கொண்டுள்ளன. இந்த விண்கல் வகைகள் அந்தந்த விண்கல் வகுப்புகளின் பெற்றோர்கள். சமீபத்தில் செயலில் உள்ள சிறுகோள் தூசியை வெளியேற்றி, நிலையற்ற, வால்மீன் போன்ற கோமா மற்றும் வால்களை உருவாக்குகிறது. சிறுகோள் பனியின் பதங்கமாதல், தாக்க வெளியேற்றம், சுழற்சி நிலையற்ற தன்மை, நிலைமின்னியல் விரட்டல் மற்றும் வெப்ப எலும்பு முறிவு ஆகியவை செயல்பாட்டின் சாத்தியமான காரணங்களாகும். 1970 களின் முற்பகுதியில் பயனியர் 10 மற்றும் 11 விண்கலங்கள் வியாழன் மற்றும் சனி கிரகங்களுக்கு செல்லும் வழியில் சிறுகோள் பெல்ட்டைக் கடந்து சென்றன. கப்பலில் உள்ள தூசி கருவிகள், ஊடுருவல் கண்டறிதல் கருவிகள் மற்றும் இராசி ஒளி கருவிகள் ஆகிய இரண்டும் சிறுகோள் பெல்ட்டில் மேம்பட்ட தூசி அடர்த்தியைக் கண்டுபிடிக்கவில்லை. 1983 ஆம் ஆண்டில் அகச்சிவப்பு வானியல் செயற்கைக்கோள் (ஐஆர்ஏஎஸ்) அகச்சிவப்பு வான பிரகாசத்தை வரைபடமாக்கியது மற்றும் பல சூரிய மண்டல தூசி பட்டைகள் தரவுகளில் காணப்பட்டன. இந்த தூசி பட்டைகள் பிரதான பெல்ட் சிறுகோள்களின் சமீபத்திய மோதல் இடையூறுகளால் உருவாக்கப்பட்ட குப்பைகள் என்று விளக்கப்பட்டது. கேண்டிடேட் சிறுகோள்களின் விரிவான பகுப்பாய்வு, வெரிடாஸ் சிறுகோள் குடும்பத்தில் 3,17 ஏயூ, கோரோனிஸ் குடும்பத்தில் 2.86 ஏயூ சுமார் 8 மைருக்கு முன்பு, மற்றும் கரின் கிளஸ்டர் சுமார் 5,7 மைருக்கு முன்பு பூர்வீக சிறுகோள்களின் மோதலில் இருந்து உருவானது என்பதை வெளிப்படுத்தியது. 1990 களின் முற்பகுதியில் கலிலியோ விண்வெளி ஆய்வு 951 காஸ்ப்ரா மற்றும் 243 இடா ஆகிய விண்கலங்களின் முதல் புகைப்படங்களை எடுத்தது. 2022 ஆம் ஆண்டு நிலவரப்படி 15 சிறுகோள்கள் மூன்று மாதிரி-திரும்பும் பயணங்களுடன் விண்கலத்தால் பார்வையிடப்பட்டுள்ளனஃ எஸ்-வகை சிறுகோள் 25143 இட்டோகாவா 2005 ஆம் ஆண்டில் ஹயபுஸாவால் பார்வையிடப்பட்டு 2010 இல் மாதிரியைத் திருப்பி அனுப்பப்பட்டது, சி-வகை சிறுகோள் 162173 ரியுகு 2018 இல் ஹயபுசா 2 ஆல் பார்வையிடப்பட்டு 2020 இல் மாதிரியைத் திருப்பி அனுப்பியது, சி-வகை சிறுகோள் 101955 பென்னுவை 2018 இல் ஒசைரிஸ்-ரெக்ஸ் பார்வையிட்டது மற்றும் 2023 இல் மாதிரி திரும்பத் திட்டமிடப்பட்டுள்ளது. மாதிரி பகுப்பாய்வுகள் அவற்றின் விண்கல் இணைப்புகளை உறுதிப்படுத்தியது மற்றும் செம்மைப்படுத்தியது. சிறிய சூரிய மண்டல உடல்கள் மற்றும் தூசி கிரகங்களுக்கிடையேயான விண்வெளியில் உள்ள சிறிய சூரிய மண்டல பொருள்கள் துணை மைக்ரோமீட்டர் அளவிலான தூசி துகள்கள் முதல் கிமீ அளவிலான வால்மீன்கள் மற்றும் சிறுகோள்கள் வரை உள்ளன. சந்திர மைக்ரோ கிரேடர் எண்ணிக்கை மற்றும் விண்கல அளவீடுகள் மற்றும் விண்கல் மற்றும் NEO அவதானிப்புகளிலிருந்து மிகச்சிறிய கிரகங்களுக்கிடையேயான பொருட்களின் ஃப்ளக்ஸ் தீர்மானிக்கப்பட்டுள்ளது. தற்போது, 1 AU இல் உள்ள சிறிய சூரிய மண்டல உடல்கள் அழிவுகரமான மோதல் நிலையில் உள்ளன. பூமி தூரத்தில் உள்ள விண்கற்கள் சராசரியாக ~ 20 கிமீ/வி என்ற பரஸ்பர மோதல் வேகத்தைக் கொண்டுள்ளன. அந்த வேகத்தில் விண்கற்கள் 10 மடங்கு பெரிய பொருட்களை பேரழிவுகரமாக சீர்குலைத்து ஏராளமான சிறிய துண்டுகளை உருவாக்கலாம். 100 கிமீ விட்டம் கொண்ட சிறுகோள்கள் மோதல் நிலையான நிலையை அடைந்தன என்பதை டோஹான்யி நிரூபித்தார், அதாவது ஒவ்வொரு வெகுஜன இடைவெளியிலும் மோதல்களால் அழிக்கப்பட்ட சிறுகோள்களின் எண்ணிக்கை பெரிய சிறுகோள்களிலிருந்து மோதல்களால் உருவாக்கப்பட்ட அதே வெகுஜன துண்டுகளின் எண்ணிக்கைக்கு சமம். இது ஒரு ஒட்டுமொத்த வெகுஜன விநியோகத்திற்கான வழக்கு F ~ m-0.837. 1 AU இல் 1 மிமீ அளவை விட பெரிய விண்கற்கள் மோதல் நிலையான நிலையில் உள்ளன. சிறிய விண்கற்களின் குறிப்பிடத்தக்க அதிகரிப்பு வால்மீன்களின் உள்ளீடு காரணமாகும். பூமியின் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி சூழலின் மாதிரிகள் வால் நட்சத்திர தூசியின் 80-90% மற்றும் சிறுகோள் தூசியின் 10-20% மட்டுமே விளைவிக்கின்றன. பொயின்டிங்-ராபர்ட்சன் விளைவு மற்றும் நேரடி கதிர்வீச்சு அழுத்தம் மூலம் விரைவான சிதறல் காரணமாக 1 மைக்ரான் குறைவான தூசி துகள்களின் பற்றாக்குறை ஏற்படுகிறது. கிரக அமைப்புகளில் மோதல்கள் தூசி துகள்களை உருவாக்குவதில் முக்கிய பங்கு வகிக்கின்றன. இதற்கு நல்ல உதாரணம் வியாழனின் வளையங்கள். இந்த வளைய அமைப்பு வாயேஜர் 1 விண்வெளி ஆய்வு மூலம் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, பின்னர் கலிலியோ சுற்றுப்பாதை மூலம் விரிவாக ஆய்வு செய்யப்பட்டது. விண்கலம் வியாழனின் நிழலில் சூரியனை நோக்கி திரும்பிப் பார்க்கும்போது இது சிறப்பாகக் காணப்பட்டது. வியாழனின் வளைய அமைப்பு மூன்று பகுதிகளைக் கொண்டுள்ளதுஃ ஒரு வெளிப்புற கோசமர் வளையம், ஒரு தட்டையான பிரதான வளையம் மற்றும் ஒரு உள் டோனட் வடிவ ஒளிவட்டம் ஆகியவை சிறிய உள் நிலவுகளான தெபே, அமல்தியா, அட்ராஸ்டியா மற்றும் மெடிஸ் ஆகியவற்றுடன் தொடர்புடையவை. கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி மூலம் சந்திரன்களின் குண்டுவீச்சு இந்த செயற்கைக்கோள்கள் மற்றும் பிற சிறிய காணப்படாத உடல்களின் அரிப்பை ஏற்படுத்துகிறது. அரிக்கப்பட்ட நிறை பெரும்பாலும் மைக்ரோன் அளவிலான உட்செலுத்தும் துகள்களின் வடிவத்தில் உள்ளது, அவை அவற்றின் மூல சந்திரனின் ஈர்ப்பு விசையிலிருந்து தப்பிக்கின்றன