Dust astronomy
ಧೂಳಿನ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರವು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದ ಒಂದು ಉಪಕ್ಷೇತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸುವ ಖಗೋಳ ವಸ್ತುಗಳ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಅವುಗಳ ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಸ್ಥಿತಿಯಿಂದ ಹಿಡಿದು ಅದರ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್, ಧಾತುರೂಪದ, ಆಣ್ವಿಕ ಮತ್ತು ಖನಿಜಶಾಸ್ತ್ರದ ಸಂಯೋಜನೆಯವರೆಗಿನ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳಲ್ಲಿರುವ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಬಳಸುತ್ತದೆ. ಧೂಳಿನ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರವು ಗ್ರಹಗಳ ವಿಜ್ಞಾನ, ಕಾಸ್ಮೋಕೆಮಿಸ್ಟ್ರಿ ಮತ್ತು ಆಸ್ಟ್ರೋಬಯಾಲಜಿ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳೊಂದಿಗೆ ಅತಿಕ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ. ಎಬರ್ಹಾರ್ಡ್ ಗ್ರುನ್ ಮತ್ತು ಇತರರು. 2002ರ ಕೈಪರ್ ಪ್ರಶಸ್ತಿ ಉಪನ್ಯಾಸದಲ್ಲಿ "ಫೋಟಾನ್ಗಳಂತಹ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಮತ್ತು ಸಮಯದ ದೂರದ ಸ್ಥಳಗಳಿಂದ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಸಾಗಿಸುತ್ತವೆ" ಎಂದು ಹೇಳಲಾಗಿದೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಜನ್ಮಸ್ಥಳ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಬೃಹತ್ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳ ಜ್ಞಾನದಿಂದ, ಕಣಗಳು ರೂಪುಗೊಂಡ ದೂರದ ಪರಿಸರದ ಬಗ್ಗೆ ನಾವು ಕಲಿಯಬಹುದು. ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಧೂಳಿನ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದನ್ನು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿರುವ ಧೂಳಿನ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ನಡೆಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇತಿಹಾಸದ ಆರಂಭಿಕ ಅವಲೋಕನಗಳು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಧೂಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿರುವ (ಇಂದು ನಮಗೆ ತಿಳಿದಿರುವ) ಮೂರು ವಿದ್ಯಮಾನಗಳನ್ನು ಮಾನವರು ಸಹಸ್ರಮಾನಗಳಿಂದ ಗಮನಿಸಿದ್ದಾರೆಃ ರಾಶಿಚಕ್ರದ ಬೆಳಕು, ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆಗಳು (cf. ಚೀನಾದಲ್ಲಿ ಐತಿಹಾಸಿಕ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಅವಲೋಕನಗಳು). ಆರಂಭಿಕ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳನ್ನು ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳಲು ಆಸಕ್ತಿ ಹೊಂದಿದ್ದರು. ರಾಶಿಚಕ್ರದ ಬೆಳಕು ಅಥವಾ ಸುಳ್ಳು ಉದಯವನ್ನು ಪಶ್ಚಿಮ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಸಂಜೆಯ ಟ್ವಿಲೈಟ್ ಕಣ್ಮರೆಯಾದ ನಂತರ ಅಥವಾ ಪೂರ್ವ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಬೆಳಗಿನ ಟ್ವಿಲೈಟ್ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಮೊದಲು ಕಾಣಬಹುದು. ಈ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು 1683ರಲ್ಲಿ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಜಿಯೋವನ್ನಿ ಡೊಮೆನಿಕೊ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ತನಿಖೆ ಮಾಡಿದರು. ಹ್ಯೂಗೋ ಫೆಚ್ಟಿಗ್, ಕ್ರಿಸ್ಟೋಫ್ ಲೈನರ್ಟ್ ಮತ್ತು ಒಟ್ಟೊ ಇ. ಬರ್ಗ್ ಅವರ ಇಂಟರ್ಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಸ್ಟ್ ಪುಸ್ತಕದಲ್ಲಿ ಅವರು ಸೂರ್ಯನ ಸುತ್ತ ಅಂತರಗ್ರಹ ದ್ರವ್ಯದಿಂದ (ಧೂಳು) ರಾಶಿಚಕ್ರದ ಬೆಳಕನ್ನು ವಿವರಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಹಿಂದೆ, ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಅನಿರೀಕ್ಷಿತ ನೋಟವನ್ನು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ವೀಕ್ಷಣೆಯ ಇತಿಹಾಸದಲ್ಲಿ ವಿವರಿಸಿದಂತೆ, ವಿಪತ್ತು ಮತ್ತು ಕ್ರಾಂತಿಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುವ ಕೆಟ್ಟ ಶಕುನಗಳಾಗಿ ನೋಡಲಾಗುತ್ತಿತ್ತು. ಆದಾಗ್ಯೂ, 1705ರಲ್ಲಿ, ಎಡ್ಮಂಡ್ ಹ್ಯಾಲಿಯು ಐಸಾಕ್ ನ್ಯೂಟನ್ರ ಚಲನೆಯ ನಿಯಮಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಹಿಂದಿನ ಹಲವಾರು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ದೃಶ್ಯಗಳನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿದನು. 1531, 1607 ಮತ್ತು 1682ರ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಒಂದೇ ರೀತಿಯ ಕಕ್ಷೀಯ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದವು ಎಂದು ಅವರು ಗಮನಿಸಿದರು ಮತ್ತು ಅವೆಲ್ಲವೂ ಒಂದೇ ಧೂಮಕೇತುಗಳೆಂದು ಅವರು ಸಿದ್ಧಾಂತೀಕರಿಸಿದರು. ಈ ಧೂಮಕೇತುವು 1758-59 ನಲ್ಲಿ ಹಿಂತಿರುಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಹ್ಯಾಲೆ ಭವಿಷ್ಯ ನುಡಿದಿದ್ದರು, ಆದರೆ ಅದು ಬರುವ ಮೊದಲೇ ಅವನು ಮರಣಹೊಂದಿದನು. ಈಗ ಹ್ಯಾಲಿಯ ಕಾಮೆಟ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುವ ಮತ್ತು ಅಧಿಕೃತವಾಗಿ 1ಪಿ/ಹ್ಯಾಲೆ ಎಂದು ಹೆಸರಿಸಲಾದ ಈ ಕಾಮೆಟ್ ಅಂತಿಮವಾಗಿ ನಿಗದಿತ ಸಮಯಕ್ಕೆ ಮರಳಿತು. ಉಲ್ಕೆ ಅಥವಾ ತೂಗಾಟದ ನಕ್ಷತ್ರವು ಸುಮಾರು 100 ಕಿ. ಮೀ. ಎತ್ತರದಲ್ಲಿ ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ ಹಲವಾರು ಹತ್ತಾರು ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಭೂಮಿಯ ವಾತಾವರಣವನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸುವ ಉಲ್ಕೆಯಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಬೆಳಕಿನ ರೇಖೆಯಾಗಿದೆ. ಈ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಉಲ್ಕೆಯು ಬಿಸಿಯಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಉತ್ತೇಜಿತ ಪರಮಾಣುಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳ ಜಾಡು ಬಿಟ್ಟುಬಿಡುತ್ತದೆ, ಅವು ಡಿ-ಎಕ್ಸೈಟ್ ಮಾಡುವಾಗ ಬೆಳಕನ್ನು ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಕೆಲವು ಸಂಸ್ಕೃತಿಗಳಲ್ಲಿ, ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಮಿಂಚಿನಂತಹ ವಾತಾವರಣದ ವಿದ್ಯಮಾನವೆಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿತ್ತು. ಚಂದ್ರನಿಲ್ಲದ ರಾತ್ರಿಯಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಒಂದು ಗಂಟೆಯಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದಾದರೂ, ವರ್ಷದ ಕೆಲವು ಸಮಯಗಳಲ್ಲಿ, ಗಂಟೆಗೆ 100 ಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು ಉಲ್ಕೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಉಲ್ಕಾಪಾತವನ್ನು ಗಮನಿಸಬಹುದು. 1866ರಲ್ಲಿ ಇಟಾಲಿಯನ್ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಜಿಯೋವನ್ನಿ ಶಿಯಾಪರೆಲ್ಲಿ, ಪರ್ಸೀಡ್ ಉಲ್ಕೆಗಳು ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೀಯ ಸಾಮ್ಯತೆಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ಧೂಮಕೇತು ಸ್ವಿಫ್ಟ್-ಟಟಲ್ನ ತುಣುಕುಗಳಾಗಿವೆ ಎಂದು ತೀರ್ಮಾನಿಸಿದರು. ಮೂರು ವಿಭಿನ್ನ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳ ನಡುವಿನ ಭೌತಿಕ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಅಮೆರಿಕಾದ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಫ್ರೆಡ್ ಲಾರೆನ್ಸ್ ವಿಪ್ಪಲ್ ಅವರು ಪ್ರದರ್ಶಿಸಿದರು, ಅವರು 1950 ರಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ "ಹಿಮಾವೃತ ಸಮೂಹ" ಮಾದರಿಯನ್ನು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದರು. ಈ ಮಾದರಿಯು ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ಹೇಗೆ ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ ಎಂಬುದನ್ನು ವಿವರಿಸಬಹುದು, ಇದು ರಾಶಿಚಕ್ರದ ಧೂಳಿನ ಮೋಡವನ್ನು ಪೋಷಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಿರ್ವಹಿಸುತ್ತದೆ. ಭೂಮ್ಯತೀತ ವಸ್ತುಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆ ದೀರ್ಘಕಾಲದವರೆಗೆ, ಭೂಮಿಯ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಸಂಗ್ರಹಿಸಲಾದ ಉಲ್ಕೆಗಳು ಅಧ್ಯಯನಕ್ಕೆ ಲಭ್ಯವಿರುವ ಏಕೈಕ ಭೂಮ್ಯತೀತ ವಸ್ತುಗಳಾಗಿದ್ದವು. ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಗ್ರಹಗಳು, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು, ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಅಥವಾ ಉಪಗ್ರಹಗಳಂತಹ ಇತರ ಖಗೋಳ ವಸ್ತುಗಳ ಘನ ತುಣುಕುಗಳೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿತ್ತು. ಹೆಚ್ಚಿನ ಉಲ್ಕೆಗಳು ಕೊಂಡ್ರೈಟ್ ಉಲ್ಕೆಗಳಾಗಿದ್ದು, ಅವು ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಸಣ್ಣ, ದುಂಡಗಿನ ಕಣಗಳಿಗೆ ಹೆಸರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕಾರ್ಬೊನೇಸಿಯಸ್ ಕೊಂಡ್ರೈಟ್ಗಳು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಪ್ರಾಚೀನವಾಗಿವೆ; ಅವು 4.6 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ಸೇರಿದಾಗಿನಿಂದ ಅವುಗಳ ಅನೇಕ ರಾಸಾಯನಿಕ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಉಳಿಸಿಕೊಂಡಿವೆ. ಇತರ ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಮೂಲ ದೇಹದ ಕರಗುವಿಕೆ ಅಥವಾ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸದಿಂದ ಮಾರ್ಪಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಉಲ್ಕೆಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸುವುದು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ರಚನೆ ಮತ್ತು ವಿಕಾಸದ ಬಗ್ಗೆ ಒಂದು ನೋಟವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಉಲ್ಕೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ರಸಾಯನಶಾಸ್ತ್ರದ ಮೂಲಾಧಾರವಾಗಿವೆ. ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಮೊದಲ ಭೂಮ್ಯತೀತ ಮಾದರಿಗಳು-ಎಪ್ಪತ್ತರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಅಪೊಲೊ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಗಳು ಮರಳಿ ತಂದ 380 ಕೆಜಿ ಚಂದ್ರನ ಮಾದರಿಗಳು ಮತ್ತು ಅದೇ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 300 ಗ್ರಾಂ ಅನ್ನು ಮಾನವರಹಿತ ಲೂನಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆ ಹಿಂತಿರುಗಿಸಿತು. ಇತ್ತೀಚೆಗೆ, 2020ರಲ್ಲಿ ಚಾಂಗ್ 'ಇ 5 1.70 ಕೆಜಿ ಚಂದ್ರನ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದೆ. ಐಸೊಟೋಪಿಕ್, ಧಾತುರೂಪದ, ಆಣ್ವಿಕ ಮತ್ತು ಖನಿಜಶಾಸ್ತ್ರದ ಸಂಯೋಜನೆಗಳಿಂದ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ದೈತ್ಯ-ಪರಿಣಾಮದ ಊಹೆಯಂತೆ ಚಂದ್ರನ ಮೂಲವನ್ನು ಚಿತ್ರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ನಿಂದ 81ಪಿ/ವೈಲ್ಡ್ ಎಂಬ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಸಾವಿರಾರು ಧಾನ್ಯಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸಲಾಯಿತು, ಅದು 2006ರಲ್ಲಿ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ಭೂಮಿಗೆ ಹಿಂದಿರುಗಿಸಿತು. ಅವರ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಯು ಆರಂಭಿಕ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಒಳನೋಟವನ್ನು ಒದಗಿಸಿತು. ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ನ ಅಂತರಗ್ರಹ ಪ್ರಯಾಣದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ಸಂಭಾವ್ಯ ಅಂತರತಾರಾ ಧಾನ್ಯಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸಲಾಯಿತು ಮತ್ತು ಅದೇ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯಿಂದ ಹಿಂತಿರುಗಿಸಲಾಯಿತು. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಅವುಗಳ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ವರ್ಣಪಟಲದ ಪ್ರಕಾರಗಳು ಮತ್ತು ಗೋಚರ ಮತ್ತು ಸಮೀಪದ-ಅತಿಗೆಂಪು ಪ್ರಭೇದಗಳಲ್ಲಿನ ಹೋಲಿಕೆಗಳ ಮೂಲಕ ಸಂಪರ್ಕಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇದು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಒಂದೇ ಮೂಲ ದೇಹಗಳಿಂದ ಹುಟ್ಟಿಕೊಂಡಿವೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಮೊದಲ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹದ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ಜಾಕ್ಸಾ ಹಯಾಬುಸಾ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಗಳು ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದವು. ಹಯಾಬುಸಾ 2005ರ ನವೆಂಬರ್ನಲ್ಲಿ 25143 ಇಟೋಕಾವಾ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವನ್ನು ಎದುರಿಸಿತು, ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ 10ರಿಂದ 100 ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಕಣಗಳನ್ನು ಎತ್ತಿಕೊಂಡು 2010ರ ಜೂನ್ನಲ್ಲಿ ಅವುಗಳನ್ನು ಭೂಮಿಗೆ ಮರಳಿಸಿತು. ಹಯಾಬುಸಾ 2 ಯೋಜನೆಯು ಪ್ರಾಚೀನ ಸಿ-ಮಾದರಿಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವಾದ 162173 ರ್ಯುಗು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹದಿಂದ ಸುಮಾರು 5 ಗ್ರಾಂ ಮೇಲ್ಮೈ ಮತ್ತು ಉಪ-ಮೇಲ್ಮೈ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸಿ 2020ರಲ್ಲಿ ಹಿಂದಿರುಗಿಸಿತು. ಮಾದರಿ ಹಿಂತಿರುಗಿಸುವ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಗಳು ಬಹಳ ದುಬಾರಿಯಾಗಿದ್ದು, ಸಣ್ಣ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಖಗೋಳ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಮಾತ್ರ ಪರಿಹರಿಸಬಲ್ಲವು. ಆದ್ದರಿಂದ, ಭೂಮ್ಯತೀತ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸಂಗ್ರಹಿಸಲು ಮತ್ತು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಲು ಕಡಿಮೆ ವೆಚ್ಚದ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಹುಡುಕಲಾಗಿದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳು ಉಳಿದಿರುವ ವಾತಾವರಣದ ಪ್ರವೇಶವನ್ನು ಎತ್ತರದ (~ 20 ಕಿ. ಮೀ.) ಹಾರುವ ವಿಮಾನಗಳಿಂದ ಸಂಗ್ರಹಿಸಬಹುದು. ಅಂತಹ ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಭೂಮ್ಯತೀತ ಸ್ವರೂಪವನ್ನು ಅವುಗಳ ಕೊಂಡ್ರಿಟಿಕ್ ಸಂಯೋಜನೆಯಿಂದ ಡೊನಾಲ್ಡ್ ಇ. ಬ್ರೌನ್ಲೀ ವಿಶ್ವಾಸಾರ್ಹವಾಗಿ ಗುರುತಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದ ಕಣಗಳ ಹೆಚ್ಚಿನ ಭಾಗವು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಮೂಲವನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು, ಆದರೆ ಇತರವು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಬರುತ್ತವೆ. ಈ ವಾಯುಮಂಡಲದ ಧೂಳಿನ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ತಮ್ಮ ಇ. ಡಿ. ಎಸ್. ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಾದೊಂದಿಗೆ ಎಸ್. ಇ. ಎಂ. ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸುವ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ನಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಗಾಗಿ ವಿನಂತಿಸಬಹುದು. ವಿಧಾನಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಯುಗದ ಆರಂಭದಿಂದಲೂ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಧೂಳಿನ ಅಧ್ಯಯನವು ವೇಗವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸಿತು. ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿ ಕಿರಿದಾದ ಅತಿಗೆಂಪು ಕಿಟಕಿಗಳ ಮೂಲಕ ಇಣುಕಿ ನೋಡುವುದರಿಂದ ಮುಕ್ತವಾದ ಅತಿಗೆಂಪು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರವು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಎಲ್ಲೆಡೆ ತಂಪಾದ ಮತ್ತು ಗಾಢ ಧೂಳಿನ ಮೋಡಗಳನ್ನು ನಕ್ಷೆ ಮಾಡಿದೆ. ಅಲ್ಲದೆ, ಸ್ಥಳದಲ್ಲೇ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ಮತ್ತು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸುವುದು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಏಜೆನ್ಸಿಗಳ (ಸಿಎಫ್. ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಧೂಳಿನ ಅಳತೆ). ಸಿಟು ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳಲ್ಲಿ ಹಲವಾರು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಗಳು ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಾದ್ಯಂತ ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿವೆ. ಈ ಕೆಲವು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಗಳು ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದವು, ಅವು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಕಣದಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಅಯಾನುಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಇಂಪ್ಯಾಕ್ಟ್ ಅಯಾನೀಕರಣವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡವು. ಈಗಾಗಲೇ ಮೊದಲ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕ, ಹೆಲಿಯೊಸ್ ಮೈಕ್ರೊಮೆಟಿಯೋರಾಯ್ಡ್ ವಿಶ್ಲೇಷಕ, ಮೈಕ್ರೊಮೆಟಿಯೋರಾಯ್ಡ್ಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಮತ್ತು ಭೌತಿಕ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳನ್ನು ಹುಡುಕಿದೆ. ವರ್ಣಪಟಲವು ಏಕ ಖನಿಜಗಳ ಯಾವುದೇ ಸಮೂಹವನ್ನು ಪ್ರದರ್ಶಿಸಲಿಲ್ಲ. ಕಡಿಮೆ ಅಯಾನು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಅಯಾನು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿಗೆ ನಿರಂತರ ಪರಿವರ್ತನೆಯು ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಧಾನ್ಯಗಳು ವಿವಿಧ ಖನಿಜಗಳು ಮತ್ತು ಇಂಗಾಲದ ಸಂಯುಕ್ತಗಳ ಮಿಶ್ರಣವಾಗಿದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. 