ดาราศาสตร์ฝุ่นเป็นสาขาย่อยของดาราศาสตร์ที่ใช้ข้อมูลที่มีอยู่ใน อนุภาค ฝุ่นอวกาศ แต่ละอนุภาค ตั้งแต่สถานะทางพลศาสตร์ไปจนถึง องค์ประกอบ ไอโซโทปธาตุโมเลกุลและแร่ธาตุเพื่อให้ได้ข้อมูลเกี่ยวกับวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เกิดขึ้นในอวกาศดาราศาสตร์ฝุ่นมีความเกี่ยวเนื่องกับสาขาวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์เคมีจักรวาลและชีววิทยา อวกาศ

Eberhard Grünและคณะกล่าวในการบรรยายรางวัล Kuiper ปี 2002 ^{[ 2 ] ว่า} "อนุภาคฝุ่น เช่นเดียวกับโฟตอนจะนำข้อมูลจากสถานที่ห่างไกลในอวกาศและเวลา จากความรู้เกี่ยวกับแหล่งกำเนิดของอนุภาคฝุ่นและคุณสมบัติโดยรวมของพวกมัน เราสามารถเรียนรู้เกี่ยวกับสภาพแวดล้อมที่ห่างไกลซึ่งอนุภาคเหล่านั้นก่อตัวขึ้น แนวทางนี้เรียกว่าดาราศาสตร์ฝุ่น ซึ่งดำเนินการโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ฝุ่นบนหอดูดาวฝุ่นในอวกาศ"

มนุษย์สังเกตเห็นปรากฏการณ์สามอย่างที่เกี่ยวข้องกับฝุ่นละอองในอวกาศ (อย่างที่เราทราบกันในปัจจุบัน) มานานนับพันปีแล้ว ได้แก่แสงจักรราศีดาวหางและอุกกาบาต(ดูการสังเกตการณ์ดาวหางในประเทศจีนใน อดีต ) นักดาราศาสตร์ยุคแรกๆ สนใจที่จะทำความเข้าใจปรากฏการณ์เหล่านี้

แสงจักรราศีหรือรุ่งอรุณเทียมสามารถมองเห็นได้ในท้องฟ้าทางทิศตะวันตกหลังจากแสงสนธยา ในตอนเย็น หายไป หรือในท้องฟ้าทางทิศตะวันออกก่อนที่แสงสนธยาในตอนเช้าจะปรากฏขึ้น ปรากฏการณ์นี้ได้รับการศึกษาโดยนักดาราศาสตร์Giovanni Domenico Cassiniในปี 1683 เขาอธิบายแสงจักรราศีโดยสสารระหว่างดาวเคราะห์ (ฝุ่น) รอบดวงอาทิตย์ตามที่ Hugo Fechtig, Christoph Leinert และ Otto E. Berg ^{[ 4 ]} กล่าวไว้ ในหนังสือInterplanetary Dust [ ^{5 ] ใน} อดีต การปรากฏตัวของดาวหาง อย่างไม่คาดคิด ถูกมองว่าเป็นลางร้ายที่บ่งบอกถึงภัยพิบัติและการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ ดังที่อธิบายไว้ในประวัติการสังเกตการณ์ของดาวหางอย่างไรก็ตาม ในปี 1705 Edmond Halleyได้ใช้กฎการเคลื่อนที่ของIsaac Newtonเพื่อวิเคราะห์การพบเห็นดาวหางก่อนหน้านี้หลายครั้ง เขาพบว่าดาวหางในปี 1531, 1607 และ 1682 มีองค์ประกอบวงโคจรที่คล้ายคลึงกันมาก และเขาตั้งทฤษฎีว่าพวกมันเป็นดาวหางดวงเดียวกัน แฮลลีย์ทำนายว่าดาวหางดวงนี้จะกลับมาในปี 1758-59 แต่เขาเสียชีวิตก่อนที่มันจะกลับมา ดาวหางดวงนี้ซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อดาวหางแฮลลีย์ และมีชื่ออย่างเป็นทางการว่า 1P/Halley ในที่สุดก็กลับมาตามกำหนด ดาวตกหรือดาวหางพุ่งผ่านชั้นบรรยากาศโลกด้วยความเร็วหลายสิบกิโลเมตรต่อวินาที ที่ระดับความสูงประมาณ 100 กิโลเมตร เรียกว่าดาวตก ด้วยความเร็วนี้ อุกกาบาตจะร้อนขึ้นและทิ้งร่องรอยของ อะตอมและไอออนที่อยู่ใน สถานะกระตุ้นซึ่งจะปล่อยแสงออกมาเมื่อสถานะกระตุ้นลดลง ในบางวัฒนธรรม ดาวตกถูกมองว่าเป็นปรากฏการณ์ทางบรรยากาศเช่นเดียวกับฟ้าผ่าโดยปกติแล้วในคืนที่ไม่มีดวงจันทร์ จะสามารถมองเห็นดาวตกได้เพียงไม่กี่ดวงในหนึ่งชั่วโมง แต่ในช่วงเวลาหนึ่งของปี อาจมีปรากฏการณ์ ฝนดาวตกที่มีดาวตกมากกว่า 100 ดวงต่อชั่วโมงให้ชมได้ นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีGiovanni Schiaparelliสรุปในปี 1866 ว่าฝนดาวตกเพอร์เซอิดเป็นเศษชิ้นส่วนของดาวหาง Swift–Tuttleโดยพิจารณาจากความคล้ายคลึงกันของวงโคจร ความสัมพันธ์ทางกายภาพระหว่างปรากฏการณ์ที่แตกต่างกันทั้งสามนี้ได้รับการพิสูจน์โดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันFred Lawrence Whippleซึ่งในทศวรรษ 1950 ได้เสนอแบบจำลอง "กลุ่มก้อนน้ำแข็ง" ขององค์ประกอบดาวหาง แบบจำลองนี้สามารถอธิบายได้ว่าดาวหางปล่อยอุกกาบาตและฝุ่นออกมาได้อย่างไร ซึ่งในทางกลับกันก็หล่อเลี้ยงและรักษา กลุ่ม เมฆฝุ่นจักรราศี^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]}

เป็นเวลานานแล้วที่วัสดุนอกโลกเพียงอย่างเดียวที่สามารถเข้าถึงได้สำหรับการศึกษาคืออุกกาบาตที่เก็บรวบรวมได้บนพื้นผิวโลก อุกกาบาตถือเป็นเศษชิ้นส่วนแข็งจากวัตถุทางดาราศาสตร์ อื่นๆ เช่นดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยดาวหาง หรือดวงจันทร์อุกกาบาตส่วนใหญ่เป็น อุกกาบาตชนิด คอนได รต์ ซึ่งตั้งชื่อตามอนุภาคกลมขนาดเล็กที่ประกอบอยู่ คอนไดรต์คาร์บอนเป็นอุกกาบาตดั้งเดิมเป็นพิเศษ พวกมันยังคงรักษาคุณสมบัติทางเคมีหลายอย่างไว้ตั้งแต่ก่อตัวขึ้นเมื่อ 4.6 พันล้านปีก่อน^{[ 9 ]} อุกกาบาตอื่นๆ ได้รับการเปลี่ยนแปลงโดยการหลอมละลายหรือการแยกตัวของดาวเคราะห์ของวัตถุต้นกำเนิดการวิเคราะห์องค์ประกอบของอุกกาบาตทำให้เห็นภาพคร่าวๆ เกี่ยวกับการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะดังนั้น การวิเคราะห์อุกกาบาตจึงเป็นรากฐานสำคัญของเคมีจักรวาล^{[ 10 ]}

ตัวอย่างนอกโลกชุดแรก – นอกเหนือจากอุกกาบาต – คือตัวอย่างจากดวงจันทร์ 380 กิโลกรัม ที่นำกลับมาในช่วงทศวรรษที่ 1970 โดยภารกิจอะพอลโลและในเวลาเดียวกันนั้นเองยานอวกาศลูน่า ที่ไม่มีลูกเรือก็นำตัวอย่างกลับมา 300 กรัม เมื่อไม่นานมานี้ ในปี 2020 ยานฉางเอ๋อ 5ได้เก็บตัวอย่างวัสดุจากดวงจันทร์ 1.7 กิโลกรัม จาก องค์ประกอบ ไอโซโทปธาตุโมเลกุลและแร่ธาตุทำให้ได้ ข้อสรุปที่สำคัญเกี่ยวกับต้นกำเนิดของดวงจันทร์เช่นสมมติฐานการชนครั้งใหญ่^{[ 11 ]}

อนุภาคหลายพันอนุภาคถูกเก็บรวบรวมระหว่างการบินผ่านดาวหาง81P/Wildโดยยาน Stardustซึ่งนำตัวอย่างกลับมายังโลกในปี 2549 การวิเคราะห์อนุภาคเหล่านี้ให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับระบบสุริยะใน ยุคแรก ^{[ 12 ]} นอกจากนี้ ยังมีการเก็บรวบรวมอนุภาคระหว่างดวงดาวบางส่วนระหว่างการเดินทางระหว่างดาวเคราะห์ของยาน Stardustและนำกลับมาโดยภารกิจเดียวกัน^{[ 13 ]}

ดาวเคราะห์น้อย^และอุกกาบาตมีความเชื่อมโยงกันผ่านประเภทสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อยและความคล้ายคลึงกันในย่าน แสง ที่มองเห็นได้และใกล้อินฟราเรด [ ^{14 ]}ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวเคราะห์น้อยและอุกกาบาตมาจากวัตถุต้นกำเนิดเดียวกัน

ตัวอย่างดาวเคราะห์น้อยชุดแรกถูกเก็บรวบรวมโดยภารกิจฮายาบูสะของ JAXA ฮายา บูสะได้สำรวจดาวเคราะห์น้อย25143 อิโต คาวะ ในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2548 เก็บอนุภาคขนาด 10 ถึง 100 ไมครอนจากพื้นผิว และนำกลับมายังโลกในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2553 ^{[ 15 ]} ภารกิจ ฮายาบูสะ 2ได้เก็บวัสดุพื้นผิวและใต้พื้นผิวประมาณ 5 กรัมจากดาวเคราะห์น้อย162173 ริวกุ ซึ่ง เป็น ดาวเคราะห์น้อยประเภท Cดั้งเดิมและนำกลับมายังโลกในปี พ.ศ. 2563 ^{[ 16 ]}

ภารกิจนำตัวอย่างกลับมามีค่าใช้จ่ายสูงมากและสามารถจัดการกับวัตถุทางดาราศาสตร์ได้เพียงจำนวนน้อยเท่านั้น ดังนั้นจึงมีการค้นหา วิธีการเก็บรวบรวมและวิเคราะห์ วัสดุจากนอกโลก ที่มีราคาถูกกว่า ฝุ่นคอสมิกที่รอดพ้น จากการเข้าสู่ชั้นบรรยากาศสามารถเก็บรวบรวมได้โดยเครื่องบินที่บินสูง (~20 กม.) Donald E. Brownleeได้ระบุลักษณะนอกโลกของอนุภาคฝุ่นที่เก็บรวบรวมได้อย่างน่าเชื่อถือโดยพิจารณาจากองค์ประกอบคอนไดรต์^{[ 17 ]}อนุภาคที่เก็บรวบรวมได้ส่วนใหญ่อาจมีต้นกำเนิดจากดาวหาง^{[ 18 ]}ในขณะที่บางส่วนมาจากดาวเคราะห์น้อย^{[ 19 ]}สามารถขอตัวอย่างฝุ่นในชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์เหล่านี้เพื่อการวิจัยเพิ่มเติมได้จากแคตตาล็อกที่มี รูปถ่าย SEMพร้อมกับสเปกตรัมEDS ^{[ 20 ]}

นับตั้งแต่เริ่มต้นยุคอวกาศการศึกษาฝุ่นอวกาศได้ขยายตัวอย่างรวดเร็ว จากการที่ต้องอาศัยการสังเกตผ่านช่องแสงอินฟราเรด แคบๆ ในชั้นบรรยากาศดาราศาสตร์อินฟราเรดจึงสามารถสร้างแผนที่ของกลุ่มเมฆฝุ่นเย็นและมืดได้ทั่วทั้งจักรวาลนอกจากนี้ การตรวจจับและวิเคราะห์ฝุ่นอวกาศในสถานที่จริงก็กลายเป็นจุดสนใจของหน่วยงานอวกาศ (ดูการวัดฝุ่นอวกาศ )

ยานอวกาศจำนวนมากตรวจพบอนุภาคฝุ่นคอสมิกขนาดไมครอนทั่วระบบสุริยะ ยานอวกาศบางลำมีเครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่นที่ใช้การแตกตัวเป็นไอออนจากการชนเพื่อกำหนดองค์ประกอบของไอออนที่เกิดจากอนุภาคฝุ่นคอสมิก เครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่นเครื่องแรกHelios Micrometeoroid Analyzerได้ค้นหาความแปรผันขององค์ประกอบและคุณสมบัติทางกายภาพของไมโครอุกกาบาตสเปกตรัมไม่ได้แสดงการรวมกลุ่มของแร่ธาตุเดี่ยว การเปลี่ยนผ่านอย่างต่อเนื่องจากมวลไอออนต่ำไปสูงบ่งชี้ว่าเม็ดฝุ่นแต่ละเม็ดเป็นส่วนผสมของแร่ธาตุต่างๆ และสารประกอบคาร์บอน^{[ 21 ]} เครื่องวิเคราะห์มวลฝุ่นขั้นสูงกว่าในภารกิจ ดาวหางฮัล เลย์ ปี 1986 Vega 1 , Vega 2และGiottoบันทึกอนุภาคขนาดเล็กจำนวนมาก นอกจากซิลิเกตแล้ว อนุภาคเหล่านี้จำนวนมากยังอุดมไปด้วยธาตุเบา เช่นH , C , NและOซึ่งบ่งชี้ว่าฝุ่นฮัลเลย์มีความดั้งเดิมยิ่งกว่าคอนไดรต์คาร์บอน^{[ 22 ]} การระบุ ส่วนประกอบ อินทรีย์แสดงให้เห็นว่าอนุภาคส่วนใหญ่ประกอบด้วย แกน คอนไดรต์ เป็นหลัก โดยมีชั้นอินทรีย์ที่ทนความร้อนหุ้มอยู่^{[ 23 ]}

เครื่องวิเคราะห์ฝุ่นคอสมิกCassini (CDA) วิเคราะห์ฝุ่นตลอดการเดินทางระหว่างดาวเคราะห์ไปยังดาวเสาร์และภายในระบบดาวเสาร์ ในระหว่างการบินผ่านดาวพฤหัสบดีของCassiniนั้น CDA ตรวจพบการกระทบของฝุ่นหลายร้อยครั้งภายในระยะ 100 ล้านกิโลเมตรจากดาวพฤหัสบดี สเปกตรัมของอนุภาคเหล่านี้เผยให้เห็นโซเดียมคลอไรด์ (NaCl) เป็นองค์ประกอบหลักของอนุภาค พร้อมด้วยองค์ประกอบที่มีกำมะถันและโพแทสเซียม ซึ่งแสดงให้เห็นถึงความสัมพันธ์กับดวงจันทร์ ไอโอซึ่ง เป็นดวงจันทร์ภูเขาไฟของดาวพฤหัสบดี ^{[ 24 ]} อนุภาควงแหวน E ของดาวเสาร์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็ง^{[ 25 ]} แต่ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงจันทร์ เอนเซลาดัส ของดาวเสาร์CDA พบอนุภาคน้ำแข็งที่มีเกลือเป็นองค์ประกอบหลัก ซึ่งถูกพ่นออกมาจากน้ำพุร้อนน้ำแข็งที่ยังคงทำงานอยู่ บนพื้นผิวของดวงจันทร์ดวงนี้ การค้นพบนี้ทำให้เกิดความเชื่อว่า มหาสมุทรน้ำเค็มใต้ดินเป็นแหล่งกำเนิดของสสารทั้งหมดที่สังเกตได้ในพวยพุ่ง^{[ 26 ]} ที่ระยะห่างมากจากดาวเสาร์ CDA ได้ระบุและวิเคราะห์อนุภาคระหว่างดาวที่ผ่านระบบดาวเสาร์ การวิเคราะห์เหล่านี้ชี้ให้เห็น อนุภาคที่มี แมกนีเซียมสูงซึ่งมีองค์ประกอบเป็นซิลิเกตและออกไซด์ บางส่วนมีเหล็กเป็นส่วนประกอบ^{[ 27 ]}

