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# Poeira cósmica
A poeira cósmica, também chamada de poeira extraterrestre ou poeira espacial, é uma poeira que existe no espaço sideral ou caiu na Terra. A maioria das partículas de poeira cósmica mede entre algumas moléculas e 0.1 mm (100 micrômetros). Partículas maiores são chamadas de meteoroides. A poeira cósmica pode ser ainda mais distinguida por sua localização astronômica: poeira intergaláctica, poeira interestelar, poeira interplanetária (como na nuvem zodiacal) e poeira circunplanetária (como em um anel planetário).
No Sistema Solar, a poeira interplanetária causa a luz zodiacal. A poeira do Sistema Solar inclui poeira de cometa, poeira asteroidal, poeira do cinturão de Kuiper e poeira interestelar que passa pelo Sistema Solar. Estima-se que milhares de toneladas de poeira cósmica alcancem a superfície da Terra a cada ano, com a maioria dos grãos tendo uma massa entre 10−16 kg (0.1 pg) a 10−4 kg (100 mg). A densidade da nuvem de poeira através da qual a Terra está viajando é de aproximadamente 10−6 grãos de poeira/m3.
A poeira cósmica contém alguns compostos orgânicos complexos (sólidos orgânicos amorfos com uma estrutura mista de aromático-alifática) que podem ser criados naturalmente e rapidamente pelas estrelas. Uma fração menor de poeira no espaço é a "poeira estelar", que consiste em minerais refratários maiores que se condensaram como matéria deixada por estrelas.
Partículas de poeira interestelar foram coletadas pela sonda espacial Stardust e as amostras foram devolvidas à Terra em 2006.

## Estudo e importância
A poeira cósmica já foi apenas um aborrecimento para os astrônomos, pois obscurece objetos que eles desejavam observar. Quando a astronomia infravermelha começou, as partículas de poeira foram consideradas componentes importantes e vitais dos processos astrofísicos. Sua análise pode revelar informações sobre fenômenos como a formação do Sistema Solar. Por exemplo, a poeira cósmica pode causar a perda de massa quando uma estrela está chegando ao fim de sua vida, desempenhar um papel nos estágios iniciais da formação estelar e formar planetas. No Sistema Solar, a poeira desempenha um papel importante na luz zodiacal, nos raios do Anel B de Saturno, nos anéis planetários difusos externos em Júpiter, Saturno, Urano e Netuno e nos cometas.
O estudo interdisciplinar da poeira reúne diferentes campos científicos: física (estado sólido, teoria eletromagnética, física de superfície, física estatística, física térmica), matemática fractal, química de superfície em grãos de poeira, meteorítica, bem como todos os ramos da astronomia e astrofísica. Essas áreas díspares de pesquisa podem ser vinculadas pelo seguinte tema: as partículas de poeira cósmica evoluem ciclicamente; quimicamente, fisicamente e dinamicamente. A evolução da poeira traça caminhos pelos quais o Universo recicla material, em processos análogos às etapas de reciclagem diárias com as quais muitas pessoas estão familiarizadas: produção, armazenamento, processamento, coleta, consumo e descarte.
As observações e medições da poeira cósmica em diferentes regiões fornecem uma visão importante sobre os processos de reciclagem do Universo; nas nuvens do meio interestelar difuso, nas nuvens moleculares, na poeira circunstelar de objetos estelares jovens e em sistemas planetários como o Sistema Solar, onde os astrônomos consideram a poeira em seu estado mais reciclado. Os astrônomos acumulam "instantâneos" observacionais de poeira em diferentes estágios de sua vida e, ao longo do tempo, formam um filme mais completo das complicadas etapas de reciclagem do Universo.
Parâmetros como o movimento inicial da partícula, propriedades do material, plasma interveniente e campo magnético determinaram a chegada da partícula de poeira ao detector de poeira. Mudar ligeiramente qualquer um desses parâmetros pode gerar um comportamento dinâmico de poeira significativamente diferente. Portanto, pode-se aprender sobre de onde esse objeto veio, e o que é (no) meio intermediário.

## Métodos de detecção
A poeira cósmica pode ser detectada por métodos indiretos que utilizam as propriedades radiativas das partículas de poeira cósmica.
A poeira cósmica também pode ser detectada diretamente ('in-situ') usando uma variedade de métodos de coleta e de uma variedade de locais de coleta. As estimativas do influxo diário de material extraterrestre que entram na atmosfera da Terra variam entre 5 e 300 toneladas.
A NASA coleta amostras de partículas de poeira estelar na atmosfera da Terra usando coletores de placas sob as asas de aviões que voam na estratosfera. Amostras de poeira também são coletadas de depósitos superficiais nas grandes massas de gelo da Terra (Antártica e Groenlândia/Ártico) e em sedimentos do fundo do mar.
Donald Brownlee, da Universidade de Washington em Seattle, identificou com segurança a natureza extraterrestre das partículas de poeira coletadas no final da década de 1970. Outra fonte são os meteoritos, que contêm poeira estelar extraída deles. Os grãos de poeira estelar são peças sólidas refratárias de estrelas presolares individuais. Eles são reconhecidos por suas composições isotópicas extremas, que só podem ser composições isotópicas dentro de estrelas evoluídas, antes de qualquer mistura com o meio interestelar. Esses grãos se condensaram da matéria estelar à medida que ela esfriava ao deixar a estrela.
No espaço interplanetário, detectores de poeira em espaçonaves planetárias foram construídas e lançadas, alguns estão atualmente voando e outros estão sendo construídos para voar. As grandes velocidades orbitais das partículas de poeira no espaço interplanetário (normalmente 10 a 40 km/s) tornam a captura de partículas intactas problemática. Em vez disso, os detectores de poeira in-situ são geralmente concebidos para medir parâmetros associados ao impacto de alta velocidade das partículas de poeira no instrumento e, em seguida, derivar as propriedades físicas das partículas (geralmente massa e velocidade) por meio de calibração de laboratório (ou seja, impactar partículas aceleradas com propriedades conhecidas em uma réplica de laboratório do detector de poeira). Ao longo dos anos, os detectores de poeira mediram, entre outros, o flash de luz de impacto, o sinal acústico e a ionização de impacto. Recentemente, o instrumento de poeira na sonda espacial Stardust capturou partículas intactas no aerogel de baixa densidade.
No passado, detectores de poeira nas missões espaciais HEOS-2, Helios, Pioneer 10, Pioneer 11, Giotto, Galileo e Cassini, nos satélites LDEF, EURECA e Gorid em órbita terrestre, e alguns cientistas utilizaram a Voyager 1 e 2 como sondas Langmuir gigantes para amostrar diretamente a poeira cósmica. Atualmente, detectores de poeira estão nas sondas espaciais Ulysses, PROBA, Rosetta, Stardust e New Horizons. A poeira coletada na Terra ou coletada no espaço e devolvida por missões espaciais de retorno de amostra é então analisada por cientistas de poeira em seus respectivos laboratórios em todo o mundo. Uma grande instalação de armazenamento de poeira cósmica fica no Centro Espacial Lyndon B. Johnson.
A luz infravermelha pode penetrar nas nuvens de poeira cósmica, permitindo-nos observar as regiões de formação de estrelas e os centros das galáxias. O Telescópio Espacial Spitzer da NASA é o maior telescópio infravermelho já lançado ao espaço. Foi transportado por um foguete Delta II de Cabo Canaveral, Flórida, em 25 de agosto de 2003. Durante sua missão, o Spitzer obteve imagens e espectros detectando a radiação térmica emitida por objetos no espaço entre comprimentos de onda de 3 e 180 micrômetros. A maior parte dessa radiação infravermelha é bloqueada pela atmosfera da Terra e não pode ser observada do solo. As descobertas do Spitzer revitalizaram os estudos da poeira cósmica. Um relatório mostrou algumas evidências de que a poeira cósmica é formada perto de um buraco negro supermassivo.
Outro mecanismo de detecção é a polarimetria. Os grãos de poeira não são esféricos e tendem a se alinhar a campos magnéticos interestelares, polarizando preferencialmente a luz das estrelas que passa pelas nuvens de poeira. No espaço interestelar próximo, onde o avermelhamento interestelar não é intenso o suficiente para ser detectado, a polarimetria óptica de alta precisão foi usada para recolher a estrutura de poeira dentro da Bolha Local.
Em 2019, os pesquisadores encontraram poeira interestelar na Antártica, que se relacionam com a Nuvem Interestelar Local. A detecção de poeira interestelar na Antártica foi feita pela medição dos radionuclídeos Fe-60 e Mn-53 por espectrometria de massa com acelerador de alta sensibilidade.

## Propriedades radioativas
Uma partícula de poeira interage com a radiação eletromagnética de uma forma que depende de sua seção transversal, do comprimento de onda da radiação eletromagnética e da natureza do grão: seu índice de refração, tamanho, etc. O processo de radiação para um grão individual é chamado de emissividade, dependendo do fator de eficiência do grão. Outras especificações relacionadas ao processo de emissividade incluem extinção, dispersão, absorção ou polarização. Nas curvas de emissão de radiação, várias assinaturas importantes identificam a composição das partículas de poeira emissoras ou absorventes.
Partículas de poeira podem espalhar a luz de maneira não uniforme. A luz dispersa para frente é a luz que é redirecionada ligeiramente para fora de seu caminho por difração, e a luz retroespalhada é a luz refletida.
A dispersão e extinção ("escurecimento") da radiação fornecem informações úteis sobre os tamanhos dos grãos de poeira. Por exemplo, se o(s) objeto(s) nos dados de alguém são muitas vezes mais brilhantes na luz visível dispersa para frente do que na luz visível dispersa para trás, então entende-se que uma fração significativa das partículas tem cerca de um micrômetro de diâmetro.
A dispersão da luz dos grãos de poeira em fotografias visíveis de longa exposição é bastante perceptível em nebulosas de reflexão e dá pistas sobre as propriedades de dispersão de luz da partícula individual. Em comprimentos de onda de raios-X, muitos cientistas estão investigando o espalhamento de raios-X pela poeira interestelar, e alguns sugeriram que as fontes astronômicas de raios-X possuiriam halos difusos, devido à poeira.

## Poeira estelar
Os grãos de poeira estelar (também chamados de grãos presolares pelos meteoríticas) estão contidos em meteoritos, dos quais são extraídos em laboratórios terrestres. A poeira estelar era um componente da poeira no meio interestelar antes de sua incorporação aos meteoritos. Os meteoritos armazenam esses grãos de poeira estelar desde que os meteoritos se reuniram pela primeira vez no disco de acreção planetário, há mais de 4 bilhões de anos. Os chamados condritos carbonáceos são reservatórios especialmente férteis de poeira estelar. Cada grão de poeira estelar existia antes de a Terra ser formada. Poeira estelar é um termo científico que se refere a grãos de poeira refratária que se condensaram do resfriamento de gases ejetados de estrelas presolares individuais e incorporados à nuvem a partir da qual o Sistema Solar se condensou.
Muitos tipos diferentes de poeira estelar foram identificados por medições em laboratório da composição isotópica altamente incomum dos elementos químicos que compõem cada grão de poeira estelar. Esses grãos minerais refratários podem ter sido anteriormente revestidos com compostos voláteis, mas eles se perdem na dissolução da matéria do meteorito em ácidos, deixando apenas minerais refratários insolúveis. Encontrar os núcleos dos grãos sem dissolver a maior parte do meteorito foi possível, mas difícil e trabalhoso (veja grãos presolares).
Muitos novos aspectos da nucleossíntese foram descobertos a partir das razões isotópicas dentro dos grãos de poeira estelar. Uma propriedade importante da poeira estelar é a natureza dura, refratária e de alta temperatura dos grãos. Proeminentes são carboneto de silício, grafite, óxido de alumínio, espinela de alumínio e outros sólidos que condensariam em alta temperatura de um gás de resfriamento, como em ventos estelares ou na descompressão do interior de uma supernova. Eles diferem muito dos sólidos formados em baixa temperatura no meio interestelar.