மற்றும் வளையங்களில் காணப்படுகின்றன. 1 முதல் சில 10 மீ/வி என்ற குறைந்த தப்பிக்கும் வேகம் காரணமாக பெரும்பாலான வெளியேற்றும் துகள்கள் செயற்கைக்கோளின் ஈர்ப்பு விசையை விட்டு வெளியேறி வியாழன் வளையங்களுக்கு உணவளிக்க முடியும். கலிலியோ தூசி கண்டறிதலின் அளவீடுகள் கோசமர் வளையத்தின் வழியாக செல்லும் போது வளையத்தில் கண்டறியப்பட்ட தூசி துகள்கள் 0.5-2.5 மைக்ரான் அளவுகளைக் கொண்டிருப்பதைக் கண்டறிந்தன; கேமரா படங்களில் காணக்கூடிய மிகப்பெரிய துகள்கள் மட்டுமே உள்ளன. ஜோவியன் ஈர்ப்பு விசை மற்றும் போயின்டிங்-ராபர்ட்சன் இழுவை மைக்ரோன் அளவிலான துகள்கள் ஆற்றல்மிக்க ஜோவியன் காந்த மண்டலத்தில் மின்சாரத்தால் சார்ஜ் செய்யப்படுகின்றன, எனவே வியாழனின் சக்திவாய்ந்த காந்தப்புலத்தின் லோரெண்ட்ஸ் சக்தியை உணர்கின்றன. இந்த சக்திகள் அனைத்தும் வளையங்களின் தோற்றத்தை வடிவமைக்கின்றன. குறிப்பாக, உள் ஒளிவட்டத்தில் உள்ள துகள்களின் சுற்றுப்பாதை சாய்வுகள் அவை ஜோவியன் வளிமண்டலத்தில் விழும்படி கட்டாயப்படுத்தும் மின்காந்த தொடர்புகளால் தூண்டப்படுகின்றன. கலிலியோ தூசி கண்டறிதல் கருவியால் காணப்பட்டபடி, மிகப் பெரிய கலிலிய சந்திரன்கள் கூட சில 1000 கிமீ தடிமன் கொண்ட எஜெக்டா தூசி மேகங்களால் சூழப்பட்டுள்ளன. பூமியைச் சுற்றி சந்திர தூசி பரிசோதனை (LDEX) LADEE பணியில் 20 முதல் 100 கிமீ உயரத்தில் இருந்து தூசி மேகத்தை வரைபடமாக்கியது மற்றும் 100 மீ/வி முதல் சில கிமீ/வி வரை வெளியேறும் வேகத்தைக் கண்டறிந்தது; ஆனால் அவற்றில் ஒரு சிறிய பகுதி மட்டுமே சந்திரனின் ஈர்ப்பு விசையிலிருந்து தப்பிக்கிறது. செயற்கைக்கோள்களைக் கொண்ட பிற கிரகங்களும் பல்வேறு தூசி வளைய நிகழ்வுகளைக் காட்டுகின்றன. சனியின் பெரிய மற்றும் அடர்த்தியான முக்கிய வளையங்களில் பனி துகள்கள் செமீ அளவிலான மற்றும் பெரிய உடல்களாக திரட்டப்படுகின்றன, அவை தொடர்ந்து மோதல் மற்றும் அலை சக்தியால் உருவாகி சிதைந்து வருகின்றன. சனியின் முக்கிய வளையங்களுக்கு சற்று வெளியே எஃப் வளையம் உள்ளது, இது ஒரு ஜோடி சந்திரன்களான ப்ரோமிதியஸ் மற்றும் பண்டோராவால் வளர்க்கப்படுகிறது, அவை வளையத்துடன் ஈர்ப்பு விசையுடன் தொடர்பு கொள்கின்றன மற்றும் மூழ்கி மற்றும் தூசி தானம் செய்பவர்களைப் போல செயல்படுகின்றன. என்செலாடஸ் மீது கிரையோவோல்கானிசத்தால் ஊட்டப்படும் நீட்டிக்கப்பட்ட ஈ வளையத்திற்கு அப்பால் ஃபோப் வளையம் உள்ளது, இது ஃபோப்பில் இருந்து விண்கல் வெளியேற்றப்படுகிறது, இது அதன் பிற்போக்கு இயக்கத்தைப் பகிர்ந்து கொள்கிறது. மேலும் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் ஆகியவை சிக்கலான வளைய அமைப்புகளைக் கொண்டுள்ளன. செயற்கைக்கோள்களால் மேய்ச்சல் செய்யப்படும் யுரேனஸின் குறுகிய முக்கிய வளையங்களைத் தவிர, பரந்த தூசி வளையங்களும் உள்ளன. நெப்டியூனின் வளையங்கள் குறுகிய மற்றும் பரந்த தூசி வளையங்களைக் கொண்டுள்ளன, அவை உள் நிலவுகளுடன் தொடர்பு கொள்கின்றன. செவ்வாய் கிரகத்திலும் கூட அதன் சந்திரன்களான ஃபோபோஸ் மற்றும் டிமோஸ் ஆகியவற்றிலிருந்து தூசி வளையங்கள் தோன்றியிருக்கலாம் என்று சந்தேகிக்கப்படுகிறது. இதுவரை செவ்வாய் வளையங்கள் அவற்றின் கண்டறிதலில் இருந்து தப்பித்தன. பூமியும் கூட செயலிழந்த செயற்கை செயற்கைக்கோள்கள் மற்றும் கைவிடப்பட்ட ஏவுகணை வாகனங்களின் மனிதனால் உருவாக்கப்பட்ட விண்வெளி குப்பைகள் பெல்ட்டை உருவாக்கி வருகிறது. இந்த பொருட்களுக்கு இடையிலான மோதல்கள் கெஸ்லர் நோய்க்குறி எனப்படும் மோதல் அடுக்கை ஏற்படுத்தக்கூடும், இதில் ஒவ்வொரு மோதலும் அதிக விண்வெளி குப்பைகளை உருவாக்குகிறது, இது மேலும் மோதல்களின் வாய்ப்பை அதிகரிக்கிறது. வீனஸ், பூமி மற்றும் செவ்வாய் எரிமலைகள் பண்டைய அல்லது தற்போதைய எரிமலை வெடிப்பின் அறிகுறிகளைக் காட்டுகின்றன. இந்த கிரகங்கள் அனைத்தும் ஒரு திடமான மேலோடு மற்றும் ஒரு திரவ கவசத்தைக் கொண்டுள்ளன, அவை கிரகத்தின் உருவாக்கம் மற்றும் கதிரியக்க ஐசோடோப்புகளின் சிதைவு ஆகியவற்றிலிருந்து உள் வெப்பத்தால் வெப்பமடைகின்றன. பூமியில் காணப்பட்ட மிகவும் வெடிக்கும் எரிமலை வெடிப்புகள் 40 கிமீ உயரம் வரை வாயு மற்றும் சாம்பல் குவியல்களைக் கொண்டுள்ளன, ஆனால் எந்த எரிமலை தூசியும் வளிமண்டலத்திலிருந்து அல்லது பூமியின் ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு (மலைக் கோளம்) கூட தப்பிக்கவில்லை. வீனஸ் மீது சுறுசுறுப்பான எரிமலை இருப்பதாக சந்தேகிக்கப்படுவதற்கும் இதே போன்ற முடிவுகளை எடுக்க முடியும். சிறிய கிரக உடல்களில் மேற்பரப்பு வழியாக வெப்ப இழப்பு அதிகமாக உள்ளது, எனவே உள் வெப்பம், தற்போது செயலில் உள்ள எரிமலைகளுக்கு வழிவகுக்காது. எனவே, 1979 ஆம் ஆண்டில் வாயேஜர் 1 மற்றும் வாயேஜர் 2 ஆகிய இரட்டை ஆய்வுகள் ஜோவியன் அமைப்பு வழியாக பறந்து, வியாழனின் சந்திரனான அயோவில் பல எரிமலைகளின் பிளூம்களை புகைப்படம் எடுத்தபோது ஆச்சரியமாக இருந்தது. ஃப்ளைபை பீலுக்கு சில வாரங்களுக்கு முன்புதான், கேசன். மற்றும் ரெனால்ட்ஸ் (1979) அயோவின் உட்புறம் அண்டை நிலவுகளான யூரோபா மற்றும் கேனிமீட் ஆகியவற்றுடன் அதன் சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகளால் ஏற்படும் குறிப்பிடத்தக்க அலை வெப்பத்தை அனுபவிக்க வேண்டும் என்று கணித்தனர். கலிலியோ விண்கலத்தின் ஹாட்ஸ்பாட்களில் வெப்பநிலை அளவீடுகள் பசால்டிக் மாக்மா