การตรวจจับประจุไฟฟ้าของฝุ่นโดย CDA ^{[ 28 ] [ 29 ]}ทำให้สามารถตรวจจับและวิเคราะห์อนุภาคฝุ่นในอวกาศได้โดยไม่ต้องสัมผัส การค้นพบนี้นำไปสู่การพัฒนาเซ็นเซอร์วิถีการเคลื่อนที่ ซึ่งช่วยให้เราสามารถกำหนดวิถีการเคลื่อนที่ของอนุภาคฝุ่นที่มีประจุ^{[ 30 ] [ 31 ]}ก่อนที่จะกระทบกับเป้าหมาย เซ็นเซอร์วิถีการเคลื่อนที่ของฝุ่นดังกล่าวสามารถรวมเข้ากับเครื่องเก็บฝุ่นแอโรเจล^{[ 32 ]}เพื่อสร้างเครื่องเก็บฝุ่นแบบแอคทีฟ^{[ ​​33 ]} หรือกับเครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่นพื้นที่ขนาดใหญ่^{[ 34 ]}เพื่อสร้างกล้องโทรทรรศน์ฝุ่น^{[ 35 ]} ด้วยความสามารถของ CDA จึงถือได้ว่าเป็นกล้องโทรทรรศน์ฝุ่น ต้นแบบ

วิธีการในสถานที่ของดาราศาสตร์ฝุ่น เช่นเครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่นมีเป้าหมายเพื่อใช้ประโยชน์จาก ข้อมูล ทางเคมีจักรวาลที่มีอยู่ในอนุภาคฝุ่นอวกาศแต่ละอนุภาค^{[ 37 ]}ภารกิจการนัดพบกับดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อย เช่นยานสำรวจอวกาศโรเซต ตาไปยังดาวหาง 67P/Churyumov–Gerasimenko นั้น^มี ต้นทุนไม่สูงเท่ากับภารกิจนำตัวอย่างกลับมาโรเซตตาได้วิเคราะห์ฝุ่นดาวหางที่เก็บรวบรวมโดยใช้เครื่องวิเคราะห์ฝุ่นที่ซับซ้อน เช่น เครื่องตรวจจับฝุ่นGIADA [ ^{38 ] เครื่องสเปกโทร เมตร}มวลไอออนทุติยภูมิความละเอียดสูงCOSIMA [ ^{39 ] [ 40 ]} กล้องจุลทรรศน์แรงอะตอมMIDAS [ ^{41 ] และ} เครื่อง สเปก โทรเมตรมวลของROSINA ^{[ 42 ] [ 43 ]}

กำลังมีการเตรียมการ สร้าง เครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่นในพื้นที่ขนาดใหญ่และกล้องโทรทรรศน์ฝุ่นหลายเครื่อง เพื่อศึกษาวัตถุทางดาราศาสตร์หรือฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์จากดาวหางและดาวเคราะห์น้อย รวมถึงฝุ่นระหว่างดวงดาว

เครื่องวิเคราะห์ฝุ่นบนพื้นผิว (SUDA) บนยาน อวกาศ Europa Clipperจะทำแผนที่องค์ประกอบของ พื้นผิว ของยูโรปาและค้นหากลุ่มควันภูเขาไฟน้ำแข็งเครื่องมือนี้สามารถระบุร่องรอยทางชีวภาพและโมเลกุลที่ซับซ้อนอื่นๆ ในน้ำแข็งที่ถูกพ่นออกมาได้^{[ 44 ]}

เครื่องวิเคราะห์ฝุ่น DESTINY+ (DDA) จะถูกส่งขึ้นไปในภารกิจอวกาศDESTINY+ ของญี่ปุ่น - เยอรมนีไปยังดาวเคราะห์น้อย 3200 Phaethon Phaethon เป็นวัตถุต้นกำเนิดของ ฝนดาวตก Geminids ในเดือนธันวาคม DDA จะศึกษาสภาพแวดล้อมของฝุ่นบน Phaethon ระหว่างการเผชิญหน้า และจะวิเคราะห์ฝุ่นระหว่างดวงดาวและ ระหว่างดาวเคราะห์ ระหว่างการเดินทางไปยัง Phaethon ^{[ 45 ]}

การทดลองฝุ่นระหว่างดวงดาว (IDEX) ^{[ 46 ]}จะบินไปกับยานสำรวจการทำแผนที่และการเร่งความเร็วระหว่างดวงดาว (IMAP) ที่จุด Lagrange L1 ระหว่างดวงอาทิตย์และโลก IDEX จะให้ข้อมูลการกระจายมวลและองค์ประกอบธาตุของ อนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวและ ระหว่างดาวเคราะห์ ^{[ 47 ]}

แหล่งกำเนิดหลักของฝุ่นละอองในอวกาศคือดาวฤกษ์ ซึ่งธาตุต่างๆที่ ประกอบเป็น ฝุ่นละออง นั้น เกิดจากการหลอมรวมของไฮโดรเจนและฮีเลียมหรือจากการสังเคราะห์นิวเคลียส อย่างรุนแรง ในซูเปอร์โนวาฝุ่นละอองจากแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ต่างๆ เหล่านี้จะผสมปนเปอยู่ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์และถูกเปลี่ยนแปลงทางความร้อนในบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์วัตถุในระบบสุริยะ เช่น ดาวหางและดาวเคราะห์น้อย มีวัสดุนี้อยู่ในรูปแบบที่เปลี่ยนแปลงไปมากบ้างน้อยบ้าง ดวงจันทร์ที่เกิดการเปลี่ยนแปลงทางธรณีวิทยา เช่นไอโอหรือเอนเซลาดัสปล่อยฝุ่นละอองที่ควบแน่นจากไอน้ำภายในที่หลอมเหลวของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้

หลังจากบิ๊กแบงมีเพียงธาตุเคมีไฮโดรเจนฮีเลียมและลิเธียมเท่านั้น^{[ 48 ]} ธาตุอื่นๆ ทั้งหมดที่เรารู้จักและสามารถพบได้ในฝุ่นอวกาศนั้นถูกสร้างขึ้นในซูเปอร์โนวาและดาวฤกษ์ [ 49 ] ดังนั้น แหล่งกำเนิดฝุ่นขั้นสุดท้ายจึงเป็นดาวฤกษ์ [ 50 ] ธาตุต่างๆตั้งแต่คาร์บอน^{(เลขอะตอม} Z ^{= 6 )}ไปจนถึงพลูโทเนียม( Z = 94) ถูกผลิตขึ้นโดยนิวเคลียสซินเทซิสในแกนกลางของดาวฤกษ์และในการระเบิดของซูเปอร์โนวานิวเคลียสซินเทซิสในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดสร้างธาตุต่างๆ มากมาย โดยมี ความอุดม สมบูรณ์สูงสุดที่เหล็ก (Z = 26) และนิกเกล (Z = 28) วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์อย่างมาก มวลของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ประมาณ 0.1 ถึงประมาณ 100 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์อายุขัยของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ 10⁶ ^ปีสำหรับดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุดไปจนถึง 10¹² ^ปีสำหรับดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุด เมื่อใกล้สิ้นสุดอายุขัยดาวฤกษ์ที่โตเต็มวัยอาจขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์แดง ที่มี ลมดาวฤกษ์หนาแน่นก่อตัวเป็นชั้นห่อหุ้มรอบดาวฤกษ์ซึ่งโมเลกุลและอนุภาคฝุ่นสามารถก่อตัวขึ้นได้ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าจะสลัดเปลือกนอกทิ้งไป ในขณะที่แกนกลางยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำองค์ประกอบทางเคมี ไอโซโทป และแร่ธาตุของฝุ่นดาวทั้งหมดนี้สะท้อนถึงองค์ประกอบของเปลือกนอกของดาวฤกษ์แม่ที่เกี่ยวข้อง

ตั้งแต่ปี ค.ศ. 1860 งเจโล เซคคีได้ระบุดาวคาร์บอน ว่าเป็น ดาวประเภทแยกต่างหากดาวคาร์บอนมีลักษณะเด่นคือแถบสเปกตรัม Swan ที่ โดดเด่น จากโมเลกุลC2และสีแดงทับทิมที่เกิดจากสารคล้ายเขม่า นอกจากนี้ ยังพบซิลิคอนคาร์ไบด์ ในกระแสไหลออกของดาวคาร์บอน ^{[ 52 ]} นับตั้งแต่มีการคิดค้นดาราศาสตร์อินฟราเรดฝุ่นในกระแสไหลออกของดาวฤกษ์ก็สามารถสังเกตได้^{[ 50 ]}พบแถบที่ความยาวคลื่น 10 และ 18 ไมครอนรอบดาวยักษ์ประเภทปลาย หลายดวง ^{[ 53 ]}ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของฝุ่นซิลิเกตในซองหุ้มรอบดาวฤกษ์คาดว่าออกไซด์ของโลหะ Al, Mg, Fe และอื่นๆ จะถูกปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ที่มีออกซิเจนสูง^{[ 54 ]} พบฝุ่นในซากซูเปอร์โนวาเช่นเนบิวลาปู^{[ 55 ]}และในการระเบิดของซูเปอร์โนวา ในปัจจุบัน ^{[ 56 ]}การสังเกตเหล่านี้บ่งชี้ว่าฝุ่นส่วนใหญ่ในตัวกลางระหว่างดาวถูกสร้างขึ้นโดยซูเปอร์โนวา^{[ 57 ]}

พบร่องรอยของฝุ่นดาวฤกษ์ในอนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์ที่อยู่ในอุกกาบาต อนุภาคฝุ่นดาวฤกษ์ถูกระบุโดยองค์ประกอบไอโซโทปที่เป็นเอกลักษณ์ซึ่งแตกต่างจากองค์ประกอบในสสารของระบบสุริยะและจากค่าเฉลี่ยของกาแล็กซี อนุภาคก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นภายในก๊าซที่ไหลออกและเย็นตัวลงจากดาวฤกษ์ก่อนกำเนิดดวงอาทิตย์รุ่นก่อนๆ และมีองค์ประกอบไอโซโทปที่เป็นเอกลักษณ์เฉพาะของดาวฤกษ์ต้นกำเนิดนั้นๆลายเซ็นไอโซโทป เหล่านี้ มักเป็นลายนิ้วมือของปฏิกิริยานิวเคลียร์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่เฉพาะเจาะจงมากซึ่งเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์ต้นกำเนิด^{[ 58 ]} พบลายเซ็นไอโซโทป ที่ผิดปกติของนีออนและซีนอน^{[ 59 ]} ใน อนุภาคเพชรนอกโลก^{[ 60 ]} และ อนุภาค ซิลิคอนคาร์ไบด์ไอโซโทปของซิลิคอนภายในอนุภาค SiC มีอัตราส่วนไอโซโทปเหมือนกับที่คาดไว้ในดาวฤกษ์ยักษ์แดง^{[ 61 ]} อนุภาคก่อนเกิดดวงอาทิตย์บางส่วนประกอบด้วย⁴⁴ Ca เป็นหลัก ซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นซากของนิวไคลด์กัมมันตรังสี⁴⁴ Ti ที่สูญพันธุ์ไปแล้ว ซึ่งเป็นไอโซโทปของไทเทเนียมที่เกิดขึ้นอย่างมากมายใน ซูเปอร์ โนวาประเภท II ^{[ 62 ]}

สสารระหว่างดาวฤกษ์เป็นแหล่งรวมของก๊าซและฝุ่นที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ องค์ประกอบของสสารระหว่างดาวฤกษ์เป็นผลมาจากการสังเคราะห์นิวเคลียสในดาวฤกษ์นับตั้งแต่บิ๊กแบง และแสดงโดยปริมาณของธาตุเคมี ประกอบด้วยสามเฟส: (1) เนบิวลามืด ที่มีความหนาแน่น เย็น และมีฝุ่น (2) เมฆกระจายและ (3) ก๊าซโคโรนาที่ร้อน เนบิวลามืดเป็นเมฆโมเลกุลที่ประกอบด้วยไฮโดรเจนโมเลกุลและโมเลกุลอื่นๆ ที่ก่อตัวขึ้นในเฟสก๊าซและบนพื้นผิวของอนุภาคฝุ่น อะตอมหรือโมเลกุลของก๊าซใดๆ ที่ชนกับอนุภาคฝุ่นเย็นจะถูกดูดซับและอาจรวมตัวกับอะตอมหรือโมเลกุลที่ถูกดูดซับอื่นๆ หรือกับโมเลกุลของอนุภาคฝุ่น หรืออาจถูกสะสมอยู่ที่พื้นผิวของอนุภาคฝุ่น เมฆกระจายเป็นชั้นของเมฆโมเลกุลที่มีอุณหภูมิอบอุ่น เป็นกลาง หรือเป็นไอออน ทั้งสองชนิดสามารถสังเกตได้ในจานกาแล็กซีก๊าซโคโรนาที่ร้อนนั้นได้รับความร้อนจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์ที่ มีพลังงานสูง สภาพแวดล้อมนี้เป็นอันตรายต่อโมเลกุลและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็ก และแผ่ขยายไปถึงโคโรนาของกาแล็กซี

ในทางช้างเผือกเนบิวลามืดเย็นจะกระจุกตัวอยู่ในแขนกังวลและรอบศูนย์กลางกาแล็กซีเนบิวลามืดนั้นมืดเพราะฝุ่นระหว่างดาวที่เปลือยเปล่าหรือฝุ่นที่ปกคลุมด้วยก๊าซควบแน่นจะดูดซับแสงที่มองเห็นได้โดยการดูดกลืนและปล่อยรังสีอินฟราเรดและ รังสี ซับมิลลิเมตรการปล่อยรังสีอินฟราเรดจากฝุ่นทำให้เมฆเย็นลงเหลือ 10 ถึง 20 K ^{[ 63 ]}เนบิวลามืดที่ใหญ่ที่สุดคือเมฆโมเลกุลยักษ์ที่มีมวล 10,000 ถึง 10 ล้านเท่าของมวลของดวงอาทิตย์และมี  ขนาด 5 ถึง 200 พาร์เซก (pc) เนบิวลามืดที่เล็กที่สุดคือ กลุ่มก้อนโบกที่มีมวลไม่กี่เท่าถึง 50 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์และมีขนาดประมาณ 1 pc

เมื่อเมฆหนาแน่นเย็นตัวลงมากพอและแรงดันแก๊สไม่เพียงพอที่จะพยุงมันไว้ เมฆนั้นจะเกิดการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงและแตกออกเป็นเมฆขนาดเล็กกว่าที่มีมวลประมาณดาวฤกษ์ การก่อตัวของดาวฤกษ์เช่นนี้จะส่งผลให้เกิด กระจุก ดาวเปิด ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงหรือ กลุ่มดาว ที่ไม่ยึดเหนี่ยวกัน ในแต่ละเมฆที่ยุบตัว แก๊สและฝุ่นจะถูกดึงเข้าไปสู่ศูนย์กลางของแรงโน้มถ่วงความร้อนที่เกิดจากการยุบตัวในเมฆก่อนเกิดดาวฤกษ์ จะทำให้ จานสะสมมวลร้อนขึ้นซึ่งจะส่งมวลไปเลี้ยงดาวฤกษ์แรกเริ่มที่อยู่ตรงกลาง ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะวิวัฒนาการอย่างรวดเร็วไปเป็น ดาวฤกษ์ประเภท OและB ที่สว่างไสว ซึ่งในที่สุดจะกระจายแก๊สและฝุ่นโดยรอบด้วยแรงดันรังสีและลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงไปสู่ตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่เบาบาง