Também importantes são suas composições isotópicas extremas, que se espera que não existam em nenhum lugar do meio interestelar. Isso também sugere que a poeira estelar condensada dos gases de estrelas individuais antes dos isótopos poderia ser diluída pela mistura com o meio interestelar. Isso permite que as estrelas de origem sejam identificadas. Por exemplo, os elementos pesados dentro dos grãos de carboneto de silício (SiC) são isótopos de processo s quase puros, encaixando sua condensação dentro dos ventos das estrelas gigantes vermelhas AGB, visto que as estrelas AGB são a principal fonte de nucleossíntese do processo s e têm atmosferas observadas por astrônomos sejam altamente enriquecidos em elementos de processo dragados.
Outro exemplo dramático é dado pelos chamados condensados de supernova, geralmente abreviados pela sigla para SUNOCON (de SUperNOva CONdensate) para distingui-los de outra poeira estelar condensada em atmosferas estelares. SUNOCON contêm em seu cálcio uma abundância excessivamente grande de 44Ca, demonstrando que eles condensaram contendo 44Ti radioativo abundante, que tem uma meia-vida de 65 anos. Os núcleos de saída de 44Ti estavam, portanto, ainda "vivos" (radioativos) quando o SUNOCON se condensou cerca de 1 ano no interior da supernova em expansão, mas teria se tornado um radionuclídeo extinto (especificamente 44Ca) após o tempo necessário para se misturar com o gás interestelar. Sua descoberta comprovou a previsão de 1975 de que seria possível identificar SUNOCON dessa forma. Os SUNOCON de SiC (de supernovas) são apenas cerca de 1% tão numerosos quanto a poeira estelar de SiC de estrelas AGB.
A poeira estelar em si (SUNOCON e grãos AGB que vêm de estrelas específicas) é apenas uma fração modesta da poeira cósmica condensada, formando menos de 0.1% da massa dos sólidos interestelares totais. O grande interesse pela poeira estelar deriva de novas informações que ela trouxe para as ciências da evolução estelar e da nucleossíntese.
Laboratórios estudaram sólidos que existiam antes da formação da Terra. Isso já foi considerado impossível, especialmente na década de 1970, quando os cosmoquímicos estavam confiantes de que o Sistema Solar começou como um gás quente, virtualmente desprovido de quaisquer sólidos remanescentes, que teriam sido vaporizados por alta temperatura. A existência de poeira estelar provou que essa imagem histórica estava incorreta.

## Algumas propriedades
A poeira cósmica é feita de grãos de poeira e agregados em partículas de poeira. Essas partículas têm formato irregular, com porosidade variando de fofa a compacta. A composição, tamanho e outras propriedades dependem de onde a poeira é encontrada e, inversamente, uma análise composicional de uma partícula de poeira pode revelar muito sobre a origem da partícula de poeira. A poeira no meio interestelar difuso geral, grãos de poeira em nuvens densas, poeira de anéis planetários e poeira circunstelar são diferentes em suas características. Por exemplo, os grãos em nuvens densas adquiriram um manto de gelo e, em média, são maiores do que as partículas de poeira no meio interestelar difuso. Partículas de poeira interplanetária (IDP) são geralmente maiores ainda.
A maior parte do influxo de matéria extraterrestre que cai na Terra é dominada por meteoroides com diâmetros na faixa de 50 a 500 micrômetros, de densidade média 2 g/cm3 (com porosidade em torno de 40%). A taxa de influxo total de sítios meteoríticos da maioria dos deslocados internos capturados na estratosfera da Terra varia entre 1 a 3 g/cm3, com uma densidade média em torno de 2 g/cm3.
Outras propriedades específicas de poeira: na poeira circunstelar, os astrônomos encontraram assinaturas moleculares de CO, carboneto de silício, silicato amorfo, hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, gelo e poliformaldeído, entre outros (no meio interestelar difuso, há evidências de silicato e grãos de carbono). A poeira cometária é geralmente diferente (com sobreposição) da poeira asteroidal. A poeira asteroidal se assemelha a meteoritos condríticos carbonáceos. A poeira cometária se assemelha a grãos interestelares que podem incluir silicatos, hidrocarbonetos aromáticos policíclicos e gelo.
Em setembro de 2020, foram apresentadas evidências de água em estado sólido no meio interestelar e, particularmente, de gelo misturado com grãos de silicato em grãos de poeira cósmica.

## Formação de grãos de poeira
Os grandes grãos no espaço interestelar são provavelmente complexos, com núcleos refratários que se condensam dentro de fluxos estelares encimados por camadas adquiridas durante incursões em nuvens interestelares densas e frias. Esse processo cíclico de crescimento e destruição fora das nuvens foi modelado para demonstrar que os núcleos vivem muito mais do que a vida média da massa de poeira. Esses núcleos começam principalmente com partículas de silicato condensando-se nas atmosferas de gigantes vermelhas frios e ricas em oxigênio e grãos de carbono condensando-se nas atmosferas de estrelas de carbono frias. As gigantes vermelhas evoluíram ou se alteraram fora da sequência principal e entraram na fase gigante de sua evolução e são a principal fonte de núcleos de grãos de poeira refratária nas galáxias. Esses núcleos refratários também são chamados de poeira estelar (seção acima), que é um termo científico para a pequena fração de poeira cósmica que se condensou termicamente dentro dos gases estelares conforme eram ejetados das estrelas. Vários por cento dos núcleos de grãos refratários se condensaram dentro de interiores em expansão de supernovas, um tipo de câmara de descompressão cósmica. Meteoríticas que estudam poeira estelar refratária (extraída de meteoritos) costumam chamá-la de grãos presolares, mas dentro dos meteoritos há apenas uma pequena fração de toda a poeira presolar. A poeira estelar se condensa dentro das estrelas por meio de uma química de condensação consideravelmente diferente da maioria da poeira cósmica, que se acumula fria na poeira preexistente nas nuvens moleculares escuras da galáxia. Essas nuvens moleculares são muito frias, normalmente menos de 50 K, de modo que vários tipos de gelo podem se acumular nos grãos, em casos apenas para serem destruídos ou separados por radiação e sublimação em um componente de gás. Finalmente, conforme o Sistema Solar se formou, muitos grãos de poeira interestelar foram posteriormente modificados por coalescência e reações químicas no disco de acreção planetário. A história dos vários tipos de grãos no início do Sistema Solar é complicada e apenas parcialmente compreendida.
Os astrônomos sabem que a poeira é formada nos envelopes de estrelas de evolução tardia a partir de assinaturas observacionais específicas. Na luz infravermelha, a emissão a 9.7 micrômetros é uma assinatura da poeira de silicato em estrelas gigantes evoluídas e ricas em oxigênio. A emissão de 11.5 micrômetros indica a presença de pó de carboneto de silício em estrelas gigantes ricas em carbono evoluídas frias. Isso ajuda a fornecer evidências de que as pequenas partículas de silicato no espaço vieram dos envoltórios externos ejetados dessas estrelas.
As condições no espaço interestelar geralmente não são adequadas para a formação de núcleos de silicato. Isso levaria muito tempo para ser realizado, mesmo que fosse possível. Os argumentos são que: dado um diâmetro típico de grão observado a, o tempo para um grão atingir a, e dada a temperatura do gás interestelar, levaria consideravelmente mais tempo do que a idade do Universo para que os grãos interestelares se formassem. Por outro lado, grãos são vistos recentemente se formando na vizinhança de estrelas próximas, em estrelas nova e supernova ejetadas, e na estrela Variável R Coronae Borealis que parecem ejetar nuvens discretas contendo gás e poeira. Portanto, a perda de massa das estrelas é, sem dúvida, onde os núcleos refratários dos grãos se formaram.
A maior parte da poeira no Sistema Solar é poeira altamente processada, reciclada do material a partir do qual o Sistema Solar se formou e subsequentemente coletada nos planetesimais e sobras de material sólido, como cometas e asteroides, e reformada em cada uma das vidas colisionais desses corpos. Durante a história de formação do Sistema Solar, o elemento mais abundante foi (e ainda é) H2. Os elementos metálicos: magnésio, silício e ferro, que são os principais ingredientes dos planetas rochosos, condensam-se em sólidos nas temperaturas mais altas do disco planetário. Algumas moléculas, como CO, N2, NH3 e oxigênio livre, existiam em uma fase gasosa. Algumas moléculas, por exemplo, grafite (C) e SiC se condensariam em grãos sólidos no disco planetário; mas os grãos de carbono e SiC encontrados em meteoritos são presolares com base em suas composições isotópicas, ao invés da formação do disco planetário. Algumas moléculas também formaram compostos orgânicos complexos e algumas moléculas formaram mantos de gelo congelados, os quais poderiam revestir os núcleos de grãos "refratários" (Mg, Si, Fe). A poeira estelar, mais uma vez, fornece uma exceção à tendência geral, pois parece estar totalmente não processada desde sua condensação térmica dentro das estrelas como minerais cristalinos refratários. A condensação do grafite ocorre no interior das supernovas à medida que se expandem e resfriam, e o faz até mesmo em gases contendo mais oxigênio do que carbono, uma surpreendente química do carbono possibilitada pelo intenso ambiente radioativo das supernovas. Este exemplo especial de formação de poeira mereceu uma revisão específica.
A formação do disco planetário de moléculas precursoras foi determinada, em grande parte, pela temperatura da nebulosa solar. Como a temperatura da nebulosa solar diminuiu com a distância heliocêntrica, os cientistas podem inferir a origem de um grão de poeira com o conhecimento dos materiais do grão. Alguns materiais só podem ter sido formados em altas temperaturas, enquanto outros materiais de grãos só podem ter sido formados em temperaturas muito mais baixas. Os materiais em uma única partícula de poeira interplanetária frequentemente mostram que os elementos de grão se formaram em diferentes locais e em diferentes momentos na nebulosa solar. A maior parte da matéria presente na nebulosa solar original desapareceu desde então; atraído para o Sol, expulso para o espaço interestelar ou reprocessado, por exemplo, como parte dos planetas, asteroides ou cometas.
Devido à sua natureza altamente processada, os IDP (partículas de poeira interplanetária) são misturas de grãos finos de milhares a milhões de grãos minerais e componentes amorfos. Podemos imaginar um IDP como uma "matriz" de material com elementos embutidos que foram formados em diferentes momentos e locais na nebulosa solar e antes da formação da nebulosa solar. Exemplos de elementos embutidos na poeira cósmica são GEMS, côndrulo e CAI.

## Da nebulosa solar à Terra
Com base em estudos de modelos de computador de 2012, as moléculas orgânicas complexas necessárias para a vida (moléculas orgânicas extraterrestres) podem ter se formado no disco protoplanetário de grãos de poeira ao redor do Sol antes da formação da Terra. De acordo com os estudos de computador, esse mesmo processo também pode ocorrer em torno de outras estrelas que adquirem planetas.
Em setembro de 2012, os cientistas da NASA relataram que os hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH), submetidos às condições do meio interestelar (ISM), são transformados, por meio da hidrogenação, oxigenação e hidroxialquilação, em compostos orgânicos mais complexos, "um passo ao longo do caminho em direção aos aminoácidos e nucleotídeos, as matérias-primas das proteínas e do DNA, respectivamente". Além disso, como resultado dessas transformações, os PAH perdem sua assinatura espectroscópica, o que poderia ser uma das razões "para a falta de detecção de PAH em grãos de gelo interestelar, particularmente nas regiões externas de nuvens densas e frias ou nas camadas moleculares superiores de discos protoplanetários".