அயோவில் எரிமலை வெடிப்பை இயக்குகிறது என்பதைக் காட்டுகிறது. கந்தகம், கந்தக டை ஆக்சைடு மற்றும் பிற பைரோக்ளாஸ்ட்கள் போன்ற ஆவியாதிகளின் குடை வடிவ பிளூம்கள் அயோவின் சில எரிமலைகளிலிருந்து வானம் நோக்கி வெளியேற்றப்படுகின்றன. எ. கா. அயோவின் எரிமலை த்வஷ்தார் படேரே மேற்பரப்பில் இருந்து 300 கிலோமீட்டருக்கும் அதிகமான தூரத்தில் வெடிக்கும். வென்ட்டில் வெளியேற்றும் வேகம் 1 கிமீ/வி வரை உள்ளது, இது ஐஓவிலிருந்து 2.5 கிமீ/வி தப்பிக்கும் வேகத்தை விட மிகக் குறைவு, எனவே, இந்த புலப்படும் தூசி எதுவும் ஐஓவின் ஈர்ப்பு விசையிலிருந்து தப்பிக்கவில்லை. பெரும்பாலான பிளூம் பொருள் கந்தகம் மற்றும் கந்தக டை ஆக்சைடு உறைபனி மற்றும் பைரோக்ளாஸ்ட்களாக மீண்டும் மேற்பரப்பில் விழுகிறது. இருப்பினும், 1992 ஆம் ஆண்டில் அதன் வியாழன் பறக்கும் போது யுலிஸஸ் பணியில் உள்ள தூசி கண்டறிதல் வியாழன் திசையில் இருந்து வெளிவரும் 10 என்எம் அளவிலான தூசி துகள்களின் நீரோடைகளைக் கண்டறிந்தது. வியாழனின் காந்த மண்டலத்திற்குள் கலிலியோ தூசி கண்டறிதலின் அடுத்தடுத்த அளவீடுகள் காலமுறை தூசி நீரோடைகளை பகுப்பாய்வு செய்து அயோவை ஆதாரமாக அடையாளம் கண்டன. அயோவின் எரிமலைகளால் வெளிப்படும் நானோமீட்டர் அளவிலான தூசி துகள்கள் அயோ பிளாஸ்மா டோரஸில் மின்சாரத்தால் சார்ஜ் செய்யப்பட்டு வியாழனின் வலுவான காந்தப்புலத்தை உணர்கின்றன. 10 மற்றும் 100 நானோமீட்டர் ஆரத்திற்கு இடையில் நேர்மறையாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட தூசி துகள்கள் ஐஓ மற்றும் வியாழனின் ஈர்ப்பு விசையிலிருந்து தப்பித்து கிரகங்களுக்கு இடையேயான விண்வெளியில் நுழைகின்றன. வியாழனின் காசினி பயணத்தின் போது கப்பலில் இருந்த காஸ்மிக் டஸ்ட் அனலைசர் (சி. டி. ஏ) இந்த ஸ்ட்ரீம் துகள்களை வேதியியல் ரீதியாக பகுப்பாய்வு செய்து சோடியம் குளோரைடு மற்றும் சல்பர் மற்றும் பொட்டாசியம் தாங்கும் கூறுகளைக் கண்டறிந்தது, அவை அயோவின் வளிமண்டலத்தின் ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் பகுப்பாய்வுகளாலும் கண்டறியப்பட்டுள்ளன. சனியின் வளைய விமானக் கடவுகளின் நேரங்களில் பூமியின் தூரத்திலிருந்து அவதானிப்பதன் மூலம் சனியின் பலவீனமான ஈ வளையம் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இது ~ 4 சனி ஆரங்களில் அதிகபட்ச அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளது, இது என்செலாடஸின் சுற்றுப்பாதையுடன் ஒத்துப்போகிறது. வாயேஜர் 1 மற்றும் 2 மற்றும் காசினியின் விண்கல அவதானிப்புகள் இந்த அவதானிப்புகளை உறுதிப்படுத்தின. ஈ வளையம் 3 இல் மிமாஸ் மற்றும் 20 இல் டைட்டனின் சுற்றுப்பாதைகளுக்கு இடையில் நீண்டுள்ளது. ஈ வளையத்தில் சிலிகேட்டுகள், கார்பன் டை ஆக்சைடு, அம்மோனியா மற்றும் பிற அசுத்தங்களுடன் கூடிய பல சிறிய (மைக்ரோன் மற்றும் சப்-மைக்ரோன்) நீர் பனித் துகள்கள் உள்ளன. காசினி அவதானிப்புகள் என்செலாடஸ் மற்றும் ஈ வளையம் மரபணு ரீதியாக தொடர்புடையவை என்பதை நிரூபித்தன. காசினி என்செலாடஸை நெருங்கிச் சென்றபோது, காஸ்மிக் டஸ்ட் அனலைசர் உள்ளிட்ட பல கருவிகள் என்செலாடஸின் தென் துருவப் பகுதியில் நீராவி மற்றும் மைக்ரோன் அளவிலான பனி துகள்களின் நீரூற்றுகளை (கீசர்) கவனித்தன. பிளூம்களில் உள்ள சோடியம் நிறைந்த உப்பு நிறைந்த பனி தானியங்களின் சி. டி. ஏ பகுப்பாய்வுகள் பாறைகளுடன் தொடர்பு கொண்ட ஒரு திரவ நீர் தேக்கத்திலிருந்து உருவாகும் தானியங்கள் என்று கூறுகின்றன. வெடிப்புகளை இயக்கும் மற்றும் தக்கவைக்கும் பொறிமுறை என்செலாடஸின் சுற்றுப்பாதை விசித்திரத்தை தூண்டும் டயோனுடன் சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகளால் ஏற்படும் அலை வெப்பம் என்று கருதப்படுகிறது. என்செலாடஸின் நீரூற்றுகளிலிருந்து தப்பிக்கும் பனி தானியங்கள் சனியின் ஈ வளையத்திற்கு உணவளித்து பராமரிக்கின்றன. வியாழனின் கலிலியன் நிலவுகளில் ஒன்றான யூரோப்பாவின் தென் துருவப் பகுதிக்கு மேலே ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கியால் இதேபோன்ற நீராவி பிளூம்கள் காணப்பட்டன. நாசாவின் எதிர்கால யூரோபா கிளிப்பர் பணி (திட்டமிடப்பட்ட வெளியீட்டு தேதி 2024) அதன் மேற்பரப்பு தூசி பகுப்பாய்வு (சுடா) உடன் ஐரோப்பாவிலிருந்து வெளியேற்றப்படும் சிறிய திடத் துகள்களை விண்கல் தாக்கங்கள் மற்றும் சாத்தியமான பிளூம்களில் உள்ள பனி துகள்களால் பகுப்பாய்வு செய்யும். 1989 ஆம் ஆண்டில் நெப்டியூனின் வாயேஜர் 2 பறக்கும் போது அதன் சந்திரனான ட்ரைடானின் மேற்பரப்பில் செயலில் உள்ள இருண்ட பிளூம்கள் காணப்பட்டன. இந்த பிளூம்கள் கண்ணுக்குத் தெரியாத நைட்ரஜன் வாயு ஜெட் விமானங்களால் கொண்டு செல்லப்படும் தூசி மற்றும் பனி துகள்களைக் கொண்டிருப்பதாக கருதப்படுகிறது. விண்வெளியில் உள்ள தூசி துகள்களின் அண்ட தூசி இயக்கவியல் அவற்றின் பாதைகளை தீர்மானிக்கும் பல்வேறு சக்திகளால் பாதிக்கப்படுகின்றன, ரெஸ்ப். அவற்றின் சுற்றுப்பாதைகள். இந்த விசைகள் பெரிய உடல்கள் மற்றும் சுற்றுச்சூழல் நிலைமைகளைப் பொறுத்தவரை தூசி துகள்களின் நிலையைப் பொறுத்தது. கிரகங்களுக்கிடையேயான விண்வெளியில் ஒரு பெரிய விசை சூரிய ஈர்ப்பு காரணமாகும், இது இதே போன்ற கிரகங்கள் மற்றும் தூசி துகள்களை ஈர்க்கிறதுஃ இங்கு G என்பது விசை, = M என்பது சூரிய நிறை, மேலும் இது தொடர்பு