ดาวฤกษ์ประเภท มวลเท่าดวงอาทิตย์ใช้เวลานานกว่าและพัฒนาจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดซึ่งประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นที่มีความหนาแน่นตามแนวรัศมีและอุณหภูมิที่แตกต่างกันอย่างมาก โดยมีค่าสูงสุดใกล้กับดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่อยู่ตรงกลาง ที่อุณหภูมิต่ำกว่า 1300 K แร่ธาตุที่มีอนุภาคละเอียดจะควบแน่นจากก๊าซร้อน เช่นเดียวกับสารประกอบแคลเซียม-อะลูมิเนียมที่พบใน อุกกาบาต คาร์บอนเนเชียสคอน ไดรต์ นอกจาก นี้ยังมีขีดจำกัดอุณหภูมิที่สำคัญอีกประการหนึ่งในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่ประมาณ 150 K ซึ่งเรียกว่าเส้นหิมะ ซึ่งนอกเส้นนี้จะเย็นพอที่สารประกอบระเหยง่าย เช่น น้ำ แอมโมเนีย มีเทนคาร์บอนไดออกไซด์ คาร์บอนมอนอกไซด์ และไนโตรเจนจะควบแน่นกลายเป็นเม็ดน้ำแข็ง [ 64 ] ^{ภายในเส้นหิมะ} ดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน ได้ก่อตัวขึ้น นอกเส้นหิมะ ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์และดวงจันทร์น้ำแข็ง ของพวกมัน ได้ก่อตัวขึ้น

ในจานโปรโตแพลนทารี ฝุ่นและแก๊สจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวเคราะห์ในสามขั้นตอน^{[ 65 ]} ในขั้นตอนแรก ฝุ่นขนาดไมครอนจะถูกพาไปโดยแก๊ส และการชนกันระหว่างอนุภาคฝุ่นเกิดขึ้นจากการเคลื่อนที่แบบบราวน์ด้วยความเร็วต่ำ ผ่านการรวมตัวกันแบบบัลลิสติก อนุภาคฝุ่น (และน้ำแข็ง) จะเติบโตเป็นกลุ่มก้อนขนาดเซนติเมตร ในขั้นตอนที่สอง ก้อนกรวดขนาดเซนติเมตรจะเติบโตเป็นดาวเคราะห์ ขนาดกิโลเมตร (ดูส่วนเกี่ยวกับการสะสมฝุ่น ) ซึ่งประกอบด้วยการก่อตัวของคอนดรูลในบริเวณดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน ทฤษฎีการก่อตัวของคอนดรูล ได้แก่ ฟ้าผ่าเนบิวลาสุริยะ การกระแทกของเนบิวลา^{[ 66 ]}และการชนกันของอุกกาบาต^{[ 67 ]} ในขั้นตอนนี้ ฝุ่นจะแยกตัวออกจากแก๊สและเคลื่อนที่ไปตามวงโคจรของเคปเลอร์รอบดาวฤกษ์ต้นกำเนิดกลาง ค่อยๆ ตกตะกอนใกล้ระนาบกลางของจาน ในชั้นหนาแน่นนี้ อนุภาคสามารถเติบโตได้โดยความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงและความไม่เสถียรของการไหลไปเป็นดาวเคราะห์ขนาดกิโลเมตร^{[ 68 ] [ 69 ]} ระยะที่สามคือการรวมตัวกันอย่างรวดเร็วของดาวเคราะห์น้อยโดยแรงโน้มถ่วงของตัวเองเพื่อสร้างตัวอ่อนของดาวเคราะห์ซึ่งในที่สุดก็รวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์

ในช่วง การก่อตัวของดาวเคราะห์นี้ดาวฤกษ์ศูนย์กลางจะกลายเป็นดาวฤกษ์ประเภทT Tauriซึ่งได้รับพลังงานจากแรงโน้มถ่วงที่ปล่อยออกมาเมื่อดาวฤกษ์หดตัวจนกระทั่งเกิดปฏิกิริยาฟิวชันของไฮโดรเจนดาวฤกษ์ประเภท T Tauri มีลมดาวฤกษ์ที่ทรงพลังอย่างมาก ซึ่งจะพัดพาแก๊สและฝุ่นที่เหลืออยู่ออกจากจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด และการเติบโตของวัตถุที่เป็นดาวเคราะห์ก็จะหยุดลง

ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากศูนย์กลางของกาแล็กซี 8,300 พาร์เซก บนขอบด้านในของแขนโอไรออนภายในเมฆระหว่างดาวฤกษ์ท้องถิ่น (LIC) ที่กระจายตัวของฟอง อากาศท้องถิ่น ฟองอากาศท้องถิ่นถูกสร้างขึ้นโดยการระเบิดของซูเปอร์โนวาในบริเวณการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด (~130 พาร์เซก) ของกลุ่มดาวแมงป่อง-เซนทอ รัส เมฆ ก๊าซระหว่างดาวฤกษ์อุ่นที่มีการแตกตัวเป็นไอออนบางส่วนหลายกลุ่มตั้งอยู่ภายในไม่กี่พาร์เซกจากดวงอาทิตย์ ความหนาแน่นของไฮโดรเจนในเมฆเหล่านี้สูงกว่าฟองอากาศท้องถิ่นประมาณ 5 เท่า^{[ 70 ]} ในช่วงหลายหมื่นปีที่ผ่านมา ดวงอาทิตย์ได้เคลื่อนผ่าน LIC แต่ภายในอีกไม่กี่พันปี ดวงอาทิตย์จะเข้าสู่เมฆ G ที่อยู่ใกล้เคียง อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่า 10 ไมครอนจะเชื่อมต่อกับก๊าซ LIC ผ่านสนามแม่เหล็กระหว่างดาวฤกษ์ ในระยะทาง <1 พาร์เซก^{[ 71 ]} LIC เป็นเมฆอุ่นเบาบางที่มีไอออนไนซ์บางส่วน ( T ≈ 7000 K, n + n ≈ 0.3 cm ⁻³ ) ล้อมรอบระบบสุริยะ^{[ 72 ]} มันเคลื่อนที่ด้วยความเร็วประมาณ 26 กม./วินาที รอบระบบสุริยะ^{[ 73 ]}

เฮลิโอพอสอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 100 ถึง 150 AU ในทิศทางต้นน้ำ ซึ่งแยกตัวกลางระหว่างดาวออกจากเฮลิโอสเฟียร์มีเพียงอะตอมที่เป็นกลางและอนุภาคฝุ่นที่มีขนาด >0.1 ไมครอนเท่านั้นที่สามารถทะลุผ่านเฮลิโอพอสและเข้าสู่เฮลิโอสเฟียร์ได้^{[ 74 ]}เครื่องมือ GAS และDUST ของ ยูลิสซีสได้ ค้นพบการไหลของฮีเลียมระหว่างดาวและ อนุภาค ฝุ่นระหว่างดาวที่ไหลผ่านระบบสุริยะชั้นใน^{[ 73 ] [ 75 ]} ทิศทางการไหลทั้งสองในระบบพิกัดสุริยวิถีมีความคล้ายคลึงกันมากที่ลองจิจูดสุริยวิถีl ≈ 74° และละติจูดสุริยวิถีb ≈ -5° ยูลิสซีสเฝ้าติดตามการไหลของฝุ่นเป็นเวลากว่า 16 ปี และพบความแปรผันอย่างมากตามวัฏจักรสุริยะซึ่งเกิดจากความแปรผันของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ ที่ตาม วัฏจักรไดนาโมสุริยะ 22 ปี^{[ 76 ] [ 77 ]} การวิเคราะห์องค์ประกอบครั้งแรกของอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์มีให้จากCassini Cosmic Dust Analyzer และการเก็บรวบรวมฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์โดยภารกิจStardustสเปกตรัมความละเอียดปานกลางของฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์บ่งชี้ว่ามีอนุภาคที่อุดมไปด้วยแมกนีเซียมที่มีองค์ประกอบของซิลิเกตและออกไซด์ บางส่วนมีเหล็กเป็นส่วนประกอบ^{[ 27 ]} การวิเคราะห์ ด้วยกล้องโทรทรรศน์ฝุ่น ที่มีความละเอียดสูงในอนาคตจะให้มุมมองที่ชัดเจนยิ่งขึ้นเกี่ยวกับองค์ประกอบของฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ ตัวอย่างจากภารกิจStardustพบอนุภาคระหว่างดาวฤกษ์ที่น่าจะเป็นไปได้เจ็ดอนุภาค การตรวจสอบโดยละเอียดกำลังดำเนินการอยู่^{[ 13 ]} การเก็บรวบรวมในอนาคตด้วยเครื่องเก็บฝุ่นแบบแอคทีฟอาจปรับปรุงคุณภาพและปริมาณของการเก็บรวบรวมฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์^{[ 78 ]}

วัตถุทรานส์เนปจูน (TNOs) คือวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะและดาวเคราะห์แคระที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ที่ระยะห่างเฉลี่ยมากกว่าวงโคจรของดาวเนปจูน ที่ 30 AU ซึ่งรวมถึง วัตถุในแถบไคเปอร์และ จานกระจาย และดาวหาง ในเมฆออร์ตดาวเคราะห์ น้อย และดาวเคราะห์แคระที่เป็นน้ำแข็งเหล่านี้โคจรรอบดวงอาทิตย์ทั้งภายในและภายนอกเฮลิโอสเฟียร์ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่ระยะห่างประมาณ 100,000 AU เพื่ออธิบายจำนวนดาวหางคาบสั้นที่สังเกตได้ เฟอร์นั นเดซได้เสนอแถบดาวหางนอกวงโคจรของดาวเนปจูน^{[ 79 ]} ซึ่งนำไปสู่การค้นพบ TNOsจำนวนมากในเวลาต่อมาโดยเฉพาะอย่างยิ่งวัตถุในแถบไคเปอร์^{[ 80 ]}

แถบไคเปอร์ทอดยาวระหว่างวงโคจรของดาวเนปจูนที่ระยะ 35 AU และ ~55 AU วัตถุแถบ ไคเปอร์แบบคลาสสิกที่ มีมวลมากที่สุด มีแกนกึ่งเอกภาพ อยู่ระหว่าง 39 AU และ 48 AU ซึ่ง สอดคล้อง กับเรโซแนน ซ์ 2:3 และ 1:2 กับดาวเนปจูน เชื่อกันว่าแถบไคเปอร์ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยและดาวเคราะห์แคระจากจานโปรโตแพลเนตารี เดิม ซึ่งวงโคจรของวัตถุแถบไคเปอร์ได้รับอิทธิพลอย่างมากจากดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูน การชนกันในแถบไคเปอร์ในปัจจุบันก่อให้เกิดฝุ่น^{[ 81 ]}ซึ่งได้รับการสังเกตโดยVenetia Burney Student Dust CounterบนยานสำรวจอวกาศNew Horizons ^{[ 82 ]} ด้วยการกระทำของแรงดึง Pointing-Robertsonและการกระเจิงของดาวเคราะห์ ฝุ่นนี้สามารถไปถึง ระบบดาวเคราะห์ชั้นในได้ภายใน 10 ⁷ถึง 10 ^{8 ปี [ 83 ]}

จานกระจายที่มีประชากรเบาบางขยายออกไปนอกแถบไคเปอร์ไปจนถึงระยะประมาณ 100 AU วัตถุในจานกระจายยังคงอยู่ใกล้เนปจูนมากพอที่จะได้รับผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของเนปจูน ปฏิสัมพันธ์นี้สามารถส่งพวกมันออกไปในเมฆออร์ตหรือเข้ามาในกลุ่มเซนทอร์ ได้ ^{[ 84 ]} เชื่อกันว่าจานกระจายเป็นแหล่งกำเนิดของเซนทอร์และดาวหางคาบสั้น ที่สังเกตได้ในระบบดาวเคราะห์ชั้นใน^{[ 85 ]}

เมฆออร์ตที่สันนิษฐานไว้นั้นคิดว่าเป็นเมฆทรงกลมของวัตถุที่เป็นน้ำแข็งซึ่งขยายจากด้านนอกแถบไคเปอร์และจานกระจายไปจนถึงครึ่งทางไปยังดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดในระหว่างการก่อตัวดาวเคราะห์ปฏิสัมพันธ์ของวัตถุจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดกับดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูนที่พัฒนาแล้วส่งผลให้เกิดจานกระจายและเมฆออร์ต^{[ 86 ]} ในขณะที่ดวงอาทิตย์อยู่ในกระจุกดาวเกิด ของ มัน อาจมีการแบ่งปันดาวหางจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดรอบนอกของดาวฤกษ์ดวงอื่น^{[ 87 ]} ในกระบวนการกระจัดกระจายในระหว่างการก่อตัวดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์ขนาดเล็กจำนวนมากอาจหลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์และกลายเป็นวัตถุระหว่างดวงดาวเช่นเดียวกับʻOumuamua วัตถุระหว่างดวงดาวดวงแรกที่ตรวจพบว่าผ่านระบบสุริยะ^{[ 88 ]} จากเมฆออร์ต ดาวหางคาบยาวถูกรบกวนเข้าหาดวงอาทิตย์โดยการรบกวนของแรงโน้มถ่วงที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่ผ่านไปดาวหางคาบยาว มีวงโคจร ที่เยื้องศูนย์สูงและมีคาบการโคจรตั้งแต่ 200 ปีถึงหลายล้านปี และความเอียงของวงโคจรโดยประมาณเป็นแบบไอโซ โทรปิก ^{[ 89 ]} ดาวหางส่วนใหญ่ (หลายพันดวง) ที่สังเกตโดยผู้สังเกตการณ์บนพื้นดินหรือหอดูดาวอัตโนมัติ (เช่นPan-STARRS ) หรือโดยยานอวกาศใกล้โลก (เช่นSOHO ) เป็นดาวหางคาบยาวที่มีการปรากฏตัวเพียงครั้งเดียว ดาวหางฮัลเลย์และดาวหางประเภทฮัลเลย์ อื่นๆ (HTCs) มีคาบการโคจร 20 ถึง 200 ปี และความเอียงตั้งแต่ 0 ถึง 180 องศา เชื่อกันว่า HTCs เกิดจากดาวหางคาบยาว^{[ 90 ]}

เมื่อวัตถุในแถบไคเปอร์หรือจานกระจายถูกเนปจูนกระจายเข้าสู่วงโคจรที่มี ระยะใกล้ ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ภายในวงโคจรของเนปจูน วงโคจรของวัตถุนั้นจะไม่เสถียรเนื่องจากในที่สุดมันจะตัดกับวงโคจรของดาวเคราะห์ยักษ์หนึ่งดวงหรือมากกว่านั้น วัตถุดังกล่าวเรียกว่าเซนทอร์วงโคจรของเซนทอร์มีอายุขัยแบบไดนามิกเพียงไม่กี่ล้านปี^{[ 91 ]} วงโคจรของเซนทอร์บางวงจะวิวัฒนาการเป็นวงโคจรที่ตัดกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและกลายเป็นดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดีหรือชนกับดวงอาทิตย์หรือดาวเคราะห์ หรืออาจถูกขับออกไปในอวกาศระหว่างดาว เซนทอร์เช่น2060 Chironและ29P/Schwassmann–Wachmann แสดงให้เห็น กลุ่มฝุ่นคล้ายดาวหางในระหว่างการเคลื่อนที่เข้าด้านใน ชั้นบนสุด (~100 ม.) ของพื้นผิวดาวหางจะร้อนขึ้นและสูญเสียน้ำแข็งระเหยCO , N เป็น จำนวนมาก ^{[ 92 ]} CO -น้ำแข็งระเหิดที่ระยะห่างประมาณดาวพฤหัสบดี (เช่น29P/Schwassmann–Wachmann ) ^{[ 93 ]}

ดาวหางคาบส่วนใหญ่เป็นดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดี (JFCs) ซึ่งมีคาบการโคจรน้อยกว่า 12 ปี และจุดไกลสุดจากดาวพฤหัสบดีอยู่ใกล้ดาวพฤหัสบดีมาก ดาวหาง JFCs มีต้นกำเนิดมาจากเซนทอร์ ภายในระยะ 3 AU จากดวงอาทิตย์ การระเหยของน้ำแข็งกลายเป็นตัวขับเคลื่อนหลักของกิจกรรม แต่ยังมีน้ำแข็งระเหยง่ายอื่นๆ เช่น น้ำแข็ง CO2 ที่บทบาทสำคัญในกิจกรรมของดาวหาง ก๊าซที่ระเหยจะพาอนุภาคฝุ่นขนาดไมครอนไปก่อตัวเป็นโคมาและหาง ที่สังเกตได้ ในระหว่างการโคจรผ่านจุดใกล้ดวง อาทิตย์ที่สุด การสังเกตการณ์ด้วยอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่าดาวหาง JFCs จำนวนมากมีร่องรอยเศษซากที่มีอนุภาคขนาดถึงเซนติเมตรตามวงโคจรของดาวหาง^{[ 95 ]} เมื่อโลกโคจรผ่านร่องรอยของดาวหางจะสามารถสังเกตเห็น ฝนดาวตก ได้