Em fevereiro de 2014, a NASA anunciou um banco de dados bastante atualizado para detectar e monitorar PAH no Universo. Segundo cientistas da NASA, mais de 20% do carbono do Universo pode estar associado aos PAH, possíveis materiais de partida para a formação da vida. Os PAH parecem ter sido formados logo após o Big Bang, são abundantes no Universo, e estão associados a novas estrelas e exoplanetas.
Em março de 2015, os cientistas da NASA relataram que, pela primeira vez, compostos orgânicos complexos de DNA e RNA da vida, incluindo uracilo, citosina e timina, foram formados em laboratório sob condições do espaço sideral, usando produtos químicos iniciais, como a pirimidina, encontrados em meteoritos. A pirimidina, assim como os PAH, o produto químico mais rico em carbono encontrado no Universo, pode ter se formado nas gigantes vermelhas ou em poeira interestelar e nuvens de gás, segundo os cientistas.

## Algumas nuvens "empoeiradas" no Universo
O Sistema Solar tem sua própria nuvem de poeira interplanetária, assim como os sistemas extrasolares. Existem diferentes tipos de nebulosas com diferentes causas físicas e processos: nebulosa difusa, nebulosa de reflexão infravermelha (IR), remanescente de supernova, nuvem molecular, regiões H II, regiões de fotodissociação e nebulosa escura.
A distinção entre esses tipos de nebulosa é que diferentes processos de radiação estão em ação. Por exemplo, as regiões H II, como a Nebulosa de Órion, onde ocorre uma grande formação de estrelas, são caracterizadas como nebulosas de emissão térmica. Remanescentes de supernovas, por outro lado, como a Nebulosa do Caranguejo, são caracterizados como emissão não-térmica (radiação síncrotron).
Algumas das regiões empoeiradas mais conhecidas no Universo são as nebulosas difusas no Catálogo Messier, por exemplo: M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43.
Alguns dos maiores catálogos de poeira cósmica são Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), e CDS Online Catalogs.

## Retorno de amostra de poeira cósmica
A missão Stardust do programa Discovery foi lançada em 7 de fevereiro de 1999 para coletar amostras da coma do cometa 81P/Wild, bem como amostras de poeira cósmica. Ele devolveu amostras à Terra em 15 de janeiro de 2006. Na primavera de 2014, foi anunciada a recuperação de partículas de poeira interestelar das amostras.

title: Poeira cósmica

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A '''poeira cósmica''', também chamada de '''poeira extraterrestre''' ou '''poeira espacial''', é uma [[poeira]] que existe no [[espaço sideral]] ou caiu na [[Terra]].<ref name="NYT-20170310">{{citar jornal|último =Broad |primeiro =William J.|título=Flecks of Extraterrestrial Dust, All Over the Roof|url=https://www.nytimes.com/2017/03/10/science/space-dust-on-earth.html|data=10 de março de 2017 |obra=[[The New York Times]]|acessodata=10 de março de 2017 }}</ref><ref name="GEO-20161201">{{citar periódico|último1 =Gengel |primeiro1 =M.J. |último2 =Larsen |primeiro2 =J. |último3 =Van Ginneken |primeiro3 =M. |último4 =Suttle |primeiro4 =M.D.|título=An urban collection of modern-day large micrometeorites: Evidence for variations in the extraterrestrial dust flux through the Quaternary|periódico=Geology |volume=45 |número=2 |páginas=119 |data=1 de dezembro de 2016 |doi=10.1130/G38352.1|bibcode = 2017Geo....45..119G |doi-access=free }}</ref> A maioria das partículas de poeira cósmica mede entre algumas [[molécula]]s e 0.1 mm (100 [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetros]]). Partículas maiores são chamadas de [[meteoroide]]s. A poeira cósmica pode ser ainda mais distinguida por sua localização astronômica: [[poeira intergaláctica]], poeira interestelar, poeira interplanetária (como na [[Nuvem de poeira interplanetária|nuvem zodiacal]]) e [[poeira circunplanetária]] (como em um [[anel planetário]]).

