Dust astronomy
دھول فلکیات فلکیات کا ایک ذیلی شعبہ ہے جو انفرادی کائناتی دھول کے ذرات میں موجود معلومات کا استعمال کرتا ہے جو ان کی متحرک حالت سے لے کر اس کی آاسوٹوپک، عنصر، سالماتی اور معدنی ساخت تک ہوتی ہے تاکہ بیرونی خلا میں پائے جانے والے فلکیاتی اشیاء کے بارے میں معلومات حاصل کی جا سکیں۔ دھول فلکیات سیاروں کی سائنس، کاسمو کیمسٹری، اور ایسٹرو بائیولوجی کے شعبوں کے ساتھ اوورلیپ ہوتی ہے۔ ایبرہارڈ گرون اور دیگر۔ 2002 کے کوئپر پرائز لیکچر میں کہا گیا ہے کہ "دھول کے ذرات، جیسے فوٹون، خلا اور وقت میں دور دراز مقامات سے معلومات لے جاتے ہیں۔ دھول کے ذرات کی جائے پیدائش اور ان کی بڑی خصوصیات کے علم سے ہم اس دور دراز ماحول کے بارے میں جان سکتے ہیں جس سے ذرات بنے تھے۔ اس نقطہ نظر کو ڈسٹ ایسٹرونومی کہا جاتا ہے جو خلا میں موجود ڈسٹ آبزرویٹری پر ڈسٹ ٹیلی اسکوپ کے ذریعے انجام دیا جاتا ہے۔ تاریخ کے ابتدائی مشاہدات تین مظاہر جو کائناتی دھول سے متعلق ہیں (آج ہم جانتے ہیں) انسانوں نے ہزاروں سالوں سے دیکھے ہیں: رقم کی روشنی، دمدار ستارے، اور الکا (cf. چین میں تاریخی دمدار ستارے کے مشاہدات)۔ ابتدائی ماہرین فلکیات ان مظاہر کو سمجھنے میں دلچسپی رکھتے تھے۔ رقم کی روشنی یا غلط طلوع آفتاب مغربی آسمان میں شام کی گودھولی کے غائب ہونے کے بعد، یا مشرقی آسمان میں صبح کی گودھولی ظاہر ہونے سے ٹھیک پہلے دیکھا جا سکتا ہے۔ اس رجحان کی تحقیقات ماہر فلکیات جیووانی ڈومینیکو کیسینی نے 1683 میں کی تھی۔ انہوں نے انٹرپلانٹری ڈسٹ کتاب میں ہیوگو فیچٹیگ، کرسٹوف لینرٹ، اور اوٹو ای برگ کے مطابق سورج کے گرد بین الکلیاتی مادے (دھول) کے ذریعے رقم کی روشنی کی وضاحت کی۔ ماضی میں، دمدار ستاروں کی غیر متوقع ظاہری شکل کو خراب شبیہیں کے طور پر دیکھا جاتا تھا جو تباہی اور ہنگامہ آرائی کا اشارہ دیتے تھے، جیسا کہ دمدار ستاروں کی مشاہداتی تاریخ میں بیان کیا گیا ہے۔ تاہم، 1705 میں، ایڈمنڈ ہیلی نے اس سے پہلے کئی ستاروں کے نظاروں کا تجزیہ کرنے کے لیے آئزک نیوٹن کے حرکت کے قوانین کا استعمال کیا۔ انہوں نے مشاہدہ کیا کہ 1531، 1607 اور 1682 کے دمدار ستاروں میں مداری عناصر بہت ملتے جلتے تھے، اور انہوں نے نظریہ پیش کیا کہ وہ سب ایک ہی دمدار ستارے تھے۔ ہیلی نے پیش گوئی کی کہ یہ دمدار ستارہ 1758-59 میں واپس آئے گا، لیکن اس سے پہلے ہی وہ مر گیا۔ دمدار ستارہ، جسے اب ہیلی کا دمدار ستارہ کہا جاتا ہے اور سرکاری طور پر 1 پی/ہیلی نامزد کیا گیا ہے، بالآخر مقررہ وقت پر واپس آیا۔ ایک الکا، یا شوٹنگ اسٹار روشنی کی ایک لکیر ہے جو ایک الکا کی وجہ سے زمین کے ماحول میں کئی دس کلومیٹر فی سیکنڈ کی رفتار سے تقریبا 100 کلومیٹر کی بلندی پر داخل ہوتا ہے۔ اس رفتار سے الکا گرم ہوتا ہے اور پرجوش ایٹموں اور آئنوں کی ایک پگڈنڈی چھوڑ دیتا ہے جو جوش و خروش کو کم کرتے ہوئے روشنی کا اخراج کرتے ہیں۔ کچھ ثقافتوں میں، الکا کو آسمانی بجلی کی طرح ایک ماحولیاتی رجحان سمجھا جاتا تھا۔ اگرچہ چاندنی رات کو عام طور پر ایک گھنٹے میں صرف چند الکا دیکھے جا سکتے ہیں، سال کے مخصوص اوقات کے دوران، فی گھنٹہ 100 سے زیادہ الکا کے ساتھ الکا کی بارشوں کا مشاہدہ کیا جا سکتا ہے۔ اطالوی ماہر فلکیات جیووانی شیاپرلی نے 1866 میں یہ نتیجہ اخذ کیا کہ پرسیڈ الکا دمدار ستارے سوئفٹ-ٹٹل کے ٹکڑے تھے، جو ان کی مداری مماثلتوں پر مبنی ہیں۔ تینوں متفرق مظاہر کے درمیان جسمانی تعلق کا مظاہرہ امریکی ماہر فلکیات فریڈ لارنس وپل نے کیا جنہوں نے 1950 میں دمدار ستارے کی ساخت کے "برفیلی جماعت" ماڈل کی تجویز پیش کی۔ یہ نمونہ اس بات کی وضاحت کر سکتا ہے کہ دمدار ستارے کس طرح الکا اور دھول چھوڑتے ہیں، جو بدلے میں رقم کی دھول کے بادل کو کھلاتے اور برقرار رکھتے ہیں۔ ماورائے ارضی مواد کے ساختیاتی تجزیے ایک طویل عرصے تک، مطالعہ کے لیے قابل رسائی واحد ماورائے ارضی مواد الکا تھے جو زمین کی سطح پر جمع کیے گئے تھے۔ میٹورائٹس کو دیگر فلکیاتی اشیاء جیسے سیارے، سیارچے، دمدار ستارے یا چاند کے ٹھوس ٹکڑے سمجھا جاتا تھا۔ زیادہ تر الکا کونڈرائیٹ الکا ہوتے ہیں جن کا نام ان کے چھوٹے، گول ذرات کے نام پر رکھا گیا ہے۔ کاربنسیئس کونڈرائٹس خاص طور پر قدیم ہیں۔ انہوں نے 4.6 ارب سال پہلے جمع ہونے کے بعد سے اپنی بہت سی کیمیائی خصوصیات کو برقرار رکھا ہے۔ دیگر الکاؤں کو اصل جسم کے پگھلنے یا سیاروں کی تفریق کے ذریعے تبدیل کیا گیا ہے۔ الکاؤں کی ساخت کا تجزیہ نظام شمسی کی تشکیل اور ارتقا کی ایک جھلک فراہم کرتا ہے۔ لہذا، الکا کے تجزیے کاسمو کیمسٹری کی بنیاد رہے ہیں۔ الکاؤں کے علاوہ پہلے ماورائے ارضی نمونے 380 کلوگرام قمری نمونے تھے جو ستر کی دہائی میں اپولو مشنوں کے ذریعے واپس لائے گئے تھے اور تقریبا اسی وقت 300 گرام بغیر پائلٹ کے لونا خلائی جہاز کے ذریعے واپس کیے گئے تھے۔ حال ہی میں، 2020 میں چانگ 5 نے 1.7 کلوگرام قمری مواد جمع کیا۔ آاسوٹوپک، عنصر، سالماتی، اور معدنی ترکیبوں سے اس کے بارے میں اہم نتائج اخذ کیے جاتے ہیں۔ چاند کی ابتدا وشال اثرات کے مفروضے کی طرح تیار کی گئی تھی۔ سٹارڈسٹ کے ذریعے دمدار ستارے 81 پی/وائلڈ کی پرواز کے دوران ہزاروں اناج جمع کیے گئے تھے جس نے 2006 میں نمونے زمین پر واپس کر دیے تھے۔ ان کے تجزیے نے ابتدائی نظام شمسی کے بارے میں بصیرت فراہم کی۔ اس کے علاوہ کچھ ممکنہ انٹرسٹیلر اناج اسٹارڈسٹ کے بین الکلیاتی سفر کے دوران جمع کیے گئے تھے اور اسی مشن کے ذریعے واپس کیے گئے تھے۔ کشودرگرہ اور الکا کو ان کے کشودرگرہ سپیکٹرم کی اقسام اور مرئی اور قریب اورکت میں مماثلت کے ذریعے جوڑا گیا ہے، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ کشودرگرہ اور الکا ایک ہی بنیادی اجسام سے اخذ کیے گئے ہیں۔ سیارچے کے پہلے نمونے جے اے ایکس اے ہایابوسا مشنز کے ذریعے جمع کیے گئے تھے۔ ہایابوسا نے نومبر 2005 میں کشودرگرہ 25143 اٹوکاوا کا سامنا کیا، سطح سے 10 سے 100 مائکرون سائز کے ذرات کو اٹھایا، اور انہیں جون 2010 میں زمین پر واپس لایا۔ ہایابوسا 2 مشن نے سیارچے 162173 ریوگو سے تقریبا 5 جی سطح اور ذیلی سطح کا مواد اکٹھا کیا جو ایک قدیم سی قسم کا سیارچہ ہے اور اسے 2020 میں واپس کیا۔ نمونے کی واپسی کے مشن بہت مہنگے ہوتے ہیں اور فلکیاتی اشیاء کی صرف ایک چھوٹی سی تعداد کو حل کر سکتے ہیں۔ لہذا، ماورائے ارضی مواد کو جمع کرنے اور تجزیہ کرنے کے لیے کم مہنگے طریقے تلاش کیے گئے ہیں۔ ماحولیاتی داخلے سے بچ جانے والی کائناتی دھول کو اونچے (~ 20 کلومیٹر) اڑنے والے طیاروں کے ذریعے جمع کیا جا سکتا ہے۔ ڈونلڈ ای براؤنلی نے اس طرح کے جمع شدہ دھول کے ذرات کی ماورائے ارضی نوعیت کو ان کی کونڈریٹک ساخت سے قابل اعتماد طور پر شناخت کیا۔ جمع شدہ ذرات کا ایک بڑا حصہ دمدار ستاروں سے نکل سکتا ہے جبکہ دیگر سیارچوں سے آتے ہیں۔ ان سٹریٹوسفیرک دھول کے نمونوں کو ایک کیٹلاگ سے مزید تحقیق کے لیے درخواست کی جا سکتی ہے جو ان کے ای ڈی ایس سپیکٹر کے ساتھ ایس ای ایم تصاویر فراہم کرتا ہے۔ طریقہ کار خلائی دور کے آغاز سے خلائی دھول کا مطالعہ تیزی سے پھیل گیا۔ ماحول میں تنگ اورکت کھڑکیوں سے جھانکنے سے آزاد اورکت فلکیات نے کائنات میں ہر جگہ ٹھنڈے اور سیاہ دھول کے بادلوں کا نقشہ بنایا۔ نیز، سیٹو میں کائناتی دھول کا پتہ لگانے اور تجزیہ خلائی ایجنسیوں کی توجہ میں آیا (cf. خلائی دھول کی پیمائش)۔ سیٹو ڈسٹ تجزیہ کاروں میں متعدد خلائی جہازوں نے سیاروں کے نظام میں مائکرون کے سائز کے کائناتی دھول کے ذرات کا پتہ لگایا ہے۔ ان میں سے کچھ خلائی جہازوں میں دھول کی ساخت کے تجزیہ کار تھے جنہوں نے کائناتی دھول کے ذرہ سے پیدا ہونے والے آئنوں کی ساخت کا تعین کرنے کے لیے امپیکٹ آئنائزیشن کا استعمال کیا۔ پہلے سے ہی دھول کی ساخت کے تجزیہ کار، ہیلیوس مائکرومیٹیورائڈ تجزیہ کار نے مائکرومیٹیورائڈز کی ساخت اور جسمانی خصوصیات کے تغیرات کی تلاش کی۔ سپیکٹرم نے واحد معدنیات کے کسی بھی کلسٹرنگ کا مظاہرہ نہیں کیا۔ کم آئن ماس سے اعلی آئن ماس میں مسلسل منتقلی اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ انفرادی اناج مختلف معدنیات اور کاربنسیئس مرکبات کا مرکب ہیں۔ 1986 کے دمدار ستارے ہیلی کے مشن ویگا 1، ویگا 2، اور جیوٹو پر زیادہ جدید دھول ماس تجزیہ کاروں نے چھوٹے ذرات کی کثرت ریکارڈ کی۔ سلیکیٹس کے علاوہ، ان میں سے بہت سے ذرات ہلکے عناصر جیسے H، C، N، اور O سے بھرپور تھے۔ اس سے ظاہر ہوتا ہے کہ ہیلی کی دھول کاربنسیئس کونڈرائیٹس سے بھی زیادہ قدیم ہے۔ نامیاتی اجزاء کی شناخت سے پتہ چلتا ہے کہ ذرات کی اکثریت ایک ریفریکٹری نامیاتی مینٹل کے ساتھ بنیادی طور پر کونڈریٹک کور پر مشتمل ہوتی ہے۔ کیسینی کاسمک ڈسٹ اینالائزر (سی ڈی اے) نے سیٹرن اور سیٹرن سسٹم کے اندر اپنے بین الکلیاتی سفر کے دوران دھول کا تجزیہ کیا۔ جپٹر کے کیسینی کے فلائی بائی کے دوران سی ڈی اے نے جپٹر سے 100 ملین کلومیٹر کے اندر کئی 100 دھول کے اثرات کا پتہ لگایا۔ ان ذرات کے سپیکٹرا نے سوڈیم کلورائڈ (NaCl) کو اہم ذرہ جزو کے طور پر ظاہر کیا، اس کے ساتھ سلفرس اور پوٹاشیم والے اجزاء جنہوں نے مشتری کے آتش فشاں چاند، آئی او سے اپنے تعلق کا مظاہرہ کیا۔ سیٹرن کے ای رنگ کے ذرات زیادہ تر پانی کی برف پر مشتمل ہوتے ہیں لیکن سیٹرن کے چاند اینسیلاڈس سی ڈی اے کے آس پاس زیادہ تر نمک سے بھرپور برف کے ذرات پائے گئے جو اس چاند کی سطح پر فعال آئس گیزرز کے ذریعے خارج ہوئے تھے۔ اس دریافت نے اس عقیدے کو جنم دیا کہ زیر زمین نمکین پانی کا سمندر پودوں میں پائے جانے والے تمام مادوں کا منبع ہے۔ سیٹرن سے بڑے فاصلے پر سی ڈی اے نے سیٹرن سسٹم سے گزرنے والے انٹرسٹیلر اناج کی شناخت اور تجزیہ کیا۔ ان تجزیوں نے سلیکیٹ اور آکسائڈ کی ساخت کے میگنیشیم سے بھرپور اناج کی تجویز کی، جن میں سے کچھ لوہے کی شمولیت کے ساتھ تھے۔ سی ڈی اے کے ذریعے برقی دھول کے چارج کا پتہ لگانے سے خلا میں دھول کے دانے کے رابطے سے پاک پتہ لگانے اور تجزیہ کے ذرائع فراہم ہوئے۔ یہ دریافت ایک ٹریجیکٹوری سینسر کی ترقی کا باعث بنی جو ہمیں اثر کے ہدف پر اثر سے پہلے چارج شدہ دھول کے ذرہ کی رفتار کا تعین کرنے کی اجازت دیتی ہے۔ اس طرح کے ڈسٹ ٹریجیکٹوری سینسر کو ایروگل ڈسٹ کلیکٹر کے ساتھ جوڑا جا سکتا ہے تاکہ ایک فعال ڈسٹ کلیکٹر بنایا جا سکے یا ڈسٹ ٹیلی اسکوپ بنانے کے لیے بڑے علاقے کے ڈسٹ کمپوزیشن اینالائزر کے ساتھ جوڑا جا سکے۔ اس کی صلاحیتوں کے ساتھ سی ڈی اے کو پروٹو ٹائپ ڈسٹ ٹیلی اسکوپ سمجھا جا سکتا ہے۔ دھول کی دوربین دھول کے فلکیات کے موجودہ طریقوں میں جیسے دھول کی ساخت کے تجزیہ کاروں کا مقصد انفرادی کائناتی دھول کے ذرات میں موجود کائناتی کیمیائی معلومات کا استحصال کرنا ہے۔ اتنا مہنگا نہیں ہے کیونکہ نمونے کی واپسی کے مشن کسی دمدار ستارے یا کشودرگرہ جیسے روزیٹا خلائی تحقیقات سے دمدار ستارے 67 پی/چوریموف-گریسیمینکو کے لیے ملاقات کے مشن ہیں۔ روزیٹا نے جمع شدہ دمدار ستارے کی دھول کو جدید ترین دھول تجزیہ کاروں جیسے ڈسٹ ڈیٹیکٹر جی آئی اے ڈی اے، ایک ہائی ریزولوشن سیکنڈری آئن ماس سپیکٹرومیٹر سی او ایس آئی ایم اے، ایک ایٹم فورس مائکروسکوپ ایم آئی ڈی اے ایس، اور روسینا کے ماس سپیکٹرومیٹر کے ذریعے نمایاں کیا۔ ستاروں اور سیارچوں اور انٹرسٹیلر دھول سے فلکیاتی اشیاء یا بین الکلیاتی دھول کا مطالعہ کرنے کے لیے کئی بڑے علاقے کی دھول کی ساخت کے تجزیہ کار اور دھول کی دوربین تیار کی جا رہی ہیں۔ یوروپا کلپر مشن پر سوار سرفیس ڈسٹ اینالائزر (ایس یو ڈی اے) یوروپا کی سطح کی ساخت کا نقشہ بنائے گا اور کریو وولکینک پلمز کی تلاش کرے گا۔ یہ آلہ آئس ایجیکٹا میں بائیو سگنیچرز اور دیگر پیچیدہ مالیکیولز کی شناخت کرنے کی صلاحیت رکھتا ہے۔ ڈیسٹینی + ڈسٹ اینالائزر (ڈی ڈی اے) جاپانی-جرمن خلائی مشن ڈیسٹینی + پر کشودرگرہ 3200 فیتھون کے لیے اڑائے گا۔ فیتھون دسمبر جیمنیڈس الکا ندی کا بنیادی آبجیکٹ ہے۔ ڈی ڈی اے تصادم کے دوران فیٹن کے دھول کے ماحول کا مطالعہ کرے گا اور فیتھون کے سفر پر انٹرسٹیلر اور بین الکلیاتی دھول کا تجزیہ کرے گا۔ انٹرسٹیلر ڈسٹ ایکسپیریمنٹ (آئی ڈی ای ایکس) سن ارتھ ایل 1 لگرینج پوائنٹ پر انٹرسٹیلر میپنگ اینڈ ایکسلریشن پروب (آئی ایم اے پی) پر اڑائے گا۔ آئی ڈی ای ایکس انٹرسٹیلر اور انٹرپلینیٹری دھول کے ذرات کی بڑے پیمانے پر تقسیم اور بنیادی ساخت فراہم کرے گا۔ کائناتی دھول کے ذرائع کائناتی دھول کا حتمی ذریعہ وہ ستارے ہیں جن میں عناصر-جن میں سے اسٹارڈسٹ مشتمل ہوتا ہے-ہائیڈروجن اور ہیلیم کے فیوژن یا سپرنووا میں دھماکہ خیز نیوکلیوسنتھیس کے ذریعے پیدا ہوتے ہیں۔ مختلف تارکی ذرائع سے حاصل ہونے والا یہ اسٹارڈسٹ انٹرسٹیلر میڈیم میں ملایا جاتا ہے اور ستارے بنانے والے علاقوں میں تھرمل طور پر پروسیس کیا جاتا ہے۔ نظام شمسی کی اشیاء جیسے دمدار ستارے اور سیارچے اس مواد کو کم و بیش مزید پروسیس شدہ شکل میں رکھتے ہیں۔ ارضیاتی طور پر فعال سیٹلائٹ جیسے آئی او یا اینسیلاڈس دھول کا اخراج کرتے ہیں جو ان سیاروں کے اجسام کے پگھلے ہوئے اندرونی حصے سے بخارات سے باہر نکلتے ہیں۔ بگ بینگ کے بعد ستارے صرف کیمیائی عناصر ہائیڈروجن، ہیلیم اور لتیم موجود تھے۔ دیگر تمام عناصر جو ہم جانتے ہیں اور جو کائناتی دھول میں پائے جا سکتے ہیں وہ سپر نووا اور ستاروں میں بنے ہیں۔ لہذا، دھول کے حتمی ذرائع ستارے ہیں۔ کاربن (جوہری نمبر Z = 6) سے لے کر پلوٹونیم (Z = 94) تک کے عناصر تارکی کور اور سپر نووا دھماکوں میں نیوکلیو سنتھیسز کے ذریعے پیدا ہوتے ہیں۔ سب سے بڑے ستاروں میں تارکیی نیوکلیوسنتھیس بہت سے عناصر پیدا کرتا ہے، جس میں آئرن (Z = 26) اور نکل (Z = 28) کی کثرت عروج پر ہوتی ہے۔ تارکیی ارتقاء کا بہت زیادہ انحصار ستارے کی کمیت پر ہوتا ہے۔ ستاروں کی کمیت 0.1 سے 100 شمسی کمیتوں تک ہوتی ہے۔ ان کی عمر سب سے بڑے ستاروں کے لیے 106 سال سے لے کر چھوٹے ستاروں کے لیے 1012 سال تک ہوتی ہے۔ اپنی زندگی کے اختتام پر پختہ ستارے گھنے تارکیی ہواؤں کے ساتھ سرخ دیووں میں پھیل سکتے ہیں جو حالات کے لفافے بناتے ہیں جس میں مالیکیول اور دھول کے ذرات بن سکتے ہیں۔ زیادہ بڑے ستارے اپنے بیرونی خول بہاتے ہیں جبکہ ان کے کور نیوٹران ستاروں یا بلیک ہولز میں گر جاتے ہیں۔ اس تمام اسٹارڈسٹ کی بنیادی، آئسوٹوپک، اور معدنی ساخت متعلقہ پیرنٹ اسٹار کے بیرونی خول کی ساخت کی عکاسی کرتی ہے۔ پہلے ہی 1860 میں اینجلو سیچی نے کاربن ستاروں کی شناخت ستاروں کی ایک علیحدہ کلاس کے طور پر کی تھی۔ کاربن ستاروں کی خصوصیت ان کے غالب سپیکٹرم سوان بینڈ ہیں جو انو C2 سے ہوتے ہیں اور ان کا روبی سرخ رنگ کٹوتی جیسے مادوں کی وجہ سے ہوتا ہے۔ کاربن ستاروں کے اخراج میں سلکان کاربائڈ کا بھی مشاہدہ کیا گیا ہے۔ اورکت فلکیات کی آمد کے بعد سے تارکیی بہاؤ میں دھول قابل مشاہدہ ہو گئی۔ 10 اور 18 مائکرون طول موج پر بینڈ بہت سے دیر سے قسم کے وشال ستاروں کے ارد گرد مشاہدہ کیے گئے جو حالات کے لفافوں میں سلیکیٹ دھول کی موجودگی کی نشاندہی کرتے ہیں۔ ال، ایم جی، فی اور دیگر دھاتوں کے آکسائڈز کے آکسیجن سے بھرپور ستاروں سے خارج ہونے کا شبہ ہے۔ سپر نووا کی باقیات جیسے کریب نیبولا اور عصری سپر نووا دھماکوں میں دھول کا مشاہدہ کیا جاتا ہے۔ ان مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ انٹرسٹیلر میڈیم میں زیادہ تر دھول سپر نووا سے بنتی ہے۔ ستاروں کی دھول کے آثار الکاؤں میں موجود قبل شمسی دانے میں پائے گئے ہیں۔ ستاروں کی دھول کے دانے ان کی منفرد آاسوٹوپک ساخت سے پہچانے جاتے ہیں جو نظام شمسی کے مادے کے ساتھ ساتھ کہکشاں کی اوسط سے بھی مختلف ہے۔ قبل از شمسی ستاروں سے خارج ہونے والی اور ٹھنڈی ہونے والی گیسوں کے اندر تشکیل پانے والے قبل از شمسی دانے اس بنیادی ستارے کے لیے منفرد آاسوٹوپک ساخت رکھتے ہیں۔ یہ آاسوٹوپک سگنیچر اکثر بہت ہی مخصوص فلکی طبیعیات کے جوہری رد عمل کے فنگر پرنٹ ہوتے ہیں جو پیرنٹ اسٹار کے اندر ہوتے ہیں۔ نین اور زینون کے غیر معمولی آاسوٹوپک اشارے ماورائے ارضی ہیرے کے دانے اور سلکان کاربائڈ کے دانے میں پائے گئے ہیں۔ ایس آئی سی دانے کے اندر موجود سلکان آاسوٹوپس میں آاسوٹوپک تناسب ہوتے ہیں جیسا کہ سرخ دیو ستاروں میں متوقع ہوتا ہے۔ کچھ پری سولر اناج بنیادی طور پر 44Ca پر مشتمل ہوتے ہیں جو ممکنہ طور پر معدوم ہونے والے ریڈیونوکلائڈ 44Ti کی باقیات ہیں، جو ایک ٹائٹینیم آاسوٹوپ ہے جو ٹائپ II سپرنووا میں کثرت سے تشکیل پایا تھا۔ انٹرسٹیلر میڈیم اور ستاروں کی تشکیل کے علاقے انٹرسٹیلر میڈیم ستاروں سے خارج ہونے والی گیس اور دھول کا پگھلنے والا برتن ہے۔ انٹرسٹیلر میڈیم کی ساخت بگ بینگ کے بعد سے ستاروں میں نیوکلیوسنتھیس کا نتیجہ ہے اور اس کی نمائندگی کیمیائی عناصر کی کثرت سے ہوتی ہے۔ یہ تین مراحل پر مشتمل ہے: (1) گھنے، ٹھنڈے اور دھول دار سیاہ نیبولا، (2) پھیلے ہوئے بادل، اور (3) گرم کرونل گیس۔ سیاہ نیبولا سالماتی بادل ہوتے ہیں جن میں سالماتی ہائیڈروجن اور دیگر سالمے ہوتے ہیں جو گیس کے مرحلے میں اور دھول کے دانے کی سطحوں پر بنے ہوتے ہیں۔ کوئی بھی گیس ایٹم یا مالیکیول جو دھول کے ٹھنڈے دانے سے ٹکراتا ہے اسے جذب کیا جائے گا اور دوسرے جذب شدہ ایٹموں یا مالیکیولز کے ساتھ یا دھول کے دانے کے مالیکیولز کے ساتھ دوبارہ ملایا جا سکتا ہے یا صرف دانے کی سطح پر جمع کیا جا سکتا ہے۔ پھیلے ہوئے بادل سالماتی بادلوں کے گرم، غیر جانبدار، یا آئنائزڈ لفافے ہوتے ہیں۔ دونوں کہکشاں کی ڈسک میں قابل مشاہدہ ہیں۔ گرم کرونل گیس کو سپرنووا دھماکوں اور طاقتور تارکی ہواؤں کے ذریعے گرم کیا جاتا ہے۔ یہ ماحول مالیکیولز اور چھوٹے دھول کے ذرات کے لیے تباہ کن ہے اور کہکشاں کے کرونا تک پھیلا ہوا ہے۔ آکاشگنگا میں سرد سیاہ نیبولا سرپل بازوؤں میں اور کہکشاں کے مرکز کے ارد گرد مرتکز ہوتے ہیں۔ سیاہ نیبولا سیاہ ہوتے ہیں کیونکہ ننگی انٹرسٹیلر دھول یا گھنے گیسوں سے ڈھکی ہوئی دھول معدومیت کے ذریعے مرئی روشنی کو جذب کرتی ہے اور اور اورکت اور ذیلی ملی میٹر تابکاری کو خارج کرتی ہے۔ دھول سے ہونے والا انفراریڈ اخراج بادلوں کو 10 سے 20 K تک ٹھنڈا کر دیتا ہے۔ سب سے بڑا سیاہ نیبولا دیوہیکل سالماتی بادل ہوتے ہیں جن میں 10 ہزار سے 10 ملین شمسی کمیت ہوتی ہے اور ان کا سائز 5 سے 200 پارسیک (پی سی) ہوتا ہے۔ سب سے چھوٹے بوک گلوبولز ہیں جو چند سے 50 شمسی کمیت اور 1 پی سی کے پار ہوتے ہیں۔ جب گھنے بادل کافی ٹھنڈے ہو جاتے ہیں اور گیس کا دباؤ اس کی حمایت کرنے کے لیے ناکافی ہوتا ہے، تو بادل کشش ثقل کے خاتمے سے گزرے گا اور تقریبا تارکی کمیت کے چھوٹے بادلوں میں ٹکڑے ٹکڑے ہو جائے گا۔ ستاروں کی اس طرح کی تشکیل کے نتیجے میں کشش ثقل سے جڑے ستاروں کا ایک کھلا جھنڈ یا ایک غیر جڑے ہوئے ستاروں کی ایسوسی ایشن ہوگی۔ ہر گرنے والے بادل میں گیس اور دھول کشش ثقل کے مرکز کی طرف اندر کی طرف کھینچی جاتی ہے۔ پروٹوسٹیلر بادل میں گرنے سے پیدا ہونے والی گرمی ایک ایکریشن ڈسک کو گرم کرے گی جو مرکزی پروٹوسٹار کو کھانا کھلاتی ہے۔ سب سے بڑے ستارے تیزی سے برائٹ O اور B ستاروں میں تبدیل ہوتے ہیں جو بالآخر ارد گرد کی گیس اور دھول کو تابکاری کے دباؤ اور تیز تارکی ہواؤں کے ذریعے بکھرے ہوئے انٹرسٹیلر میڈیم میں منتشر کرتے ہیں۔ شمسی بڑے پیمانے پر قسم کے ستارے زیادہ وقت لیتے ہیں اور ایک پروٹوپلانیٹری ڈسک تیار کرتے ہیں جو گیس اور دھول پر مشتمل ہوتی ہے جس میں مضبوط شعاعی کثافت اور درجہ حرارت کے میلان ہوتے ہیں ؛ جس کی اعلی ترین اقدار مرکزی پروٹوسٹار کے قریب ہوتی ہیں۔ 1300 K سے کم درجہ حرارت پر گرم گیس سے گاڑھا ہونے والے باریک دانے دار معدنیات ؛ جیسے کاربنسیئس کونڈرائیٹ میٹورائٹس میں پائے جانے والے کیلشیم ایلومینیم سے بھرپور شاملیاں۔ پروٹوپلانیٹری ڈسک میں درجہ حرارت کی ایک اور اہم حد 150 K پر ہے، برف کی لکیر ؛ جس کے باہر یہ پانی، امونیا، میتھین، کاربن ڈائی آکسائیڈ، کاربن مونو آکسائیڈ، اور نائٹروجن جیسے اتار چڑھاؤ والے مرکبات کے لیے کافی ٹھنڈا ہوتا ہے تاکہ ٹھوس برف کے دانے بن جائیں۔ برف کی لکیر کے اندر زمینی سیارے بن چکے ہیں ؛ جن کے باہر گیس کے دیو اور ان کے برفیلے چاند بن چکے ہیں۔ پروٹوپلانیٹری ڈسک میں دھول اور گیس تین مراحل میں سیاروں میں تبدیل ہوتی ہیں۔ پہلے مرحلے میں مائکرون سائز کی دھول گیس کے ذریعے لے جایا جاتا ہے اور دھول کے ذرات کے درمیان تصادم براؤنین حرکت کے ذریعے کم رفتار پر ہوتا ہے۔ بیلسٹک جمع کے ذریعے دھول (اور برف) اناج سینٹی میٹر سائز کے مجموعوں میں بڑھتے ہیں۔ دوسرے مرحلے میں سینٹی میٹر سائز کے کنکریاں کلومیٹر سائز کے سیاروں میں بڑھ جاتے ہیں۔ یہ مرحلہ کم سے کم سمجھا جاتا ہے۔ یہ زمینی سیاروں کے علاقے میں کونڈرلز کی تشکیل پر مشتمل ہے۔ کونڈرول کی تشکیل کے نظریات میں سولر نیبولا لائٹنگ ؛ نیبولیئر شاکس، اور میٹورائڈ تصادم شامل ہیں۔ اس مرحلے میں دھول گیس سے الگ ہو جاتی ہے اور مرکزی پروٹوسٹار کے ارد گرد کیپلر کے مدار میں حرکت کرتی ہے اور آہستہ آہستہ ڈسک کے درمیانی سطح کے قریب آباد ہوتی ہے۔ اس گھنے پرت میں ذرات کشش ثقل کے عدم استحکام اور کلومیٹر سائز کے سیاروں میں عدم استحکام کے ذریعے بڑھ سکتے ہیں۔ تیسرا مرحلہ سیاروں کے جنین کی تشکیل کے لیے خود کشش ثقل کے ذریعے سیاروں کا بھاگتا ہوا اضافہ ہے جو بالآخر سیاروں میں ضم ہو جاتے ہیں۔ سیارے کی تشکیل کے اس مرحلے کے دوران مرکزی ستارہ ایک ٹی توری ستارہ بن جاتا ہے جس پر یہ کشش ثقل سے چلنے والی توانائی سے چلتا ہے جب تک کہ ستارہ سکڑتا ہے جب تک کہ ہائیڈروجن فیوژن شروع نہیں ہوتا ہے۔ ٹی توری ستاروں میں انتہائی طاقتور تارکیی ہوائیں ہوتی ہیں جو باقی گیس اور دھول کو پروٹوپلانیٹری ڈسک سے صاف کرتی ہیں اور سیاروں کی اشیاء کی نشوونما رک جاتی ہے۔ مقامی انٹرسٹیلر میڈیم سورج مقامی بلبلے کے پھیلے ہوئے مقامی انٹرسٹیلر کلاؤڈ (ایل آئی سی) کے اندر اوریئن بازو کے اندرونی کنارے پر کہکشاں کے مرکز سے 8,300 پی سی پر واقع ہے۔ مقامی بلبلہ اسکورپیئس-سینٹورس ایسوسی ایشن کے قریب ترین (~ 130 پی سی) ستارے کی تشکیل کے علاقے میں سپرنووا دھماکوں سے بنایا گیا تھا۔ انٹرسٹیلر گیس کے کئی جزوی طور پر آئنائزڈ گرم "بادل" سورج کے چند پارسیک کے اندر واقع ہیں۔ ان کی ہائیڈروجن کثافت مقامی بلبلے سے تقریبا 5 گنا زیادہ ہے۔ پچھلے کئی دس ہزار سالوں سے سورج ایل آئی سی سے گزرا لیکن چند 1000 سالوں میں سورج قریبی جی بادل میں داخل ہو جائے گا۔ 10 مائکرون سے چھوٹے انٹرسٹیلر دھول کے دانے ایک پیمانے کی لمبائی <1 پی سی پر انٹرسٹیلر مقناطیسی میدان کے ذریعے ایل آئی سی گیس میں جوڑے جاتے ہیں۔ ایل آئی سی نظام شمسی کے ارد گرد ایک گرم ہلکا ہلکا جزوی طور پر آئنائزڈ بادل (≈ 7000 K، H + H + ≈ 0.3 cm−3) ہے۔ یہ نظام شمسی کے گرد 26 کلومیٹر فی سیکنڈ کی رفتار سے بہتا ہے۔ ہیلیوپاز سورج سے اوپر کی سمت میں 100 سے 150 اے یو ہے جو انٹرسٹیلر میڈیم کو ہیلیوسفیر سے الگ کرتا ہے۔ صرف غیر جانبدار ایٹم اور دھول کے ذرات> 0.1 مائکرون ہیلیوپاز میں گھس سکتے ہیں اور ہیلیوسفیر میں داخل ہو سکتے ہیں۔ یولیس کے آلات جی اے ایس اور ڈی یو ایس ٹی نے اندرونی نظام شمسی سے گزرنے والے انٹرسٹیلر ہیلیم اور انٹرسٹیلر دھول کے ذرات کے بہاؤ کو دریافت کیا۔ ایکلیپٹک کوآرڈینیٹ سسٹم میں بہاؤ کی دونوں سمتیں ایکلیپٹک طول بلد ≈ 74°، ایکلیپٹک عرض البلد ≈-5° پر بہت ملتی جلتی ہیں۔ یولیسس نے 16 سالوں میں دھول کے بہاؤ کی نگرانی کی اور شمسی سائیکل کے ساتھ ایک مضبوط تغیر پایا جو 22 سالہ شمسی ڈائنامو سائیکل کے بعد بین الکلیاتی مقناطیسی میدان میں تغیرات کی وجہ سے ہے۔ انٹرسٹیلر دھول کے ذرات کا پہلا ساختیاتی تجزیہ کیسینی کاسمک ڈسٹ اینالائزر اور سٹارڈسٹ مشن کے ذریعے انٹرسٹیلر دھول کے مجموعے سے دستیاب ہے۔ انٹرسٹیلر دھول کا اعتدال پسند ریزولوشن سپیکٹر سلیکیٹ اور آکسائڈ کی ساخت کے میگنیشیم سے بھرپور اناج کی نشاندہی کرتا ہے، جن میں سے کچھ لوہے کی شمولیت کے ساتھ ہوتے ہیں۔ مستقبل کے ہائی ماس ریزولوشن ڈسٹ ٹیلی اسکوپ کے تجزیے انٹرسٹیلر ڈسٹ کی ساخت پر ایک تیز نظارہ فراہم کریں گے۔ سٹارڈسٹ مشن کے نمونوں سے سات ممکنہ انٹرسٹیلر اناج ملے ؛ ان کی تفصیلی تفتیش جاری ہے۔ ایک فعال دھول جمع کرنے والے کے ساتھ مستقبل کے مجموعے انٹرسٹیلر دھول جمع کرنے کے معیار اور مقدار کو بہتر بنا سکتے ہیں۔ ٹرانس-نیپٹونین آبجیکٹ اور دمدار ستارے ٹرانس-نیپٹونین آبجیکٹ، ٹی این او، چھوٹے نظام شمسی کے اجسام اور بونے سیارے ہیں جو 30 اے یو پر نیپٹون کے مدار سے زیادہ اوسط فاصلے پر سورج کے گرد چکر لگاتے ہیں۔ ان میں کوئپر بیلٹ اور بکھرے ہوئے ڈسک آبجیکٹ اور اورٹ کلاؤڈ دمدار ستارے شامل ہیں۔ یہ برفیلے سیارے اور بونے سیارے سورج کے گرد ہیلیوسفیر کے اندر اور اس سے آگے انٹرسٹیلر میڈیم میں ~ 100,000 AU کے فاصلے پر چکر لگاتے ہیں۔ مشاہدہ شدہ قلیل مدتی دومکیتوں کی تعداد کی وضاحت کے لیے فرنانڈیز نے نیپٹون کے مدار سے باہر ایک دومکیت بیلٹ کی تجویز پیش کی جس کی وجہ سے بعد میں بہت سے ٹی این اوز اور خاص طور پر کوئپر بیلٹ اشیاء کی دریافت ہوئی۔ کوئپر بیلٹ 35 AU اور ~ 55 AU پر نیپٹون کے مدار کے درمیان پھیلا ہوا ہے۔ سب سے بڑے کلاسیکی کوئپر بیلٹ آبجیکٹ کا نیم بڑا محور 39 AU اور 48 AU کے درمیان ہوتا ہے جو نیپٹون کے ساتھ 2:3 اور 1:2 گونج کے مطابق ہوتا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ کوئپر بیلٹ اصل پروٹوپلانیٹری ڈسک کے سیاروں اور بونے سیاروں پر مشتمل ہے جس میں کوئپر بیلٹ کی اشیاء کے مدار مشتری اور نیپٹون سے بہت زیادہ متاثر ہوئے ہیں۔ آج کے کوئپر بیلٹ میں باہمی تصادم سے دھول پیدا ہوتی ہے جس کا مشاہدہ نیو ہورائزنز خلائی تحقیقات پر ونیٹیا برنی اسٹوڈنٹ ڈسٹ کاؤنٹر نے کیا ہے۔ پوائنٹنگ رابرٹسن ڈریگ اور سیاروں کے بکھرنے کے عمل سے یہ دھول 107 سے 108 سالوں میں اندرونی سیاروں کے نظام تک پہنچ سکتی ہے۔ بہت کم آبادی والی بکھری ہوئی ڈسک کوئپر بیلٹ سے باہر ~ 100 AU تک پھیلی ہوئی ہے۔ بکھرے ہوئے ڈسک آبجیکٹ اب بھی نیپٹون کے اتنے قریب ہیں کہ وہ نیپٹون کی کشش ثقل سے پریشان ہو جائیں۔ یہ تعامل انہیں باہر کی طرف اورٹ کلاؤڈ میں یا اندر کی طرف سینٹور آبادی میں بھیج سکتا ہے۔ بکھرے ہوئے ڈسک کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ یہ سینٹاورز کا ماخذ خطہ ہے اور اندرونی سیاروں کے نظام میں مشاہدہ کیے جانے والے قلیل مدتی دمدار ستارے ہیں۔ قیاس شدہ اورٹ بادل کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ یہ برفیلی اجسام کا ایک گول بادل ہے جو کوئپر بیلٹ کے باہر سے پھیلا ہوا ہے اور بکھری ہوئی ڈسک قریب ترین ستارے کے آدھے راستے تک ہے۔ سیارے کی تشکیل کے دوران پہلے سے تیار شدہ جپٹر اور نیپٹون کے ساتھ پروٹوپلانیٹری ڈسک اشیاء کے تعاملات کے نتیجے میں بکھرے ہوئے ڈسک اور اورٹ بادل پیدا ہوئے۔ جب سورج اپنے پیدائشی جھنڈ میں تھا تو اس نے دوسرے ستاروں کے مضافاتی پروٹوپلانیٹری ڈسکس سے مشترکہ دمدار ستارے رکھے ہوں گے۔ سیارے کی تشکیل کے دوران بکھرنے کے عمل میں بہت سے سیارے شمسی کشش ثقل سے غیر پابند ہو گئے ہوں گے اور اومواموا کی طرح انٹرسٹیلر آبجیکٹ بن گئے ہوں گے جو نظام شمسی سے گزرنے والی پہلی انٹرسٹیلر آبجیکٹ ہے۔ اورٹ بادل سے طویل مدتی دمدار ستارے گزرتے ستاروں کی وجہ سے کشش ثقل کی خرابی کی وجہ سے سورج کی طرف پریشان ہوتے ہیں۔ طویل مدتی دمدار ستاروں کے انتہائی سنکی مدار اور ادوار 200 سال سے لے کر لاکھوں سال تک ہوتے ہیں اور ان کا مداری جھکاؤ تقریبا آئسوٹروپک ہوتا ہے۔ زیادہ تر دمدار ستارے (کئی ہزار) زمین پر مبنی مبصرین یا خودکار آبزرویٹریز (جیسے. پین اسٹارز) یا زمین کے قریب خلائی جہاز کے ذریعے (مثال کے طور پر۔ ایس او ایچ او) طویل مدتی دمدار ستارے ہیں جن کا صرف ایک ظہور تھا۔ دومکیت ہیلی اور دیگر ہیلی قسم کے دومکیتوں (ایچ ٹی سی) کے ادوار 20 سے 200 سال اور جھکاؤ 0 سے 180 ڈگری تک ہوتے ہیں۔ خیال کیا جاتا ہے کہ ایچ ٹی سی طویل مدتی دمدار ستاروں سے اخذ کیے گئے ہیں۔ ایک بار جب کوئی کوئپر بیلٹ یا بکھرے ہوئے ڈسک آبجیکٹ کو نیپٹون کے مدار کے اندر اچھی طرح سے پیری ہیلیون فاصلے کے ساتھ مدار میں سیپٹا دیا جاتا ہے تو اس کا مدار غیر مستحکم ہو جاتا ہے کیونکہ یہ بالآخر ایک یا زیادہ دیو سیاروں کے مدار کو عبور کرے گا۔ ایسی اشیاء کو سینٹورس کہا جاتا ہے۔ سینٹور کے مداروں کی متحرک عمر صرف چند ملین سال ہوتی ہے۔ کچھ سینٹور مدار جپٹر کو عبور کرنے والے مداروں میں تیار ہوں گے اور جپٹر فیملی کے دمدار ستارے بن جائیں گے، یا سورج یا کسی سیارے سے ٹکرا جائیں گے، یا وہ انٹرسٹیلر اسپیس میں خارج ہو سکتے ہیں۔ 2060 چیرون اور 29 پی/شواسمین-واچمین جیسے سینٹاور دمدار ستارے کی طرح دھول کوما دکھاتے ہیں۔ ان کی اندرونی منتقلی کے دوران دمدار ستارے کی سطح کی اوپری پرتیں (~ 100 میٹر) گرم ہو جاتی ہیں اور زیادہ تر اتار چڑھاؤ والے آئس CO، N2 کھو دیتی ہیں۔ تقریبا جپٹر کے فاصلے پر کاربن ڈائی آکسائیڈ-برف گرم ہوتی ہے (مثال کے طور پر۔ 29 پی/شواسمین-واچمین)۔ زیادہ تر وقتا فوقتا آنے والے دمدار ستارے جپٹر فیملی کے دمدار ستارے (جے ایف سی) ہوتے ہیں جن کے مداری ادوار 12 سال سے کم ہوتے ہیں اور افیلیا جپٹر کے قریب ہوتے ہیں۔ جے ایف سی سینٹورس سے نکلتے ہیں۔ سورج کے پانی سے تین AU کے فاصلے کے اندر برف کی طہارت سرگرمی کا غالب محرک بن جاتی ہے لیکن دیگر اتار چڑھاؤ والی برف جیسے CO2 برف بھی ستاروں کی سرگرمی میں اہم کردار ادا کرتی ہے۔ سبلیمیٹڈ گیسیں مائکرون سائز کے دھول کے دانے لے کر اپنے پیری ہیلیون گزرنے کے دوران ایک قابل مشاہدہ کوما اور دم بناتی ہیں۔ انفراریڈ مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ بہت سے جے ایف سی دمدار ستارے کے مدار میں سینٹی میٹر سائز کے ذرات کے ملبے کے راستے کی نمائش کرتے ہیں۔ جب زمین دمدار ستارے کے راستے سے گزرتی ہے تو ایک الکا شاور دیکھا جاتا ہے۔ جے ایف سی کی متحرک عمر چند 105 سال ہے جب وہ نظام شمسی سے مشتری کے ذریعے ختم ہو جاتے ہیں یا وہ کسی سیارے یا سورج سے ٹکرا جاتے ہیں۔ تاہم، ان کی فعال عمر 10 گنا کم ہوتی ہے کیونکہ اوپری سطح کی تہوں سے اتار چڑھاؤ والی برف غائب ہو جاتی ہے۔ وہ دوبارہ جاگ سکتے ہیں، مثلا۔ جب ان کے مدار سورج کے بہت قریب ہو جاتے ہیں۔ دومکیت اینک ایسا ہی ایک معاملہ ہے۔ اس کا مدار مشتری سے الگ ہو گیا ہے۔ اس کا ایفیلیئن فاصلہ صرف 4.1 AU ہے۔ یہ اپنے موجودہ مدار تک پہنچنے تک طویل عرصے سے غیر فعال رہا ہوگا۔ 2022 تک خلائی جہاز کے ذریعے ریموٹ سینسنگ اور فیلڈز اور ذرات کے آلات کے ساتھ آٹھ دمدار ستاروں کا دورہ کیا گیا ہے لیکن صرف دمدار ستاروں 1 پی/ہیلی، 81 پی/وائلڈ 2 اور 67 پی/چریوموف-گیراسیمینکو کے لیے دھول کی ساخت کے تجزیہ کاروں سے اضافی ساختیاتی تجزیے حاصل کیے گئے تھے۔ جیوٹو اور ویگا خلائی جہاز پر موجود پی آئی اے اور پوما دھول تجزیہ کاروں کے ذریعہ 1 پی/دمدار ستارے ہیلی سے دھول کی قریبی رینج پیمائش سے پتہ چلتا ہے کہ دھول کے ذرات زیادہ تر کونڈریٹک ساخت کے ہوتے ہیں لیکن وہ ایچ، سی، این اور او جیسے ہلکے عناصر سے بھرپور ہوتے ہیں۔ سٹارڈسٹ ستاروں کے نمونے مختلف اجزاء کا مرکب تھے جن میں پری سولر اناج جیسے ایس آئی سی اناج اور اعلی درجہ حرارت والے سولر نیبولا کنڈینسیٹس جیسے کیلشیم ایلومینیم سے بھرپور شمولیت (سی اے آئی) شامل تھے جو قدیم الکاؤں میں پائے جاتے تھے۔ روزیٹا مشن پر سوار سی او ایس آئی ایم اے ڈسٹ کمپوزیشن تجزیہ کاروں نے ستاروں کے نامیاتی میں ڈی/ایچ تناسب کی پیمائش کی اور پتہ چلا کہ یہ زمین پر قدر اور شمسی جیسے پروٹوسٹیلر علاقوں کے درمیان ہے۔ روزیٹا پر روسینا گیس تجزیہ کار نے پایا کہ زیر آب برف کے ذرات مرکزے پر فعال علاقوں سے خارج ہوتے ہیں۔ روزیٹا کے مشاہدات سے پتہ چلا ہے کہ 67 پی/چوریموف-گیراسیمینکو کی کثافت صرف 540 کلوگرام/میٹر−3 ہے-جو کسی بھی ٹھوس مادے یا پانی کی برف سے بہت کم ہے، اس لیے یہ ستاروں کا مواد انتہائی سوراخ دار ہے (~70%)۔ روزیٹا آلات کے ذریعے جمع کیے گئے زیادہ تر ذیلی ملی میٹر دھول کے ذرات چھوٹے مائکرو میٹر سائز کے ذیلی اکائیوں کے مجموعوں پر مشتمل ہوتے ہیں جو خود ~ 100 این ایم ذرات کے مجموعے ہو سکتے ہیں۔ ستاروں کی سطح پر درجہ حرارت عام طور پر مقامی بلیک باڈی درجہ حرارت کے قریب ہوتا ہے ؛ جس سے پتہ چلتا ہے کہ نیوکلئس کی سطح کے بڑے حصوں کو ڈھکنے والے غیر فعال دھول کے مینٹل کا وجود ہے۔ لہذا، ستاروں کی سطح سے برف کی تخفیف اور اس کے نتیجے میں سرایت شدہ دھول کا اخراج ایک آسان عمل نہیں ہے۔ شمسی روشنی سے پیدا ہونے والی گرمی کو نچلی برف تک پہنچنا پڑتا ہے اور مربوط دھول کے مینٹل کو توڑنا پڑتا ہے۔ یہ عمل لیب کے تخروپن میں دیکھا گیا ہے۔ زمین کھسکنے اور یہاں تک کہ دھماکوں کی وجہ سے گیس اور دھول کے بڑے پھٹنے روزیٹا نے 67 پی/چوریموف-گریسیمینکو کے ساتھ اپنے ملاقات کے دوران دیکھے ہیں۔ زیر زمین سپر وولاٹائل آئسوں کی سبلیمیشن سطح کے نیچے 10 میٹر سے کہیں زیادہ گہرائی میں رہتی ہے۔ جب شمسی حرارت کی لہر اس گہرائی تک پہنچ جاتی ہے تو یہ بھاگتے ہوئے سبلیمیشن اور اس کے بعد پورے نیوکلئس کی تحلیل کا سبب بن سکتی ہے، جیسا کہ 73 پی/شواسمین-واچمین کے معاملے میں ہوتا ہے۔ ستمبر 1995 میں، اس دمدار ستارے نے اپنے مدار میں ٹکڑے ٹکڑے اور بڑی مقدار میں ملبہ اور دھول چھوڑنا شروع کیا۔ دمدار ستاروں کی تقسیم کا باعث بننے والے دیگر عمل سمندری دباؤ اور نیوکلئس کے اسپن اپ میں خلل ہیں۔ ستاروں کی تقسیم ایک عام رجحان ہے جس کی شرح ~ 1 فی 100 سال فی دمدار ستارہ ہے۔ اس بڑی شرح سے پتہ چلتا ہے کہ تقسیم ستاروں کے مرکزوں اور ستاروں کے ملبے کی نسل کے لیے ایک اہم تباہ کن عمل ہو سکتا ہے۔ کشودرگرہ ایک ایسے خطے میں پروٹوپلانیٹری ڈسک کی باقیات ہیں جہاں مشتری کی طرف سے کشش ثقل کے خلل نے سیاروں میں سیاروں کے اضافے کو روک دیا۔ سیارچوں کے مدار کی تقسیم کو مشتری کے ذریعے کنٹرول کیا جاتا ہے۔ کشودرگرہ (مین بیلٹ کشودرگرہ) کے سب سے زیادہ ارتکاز میں 2.06 اور 3.27 AU کے درمیان سیمی میجر محور ہوتے ہیں جہاں جپٹر (کرک ووڈ گیپس) کے ساتھ مضبوط 4:1 اور 2:1 مداری گونج ہوتی ہے۔ ان کے مداروں میں سنکیتا 0.33 سے کم اور جھکاؤ 30° سے کم ہوتے ہیں۔ مشتری کے فاصلے پر سیارچوں کے تین مخصوص متحرک گروہ ہوتے ہیں۔ ٹروجن جپٹر کے مدار میں شریک ہیں۔ وہ ایل 4 (مشتری سے آگے) پر یونانیوں اور ایل 5 (مشتری کے پیچھے) پر ٹروجن میں تقسیم ہیں۔ ہلڈا سیارچے سیارچے کی پٹی سے باہر لیکن مشتری کے مدار کے اندر، مشتری کے ساتھ 3:2 مداری گونج میں ایک متحرک گروہ ہیں۔ کشودرگرہ کی پٹی کے اندر زمین کو عبور کرنے والے کشودرگرہ ہیں، جن کے مدار زمین کے قریب سے گزرتے ہیں۔ سیارچوں کے سائز بڑے بونے سیارے سیریس سے لے کر 1000 کلومیٹر قطر پر ایم سائز کی اشیاء تک ہوتے ہیں، جن کے نیچے انہیں میٹورائڈز یا دھول کہا جاتا ہے۔ 100 کلومیٹر سے چھوٹے سیارچوں کی سائز کی تقسیم ڈونانی کی مستحکم حالت کے تصادم کے ٹکڑے ٹکڑے کی تقسیم کے بعد ہوتی ہے۔ زیادہ تر سیارچے برف کی لکیر کے اندر زیادہ تر کونڈریٹک سیاروں اور پروٹوپلانٹس سے 4.5 بلین سال پہلے بنے تھے۔ ایک بار جب یہ پروٹوپلانیٹ تابکاری، اثرات، اور کشش ثقل کے دباؤ کے ذریعے کئی 100 کلومیٹر کے طول و عرض تک پہنچ گئے تو پروٹوپلانیٹ کے پگھلے ہوئے حصے اور سیاروں کی تفریق شروع ہو گئی۔ بھاری عناصر (لوہا اور نکل) مرکز میں ڈوب گئے، جبکہ ہلکے عناصر (پتھریلے مواد) سطح پر چڑھ گئے۔ کشودرگرہ کی پٹی میں مزید تصادم نے ایسی بنیادی اشیاء کو تباہ کر دیا اور اخراج، رنگ اور البیڈو میں بہت مختلف ساخت اور سپیکٹرم کی اقسام کے ٹکڑے چھوڑے۔ سی قسم کے سیارچے معروف سیارچوں کی سب سے عام قسم (~75%) ہیں۔ وہ اتار چڑھاؤ سے بھرپور ہوتے ہیں اور ان میں بہت کم البیڈو ہوتا ہے کیونکہ ان کی ساخت میں کاربن کی بڑی مقدار شامل ہوتی ہے۔ سرخ رنگ کے ایم قسم کے سیارچوں کو ابتدائی پروٹوپلانیٹس کے بقیہ کور سمجھا جاتا ہے، جبکہ ایس قسم کے سیارچے (17 ٪) اعتدال پسند البیڈو سلیسیس کرسٹ کے ٹکڑے ہیں۔ کشودرگرہ کی یہ اقسام متعلقہ الکا کلاسوں کے والدین ہیں۔ حال ہی میں فعال سیارچے کا مشاہدہ کیا گیا ہے جو دھول نکالتے ہیں اور عارضی، دمدار ستارے کی طرح کوما اور دم پیدا کرتے ہیں۔ سرگرمی کی ممکنہ وجوہات کشودرگرہ کی برف کی سبلیمیشن، امپیکٹ ایجیکشن، گردش کی عدم استحکام، الیکٹروسٹیٹک ریپلشن، اور تھرمل فریکچر ہیں۔ 1970 کی دہائی کے اوائل میں پاینیر 10 اور 11 نے مشتری اور سیارہ کے راستے میں کشودرگرہ کی پٹی کو عبور کیا۔ جہاز میں موجود دھول کے آلات، دخول کا پتہ لگانے والے اور رقم کی روشنی کے آلات دونوں کو کشودرگرہ کی پٹی میں دھول کی کثافت میں اضافہ نہیں ملا۔ 1983 میں انفراریڈ ایسٹرونومیکل سیٹلائٹ (آئی آر اے ایس) نے انفراریڈ اسکائی کی چمک کا نقشہ بنایا اور اعداد و شمار میں نظام شمسی کے کئی دھول کے بینڈ پائے گئے۔ دھول کے ان بینڈوں کی تشریح مین بیلٹ کشودرگرہ کے حالیہ تصادم کی رکاوٹوں سے پیدا ہونے والے ملبے کے طور پر کی گئی تھی۔ امیدوار سیارچوں کے تفصیلی تجزیے سے پتہ چلا ہے کہ 3.17 اے یو پر ویریٹاس سیارچے کے خاندان میں تصادم، تقریبا 8 مائر قبل 2.86 اے یو پر کورونس خاندان، اور کیرن کلسٹر تقریبا 5.7 مائر قبل پروجینیٹر سیارچوں کے تصادم سے تشکیل پائے تھے۔ 1990 کی دہائی کے اوائل میں گیلیلیو خلائی تحقیقات نے فلکیات 951 گیسپرا اور 243 ایڈا کی تازہ ترین تصاویر لیں۔ 2022 تک خلائی جہاز کے ذریعے تین نمونے کی واپسی کے مشنوں کے ساتھ 15 سیارچوں کا دورہ کیا گیا ہے: 2005 میں ہایابوسا نے ایس قسم کے سیارچے 25143 ایٹوکاوا کا دورہ کیا اور 2010 میں نمونہ واپس کیا، سی قسم کے سیارچے 162173 ریوگو کا دورہ ہایابوسا 2 نے 2018 میں کیا اور 2020 میں نمونہ واپس کیا، اور سی قسم کے سیارچے 101955 بینو کا دورہ 2018 میں او ایس آئی آر آئی ایس-ریکس نے کیا اور 2023 کے لیے نمونے کی واپسی کا منصوبہ بنایا گیا ہے۔ نمونے کے تجزیے نے ان کے الکا کے رابطوں کی تصدیق اور اصلاح کی۔ چھوٹے نظام شمسی کے اجسام اور دھول بین الکلیاتی خلا میں چھوٹے نظام شمسی کی اشیاء ذیلی مائکرو میٹر سائز کے دھول کے ذرات سے لے کر کلومیٹر سائز کے دمدار ستاروں اور سیارچوں تک ہوتی ہیں۔ قمری مائیکرو کریٹر گنتی اور خلائی جہاز کی پیمائش اور الکا اور این ای او کے مشاہدات سے سب سے چھوٹی بین الکلیاتی اشیاء کے بہاؤ کا تعین کیا گیا ہے۔ فی الحال، 1 اے یو پر چھوٹے نظام شمسی کے اجسام تباہ کن تصادم کے نظام میں ہیں۔ زمین کے فاصلے پر میٹیورائڈز کی اوسط باہمی تصادم کی رفتار ~ 20 کلومیٹر فی سیکنڈ ہوتی ہے۔ اس رفتار سے میٹورائڈز 10 گنا سے زیادہ بڑی اشیاء کو تباہ کن طور پر متاثر کر سکتے ہیں اور متعدد چھوٹے ٹکڑے پیدا کر سکتے ہیں۔ ڈونانی نے دکھایا کہ 100 کلومیٹر سے کم قطر کے سیارچے تصادم کی مستحکم حالت میں پہنچ گئے جس کا مطلب ہے کہ ہر بڑے پیمانے کے وقفے میں تصادم سے تباہ ہونے والے سیارچوں کی تعداد بڑے سیارچوں سے تصادم سے پیدا ہونے والے بڑے پیمانے کے ٹکڑوں کی تعداد کے برابر ہوتی ہے۔ یہ ایک مجموعی بڑے پیمانے پر تقسیم F ~ m-0.837 کا معاملہ ہے۔ 1 اے یو پر 1 ملی میٹر سے بڑے میٹورائڈز تصادم کی مستحکم حالت میں ہوتے ہیں۔ چھوٹے میٹورائڈز کی نمایاں زیادتی دمدار ستاروں کے ان پٹ کی وجہ سے ہوتی ہے۔ زمین کے بین الکلیاتی دھول کے ماحول کے نمونوں کے نتیجے میں ستاروں کی دھول کا 80-90% بمقابلہ کشودرگرہ کی دھول کا صرف 10-20% ہوتا ہے۔ دھول کے ذرات <1 مائکرون کی کمی پوئنٹنگ-رابرٹسن اثر اور براہ راست تابکاری کے دباؤ کے ذریعے تیزی سے منتشر ہونے کی وجہ سے ہے۔ سیاروں کے نظام میں تصادم دھول کے ذرات پیدا کرنے میں بھی اہم کردار ادا کرتے ہیں۔ ایک اچھی مثال جپٹر کے رنگ ہیں۔ اس رنگ سسٹم کو وائجر 1 خلائی تحقیقات نے دریافت کیا تھا اور بعد میں گیلیلیو آربیٹر نے اس کا تفصیل سے مطالعہ کیا۔ یہ سب سے بہتر اس وقت دیکھا گیا جب خلائی جہاز مشتری کے سائے میں سورج کی طرف پیچھے مڑ کر دیکھ رہا تھا۔ جپٹر کا رنگ سسٹم تین حصوں پر مشتمل ہے: ایک بیرونی ترین گوسمر رنگ، ایک فلیٹ مین رنگ، اور ایک اندرونی ڈونٹ کی شکل کا ہالو جو چھوٹے اندرونی چاندوں تھیبی، امالتھیا، ایڈرسٹیا اور میٹس سے متعلق ہے۔ بین الکلیاتی دھول کے ذریعے چاند پر بمباری ان مصنوعی سیاروں اور دیگر چھوٹے غیر مرئی اجسام کے کٹاؤ کا سبب بنتی ہے۔ کٹا ہوا کمیت زیادہ تر مائکرون سائز کے خارج ہونے والے ذرات کی شکل میں ہوتا ہے جو اپنے ماخذ چاند کی کشش ثقل سے بچ جاتے ہیں اور جو بجتوں میں نظر آتے ہیں۔ 1 سے چند 10 میٹر/سیکنڈ کی کم فرار کی رفتار کی وجہ سے زیادہ تر خارج ہونے والے ذرات سیٹلائٹ کی کشش ثقل کو چھوڑ سکتے ہیں اور مشتری کے بجتوں کو کھانا کھلا سکتے ہیں۔ گیلیلیو ڈسٹ ڈیٹیکٹر کی طرف سے گوسمر رنگ کے ذریعے گزرنے کے دوران پیمائش سے پتہ چلا کہ رنگ میں پائے جانے والے دھول کے ذرات کا سائز 0.5-2.5 مائیکرون ہوتا ہے۔ کیمرے کی تصاویر میں صرف سب سے بڑے ذرات نظر آتے ہیں۔ جووین کشش ثقل اور پوئنٹنگ-رابرٹسن ڈریگ کے علاوہ مائکرون سائز کے ذرات متحرک جووین مقناطیسی میدان میں برقی طور پر چارج ہو جاتے ہیں اور اس وجہ سے مشتری کے طاقتور مقناطیسی میدان کی لورینٹز قوت کو محسوس کرتے ہیں۔ یہ تمام قوتیں بجتوں کی ظاہری شکل کو تشکیل دیتی ہیں۔ خاص طور پر، اندرونی ہالو میں ذرات کے مداری جھکاؤ برقی مقناطیسی تعامل سے پرجوش ہوتے ہیں جو انہیں جووین ماحول میں ڈوبنے پر مجبور کرتے ہیں۔ یہاں تک کہ بہت بڑے گیلیلین چاند بھی چند 1000 کلومیٹر موٹائی کے خارج ہونے والے دھول کے بادلوں سے گھرا ہوا ہے جیسا کہ گیلیلیو ڈسٹ ڈیٹیکٹر نے مشاہدہ کیا ہے۔ ارتھ مون کے ارد گرد ایل اے ڈی ای ای مشن پر قمری دھول کے تجربے (ایل ڈی ای ایکس) نے دھول کے بادل کو 20 سے 100 کلومیٹر اونچائی تک نقشہ بنایا اور 100 میٹر/سیکنڈ سے چند کلومیٹر/سیکنڈ تک اخراج کی رفتار پائی۔ لیکن ان میں سے صرف ایک چھوٹا سا حصہ چاند کی کشش ثقل سے بچتا ہے۔ اس کے علاوہ سیٹلائٹ والے دوسرے سیارے مختلف قسم کے دھول کے دائرے کے مظاہر کو ظاہر کرتے ہیں۔ سیٹرن آئس کے بڑے اور گھنے مرکزی چھلوں میں برف کے ذرات سینٹی میٹر سائز اور بڑے اجسام میں جمع ہوتے ہیں جو مسلسل جھڑپ اور سمندری قوت کے ذریعے تشکیل پاتے اور منتشر ہوتے رہتے ہیں۔ سیٹرن کے مرکزی بجتوں کے بالکل باہر ایف رنگ ہے جو چاند، پرومیتھیس اور پنڈورا کے جوڑے کے ذریعے چرواہا جاتا ہے، جو رنگ کے ساتھ کشش ثقل سے تعامل کرتے ہیں اور ڈوب اور دھول کے عطیہ دہندگان کی طرح کام کرتے ہیں۔ توسیعی ای رنگ سے آگے جو اینسیلاڈس پر کریو وولکینزم کے ذریعے کھلایا جاتا ہے وہ فوبی رنگ ہے، جسے فوبی سے میٹورائڈ ایجیکٹا کھلایا جاتا ہے جو اس کی رجعت پسند حرکت کا اشتراک کرتا ہے۔ نیز یورینس اور نیپٹون میں پیچیدہ رنگ سسٹم ہیں۔ یورینس کے تنگ مرکزی چھلوں کے علاوہ جو مصنوعی سیاروں کے ذریعے چرواہے جاتے ہیں وہاں دھول کے وسیع حلقے ہوتے ہیں۔ نیپٹون کے حلقے تنگ اور چوڑے دھول کے حلقوں پر مشتمل ہوتے ہیں جو اندرونی چاند کے ساتھ تعامل کرتے ہیں۔ یہاں تک کہ مریخ پر بھی دھول کے حلقے ہونے کا شبہ ہے جو اس کے چاند فوبوس اور دیموس سے نکلتے ہیں۔ اب تک مریخ کے حلقے ان کا پتہ لگانے سے بچ گئے تھے۔ یہاں تک کہ زمین بھی غیر فعال مصنوعی مصنوعی سیاروں اور ترک شدہ لانچ گاڑیوں کی انسان ساختہ خلائی ملبے کی پٹی تیار کر رہی ہے۔ ان اشیاء کے درمیان تصادم ایک تصادم جھرن کا سبب بن سکتا ہے، جسے کیسلر سنڈروم کہا جاتا ہے، جس میں ہر تصادم زیادہ خلائی ملبہ پیدا کرتا ہے جس سے مزید تصادم کا امکان بڑھ جاتا ہے۔ آتش فشاں اور گیزر وینس، زمین اور مریخ قدیم یا موجودہ آتش فشاں کی علامات ظاہر کرتے ہیں۔ ان تمام سیاروں میں ایک ٹھوس پرت اور ایک سیال مینٹل ہوتا ہے جو سیارے کی تشکیل اور تابکار آاسوٹوپس کے سڑنے سے اندرونی گرمی سے گرم ہوتا ہے۔ زمین پر مشاہدہ کیے جانے والے سب سے زیادہ دھماکہ خیز آتش فشاں پھٹنے میں 40 کلومیٹر اونچائی تک گیس اور راکھ کے ڈھیر ہوتے ہیں۔ لیکن کوئی آتش فشاں دھول ماحول یا یہاں تک کہ زمین کی کشش ثقل (پہاڑی دائرے) سے نہیں بچتی ہے۔ وینس پر مشتبہ فعال آتش فشاں کے لیے بھی اسی طرح کے نتائج اخذ کیے جا سکتے ہیں۔ چھوٹے سیاروں کے اجسام میں سطح کے ذریعے گرمی کا نقصان زیادہ ہوتا ہے اور اس لیے اندرونی گرمی، موجودہ وقت میں فعال آتش فشاں کو نہیں چلا سکتی ہے۔ لہذا، یہ ایک حیرت کی بات تھی جب جڑواں تحقیقات وائجر 1 اور وائجر 2 نے 1979 میں جووین نظام سے اڑان بھری اور مشتری کے چاند آئیو پر کئی آتش فشاں کے ٹکڑوں کی تصاویر کھینچیں۔ فلائی بائی پیل سے صرف چند ہفتے پہلے، کیسین۔ اور رینالڈز (1979) نے پیش گوئی کی کہ آئیو کے اندرونی حصے کو پڑوسی چاند یوروپا اور گینیمیڈ کے ساتھ اس کی مداری گونج کی وجہ سے نمایاں سمندری حرارت کا سامنا کرنا پڑے گا۔ گیلیلیو خلائی جہاز کے ذریعے ہاٹ سپاٹ میں درجہ حرارت کی پیمائش سے پتہ چلتا ہے کہ بیسالٹک میگما آئی او پر آتش فشاں کو چلاتا ہے۔ سلفر، سلفر ڈائی آکسائیڈ، اور دیگر پائروکلاسٹ جیسے اتار چڑھاؤ کے چھتری کی شکل کے پودے آئیو کے کچھ آتش فشاں سے آسمان کی طرف نکلتے ہیں۔ ای۔ جی۔ آئیو کا آتش فشاں توشتر پاتیرے سطح سے 300 کلومیٹر سے زیادہ بلندی پر مواد پھٹتا ہے۔ وینٹ پر اخراج کی رفتار 1 کلومیٹر فی سیکنڈ تک ہے جو آئی او سے 2.5 کلومیٹر فی سیکنڈ کی فرار کی رفتار سے بہت کم ہے، لہذا، اس نظر آنے والی دھول میں سے کوئی بھی آئی او کی کشش ثقل سے نہیں بچتا ہے۔ زیادہ تر پلیوم مواد سلفر اور سلفر ڈائی آکسائیڈ کے برف اور پائروکلاسٹ کے طور پر سطح پر واپس گر جاتا ہے۔ تاہم، 1992 میں اپنے جپٹر فلائی بائی کے دوران یولیس مشن پر موجود ڈسٹ ڈیٹیکٹر نے جپٹر کی سمت سے نکلنے والے 10 این ایم سائز کے دھول کے ذرات کی ندیوں کا پتہ لگایا۔ جپٹر کے مقناطیسی کرہ کے اندر گیلیلیو ڈسٹ ڈیٹیکٹر کی طرف سے اس کے بعد کی پیمائشوں نے وقتا فوقتا دھول کے دھاروں کا تجزیہ کیا اور آئیو کو ماخذ کے طور پر شناخت کیا۔ نانومیٹر کے سائز کے دھول کے ذرات جو آئیو کے آتش فشاں سے خارج ہوتے ہیں، آئیو پلازما ٹورس میں برقی طور پر چارج ہو جاتے ہیں اور مشتری کے مضبوط مقناطیسی میدان کو محسوس کرتے ہیں۔ 10 اور 100 این ایم کے رداس کے درمیان مثبت طور پر چارج شدہ دھول کے ذرات آئی او اور یہاں تک کہ مشتری کی کشش ثقل سے بچ کر بین الکلیاتی خلا میں داخل ہوتے ہیں۔ جپٹر کے کیسینی مشن کے فلائی بائی کے دوران جہاز پر موجود کاسمک ڈسٹ اینالائزر (سی ڈی اے) نے کیمیائی طور پر ان دھارے کے ذرات کا تجزیہ کیا اور سوڈیم کلورائڈ کے ساتھ ساتھ سلفر اور پوٹاشیم والے اجزاء بھی پائے، جو آئی او کے ماحول کے سپیکٹروسکوپک تجزیے سے بھی پائے گئے ہیں۔ سیارہ کا کمزور ای رنگ سیارہ کے رنگ پلین کراسنگ کے اوقات میں زمین کے فاصلے سے مشاہدات کے ذریعے دریافت کیا گیا تھا۔ اس کی زیادہ سے زیادہ کثافت ~ 4 سیٹرن ریڈیائی پر ہے، جو اینسیلاڈس کے مدار کے ساتھ موافق ہے۔ وائجر 1 اور 2 اور کیسینی کے خلائی جہاز کے مشاہدات نے ان مشاہدات کی تصدیق کی۔ ای رنگ 3 پر میماس اور 20 پر ٹائٹن کے مداروں کے درمیان پھیلا ہوا ہے۔ ای رنگ سلیکیٹس، کاربن ڈائی آکسائیڈ، امونیا اور دیگر نجاستوں کے ساتھ پانی کی برف کے بہت سے چھوٹے (مائکرون اور ذیلی مائکرون) ذرات پر مشتمل ہوتا ہے۔ کیسینی کے مشاہدات سے یہ ظاہر ہوا کہ اینسیلاڈس اور ای رنگ جینیاتی طور پر متعلق ہیں۔ کیسینی کے اینسیلاڈس کے قریب پرواز کے دوران کاسمک ڈسٹ اینالائزر سمیت کئی آلات نے اینسیلاڈس کے جنوبی قطبی علاقے میں پانی کے بخارات اور مائکرون سائز کے برف کے ذرات کے فواروں (گیزرز) کا مشاہدہ کیا۔ پودوں میں سوڈیم نمک سے بھرپور برف کے دانے کے سی ڈی اے کے تجزیے سے پتہ چلتا ہے کہ دانے مائع پانی کے ذخیرے سے بنے ہیں جو چٹان کے ساتھ رابطے میں ہیں۔ وہ طریقہ کار جو آتش فشاں پھٹنے کو چلاتا اور برقرار رکھتا ہے، اس کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ ڈیون کے ساتھ مداری گونج کی وجہ سے ہونے والی سمندری حرارت ہے جو اینسیلاڈس کی مداری سنکیتا کو متحرک کرتی ہے۔ اینسیلاڈس کے فواروں سے نکلنے والے برف کے دانے سیٹرن کے ای رنگ کو کھلاتے اور برقرار رکھتے ہیں۔ اسی طرح کے پانی کے بخارات کا مشاہدہ ہبل خلائی دوربین نے یوروپا کے جنوبی قطبی علاقے کے اوپر کیا، جو مشتری کے گیلیلین چاندوں میں سے ایک ہے۔ ناسا کا مستقبل کا یوروپا کلپر مشن (لانچ کی منصوبہ بند تاریخ 2024) اپنے سرفیس ڈسٹ اینالائزر (ایس یو ڈی اے) کے ساتھ ممکنہ پلائموں میں میٹورائڈ اثرات اور برف کے ذرات کے ذریعے یوروپا سے خارج ہونے والے چھوٹے ٹھوس ذرات کا تجزیہ کرے گا۔ 1989 میں نیپٹون کے وائجر 2 فلائی بائی کے دوران اس کے چاند ٹریٹن کی سطح پر فعال سیاہ پلمز دیکھے گئے تھے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ یہ پودے دھول اور برف کے ذرات پر مشتمل ہوتے ہیں جو پوشیدہ نائٹروجن گیس جیٹ طیاروں کے ذریعے لے جایا جاتا ہے۔ کائناتی دھول کی حرکیات خلا میں دھول کے ذرات کی حرکیات مختلف قوتوں سے متاثر ہوتی ہیں جو ان کے راستوں کا تعین کرتی ہیں۔ ان کے مدار۔ یہ قوتیں بڑے اجسام اور ماحولیاتی حالات کے حوالے سے دھول کے ذرہ کی پوزیشن پر منحصر ہوتی ہیں۔ کشش ثقل بین الکلیاتی خلا میں ایک بڑی قوت شمسی کشش ثقل کی وجہ سے ہوتی ہے جو اسی طرح کے سیاروں اور دھول کے ذرات کو اپنی طرف متوجہ کرتی ہے: جہاں G قوت ہے، = M، شمسی کمیت ہے، اور تعامل کرنے والی شے کی کمیت ہے، یہ کمیت کے مراکز کے درمیان فاصلہ ہے اور کشش ثقل مستقل ہے۔ سیارے اور چھوٹے نظام شمسی کے اجسام بشمول بین الکلیاتی دھول سورج کے گرد کیپلر کے مداروں (ایلیپس، پیرابولس، یا ہائپربولس) کی پیروی کرتے ہیں اور فوسیس میں ان کا بیری سینٹر ہوتا ہے۔ مداروں کی خصوصیت چھ مداری عناصر سے ہوتی ہے: سیمی میجر محور (a)، سنکیتا (e)، جھکاؤ (i)، چڑھتے ہوئے نوڈ کا طول بلد، پیریپسس کی دلیل، اور حقیقی بے ضابطگی۔ اگرچہ چھوٹے، سیارے دور کی اشیاء پر کشش ثقل کا استعمال کرتے ہیں۔ اگر یہ قوت باقاعدہ اور وقتا فوقتا ہوتی ہے تو اس طرح کی مداری گونج سیاروں کی اشیاء کے مدار کو مستحکم یا غیر مستحکم کر سکتی ہے۔ اس کی مثالیں کشودرگرہ کی پٹی میں کرک ووڈ کے خلاء ہیں جو مشتری کی گونج اور کوئپر بیلٹ کی ساخت کی وجہ سے ہوتے ہیں جو نیپٹون کی گونج کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ کسی سیارے کے ساتھ قریبی تصادم اس وقت ہو سکتا ہے جب چھوٹے جسم کے مدار کا پیری ہیلیون قریب ہو اور ایفیلیئن سورج سے پریشان کن سیارے سے زیادہ دور ہو۔ یہ مدار کے بکھرنے کے لیے ضروری شرط ہے ؛ یہ کسی سیارے کے بکھرنے والے زون کی وضاحت کرتا ہے۔ اس صورت میں ایک چھوٹا سا جسم یا دھول کا ذرہ مدار میں ایک بڑے خلل سے گزر سکتا ہے۔ تاہم، پرانے اور نئے مدار کے ٹسرینڈ کے پیرامیٹرز تقریبا ایک جیسے ہیں۔ سیمی میجر محور a، آربیٹل سنکیتا e، اور آربیٹل جھکاؤ i کے ساتھ ایک چھوٹے سے جسم کے لیے، اور سیمی میجر محور کے ساتھ ایک پریشان کن سیارے کے لیے ٹسرینڈ کا پیمانہ ہے۔ نظام شمسی کے چھوٹے اجسام کے دو خاندان دیوہیکل سیاروں کے بکھرے ہوئے علاقوں سے باہر واقع ہیں اور سورج کے ارد گرد ابتدائی پروٹوپلانیٹری ڈسک کی باقیات ہیں: ایسٹیورائڈز اور کوئپر بیلٹ آبجیکٹ۔ کوئپر بیلٹ تقریبا ہے۔ ایسٹرائڈ بیلٹ سے 100 گنا زیادہ بڑا ہے اور یہ ٹرانس نیپٹونین آبجیکٹ (ٹی این او) کا حصہ ہے۔ ٹی این اوز کا دوسرا حصہ بکھری ہوئی ڈسک ہے جس میں ایسی اشیاء ہیں جو نیپٹون کے بکھرے ہوئے زون میں مدار رکھتی ہیں۔ اعلی سنکیتا (یا اعلی جھکاؤ) پر پڑوسی سیاروں کے بکھرے ہوئے علاقے اوورلیپ ہوتے ہیں۔ لہذا، بکھرے ہوئے ڈسک آبجیکٹ سینٹورس میں اور آخر کار، جپٹر فیملی کے دمدار ستاروں میں تبدیل ہو سکتے ہیں۔ جپٹر بکھرنے والی ڈسک کے اندر زوڈیکل بادل ہوتا ہے جو بین الکلیاتی دھول پر مشتمل ہوتا ہے جو دمدار ستاروں اور سیارچوں سے نکلتا ہے۔ نیز کوئپر بیلٹ سے دھول کے ذرات اندرونی سیاروں کے نظام میں بکھرنے کا راستہ تلاش کرتے ہیں۔ کسی سیارے کے پہاڑی دائرے کے اندر اس کی کشش ثقل سورج کی کشش ثقل پر حاوی ہوتی ہے۔ تمام سیاروں کے چاند اور حلقے پہاڑی دائرے کے اندر اچھی طرح سے واقع ہیں اور اسی سیارے کے گرد چکر لگاتے ہیں۔ اس طرح کے مصنوعی سیاروں کے درمیان کشش ثقل کے تعاملات کو دیکھا جا سکتا ہے، مثال کے طور پر، مشتری کے چاند گینیمیڈ، یوروپا اور آئیو کی مستحکم 1:2:4 مداری گونج میں۔ نیز سیٹرن کے بجتوں کے اندر ذیلی تقسیم اور ڈھانچے سیٹلائٹ کے ساتھ گونج کی وجہ سے ہوتے ہیں۔ ای۔ جی۔ اندرونی بی رنگ اور بیرونی اے رنگ کے درمیان فرق کو چاند میماس کے ساتھ 2:1 گونج سے صاف کیا گیا ہے۔ اس کے علاوہ سیٹرن، یورینس اور نیپچیون کے کچھ تنگ مجرد حلقے جیسے سیٹرن کا ایف رنگ ایک یا دو چرواہے چاند کی کشش ثقل سے تشکیل پاتے ہیں اور اپنی جگہ پر رکھے جاتے ہیں۔ شمسی تابکاری کے دباؤ کے اثرات شمسی تابکاری میٹورائڈز اور بین الکلیاتی دھول کے ذرات پر پسپا تابکاری دباؤ قوت R کا استعمال کرتی ہے: شمسی روشنی کہاں ہے یا سورج مرکز فاصلے پر شمسی تابکاری کہاں ہے، ذرہ کا تابکاری دباؤ گتانک ہے، کراس سیکشن ہے (ذرہ رداس والے کروی ذرات کے لیے)، روشنی کی رفتار ہے۔ تابکاری کے دباؤ کا گتانک، ذرہ کی نظری خصوصیات پر منحصر ہوتا ہے جیسے جذب، عکاسی، اور شمسی سپیکٹرم کی تمام طول موج پر مربوط روشنی بکھرنا۔ اس کا حساب مثال کے طور پر استعمال کر کے لگایا جا سکتا ہے۔ تھیوری، مجرد ڈائپول تخمینہ، یا یہاں تک کہ مائکروویو ینالاگ تجربات۔ شمسی تابکاری کا دباؤ دھول کے ذرہ پر کشش ثقل کی موثر قوت کو کم کر دیتا ہے اور اس کی خصوصیت بے جہتی پیرامیٹر، ذرہ پر کشش ثقل کی قوت کے ساتھ تابکاری کے دباؤ کی قوت کا تناسب ہے: کثافت کہاں ہے اور سائز (رداس) کہاں ہے۔ > 0.1 والے ستاروں کے ذرات پہلے سے ہی اپنے اصل ستاروں کے مقابلے میں نمایاں طور پر مختلف سورج مرکز مدار رکھتے ہیں اور دھول کی دم میں ظاہر ہوتے ہیں۔ دمدار ستارے سے اس کے پیری ہیلیون کے قریب (سنکیتا کے ساتھ) خارج ہونے والے دھول کے ذرات نظام شمسی کو ہائپربولک مداروں پر چھوڑ دیں گے اگر ان کی بیٹا اقدار زیادہ ہوں۔ یہاں تک کہ اس کے ساتھ ذرات سورج کے گرد ایک سرکلر مدار پر کشودرگرہ سے چھوڑے جاتے ہیں جو نظام شمسی کو ایک غیر پابند پیرابولک مدار پر چھوڑ دیں گے۔ دھول کے چھوٹے ذرات کو میٹیورائڈز کہا جاتا ہے۔ وہ سورج سے خالص پسپا قوت محسوس کرتے ہیں۔ انٹرسٹیلر دھول کے راستے، جو نظام شمسی میں داخل ہونے پر ابتدائی طور پر متوازی ہوتے ہیں، ذرات کے تناسب پر منحصر ہوتے ہیں۔ ان کے ساتھ ذرات بنیادی طور پر شمسی کشش ثقل کی طرف راغب ہوتے ہیں۔ ان کے راستے سورج کی طرف جھکے ہوتے ہیں۔ وہ سورج کے جتنے قریب سے گزرتے ہیں، اتنی ہی تیزی سے ذرات تیز ہوتے ہیں، اور اتنے ہی مضبوط ہوتے ہوئے وہ اپنی ابتدائی سمت سے ہٹ جاتے ہیں۔ ان ذرات کے راستے سورج کے پیچھے سے گزرتے ہیں، جس سے وہاں دھول کی کثافت میں اضافہ ہوتا ہے ؛ اسے کشش ثقل کی توجہ مرکوز کہا جاتا ہے۔ انٹرسٹیلر دھول کے ذرات بنیادی طور پر شمسی تابکاری کے دباؤ سے پسپا ہوتے ہیں۔ وہ ایک مخصوص فاصلے سے نیچے سورج کے قریب نہیں پہنچ سکتے جو اس بات پر منحصر ہے کہ ان کا سائز کتنا بڑا ہے۔ یہ خطہ جو انٹرسٹیلر دھول سے پاک ہے شکل میں پیرابولائڈل ہے ؛ اسے-کون کہا جاتا ہے۔ - کون کے بیرونی کنارے پر دھول کی کثافت میں اضافہ ہوتا ہے۔ سورج کے گرد چکر لگانے والے ذرہ پر شمسی تابکاری کا دباؤ قوت نہ صرف شعاعی طور پر کام کرتی ہے بلکہ روشنی کی محدود رفتار کی وجہ سے ذرہ کی مدار کی حرکت کے برعکس ایک چھوٹی سی قوت ہوتی ہے۔ یہ پوائنٹنگ-رابرٹسن ڈریگ ذرہ کی کونیی رفتار کو کم کرنے کا سبب بنتا ہے اور اس وجہ سے سورج کی طرف اندر کی طرف گھومتا ہے۔ سالوں میں، قوت کے تناسب والے کسی ذرہ کا، AU میں، رداس کے ساتھ ابتدائی سرکلر مدار سے سرپل ہونے کا وقت، سینٹی میٹر کے سائز کے ذرات ہوتے ہیں جن میں 10−4 زمین کے فاصلے پر سرکلر مدار سے شروع ہوتے ہیں اور سورج میں سرپل ہونے میں تقریبا 4 ملین سال لگتے ہیں۔ یہ مثال ظاہر کرتی ہے کہ 1 سینٹی میٹر سے چھوٹی تمام دھول حال ہی میں اندرونی سیاروں کے نظام میں دمدار ستاروں، سیارچوں، یا انٹرسٹیلر دھول کی شکل میں داخل ہوئی ہوگی۔ سیاروں کی تشکیل کے وقت سے وہاں کوئی دھول نہیں بچی ہے۔ ڈسٹ چارجنگ اور برقی مقناطیسی تعاملات زیادہ تر خلائی ماحول میں دھول کے ذرات برقی چارجنگ کرنٹس کے سامنے آتے ہیں۔ غالب عمل وسیع پلازما سے الیکٹرانوں اور آئنوں کا مجموعہ، یو وی تابکاری سے فوٹو الیکٹرک اثر، اور توانائی سے بھرپور آئن یا الیکٹران تابکاری سے ثانوی الیکٹران کا اخراج ہیں۔ وسیع تھرمل پلازما سے الیکٹرانوں اور آئنوں کا جمع ہونا خالص منفی چارج کا باعث بنتا ہے کیونکہ آئن کی رفتار سے تھرمل الیکٹران کی رفتار بہت زیادہ ہوتی ہے۔ پلازما میں چارج ہونے کے برعکس، یو وی تابکاری کے ذریعے ذرہ سے الیکٹرانوں کا تصویری اخراج مثبت چارج کا باعث بنتا ہے۔ ذرات پر 100 eV سے زیادہ توانائیوں والے توانائی بخش آئنوں یا الیکٹرانوں کا اثر ایک سے زیادہ ثانوی الیکٹران پیدا کر سکتا ہے اور اس لیے مثبت چارجنگ کرنٹ کا باعث بن سکتا ہے۔ ثانوی الیکٹران کی پیداوار کا انحصار توانا ذرہ اور ذرہ مواد کی قسم اور توانائی پر ہوتا ہے۔ تمام چارجنگ کرنٹس کا توازن ذرہ کی سطح کی توازن صلاحیت کی طرف لے جاتا ہے۔ برقی چارج، سطح کی صلاحیت پر رداس کے دھول کے ذرہ کا، خلا میں ہے جہاں خلا کی اجازت ہے۔ برقی میدان اور مقناطیسی میدان میں رفتار کے ساتھ حرکت کرنے والے چارج کا دھول کا ذرہ ایس آئی اکائیوں میں لورینٹز قوت کا تجربہ کرتا ہے، جسے ٹیسلا (ٹی) میں ماپا جاتا ہے۔ دھول کے ذرات کی سطح کی صلاحیت اور اس لیے اس کا چارج ماحول کی تفصیلی خصوصیات پر منحصر ہوتا ہے۔ مثال کے طور پر، سورج سے 1 اے یو پر ایک بین الکلیاتی دھول کا ذرہ 10 ای وی توانائی کے شمسی ہوا کے پلازما سے گھرا ہوا ہے اور عام طور پر پروٹون اور الیکٹرانوں کی کثافت فی ایم 3 ہے۔ فوٹو الیکٹران کا بہاؤ عام طور پر الیکٹران فی m2 ہوتا ہے اور اس لیے پلازما کے دھاروں سے بہت بڑا ہوتا ہے۔ یہ حالت ≈ + 3 V کی سطح کی صلاحیت کی طرف لے جاتی ہے۔ کیسینی سی ڈی اے کے ذریعہ دھول کے چارج کی حقیقی پیمائش کے نتیجے میں سطح کی صلاحیت + 2 سے + 7 V ہوتی ہے۔ چونکہ شمسی ہوا کے پلازما کی کثافت اور شمسی مرکزیت کے فاصلے کے ساتھ شمسی یو وی بہاؤ پیمانے دونوں کی سطح کی صلاحیت، + 5 V، سورج سے دوسرے فاصلے کے لیے بھی عام ہے۔ بین الکلیاتی مقناطیسی میدان شمسی مقناطیسی میدان کا وہ جزو ہے جو شمسی ہوا کے ذریعے شمسی کورونا سے باہر نکالا جاتا ہے۔ سست ہوا (≈) استوائی علاقوں تک محدود ہے، جبکہ تیز ہوا (≈) قطبوں پر نظر آتی ہے۔ سورج کی گردش دو قطبی مقناطیسی میدان اور متعلقہ کرنٹ شیٹ کو آرکیمیڈین سرپل میں موڑ دیتی ہے۔ اس ہیلیوسفیرک کرنٹ شیٹ کی شکل ایک گھومتی ہوئی بیلرینا اسکرٹ سے ملتی جلتی ہے، اور شمسی سائیکل کے ذریعے شکل میں تبدیلی آتی ہے کیونکہ سورج کا مقناطیسی میدان تقریبا ہر 11 سال بعد الٹ جاتا ہے۔ ایک چارج شدہ دھول کا ذرہ بین الکلیاتی مقناطیسی میدان کی لورینٹز قوت کو محسوس کرتا ہے جو شمسی ہوا کی رفتار سے گزرتی ہے۔ سورج سے 1 AU پر شمسی ہوا کی اوسط رفتار 450 کلومیٹر فی سیکنڈ ہے اور مقناطیسی میدان کی طاقت T = 5 nT ہے۔ سب مائیکرون سائز کے دھول کے ذرات کے لیے یہ قوت اہم ہو جاتی ہے اور 0.1 مائیکرون سے کم ذرات کے لیے یہ شمسی کشش ثقل اور تابکاری دباؤ قوت سے تجاوز کر جاتی ہے۔ مثال کے طور پر، ہیلیوسفیر سے گزرنے والے سائز میں ~ 0.3 مائکرون کے انٹرسٹیلر دھول کے ذرات شمسی مقناطیسی خط استوا کے حوالے سے یا تو مرکوز ہوتے ہیں یا غیر مرکوز ہوتے ہیں۔ لورینٹز قوت سے دھول کا ذرہ کتنی مضبوطی سے متاثر ہوتا ہے اس کی ایک عام پیمائش اس کے چارج سے بڑے پیمانے کا تناسب ہے۔ کیونکہ کسی ذرہ کا چارج اس کے سائز کے ساتھ لکیری طور پر بڑھتا ہے، جبکہ اس کی کمیت اور حجم اس کے سائز کے مکعب کے ساتھ بڑھتا ہے، چھوٹے ذرات عام طور پر بڑے ذرات کے مقابلے میں بہت زیادہ چارج اور کمیت کا تناسب رکھتے ہیں اور لورینٹز قوت سے زیادہ مضبوطی سے متاثر ہوتے ہیں۔ اس کے باوجود، تمام سائز کے انٹرسٹیلر دھول کے ذرات مرکوز یا غیر مرکوز ہوتے ہیں جب تک کہ وہ چارج ہوتے ہیں۔ یہ فوکسنگ اور ڈی فوکسنگ متعلقہ شمسی کم از کم کے دوران اور اس کے قریب سب سے زیادہ مضبوط ہے، جو ڈی فوکسنگ کے لیے آس پاس کے سالوں میں ہوا، مثال کے طور پر، 1996 اور 2019، اور فوکسنگ کے لیے آس پاس کے سالوں میں ہوا، مثال کے طور پر، 1986 اور 2008۔ شمسی مقناطیسی چکر کا موجودہ مرحلہ ایکلیپٹک طیارہ سے دور انٹرسٹیلر دھول کی توجہ مرکوز کرنے سے مطابقت رکھتا ہے، جو انٹرسٹیلر دھول کا پتہ لگانے اور پیمائش کے لیے ناموافق ہے۔ شمسی مقناطیسی سائیکل کا اگلا فوکسنگ مرحلہ، جو نظام شمسی کے اندر انٹرسٹیلر دھول کی پیمائش کے لیے بہترین موزوں ہے، 2030 کی دہائی میں ہوگا۔ چونکہ یہ مراحل ہر 22 سال بعد ہوتے ہیں، اس لیے توجہ مرکوز کرنے کا اگلا مرحلہ 2050 کی دہائی میں ہوگا۔ سیاروں کے مقناطیسی میدانوں میں بہت مختلف حالات موجود ہیں۔ ایک انتہائی معاملہ مشتری کا مقناطیسی کرہ ہے جہاں آتش فشاں کے طور پر فعال چاند آئیو 6 پر پلازما کا ایک مضبوط ذریعہ ہے، جہاں = کلومیٹر مشتری کا رداس ہے۔ اس فاصلے پر پلازما کی کثافت (m−3) کی چوٹی ہوتی ہے اور پلازما توانائی میں کم از کم 1 eV مضبوط ہوتی ہے۔ اس فاصلے سے باہر پلازما توانائی 8 پر تیزی سے بڑھ کر 80 eV ہو جاتی ہے۔ نتیجے میں دھول کی سطح کی صلاحیت سرد پلازما میں-30 V سے 4 اور 6 کے درمیان اور + 3 V دوسری جگہوں پر ہوتی ہے۔ جپٹر کا مقناطیسی میدان زیادہ تر ایک دو قطبی ہے، جس میں مقناطیسی محور جپٹر کے گردش کے محور پر ~ 10° جھکا ہوا ہے۔ مشتری سے تقریبا 10 کے فاصلے پر مقناطیسی میدان اور پلازما سیارے کے ساتھ مل کر گھومتے ہیں۔ آئی او کے فاصلے پر شریک گھومنے والا مقناطیسی میدان 17 کلومیٹر فی سیکنڈ کی رفتار سے آئی او سے گزرتا ہے اور مقناطیسی میدان کی طاقت T = 2000 nT ہے۔ آئی او سے مثبت طور پر چارج شدہ دھول کے ذرات 9 سے ~ 120 نینو میٹر کے سائز (رداس) کی حد میں مضبوط مقناطیسی میدان کے ذریعے اٹھائے جاتے ہیں اور 350 کلومیٹر فی سیکنڈ تک کی رفتار سے جووین نظام سے باہر نکل جاتے ہیں۔ چھوٹے ذرات کے لیے لورینٹز قوت غالب ہوتی ہے اور وہ آئنوں اور الیکٹرانوں کی طرح مقناطیسی میدان کی لکیروں کے گرد گھومتے ہیں۔ سیارہ کے مقناطیسی میدان میں فعال چاند اینسیلاڈس 4 پر (= کلومیٹر سیارہ کا رداس ہے) آکسیجن اور پانی کے آئنوں کا ایک ذریعہ ہے جس کی کثافت m−3 اور توانائی 5 eV ہے۔ دھول کے ذرات کو-1 اور-2 وی کی سطح کی صلاحیت پر چارج کیا جاتا ہے۔ 4 سے باہر آئن توانائی 100 ای وی تک بڑھ جاتی ہے اور اس کے نتیجے میں سطح کی صلاحیت + 5 وی تک بڑھ جاتی ہے۔ کیسینی سی ڈی اے کی پیمائش نے دھول کی صلاحیت کے اس تبدیلی کا براہ راست مشاہدہ کیا۔ جزوی طور پر آئنائزڈ مقامی انٹرسٹیلر میڈیم میں پلازما کی کثافت تقریبا m−3 اور تھرمل توانائی 0.6 eV ہے۔ اوسط کہکشاں UV تابکاری سے کاربن یا سلیکیٹ ذرات کا فوٹو الیکٹران بہاؤ الیکٹران فی m2 ہے۔ دھول کے ذرات کی نتیجے میں سطح کی صلاحیت ~ + 0.5 V ہے۔ مقامی بلبلے کے گرم لیکن کمزور پلازما میں (کثافت m−3، توانائی 100 eV) دھول کو + 5 سے + 10 V سطح کی صلاحیت پر چارج کیا جائے گا۔ مقامی انٹرسٹیلر میڈیم میں ~ 0.0 این ٹی کی مقناطیسی میدان کی طاقت کو وائجر خلائی جہاز کے ذریعے ماپا گیا ہے۔ اس طرح کے مقناطیسی میدان میں ایک چارج شدہ مائکرون سائز کے دھول کے ذرہ میں گیروراڈیئس <1 پی سی ہوتا ہے۔ کائناتی دھول کے عمل خلا میں کائناتی دھول کے ذرات مختلف اثرات سے متاثر ہوتے ہیں جو ان کی جسمانی اور کیمیائی خصوصیات کو تبدیل کرتے ہیں۔ دھول کے ذرات یا بڑے میٹورائڈز کے درمیان تصادم خلا میں غالب عمل ہے جو خلا میں میٹورائڈز کی کمیت کو تبدیل کرتا ہے یا تباہ کرتا ہے اور نئے اور چھوٹے ٹکڑے پیدا کرتا ہے جو میٹورائڈز اور دھول کی آبادی میں حصہ ڈالتے ہیں۔ سورج سے 1 اے یو پر بین الکلیاتی خلا میں میٹورائڈز کی تصادم کی عام رفتار ~ 20 کلومیٹر فی سیکنڈ ہے۔ اس رفتار پر الکا کی حرکی توانائی اس کی بخارات کی حرارت سے بہت زیادہ ہوتی ہے۔ لہذا، جب کمیت کا ایسا پروجکٹائل کسی بہت بڑی ٹارگٹ آبجیکٹ سے ٹکرا جاتا ہے تو پروجیکٹائل اور ٹارگٹ ماس کا ایک متعلقہ حصہ بخارات بن جاتا ہے اور یہاں تک کہ آئنائز ہو جاتا ہے اور اثر سے نکلنے والی شاک لہروں کے ذریعے ٹارگٹ باڈی میں ایک امپیکٹ کریٹر کی کھدائی کی جاتی ہے۔ کھدائی شدہ کمیت وہ جگہ ہے جہاں کریٹرنگ کی کارکردگی کا عنصر پروجیکٹائل کی حرکی توانائی کے ساتھ پیمانے پر ہوتا ہے۔ چاند اور سیارچوں پر گرہوں کے اثرات کے لیے۔ اس طرح، اثر والے گڑھے خلا میں ٹارگٹ باڈی یا میٹورائڈز کو ختم کر دیتے ہیں۔ بڑے پیمانے پر ایک ہدف میٹورائڈ تباہ کن طور پر متاثر ہوتا ہے اگر باقی سب سے بڑے ٹکڑے کی کمیت تقریبا سے کم ہو۔ ہدف کی کمیت کا نصف یا پروجیکٹائل کی کمیت کہاں ہے اور خلل کی حد پتھریلی مواد اور سوراخ دار مواد کے لیے ہے۔ راکی مواد سیارچوں کی نمائندگی کرتا ہے اور سوراخ دار مواد دمدار ستاروں کی نمائندگی کرتا ہے۔ ستاروں کا مواد نیوکلئس سائز سے لے کر مائکرون سائز کی فریکٹل دھول تک سوراخ دار ہوتا ہے جو یہ خارج کرتا ہے۔ بین الکلیاتی خلا میں دھول کے ذرہ کی تصادم زندگی کا تعین کیا جا سکتا ہے جہاں بین الکلیاتی دھول کا بہاؤ معلوم ہوتا ہے۔ 1 اے یو پر یہ بہاؤ قمری مائیکرو کریٹر کے تجزیے سے اخذ کیا گیا ہے۔ آئسوٹروپک فلکس میں بکھرے ہوئے کراس سیکشن (، ذرہ رداس کے ساتھ) کہاں ہے۔ بین الکلیاتی دھول کے بادل کے نمونوں کے لیے ضروری ہے کہ بین الکلیاتی دھول کے ذرات کی عمر چٹان کے مواد کے مقابلے میں طویل ہو اور اس لیے اس نتیجے کی حمایت کرتے ہیں کہ 1 اے یو ~80% پر بین الکلیاتی دھول دمدار ستاروں کی اصل ہے اور صرف ~20% کشودرگرہ کی اصل ہے۔ تصادم کے ٹکڑے ٹکڑے ہونے سے بین الکلیاتی دھول کے ذرات کا خالص نقصان ہوتا ہے جو ~ کلوگرام سے زیادہ بڑے ہوتے ہیں اور کم بڑے بین الکلیاتی دھول کے ذرات کا خالص فائدہ ہوتا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ دمدار ستارے بڑے بین الکلیاتی دھول کے نقصانات کو بھر دیتے ہیں۔ سبلیمیشن سورج گرہن کے دوران شمسی کورونا کے ابتدائی اورکت مشاہدات نے سورج سے ~ 5 شمسی ریڈیائی (0.025 AU) کے اندر دھول سے پاک زون کی نشاندہی کی۔ اس دھول سے پاک زون کے باہر سلیکیٹس اور کیکاربونیسی مواد پر مشتمل بین الکلیاتی دھول 2000 K تک کے درجہ حرارت پر گرم ہو جائے گی۔ نظام شمسی کے دھول کے ذرات نہ صرف الکا ساخت کے چھوٹے ٹھوس ذرات ہیں بلکہ ایسے ذرات بھی ہیں جن میں ایسے مادے ہوتے ہیں جو زمینی حالات میں مائع یا گیسی ہوتے ہیں۔ دمدار ستارے برف کے مرحلے میں اتار چڑھاؤ پر مشتمل اناج کو اندرونی نظام شمسی میں لے جاتے ہیں اور چھوڑتے ہیں۔ غالب پانی (H2O) مالیکیولز کے علاوہ روزیٹا آلات کا بھی پتہ چلا ہے کاربن ڈائی آکسائیڈ (CO2)، CH -، CHN -، CHS -، CHO -، CHO2-اور CHNO-حامل سنترپت اور غیر سنترپت انواع کی بڑی اقسام، اور خوشبودار مرکب ٹولوین (CH3-C6H5)۔ سیٹرن کے ای رنگ سے گزرتے ہوئے کیسینی کے کراسنگ کے دوران کاسمک ڈسٹ اینالائزر (سی ڈی اے) نے پایا کہ یہ بنیادی طور پر پانی کی برف پر مشتمل ہے، جس میں سلیکیٹس، کاربن ڈائی آکسائیڈ، امونیا اور ہائیڈرو کاربن کی معمولی شراکت ہے۔ نیو ہورائزنز خلائی جہاز کے ذریعے پلوٹو اور شیرون کی سطح کی ساخت کے تجزیے میں ٹھوس نائٹروجن (این 2)، میتھین (سی ایچ 4)، کاربن مونو آکسائیڈ (سی او)، ایتھین (سی 2 ایچ 6)، اور ایک اضافی جزو کا مرکب پایا گیا جو رنگ دیتا ہے۔ اندرونی سیاروں کے نظام میں برف کے ذرات کی عمر بہت کم ہوتی ہے۔ جذب شدہ شمسی تابکاری ذرہ کو گرم کرتی ہے اور توانائی کا کچھ حصہ خلا میں واپس بھیج دیا جاتا ہے اور دوسرا حصہ برف کو گیس میں تبدیل کرنے کے لیے استعمال ہوتا ہے جو نکل جاتی ہے۔ جہاں 1 اے یو پر شمسی تابکاری ہے، اور 10 اور 20 مائیکرو میٹر طول موج کے درمیان مرئی اور اورکت میں برف کے البیڈوز ہیں، بالترتیب، ہیلیوسینٹرک فاصلہ، اسٹیفن-بولٹزمین مستقل، درجہ حرارت، گیس کی پیداوار کی شرح، اور بخارات کی پوشیدہ حرارت ہے۔ برف کا اندازہ سبلیمنگ آئس کے ماپا ہوا بخارات کے دباؤ سے لگایا جاتا ہے۔ مختلف ہیلیو سینٹرک فاصلے پر بین الکلیاتی دھول کے ذرات میں مختلف برفیلے اجزاء ہوتے ہیں۔ سپٹرنگ سپٹرنگ، اس کے علاوہ میٹورائڈ بمباری خلائی موسمیات میں شامل ایک اہم عمل ہے، جو خلا میں موجود دھول کے ذرات کی جسمانی خصوصیات کو تبدیل کرتا ہے۔ جب ارد گرد کے پلازما سے توانائی والے ایٹم یا آئن خلا میں کسی ٹھوس ذرہ سے ٹکراتے ہیں تو اس ذرہ سے ایٹم یا آئن خارج ہوتے ہیں۔ سپٹر کی پیداوار ہدف سے خارج ہونے والے ایٹموں کی اوسط تعداد فی واقع ایٹم یا آئن کی نشاندہی کرتی ہے۔ سپٹر کی پیداوار بنیادی طور پر واقع ذرات کی توانائی اور کمیت کے ساتھ ساتھ ہدف ایٹموں کی کمیت پر منحصر ہوتی ہے۔ بین الکلیاتی میڈیم کے اندر شمسی ہوا کا پلازما بنیادی طور پر الیکٹرانوں، پروٹانوں اور الفا ذرات پر مشتمل ہوتا ہے، جس میں 0.5 اور 10 کے وی تک کی حرکی توانائیاں ہوتی ہیں، جو 1 اے یو کے فاصلے پر 400 سے 800 کلومیٹر فی سیکنڈ کی شمسی ہوا کی رفتار سے مطابقت رکھتی ہیں۔ بیرونی نظام شمسی میں برفانی تودے میٹورائڈز اور دھول کے غالب سطحی مواد ہیں۔ اس کے علاوہ، دیوہیکل سیاروں کے مقناطیسی میدانوں میں بھاری آئن ہوتے ہیں، جیسے سلفر یا آکسیجن جن کی برفیلی سطحوں کے لیے زیادہ سپٹر پیداوار ہوتی ہے۔ ای۔ جی۔ سیارہ کے ای رنگ میں مائکرون سائز کے دھول کے ذرات کے پھٹنے کی وجہ سے زندگی کا دورانیہ چند 100 سال ہے۔ اس وقت کے دوران دھول کے ذرات اپنے کمیت اور سرپل کا 90 ٪ سے زیادہ حصہ انسیلاڈس (4 سیٹرن ریڈیائی پر) سے 20 پر ٹائٹن کے مدار میں کھو دیتے ہیں۔ انٹرسٹیلر بادلوں کے اندر پھسلتا ہوا ماحول نسبتا بے ضرر ہے۔ چارج شدہ انٹرسٹیلر دھول کے دانے مقناطیسی میدان کے ذریعے گیس کے ساتھ تعامل کرتے ہیں، اور درجہ حرارت معتدل ہوتا ہے، عام طور پر 10,000 K سے نیچے۔ بنیادی علاقے جہاں انٹرسٹیلر میڈیم میں سپٹر کا کٹاؤ ہوتا ہے وہ بے ترتیب حرکت پذیر بادلوں کے درمیان تصادم انٹرفیس پر ہوتے ہیں، جو چند سو کلومیٹر فی سیکنڈ کی رفتار تک پہنچتے ہیں، اور سپرنووا جھٹکوں میں۔ اوسطا، انٹرسٹیلر میڈیم میں کاربنسیئس اناج کی عمر کا حساب لگ بھگ سال لگایا گیا ہے، جبکہ سلیکیٹ اناج کی عمر تقریبا سال ہوتی ہے۔ حوالہ جات فلکیات