อายุการใช้งานแบบไดนามิกของ JFC อยู่ที่ประมาณ 10⁵ ^ปีก่อนที่พวกมันจะถูกกำจัดออกจากระบบสุริยะโดยดาวพฤหัสบดี หรือชนกับดาวเคราะห์หรือดวงอาทิตย์^{[ 96 ]}อย่างไรก็ตาม อายุการใช้งานที่ใช้งานอยู่ของพวกมันจะสั้นกว่าประมาณ 10 เท่า เนื่องจาก น้ำแข็ง ระเหยได้หายไปจากชั้นผิวบน พวกมันอาจตื่นขึ้นอีกครั้ง เช่น เมื่อวงโคจรของพวกมันเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้นดาวหางเอ็นเคเป็นตัวอย่างหนึ่ง วงโคจรของมันแยกออกจากดาวพฤหัสบดี ระยะห่างจาก ดวงอาทิตย์ที่ไกลที่สุดเพียง 4.1 AU เท่านั้น มันต้องอยู่ในสภาวะสงบนิ่งเป็นเวลานานจนกระทั่งมาถึงวงโคจรปัจจุบัน^{[ 97 ]}

ณ ปี 2022 มีดาวหางแปดดวงที่ได้รับการสำรวจโดยยานอวกาศที่มีระบบตรวจวัดระยะไกลและเครื่องมือวัดสนามและอนุภาค แต่มีเพียงดาวหาง1P/Halley , 81P/Wild 2 และ 67P/Churyumov–Gerasimenko เท่านั้นที่ได้รับการวิเคราะห์องค์ประกอบเพิ่มเติมจากเครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่น การวัดฝุ่นจากดาวหาง 1P/Halley ในระยะใกล้ โดยเครื่องวิเคราะห์ฝุ่น PIA และ PUMAบนยาน อวกาศ GiottoและVegaแสดงให้เห็นว่าอนุภาคฝุ่นส่วนใหญ่มีองค์ประกอบแบบคอนไดรต์แต่มีธาตุเบา เช่น H, C, N และOใน ปริมาณมาก ^{[ 22 ]} ตัวอย่างดาวหาง Stardust เป็นส่วนผสมของส่วนประกอบต่างๆ ที่รวมถึงอนุภาคก่อนเกิดระบบสุริยะเช่น อนุภาค SiC และ สารควบแน่น เนบิวลาสุริยะ อุณหภูมิสูง เช่นสารประกอบแคลเซียม-อะลูมิเนียม (CAIs) ที่พบในอุกกาบาตดั้งเดิม ^{[ 98 ]}

เครื่องวิเคราะห์องค์ประกอบฝุ่น COSIMAบนยานโรเซตตาได้วัด อัตราส่วน D /H ในสารอินทรีย์ของดาวหางและพบว่ามีค่าอยู่ระหว่างค่าบนโลกและค่าในบริเวณโปรโตสเตลลาร์ที่คล้ายดวงอาทิตย์^{[ 40 ]} เครื่องวิเคราะห์ก๊าซ ROSINA บนยานโรเซตตาพบว่าอนุภาคน้ำแข็งที่ระเหยถูกปล่อยออกมาจากบริเวณที่มีกิจกรรมบนนิวเคลียส^{[ 43 ]} การสังเกตการณ์ของยาน โร เซตตาพบว่า 67P/Churyumov–Gerasimenko มีความหนาแน่นเพียง 540 กก./ม. ⁻³ซึ่งน้อยกว่าวัสดุแข็งหรือน้ำแข็งมาก ดังนั้นวัสดุดาวหางนี้จึงมีรูพรุนสูง (~70%) ^{[ 99 ]}อนุภาคฝุ่นขนาดเล็กกว่ามิลลิเมตรส่วนใหญ่ที่เก็บรวบรวมโดยเครื่องมือของยานโรเซตตาประกอบด้วยกลุ่มของหน่วยย่อยขนาดไมโครเมตรที่เล็กกว่า^{[ 100 ]}ซึ่งอาจเป็นกลุ่มของอนุภาคขนาด ~100 นาโนเมตร^{[ 41 ]} อุณหภูมิที่พื้นผิวดาวหางโดยทั่วไปจะใกล้เคียงกับอุณหภูมิของวัตถุดำ ในท้องถิ่น ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของชั้นฝุ่นที่ไม่ทำงานซึ่งปกคลุมพื้นผิวส่วนใหญ่ของนิวเคลียส^{[ 101 ]}ดังนั้น การระเหิดของน้ำแข็งจากพื้นผิวของดาวหางและการปล่อยฝุ่นที่ฝังอยู่จึงไม่ใช่กระบวนการที่ง่าย ความร้อนจากการส่องสว่างของดวงอาทิตย์ต้องไปถึงน้ำแข็งที่อยู่ด้านล่างและชั้นฝุ่นที่ยึดเกาะกันต้องถูกทำลาย กระบวนการนี้ได้รับการสังเกตในการจำลองในห้องปฏิบัติการ^{[ 102 ]} การระเบิดของก๊าซและฝุ่นขนาดใหญ่ที่เกิดจาก การถล่ม ของดิน^{[ 103 ]} และแม้กระทั่งการระเบิด^{[ 104 ]}ได้รับการสังเกตโดยRosettaในระหว่างการนัดพบกับ 67P/Churyumov–Gerasimenko ^{[ 105 ]}

การระเหิดของ น้ำแข็ง ระเหยง่าย ใต้พื้นผิว เกิดขึ้นที่ระดับความลึกมากกว่า 10 เมตรใต้พื้นผิว เมื่อคลื่นความร้อนจากดวงอาทิตย์ไปถึงระดับความลึกนี้ อาจทำให้เกิดการระเหิดอย่างรวดเร็วและส่งผลให้แกนกลางทั้งหมดแตกสลาย[ 106 ^{]เช่นเดียว}กับกรณีของ73P/Schwassmann-Wachmannในเดือนกันยายน พ.ศ. 2538 ดาวหางดวงนี้เริ่มแตกสลายและปล่อยเศษชิ้นส่วนและเศษฝุ่นจำนวนมากไปตามวงโคจร^{[ 107 ]} กระบวนการอื่นๆ ที่นำไปสู่การแตกของดาวหาง ได้แก่ แรงดึงดูดจากกระแสน้ำขึ้นลงและการรบกวนจากการหมุนของแกนกลาง การแตกของดาวหางเป็นปรากฏการณ์ที่ค่อนข้างพบได้บ่อย โดยมีอัตราประมาณ 1 ดวงต่อ 100 ปี อัตราที่สูงนี้บ่งชี้ว่าการแตกอาจเป็นกระบวนการทำลายล้างที่สำคัญสำหรับแกนกลางของดาวหางและการสร้างเศษซากดาวหาง^{[ 108 ]}

ดาวเคราะห์น้อยเป็นเศษซากของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดในบริเวณที่การรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีขัดขวาง การรวมตัวของดาวเคราะห์น้อยให้ กลายเป็นดาวเคราะห์ การกระจายตัวของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยถูกควบคุมโดยดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์น้อยที่มีความหนาแน่นมากที่สุด ( ดาวเคราะห์น้อยแถบหลัก ) มีแกนกึ่งเอกภาพอยู่ระหว่าง 2.06 ถึง 3.27 หน่วยดาราศาสตร์ ซึ่ง เป็นบริเวณที่มี การสั่นพ้องของวงโคจร ที่รุนแรงในอัตราส่วน 4:1 และ 2:1 กับดาวพฤหัสบดี ( ช่องว่างเคิร์กวูด ) วงโคจรของพวกมันมีค่าความเยื้องศูนย์กลางน้อยกว่า 0.33 และค่าความเอียงต่ำกว่า 30° ที่ระยะห่างจากดาวพฤหัสบดีมีกลุ่มดาวเคราะห์น้อยไดนามิกเฉพาะสามกลุ่ม กลุ่มโทรจันมีวงโคจรร่วมกับดาวพฤหัสบดี พวกมันแบ่งออกเป็นกลุ่มกรีกที่L4 (อยู่ข้างหน้าดาวพฤหัสบดี) และกลุ่มโทรจันที่ L5 (อยู่ข้างหลังดาวพฤหัสบดี) ดาวเคราะห์น้อยฮิลดาเป็นกลุ่มไดนามิกที่อยู่นอกแถบดาวเคราะห์น้อยแต่อยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี โดยมีการสั่นพ้องในวงโคจร 3:2 กับดาวพฤหัสบดี^{[ 109 ]} ภายในแถบดาวเคราะห์น้อยมีดาวเคราะห์น้อยที่โคจรตัดกับวงโคจรของโลก ซึ่งมีวงโคจรที่ผ่านใกล้กับวงโคจรของโลก ขนาดของดาวเคราะห์น้อยมีตั้งแต่ดาวเคราะห์แคระขนาดใหญ่เซเรสที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 กิโลเมตร ไปจนถึงวัตถุขนาดเมตร ซึ่งเล็กกว่านั้นจะเรียกว่าอุกกาบาตหรือฝุ่น การกระจายขนาดของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดเล็กกว่าประมาณ 100 กิโลเมตร เป็นไปตามการกระจายการแตกตัวจากการชนในสภาวะคงที่ของ Dohnanyi ^{[ 110 ]}

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ก่อตัวขึ้นภายในเส้นแบ่งเขตหิมะจากดาวเคราะห์ น้อย และดาวเคราะห์ก่อนเกิด ที่ มีส่วนประกอบหลักเป็นคอนไดรต์เมื่อกว่า 4.54 พันล้านปีก่อน เมื่อดาวเคราะห์ก่อนเกิดเหล่านี้มีขนาดใหญ่ถึงหลายร้อยกิโลเมตร ความร้อนจากกัมมันตภาพรังสี การชน และแรงโน้มถ่วงได้หลอมละลายบางส่วนของดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ กระบวนการ แยกตัวของดาวเคราะห์ก็เริ่มต้นขึ้น ธาตุที่หนักกว่า ( เหล็กและนิกเกล ) จมลงสู่ใจกลาง ในขณะที่ธาตุที่เบากว่า (วัสดุหิน) ลอยขึ้นสู่พื้นผิว การชนกันเพิ่มเติมในแถบดาวเคราะห์น้อยได้ทำลายวัตถุต้นกำเนิดเหล่านั้นและทิ้งเศษชิ้นส่วนที่มีองค์ประกอบและประเภทสเปกตรัม ที่แตกต่างกันมาก ในด้านการปล่อยแสงสีและค่าการสะท้อนแสง ดาวเคราะห์น้อยประเภทCเป็นประเภทที่พบได้บ่อยที่สุด (~75%) ของดาวเคราะห์น้อยที่รู้จัก พวกมัน อุดมไป ด้วยสารระเหยและมีค่าการสะท้อนแสง ต่ำมากเนื่องจากองค์ประกอบของพวกมันมี คาร์บอนในปริมาณมากดาวเคราะห์น้อยชนิด Mสีแดงถือเป็นแกนกลางที่เหลืออยู่ของดาวเคราะห์น้อย ก่อนกำเนิด ในขณะที่ดาวเคราะห์น้อยชนิด S (17%) ที่มีค่าอัลเบโดปานกลางเป็นเศษชิ้นส่วนของเปลือกซิลิกา ดาวเคราะห์น้อยประเภทเหล่านี้เป็นต้นกำเนิดของอุกกาบาต แต่ละ ประเภท^{[ 111 ]} เมื่อเร็วๆ นี้ มีการสังเกตพบ ดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรมซึ่งพ่นฝุ่นออกมาและสร้างกลุ่มควันและหางคล้ายดาวหางชั่วคราว สาเหตุที่เป็นไปได้ของกิจกรรม ได้แก่การระเหิดของน้ำแข็งบนดาวเคราะห์น้อยการพุ่งชนความไม่เสถียรในการหมุน แรงผลักทางไฟฟ้าสถิตและ การ แตกร้าวจากความร้อน^{[ 112 ]}

ในช่วงต้นทศวรรษ 1970 ยานไพโอเนียร์ 10และ11ได้เดินทางผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยระหว่างทางไปยังดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ เครื่องมือวัดฝุ่นบนยาน ทั้งเครื่องตรวจจับการทะลุทะลวงและเครื่องมือวัดแสงจักรราศีไม่พบความหนาแน่นของฝุ่นที่เพิ่มขึ้นในแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 113 ] [ 114 ]} ในปี 1983 ดาวเทียมดาราศาสตร์อินฟราเรด (IRAS)ได้ทำการสำรวจความสว่างของท้องฟ้าในย่านอินฟราเรด และพบแถบฝุ่นในระบบสุริยะหลายแถบในข้อมูล^{[ 115 ]}แถบฝุ่นเหล่านี้ถูกตีความว่าเป็นเศษซากที่เกิดจากการชนกันของ ดาวเคราะห์ น้อยในแถบหลัก เมื่อไม่นานมานี้ การวิเคราะห์โดยละเอียดของดาวเคราะห์น้อยที่คาดว่าจะเป็นดาวเคราะห์น้อยเผยให้เห็นว่าการชนกันในกลุ่มดาวเคราะห์น้อยเวริทัส ที่ระยะ 3.17 AU กลุ่มดาวเคราะห์น้อยโคโรนิสที่ระยะ 2.86 AU เมื่อประมาณ 8 ล้านปีก่อน^{[ 116 ]}และกระจุกดาวคารินก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 5.7 ล้านปีก่อนจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยต้นกำเนิด^{[ 117 ]} ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 ยานสำรวจอวกาศกาลิเลโอได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 951 Gaspraและ243 Ida เป็นครั้งแรก ณ ปี 2022 มีดาวเคราะห์น้อย 15 ดวงที่ได้รับการเยี่ยมชมโดยยานอวกาศพร้อมภารกิจนำตัวอย่างกลับมา 3 ครั้ง ได้แก่ ดาวเคราะห์น้อยประเภทS 25143 Itokawaได้รับการเยี่ยมชมโดยยานHayabusaในปี 2005 และนำตัวอย่างกลับมาในปี 2010 ดาวเคราะห์ น้อย ประเภท C 162173 Ryuguได้รับการเยี่ยมชมโดยยานHayabusa2ในปี 2018 และนำตัวอย่างกลับมาในปี 2020 และดาวเคราะห์น้อยประเภท C 101955 Bennu ได้รับการเยี่ยมชมโดยยานOSIRIS-RExในปี 2018 และมีแผนจะนำตัวอย่างกลับมาในปี 2023 การวิเคราะห์ตัวอย่างยืนยันและปรับปรุงความเชื่อมโยงกับอุกกาบาต^{[ 118 ] [ 119 ]} Tianwen-2ของ CNSA ถูกปล่อยขึ้นในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2568 ^{[ 120 ]}เพื่อสำรวจดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่โคจรรอบเดียวกัน469219 Kamoʻoalewaและดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรม311P/PanSTARRSและเก็บตัวอย่างดินบนดาวเคราะห์น้อย Kamoʻoalewa ^{[ 121 ]}

วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์มีตั้งแต่ ฝุ่นละอองขนาดเล็กกว่าไมโครเมตร ไปจนถึง ดาวหางและดาวเคราะห์น้อยขนาดกิโลเมตรฟลักซ์ของวัตถุระหว่างดาวเคราะห์ที่เล็กที่สุดได้รับการกำหนดจากการนับหลุมอุกกาบาต ขนาดเล็ก บนดวงจันทร์ และการวัดจากยานอวกาศ ^{[ 122 ]}และการสังเกตอุกกาบาตและ วัตถุ ใกล้โลก^{[ 123 ]}ปัจจุบัน วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะที่ระยะ 1 AU อยู่ในสภาวะการชนที่ทำลายล้างอุกกาบาตที่ระยะห่างจากโลกมีอัตราเร็วการชนกันโดยเฉลี่ยประมาณ 20 กม./วินาที ที่ความเร็วนี้ อุกกาบาตสามารถทำลายล้างวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าถึง 10 เท่า และสร้างเศษชิ้นส่วนขนาดเล็กจำนวนมาก

Dohnanyi ^{[ 124 ]}แสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง <100 กม. เข้าสู่สภาวะสมดุล การชน ซึ่งหมายความว่าในแต่ละช่วงมวล จำนวนดาวเคราะห์น้อยที่ถูกทำลายจากการชนจะเท่ากับจำนวนชิ้นส่วนมวลเดียวกันที่เกิดจากการชนจากดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่กว่า กรณีนี้เกิดขึ้นกับการกระจายมวลสะสม F ~ m ^−0.837ที่ระยะ 1 AU อุกกาบาตที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 มม. อยู่ในสภาวะสมดุลการชน ปริมาณอุกกาบาตขนาดเล็กที่มากเกินไปนั้นเกิดจากการป้อนจากดาวหาง แบบจำลองสภาพแวดล้อมฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ของโลกส่งผลให้มีฝุ่นจากดาวหาง 80-90% เทียบกับฝุ่นจากดาวเคราะห์น้อยเพียง 10-20% ^{[ 125 ] [ 126 ]} การขาดแคลนอนุภาคฝุ่น <1  ไมครอนเกิดจากการกระจายตัวอย่างรวดเร็วโดยผล ของ Poynting-Robertson และ แรงดันรังสีโดยตรง

ในระบบสุริยะ การชนกันก็มีบทบาทสำคัญในการสร้างอนุภาคฝุ่นเช่นกัน ตัวอย่างที่ดีคือวงแหวนของดาวพฤหัสบดีระบบวงแหวนนี้ถูกค้นพบโดย ยานสำรวจอวกาศ วอยเอเจอร์ 1และต่อมาได้รับการศึกษาอย่างละเอียดโดยยานโคจรกาลิเลโอสามารถมองเห็นได้ดีที่สุดเมื่อยานอวกาศอยู่ในเงาของดาวพฤหัสบดีและมองย้อนกลับไปทางดวงอาทิตย์ ระบบวงแหวนของดาวพฤหัสบดีประกอบด้วยสามส่วน ได้แก่ วงแหวนชั้นนอกสุดที่บางเบา วงแหวนหลักที่แบนราบ และวงแหวนชั้นในสุดที่มีรูปร่างคล้ายโดนัท ซึ่งเกี่ยวข้องกับดวงจันทร์ขนาดเล็กด้านใน ได้แก่เทเบอมัลเทีย อะด ราสเตียและเมทิสการที่ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์พุ่งชนดวงจันทร์เหล่านี้ทำให้เกิดการกัดเซาะของดวงจันทร์เหล่านี้และวัตถุขนาดเล็กอื่นๆ ที่มองไม่เห็น มวลที่กัดเซาะส่วนใหญ่จะอยู่ในรูปของอนุภาคขนาดไมครอนที่หลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์ต้นกำเนิดและปรากฏให้เห็นในวงแหวน^{[ 127 ] [ 128 ]} เนื่องจากความเร็วหลุดพ้น ต่ำ เพียง 1 ถึงไม่กี่ 10 m/s อนุภาคที่ถูกดีดออกส่วนใหญ่จึงสามารถหลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดาวเทียมและเข้าสู่วงแหวนของดาวพฤหัสบดีได้ การวัดโดยเครื่องตรวจจับฝุ่นของยานกาลิเลโอระหว่างการผ่านวงแหวนที่บอบบางพบว่าอนุภาคฝุ่นที่ตรวจพบในวงแหวนมีขนาด 0.5 − 2.5 ไมครอน โดยมีเพียงอนุภาคที่ใหญ่ที่สุดเท่านั้นที่มองเห็นได้ในภาพจากกล้อง^{[ 129 ]} นอกจากแรงโน้ม ถ่วงของดาวพฤหัสบดี และแรงต้านของPoynting-Robertson แล้วอนุภาคขนาดไมครอนยังได้รับประจุไฟฟ้าในสนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดี ที่มีพลังงานสูง ^{[ 130 ]}และด้วยเหตุนี้จึงรู้สึกถึงแรงลอเรนซ์ของสนามแม่เหล็กอันทรงพลังของดาวพฤหัสบดี แรงทั้งหมดเหล่านี้มีส่วนในการกำหนดลักษณะของวงแหวน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ความเอียงของวงโคจรของอนุภาคในฮาโลชั้นในจะถูกกระตุ้นโดยปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้า ทำให้พวกมันพุ่งเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี แม้แต่ดวงจันทร์กาลิเลียน ที่ใหญ่กว่ามากก็ ยังถูกล้อมรอบด้วยเมฆฝุ่นที่ถูกพัดออกมาซึ่งมีความหนาหลายพันกิโลเมตร ดังที่สังเกตได้จากเครื่องตรวจจับฝุ่น ของ ยานกาลิเลโอ^{[ 131 ]}รอบดวงจันทร์ ของโลก การทดลองฝุ่นบนดวงจันทร์ (LDEX) ใน ภารกิจ LADEEได้ทำการสำรวจเมฆฝุ่นที่ระดับความสูง 20 ถึง 100 กิโลเมตร และพบความเร็วของฝุ่นที่ถูกพัดออกมาตั้งแต่ 100 เมตร/วินาที ถึงไม่กี่กิโลเมตร/วินาที แต่มีเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยเท่านั้นที่หลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์^{[ 132 ]}

นอกจากนี้ ดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ที่มีดวงจันทร์บริวารก็แสดงปรากฏการณ์วงแหวนฝุ่นที่หลากหลายเช่นกัน ในวงแหวนหลักขนาดใหญ่และหนาแน่นของดาวเสาร์อนุภาคน้ำแข็งจะรวมตัวกันเป็นก้อนขนาดเซนติเมตรขึ้นไป ซึ่งก่อตัวและสลายตัวอย่างต่อเนื่องจากการสั่นสะเทือนและแรงดึงดูด ของ ดวงจันทร์ ด้านนอกวงแหวนหลักของดาวเสาร์คือวงแหวน Fซึ่งมีดวงจันทร์บริวารคู่หนึ่ง คือ โพร มีธีอุสและแพนโดราคอยนำทาง ดวงจันทร์เหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับวงแหวนและทำหน้าที่เหมือนแหล่งดูดซับและแหล่งปล่อยฝุ่น ถัดจากวงแหวน E ที่ขยายออกไป ซึ่งได้รับฝุ่นจากภูเขาไฟน้ำแข็งบนเอนเซลาดัสคือวงแหวนฟีบีซึ่งได้รับฝุ่นจากอุกกาบาตที่พุ่งออกมาจากฟีบีและมีการเคลื่อนที่ย้อนกลับร่วม กัน นอกจากนี้ยูเรนัสและเนปจูนก็มีระบบวงแหวนที่ซับซ้อนเช่นกัน นอกเหนือจากวงแหวนหลักที่แคบของยูเรนัสซึ่งมีดวงจันทร์บริวารคอยนำทางแล้ว ยังมีวงแหวนฝุ่น ที่กว้างอีกด้วย วงแหวนของเนปจูนประกอบด้วยวงแหวนฝุ่นแคบและกว้างที่ทำปฏิกิริยากับดวงจันทร์ชั้นใน แม้แต่ดาวอังคารก็คาดว่าจะมีวงแหวนฝุ่นที่กำเนิดจากดวงจันทร์โฟบอสและดีมอส จนถึงปัจจุบัน วงแหวนของดาวอังคารยังไม่ถูกตรวจพบ^{[ 133 ]} แม้แต่โลก เองก็กำลังสร้างแถบ เศษซากอวกาศที่มนุษย์สร้างขึ้นซึ่งประกอบด้วยดาวเทียม เทียมที่ใช้งานไม่ได้ และยานปล่อยที่ถูกทิ้งร้าง การชน กัน ระหว่างวัตถุเหล่านี้อาจทำให้เกิดการชนกันแบบต่อเนื่องที่เรียกว่ากลุ่มอาการเคสเลอร์ซึ่งการชนกันแต่ละครั้งจะสร้างเศษซากอวกาศมากขึ้น ทำให้มีโอกาสเกิดการชนกันมากขึ้น^{[ 134 ]}

ดาวศุกร์โลกและดาว อังคาร แสดงให้เห็นถึงร่องรอยของ ภูเขาไฟในอดีตหรือปัจจุบันดาวเคราะห์เหล่านี้มีเปลือก แข็ง และเนื้อในที่เป็น ของเหลว ซึ่งได้รับความร้อนจากความร้อนภายในที่เกิดจากการก่อตัวของดาวเคราะห์และการสลายตัวของไอโซโทปรังสี การระเบิด ของภูเขาไฟที่รุนแรงที่สุดที่สังเกตได้บนโลกมีกลุ่มก๊าซและเถ้าถ่านสูงถึง 40 กิโลเมตร แต่ไม่มีฝุ่นภูเขาไฟใดหลุดรอดออกจากชั้นบรรยากาศหรือแม้แต่แรงดึงดูดของโลก ( ทรงกลมฮิลล์ ) ข้อสรุปที่คล้ายกันนี้สามารถนำมาใช้กับภูเขาไฟที่คาดว่ายังคงมีกิจกรรมอยู่บนดาวศุกร์ได้เช่นกัน

ในวัตถุดาวเคราะห์ ขนาดเล็ก การสูญเสียความร้อนผ่านพื้นผิวมีมากกว่า ดังนั้นความร้อนภายใน จึง อาจไม่สามารถขับเคลื่อนการเกิดภูเขาไฟที่กำลังปะทุอยู่ในขณะนี้ได้ ด้วยเหตุนี้ จึงเป็นเรื่องน่าประหลาดใจเมื่อยานสำรวจคู่แฝดวอยเอเจอร์ 1และวอยเอเจอร์ 2บินผ่าน ระบบดาว พฤหัสบดีในปี 1979 และถ่ายภาพกลุ่มควันจากภูเขาไฟหลายแห่งบนดวงจันทร์ไอโอของดาวพฤหัสบดี เพียงไม่กี่สัปดาห์ก่อนการบินผ่าน Peale, Cassen และ Reynolds (1979) ^{[ 135 ]} ได้ทำนายว่าภายในของไอโอจะต้องประสบกับความร้อนจากแรงดึงดูด อย่างมีนัยสำคัญ ที่เกิดจากการโคจรแบบเรโซแนนซ์กับดวงจันทร์ยูโรปาและ แกนีมี ดที่อยู่ใกล้เคียง การวัดอุณหภูมิในจุดร้อนโดยยานอวกาศกาลิเลโอแสดงให้เห็นว่าแมกมาบะซอลต์ เป็นตัวขับเคลื่อน การเกิด ภูเขาไฟบนไอโอ กลุ่มค วันรูปทรงร่มของสารระเหย เช่นกำมะถันซัลเฟอร์ไดออกไซด์และไพโรคลาสต์ อื่นๆ ถูกพ่นขึ้นสู่ท้องฟ้าจากภูเขาไฟบางแห่งบนไอโอ เช่น ภูเขาไฟTvashtar Paterae บนดวงจันทร์ไอโอ พ่นวัสดุขึ้นไปสูงกว่า 300 กิโลเมตรเหนือพื้นผิว^{[ 136 ]} ความเร็วในการพุ่งออกมาที่ปล่องภูเขาไฟสูงถึง 1 กม./วินาที ซึ่งต่ำกว่าความเร็วหลุดพ้นจากไอโอที่ 2.5 กม./วินาที มาก ดังนั้น ฝุ่นที่มองเห็นได้นี้จึงไม่สามารถหลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของไอโอได้ วัสดุส่วนใหญ่ในกลุ่มควันจะตกลงสู่พื้นผิวอีกครั้งในรูปของกำมะถันและน้ำแข็งซัลเฟอร์ไดออกไซด์และเศษหินภูเขาไฟอย่างไรก็ตาม ในปี 1992 ระหว่างการบินผ่านดาวพฤหัสบดี เครื่องตรวจจับฝุ่นบนภารกิจยูลิส ซีส ตรวจพบกระแสอนุภาคฝุ่นขนาด 10 นาโนเมตรที่พุ่งออกมาจากทิศทางของดาวพฤหัสบดี^{[ 75 ] [ 137 ]} การวัดในภายหลังโดย เครื่องตรวจจับฝุ่น กาลิเลโอภายในแมกนีโตสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดีได้วิเคราะห์กระแสฝุ่นเป็นระยะและระบุว่าไอโอเป็นแหล่งกำเนิด^{[ 138 ]} อนุภาคฝุ่นขนาดนาโนเมตรที่ปล่อยออกมาจากภูเขาไฟของไอโอจะได้รับประจุไฟฟ้าในวงแหวนพลาสมาของไอโอและสัมผัสกับสนามแม่เหล็กอันแข็งแกร่งของดาวพฤหัสบดี อนุภาคฝุ่นที่มีประจุบวกซึ่งมีรัศมีระหว่าง 10 ถึง 100 นาโนเมตรจะหลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของไอโอและแม้แต่ดาวพฤหัสบดี และเข้าสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์^{[ 139 ] [ 140 ]} ในระหว่างการบินผ่าน ดาวพฤหัสบดี ของภารกิจแคสสินีเครื่องวิเคราะห์ฝุ่นในอวกาศ (CDA) บนยานได้วิเคราะห์อนุภาคกระแสเหล่านี้ทางเคมีและพบโซเดียมคลอไรด์รวมถึงส่วนประกอบที่มีกำมะถันและโพแทสเซียม^{[ 24 ]} ซึ่งยังพบได้จากการวิเคราะห์สเปกโทรสโกปีของชั้นบรรยากาศของไอโออีกด้วย^{[ 141 ]}

วงแหวน Eที่เบาบางของดาวเสาร์ถูกค้นพบจากการสังเกตการณ์จากระยะห่างของโลกในช่วงเวลาที่ระนาบวงแหวนของดาวเสาร์ตัดผ่าน มีความหนาแน่นสูงสุดที่ระยะประมาณ 4 เท่าของรัศมีดาวเสาร์ซึ่งตรงกับวงโคจรของเอนเซลาดัส การสังเกตการณ์โดยยานอวกาศวอยเอเจอร์ 1และ2และแคสสินีได้ยืนยันการสังเกตการณ์เหล่านี้ วงแหวน E ทอดยาวระหว่างวงโคจรของมิมาสที่ระยะ 3 และไททันที่ระยะ 20 วงแหวน E ประกอบด้วยอนุภาคน้ำแข็งขนาดเล็กมาก (ไมครอนและต่ำกว่าไมครอน) จำนวนมากพร้อมด้วยซิลิเกตคาร์บอนไดออกไซด์แอมโมเนียและสิ่งเจือปนอื่นๆ ^{[ 142 ]} การสังเกตการณ์ ของแคสสินีแสดงให้เห็นว่าเอนเซลาดัสและวงแหวน E มีความสัมพันธ์ทางพันธุกรรมกัน ในระหว่าง การบินผ่านเอนเซลาดัสอย่างใกล้ชิด ของแคสสินี เครื่องมือหลายอย่างรวมถึงเครื่องวิเคราะห์ฝุ่นจักรวาลได้สังเกตเห็นน้ำพุ ( ไกเซอร์ ) ของไอน้ำและอนุภาคน้ำแข็งขนาดไมครอนในบริเวณขั้วใต้ของเอนเซลาดัส^{[ 143 ] [ 144 ]} การวิเคราะห์ CDA ของ เม็ดน้ำแข็งที่อุดม ด้วยเกลือโซเดียมในพวยพุ่งแสดงให้เห็นว่าเม็ดน้ำแข็งเหล่านี้ก่อตัวขึ้นจากแหล่งกักเก็บน้ำเหลวที่สัมผัสกับหิน^{[ 145 ] [ 146 ]} กลไกที่ขับเคลื่อนและรักษาการปะทุนั้นเชื่อกันว่าเป็นความร้อนจากแรงดึงดูดที่เกิดจากเร โซแน นซ์วงโคจรกับไดโอนี ซึ่งกระตุ้น ความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรของเอนเซลาดั ส เม็ดน้ำแข็งที่หลุดออกมาจากน้ำพุของเอนเซลาดัสจะหล่อเลี้ยงและรักษาวงแหวน E ของดาวเสาร์ ${\displaystyle R_{S}}$${\displaystyle R_{S}}$${\displaystyle R_{S}}$

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสังเกตเห็นกลุ่มไอน้ำที่คล้ายกันเหนือบริเวณขั้วใต้ของยูโรปา หนึ่งในดวงจันทร์กาลิเลียน ของดาว พฤหัสบดี ^{[ 147 ]} ภารกิจ Europa Clipper ในอนาคตของ NASA (กำหนดการปล่อยในปี 2024) พร้อมด้วยเครื่องวิเคราะห์ฝุ่นบนพื้นผิว (SUDA) จะวิเคราะห์อนุภาคของแข็งขนาดเล็กที่ถูกปล่อยออกมาจากยูโรปาจาก การชนของ อุกกาบาตและอนุภาคน้ำแข็งในกลุ่มไอน้ำที่อาจเกิดขึ้น ^{[ 44 ]}

ระหว่าง การบินผ่านดาวเนปจูนของ ยานวอยเอเจอร์ 2ในปี พ.ศ. 2532 ได้มีการสังเกตเห็นกลุ่มควันสีดำที่เกิดขึ้นบนพื้นผิวของดวงจันทร์ไทรทันกลุ่มควันเหล่านี้เชื่อว่าประกอบด้วยอนุภาคฝุ่นและน้ำแข็งที่ถูกพัดพาโดยไอพ่นก๊าซไนโตรเจนที่มองไม่เห็น^{[ 148 ]}

พลวัตของอนุภาคฝุ่นในอวกาศได้รับผลกระทบจากแรงต่างๆ ที่กำหนดวิถีการเคลื่อนที่หรือวงโคจรของพวกมัน แรงเหล่านี้ขึ้นอยู่กับตำแหน่งของอนุภาคฝุ่นเมื่อเทียบกับวัตถุขนาดใหญ่และสภาพแวดล้อม

ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ แรงสำคัญอย่างหนึ่งคือแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ที่ดึงดูดดาวเคราะห์และอนุภาคฝุ่นในลักษณะเดียวกัน ที่F = คือแรง, M = M☉คือมวลของดวงอาทิตย์, mคือมวลของวัตถุที่กำลังมีปฏิสัมพันธ์, rคือระยะห่างระหว่างจุดศูนย์กลางมวล และGคือค่าคงที่ของแรงโน้มถ่วงดาวเคราะห์และวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะรวมถึงฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ โคจรตามวงโคจรของเคปเลอร์ ( วงรีพาราโบลาหรือไฮเปอร์โบลา ) รอบดวงอาทิตย์ โดยมีจุดศูนย์กลาง มวล อยู่ที่จุดโฟกัส วงโคจรเหล่านี้มีลักษณะเฉพาะด้วยองค์ประกอบวงโคจร หกประการ ได้แก่แกนกึ่งเอก (a), ความเยื้องศูนย์กลาง( e ) , ความเอียง (i), ลองจิจูดของจุดตัดขึ้น , มุม ของจุดใกล้ที่สุด และความผิดปกติที่แท้จริงแม้จะมีขนาดเล็ก แต่ดาวเคราะห์ก็ส่งแรงโน้มถ่วงไปยังวัตถุที่อยู่ไกลออกไป หากแรงนี้สม่ำเสมอและเป็นคาบ การสั่นพ้องของวงโคจรดังกล่าวสามารถทำให้วงโคจรของดาวเคราะห์มีเสถียรภาพหรือไม่มีเสถียรภาพได้ ตัวอย่างเช่นช่องว่างเคิร์กวูดในแถบดาวเคราะห์น้อยที่เกิดจากปรากฏการณ์เรโซแนนซ์ของดาวพฤหัสบดี และโครงสร้างของแถบไคเปอร์ที่เกิดจากปรากฏการณ์เรโซแนนซ์ของดาวเนปจูน $${\displaystyle F_{G}=G{\frac {Mm}{r^{2}}},}$$

การเข้าใกล้ดาวเคราะห์สามารถเกิดขึ้นได้เมื่อจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ของวงโคจรของวัตถุขนาดเล็กอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า และจุดไกลดวงอาทิตย์ ที่สุดของวงโคจร อยู่ไกลจากดวงอาทิตย์มากกว่าดาวเคราะห์ที่รบกวน นี่คือเงื่อนไขที่จำเป็นสำหรับการเกิดการกระเจิงของวงโคจร ซึ่งเป็นตัวกำหนดเขตการกระเจิงของดาวเคราะห์ ในกรณีนี้ วัตถุขนาดเล็กหรืออนุภาคฝุ่นสามารถเกิดการรบกวน วงโคจรครั้งใหญ่ได้ อย่างไรก็ตามพารามิเตอร์ของ Tisserandสำหรับวงโคจรเดิมและวงโคจรใหม่ยังคงใกล้เคียงกัน สำหรับวัตถุขนาดเล็กที่มีแกนกึ่งเอก a ความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร e และความเอียงของวงโคจร i และดาวเคราะห์ที่รบกวนที่มีแกนกึ่ง เอก พารามิเตอร์ของ Tisserand คือ ${\textstyle q=(1-e)a}$${\textstyle Q=(1+e)a}$${\displaystyle a_{P}}$

${\displaystyle T_{P}\ ={\frac {a_{P}}{a}}+2\cos i{\sqrt {{\frac {a}{a_{P}}}(1-e^{2})}}}$.

วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะสองกลุ่มตั้งอยู่นอกเขตการกระเจิงของดาวเคราะห์ยักษ์และเป็นเศษซากของจานโปรโตแพลนทารีดั้งเดิมรอบดวงอาทิตย์ ได้แก่ดาวเคราะห์น้อยและวัตถุในแถบไคเปอร์ แถบไคเปอร์มีมวลมากกว่าแถบดาวเคราะห์น้อยประมาณ 100 เท่าและเป็นส่วนหนึ่งของวัตถุทรานส์เนปจูน (TNOs) ^{[ 149 ] [ 150 ]}อีกส่วนหนึ่งของ TNOs คือจานกระเจิงที่มีวัตถุที่มีวงโคจรอยู่ในเขตการกระเจิงของเนปจูน ที่ความเยื้องศูนย์สูง (หรือความเอียงสูง) เขตการกระเจิงของดาวเคราะห์ข้างเคียงจะทับซ้อนกัน ดังนั้นวัตถุในจานกระเจิงจึงสามารถวิวัฒนาการเป็นเซนทอร์และในที่สุดก็กลายเป็นดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดีภายในจานกระเจิงของดาวพฤหัสบดีคือเมฆจักรราศี ซึ่ง ประกอบด้วยฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่มาจากดาวหางและดาวเคราะห์น้อย นอกจากนี้อนุภาคฝุ่นจากแถบไคเปอร์ยังพบทางผ่านของการกระเจิงไปยังระบบดาวเคราะห์ชั้นใน^{[ 151 ]}

ภายในทรงกลมฮิลล์ของดาวเคราะห์ แรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์นั้นมีอิทธิพลเหนือกว่าแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ดวง จันทร์ และวงแหวน ของดาวเคราะห์ทั้งหมด ตั้งอยู่ภายในทรงกลมฮิลล์และโคจรรอบดาวเคราะห์นั้นๆ ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวบริวารเหล่านี้สามารถสังเกตได้ เช่น ในวงโคจรแบบเรโซแนนซ์ 1:2:4 ที่เสถียรของดวงจันทร์แกนีมีดยูโรปา และไอโอของดาวพฤหัสบดี นอกจากนี้การแบ่งย่อยและโครงสร้างภายในวงแหวนของดาวเสาร์ก็เกิดจากเรโซแนนซ์กับดาวบริวาร เช่นช่องว่างระหว่างวงแหวน B ด้านในและ วงแหวน Aด้านนอกถูกเคลียร์โดยเรโซแนนซ์ 2:1 กับดวงจันทร์มิมาสนอกจากนี้ วงแหวนแคบๆ ที่แยกจากกันของดาวเสาร์ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเช่นวงแหวน F ของดาวเสาร์ถูกสร้างขึ้นและยึดไว้ด้วยแรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์บริวาร หนึ่งหรือสอง ดวง

รังสีจากดวงอาทิตย์ส่งแรงดันรังสีผลักดันF ต่ออุกกาบาตและอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์:

${\displaystyle F_{R}={{L_{\odot }Q_{PR}A} \over {4\pi r^{2}c}},}$

โดยที่ความสว่างของดวงอาทิตย์หรือความ เข้มของการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ ที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์rคือสัมประสิทธิ์แรงดันรังสีของอนุภาค คือพื้นที่หน้าตัด (สำหรับอนุภาคทรงกลมที่มีรัศมีอนุภาค) คือความเร็วแสง^{[ 154 ]} สัมประสิทธิ์แรงดันรังสีขึ้นอยู่กับคุณสมบัติทางแสงของอนุภาค เช่น การดูดซับ การสะท้อน และการกระเจิงของแสงที่รวมเข้าด้วยกันตลอดความยาวคลื่นทั้งหมดของสเปกตรัมของดวงอาทิตย์สามารถคำนวณได้โดยใช้ ทฤษฎี Mieการประมาณไดโพลแบบไม่ต่อเนื่องหรือแม้แต่การทดลองอะนาล็อกไมโครเวฟ^{[ 155 ]}${\displaystyle {L_{\odot }}}$${\displaystyle L_{\odot } \over {4\pi r^{2}}}$${\displaystyle Q_{\rm {PR}}}$${\displaystyle A}$${\displaystyle A=\pi s^{2}}$${\displaystyle s}$${\displaystyle c}$${\displaystyle Q_{\rm {PR}}}$

แรงดันรังสีจากดวงอาทิตย์จะลดแรงโน้มถ่วงที่มีผลต่ออนุภาคฝุ่น และมีลักษณะเฉพาะด้วยพารามิเตอร์ไร้หน่วย ซึ่งเป็นอัตราส่วนของแรงดันรังสีต่อแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่ออนุภาค: ${\displaystyle \beta }$${\displaystyle F_{R}}$${\displaystyle F_{G}}$

${\displaystyle \beta ={F_{\rm {r}} \over F_{\rm {g}}}={3L_{\odot }Q_{\rm {PR}} \over {16\pi GMc\rho s}}=5.7\times 10^{-4}{Q_{\rm {PR}} \over {\rho s}}}$

โดยที่ ความหนาแน่นและขนาด (รัศมี) ของอนุภาคฝุ่นคือเท่าใด อนุภาคดาวหางที่มีค่า> 0.1 จะมีวงโคจรเฮลิโอเซนตริกที่แตกต่างจากดาวหางต้นกำเนิดอย่างมีนัยสำคัญและปรากฏให้เห็นในหางฝุ่น อนุภาคฝุ่นที่ปล่อยออกมาจากดาวหาง (ที่มีค่าความเยื้องศูนย์) ใกล้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดจะออกจากระบบสุริยะด้วยวงโคจรไฮเปอร์โบลิกหากค่าเบต้าเกินแม้แต่อนุภาคที่มีค่า ที่ปล่อยออกมาจากดาวเคราะห์น้อยที่โคจรเป็นวงกลมรอบดวงอาทิตย์ก็จะออกจากระบบสุริยะ ด้วย วงโคจรพาราโบลิกที่ ไม่ผูกมัด ^{[ 156 ]} อนุภาคฝุ่นขนาดเล็กที่มีค่า เรียกว่า-อุกกาบาต พวกมันรู้สึกถึงแรงผลักสุทธิจากดวงอาทิตย์^{[ 157 ]}${\displaystyle \rho }$${\displaystyle s}$${\displaystyle \beta }$${\displaystyle e_{c}}$${\displaystyle \beta =0.5(1-e_{c})}$${\displaystyle \beta =0.5}$${\displaystyle \beta >1}$${\displaystyle \beta }$

วิถีโคจรของฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ ซึ่งในตอนแรกจะขนานกันเมื่อเข้าสู่ระบบสุริยะ จะขึ้นอยู่กับอัตราส่วนของอนุภาค อนุภาคที่มีค่า จะถูกดึงดูดโดยแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์เป็นหลัก วิถีโคจรของพวกมันจะโค้งเข้าหาดวงอาทิตย์ ยิ่งพวกมันผ่านดวงอาทิตย์มากเท่าไร อนุภาคก็จะยิ่งเร่งความเร็วมากขึ้น และเบี่ยงเบนจากทิศทางเริ่มต้นมากขึ้นเท่านั้น วิถีโคจรของอนุภาคเหล่านี้จะตัดผ่านด้านหลังดวงอาทิตย์ ทำให้ความหนาแน่นของฝุ่นเพิ่มขึ้นในบริเวณนั้น ซึ่งเรียกว่าการโฟกัสด้วยแรงโน้มถ่วง อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ที่มีค่า จะถูกผลักดันโดยแรงดันรังสีของดวงอาทิตย์เป็นหลัก พวกมันไม่สามารถเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ได้ต่ำกว่าระยะทางที่กำหนด ซึ่งขึ้นอยู่กับขนาดของค่าบริเวณที่ปราศจากฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์นี้มี รูปร่างเป็น พาราโบลาซึ่งเรียกว่ากรวย ที่ขอบด้านนอกของกรวย ความหนาแน่นของฝุ่นจะเพิ่มขึ้น^{[ 158 ]}${\displaystyle \beta }$${\displaystyle \beta <1}$${\displaystyle \beta >1}$${\displaystyle \beta }$${\displaystyle \beta }$${\displaystyle \beta }$

แรงดันรังสีจากดวงอาทิตย์ที่กระทำต่ออนุภาคที่โคจรรอบดวงอาทิตย์นั้น ไม่เพียงแต่มีแรงในแนวรัศมีเท่านั้น แต่เนื่องจากความเร็วแสง มีจำกัด จึงมีแรงเล็กน้อยที่ต้านการเคลื่อนที่ในวงโคจรของอนุภาคแรงต้านของ Poynting–Robertson นี้ ทำให้อนุภาคสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุม และด้วยเหตุนี้จึงโคจรเป็นเกลียวเข้าหาดวงอาทิตย์ เวลา ( เป็นปี) ที่อนุภาคที่มีอัตราส่วนแรงจะโคจรเป็นเกลียวจากวงโคจรวงกลมเริ่มต้นที่มีรัศมีใน หน่วย AUคือ ${\displaystyle T_{PR}}$${\displaystyle \beta }$${\displaystyle a}$

${\displaystyle T_{PR,circ}=400\times {a^{2} \over {\beta }}}$

อนุภาคขนาดเซนติเมตรที่มี~10 ⁻⁴เริ่มต้นจากวงโคจรวงกลมที่ระยะห่างจากโลกใช้เวลาประมาณ 4 ล้านปีในการหมุนวนเข้าสู่ดวงอาทิตย์^{[ 159 ]}ตัวอย่างนี้แสดงให้เห็นว่าฝุ่นทั้งหมดที่มีขนาดเล็กกว่า ~1 ซม. จะต้องเข้ามาในระบบดาวเคราะห์ชั้นในเมื่อไม่นานมานี้ในรูปของฝุ่นจากดาวหาง ดาวเคราะห์น้อย หรือฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ ไม่มีฝุ่นหลงเหลืออยู่จากช่วงเวลาของ การก่อตัว ของ ดาวเคราะห์${\displaystyle \beta }$

อนุภาคฝุ่นในสภาพแวดล้อมอวกาศส่วนใหญ่จะสัมผัสกับกระแสประจุไฟฟ้า กระบวนการที่สำคัญ ได้แก่ การรวบรวมอิเล็กตรอนและไอออนจากพลาสมา โดยรอบ ผล กระทบ จากโฟ โตอิเล็กตรอนจาก รังสี UVและการปล่อยอิเล็กตรอนทุติยภูมิจากรังสีไอออนหรืออิเล็กตรอนที่มีพลังงานสูง^{[ 160 ]} การรวบรวมอิเล็กตรอนและไอออนจากพลาสมาความร้อนโดยรอบนำไปสู่การประจุลบสุทธิเนื่องจากความเร็วของอิเล็กตรอนความร้อน สูง กว่าความเร็วของไอออนมาก ในทางตรงกันข้ามกับการประจุในพลาสมาการปล่อยอิเล็กตรอนจากอนุภาคโดยรังสี UV นำไปสู่การประจุบวก การกระทบของไอออนหรืออิเล็กตรอนที่มีพลังงาน >100 eVกับอนุภาคอาจสร้างอิเล็กตรอนทุติยภูมิ ได้มากกว่าหนึ่งตัว และด้วยเหตุนี้จึงนำไปสู่กระแสประจุบวก ผลผลิตของอิเล็กตรอนทุติยภูมิขึ้นอยู่กับชนิดและพลังงานของอนุภาคที่มีพลังงานสูงและวัสดุของอนุภาค^{[ 161 ]} ความสมดุลของกระแสประจุทั้งหมดนำไปสู่ศักย์ผิว สมดุล ของอนุภาคประจุไฟฟ้าQ ของอนุภาคฝุ่นที่มีรัศมี sที่ศักย์ผิวUในอวกาศคือ

$${\displaystyle Q={4\pi \varepsilon _{0}}{U}{s},}$$ โดยที่ε คือค่าสภาพยอมของสุญญากาศ^{[ 162 ]}