கொள்ளும் பொருளின் வெகுஜனமாகும், இது வெகுஜனங்களின் மையங்களுக்கு இடையிலான தூரம் மற்றும் ஈர்ப்பு மாறிலி ஆகும். கிரகங்கள் மற்றும் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி உள்ளிட்ட சிறிய சூரிய மண்டல உடல்கள் சூரியனைச் சுற்றியுள்ள கெப்ளர் சுற்றுப்பாதைகளை (நீள்வட்டங்கள், பரவளையங்கள் அல்லது ஹைபர்போலாஸ்) மையங்களில் அவற்றின் பாரிசென்டருடன் பின்பற்றுகின்றன. சுற்றுப்பாதைகள் ஆறு சுற்றுப்பாதை கூறுகளால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றனஃ அரை முக்கிய அச்சு (a), விசித்திரத்தன்மை (e), சாய்வு (i), ஏறும் முனையின் தீர்க்கரேகை, பெரியாப்சிஸின் வாதம் மற்றும் உண்மையான ஒழுங்கின்மை. சிறியதாக இருந்தாலும், கிரகங்கள் தொலைதூரப் பொருட்களின் மீது ஈர்ப்பு விசையை செலுத்துகின்றன. இந்த விசை வழக்கமானதாகவும், குறிப்பிட்ட கால அளவிலும் இருந்தால், அத்தகைய சுற்றுப்பாதை அதிர்வு கிரகப் பொருட்களின் சுற்றுப்பாதைகளை நிலைநிறுத்தலாம் அல்லது சீர்குலைக்கலாம். வியாழன் அதிர்வுகளால் ஏற்படும் சிறுகோள் பெல்ட்டில் உள்ள கிர்க்வுட் இடைவெளிகள் மற்றும் நெப்டியூன் அதிர்வுகளால் ஏற்படும் கைப்பர் பெல்ட்டின் அமைப்பு ஆகியவை எடுத்துக்காட்டுகளாகும். சிறிய உடலின் சுற்றுப்பாதையின் பெரிஹெலியன் நெருக்கமாக இருக்கும்போது ஒரு கிரகத்துடன் நெருக்கமான சந்திப்புகள் ஏற்படலாம், மேலும் அபெலியன் சூரியனில் இருந்து தொந்தரவு செய்யும் கிரகத்தை விட தொலைவில் உள்ளது. சுற்றுப்பாதை சிதறல் ஏற்படுவதற்கு இது அவசியமான நிபந்தனையாகும்; இது ஒரு கிரகத்தின் சிதறல் மண்டலத்தை வரையறுக்கிறது. இந்த வழக்கில் ஒரு சிறிய பொருள் அல்லது ஒரு தூசி துகள் ஒரு பெரிய சுற்றுப்பாதை இடையூறுக்கு உட்படலாம். இருப்பினும், பழைய மற்றும் புதிய சுற்றுப்பாதையின் டிஸெராண்டின் அளவுருக்கள் தோராயமாக ஒரே மாதிரியாகவே உள்ளன. அரைமுனை அச்சு a, சுற்றுப்பாதை விசித்திரத்தன்மை e, மற்றும் சுற்றுப்பாதை சாய்வு i கொண்ட ஒரு சிறிய பொருளுக்கும், அரைமுனை அச்சுடன் ஒரு குழப்பமான கிரகத்திற்கும் டிஸெராண்டின் அளவுரு உள்ளது. சிறிய சூரிய மண்டல உடல்களின் இரண்டு குடும்பங்கள் மாபெரும் கிரகங்களின் சிதறல் மண்டலங்களுக்கு வெளியே உள்ளன மற்றும் சூரியனைச் சுற்றியுள்ள முதன்மையான புரோட்டோபிளானட்டரி வட்டின் எச்சங்கள்ஃ ஆஸ்டியோரிட்கள் மற்றும் கைப்பர் பெல்ட் பொருள்கள். கைப்பர் பெல்ட் தோராயமாக உள்ளது. சிறுகோள் பெல்ட்டை விட 100 மடங்கு பெரியது மற்றும் டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருட்களின் (டி. என். ஓ) ஒரு பகுதியாகும். டிஎன்ஓக்களின் மற்றொரு பகுதி நெப்டியூனின் சிதறல் மண்டலத்தில் சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட பொருட்களுடன் சிதறிய வட்டு ஆகும். அதிக விசித்திரங்களில் (அல்லது அதிக சாய்வுகளில்) அண்டை கிரகங்களின் சிதறல் மண்டலங்கள் ஒன்றுடன் ஒன்று இணைகின்றன. எனவே, சிதறிய வட்டு பொருள்கள் சென்டார்களாகவும், இறுதியில், வியாழன்-குடும்ப வால்மீன்களாகவும் உருவாகலாம். வியாழன் சிதறல் வட்டுக்குள் வால்மீன்கள் மற்றும் சிறுகோள்களிலிருந்து உருவாகும் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசியைக் கொண்ட இராசி மேகம் உள்ளது. மேலும் கைப்பர் பெல்ட்டில் இருந்து வரும் தூசி துகள்கள் உள் கிரக அமைப்புக்கு சிதறல் பாதையைக் கண்டறிகின்றன. ஒரு கிரகத்தின் மலைக்கோளத்திற்குள் அதன் ஈர்ப்பு விசை சூரியனின் ஈர்ப்பு விசையில் ஆதிக்கம் செலுத்துகிறது. அனைத்து கிரக நிலவுகளும் வளையங்களும் மலைக்கோளத்திற்குள் நன்கு அமைந்துள்ளன மற்றும் அதனுடன் தொடர்புடைய கிரகத்தை சுற்றி வருகின்றன. அத்தகைய செயற்கைக்கோள்களுக்கு இடையிலான ஈர்ப்பு தொடர்புகளை, எ. கா., வியாழனின் சந்திரன்களான கேனிமீட், யூரோபா மற்றும் ஐஓ ஆகியவற்றின் நிலையான 1:2:4 சுற்றுப்பாதை அதிர்வுகளில் காணலாம். மேலும் சனியின் வளையங்களுக்குள் உள்ள உட்பிரிவுகள் மற்றும் கட்டமைப்புகள் செயற்கைக்கோள்களுடன் அதிர்வுகளால் ஏற்படுகின்றன. எ. கா. உள் பி வளையத்திற்கும் வெளிப்புற ஏ வளையத்திற்கும் இடையிலான இடைவெளி சந்திரன் மிமாஸுடன் 2:1 அதிர்வு மூலம் அகற்றப்பட்டுள்ளது. மேலும் சனியின் எஃப் வளையம் போன்ற சனி, யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் சில குறுகிய தனித்துவமான வளையங்கள் ஒன்று அல்லது இரண்டு மேய்ப்பர் நிலவுகளின் ஈர்ப்பு விசையால் வடிவமைக்கப்பட்டு தக்கவைக்கப்படுகின்றன. சூரிய கதிர்வீச்சு அழுத்த விளைவுகள் சூரிய கதிர்வீச்சு விண்கற்கள் மற்றும் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள்கள் மீது விரட்டும் கதிர்வீச்சு அழுத்த விசையை R செலுத்துகிறதுஃ சூரிய ஒளி அல்லது சூரிய மைய தூரத்தில் சூரிய கதிர்வீச்சு எங்கே, இது துகள்களின் கதிர்வீச்சு அழுத்த குணகம், குறுக்குவெட்டு (துகள் ஆரம் கொண்ட கோளத் துகள்களுக்கு), ஒளியின் வேகம். கதிர்வீச்சு அழுத்தக் குணகம், சூரிய நிறமாலையின் அனைத்து அலைநீளங்களிலும் ஒருங்கிணைக்கப்பட்ட உறிஞ்சுதல், பிரதிபலிப்பு மற்றும் ஒளி சிதறல் போன்ற துகள்களின் ஒளியியல் பண்புகளைப் பொறுத்தது. இதைப் பயன்படுத்தி கணக்கிடலாம் எ. கா. தியோரி, தனித்துவமான இருமுனை தோராயமாக்கல் அல்லது மைக்ரோவேவ் அனலாக் சோதனைகள் கூட. சூரிய கதிர்வீச்சு அழுத்தம் ஒரு தூசி துகள் மீது ஈர்ப்பு விசையின் பயனுள்ள சக்தியைக் குறைக்கிறது மற்றும் பரிமாணமற்ற அளவுரு, கதிர்வீச்சு அழுத்த விசையின் துகள் மீதான ஈர்ப்பு விசையின் விகிதத்தால் வகைப்படுத்தப்படுகிறதுஃ அடர்த்தி எங்கே மற்றும் அளவு (ஆரம்) தூசி தானியத்தின். 