1986ರ ಹ್ಯಾಲೆ ಧೂಮಕೇತುಗಳಾದ ವೇಗಾ 1, ವೇಗಾ 2 ಮತ್ತು ಗಿಯೋಟ್ಟೊಗಳಲ್ಲಿನ ಹೆಚ್ಚು ಮುಂದುವರಿದ ಧೂಳಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ವಿಶ್ಲೇಷಕರು ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳ ಸಮೃದ್ಧಿಯನ್ನು ದಾಖಲಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಸಿಲಿಕೇಟ್ಗಳ ಜೊತೆಗೆ, ಈ ಅನೇಕ ಕಣಗಳು H, C, N ಮತ್ತು O ನಂತಹ ಬೆಳಕಿನ ಅಂಶಗಳಿಂದ ಸಮೃದ್ಧವಾಗಿವೆ. ಇದು ಹ್ಯಾಲಿಯ ಧೂಳು ಕಾರ್ಬೊನೇಸಿಯಸ್ ಕೊಂಡ್ರೈಟ್ಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಾಚೀನವಾಗಿದೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸಾವಯವ ಘಟಕಗಳ ಗುರುತಿಸುವಿಕೆಯು ಬಹುಪಾಲು ಕಣಗಳು ವಕ್ರೀಕಾರಕ ಸಾವಯವ ನಿಲುವಂಗಿಯೊಂದಿಗೆ ಪ್ರಧಾನವಾಗಿ ಕೊಂಡ್ರೈಟಿಕ್ ಕೋರ್ ಅನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಡಸ್ಟ್ ಅನಲೈಜರ್ (ಸಿಡಿಎ) ಶನಿಯ ಅಂತರಗ್ರಹ ಪ್ರಯಾಣದ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಮತ್ತು ಶನಿಯ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯೊಳಗಿನ ಧೂಳನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿದೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಮೇಲೆ ಕ್ಯಾಸಿನಿಯ ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಸಿಡಿಎ ಗುರುಗ್ರಹದಿಂದ 100 ದಶಲಕ್ಷ ಕಿ. ಮೀ. ಒಳಗೆ ಹಲವಾರು 100 ಧೂಳಿನ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಿತು. ಈ ಕಣಗಳ ವರ್ಣಪಟಲವು ಸೋಡಿಯಂ ಕ್ಲೋರೈಡ್ (ಎನ್ಎಸಿಎಲ್) ಅನ್ನು ಪ್ರಮುಖ ಕಣ ಘಟಕವಾಗಿ ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸಿತು, ಜೊತೆಗೆ ಸಲ್ಫರಸ್ ಮತ್ತು ಪೊಟ್ಯಾಸಿಯಮ್-ಹೊಂದಿರುವ ಘಟಕಗಳು ಗುರುಗ್ರಹದ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿ ಚಂದ್ರ ಐಒಗೆ ತಮ್ಮ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಪ್ರದರ್ಶಿಸಿದವು. ಶನಿಯ ಇ ರಿಂಗ್ ಕಣಗಳು ಪ್ರಧಾನವಾಗಿ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಆದರೆ ಶನಿಯ ಚಂದ್ರನ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ ಸಿಡಿಎ ಈ ಚಂದ್ರನ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಸಕ್ರಿಯ ಐಸ್ ಗೀಸರ್ಗಳಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮಿದ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಉಪ್ಪು-ಭರಿತ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಕಣಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ಈ ಸಂಶೋಧನೆಯು ಪ್ಲೂಮ್ಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಎಲ್ಲಾ ಪದಾರ್ಥಗಳಿಗೆ ಭೂಗತ ಉಪ್ಪುನೀರಿನ ಸಾಗರವು ಮೂಲವಾಗಿದೆ ಎಂಬ ನಂಬಿಕೆಗೆ ಕಾರಣವಾಯಿತು. ಶನಿಯ ಸಿ. ಡಿ. ಎ. ಯಿಂದ ಹೆಚ್ಚಿನ ದೂರದಲ್ಲಿ ಶನಿಯ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವ ಅಂತರತಾರಾ ಕಣಗಳನ್ನು ಗುರುತಿಸಲಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಮತ್ತು ಆಕ್ಸೈಡ್ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಮೆಗ್ನೀಸಿಯಮ್-ಸಮೃದ್ಧ ಧಾನ್ಯಗಳನ್ನು ಸೂಚಿಸಿದವು, ಕೆಲವು ಕಬ್ಬಿಣದ ಸೇರ್ಪಡೆಗಳೊಂದಿಗೆ. ಸಿಡಿಎಯಿಂದ ವಿದ್ಯುತ್ ಧೂಳಿನ ಚಾರ್ಜ್ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವುದು ಸಂಪರ್ಕ-ಮುಕ್ತ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವಿಕೆ ಮತ್ತು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗೆ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸಿತು. ಈ ಆವಿಷ್ಕಾರವು ಪಥ ಸಂವೇದಕದ ಅಭಿವೃದ್ಧಿಗೆ ಕಾರಣವಾಯಿತು, ಇದು ಪರಿಣಾಮದ ಗುರಿಯ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುವ ಮೊದಲು ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣದ ಪಥವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ನಮಗೆ ಅನುವು ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ. ಅಂತಹ ಧೂಳಿನ ಪಥದ ಸಂವೇದಕವನ್ನು ಸಕ್ರಿಯ ಧೂಳು ಸಂಗ್ರಾಹಕವನ್ನು ರೂಪಿಸುವ ಸಲುವಾಗಿ ಏರೋಜೆಲ್ ಧೂಳು ಸಂಗ್ರಾಹಕದೊಂದಿಗೆ ಅಥವಾ ಧೂಳು ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು ರೂಪಿಸುವ ಸಲುವಾಗಿ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರದೇಶದ ಧೂಳು ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕದೊಂದಿಗೆ ಸಂಯೋಜಿಸಬಹುದು. ಧೂಳಿನ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಧೂಳಿನ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದ ಸಿತು ವಿಧಾನಗಳಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳು ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳಲ್ಲಿರುವ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ರಾಸಾಯನಿಕ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಗುರಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. 67ಪಿ/ಚುರ್ಯುಮೋವ್-ಗೆರಾಸಿಮೆಂಕೊ ಎಂಬ ಧೂಮಕೇತುವಿಗೆ ರೋಸೆಟ್ಟಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಶೋಧಕದಂತಹ ಧೂಮಕೇತು ಅಥವಾ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಕ್ಕೆ ಭೇಟಿ ನೀಡುವ ಮಾದರಿ ಹಿಂದಿರುಗುವ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಗಳು ಅಷ್ಟೊಂದು ದುಬಾರಿಯಲ್ಲ. ಡಸ್ಟ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ GIADA, ಹೈ-ರೆಸಲ್ಯೂಶನ್ ಸೆಕೆಂಡರಿ ಅಯಾನ್ ಮಾಸ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಮೀಟರ್ COSIMA, ಅಟಾಮಿಕ್ ಫೋರ್ಸ್ ಮೈಕ್ರೋಸ್ಕೋಪ್ MIDAS ಮತ್ತು ರೋಸಿನಾದ ಮಾಸ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಮೀಟರ್ಗಳಂತಹ ಅತ್ಯಾಧುನಿಕ ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳಿಂದ ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಧೂಳನ್ನು ರೋಸೆಟ್ಟಾ ನಿರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನಿಂದ ಖಗೋಳ ವಸ್ತುಗಳು ಅಥವಾ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡುವ ಸಲುವಾಗಿ ಹಲವಾರು ದೊಡ್ಡ-ಪ್ರದೇಶದ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ತಯಾರಿಯಲ್ಲಿವೆ. ಯುರೋಪಾ ಕ್ಲಿಪ್ಪರ್ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯಲ್ಲಿರುವ ಮೇಲ್ಮೈ ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕ (ಸುಡಾ) ಯುರೋಪಾ ಮೇಲ್ಮೈಯ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ನಕ್ಷೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಕ್ರಯೋವೋಲ್ಕ್ಯಾನಿಕ್ ಪ್ಲೂಮ್ಗಳನ್ನು ಹುಡುಕುತ್ತದೆ. ಈ ಉಪಕರಣವು ಐಸ್ ಎಜೆಕ್ಟಾದಲ್ಲಿನ ಬಯೋಸಿಗ್ನೇಚರ್ಗಳು ಮತ್ತು ಇತರ ಸಂಕೀರ್ಣ ಅಣುಗಳನ್ನು ಗುರುತಿಸುವ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. DESTINY + ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕ (ಡಿಡಿಎ) ಜಪಾನಿನ-ಜರ್ಮನ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಮಿಷನ್ DESTINY + ನಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ 3200 ಫೈಥಾನ್ಗೆ ಹಾರಲಿದೆ. ಫೈಥಾನ್ ಡಿಸೆಂಬರ್ ಜೆಮಿನಿಡ್ಸ್ ಉಲ್ಕೆಯ ಹರಿವಿನ ಮೂಲ ವಸ್ತುವಾಗಿದೆ. ಡಿಡಿಎಗಳು ಎನ್ಕೌಂಟರ್ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಫೈಟನ್ನ ಧೂಳಿನ ಪರಿಸರವನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಫೈಥಾನ್ಗೆ ಪ್ರಯಾಣಿಸುವಾಗ ಅಂತರತಾರಾ ಮತ್ತು ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸುತ್ತವೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಪ್ರಯೋಗವು (ಐಡಿಇಎಕ್ಸ್) ಸೂರ್ಯ-ಭೂಮಿಯ ಎಲ್1 ಲ್ಯಾಗ್ರೇಂಜ್ ಬಿಂದುವಿನಲ್ಲಿರುವ ಅಂತರತಾರಾ ನಕ್ಷೆ ಮತ್ತು ವೇಗವರ್ಧನೆ ಶೋಧಕದಲ್ಲಿ (ಐಎಂಎಪಿ) ಹಾರಾಟ ನಡೆಸಲಿದೆ. ಐಡಿಇಎಕ್ಸ್ ಅಂತರತಾರಾ ಮತ್ತು ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಸಾಮೂಹಿಕ ವಿತರಣೆ ಮತ್ತು ಧಾತುರೂಪದ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಮೂಲಗಳು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಅಂತಿಮ ಮೂಲವೆಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಇದರಲ್ಲಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಮತ್ತು ಹೀಲಿಯಂನ ಸಮ್ಮಿಳನದಿಂದ ಅಥವಾ ಸೂಪರ್ನೋವಾದಲ್ಲಿನ ಸ್ಫೋಟಕ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್ನಿಂದ ಅಂಶಗಳು ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ. ವಿವಿಧ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮೂಲಗಳಿಂದ ಬರುವ ಈ ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ ಅನ್ನು ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಬೆರೆಸಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ರೂಪಿಸುವ ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣವಾಗಿ ಸಂಸ್ಕರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಂತಹ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ವಸ್ತುಗಳು ಈ ವಸ್ತುವನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ಕಡಿಮೆ ಸಂಸ್ಕರಿಸಿದ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಐಒ ಅಥವಾ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಂತಹ ಭೂವೈಜ್ಞಾನಿಕವಾಗಿ ಸಕ್ರಿಯವಾಗಿರುವ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಈ ಗ್ರಹಗಳ ಕರಗಿದ ಒಳಭಾಗದಿಂದ ಆವಿಯಿಂದ ಘನೀಕೃತವಾದ ಧೂಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನಂತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೈಡ್ರೋಜನ್, ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು ಲಿಥಿಯಂ ರಾಸಾಯನಿಕ ಅಂಶಗಳು ಮಾತ್ರ ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿದ್ದವು. ನಮಗೆ ತಿಳಿದಿರುವ ಮತ್ತು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಧೂಳಿನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಎಲ್ಲಾ ಇತರ ಅಂಶಗಳು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ರೂಪುಗೊಂಡಿವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಧೂಳಿನ ಅಂತಿಮ ಮೂಲಗಳು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿವೆ. ಇಂಗಾಲದಿಂದ (ಪರಮಾಣು ಸಂಖ್ಯೆ Z = 6) ಪ್ಲುಟೋನಿಯಂ (Z = 94) ವರೆಗಿನ ಅಂಶಗಳು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಕೋರ್ಗಳಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಸ್ಫೋಟಗಳಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್ನಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ. ಅತ್ಯಂತ ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿನ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್ ಅನೇಕ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತದೆ, ಕಬ್ಬಿಣದಲ್ಲಿ (Z = 26) ಮತ್ತು ನಿಕಲ್ನಲ್ಲಿ (Z = 28) ಸಮೃದ್ಧಿಯು ಗರಿಷ್ಠವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನವು ನಕ್ಷತ್ರದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೇಲೆ ಬಲವಾಗಿ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದೆ. ನಕ್ಷತ್ರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳು ~ 0.1 ರಿಂದ ~ 100 ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳವರೆಗೆ ಇರುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳ ಜೀವಿತಾವಧಿಯು ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ 106 ವರ್ಷಗಳಿಂದ ಹಿಡಿದು ಚಿಕ್ಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ 1012 ವರ್ಷಗಳವರೆಗೆ ಇರುತ್ತದೆ. ತಮ್ಮ ಜೀವಿತಾವಧಿಯ ಅಂತ್ಯದ ವೇಳೆಗೆ, ಪ್ರೌಢ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದಟ್ಟವಾದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾರುತಗಳೊಂದಿಗೆ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯಗಳಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸಬಹುದು, ಇದು ಸನ್ನಿವೇಶದ ಹೊದಿಕೆಗಳನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ, ಇದರಲ್ಲಿ ಅಣುಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ರೂಪುಗೊಳ್ಳಬಹುದು. ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಮ್ಮ ಹೊರ ಚಿಪ್ಪುಗಳನ್ನು ಚೆಲ್ಲುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಕೋರ್ಗಳು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಥವಾ ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಗಳಾಗಿ ಕುಸಿಯುತ್ತವೆ. ಈ ಎಲ್ಲಾ ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ನ ಧಾತುರೂಪದ, ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಮತ್ತು ಖನಿಜಶಾಸ್ತ್ರದ ಸಂಯೋಜನೆಯು ಅನುಗುಣವಾದ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರದ ಹೊರಗಿನ ಚಿಪ್ಪಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಪ್ರತಿಬಿಂಬಿಸುತ್ತದೆ. ಈಗಾಗಲೇ 1860 ರಲ್ಲಿ ಏಂಜೆಲೋ ಸೆಚಿ ಇಂಗಾಲದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ವರ್ಗವೆಂದು ಗುರುತಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಇಂಗಾಲದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು C2 ಅಣುವಿನಿಂದ ಅವುಗಳ ಪ್ರಬಲ ವರ್ಣಪಟಲದ ಸ್ವಾನ್ ಬ್ಯಾಂಡ್ಗಳಿಂದ ಮತ್ತು ಮಸಿ ತರಹದ ಪದಾರ್ಥಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಅವುಗಳ ಮಾಣಿಕ್ಯ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಿಂದ ನಿರೂಪಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ. ಇಂಗಾಲದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಹೊರಹರಿವಿನಲ್ಲಿ ಸಿಲಿಕಾನ್ ಕಾರ್ಬೈಡ್ ಅನ್ನು ಸಹ ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅತಿಗೆಂಪು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರದ ಆಗಮನದಿಂದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಹೊರಹರಿವಿನಲ್ಲಿ ಧೂಳು ಗಮನಿಸಬಹುದಾಯಿತು. 10 ಮತ್ತು 18 ಮೈಕ್ರಾನ್ ತರಂಗಾಂತರದ ಬ್ಯಾಂಡ್ಗಳನ್ನು ಅನೇಕ ಕೊನೆಯ-ರೀತಿಯ ದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುತ್ತಲೂ ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇದು ಸನ್ನಿವೇಶದ ಲಕೋಟೆಯಲ್ಲಿ ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಧೂಳಿನ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಆಲ್, ಎಮ್ಜಿ, ಫೆ ಮತ್ತು ಇತರ ಲೋಹಗಳ ಆಕ್ಸೈಡ್ಗಳು ಆಮ್ಲಜನಕ-ಸಮೃದ್ಧ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ಹೊರಸೂಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ ಎಂದು ಶಂಕಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೀಹಾರಿಕೆ ಮತ್ತು ಸಮಕಾಲೀನ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಸ್ಫೋಟಗಳಂತಹ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳಲ್ಲಿ ಧೂಳು ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಈ ಅವಲೋಕನಗಳು ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿನ ಹೆಚ್ಚಿನ ಧೂಳು ಸೂಪರ್ನೋವಾದಿಂದ ಸೃಷ್ಟಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಉಲ್ಕೆಗಳಲ್ಲಿರುವ ಪೂರ್ವ-ಸೌರ ಕಣಗಳಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಧೂಳಿನ ಕುರುಹುಗಳು ಕಂಡುಬಂದಿವೆ. ನಕ್ಷತ್ರ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಅವುಗಳ ವಿಶಿಷ್ಟ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಸಂಯೋಜನೆಯಿಂದ ಗುರುತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ದ್ರವ್ಯಕ್ಕಿಂತ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಸರಾಸರಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿದೆ. ಹಿಂದಿನ ಪೂರ್ವ ಸೌರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ಹೊರಹೋಗುವ ಮತ್ತು ತಂಪಾಗಿಸುವ ಅನಿಲಗಳಲ್ಲಿ ರೂಪುಗೊಂಡ ಪೂರ್ವ ಸೌರ ಕಣಗಳು ಆ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ವಿಶಿಷ್ಟವಾದ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಈ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಸಿಗ್ನೇಚರ್ಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರದೊಳಗೆ ನಡೆದ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಖಗೋಳ ಭೌತ ಪರಮಾಣು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳ ಬೆರಳಚ್ಚುಗಳಾಗಿವೆ. ಭೂಮ್ಯತೀತ ವಜ್ರದ ಕಣಗಳು ಮತ್ತು ಸಿಲಿಕಾನ್ ಕಾರ್ಬೈಡ್ ಕಣಗಳಲ್ಲಿ ನಿಯಾನ್ ಮತ್ತು ಕ್ಸೆನಾನ್ನ ಅಸಾಮಾನ್ಯ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಸಂಕೇತಗಳು ಕಂಡುಬಂದಿವೆ. ಸಿ. ಐ. ಸಿ ಕಣಗಳೊಳಗಿನ ಸಿಲಿಕಾನ್ ಐಸೊಟೋಪ್ಗಳು ಕೆಂಪು-ದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ನಿರೀಕ್ಷಿಸಿದಂತೆ ಐಸೊಟೋಪಿಕ್ ಅನುಪಾತಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕೆಲವು ಪೂರ್ವ-ಸೌರ ಕಣಗಳು ಪ್ರಾಥಮಿಕವಾಗಿ 44Ca ಯಿಂದ ಕೂಡಿವೆ, ಇದು ಬಹುಶಃ ಅಳಿವಿನಂಚಿನಲ್ಲಿರುವ ರೇಡಿಯೋನ್ಯೂಕ್ಲೈಡ್ 44Ti, ಟೈಪ್ II ಸೂಪರ್ನೋವಾದಲ್ಲಿ ಹೇರಳವಾಗಿ ರೂಪುಗೊಂಡ ಟೈಟಾನಿಯಂ ಐಸೋಟೋಪ್ನ ಅವಶೇಷವಾಗಿದೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಮಧ್ಯಮ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯ ಪ್ರದೇಶಗಳು ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ಹೊರಸೂಸುವ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕರಗುವ ಮಡಕೆಯಾಗಿದೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದ ಸಂಯೋಜನೆಯು ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ನಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿನ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್ನ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ರಾಸಾಯನಿಕ ಅಂಶಗಳ ಸಮೃದ್ಧಿಯಿಂದ ಪ್ರತಿನಿಧಿಸುತ್ತದೆ. ಇದು ಮೂರು ಹಂತಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆಃ (1) ದಟ್ಟವಾದ, ತಂಪಾದ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಡಾರ್ಕ್ ನೆಬುಲಾಗಳು, (2) ಹರಡುವ ಮೋಡಗಳು, ಮತ್ತು (3) ಬಿಸಿ ಕರೋನಲ್ ಅನಿಲ. ಡಾರ್ಕ್ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡಗಳಾಗಿದ್ದು, ಅನಿಲ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಮೇಲ್ಮೈಗಳಲ್ಲಿ ರೂಪುಗೊಂಡ ಆಣ್ವಿಕ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಮತ್ತು ಇತರ ಅಣುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ತಂಪಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣವನ್ನು ಹೊಡೆಯುವ ಯಾವುದೇ ಅನಿಲ ಪರಮಾಣು ಅಥವಾ ಅಣುವನ್ನು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇತರ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವ ಪರಮಾಣುಗಳು ಅಥವಾ ಅಣುಗಳೊಂದಿಗೆ ಅಥವಾ ಧೂಳಿನ ಕಣದ ಅಣುಗಳೊಂದಿಗೆ ಮರುಸಂಯೋಜಿಸಬಹುದು ಅಥವಾ ಕಣದ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಸಂಗ್ರಹಿಸಬಹುದು. ಹರಡುವ ಮೋಡಗಳು ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡಗಳ ಬೆಚ್ಚಗಿನ, ತಟಸ್ಥ ಅಥವಾ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಹೊದಿಕೆಗಳಾಗಿವೆ. ಇವೆರಡನ್ನೂ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಡಿಸ್ಕ್ನಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದು. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಸ್ಫೋಟಗಳು ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯುತ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಗಾಳಿಗಳಿಂದ ಬಿಸಿ ಕರೋನಲ್ ಅನಿಲವು ಬಿಸಿಯಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪರಿಸರವು ಅಣುಗಳು ಮತ್ತು ಸಣ್ಣ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳಿಗೆ ವಿನಾಶಕಾರಿಯಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಕೊರೋನಕ್ಕೆ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತದೆ. ಕ್ಷೀರಪಥದಲ್ಲಿ ತಂಪಾದ ಕಪ್ಪು ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ತೋಳುಗಳಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ ಕೇಂದ್ರೀಕೃತವಾಗಿವೆ. ಡಾರ್ಕ್ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ಗಾಢವಾಗಿರುತ್ತವೆ ಏಕೆಂದರೆ ಬರಿದಾದ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳು ಅಥವಾ ಮಂದಗೊಳಿಸಿದ ಅನಿಲಗಳಿಂದ ಆವೃತವಾದ ಧೂಳು ಅಳಿವಿನ ಮೂಲಕ ಗೋಚರ ಬೆಳಕನ್ನು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅತಿಗೆಂಪು ಮತ್ತು ಸಬ್ಮಿಲ್ಲಿಮೀಟರ್ ವಿಕಿರಣವನ್ನು ರವಾನಿಸುತ್ತದೆ. ಧೂಳಿನಿಂದ ಇನ್ಫ್ರಾರೆಡ್ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯು ಮೋಡಗಳನ್ನು 10 ರಿಂದ 20 ಕೆ ವರೆಗೆ ತಂಪಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಅತಿದೊಡ್ಡ ಕಪ್ಪು ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ದೈತ್ಯ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡಗಳಾಗಿವೆ, ಅವು 10 ಸಾವಿರದಿಂದ 10 ದಶಲಕ್ಷ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು 5 ರಿಂದ 200 ಪಾರ್ಸೆಕ್ (ಪಿಸಿ) ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಚಿಕ್ಕದಾದವು ಕೆಲವು 50 ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಮತ್ತು ~ 1 ಪಿ. ಸಿ ಅಡ್ಡಲಾಗಿ ಇರುವ ಬೋಕ್ ಗೋಳಾಕಾರಗಳಾಗಿವೆ. ದಟ್ಟವಾದ ಮೋಡವು ಸಾಕಷ್ಟು ತಂಪಾದಾಗ ಮತ್ತು ಅದನ್ನು ಬೆಂಬಲಿಸಲು ಅನಿಲದ ಒತ್ತಡವು ಸಾಕಷ್ಟಿಲ್ಲದಿದ್ದಾಗ, ಮೋಡವು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಕುಸಿತಕ್ಕೆ ಒಳಗಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಸುಮಾರು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸಣ್ಣ ಮೋಡಗಳಾಗಿ ವಿಭಜನೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಅಂತಹ ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಬಂಧಿಸಲಾದ ತೆರೆದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಮೂಹ ಅಥವಾ ಮಿತಿಯಿಲ್ಲದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಸಂಬಂಧಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರತಿ ಕುಸಿತದ ಮೋಡದಲ್ಲಿ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ಗುರುತ್ವ ಕೇಂದ್ರದ ಕಡೆಗೆ ಒಳಮುಖವಾಗಿ ಎಳೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಮೋಡದ ಕುಸಿತದಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಶಾಖವು ಕೇಂದ್ರ ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟಾರ್ಗೆ ಆಹಾರವನ್ನು ನೀಡುವ ಸಂಚಯ ಡಿಸ್ಕ್ ಅನ್ನು ಬಿಸಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಅತ್ಯಂತ ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಒ ಮತ್ತು ಬಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿ ವೇಗವಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ, ಅವು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡ ಮತ್ತು ಬಲವಾದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾರುತಗಳಿಂದ ಹರಡುವ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮಕ್ಕೆ ಹರಡುತ್ತವೆ. ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯವನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಬಲವಾದ ರೇಡಿಯಲ್ ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನದ ಇಳಿಜಾರುಗಳೊಂದಿಗೆ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ ಅನ್ನು ಅಭಿವೃದ್ಧಿಪಡಿಸುತ್ತವೆ; ಕೇಂದ್ರ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮೌಲ್ಯಗಳೊಂದಿಗೆ. 1300 ಕೆ ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿ, ಕಾರ್ಬೊನೇಸಿಯಸ್ ಕೊಂಡ್ರೈಟ್ ಉಲ್ಕೆಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಕ್ಯಾಲ್ಸಿಯಂ-ಅಲ್ಯೂಮಿನಿಯಂ-ಭರಿತ ಸೇರ್ಪಡೆಗಳಂತಹ ಸೂಕ್ಷ್ಮ-ಧಾನ್ಯದ ಖನಿಜಗಳನ್ನು ಬಿಸಿ ಅನಿಲದಿಂದ ಘನೀಕರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರೋಟೋಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊಂದು ಪ್ರಮುಖ ತಾಪಮಾನದ ಮಿತಿಯು ~ 150 ಕೆ ಇದೆ, ಹಿಮ ರೇಖೆ; ಅದರ ಹೊರಗೆ ನೀರು, ಅಮೋನಿಯಾ, ಮೀಥೇನ್, ಕಾರ್ಬನ್ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್, ಕಾರ್ಬನ್ ಮಾನಾಕ್ಸೈಡ್ ಮತ್ತು ಸಾರಜನಕದಂತಹ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಸಂಯುಕ್ತಗಳು ಘನ ಹಿಮ ಕಣಗಳಾಗಿ ಸಾಂದ್ರೀಕರಿಸಲು ಸಾಕಷ್ಟು ತಂಪಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಹಿಮ ರೇಖೆಯೊಳಗೆ ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳು ರೂಪುಗೊಂಡಿವೆ; ಅದರ ಹೊರಗೆ ಅನಿಲ ದೈತ್ಯರು ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಹಿಮಾವೃತ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ರೂಪುಗೊಂಡಿವೆ. ಪ್ರೊಟೊಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನಲ್ಲಿ ಧೂಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲವು ಮೂರು ಹಂತಗಳಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಮೊದಲ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳನ್ನು ಅನಿಲವು ಹೊತ್ತೊಯ್ಯುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ನಡುವಿನ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಬ್ರೌನಿಯನ್ ಚಲನೆಯಿಂದ ಕಡಿಮೆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸುತ್ತವೆ. ಬ್ಯಾಲಿಸ್ಟಿಕ್ ಒಟ್ಟುಗೂಡಿಸುವಿಕೆಯ ಮೂಲಕ ಧೂಳು (ಮತ್ತು ಮಂಜುಗಡ್ಡೆ) ಧಾನ್ಯಗಳು ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಒಟ್ಟುಗೂಡಿಸುವಿಕೆಗಳಾಗಿ ಬೆಳೆಯುತ್ತವೆ. ಎರಡನೇ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್-ಗಾತ್ರದ ಉಂಡೆಗಳು ಕಿಲೋಮೀಟರ್-ಗಾತ್ರದ ಗ್ರಹಗಳಾಗಿ ಬೆಳೆಯುತ್ತವೆ. ಈ ಹಂತವನ್ನು ಕನಿಷ್ಠ ಅರ್ಥೈಸಲಾಗಿದೆ. ಇದು ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಕೊಂಡ್ರುಲ್ಗಳ ರಚನೆಯನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಕೊಂಡ್ರುಲ್ ರಚನೆಯ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳಲ್ಲಿ ಸೌರ ನೀಹಾರಿಕೆ ಮಿಂಚು, ನೀಹಾರಿಕೆ ಆಘಾತಗಳು ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆಯ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಸೇರಿವೆ. ಈ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಧೂಳು ಅನಿಲದಿಂದ ಬೇರ್ಪಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಕೆಪ್ಲರ್ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಮೇಲೆ ಚಲಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಕೇಂದ್ರ ಪ್ರೋಟೋಸ್ಟಾರ್ನ ಸುತ್ತಲೂ ನಿಧಾನವಾಗಿ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಮಧ್ಯದ ಸಮತಲದ ಬಳಿ ನೆಲೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಈ ದಟ್ಟವಾದ ಪದರದಲ್ಲಿ ಕಣಗಳು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಸ್ಥಿರತೆಯಿಂದ ಬೆಳೆಯಬಹುದು ಮತ್ತು ಅಸ್ಥಿರತೆಯನ್ನು ಕಿ. ಮೀ. ಗಾತ್ರದ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಹರಿಸಬಹುದು. ಮೂರನೇ ಹಂತವು ಗ್ರಹಗಳ ಭ್ರೂಣಗಳನ್ನು ರೂಪಿಸಲು ಸ್ವಯಂ-ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಮೂಲಕ ಗ್ರಹಗಳ ಗ್ರಹಗಳ ಓಡಿಹೋಗುವ ಶೇಖರಣೆಯಾಗಿದ್ದು ಅದು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ವಿಲೀನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಈ ಗ್ರಹದ ರಚನೆಯ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರ ನಕ್ಷತ್ರವು ಟಿ ಟೌರಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ, ಅದರಲ್ಲಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಸಮ್ಮಿಳನ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುವವರೆಗೆ ನಕ್ಷತ್ರವು ಸಂಕುಚಿತಗೊಳ್ಳುತ್ತಿದ್ದಂತೆ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಶಕ್ತಿಯಿಂದ ಅದು ಚಾಲಿತವಾಗುತ್ತದೆ. ಟಿ ಟೌರಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅತ್ಯಂತ ಶಕ್ತಿಶಾಲಿ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಮಾರುತಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಅವು ಪ್ರೋಟೋಪ್ಲಾನೆಟರಿ ಡಿಸ್ಕ್ನಿಂದ ಉಳಿದ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ತೆರವುಗೊಳಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಗ್ರಹಗಳ ವಸ್ತುಗಳ ಬೆಳವಣಿಗೆಯು ನಿಲ್ಲುತ್ತದೆ. ಸ್ಥಳೀಯ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮ ಸೂರ್ಯನು ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಳ್ಳೆಯ ಹರಡುವ ಸ್ಥಳೀಯ ಅಂತರತಾರಾ ಮೋಡದ (ಎಲ್ಐಸಿ) ಒಳಗೆ ಓರಿಯನ್ ತೋಳಿನ ಒಳ ಅಂಚಿನಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಕೇಂದ್ರದಿಂದ 8,300 ಪಿ. ಸಿ ಇದೆ. ಸ್ಕಾರ್ಪಿಯಸ್-ಸೆಂಟಾರಸ್ ಸಂಘದ ಹತ್ತಿರದ (~ 130 ಪಿ. ಸಿ.) ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಸ್ಫೋಟಗಳಿಂದ ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಳ್ಳೆಯನ್ನು ರಚಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಅನಿಲದ ಹಲವಾರು ಭಾಗಶಃ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಬೆಚ್ಚಗಿನ "ಮೋಡಗಳು" ಸೂರ್ಯನ ಕೆಲವು ಪಾರ್ಸೆಕ್ಗಳೊಳಗೆ ನೆಲೆಗೊಂಡಿವೆ. ಅವುಗಳ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಳ್ಳೆಗಿಂತ ಸುಮಾರು 5 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚಾಗಿದೆ. ಕಳೆದ ಹಲವಾರು ಹತ್ತು ಸಾವಿರ ವರ್ಷಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನು ಎಲ್. ಐ. ಸಿ. ಯ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುತ್ತಾನೆ ಆದರೆ ಕೆಲವೇ 1000 ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನು ಹತ್ತಿರದ ಜಿ ಮೋಡವನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸುತ್ತಾನೆ. 10 ಮೈಕ್ರಾನ್ಗಳಿಗಿಂತ ಚಿಕ್ಕದಾದ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು <1 ಪಿಸಿ ಉದ್ದದ ಅಂತರತಾರಾ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೂಲಕ ಎಲ್ಐಸಿ ಅನಿಲಕ್ಕೆ ಜೋಡಿಯಾಗುತ್ತವೆ. ಎಲ್. ಐ. ಸಿ. ಯು ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ಸುತ್ತುವರೆದಿರುವ ಬೆಚ್ಚಗಿನ ಹಗುರವಾದ ಭಾಗಶಃ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಮೋಡವಾಗಿದೆ (≈ 7000 ಕೆ, ಎಚ್ + ಎಚ್ + ≈ 0.3 ಸೆಂ. ಮೀ. −3). ಇದು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಸುತ್ತ ಪ್ರತಿ ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ 26 ಕಿ. ಮೀ. ವೇಗದಲ್ಲಿ ಹರಿಯುತ್ತದೆ. ಹೀಲಿಯೋಪಾಸ್ ಸೂರ್ಯನಿಂದ 100 ರಿಂದ 150 ಎಯು ಅಪ್ಸ್ಟ್ರೀಮ್ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿದೆ, ಇದು ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮವನ್ನು ಹೀಲಿಯೋಸ್ಫಿಯರಿನಿಂದ ಬೇರ್ಪಡಿಸುತ್ತದೆ. ತಟಸ್ಥ ಪರಮಾಣುಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಮಾತ್ರ ಹೀಲಿಯೋಪಾಸ್ನಲ್ಲಿ ಭೇದಿಸಿ ಹೀಲಿಯೋಸ್ಫಿಯರ್ ಅನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸಬಹುದು. ಯುಲಿಸೆಸ್ ಉಪಕರಣಗಳಾದ GAS ಮತ್ತು DUST ಗಳು ಅಂತರತಾರಾ ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಒಳ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವುದನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದವು. ಎಕ್ಲಿಪ್ಟಿಕ್ ನಿರ್ದೇಶಾಂಕ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿನ ಎರಡೂ ಹರಿವಿನ ದಿಕ್ಕುಗಳು ಎಕ್ಲಿಪ್ಟಿಕ್ ರೇಖಾಂಶ ≈ 74 °, ಎಕ್ಲಿಪ್ಟಿಕ್ ಅಕ್ಷಾಂಶ ≈-5 ° ನಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಹೋಲುತ್ತವೆ. ಯುಲಿಸೆಸ್ 16 ವರ್ಷಗಳಿಂದ ಧೂಳಿನ ಹರಿವನ್ನು ಮೇಲ್ವಿಚಾರಣೆ ಮಾಡಿದರು ಮತ್ತು 22 ವರ್ಷಗಳ ಸೌರ ಡೈನಮೋ ಚಕ್ರವನ್ನು ಅನುಸರಿಸಿದ ಅಂತರಗ್ರಹ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳಿಂದಾಗಿ ಸೌರ ಚಕ್ರದೊಂದಿಗೆ ಬಲವಾದ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ಕಂಡುಕೊಂಡರು. ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಮೊದಲ ಸಂಯೋಜಿತ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ವಿಶ್ಲೇಷಕ ಮತ್ತು ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಸಂಗ್ರಹದಿಂದ ಲಭ್ಯವಿವೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಮಧ್ಯಮ ರೆಸಲ್ಯೂಶನ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಾವು ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಮತ್ತು ಆಕ್ಸೈಡ್ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಮೆಗ್ನೀಸಿಯಮ್-ಭರಿತ ಧಾನ್ಯಗಳನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ, ಕೆಲವು ಕಬ್ಬಿಣದ ಸೇರ್ಪಡೆಗಳೊಂದಿಗೆ. ಭವಿಷ್ಯದ ಹೆಚ್ಚಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ರೆಸಲ್ಯೂಶನ್ ಧೂಳಿನ ದೂರದರ್ಶಕದ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಬಗ್ಗೆ ತೀಕ್ಷ್ಣವಾದ ನೋಟವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ. ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯ ಮಾದರಿಗಳು ಏಳು ಸಂಭಾವ್ಯ ಅಂತರತಾರಾ ಧಾನ್ಯಗಳನ್ನು ಕಂಡುಕೊಂಡಿವೆ; ಅವುಗಳ ವಿವರವಾದ ತನಿಖೆ ನಡೆಯುತ್ತಿದೆ. ಸಕ್ರಿಯ ಧೂಳು ಸಂಗ್ರಾಹಕದೊಂದಿಗೆ ಭವಿಷ್ಯದ ಸಂಗ್ರಹಣೆಗಳು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳು ಸಂಗ್ರಹಗಳ ಗುಣಮಟ್ಟ ಮತ್ತು ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಸುಧಾರಿಸಬಹುದು. ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಮಕೇತುಗಳು, ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುಗಳು, ಟಿಎನ್ಒಗಳು, ಸಣ್ಣ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ದೇಹಗಳು ಮತ್ತು ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹಗಳಾಗಿವೆ, ಅವು ನೆಪ್ಚೂನ್ನ 30 ಎಯು ಕಕ್ಷೆಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸರಾಸರಿ ದೂರದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಮತ್ತು ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುಗಳು ಮತ್ತು ಊರ್ಟ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಸೇರಿವೆ. ಈ ಹಿಮಾವೃತ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹಗಳು ~ 100,000 ಖ. ಮಾ. ವರೆಗಿನ ದೂರದಲ್ಲಿ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಹೀಲಿಯೋಸ್ಫಿಯರ್ನ ಒಳಗೆ ಮತ್ತು ಹೊರಗೆ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಗಮನಿಸಿದ ಅಲ್ಪಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯನ್ನು ವಿವರಿಸುವ ಸಲುವಾಗಿ ಫರ್ನಾಂಡೀಸ್ ಅವರು ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಕಕ್ಷೆಯ ಹೊರಗೆ ಧೂಮಕೇತು ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದರು, ಇದು ನಂತರದ ಅನೇಕ ಟಿಎನ್ಒಗಳು ಮತ್ತು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ವಸ್ತುಗಳ ಆವಿಷ್ಕಾರಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಯಿತು. ಕೈಪರ್ ಪಟ್ಟಿಯು 35 ಎಯು ಮತ್ತು ~ 55 ಎಯು ನಲ್ಲಿ ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಕಕ್ಷೆಯ ನಡುವೆ ವಿಸ್ತರಿಸಿದೆ. ಅತ್ಯಂತ ಬೃಹತ್ ಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ವಸ್ತುಗಳು 39 ಎಯು ಮತ್ತು 48 ಎಯು ನಡುವೆ ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ, ಇದು ನೆಪ್ಚೂನ್ನೊಂದಿಗೆ 2.3 ಮತ್ತು 1:2 ಅನುರಣನಗಳಿಗೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಮೂಲ ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ನಿಂದ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ, ಇದರಲ್ಲಿ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ವಸ್ತುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಗುರು ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ನಿಂದ ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿವೆ. ಇಂದಿನ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ನಲ್ಲಿನ ಪರಸ್ಪರ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಧೂಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತವೆ, ಇದನ್ನು ನ್ಯೂ ಹೊರೈಜನ್ಸ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಶೋಧಕದಲ್ಲಿ ವೆನೆಷಿಯಾ ಬರ್ನಿ ಸ್ಟೂಡೆಂಟ್ ಡಸ್ಟ್ ಕೌಂಟರ್ ಗಮನಿಸಿದೆ. ಪಾಯಿಂಟಿಂಗ್-ರಾಬರ್ಟ್ಸನ್ ಡ್ರ್ಯಾಗ್ ಮತ್ತು ಗ್ರಹಗಳ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ ಈ ಧೂಳು 107 ರಿಂದ 108 ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಆಂತರಿಕ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ತಲುಪಬಹುದು. ವಿರಳ ಜನಸಂಖ್ಯೆಯ ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಅನ್ನು ಮೀರಿ ~ 100 ಎಯು ವರೆಗೆ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತದೆ. ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುಗಳು ಇನ್ನೂ ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ತೊಂದರೆಗೊಳಗಾಗುವಷ್ಟು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿವೆ. ಈ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯು ಅವುಗಳನ್ನು ಹೊರಕ್ಕೆ ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕೆ ಅಥವಾ ಒಳಕ್ಕೆ ಸೆಂಟೌರ್ ಜನಸಂಖ್ಯೆಗೆ ಕಳುಹಿಸಬಹುದು. ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ಅನ್ನು ಸೆಂಟೌರ್ಗಳ ಮೂಲ ಪ್ರದೇಶ ಮತ್ತು ಆಂತರಿಕ ಗ್ರಹ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಅಲ್ಪಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಊರ್ಟ್ ಮೋಡವು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಮತ್ತು ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಹೊರಗಿನಿಂದ ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಅರ್ಧದಾರಿಯವರೆಗೆ ವಿಸ್ತರಿಸಿರುವ ಹಿಮಾವೃತ ಕಾಯಗಳ ಗೋಳಾಕಾರದ ಮೋಡವೆಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ, ಈಗಾಗಲೇ ಅಭಿವೃದ್ಧಿ ಹೊಂದಿದ ಗುರು ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ನೊಂದಿಗೆ ಮೂಲಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳು ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ಮತ್ತು ಊರ್ಟ್ ಮೋಡಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾದವು. ಸೂರ್ಯನು ತನ್ನ ಜನ್ಮ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿದ್ದಾಗ, ಅದು ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಹೊರವಲಯದ ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ಗಳಿಂದ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಹಂಚಿಕೊಂಡಿರಬಹುದು. ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಗ್ರಹಗಳು ಸೌರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಗೆ ಒಳಗಾಗದೇ ಇರಬಹುದು ಮತ್ತು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವ ಮೊದಲ ಅಂತರತಾರಾ ವಸ್ತುವಾದ ಓಮುವಾಮುವಾದಂತೆಯೇ ಅಂತರತಾರಾ ವಸ್ತುಗಳಾಗಿ ಮಾರ್ಪಟ್ಟಿರಬಹುದು. ಊರ್ಟ್ ಮೋಡದಿಂದ ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಹಾದುಹೋಗುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಡಚಣೆಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ಕಡೆಗೆ ತೊಂದರೆಗೊಳಗಾಗುತ್ತವೆ. ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಹೆಚ್ಚು ವಿಲಕ್ಷಣ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಮತ್ತು 200 ವರ್ಷಗಳಿಂದ ಲಕ್ಷಾಂತರ ವರ್ಷಗಳವರೆಗಿನ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರು ಸ್ಥೂಲವಾಗಿ ಐಸೊಟ್ರೊಪಿಕ್ ಆಗಿದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು (ಹಲವಾರು ಸಾವಿರ) ನೆಲ-ಆಧಾರಿತ ವೀಕ್ಷಕರು ಅಥವಾ ಸ್ವಯಂಚಾಲಿತ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯಗಳು (ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ಪ್ಯಾನ್-ಸ್ಟಾರ್ಸ್) ಅಥವಾ ಭೂಮಿಯ ಸಮೀಪವಿರುವ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ (ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ಎಸ್. ಓ. ಎಚ್. ಓ.) ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳಾಗಿದ್ದು, ಅವು ಒಂದೇ ಒಂದು ದೃಶ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದವು. ಹ್ಯಾಲೆ ಮತ್ತು ಇತರ ಹ್ಯಾಲೆ ರೀತಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳು (HTCs) 20 ರಿಂದ 200 ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಮತ್ತು 0 ರಿಂದ 180 ಡಿಗ್ರಿಗಳ ಇಳಿಜಾರುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಎಚ್. ಟಿ. ಸಿ. ಗಳು ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಂದ ಹುಟ್ಟಿಕೊಂಡಿವೆ ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಒಮ್ಮೆ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಅಥವಾ ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುವು ನೆಪ್ಚೂನ್ನಿಂದ ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಕಕ್ಷೆಯೊಳಗೆ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ದೂರದೊಂದಿಗೆ ಕಕ್ಷೆಗೆ ಚದುರಿಹೋದ ನಂತರ ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯು ಅಸ್ಥಿರವಾಗುತ್ತದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಅದು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಒಂದು ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚಿನ ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ದಾಟುತ್ತದೆ. ಅಂತಹ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಸೆಂಟೌರ್ಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೆಂಟಾರ್ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಕೇವಲ ಕೆಲವು ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಗಳ ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕೆಲವು ಸೆಂಟಾರ್ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಗುರುಗ್ರಹವನ್ನು ದಾಟುವ ಕಕ್ಷೆಗಳಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಗುರುಗ್ರಹದ ಕುಟುಂಬದ ಧೂಮಕೇತುಗಳಾಗುತ್ತವೆ, ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆಯುತ್ತವೆ, ಅಥವಾ ಅವುಗಳನ್ನು ಅಂತರತಾರಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ಹೊರಹಾಕಬಹುದು. 2060 ಚಿರೋನ್ ಮತ್ತು 29ಪಿ/ಶ್ವಾಸ್ಮನ್-ವಾಚ್ಮನ್ರಂತಹ ಸೆಂಟೌರ್ಗಳು ಧೂಮಕೇತುವಿನಂತಹ ಧೂಳಿನ ಕೋಮಾಗಳನ್ನು ಪ್ರದರ್ಶಿಸುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳ ಆಂತರಿಕ ವಲಸೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಮೇಲ್ಮೈಯ ಮೇಲಿನ ಪದರಗಳು (~ 100 ಮೀ) ಬಿಸಿಯಾಗುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಐಸ್ಗಳಾದ ಸಿಒ, ಎನ್ 2 ಅನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ). ಕಾರ್ಬನ್ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್-ಮಂಜು ಸುಮಾರು ಗುರುಗ್ರಹದ ದೂರದಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ (ಉದಾಹರಣೆಗೆ. 29ಪಿ/ಶ್ವಾಸ್ಮನ್-ವಾಚ್ಮನ್). ಹೆಚ್ಚಿನ ನಿಯತಕಾಲಿಕ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಗುರು-ಕುಟುಂಬದ ಧೂಮಕೇತುಗಳು (ಜೆಎಫ್ಸಿಗಳು), ಅವು 12 ವರ್ಷಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಅಪೆಲಿಯಾ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಜೆಎಫ್ಸಿಗಳು ಸೆಂಟೌರ್ಗಳಿಂದ ಹುಟ್ಟಿಕೊಂಡಿವೆ. ಸೂರ್ಯನ ನೀರಿನಿಂದ ಮೂರು ಖ. ಮಾ. ಅಂತರದೊಳಗೆ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಉತ್ಪತನವು ಚಟುವಟಿಕೆಯ ಪ್ರಮುಖ ಚಾಲಕವಾಗುತ್ತದೆ ಆದರೆ CO2 ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯಂತಹ ಇತರ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಚಟುವಟಿಕೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ಪಾತ್ರವಹಿಸುತ್ತವೆ. ಉತ್ಪತನಗೊಂಡ ಅನಿಲಗಳು ಮೈಕ್ರಾನ್-ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ತಮ್ಮ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ಮಾರ್ಗದಲ್ಲಿ ಗಮನಿಸಬಹುದಾದ ಕೋಮಾ ಮತ್ತು ಬಾಲವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ. ಇನ್ಫ್ರಾರೆಡ್ ಅವಲೋಕನಗಳು ಅನೇಕ ಜೆಎಫ್ಸಿಗಳು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಕಕ್ಷೆಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಕಣಗಳ ಭಗ್ನಾವಶೇಷದ ಜಾಡು ಪ್ರದರ್ಶಿಸುತ್ತವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ಭೂಮಿಯು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಹಾದಿಯ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋದಾಗ ಉಲ್ಕಾಪಾತವು ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಜೆಎಫ್ಸಿಗಳ ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಜೀವಿತಾವಧಿಯು ಗುರುಗ್ರಹದಿಂದ ಸೌರವ್ಯೂಹದಿಂದ ಹೊರಹಾಕಲ್ಪಡುವ ಮೊದಲು ಅಥವಾ ಅವು ಗ್ರಹ ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯನೊಂದಿಗೆ ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆಯುವ ಮೊದಲು ಕೆಲವು 105 ವರ್ಷಗಳು. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಅವುಗಳ ಸಕ್ರಿಯ ಜೀವಿತಾವಧಿಯು 10 ಪಟ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಮೇಲಿನ ಮೇಲ್ಮೈ ಪದರಗಳಿಂದ ಬಾಷ್ಪಶೀಲ ಐಸ್ಗಳು ಕಣ್ಮರೆಯಾಗುತ್ತವೆ. ಅವರು ಮತ್ತೆ ಎಚ್ಚರಗೊಳ್ಳಬಹುದು, ಉದಾಹರಣೆಗೆ. ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಹತ್ತಿರವಾದಾಗ. ಕಾಮೆಟ್ ಎನ್ಕೆ ಅಂತಹ ಒಂದು ಪ್ರಕರಣವಾಗಿದೆ. ಇದರ ಕಕ್ಷೆಯು ಗುರುಗ್ರಹದಿಂದ ಬೇರ್ಪಟ್ಟಿದೆ; ಇದರ ಅಪೆಲಿಯಾನ್ ದೂರವು ಕೇವಲ 4.1 ಎ. ಯು. ಆಗಿದೆ. ಇದು ತನ್ನ ಪ್ರಸ್ತುತ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ತಲುಪುವವರೆಗೆ ದೀರ್ಘಕಾಲದವರೆಗೆ ಸುಪ್ತವಾಗಿರಬೇಕು. 2022 ರ ಹೊತ್ತಿಗೆ ರಿಮೋಟ್ ಸೆನ್ಸಿಂಗ್ ಮತ್ತು ಕ್ಷೇತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಕಣಗಳ ಸಲಕರಣೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಎಂಟು ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಗೆ ಭೇಟಿ ನೀಡಿದೆ ಆದರೆ 1 ಪಿ/ಹ್ಯಾಲೆ, 81 ಪಿ/ವೈಲ್ಡ್ 2 ಮತ್ತು 67 ಪಿ/ಚುರ್ಯುಮೋವ್-ಗೆರಾಸಿಮೆಂಕೊ ಧೂಮಕೇತುಗಳಿಗೆ ಮಾತ್ರ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕಗಳಿಂದ ಹೆಚ್ಚುವರಿ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳನ್ನು ಪಡೆಯಲಾಗಿದೆ. ಜಿಯೊಟ್ಟೊ ಮತ್ತು ವೇಗಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಲ್ಲಿನ ಪಿಐಎ ಮತ್ತು ಪುಮಾ ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕರು 1ಪಿ/ಕಾಮೆಟ್ ಹ್ಯಾಲಿಯಿಂದ ಧೂಳಿನ ನಿಕಟ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯ ಅಳತೆಗಳು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಕೊಂಡ್ರಿಟಿಕ್ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದವು ಆದರೆ ಎಚ್, ಸಿ, ಎನ್ ಮತ್ತು ಒ ನಂತಹ ಬೆಳಕಿನ ಅಂಶಗಳಿಂದ ಸಮೃದ್ಧವಾಗಿದ್ದವು ಎಂಬುದನ್ನು ತೋರಿಸಿದವು. ಸ್ಟಾರ್ಡಸ್ಟ್ ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಮಾದರಿಗಳು ವಿವಿಧ ಘಟಕಗಳ ಮಿಶ್ರಣವಾಗಿದ್ದು, ಅವು ಸಿ. ಐ. ಸಿ ಧಾನ್ಯಗಳಂತಹ ಪೂರ್ವ-ಸೌರ ಕಣಗಳು ಮತ್ತು ಪ್ರಾಚೀನ ಉಲ್ಕೆಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಕ್ಯಾಲ್ಸಿಯಂ-ಅಲ್ಯೂಮಿನಿಯಂ-ಸಮೃದ್ಧ ಸೇರ್ಪಡೆಗಳಂತಹ (ಸಿ. ಎ. ಐ. ಗಳು) ಹೆಚ್ಚಿನ ತಾಪಮಾನದ ಸೌರ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿವೆ. ರೋಸೆಟ್ಟಾ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯಲ್ಲಿರುವ ಕೋಸಿಮಾ ಧೂಳಿನ ಸಂಯೋಜನೆಯ ವಿಶ್ಲೇಷಕರು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಸಾವಯವಗಳಲ್ಲಿ ಡಿ/ಎಚ್ ಅನುಪಾತವನ್ನು ಅಳೆಯುತ್ತಾರೆ ಮತ್ತು ಇದು ಭೂಮಿಯ ಮೇಲಿನ ಮೌಲ್ಯ ಮತ್ತು ಸೌರ-ರೀತಿಯ ಪ್ರೊಟೊಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಪ್ರದೇಶಗಳ ನಡುವಿನ ಮೌಲ್ಯವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ರೋಸೆಟ್ಟಾದಲ್ಲಿನ ರೋಸಿನಾ ಅನಿಲ ವಿಶ್ಲೇಷಕವು, ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ನ ಸಕ್ರಿಯ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಂದ ಉತ್ಪತನಗೊಳ್ಳುವ ಮಂಜು ಕಣಗಳು ಹೊರಸೂಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ರೋಸೆಟ್ಟಾ ಅವಲೋಕನಗಳು 67ಪಿ/ಚುರ್ಯುಮೋವ್-ಗೆರಾಸಿಮೆಂಕೊ ಕೇವಲ 540 ಕೆಜಿ/ಮೀ−3 ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ-ಯಾವುದೇ ಘನ ವಸ್ತು ಅಥವಾ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಿಂತ ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆ, ಆದ್ದರಿಂದ, ಈ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ವಸ್ತುವು ಹೆಚ್ಚು ರಂಧ್ರಯುಕ್ತವಾಗಿದೆ (~70%). ರೋಸೆಟ್ಟಾ ಉಪಕರಣಗಳು ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಉಪ-ಎಂಎಂ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಸಣ್ಣ ಮೈಕ್ರೋಮೀಟರ್-ಗಾತ್ರದ ಉಪಘಟಕಗಳ ಒಟ್ಟುಗೂಡುಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿವೆ, ಅವು ಸ್ವತಃ ~ 100 ಎನ್ಎಂ ಕಣಗಳ ಒಟ್ಟುಗೂಡುಗಳಾಗಿರಬಹುದು. ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿನ ಉಷ್ಣಾಂಶವು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸ್ಥಳೀಯ ಕಪ್ಪು ವಸ್ತುವಿನ ಉಷ್ಣಾಂಶಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ; ಇದು ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ನ ಮೇಲ್ಮೈಯ ದೊಡ್ಡ ಭಾಗಗಳನ್ನು ಆವರಿಸಿರುವ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯ ಧೂಳಿನ ಕವಚದ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳ ಉತ್ಪತನ ಮತ್ತು ಅದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಹುದುಗಿರುವ ಧೂಳಿನ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯು ಸರಳವಾದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲ. ಸೌರ ಬೆಳಕಿನ ಶಾಖವು ಕೆಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳನ್ನು ತಲುಪಬೇಕು ಮತ್ತು ಒಗ್ಗೂಡಿಸುವ ಧೂಳಿನ ಕವಚವನ್ನು ಮುರಿಯಬೇಕು. ಪ್ರಯೋಗಾಲಯದ ಸಿಮ್ಯುಲೇಶನ್ಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಭೂಕುಸಿತಗಳು ಮತ್ತು ಸ್ಫೋಟಗಳಿಂದ ಉಂಟಾದ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ದೊಡ್ಡ ಸ್ಫೋಟಗಳನ್ನು ರೋಸೆಟ್ಟಾ ತನ್ನ 67ಪಿ/ಚುರ್ಯುಮೋವ್-ಗೆರಾಸಿಮೆಂಕೊ ಭೇಟಿಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಗಮನಿಸಿದೆ. ಉಪಮೇಲ್ಮೈ ಸೂಪರ್ ವೋಲೇಟೈಲ್ ಐಸ್ಗಳ ಉತ್ಪತನವು ಮೇಲ್ಮೈಗಿಂತ 10 ಮೀಟರ್ ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಆಳದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಸೌರ ಶಾಖದ ಅಲೆಯು ಈ ಆಳವನ್ನು ತಲುಪಿದಾಗ ಅದು 73ಪಿ/ಶ್ವಾಸ್ಮನ್-ವಾಚ್ಮನ್ರಂತೆ ಓಡಿಹೋಗುವ ಉತ್ಪತನ ಮತ್ತು ಇಡೀ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ನ ನಂತರದ ವಿಘಟನೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗಬಹುದು. 1995ರ ಸೆಪ್ಟೆಂಬರ್ನಲ್ಲಿ, ಈ ಧೂಮಕೇತುವು ವಿಘಟಿಸಲು ಪ್ರಾರಂಭಿಸಿತು ಮತ್ತು ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ತುಣುಕುಗಳು ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ ಭಗ್ನಾವಶೇಷಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡಿತು. ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಒತ್ತಡಗಳು ಮತ್ತು ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ನ ಸ್ಪಿನ್-ಅಪ್ ಅಡ್ಡಿಗಳು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ವಿಭಜನೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗುವ ಇತರ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಾಗಿವೆ. ಪ್ರತಿ 100 ವರ್ಷಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ~ 1 ದರದಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ವಿಭಜನೆಯು ಸಾಮಾನ್ಯ ವಿದ್ಯಮಾನವಾಗಿದೆ. ಈ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣವು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಭಗ್ನಾವಶೇಷಗಳ ಉತ್ಪಾದನೆಗೆ ವಿಭಜನೆಯು ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ವಿನಾಶಕಾರಿ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಾಗಿರಬಹುದು ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಗುರುಗ್ರಹದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧತೆಗಳು ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಗ್ರಹಗಳ ಸಂಚಯವನ್ನು ತಡೆಯುವ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಮೂಲಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಅವಶೇಷಗಳಾಗಿವೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಕಕ್ಷೆಯ ವಿತರಣೆಯನ್ನು ಗುರುಗ್ರಹವು ನಿಯಂತ್ರಿಸುತ್ತದೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ (ಮುಖ್ಯ-ಬೆಲ್ಟ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು) ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯು 2.06 ಮತ್ತು 3.27 ಖ. ಮಾ. ಗಳ ನಡುವೆ ಅರ್ಧ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಗುರುಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ (ಕಿರ್ಕ್ವುಡ್ ಅಂತರಗಳು) ಬಲವಾದ 4:1 ಮತ್ತು 2:1 ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನಗಳು ಇರುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು 0.33ಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳನ್ನು ಮತ್ತು 30°ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಇಳಿಜಾರುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ದೂರದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಮೂರು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಗುಂಪುಗಳಿವೆ. ಟ್ರೋಜನ್ಗಳು ಗುರುಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ಹಂಚಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳನ್ನು ಎಲ್4ನಲ್ಲಿ (ಗುರುಗ್ರಹದ ಮುಂದೆ) ಗ್ರೀಕರು ಮತ್ತು ಎಲ್5ನಲ್ಲಿ (ಗುರುಗ್ರಹದ ಹಿಂದೆ) ಟ್ರೋಜನ್ಗಳು ಎಂದು ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಹಿಲ್ಡಾ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಮೀರಿದ ಕ್ರಿಯಾತ್ಮಕ ಗುಂಪಾಗಿದೆ ಆದರೆ ಗುರುಗ್ರಹದ ಕಕ್ಷೆಯೊಳಗೆ, ಗುರುಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ 3ಃ2 ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನದಲ್ಲಿವೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಯೊಳಗೆ ಭೂಮಿಯನ್ನು ದಾಟುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿವೆ, ಅವು ಭೂಮಿಯ ಹತ್ತಿರ ಹಾದುಹೋಗುವ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಗಾತ್ರಗಳು ~ 1000 ಕಿಮೀ ವ್ಯಾಸದ ದೊಡ್ಡ ಕುಬ್ಜ ಗ್ರಹವಾದ ಸೆರೆಸ್ನಿಂದ ಹಿಡಿದು ಮೀ-ಗಾತ್ರದ ವಸ್ತುಗಳವರೆಗೆ ಇರುತ್ತವೆ, ಅದರ ಕೆಳಗೆ ಅವುಗಳನ್ನು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಅಥವಾ ಧೂಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ~ 100 ಕಿ. ಮೀ. ಗಿಂತ ಚಿಕ್ಕ ಗಾತ್ರದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಗಾತ್ರದ ವಿತರಣೆಯು ಡೊಹನನಿಯ ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯ ಘರ್ಷಣಾ ವಿಘಟನೆಯ ವಿತರಣೆಯನ್ನು ಅನುಸರಿಸುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು 4.54 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಕೊಂಡ್ರೈಟಿಕ್ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಹಿಮ ರೇಖೆಯೊಳಗೆ ರೂಪುಗೊಂಡವು. ಒಮ್ಮೆ ಈ ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳು ವಿಕಿರಣಶೀಲತೆ, ಪರಿಣಾಮಗಳು ಮತ್ತು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಒತ್ತಡದಿಂದ ಹಲವಾರು 100 ಕಿ. ಮೀ. ನಷ್ಟು ಬಿಸಿಯಾಗುವ ಗಾತ್ರವನ್ನು ತಲುಪಿದ ನಂತರ, ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳ ಕರಗಿದ ಭಾಗಗಳು ಮತ್ತು ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ಹೊಂದಿಸಿದವು. ಭಾರವಾದ ಅಂಶಗಳು (ಕಬ್ಬಿಣ ಮತ್ತು ನಿಕಲ್) ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿ ಮುಳುಗಿದವು, ಆದರೆ ಹಗುರವಾದ ಅಂಶಗಳು (ಕಲ್ಲಿನ ವಸ್ತುಗಳು) ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಏರಿದವು. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಯಲ್ಲಿನ ಮತ್ತಷ್ಟು ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಅಂತಹ ಮೂಲ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ನಾಶಪಡಿಸಿದವು ಮತ್ತು ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆ, ಬಣ್ಣ ಮತ್ತು ಆಲ್ಬೆಡೊದಲ್ಲಿ ವಿಭಿನ್ನ ಸಂಯೋಜನೆ ಮತ್ತು ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಲ್ ಪ್ರಕಾರಗಳ ತುಣುಕುಗಳನ್ನು ಬಿಟ್ಟುಹೋದವು. ಸಿ-ರೀತಿಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ತಿಳಿದಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಅತ್ಯಂತ ಸಾಮಾನ್ಯ ವಿಧಗಳಾಗಿವೆ (~75%). ಅವು ಬಾಷ್ಪಶೀಲ-ಸಮೃದ್ಧವಾಗಿವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ಸಂಯೋಜನೆಯು ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ ಇಂಗಾಲವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುವುದರಿಂದ ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಆಲ್ಬಿಡೊವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಕೆಂಪು ಎಂ-ರೀತಿಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಆರಂಭಿಕ ಮೂಲಗ್ರಹಗಳ ಅವಶೇಷ ಕೋರ್ಗಳೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಮಧ್ಯಮ ಆಲ್ಬೆಡೊದ ಎಸ್-ರೀತಿಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು (17 ಪ್ರತಿಶತ) ಸಿಲಿಸಿಯಸ್ ಕ್ರಸ್ಟ್ನ ತುಣುಕುಗಳಾಗಿವೆ. ಈ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಪ್ರಕಾರಗಳು ಆಯಾ ಉಲ್ಕೆಯ ವರ್ಗಗಳ ಪೋಷಕಗಳಾಗಿವೆ. ಇತ್ತೀಚೆಗೆ ಸಕ್ರಿಯ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹವು ಧೂಳನ್ನು ಹೊರಹಾಕುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅಸ್ಥಿರವಾದ, ಧೂಮಕೇತುವಿನಂತಹ ಕೋಮಾ ಮತ್ತು ಬಾಲಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹದ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಉತ್ಪತನ, ಇಂಪ್ಯಾಕ್ಟ್ ಎಜೆಕ್ಷನ್, ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳು, ಸ್ಥಾಯೀವಿದ್ಯುತ್ತಿನ ವಿಕರ್ಷಣ ಮತ್ತು ಉಷ್ಣದ ಮುರಿತಗಳು ಚಟುವಟಿಕೆಯ ಸಂಭಾವ್ಯ ಕಾರಣಗಳಾಗಿವೆ. 1970ರ ದಶಕದ ಆರಂಭದಲ್ಲಿ ಪಯೋನಿಯರ್ 10 ಮತ್ತು 11 ಗುರು ಮತ್ತು ಶನಿಯ ಮಾರ್ಗದಲ್ಲಿ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಹಾದುಹೋದವು. ಹಡಗಿನಲ್ಲಿರುವ ಧೂಳಿನ ಉಪಕರಣಗಳು, ಪೆನೆಟ್ರೇಷನ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ಗಳು ಮತ್ತು ರಾಶಿಚಕ್ರ ಬೆಳಕಿನ ಉಪಕರಣಗಳೆರಡೂ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಯಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿದ ಧೂಳಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಿಲ್ಲ. 1983ರಲ್ಲಿ ಇನ್ಫ್ರಾರೆಡ್ ಆಸ್ಟ್ರೋನಾಮಿಕಲ್ ಸ್ಯಾಟಲೈಟ್ (ಐಆರ್ಎಎಸ್) ಇನ್ಫ್ರಾರೆಡ್ ಆಕಾಶದ ಹೊಳಪನ್ನು ನಕ್ಷೆ ಮಾಡಿತು ಮತ್ತು ದತ್ತಾಂಶದಲ್ಲಿ ಹಲವಾರು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಧೂಳಿನ ಪಟ್ಟಿಗಳು ಕಂಡುಬಂದವು. ಈ ಧೂಳಿನ ಪಟ್ಟಿಗಳನ್ನು ಮುಖ್ಯ-ಬೆಲ್ಟ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಇತ್ತೀಚಿನ ಘರ್ಷಣೆಯ ಅಡೆತಡೆಗಳಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾದ ಭಗ್ನಾವಶೇಷಗಳೆಂದು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕ್ಯಾಂಡಿಡೇಟ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ವಿವರವಾದ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಯು ವೆರಿಟಾಸ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಕುಟುಂಬದಲ್ಲಿ 3,17 ಎಯು, ಕೊರೊನಿಸ್ ಕುಟುಂಬದಲ್ಲಿ 2.86 ಎಯು ಸುಮಾರು 8 ಮೈರ್ ಹಿಂದೆ, ಮತ್ತು ಕರಿನ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ಸುಮಾರು 5,7 ಮೈರ್ ಹಿಂದೆ ಪೂರ್ವಜರ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಘರ್ಷಣೆಯಿಂದ ರೂಪುಗೊಂಡಿತು ಎಂದು ಬಹಿರಂಗಪಡಿಸಿತು. 1990ರ ದಶಕದ ಆರಂಭದಲ್ಲಿ ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಶೋಧಕವು 951 ಗ್ಯಾಸ್ಪ್ರಾ ಮತ್ತು 243 ಇಡಾದ ಆಸ್ಟ್ರೋಯಿಡ್ಗಳ ಮೊದಲ ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಂಡಿತು. 2022 ರ ಹೊತ್ತಿಗೆ 15 ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಮೂರು ಮಾದರಿ-ಹಿಂತಿರುಗುವ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆ ಭೇಟಿ ನೀಡಿದೆಃ ಎಸ್-ಟೈಪ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ 25143 ಇಟೋಕಾವಾಕ್ಕೆ 2005 ರಲ್ಲಿ ಹಯಾಬುಸಾ ಭೇಟಿ ನೀಡಿ 2010 ರಲ್ಲಿ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಹಿಂದಿರುಗಿಸಿದೆ, ಸಿ-ಟೈಪ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ 162173 ರ್ಯುಗುಗೆ 2018 ರಲ್ಲಿ ಹಯಾಬುಸಾ 2 ಭೇಟಿ ನೀಡಿ 2020 ರಲ್ಲಿ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಹಿಂದಿರುಗಿಸಿದೆ, ಮತ್ತು ಸಿ-ಟೈಪ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ 101955 ಬೆನ್ನುಗೆ 2018 ರಲ್ಲಿ ಒಎಸ್ಐಆರ್ಐಎಸ್-ರೆಕ್ಸ್ ಭೇಟಿ ನೀಡಿದೆ ಮತ್ತು 2023 ರಲ್ಲಿ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಹಿಂದಿರುಗಿಸಲು ಯೋಜಿಸಲಾಗಿದೆ. ಮಾದರಿ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಅವುಗಳ ಉಲ್ಕೆಯ ಸಂಪರ್ಕಗಳನ್ನು ದೃಢಪಡಿಸಿದವು ಮತ್ತು ಪರಿಷ್ಕರಿಸಿದವು. ಅಂತರಗ್ರಹ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿರುವ ಸಣ್ಣ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ವಸ್ತುಗಳು ಉಪ-ಮೈಕ್ರೋಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳಿಂದ ಹಿಡಿದು ಕಿಮೀ ಗಾತ್ರದ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳವರೆಗೆ ಇರುತ್ತವೆ. ಚಂದ್ರನ ಮೈಕ್ರೋಕ್ರೆಟರ್ ಎಣಿಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯ ಅಳತೆಗಳು ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆ ಮತ್ತು ಎನ್ಇಒ ಅವಲೋಕನಗಳಿಂದ ಚಿಕ್ಕ ಅಂತರಗ್ರಹ ವಸ್ತುಗಳ ಹರಿವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಪ್ರಸ್ತುತ, 1 ಎ. ಯು. ನಲ್ಲಿ ಸಣ್ಣ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಕಾಯಗಳು ವಿನಾಶಕಾರಿ ಘರ್ಷಣಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿವೆ. ಭೂಮಿಯ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಉಲ್ಕೆಗಳು ಸರಾಸರಿ ಪರಸ್ಪರ ಘರ್ಷಣೆ ವೇಗವನ್ನು ~ 20 ಕಿಮೀ/ಸೆ ಹೊಂದಿವೆ. ಆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಉಲ್ಕೆಗಳು 10 ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ವಿನಾಶಕಾರಿಯಾಗಿ ಅಡ್ಡಿಪಡಿಸಬಹುದು ಮತ್ತು ಹಲವಾರು ಸಣ್ಣ ತುಣುಕುಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸಬಹುದು. 100 ಕಿ. ಮೀ. ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ವ್ಯಾಸದ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳು ಘರ್ಷಣಾ ಸ್ಥಿರ-ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ತಲುಪಿವೆ ಎಂದು ಡೊಹನಾನಿ ತೋರಿಸಿದರು, ಅಂದರೆ ಪ್ರತಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮಧ್ಯಂತರದಲ್ಲಿ ಘರ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ನಾಶವಾಗುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯು ದೊಡ್ಡ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಘರ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಅದೇ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ತುಣುಕುಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಗೆ ಸಮನಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಇದು ಸಂಚಿತ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ವಿತರಣೆಯ F ~ m-0.837 ಪ್ರಕರಣವಾಗಿದೆ. 1 ಎ. ಯು. ನಲ್ಲಿ 1 ಮಿ. ಮೀ. ಗಿಂತ ದೊಡ್ಡ ಗಾತ್ರದ ಉಲ್ಕೆಗಳು ಘರ್ಷಣೆ ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ. ಸಣ್ಣ ಉಲ್ಕೆಗಳ ಗಮನಾರ್ಹ ಹೆಚ್ಚಳವು ಧೂಮಕೇತುಗಳ ಒಳಹರಿವಿನಿಂದ ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ. ಭೂಮಿಯ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಪರಿಸರದ ಮಾದರಿಗಳು ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಧೂಳಿನ 80-90% ವಿರುದ್ಧ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹದ ಧೂಳಿನ 10-20% ಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ. 1 ಮೈಕ್ರಾನ್ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಕೊರತೆಯು ಪಾಯಿಂಟಿಂಗ್-ರಾಬರ್ಟ್ಸನ್ ಪರಿಣಾಮದಿಂದ ಮತ್ತು ನೇರ ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡದಿಂದ ತ್ವರಿತವಾಗಿ ಹರಡುವುದರಿಂದ ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುವಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ಪಾತ್ರವಹಿಸುತ್ತವೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಉಂಗುರಗಳು ಇದಕ್ಕೆ ಉತ್ತಮ ಉದಾಹರಣೆಯಾಗಿದೆ. ಈ ವರ್ತುಲ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ವಾಯೇಜರ್ 1 ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಶೋಧಕವು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ ಮತ್ತು ನಂತರ ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಆರ್ಬಿಟರ್ ವಿವರವಾಗಿ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿದೆ. ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಗುರುಗ್ರಹದ ನೆರಳಿನಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನ ಕಡೆಗೆ ಹಿಂತಿರುಗಿ ನೋಡುತ್ತಿರುವಾಗ ಇದು ಉತ್ತಮವಾಗಿ ಕಂಡುಬಂದಿತು. ಗುರುಗ್ರಹದ ಉಂಗುರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯು ಮೂರು ಭಾಗಗಳಿಂದ ಕೂಡಿದೆಃ ಒಂದು ಅತ್ಯಂತ ಹೊರಗಿನ ಗೊಸ್ಸಾಮರ್ ಉಂಗುರ, ಒಂದು ಸಮತಟ್ಟಾದ ಮುಖ್ಯ ಉಂಗುರ, ಮತ್ತು ಸಣ್ಣ ಒಳಗಿನ ಉಪಗ್ರಹಗಳಾದ ಥೆಬೆ, ಅಮಾಲ್ಥಿಯಾ, ಅಡ್ರಾಸ್ಟಿಯಾ ಮತ್ತು ಮೆಟಿಸ್ಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿರುವ ಅತ್ಯಂತ ಒಳಗಿನ ಡೋನಟ್ ಆಕಾರದ ಹಾಲೋ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನಿಂದ ಚಂದ್ರನ ಮೇಲೆ ಬಾಂಬ್ ದಾಳಿ ಈ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಇತರ ಸಣ್ಣ ಕಾಣದ ಕಾಯಗಳ ಸವೆತಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಸವೆದುಹೋದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಮೈಕ್ರಾನ್-ಗಾತ್ರದ ಎಜೆಕ್ಟಾ ಕಣಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ, ಅವು ತಮ್ಮ ಮೂಲ ಚಂದ್ರನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಉಂಗುರಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ. 1 ರಿಂದ ಕೆಲವು 10 ಮೀ/ಸೆ ಕಡಿಮೆ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ವೇಗದಿಂದಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಹೊರತೆಗೆಯುವ ಕಣಗಳು ಉಪಗ್ರಹದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯನ್ನು ಬಿಟ್ಟು ಗುರುಗ್ರಹದ ಉಂಗುರಗಳಿಗೆ ಆಹಾರವನ್ನು ನೀಡಬಲ್ಲವು. ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಧೂಳು ಶೋಧಕವು ಗೊಸ್ಸಾಮರ್ ಉಂಗುರದ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಮಾಡಿದ ಅಳತೆಗಳು ಉಂಗುರದಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆಯಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು 0.5-2.5 ಮೈಕ್ರಾನ್ಗಳ ಗಾತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ; ಕ್ಯಾಮರಾ ಚಿತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ಕಣಗಳು ಮಾತ್ರ ಗೋಚರಿಸುತ್ತವೆ. ಜೊವಿಯನ್ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಜೊತೆಗೆ ಮತ್ತು ಪಾಯಿಂಟಿಂಗ್-ರಾಬರ್ಟ್ಸನ್ ಡ್ರ್ಯಾಗ್ ಮೈಕ್ರಾನ್-ಗಾತ್ರದ ಕಣಗಳು ಶಕ್ತಿಯುತವಾದ ಜೊವಿಯನ್ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನಲ್ಲಿ ವಿದ್ಯುತ್ ಚಾರ್ಜ್ ಆಗುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಗುರುಗ್ರಹದ ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ಎಲ್ಲಾ ಶಕ್ತಿಗಳು ಉಂಗುರಗಳ ನೋಟವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತವೆ. ವಿಶೇಷವಾಗಿ, ಆಂತರಿಕ ಪ್ರಭಾಮಂಡಲದಲ್ಲಿನ ಕಣಗಳ ಕಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರುಗಳು ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ ಪ್ರಚೋದಿಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಅವುಗಳನ್ನು ಜೋವಿಯನ್ ವಾತಾವರಣಕ್ಕೆ ಧುಮುಕುವಂತೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಧೂಳು ಶೋಧಕವು ಗಮನಿಸಿದಂತೆ ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡ ಗೆಲಿಲಿಯನ್ ಉಪಗ್ರಹಗಳೂ ಸಹ ಕೆಲವು 1000 ಕಿ. ಮೀ. ದಪ್ಪದ ಹೊರಸೂಸುವ ಧೂಳಿನ ಮೋಡಗಳಿಂದ ಆವೃತವಾಗಿವೆ. ಭೂಮಿಯ ಚಂದ್ರನ ಸುತ್ತ ಲೂನಾರ್ ಡಸ್ಟ್ ಎಕ್ಸ್ಪೆರಿಮೆಂಟ್ (ಎಲ್ಡಿಇಎಕ್ಸ್) 20 ರಿಂದ 100 ಕಿ. ಮೀ. ಎತ್ತರದಿಂದ ಧೂಳಿನ ಮೋಡವನ್ನು ಮ್ಯಾಪ್ ಮಾಡಿತು ಮತ್ತು 100 ಮೀ/ಸೆ ನಿಂದ ಕೆಲವು ಕಿ. ಮೀ/ಸೆ ವರೆಗೆ ಎಜೆಕ್ಟಾ ವೇಗವನ್ನು ಕಂಡುಕೊಂಡಿತು; ಆದರೆ ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ಭಾಗ ಮಾತ್ರ ಚಂದ್ರನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಉಪಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಇತರ ಗ್ರಹಗಳು ವಿವಿಧ ಧೂಳಿನ ಉಂಗುರದ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳನ್ನು ಪ್ರದರ್ಶಿಸುತ್ತವೆ. ಶನಿಯ ಬೃಹತ್ ಮತ್ತು ದಟ್ಟವಾದ ಮುಖ್ಯ ಉಂಗುರಗಳಲ್ಲಿ ಮಂಜು ಕಣಗಳು ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ದೇಹಗಳಾಗಿ ಒಟ್ಟುಗೂಡುತ್ತವೆ, ಅವು ನಿರಂತರವಾಗಿ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಬಲದಿಂದ ವಿಭಜನೆಯಾಗುತ್ತವೆ. ಶನಿಯ ಮುಖ್ಯ ಉಂಗುರಗಳ ಹೊರಭಾಗದಲ್ಲಿ ಎಫ್ ಉಂಗುರವಿದ್ದು, ಪ್ರಮೀತಿಯಸ್ ಮತ್ತು ಪಂಡೋರಾ ಎಂಬ ಜೋಡಿ ಚಂದ್ರರು ಇದನ್ನು ಮುನ್ನಡೆಸುತ್ತಾರೆ, ಇದು ಉಂಗುರದೊಂದಿಗೆ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಸಂವಹನ ನಡೆಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಮುಳುಗುವಿಕೆ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ದಾನಿಗಳಂತೆ ಕಾರ್ಯನಿರ್ವಹಿಸುತ್ತದೆ. ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಲ್ಲಿ ಕ್ರಯೋವೋಲ್ಕ್ಯಾನಿಸಮ್ನಿಂದ ತುಂಬಿದ ವಿಸ್ತೃತ ಇ ಉಂಗುರದ ಆಚೆಗೆ ಫೋಬೆ ಉಂಗುರವಿದೆ, ಇದು ಅದರ ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟುವಿಕೆಯ ಚಲನೆಯನ್ನು ಹಂಚಿಕೊಳ್ಳುವ ಫೋಬಿಯಿಂದ ಉಲ್ಕೆಯ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಯುರೇನಸ್ ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ ಕೂಡ ಸಂಕೀರ್ಣ ವರ್ತುಲ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಉಪಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಸುತ್ತುವರಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿರುವ ಯುರೇನಸ್ನ ಕಿರಿದಾದ ಮುಖ್ಯ ವಲಯಗಳ ಹೊರತಾಗಿ, ವಿಶಾಲವಾದ ಧೂಳಿನ ವಲಯಗಳಿವೆ. ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಉಂಗುರಗಳು ಕಿರಿದಾದ ಮತ್ತು ಅಗಲವಾದ ಧೂಳಿನ ಉಂಗುರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಅವು ಒಳಗಿನ ಉಪಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಂವಹನ ನಡೆಸುತ್ತವೆ. ಮಂಗಳ ಗ್ರಹವೂ ಸಹ ಅದರ ಉಪಗ್ರಹಗಳಾದ ಫೋಬೋಸ್ ಮತ್ತು ಡಿಮೋಸ್ನಿಂದ ಹುಟ್ಟುವ ಧೂಳಿನ ಉಂಗುರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ಶಂಕಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಮಾರ್ಸ್ ಉಂಗುರಗಳು ಅವುಗಳ ಪತ್ತೆಯಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಂಡಿವೆ. ಭೂಮಿಯೂ ಸಹ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯವಾದ ಕೃತಕ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಪರಿತ್ಯಕ್ತ ಉಡಾವಣಾ ವಾಹನಗಳ ಮಾನವ ನಿರ್ಮಿತ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಅವಶೇಷಗಳ ಪಟ್ಟಿಯನ್ನು ಅಭಿವೃದ್ಧಿಪಡಿಸುತ್ತಿದೆ. ಈ ವಸ್ತುಗಳ ನಡುವಿನ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಕೆಸ್ಲರ್ ಸಿಂಡ್ರೋಮ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ಘರ್ಷಣೆ ಕ್ಯಾಸ್ಕೇಡ್ಗೆ ಕಾರಣವಾಗಬಹುದು, ಇದರಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿ ಘರ್ಷಣೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಅವಶೇಷಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇದು ಮತ್ತಷ್ಟು ಘರ್ಷಣೆಗಳ ಸಾಧ್ಯತೆಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ. ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಗಳು ಮತ್ತು ಬಿಸಿಲುಗಳು ಶುಕ್ರ, ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಮಂಗಳವು ಪ್ರಾಚೀನ ಅಥವಾ ಪ್ರಸ್ತುತ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಯ ಚಿಹ್ನೆಗಳನ್ನು ಪ್ರದರ್ಶಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ಎಲ್ಲಾ ಗ್ರಹಗಳು ಘನವಾದ ಹೊರಪದರ ಮತ್ತು ದ್ರವದ ಕವಚವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಗ್ರಹದ ರಚನೆ ಮತ್ತು ವಿಕಿರಣಶೀಲ ಐಸೊಟೋಪ್ಗಳ ಕೊಳೆಯುವಿಕೆಯಿಂದ ಆಂತರಿಕ ಶಾಖದಿಂದ ಬಿಸಿಯಾಗುತ್ತವೆ. ಭೂಮಿಯ ಮೇಲೆ ಕಂಡುಬರುವ ಅತ್ಯಂತ ಸ್ಫೋಟಕ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿ ಸ್ಫೋಟಗಳು 40 ಕಿಮೀ ಎತ್ತರದವರೆಗೆ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಬೂದಿಯ ರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ; ಆದರೆ ಯಾವುದೇ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿ ಧೂಳು ವಾತಾವರಣದಿಂದ ಅಥವಾ ಭೂಮಿಯ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಆಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ (ಬೆಟ್ಟದ ಗೋಳ) ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವುದಿಲ್ಲ. ಶುಕ್ರನ ಮೇಲಿನ ಶಂಕಿತ ಸಕ್ರಿಯ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಯ ಬಗ್ಗೆ ಇದೇ ರೀತಿಯ ತೀರ್ಮಾನಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳಬಹುದು. ಸಣ್ಣ ಗ್ರಹಗಳ ದೇಹಗಳಲ್ಲಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಮೂಲಕ ಶಾಖದ ನಷ್ಟವು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಆಂತರಿಕ ಶಾಖವು ಪ್ರಸ್ತುತ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಸಕ್ರಿಯ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಯನ್ನು ಪ್ರೇರೇಪಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಅವಳಿ ಶೋಧಕಗಳಾದ ವಾಯೇಜರ್ 1 ಮತ್ತು ವಾಯೇಜರ್ 2 1979 ರಲ್ಲಿ ಜೋವಿಯನ್ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಮೂಲಕ ಹಾರಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ಚಂದ್ರ ಐಓ ಮೇಲೆ ಹಲವಾರು ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಗಳ ಛಾಯಾಚಿತ್ರಗಳನ್ನು ತೆಗೆದಾಗ ಆಶ್ಚರ್ಯವಾಯಿತು. ಫ್ಲೈಬೈ ಪೀಲ್ಗೆ ಕೆಲವೇ ವಾರಗಳ ಮೊದಲು, ಕ್ಯಾಸೆನ್. ಮತ್ತು ರೆನಾಲ್ಡ್ಸ್ (1979), ಅಯೋನ ಒಳಭಾಗವು ನೆರೆಯ ಉಪಗ್ರಹಗಳಾದ ಯುರೋಪಾ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾನಿಮೀಡ್ಗಳೊಂದಿಗೆ ಅದರ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಗಮನಾರ್ಹ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ತಾಪವನ್ನು ಅನುಭವಿಸಬೇಕು ಎಂದು ಭವಿಷ್ಯ ನುಡಿದಿದ್ದಾರೆ. ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ ಹಾಟ್ಸ್ಪಾಟ್ಗಳಲ್ಲಿನ ತಾಪಮಾನದ ಮಾಪನಗಳು ಬಸಾಲ್ಟಿಕ್ ಶಿಲಾಪಾಕವು ಐಓ ಮೇಲೆ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಯನ್ನು ನಡೆಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದೆ. ಸಲ್ಫರ್, ಸಲ್ಫರ್ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್ ಮತ್ತು ಇತರ ಪೈರೋಕ್ಲಾಸ್ಟ್ಗಳಂತಹ ಬಾಷ್ಪಶೀಲಗಳ ಅಂಬ್ರೆಲಾ-ಆಕಾರದ ಪ್ಲೂಮ್ಗಳು ಅಯೋದ ಕೆಲವು ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಗಳಿಂದ ಆಕಾಶಕ್ಕೆ ಹೊರಹಾಕಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ಇ. ಜಿ. ಅಯೋದ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿ ತ್ವಶ್ಟಾರ್ ಪಟೇರೇ ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ 300 ಕಿಲೋಮೀಟರ್ಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಎತ್ತರದಲ್ಲಿ ವಸ್ತುವನ್ನು ಸ್ಫೋಟಿಸುತ್ತದೆ. ದ್ವಾರದಲ್ಲಿ ಹೊರಹಾಕುವ ವೇಗವು ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ 1 ಕಿ. ಮೀ. ವರೆಗೆ ಇರುತ್ತದೆ, ಇದು ಐಓನಿಂದ 2.5 ಕಿ. ಮೀ./ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ವೇಗಕ್ಕಿಂತ ತುಂಬಾ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿದೆ, ಆದ್ದರಿಂದ, ಈ ಗೋಚರ ಧೂಳು ಯಾವುದೂ ಐಓ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವುದಿಲ್ಲ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ಲೂಮ್ ವಸ್ತುವು ಸಲ್ಫರ್ ಮತ್ತು ಸಲ್ಫರ್ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್ ಫ್ರಾಸ್ಟ್ ಮತ್ತು ಪೈರೋಕ್ಲಾಸ್ಟ್ಗಳಾಗಿ ಮತ್ತೆ ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಬೀಳುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, 1992 ರಲ್ಲಿ ಗುರುಗ್ರಹದ ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಯುಲಿಸೆಸ್ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯಲ್ಲಿನ ಧೂಳು ಶೋಧಕವು ಗುರುಗ್ರಹದ ದಿಕ್ಕಿನಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮುವ 10 ಎನ್ಎಂ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಹೊಳೆಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿತು. ಗುರುಗ್ರಹದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ನೊಳಗಿನ ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಧೂಳು ಶೋಧಕದ ನಂತರದ ಅಳತೆಗಳು ಆವರ್ತಕ ಧೂಳಿನ ಹೊಳೆಗಳನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿದವು ಮತ್ತು ಅಯೋವನ್ನು ಮೂಲವೆಂದು ಗುರುತಿಸಿದವು. ಐಓ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿಗಳಿಂದ ಹೊರಸೂಸುವ ನ್ಯಾನೊಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಐಓ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಟೋರಸ್ನಲ್ಲಿ ವಿದ್ಯುತ್ ಚಾರ್ಜ್ ಆಗುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಗುರುಗ್ರಹದ ಬಲವಾದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತವೆ. 10 ಮತ್ತು 100 ಎನ್ಎಂ ತ್ರಿಜ್ಯದ ನಡುವಿನ ಧನಾತ್ಮಕ ಆವೇಶದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಐಒ ಮತ್ತು ಗುರುಗ್ರಹದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಂಡು ಅಂತರಗ್ರಹ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶವನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸುತ್ತವೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಕಾರ್ಯಾಚರಣೆಯ ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಡಸ್ಟ್ ಅನಲೈಜರ್ (ಸಿಡಿಎ) ಹಡಗಿನಲ್ಲಿ ಈ ಸ್ಟ್ರೀಮ್ ಕಣಗಳನ್ನು ರಾಸಾಯನಿಕವಾಗಿ ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿತು ಮತ್ತು ಸೋಡಿಯಂ ಕ್ಲೋರೈಡ್ ಮತ್ತು ಸಲ್ಫರ್ ಮತ್ತು ಪೊಟ್ಯಾಸಿಯಮ್ ಹೊಂದಿರುವ ಘಟಕಗಳನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ, ಇವು ಐಓ ವಾತಾವರಣದ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೋಸ್ಕೋಪಿಕ್ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳಿಂದಲೂ ಕಂಡುಬಂದಿವೆ. ಶನಿಯ ಹಗುರವಾದ ಇ ಉಂಗುರವನ್ನು ಶನಿಯ ವರ್ತುಲ ಸಮತಲದ ದಾಟುವಿಕೆಯ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಭೂಮಿಯ ದೂರದಿಂದ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಇದು ~ 4 ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿ ಗರಿಷ್ಠ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಇದು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನ ಕಕ್ಷೆಯೊಂದಿಗೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ವಾಯೇಜರ್ 1 ಮತ್ತು 2 ಮತ್ತು ಕ್ಯಾಸ್ಸಿನಿಯ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯ ಅವಲೋಕನಗಳು ಈ ಅವಲೋಕನಗಳನ್ನು ದೃಢಪಡಿಸಿದವು. ಇ ಉಂಗುರವು 3ರಲ್ಲಿ ಮಿಮಾಸ್ ಮತ್ತು 20ರಲ್ಲಿ ಟೈಟಾನ್ನ ಕಕ್ಷೆಗಳ ನಡುವೆ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತದೆ. ಇ ಉಂಗುರವು ಸಿಲಿಕೇಟ್ಗಳು, ಇಂಗಾಲದ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್, ಅಮೋನಿಯಾ ಮತ್ತು ಇತರ ಕಲ್ಮಶಗಳೊಂದಿಗೆ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಅನೇಕ ಸಣ್ಣ (ಮೈಕ್ರಾನ್ ಮತ್ತು ಸಬ್-ಮೈಕ್ರಾನ್) ಕಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಅವಲೋಕನಗಳು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ ಮತ್ತು ಇ ಉಂಗುರಗಳು ತಳೀಯವಾಗಿ ಸಂಬಂಧಿಸಿವೆ ಎಂದು ತೋರಿಸಿಕೊಟ್ಟವು. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಡಸ್ಟ್ ಅನಲೈಜರ್ ಸೇರಿದಂತೆ ಹಲವಾರು ಉಪಕರಣಗಳು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನ ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ನೀರಿನ ಆವಿ ಮತ್ತು ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಮಂಜು ಕಣಗಳ ಕಾರಂಜಿಗಳನ್ನು (ಗೀಸರ್ಗಳು) ಗಮನಿಸಿದವು. ಪ್ಲೂಮ್ಗಳಲ್ಲಿನ ಸೋಡಿಯಂ-ಸಮೃದ್ಧವಾದ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಧಾನ್ಯಗಳ ಸಿಡಿಎ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳು ಬಂಡೆಯ ಸಂಪರ್ಕದಲ್ಲಿರುವ ದ್ರವ ನೀರಿನ ಜಲಾಶಯದಿಂದ ರೂಪುಗೊಂಡ ಧಾನ್ಯಗಳು ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಸ್ಫೋಟಗಳನ್ನು ಪ್ರಚೋದಿಸುವ ಮತ್ತು ಉಳಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಕಾರ್ಯವಿಧಾನವು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನ ಕಕ್ಷೀಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಪ್ರಚೋದಿಸುವ ಡಯೋನ್ನೊಂದಿಗೆ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಶಾಖ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನ ಕಾರಂಜಿಗಳಿಂದ ಹೊರಬರುವ ಹಿಮದ ಕಣಗಳು ಶನಿಯ ಇ ಉಂಗುರವನ್ನು ಪೋಷಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ನಿರ್ವಹಿಸುತ್ತವೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಗೆಲಿಲಿಯನ್ ಉಪಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾದ ಯುರೋಪಾದ ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವ ಪ್ರದೇಶದ ಮೇಲೆ ಇದೇ ರೀತಿಯ ನೀರಿನ ಆವಿಯನ್ನು ಹಬಲ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ದೂರದರ್ಶಕವು ಗಮನಿಸಿದೆ. ನಾಸಾದ ಭವಿಷ್ಯದ ಯುರೋಪಾ ಕ್ಲಿಪ್ಪರ್ ಮಿಷನ್ (ಯೋಜಿತ ಉಡಾವಣಾ ದಿನಾಂಕ 2024) ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈ ಧೂಳು ವಿಶ್ಲೇಷಕ (ಎಸ್ಯುಡಿಎ) ಯೊಂದಿಗೆ ಉಲ್ಕೆಯ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಮತ್ತು ಸಂಭಾವ್ಯ ಪ್ಲೂಮ್ಗಳಲ್ಲಿನ ಮಂಜು ಕಣಗಳಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮುವ ಸಣ್ಣ ಘನ ಕಣಗಳನ್ನು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸುತ್ತದೆ. 1989ರಲ್ಲಿ ನೆಪ್ಟ್ಯೂನ್ನ ವಾಯೇಜರ್ 2 ಹಾರಾಟದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಅದರ ಚಂದ್ರ ಟ್ರೈಟಾನ್ನ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಸಕ್ರಿಯ ಕಪ್ಪು ಬಣ್ಣದ ಪ್ಲೂಮ್ಗಳು ಕಂಡುಬಂದವು. ಈ ಪ್ಲೂಮ್ಗಳು ಅದೃಶ್ಯ ಸಾರಜನಕ ಅನಿಲ ಜೆಟ್ಗಳಿಂದ ಸಾಗಿಸಲ್ಪಡುವ ಧೂಳು ಮತ್ತು ಮಂಜು ಕಣಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿವೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿನ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಅವುಗಳ ಪಥಗಳನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸುವ ವಿವಿಧ ಶಕ್ತಿಗಳಿಂದ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಅವುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳು. ಈ ಬಲಗಳು ಬೃಹತ್ ಕಾಯಗಳು ಮತ್ತು ಪರಿಸರ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಸ್ಥಾನವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿವೆ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಅದೇ ರೀತಿ ಆಕರ್ಷಿಸುವ ಸೌರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದಾಗಿ ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಬಲವು ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆಃ ಇಲ್ಲಿ G ಎಂಬುದು ಬಲ, = M ಎಂಬುದು ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಾಗಿದೆ, ಮತ್ತು ಪರಸ್ಪರ ಸಂವಹನ ನಡೆಸುವ ವಸ್ತುವಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಾಗಿದೆ, ಇದು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಕೇಂದ್ರಗಳ ನಡುವಿನ ಅಂತರವಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಸ್ಥಿರಾಂಕವಾಗಿದೆ. ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳು ಸೇರಿದಂತೆ ಸಣ್ಣ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಕಾಯಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಸುತ್ತ ಕೆಪ್ಲರ್ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು (ದೀರ್ಘವೃತ್ತಗಳು, ಪ್ಯಾರಬೋಲಾಗಳು ಅಥವಾ ಹೈಪರ್ಬೋಲಾಗಳು) ಅನುಸರಿಸುತ್ತವೆ. ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಆರು ಕಕ್ಷೀಯ ಅಂಶಗಳಿಂದ ನಿರೂಪಿಸಲಾಗಿದೆಃ ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷ (ಎ), ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ (ಇ), ಇಳಿಜಾರು (ಐ), ಆರೋಹಣ ನೋಡ್ನ ರೇಖಾಂಶ, ಪೆರಿಯಾಪ್ಸಿಸ್ನ ವಾದ ಮತ್ತು ನಿಜವಾದ ಅಸಂಗತತೆ. ಗ್ರಹಗಳು ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದ್ದರೂ, ದೂರದ ವಸ್ತುಗಳ ಮೇಲೆ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಬಲವನ್ನು ಬೀರುತ್ತವೆ. ಈ ಬಲವು ನಿಯಮಿತವಾಗಿ ಮತ್ತು ನಿಯತಕಾಲಿಕವಾಗಿದ್ದರೆ, ಅಂತಹ ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನವು ಗ್ರಹಗಳ ವಸ್ತುಗಳ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಸ್ಥಿರಗೊಳಿಸಬಹುದು ಅಥವಾ ಅಸ್ಥಿರಗೊಳಿಸಬಹುದು. ಗುರುಗ್ರಹದ ಅನುರಣನಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಬೆಲ್ಟ್ನಲ್ಲಿನ ಕಿರ್ಕ್ವುಡ್ ಅಂತರಗಳು ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ ಅನುರಣನಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ನ ರಚನೆಗಳು ಉದಾಹರಣೆಗಳಾಗಿವೆ. ಸಣ್ಣ ದೇಹದ ಕಕ್ಷೆಯ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದ್ದಾಗ ಮತ್ತು ಅಪೀಲಿಯನ್ ಅಸ್ತವ್ಯಸ್ತವಾಗಿರುವ ಗ್ರಹಕ್ಕಿಂತ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದಾಗ ಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ ನಿಕಟ ಮುಖಾಮುಖಿಗಳು ಸಂಭವಿಸಬಹುದು. ಕಕ್ಷೆಯ ಚದುರುವಿಕೆಯು ಸಂಭವಿಸಲು ಇದು ಅಗತ್ಯವಾದ ಸ್ಥಿತಿಯಾಗಿದೆ; ಇದು ಗ್ರಹದ ಚದುರುವಿಕೆಯ ವಲಯವನ್ನು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ದೇಹ ಅಥವಾ ಧೂಳಿನ ಕಣವು ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಕಕ್ಷೆಯ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧತೆಗೆ ಒಳಗಾಗಬಹುದು. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಹಳೆಯ ಮತ್ತು ಹೊಸ ಕಕ್ಷೆಯ ಟಿಸ್ಸೆರಾಂಡ್ನ ನಿಯತಾಂಕಗಳು ಸರಿಸುಮಾರು ಒಂದೇ ಆಗಿವೆ. ಅರೆ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷ a, ಕಕ್ಷೀಯ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆ e, ಮತ್ತು ಕಕ್ಷೀಯ ಇಳಿಜಾರು i ಹೊಂದಿರುವ ಸಣ್ಣ ದೇಹಕ್ಕೆ ಮತ್ತು ಅರ್ಧ-ಪ್ರಮುಖ ಅಕ್ಷವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ಧ ಗ್ರಹಕ್ಕೆ ಟಿಸ್ಸೆರಾಂಡ್ನ ನಿಯತಾಂಕವು. ಸಣ್ಣ ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಕಾಯಗಳ ಎರಡು ಕುಟುಂಬಗಳು ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಚದುರುವಿಕೆಯ ವಲಯಗಳ ಹೊರಗೆ ನೆಲೆಗೊಂಡಿವೆ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯನ ಸುತ್ತ ಮೂಲ ಗ್ರಹಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ನ ಅವಶೇಷಗಳಾಗಿವೆಃ ಆಸ್ಟಿಯೋರಿಡ್ಗಳು ಮತ್ತು ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ವಸ್ತುಗಳು. ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ ಸುಮಾರು. ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಪಟ್ಟಿಗಿಂತ 100 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಇದು ಟ್ರಾನ್ಸ್-ನೆಪ್ಚೂನಿಯನ್ ವಸ್ತುಗಳ (ಟಿಎನ್ಒ) ಭಾಗವಾಗಿದೆ. ಟಿ. ಎನ್. ಓಗಳ ಇನ್ನೊಂದು ಭಾಗವೆಂದರೆ ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಚದುರುವಿಕೆಯ ವಲಯದಲ್ಲಿ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್. ಹೆಚ್ಚಿನ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಗಳಲ್ಲಿ (ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚಿನ ಇಳಿಜಾರುಗಳಲ್ಲಿ) ನೆರೆಯ ಗ್ರಹಗಳ ಚದುರುವಿಕೆಯ ವಲಯಗಳು ಅತಿಕ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಚದುರಿದ ಡಿಸ್ಕ್ ವಸ್ತುಗಳು ಸೆಂಟೌರ್ಗಳಾಗಿ ಮತ್ತು ಅಂತಿಮವಾಗಿ, ಗುರು-ಕುಟುಂಬದ ಧೂಮಕೇತುಗಳಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳಬಹುದು. ಗುರುಗ್ರಹದ ಸ್ಕ್ಯಾಟರಿಂಗ್ ಡಿಸ್ಕ್ ಒಳಗೆ ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳಿಂದ ಹುಟ್ಟುವ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ರಾಶಿಚಕ್ರ ಮೋಡವಿದೆ. ಕೈಪರ್ ಬೆಲ್ಟ್ನ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಆಂತರಿಕ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗೆ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಮಾರ್ಗವನ್ನು ಕಂಡುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಒಂದು ಗ್ರಹದ ಬೆಟ್ಟದ ಗೋಳದ ಒಳಗೆ ಅದರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯು ಸೂರ್ಯನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಮೇಲೆ ಪ್ರಾಬಲ್ಯ ಹೊಂದಿದೆ. ಎಲ್ಲಾ ಗ್ರಹಗಳ ಉಪಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ಉಂಗುರಗಳು ಬೆಟ್ಟದ ಗೋಳದೊಳಗೆ ಚೆನ್ನಾಗಿ ನೆಲೆಗೊಂಡಿವೆ ಮತ್ತು ಅನುಗುಣವಾದ ಗ್ರಹವನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ. ಅಂತಹ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ನಡುವಿನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳನ್ನು ಗುರುಗ್ರಹದ ಉಪಗ್ರಹಗಳಾದ ಗ್ಯಾನಿಮೀಡ್, ಯುರೋಪಾ ಮತ್ತು ಐಓಗಳ ಸ್ಥಿರವಾದ 1:2:4 ಕಕ್ಷೀಯ ಅನುರಣನದಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದು. ಶನಿಯ ವಲಯಗಳೊಳಗಿನ ಉಪವಿಭಾಗಗಳು ಮತ್ತು ರಚನೆಗಳು ಉಪಗ್ರಹಗಳೊಂದಿಗಿನ ಅನುರಣನಗಳಿಂದ ಉಂಟಾಗುತ್ತವೆ. ಇ. ಜಿ. ಒಳಗಿನ ಬಿ ರಿಂಗ್ ಮತ್ತು ಹೊರಗಿನ ಎ ರಿಂಗ್ ನಡುವಿನ ಅಂತರವನ್ನು ಚಂದ್ರ ಮಿಮಾಸ್ನೊಂದಿಗೆ 2:1 ಅನುರಣನದಿಂದ ತೆರವುಗೊಳಿಸಲಾಗಿದೆ. ಶನಿಯ ಎಫ್ ಉಂಗುರದಂತಹ ಶನಿ, ಯುರೇನಸ್ ಮತ್ತು ನೆಪ್ಚೂನ್ನ ಕೆಲವು ಕಿರಿದಾದ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಉಂಗುರಗಳು ಒಂದು ಅಥವಾ ಎರಡು ಕುರುಬ ಉಪಗ್ರಹಗಳ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಆಕಾರವನ್ನು ಪಡೆದಿವೆ. ಸೌರ ವಿಕಿರಣದ ಒತ್ತಡದ ಪರಿಣಾಮಗಳು ಸೌರ ವಿಕಿರಣವು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಅಂತರಗ್ರಹಗಳ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಮೇಲೆ ವಿಕರ್ಷಣ ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡದ ಬಲ ಆರ್ ಅನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆಃ ಸೌರ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಎಲ್ಲಿದೆ ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯಕೇಂದ್ರಿತ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಸೌರ ವಿಕಿರಣವು ಕಣದ ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡದ ಗುಣಾಂಕವಾಗಿದೆ, ಇದು ಅಡ್ಡ ವಿಭಾಗವಾಗಿದೆ (ಕಣ ತ್ರಿಜ್ಯ ಹೊಂದಿರುವ ಗೋಳಾಕಾರದ ಕಣಗಳಿಗೆ), ಇದು ಬೆಳಕಿನ ವೇಗವಾಗಿದೆ. ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡದ ಗುಣಾಂಕವು, ಸೌರ ವರ್ಣಪಟಲದ ಎಲ್ಲಾ ತರಂಗಾಂತರಗಳ ಮೇಲೆ ಸಂಯೋಜಿಸಲಾದ ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವಿಕೆ, ಪ್ರತಿಫಲನ ಮತ್ತು ಬೆಳಕಿನ ಚದುರುವಿಕೆಯಂತಹ ಕಣದ ಆಪ್ಟಿಕಲ್ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಇದನ್ನು ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಬಳಸಿ ಲೆಕ್ಕ ಹಾಕಬಹುದು. ಥಿಯೋರಿ, ಡಿಸ್ಕ್ರೀಟ್ ಡೈಪೋಲ್ ಅಂದಾಜು, ಅಥವಾ ಮೈಕ್ರೋವೇವ್ ಅನಲಾಗ್ ಪ್ರಯೋಗಗಳು. ಸೌರ ವಿಕಿರಣದ ಒತ್ತಡವು ಧೂಳಿನ ಕಣದ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮಕಾರಿ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಬಲವನ್ನು ಕಡಿಮೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಆಯಾಮವಿಲ್ಲದ ನಿಯತಾಂಕದಿಂದ ನಿರೂಪಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ, ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡದ ಬಲವು ಕಣದ ಮೇಲಿನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಬಲಕ್ಕೆ ಅನುಪಾತವಾಗಿದೆಃ ಅಲ್ಲಿ ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಕಣದ ಗಾತ್ರ (ತ್ರಿಜ್ಯ). > 0.1 ಹೊಂದಿರುವ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಕಣಗಳು ಈಗಾಗಲೇ ತಮ್ಮ ಮೂಲ ಧೂಮಕೇತುವಿಗಿಂತ ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ವಿಭಿನ್ನ ಸೂರ್ಯಕೇಂದ್ರಿತ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಬಾಲದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಅದರ ಪೆರಿಹಿಲಿಯನ್ ಬಳಿ ಧೂಮಕೇತುವಿನಿಂದ (ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯೊಂದಿಗೆ) ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಅವುಗಳ ಬೀಟಾ ಮೌಲ್ಯಗಳನ್ನು ಮೀರಿದರೆ ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ಹೈಪರ್ಬೋಲಿಕ್ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ಬಿಡುತ್ತವೆ. ಸೂರ್ಯನ ಸುತ್ತ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿರುವ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹದಿಂದ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಅದರೊಂದಿಗಿನ ಕಣಗಳು ಸಹ ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ಮಿತಿಯಿಲ್ಲದ ಪ್ಯಾರಾಬೊಲಿಕ್ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿ ಬಿಡುತ್ತವೆ. ಸಣ್ಣ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು-ಮೆಟಿಯೋರಾಯ್ಡ್ಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ; ಅವು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ನಿವ್ವಳ ವಿಕರ್ಷಣ ಬಲವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತವೆ. ಸೌರವ್ಯೂಹವನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸಿದಾಗ ಆರಂಭದಲ್ಲಿ ಸಮಾನಾಂತರವಾಗಿರುವ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಪಥಗಳು ಕಣಗಳ ಅನುಪಾತವನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತವೆ. ಕಣಗಳು ಪ್ರಧಾನವಾಗಿ ಸೌರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಆಕರ್ಷಿಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ; ಅವುಗಳ ಪಥಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಕಡೆಗೆ ಬಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಅವು ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಎಷ್ಟು ಹತ್ತಿರವಾಗುತ್ತವೆಯೋ, ಅಷ್ಟು ವೇಗವಾಗಿ ಕಣಗಳು ವೇಗಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಬಲವಾದ ಅವು ತಮ್ಮ ಆರಂಭಿಕ ದಿಕ್ಕಿನಿಂದ ವಿಮುಖವಾಗುತ್ತವೆ. ಈ ಕಣಗಳ ಪಥಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಹಿಂದೆ ಹಾದುಹೋಗುತ್ತವೆ, ಅಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತವೆ; ಇದನ್ನು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಕೇಂದ್ರೀಕರಣ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಪ್ರಧಾನವಾಗಿ ಸೌರ ವಿಕಿರಣದ ಒತ್ತಡದಿಂದ ಹಿಮ್ಮೆಟ್ಟುತ್ತವೆ. ಅವು ಎಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿವೆ ಎಂಬುದರ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿರುವ ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಅಂತರದ ಕೆಳಗೆ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಸಮೀಪಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ. ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನಿಂದ ಮುಕ್ತವಾಗಿರುವ ಈ ಪ್ರದೇಶವು ಪ್ಯಾರಾಬೋಲಾಯ್ಡಲ್ ಆಕಾರದಲ್ಲಿದೆ; ಇದನ್ನು-ಕೋನ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. - ಕೋನ್ನ ಹೊರ ತುದಿಯಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಕಣದ ಮೇಲಿನ ಸೌರ ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡ ಬಲವು ವಿಕಿರಣವಾಗಿ ಕಾರ್ಯನಿರ್ವಹಿಸುತ್ತದೆ ಮಾತ್ರವಲ್ಲ, ಬೆಳಕಿನ ಸೀಮಿತ ವೇಗದಿಂದಾಗಿ ಕಣದ ಕಕ್ಷೆಯ ಚಲನೆಗೆ ವಿರುದ್ಧವಾಗಿ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ಬಲವಿದೆ. ಈ ಪಾಯಿಂಟಿಂಗ್-ರಾಬರ್ಟ್ಸನ್ ಡ್ರ್ಯಾಗ್ ಕಣವು ಕೋನೀಯ ಆವೇಗವನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುವಂತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ, ಸೂರ್ಯನ ಕಡೆಗೆ ಒಳಮುಖವಾಗಿ ಸುರುಳಿಯಾಗಲು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ, ಬಲ ಅನುಪಾತವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಣವು, ಏ. ಯು. ಯಲ್ಲಿ, ತ್ರಿಜ್ಯದೊಂದಿಗೆ ಆರಂಭಿಕ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಯಿಂದ ಸುರುಳಿಯಾಗಲು, ಭೂಮಿಯ ದೂರದಲ್ಲಿ ವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಯಿಂದ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುವ ~ 10−4 ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದ ಕಣಗಳು ಸುಮಾರು 4 ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಗಳನ್ನು ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಈ ಉದಾಹರಣೆಯು ~ 1 ಸೆಂಟಿಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರಕ್ಕಿಂತ ಚಿಕ್ಕದಾದ ಎಲ್ಲಾ ಧೂಳು ಇತ್ತೀಚೆಗೆ ಧೂಮಕೇತು, ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಅಥವಾ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಆಂತರಿಕ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ಪ್ರವೇಶಿಸಿರಬೇಕು ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ; ಗ್ರಹಗಳ ರಚನೆಯ ಸಮಯದಿಂದ ಅಲ್ಲಿ ಯಾವುದೇ ಧೂಳು ಉಳಿದಿಲ್ಲ. ಧೂಳಿನ ಚಾರ್ಜಿಂಗ್ ಮತ್ತು ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳು ಹೆಚ್ಚಿನ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಪರಿಸರಗಳಲ್ಲಿನ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ವಿದ್ಯುತ್ ಚಾರ್ಜಿಂಗ್ ಪ್ರವಾಹಗಳಿಗೆ ಒಡ್ಡಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಪ್ರಮುಖ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳೆಂದರೆ ಸುತ್ತುವರಿದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳ ಸಂಗ್ರಹ, ಯುವಿ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ದ್ಯುತಿವಿದ್ಯುತ್ ಪರಿಣಾಮ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯುತ ಅಯಾನು ಅಥವಾ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ದ್ವಿತೀಯಕ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆ. ಸುತ್ತುವರಿದ ಉಷ್ಣ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಅಯಾನುಗಳ ಸಂಗ್ರಹವು ನಿವ್ವಳ ಋಣಾತ್ಮಕ ಚಾರ್ಜಿಂಗ್ಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಅಯಾನು ವೇಗಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಉಷ್ಣ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ವೇಗವಿದೆ. ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಲ್ಲಿ ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡುವುದಕ್ಕೆ ವ್ಯತಿರಿಕ್ತವಾಗಿ, ಯುವಿ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ಕಣದಿಂದ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಫೋಟೋ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯು ಧನಾತ್ಮಕ ಚಾರ್ಜ್ಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಕಣದ ಮೇಲೆ ಶಕ್ತಿಯುತ ಅಯಾನುಗಳು ಅಥವಾ 100 ಇ. ವಿ. ಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯುಳ್ಳ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಪ್ರಭಾವವು ಒಂದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ವಿತೀಯಕ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸಬಹುದು ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ, ಧನಾತ್ಮಕ ಚಾರ್ಜಿಂಗ್ ಪ್ರವಾಹಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗಬಹುದು. ದ್ವಿತೀಯಕ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಇಳುವರಿಯು ಶಕ್ತಿಯುತ ಕಣ ಮತ್ತು ಕಣ ವಸ್ತುಗಳ ಪ್ರಕಾರ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಎಲ್ಲಾ ಚಾರ್ಜಿಂಗ್ ಪ್ರವಾಹಗಳ ಸಮತೋಲನವು ಕಣದ ಸಮತೋಲನ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ, ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯದಲ್ಲಿ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಧೂಳಿನ ಕಣದ ವಿದ್ಯುತ್ ಚಾರ್ಜ್, ನಿರ್ವಾತದ ಅನುಮತಿ ಇರುವ ಸ್ಥಳವಾಗಿದೆ. ವಿದ್ಯುತ್ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ವೇಗದೊಂದಿಗೆ ಚಲಿಸುವ ಚಾರ್ಜ್ನ ಧೂಳಿನ ಕಣ ಮತ್ತು ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಇನ್ ಎಸ್. ಐ ಘಟಕಗಳ ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತದೆ, ಇದನ್ನು ಟೆಸ್ಲಾಸ್ (ಟಿ) ನಲ್ಲಿ ಅಳೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಅದರ ಚಾರ್ಜ್ ಸುತ್ತುವರಿದ ಪರಿಸರದ ವಿವರವಾದ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಸೂರ್ಯನಿಂದ 1 ಖ. ಮಾ. ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಕಣವು ~ 10 eV ಶಕ್ತಿಯ ಸೌರ ಗಾಳಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಮತ್ತು ಪ್ರತಿ m3 ಗೆ ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆಯಿಂದ ಆವೃತವಾಗಿದೆ. ದ್ಯುತಿವಿದ್ಯುತೀಯ ಹರಿವು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಪ್ರತಿ ಘನ ಮೀಟರ್ಗೆ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಾಗಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ, ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಪ್ರವಾಹಗಳಿಗಿಂತ ಬಹಳ ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆ. ಈ ಸ್ಥಿತಿಯು ≈ + 3 ವಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಸಿಡಿಎಯಿಂದ ಧೂಳಿನ ಚಾರ್ಜ್ಗಳ ನಿಜವಾದ ಅಳತೆಗಳು ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯ + 2 ರಿಂದ + 7 ವಿ. ಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ. ಸೌರ ಮಾರುತದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯಕೇಂದ್ರಿತ ದೂರದೊಂದಿಗೆ ಸೌರ ಯುವಿ ಫ್ಲಕ್ಸ್ ಸ್ಕೇಲ್ ಎರಡರಿಂದಲೂ ಗ್ರಹಗಳ ನಡುವಿನ ಧೂಳಿನ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯ, + 5 ವಿ, ಸಹ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಇತರ ದೂರಗಳಿಗೆ ವಿಶಿಷ್ಟವಾಗಿದೆ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಸೌರ ಕಂಪನದಿಂದ ಸೌರ ಮಾರುತದಿಂದ ಹೊರಕ್ಕೆ ಎಳೆಯಲ್ಪಡುವ ಸೌರ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಅಂಶವಾಗಿದೆ. ನಿಧಾನಗತಿಯ ಗಾಳಿ (≈) ಸಮಭಾಜಕ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಗೆ ಸೀಮಿತವಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಧ್ರುವಗಳ ಮೇಲೆ ವೇಗದ ಗಾಳಿ (≈) ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ತಿರುಗುವಿಕೆಯು ದ್ವಿಧ್ರುವೀಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ಮತ್ತು ಅದಕ್ಕೆ ಅನುಗುಣವಾದ ಪ್ರವಾಹದ ಹಾಳೆಯನ್ನು ಆರ್ಕಿಮೆಡಿಯನ್ ಸುರುಳಿಯಾಗಿ ತಿರುಗಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಹೀಲಿಯೋಸ್ಫಿಯರಿಕ್ ಕರೆಂಟ್ ಶೀಟ್ ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ಬ್ಯಾಲೆರಿನಾ ಸ್ಕರ್ಟ್ನಂತೆಯೇ ಆಕಾರವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ ಮತ್ತು ಪ್ರತಿ 11 ವರ್ಷಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಸೂರ್ಯನ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಹಿಮ್ಮುಖವಾಗುವುದರಿಂದ ಸೌರ ಚಕ್ರದ ಮೂಲಕ ಆಕಾರದಲ್ಲಿ ಬದಲಾವಣೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾದ ಧೂಳಿನ ಕಣವು ಸೌರ ಮಾರುತದ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಹಾದುಹೋಗುವ ಅಂತರಗ್ರಹ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನಿಂದ 1 ಖ. ಮಾ. ನಲ್ಲಿ ಸೌರ ಮಾರುತದ ಸರಾಸರಿ ವೇಗವು 450 ಕಿ. ಮೀ./ಸೆ ಮತ್ತು ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಶಕ್ತಿ ಟಿ = 5 ಎನ್. ಟಿ. ಆಗಿದೆ. ಸಬ್ಮೈಕ್ರಾನ್-ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳಿಗೆ ಈ ಬಲವು ಗಮನಾರ್ಹವಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು <0.1 ಮೈಕ್ರಾನ್ಗಳ ಕಣಗಳಿಗೆ ಇದು ಸೌರ ಗುರುತ್ವ ಮತ್ತು ವಿಕಿರಣ ಒತ್ತಡ ಬಲವನ್ನು ಮೀರಿಸುತ್ತದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಸೂರ್ಯಮಂಡಲದ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವ ~ 0.3 ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಸೌರ ಕಾಂತೀಯ ಭೂಮಧ್ಯರೇಖೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ಕೇಂದ್ರೀಕೃತವಾಗಿರುತ್ತವೆ ಅಥವಾ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣವು ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲದಿಂದ ಎಷ್ಟು ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿದೆ ಎಂಬುದರ ಒಂದು ವಿಶಿಷ್ಟ ಅಳತೆಯು ಅದರ ಚಾರ್ಜ್-ಟು-ಮಾಸ್ ಅನುಪಾತವಾಗಿದೆ. ಒಂದು ಕಣದ ಚಾರ್ಜ್ ಅದರ ಗಾತ್ರದೊಂದಿಗೆ ರೇಖೀಯವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಾಗುವುದರಿಂದ, ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಪರಿಮಾಣವು ಅದರ ಗಾತ್ರದ ಘನದೊಂದಿಗೆ ಹೆಚ್ಚಾಗುವುದರಿಂದ, ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ದೊಡ್ಡ ಕಣಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಚಾರ್ಜ್-ಟು-ಮಾಸ್ ಅನುಪಾತವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲದಿಂದ ಹೆಚ್ಚು ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಎಲ್ಲಾ ಗಾತ್ರಗಳ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಚಾರ್ಜ್ ಆಗಿರುವವರೆಗೆ ಕೇಂದ್ರೀಕೃತವಾಗಿರುತ್ತವೆ ಅಥವಾ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಈ ಫೋಕಸಿಂಗ್ ಮತ್ತು ಡಿಫೋಕಸಿಂಗ್ ಆಯಾ ಸೌರ ಕನಿಷ್ಠ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ, ಇದು ಡಿಫೋಕಸಿಂಗ್ಗಾಗಿ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸಿದೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ, 1996 ಮತ್ತು 2019, ಮತ್ತು ಫೋಕಸಿಂಗ್ಗಾಗಿ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸಿದೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ, 1986 ಮತ್ತು 2008. ಸೌರ ಆಯಸ್ಕಾಂತೀಯ ಚಕ್ರದ ಪ್ರಸ್ತುತ ಹಂತವು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳನ್ನು ಗ್ರಹಣ ಸಮತಲದಿಂದ ದೂರ ಕೇಂದ್ರೀಕರಿಸುವುದಕ್ಕೆ ಅನುರೂಪವಾಗಿದೆ, ಇದು ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ಮತ್ತು ಅಳೆಯಲು ಪ್ರತಿಕೂಲವಾಗಿದೆ. ಸೌರವ್ಯೂಹದೊಳಗಿನ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಅಳತೆಗಳಿಗೆ ಸೂಕ್ತವಾದ ಸೌರ ಕಾಂತೀಯ ಚಕ್ರದ ಮುಂದಿನ ಕೇಂದ್ರೀಕರಣ ಹಂತವು 2030ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಹಂತಗಳು ಪ್ರತಿ 22 ವರ್ಷಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಸಂಭವಿಸುವುದರಿಂದ, ಮುಂದಿನ ಕೇಂದ್ರೀಕರಣ ಹಂತವು 2050ರ ದಶಕದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ಗ್ರಹಗಳ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ಗಳಲ್ಲಿ ಬಹಳ ವಿಭಿನ್ನ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಿವೆ. ಒಂದು ವಿಪರೀತ ಪ್ರಕರಣವೆಂದರೆ ಗುರುಗ್ರಹದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್, ಅಲ್ಲಿ ಜ್ವಾಲಾಮುಖಿ ಸಕ್ರಿಯ ಚಂದ್ರ ಐಒ 6 ರಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಬಲವಾದ ಮೂಲವಾಗಿದೆ, ಅಲ್ಲಿ = ಕಿ. ಮೀ ಗುರುಗ್ರಹದ ತ್ರಿಜ್ಯವಾಗಿದೆ. ಈ ದೂರದಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಗರಿಷ್ಠ ಮಟ್ಟ (m−3) ಇರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಶಕ್ತಿಯು ಕನಿಷ್ಠ ಕನಿಷ್ಠ ~ 1 eVಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಈ ಅಂತರದ ಹೊರಗೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಶಕ್ತಿಯು 8ರಲ್ಲಿ 80 eVಗೆ ತೀವ್ರವಾಗಿ ಏರುತ್ತದೆ. ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಧೂಳಿನ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು ತಂಪಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಲ್ಲಿ-30 ವಿ ನಿಂದ 4 ಮತ್ತು 6 ರ ನಡುವೆ ಮತ್ತು ಬೇರೆಡೆ + 3 ವಿ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ಗುರುಗ್ರಹದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಬಹುಪಾಲು ದ್ವಿಧ್ರುವವಾಗಿದ್ದು, ಕಾಂತೀಯ ಅಕ್ಷವು ಗುರುಗ್ರಹದ ತಿರುಗುವಿಕೆಯ ಅಕ್ಷಕ್ಕೆ ~ 10° ಬಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಗುರುಗ್ರಹದಿಂದ ಸುಮಾರು 10 ರವರೆಗೆ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ಮತ್ತು ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಗ್ರಹದೊಂದಿಗೆ ಸಹ-ತಿರುಗುತ್ತವೆ. ಐಒನ ದೂರದಲ್ಲಿ ಸಹ-ತಿರುಗುವ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಐಒನಿಂದ 17 ಕಿಮೀ/ಸೆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಹಾದುಹೋಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಶಕ್ತಿ ಟಿ = 2000 ಎನ್ಟಿ. 9 ರಿಂದ ~ 120 ನ್ಯಾನೊಮೀಟರ್ಗಳವರೆಗಿನ ಗಾತ್ರದ (ತ್ರಿಜ್ಯ) ವ್ಯಾಪ್ತಿಯಲ್ಲಿರುವ ಐಓನಿಂದ ಧನಾತ್ಮಕ ಆವೇಶದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಬಲವಾದ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಎತ್ತಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ ಮತ್ತು 350 ಕಿಮೀ/ಸೆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಜೋವಿಯನ್ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಿಂದ ವೇಗವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳಿಗೆ ಲೊರೆಂಟ್ಜ್ ಬಲವು ಪ್ರಾಬಲ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅವು ಅಯಾನುಗಳು ಮತ್ತು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಂತೆಯೇ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗಳ ಸುತ್ತಲೂ ತಿರುಗುತ್ತವೆ. ಶನಿಯ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಶಿಯರ್ ನಲ್ಲಿ ಸಕ್ರಿಯ ಚಂದ್ರ ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ 4 (= ಕಿಮೀ ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯವಾಗಿದೆ) ಆಮ್ಲಜನಕ ಮತ್ತು ನೀರಿನ ಅಯಾನುಗಳ ಮೂಲವಾಗಿದ್ದು m−3 ಸಾಂದ್ರತೆ ಮತ್ತು 5 eV ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು-1 ಮತ್ತು-2 ವಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯಕ್ಕೆ ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. 4 ರ ಹೊರಗೆ ಅಯಾನು ಶಕ್ತಿಯು 100 ಇ. ವಿ. ಗೆ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು + 5 ವಿ. ಗೆ ಏರುತ್ತದೆ. ಕ್ಯಾಸಿನಿ ಸಿಡಿಎ ಮಾಪನಗಳು ಧೂಳಿನ ಸಾಮರ್ಥ್ಯದ ಈ ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ಗಮನಿಸಿದವು. ಭಾಗಶಃ ಅಯಾನೀಕರಿಸಿದ ಸ್ಥಳೀಯ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಸಾಂದ್ರತೆಯು ಸುಮಾರು m−3 ಮತ್ತು ಉಷ್ಣ ಶಕ್ತಿಯು 0.6 eV ಆಗಿರುತ್ತದೆ. ಸರಾಸರಿ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ ಯುವಿ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ಇಂಗಾಲದ ಅಥವಾ ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಕಣಗಳ ದ್ಯುತಿವಿದ್ಯುತೀಯ ಹರಿವು ಪ್ರತಿ ಮೀ2ಗೆ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು ~ + 0.5 ವಿ. ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಳ್ಳೆಯ (ಸಾಂದ್ರತೆ m−3, ಶಕ್ತಿ 100 eV) ಬಿಸಿಯಾದ ಆದರೆ ಹಗುರವಾದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಲ್ಲಿ ಧೂಳನ್ನು + 5 ರಿಂದ + 10 ವಿ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಾಮರ್ಥ್ಯಕ್ಕೆ ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸ್ಥಳೀಯ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ~ 0.5 ಎನ್. ಟಿ. ಯ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಬಲವನ್ನು ವಾಯೇಜರ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಿಂದ ಅಳೆಯಲಾಗಿದೆ. ಅಂತಹ ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾದ ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣವು ಗೈರೋರಾಡಿಯಸ್ <1 ಪಿಸಿ ಅನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿನ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಅವುಗಳ ಭೌತಿಕ ಮತ್ತು ರಾಸಾಯನಿಕ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುವ ವಿವಿಧ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗಿವೆ. ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಅಥವಾ ದೊಡ್ಡ ಉಲ್ಕೆಗಳ ನಡುವಿನ ಘರ್ಷಣೆಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಪ್ರಬಲವಾದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಾಗಿದ್ದು, ಇದು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಉಲ್ಕೆಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತದೆ ಅಥವಾ ನಾಶಪಡಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಜನಸಂಖ್ಯೆಗೆ ಕಾರಣವಾಗುವ ಹೊಸ ಮತ್ತು ಸಣ್ಣ ತುಣುಕುಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಉಲ್ಕೆಗಳ ವಿಶಿಷ್ಟ ಘರ್ಷಣೆ ವೇಗವು ಸೂರ್ಯನಿಂದ 1 ಖ. ಮಾ. ನಲ್ಲಿ ~ 20 ಕಿಮೀ/ಸೆ ಆಗಿದೆ. ಆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಉಲ್ಕೆಯ ಚಲನ ಶಕ್ತಿಯು ಅದರ ಆವಿಯಾಗುವ ಶಾಖಕ್ಕಿಂತ ತುಂಬಾ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ, ಅಂತಹ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಉತ್ಕ್ಷೇಪಕವು ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡ ಗುರಿ ವಸ್ತುವನ್ನು ಹೊಡೆದಾಗ ಪ್ರಕ್ಷೇಪಕ ಮತ್ತು ಗುರಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅನುಗುಣವಾದ ಭಾಗವು ಆವಿಯಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅಯಾನೀಕರಿಸಲ್ಪಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಪ್ರಭಾವದಿಂದ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಆಘಾತ ತರಂಗಗಳಿಂದ ಗುರಿ ದೇಹದಲ್ಲಿ ಪ್ರಭಾವದ ಕುಳಿಯೊಂದನ್ನು ಉತ್ಖನನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಉತ್ಖನನ ಮಾಡಲಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಗುಳ್ಳೆಗಳ ದಕ್ಷತೆಯ ಅಂಶವು ಉತ್ಕ್ಷೇಪಕದ ಚಲನ ಶಕ್ತಿಯೊಂದಿಗೆ ಅಳೆಯುತ್ತದೆ. ಚಂದ್ರನ ಮೇಲೆ ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲೆ ಕ್ರೇಟರ್ಗಳ ಪ್ರಭಾವಕ್ಕಾಗಿ. ಆ ಮೂಲಕ, ಪ್ರಭಾವದ ಕುಳಿಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಗುರಿ ದೇಹ ಅಥವಾ ಉಲ್ಕೆಗಳನ್ನು ಸವೆಸುತ್ತವೆ. ಉಳಿದಿರುವ ಅತಿದೊಡ್ಡ ತುಣುಕಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಅಂದಾಜುಗಿಂತ ಚಿಕ್ಕದಾಗಿದ್ದರೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಗುರಿಯ ಉಲ್ಕೆಯು ವಿನಾಶಕಾರಿಯಾಗಿ ಅಡ್ಡಿಯಾಗುತ್ತದೆ. ಗುರಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅರ್ಧದಷ್ಟು ಅಥವಾ ಉತ್ಕ್ಷೇಪಕದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಎಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ಅಡಚಣೆಯ ಮಿತಿ ಕಲ್ಲಿನ ವಸ್ತುಗಳಿಗೆ ಮತ್ತು ರಂಧ್ರಯುಕ್ತ ವಸ್ತುಗಳಿಗೆ. ರಾಕಿ ವಸ್ತುವು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಪ್ರತಿನಿಧಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ರಂಧ್ರಯುಕ್ತ ವಸ್ತುವು ಧೂಮಕೇತುಗಳನ್ನು ಪ್ರತಿನಿಧಿಸುತ್ತದೆ. ಧೂಮಕೇತುವಿನ ವಸ್ತುವು ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ ಗಾತ್ರದಿಂದ ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಫ್ರ್ಯಾಕ್ಟಲ್ ಧೂಳಿನವರೆಗೆ ರಂಧ್ರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಕಣದ ಘರ್ಷಣಾ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಹರಿವು ಎಲ್ಲಿದೆ ಎಂದು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು. 1 ಎ. ಯು. ನಲ್ಲಿನ ಈ ಹರಿವನ್ನು ಚಂದ್ರನ ಮೈಕ್ರೋಕ್ರೇಟರ್ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳಿಂದ ಪಡೆಯಲಾಗಿದೆ. ಐಸೊಟ್ರೊಪಿಕ್ ಫ್ಲಕ್ಸ್ನಲ್ಲಿ ಚದುರುವಿಕೆಯ ಅಡ್ಡ ವಿಭಾಗವು (, ಕಣ ತ್ರಿಜ್ಯದೊಂದಿಗೆ) ಎಲ್ಲಿದೆ. ಅಂತರಗ್ರಹೀಯ ಧೂಳಿನ ಮೋಡದ ಮಾದರಿಗಳಿಗೆ ಅಂತರಗ್ರಹೀಯ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಜೀವಿತಾವಧಿಯು ಬಂಡೆಯ ವಸ್ತುಗಳಿಗಿಂತ ಉದ್ದವಾಗಿರಬೇಕು ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ, ಅಂತರಗ್ರಹೀಯ ಧೂಳಿನ 1 AU ~80% ನಲ್ಲಿ ಧೂಮಕೇತುವಿನ ಮೂಲ ಮತ್ತು ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಮೂಲದ ~20% ಮಾತ್ರ ಎಂಬ ಫಲಿತಾಂಶವನ್ನು ಬೆಂಬಲಿಸುತ್ತದೆ. ಘರ್ಷಣಾ ವಿಘಟನೆಯು ~ ಕೆಜಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಬೃಹತ್ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ನಿವ್ವಳ ನಷ್ಟಕ್ಕೆ ಮತ್ತು ಕಡಿಮೆ ಬೃಹತ್ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ನಿವ್ವಳ ಲಾಭಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಧೂಮಕೇತುಗಳು ದೊಡ್ಡ ಅಂತರಗ್ರಹಗಳ ಧೂಳಿನ ನಷ್ಟವನ್ನು ತುಂಬುತ್ತವೆ ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ಗ್ರಹಣದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಸೌರ ಕೊರೋನದ ಆರಂಭಿಕ ಅತಿಗೆಂಪು ಅವಲೋಕನಗಳು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ~ 5 ಸೌರ ತ್ರಿಜ್ಯದ (0.025 AU) ಒಳಗೆ ಧೂಳು-ಮುಕ್ತ ವಲಯವನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ಧೂಳು-ಮುಕ್ತ ವಲಯದ ಹೊರಗೆ ಸಿಲಿಕೇಟ್ಗಳು ಮತ್ತು ಕ್ಯಾಕಾರ್ಬೊನೇಸಿಯಸ್ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಅಂತರಗ್ರಹ ಧೂಳು 2000 ಕೆ. ವರೆಗಿನ ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತದೆ. ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಉಲ್ಕೆಯ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಸಣ್ಣ ಘನ ಕಣಗಳು ಮಾತ್ರವಲ್ಲದೆ ಭೂಮಿಯ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ದ್ರವ ಅಥವಾ ಅನಿಲ ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಣಗಳೂ ಆಗಿರುತ್ತವೆ. ಧೂಮಕೇತುಗಳು ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಆವಿಯಾಗುವ ಕಣಗಳನ್ನು ಒಳಗಿನ ಸೌರವ್ಯೂಹಕ್ಕೆ ಸಾಗಿಸುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಕಾರ್ಬನ್ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್ (ಸಿಒ2), ಸಿಎಚ್-, ಸಿಎಚ್ಎನ್-, ಸಿಎಚ್ಎಸ್-, ಸಿಎಚ್ಓ-, ಸಿಎಚ್ಒ2-ಮತ್ತು ಸಿಎಚ್ಎನ್ಓ-ಹೊಂದಿರುವ ಸ್ಯಾಚುರೇಟೆಡ್ ಮತ್ತು ಅಪರ್ಯಾಪ್ತ ಪ್ರಭೇದಗಳು ಮತ್ತು ಸುಗಂಧ ಸಂಯುಕ್ತ ಟೋಲುಯಿನ್ (ಸಿಎಚ್3-ಸಿ6ಎಚ್5) ಸಹ ಪ್ರಮುಖ ನೀರಿನ (ಎಚ್2ಒ) ಅಣುಗಳ ಜೊತೆಗೆ ರೋಸೆಟ್ಟಾ ಉಪಕರಣಗಳು ಪತ್ತೆಯಾಗಿವೆ. ಶನಿಯ ಇ ಉಂಗುರದ ಮೂಲಕ ಕ್ಯಾಸಿನಿಯು ಹಾದುಹೋಗುವಾಗ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಡಸ್ಟ್ ಅನಲೈಜರ್ (ಸಿಡಿಎ) ಇದು ಸಿಲಿಕೇಟ್ಗಳು, ಇಂಗಾಲದ ಡೈಆಕ್ಸೈಡ್, ಅಮೋನಿಯಾ ಮತ್ತು ಹೈಡ್ರೋಕಾರ್ಬನ್ಗಳ ಸಣ್ಣ ಕೊಡುಗೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಪ್ರಧಾನವಾಗಿ ನೀರಿನ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ ಎಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ನ್ಯೂ ಹೊರೈಜನ್ಸ್ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ನೌಕೆಯು ಪ್ಲುಟೊ ಮತ್ತು ಚಾರೋನ್ನ ಮೇಲ್ಮೈ ಸಂಯೋಜನೆಗಳ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಯು ಘನ ಸಾರಜನಕ (ಎನ್2), ಮೀಥೇನ್ (ಸಿಎಚ್4), ಕಾರ್ಬನ್ ಮಾನಾಕ್ಸೈಡ್ (ಸಿಒ), ಈಥೇನ್ (ಸಿ2ಎಚ್6) ಮತ್ತು ಬಣ್ಣವನ್ನು ನೀಡುವ ಹೆಚ್ಚುವರಿ ಘಟಕಗಳ ಮಿಶ್ರಣವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದೆ. ಆಂತರಿಕ ಗ್ರಹಗಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿನ ಹಿಮ ಕಣಗಳು ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವ ಸೌರ ವಿಕಿರಣವು ಕಣವನ್ನು ಬಿಸಿಮಾಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಶಕ್ತಿಯ ಭಾಗವನ್ನು ಮತ್ತೆ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ತಿರುಗಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಇತರ ಭಾಗವನ್ನು ಐಸ್ಗಳನ್ನು ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಅನಿಲವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. 1 ಎ. ಯು. ನಲ್ಲಿ ಸೌರ ವಿಕಿರಣವು ಎಲ್ಲಿದೆ, ಮತ್ತು ಅನುಕ್ರಮವಾಗಿ 10 ಮತ್ತು 20 ಮೈಕ್ರೋಮೀಟರ್ ತರಂಗಾಂತರದ ನಡುವಿನ ಗೋಚರ ಮತ್ತು ಅತಿಗೆಂಪು ಬಣ್ಣದ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಯ ಆಲ್ಬೆಡೋಗಳು, ಸೂರ್ಯಕೇಂದ್ರಿತ ದೂರವು ಸ್ಟೀಫನ್-ಬೋಲ್ಟ್ಜ್ಮನ್ ಸ್ಥಿರಾಂಕವಾಗಿದೆ, ತಾಪಮಾನ, ಅನಿಲದ ಉತ್ಪಾದನಾ ದರ, ಮತ್ತು ಆವಿಯಾಗುವಿಕೆಯ ಸುಪ್ತ ಶಾಖ. ಹಿಮದ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಉತ್ಪತನಗೊಳ್ಳುವ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳ ಅಳತೆ ಮಾಡಿದ ಆವಿಯ ಒತ್ತಡದಿಂದ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ವಿವಿಧ ಸೂರ್ಯಕೇಂದ್ರಿತ ದೂರಗಳಲ್ಲಿ ಅಂತರಗ್ರಹಗಳ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ವಿಭಿನ್ನ ಹಿಮಾವೃತ ಘಟಕಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಸ್ಪಟರಿಂಗ್ ಸ್ಪಟರಿಂಗ್, ಜೊತೆಗೆ ಉಲ್ಕೆಯ ಬಾಂಬ್ ದಾಳಿಯು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ಹವಾಮಾನದಲ್ಲಿ ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಾಗಿದೆ, ಇದು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿರುವ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಭೌತಿಕ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತದೆ. ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದಿಂದ ಶಕ್ತಿಯುತ ಪರಮಾಣುಗಳು ಅಥವಾ ಅಯಾನುಗಳು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಘನ ಕಣದೊಂದಿಗೆ ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆದಾಗ, ಪರಮಾಣುಗಳು ಅಥವಾ ಅಯಾನುಗಳು ಕಣದಿಂದ ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಸ್ಪಟರ್ ಇಳುವರಿಯು ಪ್ರತಿ ಘಟನೆಯ ಪರಮಾಣು ಅಥವಾ ಅಯಾನು ಗುರಿಯಿಂದ ಹೊರಹಾಕಲ್ಪಟ್ಟ ಪರಮಾಣುಗಳ ಸರಾಸರಿ ಸಂಖ್ಯೆಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಸ್ಪಟರ್ ಇಳುವರಿಯು ಪ್ರಾಥಮಿಕವಾಗಿ ಆಪಾದಿತ ಕಣಗಳ ಶಕ್ತಿ ಮತ್ತು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಗುರಿ ಪರಮಾಣುಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಅಂತರಗ್ರಹ ಮಾಧ್ಯಮದೊಳಗೆ ಸೌರ ಮಾರುತದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾವು ಪ್ರಾಥಮಿಕವಾಗಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು, ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಆಲ್ಫಾ ಕಣಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ, ಇದು 0.50 ಮತ್ತು 10 ಕೆಇವಿ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯ ಚಲನ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ, ಇದು 1 ಎಯು ದೂರದಲ್ಲಿ 400 ರಿಂದ 800 ಕಿಮೀ/ಸೆ ಸೌರ ಮಾರುತದ ವೇಗಕ್ಕೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಹೊರಗಿನ ಸೌರವ್ಯೂಹದಲ್ಲಿ ಮಂಜುಗಡ್ಡೆಗಳು ಉಲ್ಕೆಗಳು ಮತ್ತು ಧೂಳಿನ ಪ್ರಬಲ ಮೇಲ್ಮೈ ಪದಾರ್ಥಗಳಾಗಿವೆ. ಇದಲ್ಲದೆ, ದೈತ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಸ್ಫಿಯರ್ಗಳು ಸಲ್ಫರ್ ಅಥವಾ ಆಮ್ಲಜನಕದಂತಹ ಭಾರೀ ಅಯಾನುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ, ಅವು ಹಿಮಾವೃತ ಮೇಲ್ಮೈಗಳಿಗೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸ್ಪಟರ್ ಇಳುವರಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಇ. ಜಿ. ಶನಿಯ ಇ ಉಂಗುರದಲ್ಲಿ ಮೈಕ್ರಾನ್ ಗಾತ್ರದ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳ ಚಿಮ್ಮುವಿಕೆಯಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಜೀವಿತಾವಧಿಯು ಕೆಲವು 100 ವರ್ಷಗಳು. ಈ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ತಮ್ಮ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಸುರುಳಿಯ ಶೇಕಡಾ 90ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಭಾಗವನ್ನು ಎನ್ಸೆಲಾಡಸ್ನಲ್ಲಿ (4 ಶನಿಯ ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿ) ತಮ್ಮ ಮೂಲದಿಂದ 20ರಲ್ಲಿ ಟೈಟಾನ್ನ ಕಕ್ಷೆಗೆ ಬಿಡುತ್ತವೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಮೋಡಗಳೊಳಗಿನ ಚಿಮ್ಮುವ ವಾತಾವರಣವು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ನಿರುಪದ್ರವವಾಗಿದೆ. ಚಾರ್ಜ್ ಮಾಡಲಾದ ಅಂತರತಾರಾ ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಕಾಂತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೂಲಕ ಅನಿಲದೊಂದಿಗೆ ಸಂವಹನ ನಡೆಸುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನವು ಮಧ್ಯಮವಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ 10,000 ಕೆ ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಸ್ಪಟ್ಟರ್ ಸವೆತವು ಸಂಭವಿಸುವ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ಪ್ರದೇಶಗಳು ಯಾದೃಚ್ಛಿಕವಾಗಿ ಚಲಿಸುವ ಮೋಡಗಳ ನಡುವಿನ ಘರ್ಷಣೆ ಅಂತರಸಂಪರ್ಕದಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ, ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ ಕೆಲವು ನೂರು ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವೇಗವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಆಘಾತಗಳಲ್ಲಿ. ಸರಾಸರಿ, ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಕಾರ್ಬೊನೇಸಿಯಸ್ ಧಾನ್ಯಗಳ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಸರಿಸುಮಾರು ವರ್ಷಗಳೆಂದು ಲೆಕ್ಕ ಹಾಕಲಾಗಿದ್ದು, ಸಿಲಿಕೇಟ್ ಧಾನ್ಯಗಳು ಸರಿಸುಮಾರು ವರ್ಷಗಳ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಉಲ್ಲೇಖಗಳು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರ