Astronomía del polvo

Tres fenómenos relacionados (como sabemos hoy) con el polvo cósmico fueron observados por los humanos durante milenios: la luz zodiacal , los cometas y los meteoros (véase Observaciones históricas de cometas en China ). Los primeros astrónomos estaban interesados ​​en comprender estos fenómenos.

La luz zodiacal o falso amanecer puede verse en el cielo occidental después de que el crepúsculo vespertino haya desaparecido, o en el cielo oriental justo antes de que aparezca el crepúsculo matutino. Este fenómeno fue investigado por el astrónomo Giovanni Domenico Cassini en 1683. Explicó la luz zodiacal por la materia interplanetaria (polvo) alrededor del Sol según Hugo Fechtig, Christoph Leinert y Otto E. Berg ^{[ 4 ]} en el libro Polvo interplanetario . ^{[ 5 ]} En el pasado, las apariciones inesperadas de cometas se consideraban malos presagios que señalaban desastre y agitación, como se describe en la Historia observacional de los cometas . Sin embargo, en 1705, Edmond Halley utilizó las leyes del movimiento de Isaac Newton para analizar varios avistamientos de cometas anteriores. Observó que los cometas de 1531, 1607 y 1682 tenían elementos orbitales muy similares, y teorizó que todos eran el mismo cometa. Halley predijo que este cometa regresaría en 1758-59, pero murió antes de que eso sucediera. El cometa, ahora conocido como el Cometa Halley y oficialmente designado 1P/Halley, finalmente regresó según lo previsto. Un meteoro , o estrella fugaz, es un rastro de luz causado por un meteoroide que entra en la atmósfera terrestre a una velocidad de varias decenas de kilómetros por segundo, a una altitud de unos 100 km. A esta velocidad, el meteoroide se calienta y deja un rastro de átomos e iones excitados que emiten luz al desexcitarse. En algunas culturas, se creía que los meteoros eran un fenómeno atmosférico, como los relámpagos . Si bien normalmente solo se pueden ver unos pocos meteoros en una hora en una noche sin luna, durante ciertas épocas del año se pueden observar lluvias de meteoros con más de 100 meteoros por hora. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli concluyó en 1866 que los meteoros de las Perseidas eran fragmentos del Cometa Swift-Tuttle , basándose en sus similitudes orbitales. La relación física entre los tres fenómenos dispares fue demostrada por el astrónomo estadounidense Fred Lawrence Whipple , quien en la década de 1950 propuso el modelo de "conglomerado helado" para la composición de los cometas. Este modelo podría explicar cómo los cometas liberan meteoroides y polvo, que a su vez alimentan y mantienen la nube de polvo zodiacal . ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} 

Durante mucho tiempo, el único material extraterrestre accesible para el estudio fueron los meteoritos recolectados en la superficie terrestre. Los meteoritos se consideraban fragmentos sólidos de otros objetos astronómicos como planetas , asteroides , cometas o lunas . La mayoría de los meteoritos son condritas , llamadas así por las pequeñas partículas redondas que contienen. Las condritas carbonáceas son especialmente primitivas; han conservado muchas de sus propiedades químicas desde su acreción hace 4600 millones de años. ^{[ 9 ]} Otros meteoritos han sido modificados por la fusión o la diferenciación planetaria del cuerpo progenitor . El análisis de la composición de los meteoritos proporciona una visión de la formación y evolución del Sistema Solar . Por lo tanto, los análisis de meteoritos han sido la piedra angular de la cosmoquímica . ^{[ 10 ]}

Las primeras muestras extraterrestres —aparte de los meteoritos— fueron 380  kg de muestras lunares traídas en la década de 1970 por las misiones Apolo y, casi al mismo tiempo, 300  g fueron devueltos por la nave espacial no tripulada Luna . Recientemente, en 2020, Chang'e 5 recolectó 1,7  kg de material lunar. A partir de las composiciones isotópicas , elementales, moleculares y mineralógicas, se extrajeron conclusiones importantes sobre, por ejemplo, el origen de la Luna, como la hipótesis del gran impacto ^{[ 11 ] .}

Miles de granos fueron recolectados durante el sobrevuelo del cometa 81P/Wild por la sonda Stardust , que trajo las muestras a la Tierra en 2006. Su análisis proporcionó información sobre el Sistema Solar primitivo . ^{[ 12 ]} Asimismo, algunos granos interestelares probables fueron recolectados durante el crucero interplanetario de Stardust y fueron traídos de vuelta por la misma misión. ^{[ 13 ]}

Los asteroides y los meteoritos se han relacionado a través de sus tipos espectrales de asteroides y similitudes en el visible y el infrarrojo cercano , ^{[ 14 ]} lo que implica que los asteroides y los meteoritos se derivaron de los mismos cuerpos progenitores .

Las primeras muestras de asteroides fueron recolectadas por las misiones Hayabusa de JAXA . Hayabusa encontró el asteroide 25143 Itokawa en noviembre de 2005, recogió partículas de entre 10 y 100 micras de la superficie y las trajo de regreso a la Tierra en junio de 2010. ^{[ 15 ]} La misión Hayabusa 2 recolectó aproximadamente 5 g de material de la superficie y el subsuelo del asteroide 162173 Ryugu, un asteroide primitivo de tipo C , y lo trajo de regreso en 2020. ^{[ 16 ]} 

Las misiones de retorno de muestras son muy costosas y solo pueden analizar un número reducido de objetos astronómicos. Por lo tanto, se han buscado métodos menos costosos para recolectar y analizar materiales extraterrestres . El polvo cósmico que sobrevive a la entrada atmosférica puede ser recolectado por  aeronaves que vuelan a gran altitud (~20 km). Donald E. Brownlee identificó de manera confiable la naturaleza extraterrestre de dichas partículas de polvo recolectadas por su composición condrítica . ^{[ 17 ]} Una gran parte de las partículas recolectadas puede tener un origen cometario ^{[ 18 ]} mientras que otras provienen de asteroides. ^{[ 19 ]} Estas muestras de polvo estratosférico pueden solicitarse para investigación adicional a partir de un catálogo que proporciona fotos SEM junto con sus espectros EDS . ^{[ 20 ]}

Numerosas naves espaciales han detectado partículas de polvo cósmico de tamaño micrométrico en todo el Sistema Solar . Algunas de estas naves espaciales contaban con analizadores de composición de polvo que utilizaban ionización por impacto para determinar la composición de los iones generados a partir de la partícula de polvo cósmico. Ya el primer analizador de composición de polvo, el Analizador de Micrometeoroides Helios , buscaba variaciones de las propiedades composicionales y físicas de los micrometeoroides . Los espectros no demostraron ninguna agrupación de minerales individuales. La transición continua de masas iónicas bajas a altas indica que los granos individuales son una mezcla de varios minerales y compuestos carbonáceos. ^{[ 21 ]} Los analizadores de masa de polvo más avanzados de las misiones Vega 1 , Vega 2 y Giotto del cometa Halley de 1986 registraron una abundancia de partículas pequeñas. Además de silicatos, muchas de estas partículas eran ricas en elementos ligeros como H , C , N y O . Esto indica que el polvo de Halley es incluso más primitivo que las condritas carbonáceas . ^{[ 22 ]} La identificación de constituyentes orgánicos sugiere que la mayoría de las partículas consisten en un núcleo predominantemente condrítico con un manto orgánico refractario. ^{[ 23 ]}

El Analizador de Polvo Cósmico (CDA) de Cassini analizó el polvo durante su viaje interplanetario a Saturno y dentro del sistema de Saturno. Durante el sobrevuelo de Júpiter por parte de Cassini , el CDA detectó varios cientos de impactos de polvo a menos de 100 millones de km de Júpiter. Los espectros de estas partículas revelaron cloruro de sodio (NaCl) como el principal componente de las partículas, junto con componentes que contenían azufre y potasio que demostraron su relación con la luna volcánica de Júpiter, Io . ^{[ 24 ]} Las partículas del anillo E de Saturno consisten predominantemente en hielo de agua ^{[ 25 ]} pero en las cercanías de la luna de Saturno Encélado , el CDA encontró principalmente partículas de hielo ricas en sal que fueron eyectadas por géiseres de hielo activos en la superficie de esta luna. Este hallazgo llevó a la creencia de que un océano subterráneo de agua salada es la fuente de toda la materia observada en los penachos. ^{[ 26 ]} A gran distancia de Saturno, el CDA identificó y analizó granos interestelares que pasaban por el sistema de Saturno. Estos análisis sugirieron granos ricos en magnesio de composición de silicato y óxido, algunos con inclusiones de hierro. ^{[ 27 ]}

La detección de cargas eléctricas de polvo mediante CDA ^{[ 28 ] [ 29 ]} proporcionó medios para la detección y el análisis sin contacto de granos de polvo en el espacio. Este descubrimiento condujo al desarrollo de un sensor de trayectoria que permite determinar la trayectoria de una partícula de polvo cargada ^{[ 30 ] [ 31 ]} antes de su impacto sobre un objetivo. Dicho sensor de trayectoria de polvo puede combinarse con un colector de polvo de aerogel ^{[ 32 ]} para formar un colector de polvo activo ^{[ 33 ]} o con un analizador de composición de polvo de gran superficie ^{[ 34 ]} para formar un telescopio de polvo ^{[ 35 ].} Por sus capacidades, CDA puede considerarse un prototipo de telescopio de polvo.

Los métodos in situ de astronomía de polvo, como los analizadores de composición de polvo, buscan explotar la información cosmoquímica contenida en partículas individuales de polvo cósmico. ^{[ 37 ]} Menos costosas que las misiones de retorno de muestras son las misiones de encuentro con un cometa o asteroide, como la sonda espacial Rosetta al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko . Rosetta caracterizó el polvo del cometa recolectado mediante sofisticados analizadores de polvo como el detector de polvo GIADA , ^{[ 38 ]} un espectrómetro de masas de iones secundarios de alta resolución COSIMA , ^{[ 39 ] [ 40 ]} un microscopio de fuerza atómica MIDAS , ^{[ 41 ]} y los espectrómetros de masas de ROSINA . ^{[ 42 ] [ 43 ]}

Se están preparando varios analizadores de composición de polvo de gran superficie y telescopios de polvo para estudiar objetos astronómicos o polvo interplanetario procedente de cometas y asteroides, así como polvo interestelar .

El analizador de polvo superficial (SUDA) a bordo de la misión Europa Clipper cartografiará la composición de la superficie de Europa y buscará columnas criovolcánicas . El instrumento es capaz de identificar biofirmas y otras moléculas complejas en los eyectos de hielo. ^{[ 44 ]}

El analizador de polvo DESTINY+ (DDA) volará en la misión espacial germano - japonesa DESTINY+ al asteroide 3200 Phaethon . Phaethon es el objeto progenitor de la lluvia de meteoros Gemínidas de diciembre . Los DDA estudiarán el entorno de polvo de Phaethon durante el encuentro y analizarán el polvo interestelar e interplanetario durante el viaje hacia Phaethon ^{[ 45 ].}

El Experimento de Polvo Interestelar (IDEX) ^{[ 46 ]} volará a bordo de la Sonda de Mapeo y Aceleración Interestelar (IMAP) en el punto de Lagrange L1 Sol-Tierra . IDEX proporcionará la distribución de masa y la composición elemental de las partículas de polvo interestelar e interplanetario . ^{[ 47 ]}

Después del Big Bang, solo existían los elementos químicos hidrógeno, helio y litio . ^{[ 48 ]} Todos los demás elementos que conocemos y que se pueden encontrar en el polvo cósmico se han formado en supernovas y estrellas . ^{[ 49 ]} Por lo tanto, las fuentes últimas de polvo son las estrellas. ^{[ 50 ]} Los elementos desde el carbono ( número atómico Z = 6) hasta el plutonio (Z = 94) se producen por nucleosíntesis en los núcleos estelares y en las explosiones de supernovas . La nucleosíntesis estelar en las estrellas más masivas crea muchos elementos, con el pico de abundancia en el hierro (Z = 26) y el níquel (Z = 28). La evolución estelar depende fuertemente de la masa de la estrella. Las masas estelares varían de ~0,1 a ~100 masas solares . Sus vidas útiles varían de 10 ⁶ años para las estrellas más grandes a 10 ¹² años para las estrellas más pequeñas . Hacia el final de su vida, las estrellas maduras pueden expandirse hasta convertirse en gigantes rojas con densos vientos estelares que forman envolturas circunestelares donde se pueden generar moléculas y partículas de polvo. Las estrellas más masivas pierden sus capas exteriores mientras sus núcleos colapsan en estrellas de neutrones o agujeros negros . La composición elemental, isotópica y mineralógica de todo este polvo estelar refleja la composición de la capa exterior de la estrella progenitora correspondiente.

Ya en 1860, _Angelo Secchi identificó las estrellas de carbono como una clase separada de estrellas . Las estrellas de carbono se caracterizan por sus bandas espectrales dominantes de Swan de la molécula C₂ y su color rojo rubí causado por sustancias similares al hollín . También se ha observado carburo de silicio en los flujos de salida de las estrellas de carbono. ^{[ 52 ]} Desde el advenimiento de la astronomía infrarroja, el polvo en los flujos de salida estelares se volvió observable. ^{[ 50 ]} Se observaron bandas en longitudes de onda de 10 y 18 micras alrededor de muchas estrellas gigantes de tipo tardío ^{[ 53 ]} lo que indica la presencia de polvo de silicato en envolturas circunestelares . Se sospecha que los óxidos de los metales Al, Mg, Fe y otros son emitidos por estrellas ricas en oxígeno. ^{[ 54 ]} Se observa polvo en remanentes de supernovas como la Nebulosa del Cangrejo ^{[ 55 ]} y en explosiones de supernovas contemporáneas ^{[ 56 ]} Estas observaciones indican que la mayor parte del polvo en el medio interestelar es creado por supernovas . ^{[ 57 ]}

Se han encontrado rastros de polvo estelar en granos presolares contenidos en meteoritos . Los granos de polvo estelar se identifican por su composición isotópica única que es diferente de la de la materia del Sistema Solar así como del promedio galáctico. Los granos presolares se formaron dentro de los gases que salían y se enfriaban de estrellas presolares anteriores y tienen una composición isotópica única de esa estrella madre. Estas firmas isotópicas son a menudo huellas dactilares de reacciones nucleares astrofísicas muy específicas que tuvieron lugar dentro de la estrella madre. ^{[ 58 ]} Se han encontrado firmas isotópicas inusuales de neón y xenón ^{[ 59 ]} en granos de diamante extraterrestres ^{[ 60 ]} y granos de carburo de silicio . Los isótopos de silicio dentro de los granos de SiC tienen proporciones isotópicas como las esperadas en estrellas gigantes rojas . ^{[ 61 ]} Algunos granos presolares están compuestos principalmente de ⁴⁴ Ca , que presumiblemente son los restos del radionúclido extinto ⁴⁴ Ti , un isótopo de titanio que se formó en abundancia en supernovas de tipo II . ^{[ 62 ]}

El medio interestelar es un crisol de gas y polvo emitido por las estrellas. Su composición es el resultado de la nucleosíntesis estelar desde el Big Bang y está representada por la abundancia de los elementos químicos. Consta de tres fases: (1) densas, frías y polvorientas nebulosas oscuras , (2) nubes difusas y (3) gas coronal caliente. Las nebulosas oscuras son nubes moleculares que contienen hidrógeno molecular y otras moléculas formadas en fase gaseosa y en la superficie de los granos de polvo. Cualquier átomo o molécula de gas que impacte contra un grano de polvo frío será adsorbido y podrá recombinarse con otros átomos o moléculas adsorbidas, con moléculas del propio grano de polvo o simplemente depositarse en su superficie. Las nubes difusas son envolturas cálidas, neutras o ionizadas de nubes moleculares. Ambas son observables en el disco galáctico . El gas coronal caliente se calienta por explosiones de supernovas y vientos estelares energéticos . Este entorno es destructivo para las moléculas y las pequeñas partículas de polvo, y se extiende hasta la corona galáctica .

En la Vía Láctea, las nebulosas oscuras frías se concentran en los brazos espirales y alrededor del Centro Galáctico . Las nebulosas oscuras son oscuras porque el polvo interestelar desnudo o el polvo cubierto de gases condensados ​​absorbe la luz visible por extinción y emite radiación infrarroja y submilimétrica . La emisión infrarroja del polvo enfría las nubes hasta 10 a 20  K. ^{[ 63 ]} Las nebulosas oscuras más grandes son nubes moleculares gigantes que contienen de 10 mil a 10 millones de masas solares y tienen un tamaño de 5 a 200 pársecs (pc). Las más pequeñas son glóbulos de Bok de unas pocas a 50 masas solares y ~1 pc de diámetro.  

Cuando una nube densa se enfría lo suficiente y la presión del gas es insuficiente para sostenerla, la nube colapsa gravitacionalmente y se fragmenta en nubes más pequeñas de aproximadamente masa estelar. Esta formación estelar da como resultado un cúmulo abierto de estrellas ligadas gravitacionalmente o una asociación estelar no ligada . En cada nube en colapso, el gas y el polvo son atraídos hacia el centro de gravedad . El calor generado por el colapso en una nube protoestelar calienta un disco de acreción que alimenta la protoestrella central. Las estrellas más masivas evolucionan rápidamente hacia estrellas O y B luminosas que, finalmente, dispersan el gas y el polvo circundantes por la presión de radiación y los fuertes vientos estelares en el medio interestelar difuso.

Las estrellas de tipo masa solar tardan más tiempo y desarrollan un disco protoplanetario compuesto de gas y polvo con fuertes gradientes radiales de densidad y temperatura; con los valores más altos cerca de la protoestrella central. A temperaturas inferiores a 1300  K, los minerales de grano fino se condensan a partir del gas caliente; como las inclusiones ricas en calcio y aluminio que se encuentran en los meteoritos condríticos carbonáceos . Hay otro límite de temperatura importante en el disco protoplanetario a ~150  K, la línea de nieve ; fuera de la cual hace suficiente frío para que compuestos volátiles como el agua, el amoníaco , el metano , el dióxido de carbono , el monóxido de carbono y el nitrógeno se condensen en granos de hielo sólidos. ^{[ 64 ]} Dentro de la línea de nieve se han formado los planetas terrestres ; fuera de la cual se han formado los gigantes gaseosos y sus lunas heladas .

En el disco protoplanetario, el polvo y el gas evolucionan hacia planetas en tres fases. ^{[ 65 ]} En la primera fase, el polvo de tamaño micrométrico es transportado por el gas y las colisiones entre partículas de polvo ocurren por movimiento browniano a baja velocidad. Mediante aglomeración balística, los granos de polvo (y hielo) crecen hasta formar agregados de tamaño centimétrico. En la segunda fase, los guijarros de tamaño centimétrico crecen hasta formar planetesimales de tamaño kilométrico . (cf. sección sobre acreción de polvo ). Comprende la formación de cóndrulos en la región de los planetas terrestres. Las teorías de formación de cóndrulos incluyen relámpagos de nebulosas solares; choques nebulares, ^{[ 66 ]} y colisiones de meteoroides. ^{[ 67 ]} En esta fase, el polvo se desacopla del gas y se mueve en órbitas de Kepler alrededor de la protoestrella central, asentándose lentamente cerca del plano medio del disco. En esta capa densa, las partículas pueden crecer por inestabilidad gravitacional e inestabilidad de flujo hasta formar planetesimales de tamaño kilométrico. ^{[ 68 ] [ 69 ]} La tercera fase es la acreción descontrolada de planetesimales por autogravitación para formar embriones planetarios que eventualmente se fusionan en planetas.

Durante esta etapa de formación planetaria, la estrella central se convierte en una estrella T Tauri, cuya energía proviene de la gravedad liberada durante su contracción , hasta que comienza la fusión del hidrógeno . Las estrellas T Tauri poseen vientos estelares extremadamente potentes que eliminan el gas y el polvo restantes del disco protoplanetario, deteniendo así el crecimiento de los objetos planetarios.

El Sol se encuentra a 8300  pc del centro de la galaxia en el borde interior del Brazo de Orión dentro de la Nube Interestelar Local (LIC) difusa de la Burbuja Local . La Burbuja Local se creó por explosiones de supernovas en la  región de formación estelar más cercana (~130 pc) de la asociación Escorpio-Centauro . Varias "nubes" cálidas parcialmente ionizadas de gas interestelar se encuentran a unos pocos pársecs del Sol. Su densidad de hidrógeno es aproximadamente 5 veces mayor que la de la Burbuja Local. ^{[ 70 ]} Durante las últimas decenas de miles de años, el Sol pasó a través de la LIC, pero dentro de unos miles de años entrará en la nube G cercana . Los granos de polvo interestelar más pequeños que 10 micras se acoplan al gas de la LIC a través del campo magnético interestelar en una longitud de escala <1  pc. ^{[ 71 ]} La LIC es una nube cálida, tenue y parcialmente ionizada ( T ≈ 7000  K, n _H + n _{H ⁺} ≈ 0,3  cm ⁻³ ) que rodea el Sistema Solar. ^{[ 72 ]} Fluye a ≈ 26  km/s alrededor del Sistema Solar. ^{[ 73 ]}

La heliopausa se encuentra entre 100 y 150  UA del Sol en la dirección aguas arriba que separa el medio interestelar de la heliosfera . Solo los átomos neutros y las partículas de polvo >0,1  micras pueden penetrar la heliopausa y entrar en la heliosfera . ^{[ 74 ]} Los instrumentos GAS y DUST de Ulysses descubrieron flujos de helio interestelar y partículas de polvo interestelar que pasan a través del Sistema Solar interior. ^{[ 73 ] [ 75 ]} Ambas direcciones de flujo en el sistema de coordenadas eclípticas son muy similares en la longitud eclíptica l ≈ 74°, latitud eclíptica b ≈ -5°. Ulysses monitoreó el flujo de polvo durante 16 años y encontró una fuerte variación con el ciclo solar que se debe a las variaciones en el campo magnético interplanetario que siguió el ciclo de la dinamo solar de 22 años . ^{[ 76 ] [ 77 ]} Los primeros análisis composicionales de partículas de polvo interestelar están disponibles a partir del Analizador de Polvo Cósmico Cassini y la recolección de polvo interestelar de la misión Stardust . Los espectros de resolución moderada del polvo interestelar sugieren granos ricos en magnesio de composición de silicato y óxido, algunos con inclusiones de hierro. ^{[ 27 ]} Futuros análisis de telescopios de polvo de alta resolución de masa proporcionarán una visión más nítida de la composición del polvo interestelar. Las muestras de la misión Stardust encontraron siete granos interestelares probables; su investigación detallada está en curso. ^{[ 13 ]} Futuras recolecciones con un colector de polvo activo pueden mejorar la calidad y cantidad de las recolecciones de polvo interestelar. ^{[ 78 ]}

Los objetos transneptunianos (OTN) son cuerpos pequeños del Sistema Solar y planetas enanos que orbitan alrededor del Sol a distancias promedio mayores que la órbita de Neptuno  , de 30 UA. Incluyen objetos del cinturón de Kuiper y del disco disperso , así como cometas de la nube de Oort . Estos planetesimales helados y planetas enanos orbitan alrededor del Sol dentro y más allá de la heliosfera, en el medio interestelar, a distancias de hasta ~100 000  UA. Para explicar la cantidad de cometas de período corto observados, Fernández propuso un cinturón de cometas fuera de la órbita de Neptuno ^{[ 79 ]} , lo que condujo al posterior descubrimiento de muchos OTN y, especialmente, de objetos del cinturón de Kuiper ^{[ 80 ] .}

El cinturón de Kuiper se extiende entre la órbita de Neptuno a 35  UA y ~55 UA. Los objetos clásicos  más masivos del cinturón de Kuiper tienen semiejes mayores entre 39 UA y 48 UA, correspondientes a las resonancias 2:3 y 1:2 con Neptuno. Se cree que el cinturón de Kuiper está compuesto por planetesimales y planetas enanos del disco protoplanetario original , cuyas órbitas han sido fuertemente influenciadas por Júpiter y Neptuno. Las colisiones mutuas en el cinturón de Kuiper actual generan polvo ^{[ 81 ]} que ha sido observado por el contador de polvo estudiantil Venetia Burney en la sonda espacial New Horizons . ^{[ 82 ]} Debido a la acción del arrastre de Pointing-Robertson y la dispersión planetaria, este polvo puede alcanzar el sistema planetario interior en un plazo de ^10⁷ a ^{10⁸ años. [ 83 ]}  

El disco disperso, escasamente poblado , se extiende más allá del cinturón de Kuiper hasta aproximadamente 100  UA. Los objetos del disco disperso aún se encuentran lo suficientemente cerca de Neptuno como para verse perturbados por su gravedad. Esta interacción puede enviarlos hacia afuera, a la nube de Oort, o hacia adentro, a la población de centauros . ^{[ 84 ]} Se cree que el disco disperso es la región de origen de los centauros y de los cometas de período corto observados en el sistema planetario interior. ^{[ 85 ]}

Se cree que la nube de Oort hipotética es una nube esférica de cuerpos helados que se extiende desde fuera del cinturón de Kuiper y el disco disperso hasta la mitad del camino hacia la estrella más cercana . Durante la formación planetaria, las interacciones de los objetos del disco protoplanetario con Júpiter y Neptuno ya desarrollados dieron como resultado el disco disperso y la nube de Oort. ^{[ 86 ]} Mientras el Sol estaba en su cúmulo natal, pudo haber compartido cometas de los discos protoplanetarios de las afueras de otras estrellas. ^{[ 87 ]} En los procesos de dispersión durante la formación planetaria, muchos planetesimales pudieron haberse liberado de la gravedad solar y haberse convertido en objetos interestelares, al igual que ʻOumuamua, el primer objeto interestelar detectado que pasó por el Sistema Solar. ^{[ 88 ]} Desde la nube de Oort, los cometas de largo período son perturbados hacia el Sol por perturbaciones gravitacionales causadas por las estrellas que pasan. Los cometas de largo período tienen órbitas muy excéntricas y períodos que van desde 200 años hasta millones de años, y su inclinación orbital es aproximadamente isotrópica . ^{[ 89 ]} La mayoría de los cometas (varios miles) observados por observadores terrestres u observatorios automatizados (por ejemplo, Pan-STARRS ) o por naves espaciales cercanas a la Tierra (por ejemplo, SOHO ) son cometas de largo período que tuvieron una sola aparición. El cometa Halley y otros cometas de tipo Halley (HTC) tienen períodos de 20 a 200 años e inclinaciones de 0 a 180 grados. Se cree que los HTC derivan de cometas de largo período. ^{[ 90 ]}

Una vez que un objeto del cinturón de Kuiper o del disco disperso es dispersado por Neptuno hacia una órbita con una distancia al perihelio muy dentro de la órbita de Neptuno, su órbita se vuelve inestable porque eventualmente cruzará las órbitas de uno o más de los planetas gigantes. Dichos objetos se llaman centauros . Las órbitas de los centauros tienen vidas útiles dinámicas de solo unos pocos millones de años. ^{[ 91 ]} Algunas órbitas de centauros evolucionarán hacia órbitas que cruzan la de Júpiter y se convertirán en cometas de la familia de Júpiter , o colisionarán con el Sol o un planeta, o pueden ser eyectadas al espacio interestelar. Centauros como 2060 Chiron y 29P/Schwassmann–Wachmann muestran comas de polvo similares a las de los cometas. Durante su migración hacia el interior, las capas superiores (~100 m) de la superficie del cometa se calientan y pierden gran parte de los hielos volátiles CO , N ₂ ). ^{[ 92 ]} El hielo de CO ₂ se sublima aproximadamente a una distancia de Júpiter (por ejemplo, 29P/Schwassmann-Wachmann ). ^{[ 93 ]}

La mayoría de los cometas periódicos son cometas de la familia de Júpiter (JFC) que tienen períodos orbitales menores a 12 años y afelios cerca de Júpiter. Los JFC se originan en los Centauros. A menos de tres UA del Sol, la sublimación del hielo de agua se convierte en el principal motor de la actividad, pero también otros hielos volátiles como el hielo de CO₂ _juegan un papel importante en la actividad cometaria. Los gases sublimados transportan granos de polvo de tamaño micrométrico para formar una coma y una cola observables durante su paso por el perihelio . Las observaciones infrarrojas muestran que muchos JFC exhiben una estela de escombros de partículas de hasta tamaño centimétrico a lo largo de la órbita del cometa. ^{[ 95 ]} Cuando la Tierra pasa a través de la estela de un cometa , se observa una lluvia de meteoros .

La vida útil dinámica de los JFC es de unos pocos ^10⁵ años antes de que Júpiter los elimine del Sistema Solar o colisionen con un planeta o el Sol. ^{[ 96 ]} Sin embargo, su vida útil activa es aproximadamente 10 veces más corta porque los hielos volátiles desaparecen de las capas superficiales superiores. Pueden reactivarse, por ejemplo, cuando sus órbitas se acercan mucho más al Sol. El cometa Encke es un ejemplo de ello. Su órbita está desacoplada de Júpiter; su distancia al afelio  es de solo 4,1 UA. Debe haber permanecido inactivo durante mucho tiempo hasta alcanzar su órbita actual. ^{[ 97 ]}

Hasta 2022, ocho cometas habían sido visitados por naves espaciales con teledetección e instrumentación de campos y partículas, pero solo para los cometas 1P/Halley , 81P/Wild 2 y 67P/Churyumov–Gerasimenko se obtuvieron análisis composicionales adicionales a partir de analizadores de composición de polvo. Las mediciones de corto alcance de polvo del cometa 1P/Halley realizadas por los analizadores de polvo PIA y PUMA a bordo de las naves espaciales Giotto y Vega mostraron que las partículas de polvo tenían principalmente una composición condrítica , pero eran ricas en elementos ligeros como H, C, N y O. ^{[ 22} ] Las muestras cometarias de Stardust eran una mezcla de diferentes componentes que incluían granos presolares como granos de SiC y condensados ​​de nebulosa solar de alta temperatura como inclusiones ricas en calcio y aluminio ⁽ CAI) encontradas en meteoritos primitivos. ^{[ 98 ]}

Los analizadores de composición de polvo COSIMA a bordo de la misión Rosetta midieron la relación D /H en los compuestos orgánicos cometarios y encontraron que está entre el valor en la Tierra y el de las regiones protoestelares similares al Sol. ^{[ 40 ]} El analizador de gases ROSINA en Rosetta encontró que las partículas de hielo sublimadas se emiten desde las áreas activas en el núcleo . ^{[ 43 ]} Las observaciones de Rosetta encontraron que 67P/Churyumov–Gerasimenko tiene una densidad de solo 540  kg/m ⁻³ - mucho menor que cualquier material sólido o hielo de agua, por lo tanto, este material cometario es altamente poroso (~70%). ^{[ 99 ]} La mayoría de las partículas de polvo submilimétricas recolectadas por los instrumentos de Rosetta consistían en agregados de subunidades más pequeñas de tamaño micrométrico ^{[ 100 ]}  que a su vez podrían ser agregados de partículas de ~100 nm. ^{[ 41 ]} La temperatura en la superficie de un cometa es generalmente cercana a la temperatura local del cuerpo negro ; lo que sugiere la existencia de un manto de polvo inactivo que cubre gran parte de la superficie del núcleo. ^{[ 101 ]} Por lo tanto, la sublimación de hielos de la superficie del cometa y la consiguiente emisión del polvo incrustado no es un proceso simple. El calor de la iluminación solar tiene que llegar a los hielos inferiores y el manto de polvo cohesivo tiene que romperse. Este proceso se ha observado en simulaciones de laboratorio. ^{[ 102 ]} Rosetta ha observado grandes explosiones de gas y polvo causadas por deslizamientos de tierra ^{[ 103 ]} e incluso explosiones ^{[ 104 ]} durante su encuentro con 67P/Churyumov–Gerasimenko. ^{[ 105 ]}

La sublimación de hielos supervolátiles subsuperficiales se produce a profundidades mucho mayores de 10  m bajo la superficie. Cuando la onda de calor solar alcanza esta profundidad, puede provocar una sublimación descontrolada y la posterior desintegración de todo el núcleo , ^{[ 106 ]} como en el caso del cometa 73P/Schwassmann-Wachmann . En septiembre de 1995, este cometa comenzó a desintegrarse y a liberar fragmentos y grandes cantidades de escombros y polvo a lo largo de su órbita. ^{[ 107 ]} Otros procesos que conducen a la división de los cometas son las tensiones de marea y la disrupción del núcleo por aceleración de la rotación. La división de cometas es un fenómeno bastante común, con una tasa de aproximadamente 1 por cada 100 años por cometa. Esta alta tasa sugiere que la división puede ser un proceso destructivo importante para los núcleos cometarios y la generación de escombros cometarios. ^{[ 108 ]}

Los asteroides son remanentes del disco protoplanetario en una región donde las perturbaciones gravitacionales de Júpiter impidieron la acreción de planetesimales en planetas. La distribución orbital de los asteroides está controlada por Júpiter. La mayor concentración de asteroides ( asteroides del cinturón principal ) tiene semiejes mayores entre 2,06 y 3,27 UA, donde se encuentran las fuertes resonancias orbitales 4:1 y 2:1 con Júpiter ( brechas de Kirkwood ). Sus órbitas tienen excentricidades menores de 0,33 e inclinaciones menores de 30°. A la distancia de Júpiter se encuentran los tres grupos dinámicos específicos de asteroides. Los troyanos comparten la órbita de Júpiter. Se dividen en los griegos en L4 (delante de Júpiter) y los troyanos en L5 (detrás de Júpiter). Los asteroides Hilda son un grupo dinámico más allá del cinturón de asteroides pero dentro de la órbita de Júpiter, en una resonancia orbital 3:2 con Júpiter. ^{[ 109 ]} Dentro del cinturón de asteroides se encuentran asteroides que cruzan la órbita de la Tierra , cuyas órbitas pasan cerca de la de la Tierra. El tamaño de los asteroides varía desde el gran planeta enano Ceres, de aproximadamente 1000  km de diámetro, hasta objetos del tamaño de un metro, por debajo de los cuales se les denomina meteoroides o polvo. La distribución de tamaños de los asteroides menores de aproximadamente 100  km sigue la distribución de fragmentación por colisión en estado estacionario de Dohnanyi. ^{[ 110 ]}

La mayoría de los asteroides se formaron dentro de la línea de nieve a partir de planetesimales y protoplanetas , principalmente condríticos , hace más de 4.540 millones de años. Una vez que estos protoplanetas alcanzaron un tamaño de varios cientos  de kilómetros, el calentamiento por radiactividad, impactos y presión gravitacional fundió partes de los protoplanetas y comenzó la diferenciación planetaria . Los elementos más pesados ​​( hierro y níquel ) se hundieron hacia el centro, mientras que los elementos más ligeros (materiales rocosos) ascendieron a la superficie. Colisiones posteriores en el cinturón de asteroides destruyeron estos objetos progenitores y dejaron fragmentos de composición y tipos espectrales muy diferentes en emisión , color y albedo . Los asteroides de tipo C son la variedad más común (~75%) de los asteroides conocidos. Son ricos en volátiles y tienen un albedo muy bajo porque su composición incluye una gran cantidad de carbono . Los asteroides rojizos de tipo M se consideran núcleos remanentes de protoplanetas primitivos , mientras que los asteroides de tipo S (17%), de albedo moderado, son fragmentos de la corteza silícea. Estos tipos de asteroides son los progenitores de las respectivas clases de meteoritos . ^{[ 111 ]} Recientemente se han observado asteroides activos que expulsan polvo y producen comas y colas transitorias similares a las de los cometas. Las posibles causas de la actividad son la sublimación del hielo asteroide, la eyección por impacto , las inestabilidades rotacionales, la repulsión electrostática y la fractura térmica . ^{[ 112 ]}

A principios de la década de 1970, las sondas Pioneer 10 y 11 atravesaron el cinturón de asteroides en ruta hacia Júpiter y Saturno. Los instrumentos de polvo a bordo, tanto los detectores de penetración como los instrumentos de luz zodiacal, no encontraron una mayor densidad de polvo en el cinturón de asteroides. ^{[ 113 ] [ 114 ]} En 1983, el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) mapeó el brillo del cielo infrarrojo y se encontraron varias bandas de polvo del Sistema Solar en los datos. ^{[ 115 ]} Estas bandas de polvo se interpretaron como escombros producidos por recientes disrupciones por colisión de asteroides del cinturón principal . El análisis detallado de los asteroides candidatos reveló que las colisiones en la familia de asteroides Veritas a 3,17 UA, la familia Koronis a 2,86 UA hace unos 8 Myr, ^{[ 116 ]} y el Cúmulo Karin se formaron hace unos 5,7 Myr a partir de una colisión de asteroides progenitores. ^{[ 117 ]} A principios de la década de 1990, la sonda espacial Galileo tomó las primeras fotos de los asteroides 951 Gaspra y 243 Ida . Hasta 2022, 15 asteroides han sido visitados por naves espaciales con tres misiones de retorno de muestras : el asteroide de tipo S 25143 Itokawa fue visitado por Hayabusa en 2005 y regresó la muestra en 2010, el asteroide de tipo C 162173 Ryugu fue visitado por Hayabusa2 en 2018 y regresó la muestra en 2020, y el asteroide de tipo C 101955 Bennu fue visitado por OSIRIS-REx en 2018 y el retorno de la muestra está planeado para 2023. Los análisis de muestras confirmaron y refinaron sus conexiones con meteoritos. ^{[ 118 ] [ 119 ]} La misión Tianwen-2 de la CNSA fue lanzada en mayo de 2025, ^{[ 120 ]} para explorar el asteroide cercano a la Tierra coorbital 469219 Kamoʻoalewa y el asteroide activo 311P/PanSTARRS y recolectar muestras del regolito de Kamoʻoalewa. ^{[ 121 ]}    

Los objetos pequeños del Sistema Solar en el espacio interplanetario varían desde partículas de polvo de tamaño submicrométrico hasta cometas y asteroides de tamaño kilométrico . Los flujos de los objetos interplanetarios más pequeños se han determinado a partir de recuentos de microcráteres lunares y mediciones de naves espaciales ^{[ 122 ]} y observaciones de meteoros y NEO . ^{[ 123 ]} Actualmente, los cuerpos pequeños del Sistema Solar a 1  UA se encuentran en un régimen de colisión destructiva. Los meteoroides a distancia de la Tierra tienen una velocidad media de colisión mutua de ~20  km/s. A esa velocidad, los meteoroides pueden perturbar catastróficamente objetos más de 10 veces más grandes y generar numerosos fragmentos más pequeños.

Dohnanyi ^{[ 124 ]} demostró que los asteroides de <100  km de diámetro alcanzaron un estado estacionario de colisión , lo que significa que en cada intervalo de masa el número de asteroides destruidos por colisiones es igual al número de fragmentos de la misma masa generados por colisiones de asteroides más grandes. Este es el caso para una distribución de masa acumulativa F  ~  m ^−0,837 . A 1  UA, los meteoroides de más de 1  mm de tamaño están en un estado estacionario de colisión . El exceso significativo de meteoroides más pequeños se debe al aporte de cometas. Los modelos del entorno de polvo interplanetario de la Tierra dan como resultado un 80-90% de polvo cometario frente a solo un 10-20% de polvo asteroidal. ^{[ 125 ] [ 126 ]} La escasez de partículas de polvo <1  micrón se debe a la rápida dispersión por el efecto Poynting-Robertson y por la presión de radiación directa .

En los sistemas planetarios, las colisiones también desempeñan un papel importante en la generación de partículas de polvo. Un buen ejemplo son los Anillos de Júpiter . Este sistema de anillos fue descubierto por la sonda espacial Voyager 1 y posteriormente estudiado en detalle por el orbitador Galileo . Se observó mejor cuando la nave espacial se encontraba en la sombra de Júpiter, mirando hacia el Sol. El sistema de anillos de Júpiter se compone de tres partes: un anillo exterior tenue, un anillo principal plano y un halo interior en forma de rosquilla, que están relacionados con las pequeñas lunas interiores Tebe , Amaltea , Adrastea y Metis . El bombardeo de las lunas por polvo interplanetario provoca la erosión de estos satélites y otros cuerpos más pequeños invisibles. La masa erosionada se presenta principalmente en forma de partículas eyectadas de tamaño micrométrico que escapan de la gravedad de su luna de origen y que se observan en los anillos. ^{[ 127 ] [ 128 ]} Debido a las bajas velocidades de escape de 1 a unas pocas 10  m/s, la mayoría de las partículas eyectadas pueden abandonar la gravedad del satélite y alimentar los anillos de Júpiter. Las mediciones del detector de polvo de Galileo durante su paso a través del anillo de gasa encontraron que las partículas de polvo detectadas en el anillo tienen tamaños de 0,5 a 2,5  micras; siendo solo las partículas más grandes visibles en las imágenes de la cámara. ^{[ 129 ]} Además de la gravedad joviana y el arrastre de Poynting-Robertson, las partículas de tamaño micrométrico se cargan eléctricamente en la energética magnetosfera joviana ^{[ 130 ]} y, por lo tanto, sienten la fuerza de Lorentz del poderoso campo magnético de Júpiter. Todas estas fuerzas dan forma a la apariencia de los anillos. En particular, las inclinaciones orbitales de las partículas en el halo interior se excitan por la interacción electromagnética, obligándolas a precipitarse en la atmósfera joviana. Incluso las lunas galileanas mucho más grandes están rodeadas por nubes de polvo eyectado de unos pocos miles de  kilómetros de espesor, como observó el detector de polvo de Galileo . ^{[ 131 ]} Alrededor de la Luna, el Experimento de Polvo Lunar (LDEX) de la misión LADEE cartografió la nube de polvo desde  una altitud de 20 a 100 km y encontró velocidades de eyección desde 100  m/s hasta unos pocos km/s; pero solo una pequeña fracción de ellas escapa a la gravedad de la Luna. ^{[ 132 ]}

Otros planetas con satélites también muestran diversos fenómenos de anillos de polvo. En los enormes y densos anillos principales de Saturno, las partículas de hielo se agregan formando cuerpos de centímetros o más grandes que se forman y desintegran continuamente por la acción de las fuerzas de marea . Justo fuera de los anillos principales de Saturno se encuentra el anillo F , guiado por dos lunas, Prometeo y Pandora , que interactúan gravitacionalmente con el anillo y actúan como sumideros y donantes de polvo. Más allá del extenso anillo E , alimentado por el criovolcanismo de Encélado, se encuentra el anillo de Febe , que recibe eyecciones de meteoroides de Febe que comparten su movimiento retrógrado . Urano y Neptuno también poseen sistemas de anillos complejos. Además de los estrechos anillos principales de Urano, guiados por satélites, existen amplios anillos de polvo. Los anillos de Neptuno consisten en anillos de polvo estrechos y anchos que interactúan con las lunas interiores. Incluso se sospecha que Marte tiene anillos de polvo originados en sus lunas Fobos y Deimos . Hasta ahora, los anillos de Marte han escapado a su detección. ^{[ 133 ]} Incluso la Tierra está desarrollando un cinturón de desechos espaciales creado por el hombre, compuesto por satélites artificiales fuera de servicio y vehículos de lanzamiento abandonados . Las colisiones entre estos objetos podrían provocar una cascada de colisiones, denominada síndrome de Kessler , en la que cada colisión genera más desechos espaciales que aumentan la probabilidad de nuevas colisiones. ^{[ 134 ]}

Venus , la Tierra y Marte muestran indicios de vulcanismo antiguo o actual . Todos estos planetas poseen una corteza sólida y un manto fluido calentado por el calor interno generado durante su formación y la desintegración de isótopos radiactivos . Las erupciones volcánicas más explosivas observadas en la Tierra generan columnas de gas y ceniza de hasta 40  km de altura; sin embargo, el polvo volcánico no escapa a la atmósfera ni a la atracción gravitatoria ( esfera de Hill ) de la Tierra. Se pueden extraer conclusiones similares para el presunto vulcanismo activo en Venus .

En cuerpos planetarios más pequeños , la pérdida de calor a través de la superficie es mayor y, por lo tanto, el calor interno puede no impulsar el vulcanismo activo en el momento actual. Por lo tanto, fue una sorpresa cuando las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2 volaron a través del sistema joviano en 1979 y fotografiaron columnas de varios volcanes en la luna de Júpiter, Io. Solo semanas antes del sobrevuelo, Peale, Cassen y Reynolds (1979) ^{[ 135 ]} predijeron que el interior de Io debía experimentar un calentamiento mareal significativo causado por su resonancia orbital con las lunas vecinas Europa y Ganímedes . Las mediciones de temperatura en puntos calientes por la nave espacial Galileo mostraron que el magma basáltico impulsa el vulcanismo en Io . Columnas en forma de paraguas de volátiles como azufre , dióxido de azufre y otros piroclastos son eyectadas hacia el cielo desde algunos de los volcanes de Io. Por ejemplo, el volcán Tvashtar Paterae de Io erupciona material a más de 300 kilómetros sobre la superficie. ^{[ 136 ]} La velocidad de eyección en el cráter es de hasta 1 km/s, que es muy inferior a la velocidad de escape de Io de 2,5 km/s, por lo tanto, nada de este polvo visible escapa de la gravedad de Io. La mayor parte del material de la columna cae de nuevo a la superficie como escarcha de azufre y dióxido de azufre , y piroclastos . Sin embargo, en 1992 durante su sobrevuelo de Júpiter, el detector de polvo de la misión Ulysses detectó corrientes de partículas de polvo de 10 nm que emanaban de la dirección de Júpiter. ^{[ 75 ] [ 137 ]} Mediciones posteriores del detector de polvo Galileo dentro de la magnetosfera de Júpiter analizaron las corrientes de polvo periódicas e identificaron a Io como la fuente. ^{[ 138 ]} Las partículas de polvo de tamaño nanométrico que son emitidas por los volcanes de Io se cargan eléctricamente en el toro de plasma de Io y sienten el fuerte campo magnético de Júpiter. Las partículas de polvo con carga positiva de entre 10 y 100 nm de radio escapan de la gravedad de Io e incluso de Júpiter y entran en el espacio interplanetario. ^{[ 139 ] [ 140 ]} Durante el sobrevuelo de Júpiter por la misión Cassini, el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) a bordo analizó químicamente estas partículas de corriente y encontró   cloruro de sodio, así como componentes que contienen azufre y potasio , ^{[ 24 ]} que también se han encontrado mediante análisis espectroscópicos de la atmósfera de Io. ^{[ 141 ]}

El tenue anillo E de Saturno fue descubierto mediante observaciones desde la distancia de la Tierra en momentos en que Saturno cruzaba el plano de los anillos. Tiene una densidad máxima a ~4 radios de Saturno,${\displaystyle R_{S}}$, que coincide con la órbita de Encélado. Las observaciones de las naves espaciales Voyager 1 y 2 , y Cassini confirmaron estas observaciones. El anillo E se extiende entre las órbitas de Mimas a 3${\displaystyle R_{S}}$y Titán a los 20 años${\displaystyle R_{S}}$El anillo E consiste en muchas partículas diminutas (micrométricas y submicrométricas) de hielo de agua con silicatos , dióxido de carbono, amoníaco y otras impurezas. ^{[ 142 ]} Las observaciones de Cassini demostraron que Encélado y el anillo E están genéticamente relacionados. Durante el sobrevuelo cercano de Cassini a Encélado, varios instrumentos, incluido el Analizador de Polvo Cósmico, observaron fuentes ( géiseres ) de vapor de agua y partículas de hielo de tamaño micrométrico en la región polar sur de Encélado. ^{[ 143 ] [ 144 ]} Los análisis CDA de granos de hielo ricos en sal de sodio en las plumas sugieren que los granos se formaron a partir de un depósito de agua líquida que está en contacto con la roca. ^{[ 145 ] [ 146 ]} Se cree que el mecanismo que impulsa y mantiene las erupciones es el calentamiento de marea causado por la resonancia orbital con Dione que excita la excentricidad orbital de Encélado . Los granos de hielo que escapan de las fuentes de Encélado alimentan y mantienen el anillo E de Saturno.

El telescopio espacial Hubble observó columnas de vapor de agua similares sobre la región polar sur de Europa, una de las lunas galileanas de Júpiter . ^{[ 147 ]} La futura misión Europa Clipper de la NASA (fecha de lanzamiento prevista para 2024), con su analizador de polvo superficial (SUDA), analizará pequeñas partículas sólidas expulsadas de Europa por impactos de meteoroides y partículas de hielo en posibles columnas. ^{[ 44 ]}

Durante el sobrevuelo de Neptuno por la Voyager 2 en 1989, se observaron columnas oscuras activas en la superficie de su luna Tritón . Se cree que estas columnas están compuestas de partículas de polvo y hielo transportadas por chorros invisibles de gas nitrógeno. ^{[ 148 ]}

En el espacio interplanetario, una fuerza importante se debe a la gravedad solar, que atrae de manera similar a los planetas y a las partículas de polvo: $${\displaystyle F_{G}=G{\frac {Mm}{r^{2}}},}$$donde F _G es la fuerza, M = M _☉ es la masa solar, y m es la masa del objeto que interactúa, r es la distancia entre los centros de las masas y G es la constante gravitacional . Los planetas y los cuerpos pequeños del Sistema Solar, incluido el polvo interplanetario , siguen órbitas de Kepler ( elipses , parábolas o hipérbolas ) alrededor del Sol con su baricentro en los focos. Las órbitas se caracterizan por los seis elementos orbitales : semieje mayor (a), excentricidad (e), inclinación (i), longitud del nodo ascendente , argumento del periapsis y anomalía verdadera . Aunque pequeños, los planetas ejercen una fuerza gravitacional sobre objetos distantes. Si esta fuerza es regular y periódica, entonces dicha resonancia orbital puede estabilizar o desestabilizar las órbitas de los objetos planetarios. Ejemplos de ello son las brechas de Kirkwood en el cinturón de asteroides causadas por resonancias de Júpiter y la estructura del cinturón de Kuiper causada por resonancias de Neptuno.

Los encuentros cercanos con un planeta pueden ocurrir cuando el perihelio${\textstyle q=(1-e)a}$de la órbita del cuerpo pequeño está más cerca y el afelio${\textstyle Q=(1+e)a}$está más lejos del sol que el planeta perturbador. Esta es la condición necesaria para que ocurra la dispersión orbital; define la zona de dispersión de un planeta. En este caso, un cuerpo pequeño o una partícula de polvo puede sufrir una perturbación orbital importante . Sin embargo, los parámetros de Tisserand de la órbita antigua y la nueva permanecen aproximadamente iguales. Para un cuerpo pequeño con semieje mayor a, excentricidad orbital e e inclinación orbital i, y un planeta perturbador con semieje mayor${\displaystyle a_{P}}$El parámetro de Tisserand es

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

Dos familias de cuerpos pequeños del Sistema Solar se encuentran fuera de las zonas de dispersión de los planetas gigantes y son remanentes del disco protoplanetario primordial alrededor del Sol: los asteroides y los objetos del cinturón de Kuiper. El cinturón de Kuiper es aproximadamente 100 veces más masivo que el cinturón de asteroides y forma parte de los objetos transneptunianos (OTN). ^{[ 149 ] [ 150 ]} La otra parte de los OTN es el disco disperso con objetos que tienen órbitas en la zona de dispersión de Neptuno. A altas excentricidades (o altas inclinaciones), las zonas de dispersión de los planetas vecinos se superponen. Por lo tanto, los objetos del disco disperso pueden evolucionar en centauros y, eventualmente, en cometas de la familia de Júpiter . Dentro del disco de dispersión de Júpiter se encuentra la nube zodiacal, compuesta de polvo interplanetario que se origina en cometas y asteroides. También las partículas de polvo del cinturón de Kuiper encuentran el paso de dispersión hacia el sistema planetario interior. ^{[ 151 ]}

Dentro de la esfera de Hill de un planeta, su gravedad domina sobre la del Sol. Todas las lunas y anillos planetarios se encuentran bien dentro de la esfera de Hill y orbitan el planeta correspondiente. Las interacciones gravitacionales entre estos satélites se pueden observar, por ejemplo, en la resonancia orbital estable 1:2:4 de las lunas de Júpiter: Ganímedes , Europa e Io. Asimismo, las subdivisiones y estructuras dentro de los anillos de Saturno son causadas por resonancias con satélites. Por ejemplo, el espacio entre el anillo B interior y el anillo A exterior se ha despejado mediante una resonancia 2:1 con la luna Mimas . Además, algunos anillos estrechos y discretos de Saturno, Urano y Neptuno, como el anillo F de Saturno, están formados y mantenidos en su lugar por la gravedad de una o dos lunas pastoras .

La radiación solar ejerce la fuerza de presión de radiación repulsiva F _R sobre los meteoroides y las partículas de polvo interplanetario:

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

dónde${\displaystyle {L_{\odot }}}$¿es la luminosidad solar o${\displaystyle L_{\odot } \over {4\pi r^{2}}}$es la irradiancia solar a una distancia heliocéntrica r ,${\displaystyle Q_{\rm {PR}}}$es el coeficiente de presión de radiación de la partícula,${\displaystyle A}$ es la sección transversal (para partículas esféricas)${\displaystyle A=\pi s^{2}}$con radio de partícula${\displaystyle s}$),${\displaystyle c}$es la velocidad de la luz . ^{[ 154 ]} El coeficiente de presión de radiación,${\displaystyle Q_{\rm {PR}}}$Depende de las propiedades ópticas de la partícula, como la absorción, la reflexión y la dispersión de la luz, integradas en todas las longitudes de onda del espectro solar . Se puede calcular utilizando, por ejemplo, la teoría de Mie , la aproximación de dipolo discreto o incluso experimentos análogos de microondas . ^{[ 155 ]}

La presión de la radiación solar reduce la fuerza efectiva de la gravedad sobre una partícula de polvo y se caracteriza por el parámetro adimensional${\displaystyle \beta }$, la relación de la fuerza de presión de radiación${\displaystyle F_{R}}$a la fuerza de la gravedad${\displaystyle F_{G}}$sobre la partícula:

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

dónde ${\displaystyle \rho }$es la densidad y${\displaystyle s}$es el tamaño (el radio) del grano de polvo. Partículas cometarias con${\displaystyle \beta }$> 0,1 ya tienen órbitas heliocéntricas significativamente diferentes a las de su cometa padre y aparecen en la cola de polvo. Partículas de polvo liberadas de un cometa (con excentricidad${\displaystyle e_{c}}$) cerca de su perihelio abandonará el Sistema Solar en órbitas hiperbólicas si sus valores beta superan${\displaystyle \beta =0.5(1-e_{c})}$Incluso partículas con${\displaystyle \beta =0.5}$que se liberan de un asteroide en una órbita circular alrededor del Sol abandonarán el Sistema Solar en una órbita parabólica no ligada . ^{[ 156 ]} Pequeñas partículas de polvo con${\displaystyle \beta >1}$se llaman${\displaystyle \beta }$-meteoroides; sienten una fuerza repulsiva neta del Sol. ^{[ 157 ]}

Las trayectorias del polvo interestelar, que inicialmente son paralelas al entrar en el Sistema Solar, dependen de las partículas.${\displaystyle \beta }$-relación. Partículas con${\displaystyle \beta <1}$Son atraídas predominantemente por la gravedad solar; sus trayectorias se curvan hacia el Sol. Cuanto más cerca pasan del Sol, más rápido se aceleran las partículas y más se desvían de su dirección inicial. Las trayectorias de estas partículas se cruzan detrás del Sol, aumentando la densidad de polvo en esa zona; esto se conoce como enfoque gravitacional. Partículas de polvo interestelar con${\displaystyle \beta >1}$son predominantemente repelidos por la presión de la radiación solar. No pueden acercarse al Sol por debajo de cierta distancia que depende de cuán grande sea su${\displaystyle \beta }$es. Esta región que está libre de polvo interestelar tiene forma paraboloide ; se la conoce como la${\displaystyle \beta }$-cono. En el borde exterior del${\displaystyle \beta }$-cono la densidad del polvo aumenta. ^{[ 158 ]}

La fuerza de presión de la radiación solar sobre una partícula que orbita alrededor del Sol actúa no solo radialmente, sino que, debido a la velocidad finita de la luz, existe una pequeña fuerza opuesta al movimiento orbital de la partícula. Este arrastre de Poynting-Robertson hace que la partícula pierda momento angular y, por lo tanto, que describa una espiral hacia el Sol. El tiempo,${\displaystyle T_{PR}}$ en años, de una partícula con una relación de fuerza,${\displaystyle \beta }$, para girar en espiral desde una órbita inicialmente circular con radio,${\displaystyle a}$en AU , es

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

Partículas de tamaño centimétrico con${\displaystyle \beta }$~10 ⁻⁴ partiendo de una órbita circular a distancia de la Tierra tardan unos 4 millones de años en espiralarse hacia el sol. ^{[ 159 ]} Este ejemplo demuestra que todo el polvo de  tamaño inferior a ~1 cm debe haber entrado recientemente en el sistema planetario interior en forma de polvo cometario, asteroidal o interestelar; no queda polvo allí de los tiempos de formación planetaria .

Las partículas de polvo en la mayoría de los entornos espaciales están expuestas a corrientes de carga eléctrica. Los procesos dominantes son la recolección de electrones e iones del plasma ambiental , el efecto fotoeléctrico de la radiación UV y la emisión de electrones secundarios de la radiación de iones o electrones energéticos. ^{[ 160 ]} La recolección de electrones e iones del plasma térmico ambiental produce una carga negativa neta debido a que la velocidad de los electrones térmicos es mucho mayor que la de los iones. En contraste con la carga en un plasma , la fotoemisión de electrones de la partícula por radiación UV produce una carga positiva. El impacto de iones o electrones energéticos con energías >100 eV sobre la partícula puede generar más de un electrón secundario y, por lo tanto, producir una corriente de carga positiva. El rendimiento de electrones secundarios depende del tipo y la energía de la partícula energética y del material de la partícula. ^{[ 161 ]} El equilibrio de todas las corrientes de carga conduce al potencial superficial de equilibrio de la partícula. La carga eléctrica, Q , de una partícula de polvo de radio s a un potencial superficial, U , en el espacio es

$${\displaystyle Q={4\pi \varepsilon _{0}}{U}{s},}$$ donde ε ₀ es la permitividad del vacío . ^{[ 162 ]}

Una partícula de polvo con carga Q que se mueve con una velocidad v en un campo eléctrico E y un campo magnético B experimenta la fuerza de Lorentz.$${\displaystyle \mathbf {F_{L}} =Q\,(\mathbf {E} +\mathbf {v} \times \mathbf {B} )}$$ En unidades del SI , B se mide en teslas (T).