0. 1 க்கும் மேற்பட்ட வால் நட்சத்திரத் துகள்கள் ஏற்கனவே அவற்றின் தாய் வால் நட்சத்திரத்தை விட கணிசமாக வேறுபட்ட சூரிய மைய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அவை தூசி வால் பகுதியில் காணப்படுகின்றன. ஒரு வால்மீனில் இருந்து அதன் பெரிஹெலியன் அருகே (விசித்திரத்துடன்) வெளியிடப்படும் தூசி துகள்கள் அவற்றின் பீட்டா மதிப்புகளை மீறினால் ஹைபர்போலிக் சுற்றுப்பாதைகளில் சூரிய மண்டலத்தை விட்டு வெளியேறும். சூரியனைச் சுற்றி ஒரு வட்ட சுற்றுப்பாதையில் ஒரு சிறுகோளிலிருந்து வெளியிடப்படும் துகள்கள் கூட சூரிய மண்டலத்தை வரம்பற்ற பரவளைய சுற்றுப்பாதையில் விட்டுச் செல்லும். சிறிய தூசி துகள்கள்-மீட்டோராய்டுகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன; அவை சூரியனில் இருந்து ஒரு நிகர விரட்டும் சக்தியை உணர்கின்றன. சூரிய மண்டலத்திற்குள் நுழையும் போது ஆரம்பத்தில் இணையாக இருக்கும் விண்மீன் தூசியின் பாதைகள் துகள்களின் விகிதத்தைப் பொறுத்தது. துகள்கள் பெரும்பாலும் சூரிய ஈர்ப்பு விசையால் ஈர்க்கப்படுகின்றன; அவற்றின் பாதைகள் சூரியனை நோக்கி வளைந்துள்ளன. அவை சூரியனை நெருங்கிச் செல்லும்போது, துகள்கள் விரைவாக முடுக்கிவிடப்படுகின்றன, மேலும் அவை அவற்றின் ஆரம்ப திசையிலிருந்து விலகிச் செல்கின்றன. இந்த துகள்களின் பாதைகள் சூரியனுக்குப் பின்னால் கடந்து, அங்கு தூசி அடர்த்தியை அதிகரிக்கின்றன; இது ஈர்ப்பு விசை மையப்படுத்தல் என்று குறிப்பிடப்படுகிறது. விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி துகள்கள் பெரும்பாலும் சூரிய கதிர்வீச்சு அழுத்தத்தால் விரட்டப்படுகின்றன. அவை எவ்வளவு பெரியவை என்பதைப் பொறுத்து ஒரு குறிப்பிட்ட தூரத்திற்குக் கீழே சூரியனை அணுக முடியாது. விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி இல்லாத இந்த பகுதி பரவளைய வடிவத்தில் உள்ளது; இது-கோன் என்று குறிப்பிடப்படுகிறது. - கூம்பின் வெளிப்புற விளிம்பில் தூசி அடர்த்தி அதிகரிக்கப்படுகிறது. சூரியனைச் சுற்றி வரும் ஒரு துகள் மீது சூரிய கதிர்வீச்சு அழுத்த விசை கதிரியக்கமாக செயல்படுவது மட்டுமல்லாமல், ஒளியின் வரையறுக்கப்பட்ட வேகத்தின் காரணமாக துகள் சுற்றுப்பாதை இயக்கத்திற்கு நேர்மாறாக ஒரு சிறிய விசை உள்ளது. இந்த போயின்டிங்-ராபர்ட்சன் இழுவை துகள் கோண வேகத்தை இழக்கச் செய்கிறது, எனவே, சூரியனை நோக்கி உள்நோக்கி சுழல்கிறது. ஒரு விசை விகிதத்தைக் கொண்ட ஒரு துகள், AU இல், ஆரம் கொண்ட ஆரம்ப வட்ட சுற்றுப்பாதையில் இருந்து சுழலும் நேரம், ஆண்டுகளில், பூமியின் தூரத்தில் ஒரு வட்ட சுற்றுப்பாதையில் தொடங்கி ~ 10−4 கொண்ட சென்டிமீட்டர் அளவிலான துகள்கள் சுமார் 4 மில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். இந்த உதாரணம், ~ 1 செமீ அளவை விட சிறிய அனைத்து தூசிகளும் சமீபத்தில் உள் கிரக அமைப்பில் வால் நட்சத்திரம், சிறுகோள் அல்லது விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி வடிவத்தில் நுழைந்திருக்க வேண்டும் என்பதை நிரூபிக்கிறது; கிரகங்கள் உருவான காலத்திலிருந்து அங்கு தூசி எதுவும் இல்லை. தூசி சார்ஜ் மற்றும் மின்காந்த தொடர்புகள் பெரும்பாலான விண்வெளி சூழல்களில் உள்ள தூசி துகள்கள் மின்சார சார்ஜிங் நீரோட்டங்களுக்கு ஆளாகின்றன. சுற்றுப்புற பிளாஸ்மாவிலிருந்து எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் அயனிகளின் தொகுப்பு, புற ஊதா கதிர்வீச்சிலிருந்து ஒளிமின்னழுத்த விளைவு மற்றும் ஆற்றல்மிக்க அயனி அல்லது எலக்ட்ரான் கதிர்வீச்சிலிருந்து இரண்டாம் நிலை எலக்ட்ரான் உமிழ்வு ஆகியவை ஆதிக்கம் செலுத்தும் செயல்முறைகளாகும். சுற்றுப்புற வெப்ப பிளாஸ்மாவிலிருந்து எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் அயனிகளின் சேகரிப்பு நிகர எதிர்மறை மின்னூட்டத்திற்கு வழிவகுக்கிறது, ஏனெனில் அயனி வேகத்தை விட வெப்ப எலக்ட்ரான் வேகம் மிக அதிகமாக உள்ளது. பிளாஸ்மாவில் சார்ஜ் செய்வதற்கு மாறாக, புற ஊதா கதிர்வீச்சு மூலம் துகள்களில் இருந்து எலக்ட்ரான்களின் புகைப்பட உமிழ்வு நேர்மறை சார்ஜிங்கிற்கு வழிவகுக்கிறது. ஆற்றல்மிக்க அயனிகள் அல்லது 100 eV க்கும் மேற்பட்ட ஆற்றல்களைக் கொண்ட எலக்ட்ரான்களின் தாக்கம் துகள் மீது ஒன்றுக்கு மேற்பட்ட இரண்டாம் நிலை எலக்ட்ரான்களை உருவாக்கலாம், எனவே, நேர்மறை சார்ஜிங் மின்னோட்டத்திற்கு வழிவகுக்கும். இரண்டாம் நிலை எலக்ட்ரான் விளைச்சல் ஆற்றல்மிக்க துகள் மற்றும் துகள் பொருளின் வகை மற்றும் ஆற்றலைப் பொறுத்தது. அனைத்து சார்ஜிங் நீரோட்டங்களின் சமநிலையும் துகள்களின் சமநிலை மேற்பரப்பு ஆற்றலுக்கு வழிவகுக்கிறது. ஒரு மேற்பரப்பு ஆற்றலில் ஆரம் கொண்ட தூசி துகள்களின் மின்சார கட்டணம், விண்வெளியில் வெற்றிடத்தின் அனுமதி உள்ளது. ஒரு மின்சார புலம் மற்றும் ஒரு காந்தப்புலத்தில் வேகத்துடன் நகரும் மின்னூட்டத்தின் தூசி துகள் இன் எஸ். ஐ அலகுகளின் லோரெண்ட்ஸ் சக்தியை அனுபவிக்கிறது, இது டெஸ்லாஸ் (டி) இல் அளவிடப்படுகிறது. ஒரு தூசி துகள்களின் மேற்பரப்பு ஆற்றல் மற்றும், எனவே அதன் கட்டணம் சுற்றுப்புற சூழலின் விரிவான பண்புகளைப் பொறுத்தது. எடுத்துக்காட்டாக, சூரியனில் இருந்து 1 AU இல் உள்ள ஒரு கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள் ~ 10 eV ஆற்றல் கொண்ட சூரியக் காற்று பிளாஸ்மாவால் சூழப்பட்டுள்ளது மற்றும் பொதுவாக ஒரு m3 க்கு புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களின் அடர்த்தி உள்ளது. ஒளிமின்னழுத்தப் பாய்வு பொதுவாக ஒரு சதுர மீட்டருக்கு எலக்ட்ரான்கள் ஆகும், எனவே, பிளாஸ்மா நீரோட்டங்களை விட மிகப் பெரியது. இந்த நிலை ≈ + 3 வி மேற்பரப்பு ஆற்றலுக்கு வழிவகுக்கிறது. காசினி சிடிஏ மூலம் தூசி கட்டணங்களின் உண்மையான அளவீடுகள் மேற்பரப்பு ஆற்றலை + 2 முதல் + 7 வி வரை விளைவித்தன. சூரியக் காற்றின் பிளாஸ்மா அடர்த்தி மற்றும் சூரிய மைய தூரத்துடன் கூடிய சூரிய புற ஊதா பாய்வு அளவுகோல் ஆகிய இரண்டும் சூரியனிலிருந்து பிற தூரங்களுக்கு கிரகங்களுக்கு இடையிலான தூசியின் மேற்பரப்பு ஆற்றலான + 5 வி ஆகும். கிரகங்களுக்கிடையேயான காந்தப்புலம் என்பது சூரியக் காற்றால் சூரிய கரோனாவிலிருந்து வெளியே இழுக்கப்படும் சூரிய காந்தப்புலத்தின் ஒரு அங்கமாகும். மெதுவான காற்று (≈) பூமத்திய ரேகைப் பகுதிகளுடன் மட்டுப்படுத்தப்பட்டுள்ளது, அதே நேரத்தில் வேகமான காற்று (≈) துருவங்களின் மீது காணப்படுகிறது. சூரியனின் சுழற்சி இருமுனை காந்தப்புலத்தையும் அதனுடன் தொடர்புடைய மின்னோட்டத் தாளையும் ஒரு ஆர்க்கிமிடியன் சுழற்சியாக மாற்றுகிறது. இந்த சூரிய மண்டல மின்னோட்டத் தாள் ஒரு சுழலும் பாலேரினா பாவாடை போன்ற வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் சூரியனின் காந்தப்புலம் ஒவ்வொரு 11 வருடங்களுக்கும் தலைகீழாக மாறுவதால் சூரிய சுழற்சியின் மூலம் வடிவம் மாறுகிறது. ஒரு சார்ஜ் செய்யப்பட்ட தூசி துகள் சூரியக் காற்றின் வேகத்தில் கடந்து செல்லும் கிரகங்களுக்கிடையேயான காந்தப்புலத்தின் லோரெண்ட்ஸ் சக்தியை உணர்கிறது. சூரியனில் இருந்து 1 AU இல் சூரியக் காற்றின் சராசரி வேகம் 450 கிமீ/வி மற்றும் காந்தப்புல வலிமை T = 5 nT ஆகும். சப்மைக்ரான் அளவிலான தூசி துகள்களுக்கு இந்த விசை குறிப்பிடத்தக்கதாகிறது மற்றும் 0.01 மைக்ரான் குறைவான துகள்களுக்கு இது சூரிய ஈர்ப்பு மற்றும் கதிர்வீச்சு அழுத்த விசையை விட அதிகமாக உள்ளது. எடுத்துக்காட்டாக, ஹீலியோஸ்பியர் வழியாகச் செல்லும் ~ 0.3 மைக்ரான் அளவிலான விண்மீன் தூசி துகள்கள் சூரிய காந்த பூமத்திய ரேகைக்கு ஏற்ப மையப்படுத்தப்படுகின்றன அல்லது மையப்படுத்தப்படுகின்றன. ஒரு தூசித் துகள் லோரெண்ட்ஸ் விசையால் எவ்வளவு வலுவாக பாதிக்கப்படுகிறது என்பதற்கான ஒரு பொதுவான அளவீடு அதன் சார்ஜ்-டு-மாஸ் விகிதம் ஆகும். ஒரு துகள் அதன் அளவைப் பொறுத்து நேரியல் ரீதியாக அதிகரிப்பதால், அதன் நிறை மற்றும் தொகுதி அதன் அளவின் கனசதுரத்துடன் அதிகரிக்கும் என்பதால், சிறிய துகள்கள் பொதுவாக பெரிய துகள்களை விட மிக அதிக சார்ஜ்-டு-மாஸ் விகிதத்தைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் அவை லோரென்ட்ஸ் சக்தியால் மிகவும் வலுவாக பாதிக்கப்படுகின்றன. ஆயினும்கூட, அனைத்து அளவிலான விண்மீன் தூசி துகள்களும் அவை சார்ஜ் செய்யப்படும் வரை மையப்படுத்தப்படுகின்றன அல்லது மையப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்த கவனம் செலுத்துதல் மற்றும் கவனம் செலுத்துதல் அந்தந்த சூரிய குறைந்தபட்சத்தின் போது மற்றும் அதற்கு நெருக்கமாக உள்ளது, இது கவனம் செலுத்துவதற்கு சுற்றியுள்ள ஆண்டுகளில் நிகழ்ந்தது, எடுத்துக்காட்டாக, 1996 மற்றும் 2019, மற்றும் கவனம் செலுத்துவது சுற்றியுள்ள ஆண்டுகளில் நிகழ்ந்தது, எடுத்துக்காட்டாக, 1986 மற்றும் 2008. சூரிய காந்த சுழற்சியின் தற்போதைய கட்டம் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசியை கிரகண தளத்திலிருந்து விலகி மையப்படுத்துவதை ஒத்திருக்கிறது, இது விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசியைக் கண்டறிந்து அளவிடுவதற்கு சாதகமற்றது. சூரிய மண்டலத்திற்குள் உள்ள விண்மீன் தூசி அளவீடுகளுக்கு மிகவும் பொருத்தமான சூரிய காந்த சுழற்சியின் அடுத்த கவனம் செலுத்தும் கட்டம் 2030 களில் நிகழும். இந்த கட்டங்கள் ஒவ்வொரு 22 வருடங்களுக்கும் நிகழ்கின்றன என்பதால், பின்வரும் கவனம் செலுத்தும் கட்டம் 2050 களில் இருக்கும். கிரக காந்த மண்டலங்களில் மிகவும் மாறுபட்ட நிலைமைகள் உள்ளன. ஒரு தீவிரமான வழக்கு வியாழனின் காந்த மண்டலமாகும், அங்கு எரிமலை செயலில் உள்ள சந்திரன் ஐஓ 6 இல் பிளாஸ்மாவின் வலுவான ஆதாரமாக உள்ளது, அங்கு = கிமீ என்பது வியாழனின் ஆரம். இந்த தூரத்தில் பிளாஸ்மா அடர்த்தியின் உச்சம் (m−3) மற்றும் பிளாஸ்மா ஆற்றல் ~ 1 eV இல் வலுவான குறைந்தபட்சத்தைக் கொண்டுள்ளது. இந்த தூரத்திற்கு வெளியே பிளாஸ்மா ஆற்றல் 8 இல் 80 eV ஆக கூர்மையாக உயர்கிறது. இதன் விளைவாக வரும் தூசி மேற்பரப்பு ஆற்றல்கள் குளிர்ந்த பிளாஸ்மாவில்-30 வி முதல் 4 முதல் 6 வரை மற்றும் வேறு இடங்களில் + 3 வி வரை இருக்கும். வியாழனின் காந்தப்புலம் பெரும்பாலும் ஒரு இருமுனை ஆகும், காந்த அச்சு வியாழனின் சுழற்சி அச்சுக்கு ~ 10 டிகிரி சாய்ந்துள்ளது. வியாழனில் இருந்து சுமார் 10 வரை காந்தப்புலமும் பிளாஸ்மாவும் கிரகத்துடன் இணைந்து சுழல்கின்றன. ஐஓவின் தூரத்தில் இணை சுழலும் காந்தப்புலம் ஐஓ மூலம் 17 கிமீ/வி வேகத்தில் செல்கிறது மற்றும் காந்தப்புல வலிமை டி = 2000 என். டி. 