อนุภาคฝุ่นที่มีประจุQเคลื่อนที่ด้วยความเร็วvในสนามไฟฟ้าEและสนามแม่เหล็กBจะได้รับแรงลอเรนซ์ใน หน่วยSI นั้นBมีหน่วยเป็นเทสลา (T) $${\displaystyle \mathbf {F_{L}} =Q\,(\mathbf {E} +\mathbf {v} \times \mathbf {B} )}$$

ศักย์พื้นผิวของอนุภาคฝุ่นและประจุของมันจึงขึ้นอยู่กับคุณสมบัติโดยละเอียดของสภาพแวดล้อมโดยรอบ ตัวอย่างเช่น อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่ระยะ 1 AU จากดวงอาทิตย์ถูกล้อมรอบด้วย พลาสมา ลมสุริยะที่มีพลังงานประมาณ 10  eVและความหนาแน่นของโปรตอนและอิเล็กตรอนต่อ m³ ^โดย ทั่วไป ฟ ลักซ์โฟ โตอิเล็กตรอนโดยทั่วไปคืออิเล็กตรอนต่อ m² ^และดังนั้นจึงมีขนาดใหญ่กว่ากระแสพลาสมามาก สภาวะนี้ทำให้เกิดศักย์พื้นผิวประมาณ +3  V ^{[ 160} ] การวัดประจุฝุ่นจริงโดยCassini CDAส่งผลให้ศักย์พื้นผิวอยู่ที่ +2 ถึง +7 V ^{[ 28 ]} เนื่องจากทั้ง ความหนาแน่นของพลาสมา ลมสุริยะ และ ^ฟลักซ์ UV ของดวงอาทิตย์แปรผันตามระยะทางจากดวงอาทิตย์ ศักย์พื้นผิวของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์+5 V จึงเป็นค่าทั่วไปสำหรับระยะทางอื่นๆ จากดวงอาทิตย์เช่นกันสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์เป็นส่วนประกอบของสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ที่ถูกดึงออกมาจากโคโรนาของดวงอาทิตย์โดยลมสุริยะ ลมช้า (≈${\displaystyle {5\times 10^{6}}}$${\displaystyle {3\times 10^{16}}}$${\displaystyle {U\approx }}$${\displaystyle r^{-2}}$${\displaystyle {U\approx }}$ลมที่มีความเร็ว ประมาณ 400 กม./วินาทีจะจำกัดอยู่เฉพาะใน บริเวณ เส้นศูนย์สูตรในขณะที่ลมที่มีความเร็วสูง (≈750 กม./วินาที ) สามารถมองเห็นได้เหนือขั้วโลก^{[ 163 ]}การหมุนของดวงอาทิตย์ทำให้สนามแม่เหล็กไดโพลและแผ่นกระแสไฟฟ้าที่สอดคล้องกันบิดเป็นเกลียวอาร์คิมีเดียน แผ่นกระแสไฟฟ้า เฮลิโอสเฟียร์ นี้มีรูปร่างคล้ายกับกระโปรงบัลเล่ต์ที่หมุนวน และรูปร่างจะเปลี่ยนไปตลอดวัฏจักรสุริยะเมื่อสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์กลับทิศทางประมาณทุกๆ 11 ปีอนุภาคฝุ่นที่มีประจุจะรู้สึกถึงแรงลอเรนซ์ของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ที่ผ่านไปด้วยความเร็วลมสุริยะ ที่ระยะ 1 AU จากดวงอาทิตย์ ความเร็วลมสุริยะเฉลี่ยคือ 450 กม./วินาที และความแรงของสนามแม่เหล็ก${\displaystyle {B\approx }}$5 × 10 ⁻⁹ T = 5 nT สำหรับอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กกว่าไมครอน แรงนี้จะมีความสำคัญ และสำหรับอนุภาคที่มีขนาด < 0.1 ไมครอน แรงนี้จะเกินแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์และแรงดันรังสี ตัวอย่างเช่น อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ที่มีขนาดประมาณ 0.3 ไมครอนที่ผ่านเฮลิโอสเฟียร์จะถูกโฟกัสหรือกระจายออกจากเส้นศูนย์สูตรแม่เหล็กของดวงอาทิตย์^{[ 158 ] [ 164 ]}การวัดทั่วไปว่าอนุภาคฝุ่นได้รับผลกระทบจากแรงลอเรนซ์มากน้อยเพียงใดคืออัตราส่วนประจุต่อมวล^{[ 165 ]}เนื่องจาก^{ประจุ}ของอนุภาคเพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงตามขนาด ในขณะที่มวลและปริมาตรเพิ่มขึ้นตามกำลังสามของขนาด อนุภาคขนาดเล็กจึงมักมีอัตราส่วนประจุต่อมวลสูงกว่าอนุภาคขนาดใหญ่และได้รับผลกระทบจากแรงลอเรนซ์มากกว่า อย่างไรก็ตาม อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ทุกขนาดจะถูกโฟกัสหรือกระจายออกตราบใดที่พวกมันมีประจุ การรวมแสงและการกระจายแสงนี้จะรุนแรงที่สุดในช่วงและใกล้เคียงกับช่วงที่ดวงอาทิตย์มีกิจกรรมต่ำสุดซึ่งสำหรับการกระจายแสงนั้นเกิดขึ้นในช่วงปีต่างๆ เช่น ปี 1996 และ 2019 และสำหรับการรวมแสงนั้นเกิดขึ้นในช่วงปีต่างๆ เช่น ปี 1986 และ 2008 ระยะปัจจุบันของวัฏจักรแม่เหล็กของดวงอาทิตย์สอดคล้องกับการกระจายแสงของฝุ่นระหว่างดาวออกจากระนาบสุริยวิถี ซึ่งไม่เอื้ออำนวยต่อการตรวจจับและวัดฝุ่นระหว่างดาว ระยะการรวมแสงครั้งต่อไปของวัฏจักรแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ ซึ่งเหมาะสมที่สุดสำหรับการวัดฝุ่นระหว่างดาวภายในระบบสุริยะ จะเกิดขึ้นในช่วงทศวรรษ 2030 เนื่องจากระยะเหล่านี้เกิดขึ้นทุกๆ 22 ปี ระยะการรวมแสงครั้งต่อไปจึงจะอยู่ในช่วงทศวรรษ 2050 ${\displaystyle Q/m}$

สภาพแวดล้อมในแม็กนีโตสเฟียร์ ของดาวเคราะห์นั้นแตกต่างกันอย่างมาก กรณีสุดขั้วคือแม็กนีโตสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดีซึ่งดวงจันทร์ไอโอที่มีกิจกรรมทางภูเขาไฟเป็นแหล่งกำเนิดพลาสมาที่รุนแรงที่ 6  โดยที่=${\displaystyle R_{J}}$${\displaystyle R_{J}}$รัศมีของดาวพฤหัสบดีคือ^{7.1 × 10⁴}กิโลเมตรณระยะ นี้คือจุดสูงสุดของความหนาแน่นของพลาสมา (3 × 10 ⁹ m ⁻³ ) และพลังงานพลาสมามีค่าต่ำสุดที่ประมาณ 1 eV นอกระยะนี้ พลังงานพลาสมาจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเป็น 80 eV ที่ 8 ศักย์ไฟฟ้า  พื้นผิวฝุ่นที่เกิดขึ้นมีค่าตั้งแต่ -30 V ในพลาสมาเย็นระหว่าง 4 และ 6  และ +3 V ที่อื่น^{[ 166 ]} สนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดีส่วนใหญ่เป็นแบบไดโพลโดยแกนแม่เหล็กเอียงประมาณ 10° เมื่อเทียบกับแกนการหมุนของดาวพฤหัสบดี ที่ระยะประมาณ 10  จากดาวพฤหัสบดี สนามแม่เหล็กและพลาสมาจะหมุนไปพร้อมกับดาวเคราะห์ ที่ระยะของไอโอ สนามแม่เหล็กที่หมุนไปพร้อมกับดาวเคราะห์จะผ่านไอโอด้วยความเร็ว 17 กม./วินาที และความแรงของสนามแม่เหล็ก${\displaystyle R_{J}}$${\displaystyle R_{J}}$${\displaystyle R_{J}}$${\displaystyle {B\approx }}$2 × 10 ⁻⁶  T = 2000 nT อนุภาคฝุ่นที่มีประจุบวกจากไอโอที่มีขนาด (รัศมี) ตั้งแต่ 9 ถึง ~120 นาโนเมตรจะถูกดึงดูดโดยสนามแม่เหล็กแรงสูงและเร่งออกจากระบบของดาวพฤหัสบดีด้วยความเร็วสูงสุดถึง 350 กม./วินาที สำหรับอนุภาคขนาดเล็กกว่า แรงลอเรนซ์จะมีอิทธิพลเหนือกว่า และพวกมันจะหมุนวนรอบเส้นสนามแม่เหล็กเช่นเดียวกับไอออนและอิเล็กตรอน^{[ 167 ]}

ในสนามแม่เหล็กของดาวเสาร์ดวงจันทร์เอนเซลาดัสที่มีกิจกรรมอยู่ที่ 4  ( = )${\displaystyle R_{S}}$${\displaystyle R_{S}}$6.0 × 10⁴ กิโลเมตร (รัศมี ^ของ  ดาวเสาร์) เป็นแหล่งของไอออนออกซิเจนและน้ำที่มีความหนาแน่น10 ⁹  m ⁻³และพลังงาน 5 eV อนุภาคฝุ่นมีประจุที่ศักย์พื้นผิว -1 และ -2 V ภายนอก 4  พลังงานไอออนเพิ่มขึ้นเป็น 100 eV และศักย์พื้นผิวที่เกิดขึ้นจะเพิ่มขึ้นเป็น +5 V ^{[ 168 ]} การวัดโดยCassini CDA สังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงศักย์ฝุ่นนี้โดยตรง^{[ 169 ]}${\displaystyle R_{S}}$

ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์เฉพาะที่ซึ่งแตกตัวเป็นไอออนบางส่วน ความหนาแน่นของพลาสมาอยู่ที่ประมาณ10 ⁵ถึง10 ⁶  m ⁻³และพลังงานความร้อน 0.6 eV ^{[ 72 ]} ฟลักซ์โฟโตอิเล็กตรอนของอนุภาคคาร์บอนหรือซิลิเกตจากรังสี UV เฉลี่ยของกาแล็กซีคือ1.4 × 10 ¹⁰อิเล็กตรอนต่อ m ²ศักย์ไฟฟ้าพื้นผิวที่เกิดขึ้นของอนุภาคฝุ่นคือ ~+0.5 V ในพลาสมาที่ร้อนแต่เบาบางของLocal Bubble (ความหนาแน่นฝุ่นที่มีมวล 10 ⁵  m ⁻³และพลังงาน 100 eV จะถูกประจุด้วยศักย์ไฟฟ้าพื้นผิว +5 ถึง +10 V ^{[ 170 ]} ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ในท้องถิ่น ยานอวกาศวอยเอเจอร์ได้วัดความแรงของสนามแม่เหล็กได้ประมาณ ~0.5 nT ^ในสนามแม่เหล็กดังกล่าว อนุภาคฝุ่นขนาดไมครอนที่มีประจุจะมีรัศมีไจโร < 1  pc ^{[ 171} ]

อนุภาคฝุ่นละอองในอวกาศได้รับผลกระทบจากปัจจัยต่างๆ ที่เปลี่ยนแปลงคุณสมบัติทางกายภาพและทางเคมีของพวกมัน

การสะสมตัวของฝุ่นหมายถึงกระบวนการที่ฝุ่นขนาดนาโนเมตรเริ่มรวมตัวกับฝุ่นขนาดเล็ก พัฒนาไปเป็นก้อนกรวดขนาดหลายเซนติเมตร และในที่สุดก็รวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ขนาดหลายกิโลเมตรและดาวเคราะห์เต็มรูปแบบ

คอนเดนเซตของแข็งขนาดนาโนเมตรเกิดขึ้นภายในซองหุ้มรอบดาวฤกษ์หรือ เศษซากจาก การระเบิดของซูเปอร์โนวา^{[ 172 ]}ก่อตัวเป็นนิวเคลียสของอนุภาคฝุ่นที่กระจัดกระจายไปทั่วจักรวาล อนุภาคเหล่านี้รวมเข้ากับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ (ISM) โดยรอบ แม้ว่าจะมีมวลความหนาแน่นของก๊าซใน ISM เพียงประมาณ 1% เท่านั้น อนุภาคฝุ่นก็พันกันกับเมฆก๊าซโดยรอบผ่านแรงเสียดทานมาตราส่วน แรง เสียดทานl หมายถึงระยะทางที่อนุภาคฝุ่นที่มีมวลm เคลื่อนที่เพื่อสะสมมวลเทียบเท่าของก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ (ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน):

$${\displaystyle l_{drag}={\cfrac {m_{d}}{A_{d}n_{H}m_{H}}}}$$โดยที่ A หมายถึงพื้นที่หน้าตัดของอนุภาคn ^ของก๊าซในบริเวณนั้น และm = kg คือมวลอะตอมของไฮโดรเจน [ ^{173 ]}${\displaystyle 1.67\times 10^{-27}}$

ในตัวกลางระหว่างดาว ที่มีความหนาแน่นต่ำ ( อะตอม H ต่อ) อนุภาคฝุ่นที่มีขนาดถึงไมครอนจะรวมตัวกับเมฆก๊าซภายในระยะแรงเสียดทานที่น้อยกว่า 1 pcในตัวกลางระหว่างดาวที่มีความหนาแน่นและเย็นกว่าซึ่งพบในเมฆโมเลกุล ( n = ) การเติบโตของเม็ดฝุ่นเกิดขึ้นจากการสะสมของธาตุในเฟสก๊าซ ทำให้มวลฝุ่นเพิ่มขึ้น องค์ประกอบหลักของชั้นน้ำแข็งประกอบด้วยH O , NH , CO , CO , CH OH , OCSและหมู่ฟังก์ชันของโมเลกุลอินทรีย์ที่ซับซ้อน^{[ 174 ] [ 175 ]} การก่อตัวของฝุ่นเหล่านี้ทำหน้าที่เป็นเกราะป้องกันก๊าซโมเลกุลภายในเมฆหนาแน่น ปกป้องพวกมันจากการแตกตัวที่เกิดจากรังสีอัลตราไวโอเลต ความมืดที่มองเห็นได้ของชั้นน้ำแข็งเหล่านี้มีส่วนทำให้เมฆหนาแน่นมีลักษณะเฉพาะ ซึ่งมักเรียกว่าเมฆมืด บริเวณที่มีความหนาแน่นมากที่สุดภายในเมฆโมเลกุลจะก่อให้เกิดการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง พัด พาฝุ่นละอองไปด้วย และก่อให้เกิด บริเวณ ก่อกำเนิดดาวฤกษ์ความหนาแน่นเหล่านี้จะพัฒนาไปเป็นทรงกลมก๊าซที่หมุนวน และในที่สุดก็จะกลายเป็นดาวฤกษ์แรกเริ่ม ${\displaystyle {10^{5}-10^{8}}}$${\displaystyle m^{3}}$${\displaystyle {10^{8}-10^{12}ม^{-3}}}$

ผลจากการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม เนบิวลาที่กำลังยุบตัวจะหมุนเร็วขึ้นและแผ่ราบกลายเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายสิบถึงหลายร้อยหน่วยดาราศาสตร์ (AU) ตลอดการยุบตัว ความหนาแน่นของเมฆจะเพิ่มขึ้นไปทางศูนย์กลาง ส่งผลให้อุณหภูมิสูงขึ้นเนื่องจากการหดตัวจากแรงโน้มถ่วง ในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด ความหนาแน่นของทั้งก๊าซและฝุ่นจะเพิ่มขึ้นมากกว่า 1,000 เท่าในระหว่างการยุบตัว ตามแบบจำลองของ Hayashi et al., (1985) ^{[ 177 ]}แบบจำลองนี้เปรียบเทียบกับระบบสุริยะในปัจจุบัน โดยใช้มวลรวมของดาวเคราะห์เพื่อประมาณมวลทั้งหมดที่จำเป็นสำหรับการก่อตัวของพวกมันดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่ ร้อนตรงกลาง จะให้ความร้อนแก่จานฝุ่นโดยรอบ ดังนั้นภายในเส้นน้ำแข็ง น้ำแข็งที่ควบแน่นจะระเหิด เหลือแกนคาร์บอน ซิลิเกต และเหล็กของฝุ่น นอกเส้นน้ำแข็ง อนุภาคฝุ่นน้ำแข็งจะก่อตัวเป็นดาวหางและดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็งภายในจานหมุน การเคลื่อนที่ของวัตถุที่มีขนาดเล็กกว่า 1 กิโลเมตรนั้นถูกควบคุมโดยแรงต้านของแก๊สมากกว่าแรงโน้มถ่วงการเคลื่อนที่แบบบราวน์ ของความร้อน ทำให้เกิดการชนกันระหว่างอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กกว่าไมครอนและขนาดไมครอน ในขณะที่อนุภาคขนาดใหญ่กว่าจะชนกันเนื่องจากความเร็วในแนวรัศมีและแนวขวางที่เกิดจากการหมุนของแก๊สที่ไม่เป็นไปตามกฎของเคปเลอร์^{[ 178 ]}การทดลองในห้องปฏิบัติการที่ครอบคลุมสเปกตรัมพารามิเตอร์ทั้งหมดได้ศึกษาผลที่ตามมาของการชนกันของฝุ่น^{[ 179 ]}การทดลองเหล่านี้แสดงให้เห็นอย่างสม่ำเสมอว่าอนุภาคฝุ่นขนาดไมครอนสามารถเติบโตเป็นกลุ่มก้อนขนาดมิลลิเมตรได้ นอกเส้นน้ำแข็ง กลุ่มก้อนน้ำแข็งสามารถเติบโตโดยตรงจนมีขนาดเท่าดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็ง ภายในเส้นน้ำแข็ง อนุภาคซิลิกาจะพบกับกำแพงกั้น กำแพงกั้นนี้ทำให้มั่นใจได้ว่าประชากรฝุ่นส่วนใหญ่ยังคงมีขนาดเล็ก วัตถุที่มีขนาดตั้งแต่เซนติเมตรขึ้นไปสามารถสะสมอนุภาคขนาดเล็กเหล่านี้ได้ โดยมีขนาดถึงประมาณ 100 เมตรภายในหนึ่งล้านปี^{[ 180 ]}

ความเร็วและปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์น้อย ซึ่งเป็นส่วนประกอบพื้นฐานของดาวเคราะห์ มีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ การเติบโตอย่างรวดเร็วเกิดขึ้นเมื่อดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่กลืนกินดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กภายในแรงดึงดูดของพวกมัน ซึ่งในที่สุดจะนำไปสู่การก่อตัวของดาวเคราะห์ก่อนเกิด^{[ 181 ]}

การชนกันระหว่างอนุภาคฝุ่นหรืออุกกาบาต ขนาดใหญ่ เป็นกระบวนการหลักในอวกาศที่เปลี่ยนแปลงมวลหรือทำลายอุกกาบาตในอวกาศ และสร้างชิ้นส่วนใหม่ที่เล็กกว่าซึ่งมีส่วนทำให้เกิดประชากรของอุกกาบาตและฝุ่น ความเร็ว ในการชนกัน โดยทั่วไป ของอุกกาบาตในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ที่ระยะ 1 หน่วยดาราศาสตร์จากดวงอาทิตย์คือประมาณ 20 กิโลเมตรต่อวินาที ที่ความเร็วนี้พลังงานจลน์ของอุกกาบาตจะสูงกว่าความร้อนของการระเหย มาก ดังนั้น เมื่อวัตถุที่มีมวลมากเช่นนี้พุ่งชนวัตถุเป้าหมายที่ใหญ่กว่ามาก วัตถุที่พุ่งชนและส่วนหนึ่งของมวลเป้าหมายจะระเหยและอาจแตกตัวเป็นไอออน และเกิดหลุมอุกกาบาตขึ้นในตัวเป้าหมายโดยคลื่นกระแทกที่ปล่อยออกมาจากการชน มวลที่ถูกขุดขึ้นมานั้น ...${\displaystyle m_{p}}$${\displaystyle m_{e}}$

${\displaystyle m_{e}\approx \Gamma _{1}m_{p}}$

โดยที่ปัจจัยประสิทธิภาพการเกิดหลุมอุกกาบาตจะแปรผันตามพลังงานจลน์ของวัตถุที่พุ่งชน^{[ 124 ]}สำหรับหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์และบนดาวเคราะห์น้อย[ ^{182 ] ด้วย} เหตุนี้ หลุมอุกกาบาตจึงกัดกร่อนวัตถุเป้าหมายหรืออุกกาบาตในอวกาศ ${\displaystyle \Gamma _{1}}$${\displaystyle \Gamma _{1}\approx 2000}$

อุกกาบาตเป้าหมายที่มีมวลจะแตกกระจายอย่างรุนแรงหากมวลของชิ้นส่วนที่ใหญ่ที่สุดที่เหลืออยู่มีขนาดเล็กกว่าประมาณครึ่งหนึ่งของมวลเป้าหมาย หรือ ${\displaystyle m_{T}}$

${\displaystyle m_{T}\approx \Gamma _{2}m_{p}}$

มวลของโปรเจคไทล์และเกณฑ์การแตกสลายอยู่ ที่ใดสำหรับวัสดุที่เป็นหินและสำหรับวัสดุที่มีรูพรุน^{[ 183 ] [ 184 ]} วัสดุที่เป็นหินหมายถึงดาวเคราะห์น้อย และวัสดุที่มีรูพรุนหมายถึงดาวหาง วัสดุของดาวหางมีรูพรุนตั้งแต่ขนาดนิวเคลียสไปจนถึงฝุ่นแฟรกทัล ขนาดไมครอนที่มันปล่อยออกมา ^{[ 185 ] [ 186 ]}${\displaystyle m_{p}}$${\displaystyle \Gamma _{2}\approx 10^{6}}$${\displaystyle \Gamma _{2}\approx 3000}$

อายุการใช้งานจากการชนกันของอนุภาคฝุ่นในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์สามารถกำหนดได้เมื่อทราบฟลักซ์ของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ฟลักซ์นี้ที่ 1 AU ได้มาจากการวิเคราะห์ไมโครเครเทียร์บนดวงจันทร์^{[ 122 ]}${\displaystyle T_{C}}$${\displaystyle F(m)}$

${\displaystyle T_{C}={1 \over {F(m/\Gamma _{2})A_{p}}}}$

โดยที่ภาคตัดขวางการกระเจิง ( , โดยมีรัศมีอนุภาค) ในฟ ลักซ์ไอโซ โทรปิก แบบจำลองของเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ต้องการให้อายุขัยของอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ยาวนานกว่าวัสดุหิน และด้วยเหตุนี้จึงสนับสนุนผลลัพธ์ที่ว่าที่ 1 AU ประมาณ 80% ของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์มีต้นกำเนิดจากดาวหาง และมีเพียงประมาณ 20% เท่านั้นที่มีต้นกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย^{[ 126 ] [ 125 ]} การแตกตัวจากการชนกันนำไปสู่การสูญเสียสุทธิของอนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่มีมวลมากกว่า ~${\displaystyle A_{p}}$${\displaystyle A_{p}\approx 4\pi s^{2}}$${\displaystyle s}$2 × 10 ⁻⁹  กก. และได้อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่มีมวลน้อยกว่ามาสุทธิ เชื่อกันว่าดาวหางจะชดเชยการสูญเสียฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ขนาดใหญ่^{[ 122 ]}

การสังเกตการณ์อินฟราเรดในช่วงแรกของโคโรนาของดวงอาทิตย์ระหว่างสุริยุปราคาบ่งชี้ว่ามีเขตปลอดฝุ่นอยู่ภายในรัศมีประมาณ 5 เท่า ของ รัศมีดวงอาทิตย์ (0.025 AU) จากดวงอาทิตย์ นอกเขตปลอดฝุ่นนี้ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งประกอบด้วยซิลิเกตและวัสดุคาร์บอนจะระเหิดที่อุณหภูมิสูงถึง 2000 K ^{[ 188 ] [ 189 ]}

อนุภาคฝุ่นในระบบสุริยะไม่ได้มีเพียงอนุภาคของแข็งขนาดเล็กที่มี องค์ประกอบแบบ อุกกาบาต เท่านั้น แต่ยังรวมถึงอนุภาคที่มีสารที่เป็นของเหลวหรือก๊าซในสภาวะบนโลกด้วย ดาวหางนำพาและปล่อยอนุภาคที่มีสารระเหยในเฟสน้ำแข็งเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นใน เครื่องมือของยานโรเซตตาตรวจพบโมเลกุลของน้ำ (H₂O ที่ เป็นส่วนประกอบหลัก รวมถึง คาร์บอนไดออกไซด์ (CO₂ สารประกอบ อิ่มตัวและไม่อิ่มตัวที่มี CH- CHN-, CHS-, CHO-, CHO₂- และ CHNO- หลากหลายชนิดสารประกอบอะโรมาติก โทลู อีน(CH₃ C₆H₅ [ ^{190 ] ใน} ระหว่างที่ยานแคสสินีแล่นผ่านวงแหวน E ของดาวเสาร์ เครื่องวิเคราะห์ฝุ่นในอวกาศ (CDA) พบว่าประกอบด้วยน้ำแข็ง เป็นส่วนใหญ่ โดยมีซิลิเกต คาร์บอนไดออกไซด์ แอมโมเนีย และไฮโดรคาร์บอน เป็นส่วนประกอบ เล็กน้อย^{[ 191 ]} การวิเคราะห์องค์ประกอบพื้นผิวของพลูโตและชารอนโดยยาน อวกาศนิวฮอไรซันส์ตรวจพบส่วนผสมของไนโตรเจนแข็ง( N ) มีเทน (CH )คาร์บอนมอนอกไซด์ (CO) อีเทน (C H )และองค์ประกอบเพิ่มเติมที่ทำให้เกิดสี^{[ 192 ]}

อนุภาคน้ำแข็งในระบบสุริยะชั้นในมีอายุสั้นมากรังสีจากดวงอาทิตย์ ที่ถูกดูดซับ จะทำให้อนุภาคมีอุณหภูมิสูงขึ้น และพลังงานส่วนหนึ่งจะถูกแผ่กลับคืนสู่ห้วงอวกาศ ส่วนอีกส่วนหนึ่งจะถูกใช้ในการเปลี่ยนน้ำแข็งให้กลายเป็นก๊าซแล้วหลุดออกไป $${\displaystyle G_{SC}(1-A_{0}){r^{2}}=\sigma (1-A_{1}){T^{4}}+Z(T)L(T)}$$

โดยที่คือค่าการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ที่ 1 AU และคือค่าอัลเบโดของน้ำแข็งในช่วงคลื่นแสง ที่มองเห็นได้และอินฟราเรดระหว่าง 10 และ 20 μm ตามลำดับ คือระยะห่างจากดวงอาทิตย์คือค่าคงที่ของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ คืออุณหภูมิคืออัตราการผลิตก๊าซ และ คือ ความร้อนแฝงของการระเหยของน้ำแข็ง ซึ่งอนุมานได้จากความดันไอ ที่วัดได้ ของ น้ำแข็งที่ ระเหย^{[ 187 ]} ที่ระยะห่างจาก ดวง อาทิตย์ ที่ แตกต่างกัน อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์จะมีส่วนประกอบของน้ำแข็งที่แตกต่างกัน ${\displaystyle G_{SC}}$${\displaystyle A_{0}}$${\displaystyle A_{1}}$${\displaystyle r}$${\displaystyle \sigma }$${\displaystyle T}$${\displaystyle Z(T)}$${\displaystyle L(T)}$${\displaystyle Z(T)}$

การสปัต เตอร์ (Sputtering) รวมถึง การชน ของอุกกาบาตเป็นกระบวนการสำคัญที่เกี่ยวข้องกับการผุกร่อนในอวกาศซึ่งเปลี่ยนแปลงลักษณะทางกายภาพของอนุภาคฝุ่นในอวกาศ เมื่ออะตอมหรือไอออนที่มีพลังงานสูงจากพลาสมาโดยรอบชนกับอนุภาคของแข็งในอวกาศ อะตอมหรือไอออนจะถูกปล่อยออกมาจากอนุภาค ผลผลิตสปัตเตอร์ (Sputter yield) หมายถึงจำนวนเฉลี่ยของอะตอมที่ถูกขับออกจากเป้าหมายต่ออะตอมหรือไอออนที่ตกกระทบ ผลผลิตสปัตเตอร์ขึ้นอยู่กับพลังงานและมวลของอนุภาคที่ตกกระทบเป็นหลัก รวมถึงมวลของอะตอมเป้าหมายด้วย ในตัวกลาง ระหว่าง ดาวเคราะห์พลาสมาลมสุริยะส่วนใหญ่ประกอบด้วยอิเล็กตรอนโปรตอนและอนุภาคอัลฟาซึ่งมีพลังงานจลน์ตั้งแต่ 0.5 ถึง 10  keVสอดคล้องกับความเร็วลมสุริยะ 400 ถึง 800 กม./วินาที ที่ระยะห่าง 1 AU เมื่อเปรียบเทียบกับการกัดเซาะจากการชนบนพื้นผิวดวง จันทร์ การกัดเซาะจากการสปัตเตอร์จะน้อยมากจนแทบไม่มีนัยสำคัญในระดับที่ใหญ่กว่า 1 ไมครอน^{[ 193 ]}

ในระบบสุริยะชั้นนอกน้ำแข็งเป็นวัสดุพื้นผิวหลักของอุกกาบาตและฝุ่น นอกจากนี้สนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ยักษ์ยังมีไอออนหนัก เช่นซัลเฟอร์หรือออกซิเจน ซึ่งมีประสิทธิภาพในการพ่นอนุภาคน้ำแข็งออกมาสูง^{[ 194 ]}ตัวอย่างเช่น อายุการใช้งานเนื่องจากการพ่นอนุภาคฝุ่นขนาดไมครอนในวงแหวน E ของดาวเสาร์ นั้นมีอายุเพียงไม่กี่ร้อยปี ในช่วงเวลานี้ อนุภาคฝุ่นจะสูญเสียมวลไปมากกว่า 90% และโคจรจากแหล่งกำเนิดที่เอนเซลาดัส (ที่รัศมี 4 เท่าของดาวเสาร์) ไปยังวงโคจรของไททันที่รัศมี 20  เท่า^{[ 195 ]}${\displaystyle R_{S}}$${\displaystyle R_{S}}$

สภาพแวดล้อมการสปัตเตอร์ภายในเมฆระหว่างดาวนั้นค่อนข้างไม่เป็นอันตราย อนุภาคฝุ่นระหว่างดาวที่มีประจุจะทำปฏิกิริยากับก๊าซผ่านสนามแม่เหล็ก และอุณหภูมิอยู่ในระดับปานกลาง โดยทั่วไปต่ำกว่า 10,000 K บริเวณหลักที่เกิดการกัดเซาะจากการสปัตเตอร์ในตัวกลางระหว่างดาวคือบริเวณส่วนต่อประสานการชนกันระหว่างเมฆที่เคลื่อนที่แบบสุ่ม ซึ่งมีความเร็วถึงหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที และในคลื่นกระแทกของซูเปอร์โนวา^{[ 196 ]}โดยเฉลี่ยแล้ว อายุขัยของอนุภาคคาร์บอนในตัวกลางระหว่างดาวได้รับการคำนวณไว้ประมาณหลาย ปี ในขณะที่อนุภาคซิลิเกตมีอายุขัยประมาณหลาย  ปี^{[ 197 ]}${\displaystyle {4\times 10^{8}}}$${\displaystyle {2\times 10^{8}}}$