El potencial superficial de una partícula de polvo y, por lo tanto, su carga, depende de las propiedades detalladas del entorno circundante. Por ejemplo, una partícula de polvo interplanetario a 1 UA del Sol está rodeada por plasma de viento solar con una energía de ~10 eV y una densidad típicamente ${\displaystyle {5\times 10^{6}}}$protones y electrones por m³ ^. El flujo de fotoelectrones es típicamente${\displaystyle {3\times 10^{16}}}$electrones por m ² y, por lo tanto, mucho mayor que las corrientes de plasma. Esta condición conduce a un potencial superficial de ≈+3 V . ^{[ 160 ]} Las mediciones reales de cargas de polvo por Cassini CDA dieron como resultado un potencial superficial ${\displaystyle {U\approx }}$+2 a +7  V. ^{[ 28 ]} Dado que tanto la densidad del plasma del viento solar como el flujo UV solar escalan con la distancia heliocéntrica${\displaystyle r^{-2}}$el potencial superficial del polvo interplanetario,${\displaystyle {U\approx }}$+5  V, también es típico para otras distancias del Sol. El campo magnético interplanetario es el componente del campo magnético solar que es arrastrado desde la corona solar por el viento solar. El viento lento (≈400  km/s ) se limita a las regiones ecuatoriales , mientras que el viento rápido (≈ Se observa una velocidad de 750 km/s sobre los polos. ^{[ 163 ]} La rotación del Sol retuerce el campo magnético dipolar y la correspondiente lámina de corriente en una espiral de Arquímedes . Esta lámina de corriente heliosférica tiene una forma similar a la falda de una bailarina en espiral y cambia de forma a lo largo del ciclo solar a medida que el campo magnético del Sol se invierte aproximadamente cada 11  años . Una partícula de polvo cargada siente la fuerza de Lorentz del campo magnético interplanetario que pasa a la velocidad del viento solar. A 1  UA del Sol, la velocidad media del viento solar es de 450  km/s y la intensidad del campo magnético es de 450 km/s.${\displaystyle {B\approx }}$5 × 10 ⁻⁹ T = 5  nT. Para partículas de polvo de tamaño submicrométrico, esta fuerza se vuelve significativa y para partículas < 0,1  micras supera la gravedad solar y la fuerza de presión de radiación. Por ejemplo, las partículas de polvo interestelar de ~0,3  micras de tamaño que pasan a través de la heliosfera están enfocadas o desenfocadas con respecto al ecuador magnético solar. ^{[ 158 ] [ 164 ]} Una medida típica de cuán fuertemente se ve afectada una partícula de polvo por la fuerza de Lorentz es su relación carga-masa,${\displaystyle Q/m}$[ ^{165 ] Debido a que la carga de una partícula aumenta linealmente con su tamaño, mientras que su masa y volumen aumentan con el cubo de su tamaño, las} partículas pequeñas suelen tener una relación carga-masa mucho mayor que las partículas grandes y se ven más afectadas por la fuerza de Lorentz. Sin embargo, las partículas de polvo interestelar de todos los tamaños se enfocan o desenfocan mientras estén cargadas. Este enfoque y desenfocamiento es más fuerte durante y cerca del respectivo mínimo solar , que para el desenfocamiento ocurrió en los años que rodean, por ejemplo, 1996 y 2019, y para el enfoque ocurrió en los años que rodean, por ejemplo, 1986 y 2008. La fase actual del ciclo magnético solar corresponde al desenfocamiento del polvo interestelar lejos del plano de la eclíptica, lo cual es desfavorable para la detección y medición del polvo interestelar. La siguiente fase de enfoque del ciclo magnético solar, que es la más adecuada para las mediciones de polvo interestelar dentro del sistema solar, ocurrirá en la década de 2030. Dado que estas fases se producen cada 22 años, la siguiente fase de enfoque tendrá lugar en la década de 2050.

En las magnetosferas planetarias existen condiciones muy diferentes . Un caso extremo es la magnetosfera de Júpiter , donde la luna volcánicamente activa Io es una fuerte fuente de plasma a 6 ${\displaystyle R_{J}}$, dónde${\displaystyle R_{J}}$=7,1 × 10 ⁴ km es el radio de Júpiter. A esta distancia se encuentra el pico de la densidad del plasma (3 × 10 ⁹ m ⁻³ ) y la energía del plasma tiene un mínimo pronunciado en ~1  eV. Fuera de esta distancia, la energía del plasma aumenta bruscamente a 80  eV en 8 ${\displaystyle R_{J}}$. Los potenciales superficiales de polvo resultantes varían desde -30  V en el plasma frío entre 4 y 6 ${\displaystyle R_{J}}$y +3  V en otros lugares. ^{[ 166 ]} El campo magnético de Júpiter es principalmente un dipolo , con el eje magnético inclinado unos 10° con respecto al eje de rotación de Júpiter. Hasta aproximadamente 10 ${\displaystyle R_{J}}$Desde Júpiter, el campo magnético y el plasma corrotan con el planeta. A la distancia de Io, el campo magnético corrotante pasa por Io a una velocidad de 17  km/s y la intensidad del campo magnético es...${\displaystyle {B\approx }}$2 × 10 ⁻⁶  T = 2000  nT. Las partículas de polvo con carga positiva de Io, con un tamaño (radio) que oscila entre 9 y ~120  nanómetros, son captadas por el fuerte campo magnético y aceleradas fuera del sistema joviano a velocidades de hasta 350  km/s. Para partículas más pequeñas, la fuerza de Lorentz predomina y giran alrededor de las líneas del campo magnético, al igual que los iones y los electrones. ^{[ 167 ]}

En la magnetosfera de Saturno, la luna activa Encélado se encuentra a 4 ${\displaystyle R_{S}}$(${\displaystyle R_{S}}$=6,0 × 10 ⁴  km es el radio de Saturno) es una fuente de iones de oxígeno y agua a una densidad de10 ⁹  m ⁻³ y una energía de 5  eV. Las partículas de polvo están cargadas a un potencial superficial de -1 y -2  V. Fuera 4 ${\displaystyle R_{S}}$ La energía del ion aumenta a 100  eV y el potencial superficial resultante sube a +5  V. ^{[ 168 ]} Las mediciones realizadas por Cassini CDA observaron directamente este cambio del potencial del polvo. ^{[ 169 ]}

En el medio interestelar local parcialmente ionizado, la densidad del plasma es aproximadamente10 ⁵ a10 ⁶  m ⁻³ y la energía térmica 0,6  eV. ^{[ 72 ]} El flujo de fotoelectrones de partículas de carbono o silicato de la radiación UV galáctica promedio es1,4 × 10¹⁰ electrones por m² ^{. El potencial superficial resultante de las partículas de polvo es de} aproximadamente +0,5  V. En el plasma caliente pero tenue de la Burbuja Local (densidad10 ⁵  m ⁻³ , energía 100  eV) polvo se cargará a  un potencial superficial de +5 a +10 V. ^{[ 170 ]} En el medio interestelar local, la nave espacial Voyager  ha medido una intensidad de campo magnético de ~0,5 nT . En un campo magnético de este tipo, una partícula de polvo cargada de tamaño micrométrico tiene un radio de giro < 1 pc . ^{[ 171 ]} 

La acreción de polvo describe los procesos de aglomeración de polvo a partir de partículas de tamaño nanométrico, que evolucionan hasta convertirse en guijarros de varios centímetros de ancho y, finalmente, se fusionan para formar planetesimales de tamaño kilométrico y planetas propiamente dichos.

Los condensados ​​sólidos de tamaño nanométrico se originan dentro de las envolturas circunestelares o la eyección de supernovas , ^{[ 172 ]} formando los núcleos de partículas de polvo dispersas por el universo. Estas partículas se integran en el medio interestelar (ISM) circundante. A pesar de constituir solo ~1% de la densidad de masa de gas en el ISM, las partículas de polvo se entrelazan con las nubes de gas circundantes a través de la fricción. La escala de arrastre por fricción , l _drag, indica la distancia que recorre una partícula de polvo de masa m _d para acumular una masa equivalente de gas interestelar (principalmente hidrógeno):

$${\displaystyle l_{drag}={\cfrac {m_{d}}{A_{d}n_{H}m_{H}}}}$$donde A _d se refiere a la sección transversal de la partícula, n _H es la densidad local del gas y m _H =${\displaystyle 1.67\times 10^{-27}}$kg es la masa atómica del hidrógeno . ^{[ 173 ]}

En la baja densidad (${\displaystyle {10^{5}-10^{8}}}$átomos de H por${\displaystyle m^{3}}$) medio interestelar difuso , partículas de polvo de hasta tamaño micrométrico se acoplan con nubes de gas dentro de una escala de fricción de menos de 1 pc . Dentro del medio interestelar más denso y frío que se encuentra en las nubes moleculares ( n _H =${\displaystyle {10^{8}-10^{12}m^{-3}}}$), el crecimiento de los granos ocurre a través de la acreción de elementos en fase gaseosa, lo que lleva a un aumento en la masa de polvo. Los componentes predominantes de los mantos de hielo incluyen H ₂ O , NH ₃ , CO ₂ , CO , CH ₃ OH , OCS , y grupos funcionales de moléculas orgánicas complejas. ^{[ 174 ] [ 175 ]} Estas formaciones de polvo actúan como escudos para los gases moleculares dentro de las nubes densas, protegiéndolos contra la disociación causada por la radiación ultravioleta. La oscuridad visible de estos mantos de hielo contribuye a la apariencia característica de las nubes densas, a menudo denominadas nubes oscuras. Las áreas más condensadas dentro de las nubes moleculares inician el colapso gravitacional , transportando polvo y dando lugar a regiones de formación estelar . Estas condensaciones evolucionan en esferas de gas giratorias, formando finalmente protoestrellas .