9 முதல் ~ 120 நானோமீட்டர் வரையிலான அளவு (ஆரம்) வரம்பில் உள்ள அயோவிலிருந்து நேர்மறையாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட தூசி துகள்கள் வலுவான காந்தப்புலத்தால் எடுக்கப்பட்டு ஜோவியன் அமைப்பிலிருந்து 350 கிமீ/வி வேகத்தில் துரிதப்படுத்தப்படுகின்றன. சிறிய துகள்களுக்கு லோரெண்ட்ஸ் விசை ஆதிக்கம் செலுத்துகிறது, மேலும் அவை அயனிகள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களைப் போலவே காந்தப்புலக் கோடுகளைச் சுற்றிச் செல்கின்றன. சனியின் காந்த மண்டலத்தில் 4 இல் உள்ள செயலில் உள்ள சந்திரன் என்செலாடஸ் (= கிமீ என்பது சனியின் ஆரம்) m−3 அடர்த்தி மற்றும் ஆற்றல் 5 eV இல் ஆக்ஸிஜன் மற்றும் நீர் அயனிகளின் ஆதாரமாகும். தூசி துகள்கள்-1 மற்றும்-2 வி மேற்பரப்பு ஆற்றலுக்கு சார்ஜ் செய்யப்படுகின்றன. 4 க்கு வெளியே அயனி ஆற்றல் 100 ஈ. வி ஆக அதிகரிக்கிறது, இதன் விளைவாக மேற்பரப்பு ஆற்றல் + 5 வி ஆக உயர்கிறது. காசினி சி. டி. ஏ அளவீடுகள் தூசி ஆற்றலின் இந்த மாற்றத்தை நேரடியாகக் கவனித்தன. ஓரளவு அயனியாக்கப்பட்ட உள்ளூர் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் பிளாஸ்மா அடர்த்தி m−3 ஆகவும், வெப்ப ஆற்றல் 0.6 eV ஆகவும் இருக்கும். சராசரி விண்மீன் புற ஊதா கதிர்வீச்சிலிருந்து கார்பன் அல்லது சிலிக்கேட் துகள்களின் ஒளிமின்னழுத்தப் பாய்வு ஒரு சதுர மீட்டருக்கு எலக்ட்ரான்கள் ஆகும். உள்ளூர் குமிழியின் (அடர்த்தி m−3, ஆற்றல் 100 eV) சூடான ஆனால் பலவீனமான பிளாஸ்மாவில் தூசி + 5 முதல் + 10 V மேற்பரப்பு ஆற்றலுக்கு சார்ஜ் செய்யப்படும். உள்ளூர் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் ~ 0.5 nT காந்தப்புல வலிமை வாயேஜர் விண்கலத்தால் அளவிடப்பட்டுள்ளது. அத்தகைய காந்தப்புலத்தில் ஒரு சார்ஜ் செய்யப்பட்ட மைக்ரோன் அளவிலான தூசி துகள் ஒரு கைரோரேடியஸ் <1 பிசி உள்ளது. அண்ட தூசி செயல்முறைகள் விண்வெளியில் உள்ள அண்ட தூசி துகள்கள் அவற்றின் இயற்பியல் மற்றும் வேதியியல் பண்புகளை மாற்றும் பல்வேறு விளைவுகளால் பாதிக்கப்படுகின்றன. தூசி துகள்கள் அல்லது பெரிய விண்கற்களுக்கு இடையிலான மோதல்கள் விண்வெளியில் ஆதிக்கம் செலுத்தும் செயல்முறையாகும், இது விண்வெளியில் உள்ள விண்கற்களின் வெகுஜனத்தை மாற்றுகிறது அல்லது அழிக்கிறது மற்றும் விண்கற்கள் மற்றும் தூசியின் மக்கள்தொகைக்கு பங்களிக்கும் புதிய மற்றும் சிறிய துண்டுகளை உருவாக்குகிறது. சூரியனில் இருந்து 1 AU இல் கிரகங்களுக்கிடையேயான விண்வெளியில் விண்கற்களின் வழக்கமான மோதல் வேகம் ~ 20 கிமீ/வி ஆகும். அந்த வேகத்தில் ஒரு விண்கல்லின் இயக்க ஆற்றல் அதன் ஆவியாதல் வெப்பத்தை விட மிக அதிகமாக இருக்கும். எனவே, அத்தகைய வெகுஜன எறிபொருள் மிகப் பெரிய இலக்கு பொருளைத் தாக்கும்போது, எறிபொருளும் இலக்கு வெகுஜனத்தின் தொடர்புடைய பகுதியும் ஆவியாகி அயனியாக்கப்படுகின்றன, மேலும் தாக்கத்தால் வெளியிடப்பட்ட அதிர்ச்சி அலைகளால் இலக்கு உடலில் ஒரு தாக்க பள்ளம் தோண்டியெடுக்கப்படுகிறது. அகழ்வாராய்ச்சி செய்யப்பட்ட நிறை என்பது எறிபொருளின் இயக்க ஆற்றலுடன் பள்ளம் செயல்திறன் காரணி அளவிடப்படுகிறது. சந்திரன் மற்றும் சிறுகோள்களில் தாக்க பள்ளங்களுக்கு. இதன் மூலம், தாக்க பள்ளங்கள் விண்வெளியில் உள்ள இலக்கு உடல் அல்லது விண்கற்களை அழிக்கின்றன. மீதமுள்ள மிகப்பெரிய துண்டின் நிறை தோராயமாக சிறியதாக இருந்தால் வெகுஜன இலக்கு விண்கல் பேரழிவுகரமாக பாதிக்கப்படுகிறது. இலக்கு வெகுஜனத்தின் பாதி அல்லது எறிபொருளின் நிறை மற்றும் இடையூறு வரம்பு பாறை பொருள் மற்றும் நுண்ணிய பொருட்களுக்கானது. ராக்கி பொருள் சிறுகோள்களைக் குறிக்கிறது மற்றும் நுண்ணிய பொருள் வால்மீன்களைக் குறிக்கிறது. வால் நட்சத்திரப் பொருள் அணுக்கரு அளவு முதல் அது வெளியிடும் மைக்ரோன் அளவிலான ஃப்ராக்டல் தூசி வரை நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய நுண்ணிய துணியால் ஆனது. கிரகங்களுக்கிடையேயான விண்வெளியில் ஒரு தூசி துகள்களின் மோதல் ஆயுட்காலம் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசியின் பாய்வு அறியப்படும் இடத்தில் தீர்மானிக்கப்படலாம். 1 AU இல் இந்த ஃப்ளக்ஸ் சந்திர மைக்ரோ க்ரேட்டர் பகுப்பாய்வுகளிலிருந்து பெறப்பட்டுள்ளது. ஐசோட்ரோபிக் ஃப்ளக்ஸில் சிதறல் குறுக்குவெட்டு (, துகள் ஆரம் கொண்ட) எங்கே உள்ளது. கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி மேகத்தின் மாதிரிகள் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள்களின் ஆயுட்காலம் பாறைப் பொருளை விட நீளமாக இருக்க வேண்டும், எனவே, கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசியின் 1 AU ~80% இல் வால் நட்சத்திர தோற்றம் மற்றும் ~20% மட்டுமே சிறுகோள் தோற்றம் என்பதை ஆதரிக்கிறது. மோதல் துண்டு துண்டுகள் ~ கிலோவை விட பெரிய கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள்களின் நிகர இழப்புக்கு வழிவகுக்கிறது மற்றும் குறைவான பெரிய கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள்களின் நிகர ஆதாயத்திற்கு வழிவகுக்கிறது. பெரிய கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசியின் இழப்புகளை வால்மீன்கள் நிரப்புவதாக நம்பப்படுகிறது. சூரிய கிரகணத்தின் போது சூரிய கரோனாவின் ஆரம்ப அகச்சிவப்பு அவதானிப்புகள் சூரியனில் இருந்து ~ 5 சூரிய ஆரம் (0.025 AU) க்குள் தூசி இல்லாத மண்டலத்தைக் குறிக்கின்றன. இந்த தூசி இல்லாத மண்டலத்திற்கு வெளியே சிலிக்கேட்டுகள் மற்றும் கேகார்பனேசியஸ் பொருட்களைக் கொண்ட கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி 2000 கே வரை வெப்பநிலையில் வெப்பமடையும். சூரிய மண்டலத்தின் தூசி துகள்கள் விண்கல் கலவையின் சிறிய திடத் துகள்கள் மட்டுமல்ல, நிலப்பரப்பு நிலைமைகளில் திரவ அல்லது வாயுவாக இருக்கும் பொருட்களையும் கொண்ட துகள்களாகும். வால் நட்சத்திரங்கள் பனி நிலையில் உள்ள ஆவியாதல் கொண்ட தானியங்களை உள் சூரிய மண்டலத்திற்குள் கொண்டு சென்று வெளியிடுகின்றன. கார்பன் டை ஆக்சைடு (CO2), பல்வேறு வகையான CH-, CHN-, CHS-, CHO-, CHO2-மற்றும் CHNO-தாங்கும் நிறைவுற்ற மற்றும் நிறைவுறா இனங்கள் மற்றும் நறுமண கலவை டோலுயீன் (CH3-C6H5) ஆகியவையும் ரோசெட்டா கருவிகளால் கண்டறியப்பட்டுள்ளன. காசினி சனியின் ஈ வளையத்தைக் கடக்கும் போது, காஸ்மிக் டஸ்ட் அனலைசர் (சி. டி. ஏ) இது பெரும்பாலும் நீர் பனிக்கட்டியால் ஆனது, சிலிகேட்டுகள், கார்பன் டை ஆக்சைடு, அம்மோனியா மற்றும் ஹைட்ரோகார்பன்களின் சிறிய பங்களிப்புகளுடன் இருப்பதைக் கண்டறிந்தது. நியூ ஹொரைசன்ஸ் விண்கலத்தால் புளூட்டோ மற்றும் சாரோனின் மேற்பரப்பு கலவைகளின் பகுப்பாய்வு திட நைட்ரஜன் (N2), மீத்தேன் (CH4), கார்பன் மோனாக்சைடு (CO), ஈத்தேன் (C2H6) மற்றும் நிறத்தை வழங்கும் கூடுதல் கூறு ஆகியவற்றின் கலவையைக் கண்டறிந்தது. உள் கிரக அமைப்பில் உள்ள பனி துகள்கள் மிகக் குறுகிய ஆயுட்காலம் கொண்டவை. உறிஞ்சப்பட்ட சூரிய கதிர்வீச்சு துகள்களை வெப்பப்படுத்துகிறது மற்றும் ஆற்றலின் ஒரு பகுதி மீண்டும் விண்வெளிக்கு கதிர்வீச்சு செய்யப்படுகிறது, மற்ற பகுதி ஐஸ்ஸை வாயுவாக மாற்ற பயன்படுத்தப்படுகிறது. 1 AU இல் சூரிய கதிர்வீச்சு எங்கே, மற்றும் 10 மற்றும் 20 μm அலைநீளத்திற்கு இடையில் புலப்படும் மற்றும் அகச்சிவப்பு பனி ஆல்பிடோக்கள், முறையே, சூரிய மைய தூரம், ஸ்டீபன்-போல்ட்ஸ்மேன் மாறிலி, வெப்பநிலை, வாயுவின் உற்பத்தி விகிதம் மற்றும் ஆவியாதலின் மறைந்த வெப்பம். பனிக்கட்டியின் அளவிடப்பட்ட நீராவி அழுத்தத்திலிருந்து பனிக்கட்டியின் அளவு கணக்கிடப்படுகிறது. வெவ்வேறு சூரிய மைய தூரங்களில் கிரகங்களுக்கிடையேயான தூசி துகள்கள் வெவ்வேறு பனிக்கட்டி கூறுகளைக் கொண்டுள்ளன. ஸ்பட்டரிங் ஸ்பட்டரிங், கூடுதலாக விண்கல் குண்டுவீச்சு என்பது விண்வெளி வானிலை மாற்றத்தில் ஈடுபடும் ஒரு குறிப்பிடத்தக்க செயல்முறையாகும், இது விண்வெளியில் இருக்கும் தூசி துகள்களின் இயற்பியல் பண்புகளை மாற்றுகிறது. சுற்றியுள்ள பிளாஸ்மாவிலிருந்து ஆற்றல்மிக்க அணுக்கள் அல்லது அயனிகள் விண்வெளியில் ஒரு திடமான துகள்களுடன் மோதும்போது, அணுக்கள் அல்லது அயனிகள் துகள்களிலிருந்து வெளியேற்றப்படுகின்றன. ஸ்பட்டர் விளைச்சல் என்பது ஒரு சம்பவ அணு அல்லது அயனிக்கு இலக்கில் இருந்து வெளியேற்றப்பட்ட அணுக்களின் சராசரி எண்ணிக்கையைக் குறிக்கிறது. ஸ்பட்டர் விளைச்சல் முதன்மையாக சம்பவத் துகள்களின் ஆற்றல் மற்றும் வெகுஜனத்தையும், இலக்கு அணுக்களின் வெகுஜனத்தையும் சார்ந்துள்ளது. கிரகங்களுக்கிடையேயான ஊடகத்திற்குள் சூரியக் காற்று பிளாஸ்மா முதன்மையாக எலக்ட்ரான்கள், புரோட்டான்கள் மற்றும் ஆல்பா துகள்களைக் கொண்டுள்ளது, இது 0,5 முதல் 10 கே. வி வரையிலான இயக்க ஆற்றல்களைக் கொண்டுள்ளது, இது சூரியக் காற்றின் வேகத்திற்கு ஒத்த 400 முதல் 800 கிமீ/வி தூரத்தில் 1 ஏ. யூ. சந்திர மேற்பரப்பில் ஏற்படும் தாக்க அரிப்புடன் ஒப்பிடும்போது, 1 மைக்ரோனை விட பெரிய அளவுகளில் அரிப்பு ஏற்படுவது மிகக் குறைவு. வெளிப்புற சூரிய மண்டலத்தில் விண்கற்கள் மற்றும் தூசியின் மேல்நிலை மேற்பரப்பு பொருட்கள் பனிக்கட்டிகளாகும். கூடுதலாக, மாபெரும் கிரகங்களின் காந்த மண்டலங்களில் கந்தகம் அல்லது ஆக்ஸிஜன் போன்ற கனமான அயனிகள் உள்ளன, அவை பனிக்கட்டி மேற்பரப்புகளுக்கு அதிக ஸ்பட்டர் விளைச்சலைக் கொண்டுள்ளன. எ. கா. சனியின் ஈ வளையத்தில் மைக்ரோன் அளவிலான தூசி துகள்கள் சிதறுவதால் ஏற்படும் ஆயுட்காலம் சில 100 ஆண்டுகள் ஆகும். இந்த நேரத்தில் தூசித் துகள்கள் அவற்றின் நிறை மற்றும் சுழற்சியில் 90 சதவீதத்தை விட அதிகமாக என்செலாடஸில் (4 சனி ஆரத்தில்) உள்ள மூலத்திலிருந்து டைட்டனின் சுற்றுப்பாதையில் 20 இல் இழக்கின்றன. விண்மீன் மேகங்களுக்குள் வெடிக்கும் சூழல் ஒப்பீட்டளவில் பாதிப்பில்லாதது. சார்ஜ் செய்யப்பட்ட விண்மீன்களுக்கு இடையேயான தூசி தானியங்கள் காந்தப்புலத்தின் வழியாக வாயுவுடன் தொடர்பு கொள்கின்றன, மேலும் வெப்பநிலை மிதமானது, பொதுவாக 10,000 K க்கும் குறைவாக இருக்கும். விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்தில் ஸ்பட்டர் அரிப்பு ஏற்படும் முதன்மை பகுதிகள் தோராயமாக நகரும் மேகங்களுக்கு இடையிலான மோதல் இடைமுகத்தில் உள்ளன, இது வினாடிக்கு சில நூறு கிலோமீட்டர் வேகத்தை அடைகிறது, மேலும் சூப்பர்நோவா அதிர்ச்சிகளில். சராசரியாக, விண்மீன் நடுவில் உள்ள கார்பனேசிய தானியங்களின் ஆயுட்காலம் தோராயமாக ஆண்டுகள் என்று கணக்கிடப்பட்டுள்ளது, அதே நேரத்தில் சிலிக்கேட் தானியங்கள் தோராயமாக ஆண்டுகள் ஆயுட்காலம் கொண்டவை. குறிப்புகள் வானியல்