Como resultado de la conservación del momento angular , la nebulosa en colapso gira más rápido y se aplana en un disco protoplanetario que abarca decenas a cientos de unidades astronómicas (UA) de diámetro. A lo largo del colapso, la densidad de la nube aumenta hacia el centro, lo que lleva a un aumento de las temperaturas debido a la contracción gravitacional. En un disco protoplanetario , las densidades de gas y polvo aumentan en más de un factor de 1000 durante el colapso según un modelo de Hayashi et al., (1985). ^{[ 177 ]} Este modelo establece paralelismos con el Sistema Solar actual, utilizando la masa planetaria combinada para estimar la masa total requerida para su formación. La protoestrella central caliente calienta el disco de polvo circundante de modo que, dentro de la línea de hielo , los hielos condensados ​​se subliman, dejando los núcleos carbonáceos, de silicato y de hierro del polvo. Fuera de la línea de hielo, las partículas de polvo helado forman cometas y planetesimales helados . Dentro del disco, el movimiento de los cuerpos menores de 1  km está regido más por el arrastre del gas que por la gravedad. El movimiento browniano térmico provoca colisiones entre partículas de polvo de tamaño submicrométrico y micrométrico, mientras que las partículas más grandes colisionan debido a las velocidades radiales y transversales inducidas por la rotación no kepleriana del gas. ^{[ 178 ]} Experimentos de laboratorio que abarcan todo el espectro de parámetros han estudiado las consecuencias de las colisiones mutuas de polvo. ^{[ 179 ]} Estos experimentos demuestran consistentemente que los granos de polvo de tamaño micrométrico pueden crecer hasta formar agregados de tamaño milimétrico. Fuera de la línea de congelación, los agregados de hielo pueden crecer directamente hasta alcanzar tamaños de cometas o planetesimales de hielo. Dentro de la línea de congelación, las partículas silíceas encuentran una barrera de rebote. Esta barrera de rebote asegura que una porción significativa de la población de polvo permanezca pequeña. Los cuerpos que miden centímetros o más pueden acumular estas partículas más pequeñas, alcanzando tamaños de alrededor de 100 metros en un millón de años. ^{[ 180 ]}

Las velocidades e interacciones entre los planetesimales, los componentes básicos de los planetas, desempeñan un papel crucial en su evolución. El crecimiento descontrolado se produce cuando los planetesimales más grandes consumen a los más pequeños dentro de su atracción gravitatoria, lo que finalmente conduce a la formación de protoplanetas. ^{[ 181 ]}

Las colisiones entre partículas de polvo o meteoroides más grandes son el proceso dominante en el espacio que cambia la masa de los meteoroides o los destruye y genera fragmentos nuevos y más pequeños que contribuyen a la población de meteoroides y polvo. La velocidad típica de colisión de meteoroides en el espacio interplanetario a 1  UA del sol es de ~20  km/s. A esa velocidad, la energía cinética de un meteorito es mucho mayor que su calor de vaporización . Por lo tanto, cuando un proyectil de esa masa${\displaystyle m_{p}}$impacta contra un objeto objetivo mucho más grande que el proyectil y una parte correspondiente de la masa del objetivo se vaporiza e incluso se ioniza y se excava un cráter de impacto en el cuerpo del objetivo por las ondas de choque liberadas por el impacto. La masa excavada${\displaystyle m_{e}}$es

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

donde el factor de eficiencia de cráteres${\displaystyle \Gamma _{1}}$escala con la energía cinética del proyectil. ^{[ 124 ]} Para cráteres de impacto en la luna y en asteroides${\displaystyle \Gamma _{1}\approx 2000}$. ^{[ 182 ]} De este modo, los cráteres de impacto erosionan el cuerpo objetivo o los meteoroides en el espacio.

Un meteoroide objetivo de masa${\displaystyle m_{T}}$se ve catastróficamente interrumpido si la masa del fragmento más grande restante es menor que aproximadamente la mitad de la masa del objetivo o

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

dónde${\displaystyle m_{p}}$es la masa del proyectil y el umbral de disrupción es ${\displaystyle \Gamma _{2}\approx 10^{6}}$para material rocoso y${\displaystyle \Gamma _{2}\approx 3000}$para material poroso. ^{[ 183 ] [ 184 ]} El material rocoso representa asteroides y el material poroso representa cometas. El material cometario es poroso desde el tamaño del núcleo hasta el polvo fractal de tamaño micrométrico que emite. ^{[ 185 ] [ 186 ]}

La vida útil de las colisiones${\displaystyle T_{C}}$de una partícula de polvo en el espacio interplanetario se puede determinar donde se conoce el flujo de polvo interplanetario. Este flujo${\displaystyle F(m)}$a 1  UA se ha derivado de análisis de microcráteres lunares . ^{[ 122 ]}

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

dónde${\displaystyle A_{p}}$es la sección transversal de dispersión (${\displaystyle A_{p}\approx 4\pi s^{2}}$, con radio de partícula${\displaystyle s}$) en un flujo isotrópico . Los modelos de la nube de polvo interplanetario requieren que la vida útil de las partículas de polvo interplanetario sea mayor que la del material rocoso y, por lo tanto, respaldan el resultado de que a 1  UA ~80% del polvo interplanetario es de origen cometario y solo ~20% de origen asteroide. ^{[ 126 ] [ 125 ]} La fragmentación por colisión conduce a una pérdida neta de partículas de polvo interplanetario más masivas que ~2 × 10 ⁻⁹  kg y una ganancia neta de partículas de polvo interplanetario menos masivas. Se cree que los cometas reponen las pérdidas de polvo interplanetario grande. ^{[ 122 ]}

Las primeras observaciones infrarrojas de la corona solar durante un eclipse indicaron una zona libre de polvo dentro de aproximadamente 5 radios solares (0,025 UA) del Sol. Fuera de esta zona libre de polvo, el polvo interplanetario compuesto de silicatos y material carbonáceo se sublima a temperaturas de hasta 2000  K. ^{[ 188 ] [ 189 ]}

Las partículas de polvo del Sistema Solar no son solo pequeñas partículas sólidas de composición meteorítica , sino también partículas que contienen sustancias que son líquidas o gaseosas en condiciones terrestres. Los cometas transportan y liberan granos que contienen volátiles en fase de hielo en el Sistema Solar interior. Los instrumentos de Rosetta detectaron, además de las moléculas dominantes de agua (H₂O ₎ , también dióxido de carbono (CO₂ ₎ , una gran variedad de especies saturadas e insaturadas que contienen CH _, CHN, CHS, CHO, CHO₂ _y CHNO, y el compuesto aromático tolueno (CH₃ _– C₆H₅ ₎ . [ ^{190 ] Durante} el cruce de Cassini a través del anillo E de Saturno, el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) encontró que consiste predominantemente en hielo de agua , con contribuciones menores de silicatos, dióxido de carbono, amoníaco e hidrocarburos . ^{[ 191 ]} Los análisis de la composición superficial de Plutón y Caronte realizados por la nave espacial New Horizons detectaron una mezcla de nitrógeno sólido (N ₂ ) , metano (CH ₄ ) , monóxido de carbono (CO), etano (C ₂ H ₆ ) y un componente adicional que les confiere color. ^{[ 192 ]}

Las partículas de hielo en el sistema planetario interior tienen una vida útil muy corta. La radiación solar absorbida calienta la partícula, parte de la energía se irradia de vuelta al espacio y la otra parte se utiliza para transformar el hielo en gas que escapa. $${\displaystyle G_{SC}(1-A_{0}){r^{2}}=\sigma (1-A_{1}){T^{4}}+Z(T)L(T)}$$

dónde${\displaystyle G_{SC}}$es la irradiancia solar a 1  UA,${\displaystyle A_{0}}$y${\displaystyle A_{1}}$son los albedos del hielo en el visible y el infrarrojo entre longitudes de onda  de 10 y 20 μm , respectivamente,${\displaystyle r}$la distancia heliocéntrica,${\displaystyle \sigma }$es la constante de Stefan-Boltzmann ,${\displaystyle T}$la temperatura ,${\displaystyle Z(T)}$la tasa de producción de gas y${\displaystyle L(T)}$el calor latente de vaporización .${\displaystyle Z(T)}$del hielo se deduce de la presión de vapor medida de los hielos en sublimación . ^{[ 187 ]} A diferentes distancias heliocéntricas, las partículas de polvo interplanetario tienen diferentes componentes de hielo.

La pulverización catódica, además del bombardeo de meteoroides , es un proceso significativo involucrado en la meteorización espacial , que altera las características físicas de las partículas de polvo presentes en el espacio. Cuando átomos o iones energéticos del plasma circundante colisionan con una partícula sólida en el espacio, se emiten átomos o iones de la partícula. El rendimiento de pulverización catódica indica el número promedio de átomos expulsados ​​del objetivo por átomo o ion incidente. El rendimiento de pulverización catódica depende principalmente de la energía y la masa de las partículas incidentes, así como de la masa de los átomos del objetivo. Dentro del medio interplanetario, el plasma del viento solar consiste principalmente en electrones , protones y partículas alfa , que poseen energías cinéticas que van desde 0,5 a 10 keV , correspondientes a velocidades del viento solar de 400 a 800 km/s a una distancia de 1 UA. En comparación con la erosión por impacto en la superficie lunar , la erosión por pulverización catódica se vuelve insignificante en escalas mayores a 1 micrón. ^{[ 193 ]}    

En el sistema solar exterior, los hielos son los materiales superficiales dominantes de los meteoroides y el polvo. Además, las magnetosferas de los planetas gigantes contienen iones pesados, como azufre u oxígeno, que tienen un alto rendimiento de pulverización para superficies heladas. ^{[ 194 ]} Por ejemplo, la vida útil debido a la pulverización de partículas de polvo de tamaño micrométrico en el anillo E de Saturno es de unos pocos cientos  de años. Durante este tiempo, las partículas de polvo pierden >90% de su masa y giran en espiral desde su fuente en Encélado (a 4  radios de Saturno,${\displaystyle R_{S}}$) a la órbita de Titán a 20 ${\displaystyle R_{S}}$. ^{[ 195 ]}

El entorno de pulverización catódica dentro de las nubes interestelares es relativamente inofensivo. Los granos de polvo interestelar cargados interactúan con el gas a través del campo magnético, y las temperaturas son moderadas, típicamente por debajo de 10 000  K. Las áreas principales donde ocurre la erosión por pulverización catódica en el medio interestelar son la interfaz de colisión entre nubes que se mueven aleatoriamente, alcanzando velocidades de unos pocos cientos de kilómetros por segundo, y en las ondas de choque de supernovas . ^{[ 196 ]} En promedio, se ha calculado que la vida útil de los granos carbonáceos en el medio interestelar es aproximadamente${\displaystyle {4\times 10^{8}}}$ años, mientras que los granos de silicato tienen una vida útil de aproximadamente ${\displaystyle {2\times 10^{8}}}$ años. ^{[ 197 ]}