No [[Sistema Solar]], a poeira interplanetária causa a [[luz zodiacal]]. A poeira do Sistema Solar inclui [[poeira de cometa]], [[poeira asteroidal]], poeira do [[cinturão de Kuiper]] e poeira interestelar que passa pelo Sistema Solar. Estima-se que milhares de toneladas de poeira cósmica alcancem a superfície da Terra a cada ano,<ref name='Zook 2001'>[https://link.springer.com/chapter/10.1007%2F978-1-4419-8694-8_5 Spacecraft Measurements of the Cosmic Dust Flux]", Herbert A. Zook. {{DOI|10.1007/978-1-4419-8694-8_5}}</ref> com a maioria dos grãos tendo uma massa entre 10−16 kg (0.1 pg) a 10−4 kg (100 mg).<ref name='Zook 2001'/> A densidade da nuvem de poeira através da qual a Terra está viajando é de aproximadamente 10−6 grãos de poeira/m3.<ref name="MatloffJohnson2005">[https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20050215611.pdf "Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel"] Gregory L. Matloff, Less Johnson, February, 2005</ref>

A poeira cósmica contém alguns [[compostos orgânicos]] complexos (sólidos orgânicos amorfos com uma estrutura mista de [[Aromaticidade|aromático]]-[[Composto alifático|alifática]]) que podem ser criados naturalmente e rapidamente pelas [[estrela]]s.<ref name="Space-20111026">{{citar web|último =Chow |primeiro =Denise|título=Discovery: Cosmic Dust Contains Organic Matter from Stars|url=http://www.space.com/13401-cosmic-star-dust-complex-organic-compounds.html|data=26 de outubro de 2011 |publicado=[[Space.com]]|acessodata=2011-10-26 }}</ref><ref name="ScienceDaily-20111026">{{citar web|autor =[[ScienceDaily]] Staff |título=Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe |url=https://www.sciencedaily.com/releases/2011/10/111026143721.htm|data=26 de outubro de 2011 |publicado=[[ScienceDaily]] |acessodata=2011-10-27 }}</ref><ref name="Nature-20111026">{{citar periódico|último1 =Kwok |primeiro1 =Sun |último2 =Zhang |primeiro2 =Yong |título=Mixed aromatic–aliphatic organic nanoparticles as carriers of unidentified infrared emission features|data=26 de outubro de 2011 |periódico=[[Nature (journal)|Nature]]|doi=10.1038/nature10542 |bibcode=2011Natur.479...80K |volume=479 |número=7371 |páginas=80–3 |pmid=22031328|s2cid=4419859}}</ref> Uma fração menor de poeira no espaço é a "poeira estelar", que consiste em minerais refratários maiores que se condensaram como matéria deixada por estrelas.

Partículas de poeira interestelar foram coletadas pela [[sonda espacial]] [[Stardust (sonda espacial)|''Stardust'']] e as amostras foram devolvidas à Terra em 2006.<ref name="NASA-20140814">{{citar web|último1 =Agle |primeiro1 =DC |último2 =Brown |primeiro2 =Dwayne |último3 =Jeffs |primeiro3 =William |título=Stardust Discovers Potential Interstellar Space Particles |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-278 |data=14 de agosto de 2014 |obra=[[NASA]] |acessodata=14 de agosto de 2014 }}</ref><ref name="AP-20140814">{{citar jornal|último =Dunn |primeiro =Marcia |título=Specks returned from space may be alien visitors |url=http://apnews.excite.com/article/20140814/us-sci--alien_stardust-9d21e5267a.html |data=14 de agosto de 2014 |obra=[[AP News]] |acessodata=14 de agosto de 2014 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140819102935/http://apnews.excite.com/article/20140814/us-sci--alien_stardust-9d21e5267a.html |arquivodata=19 de agosto de 2014 |urlmorta= sim}}</ref><ref name="SCI-20140814">{{citar periódico|último =Hand |primeiro =Eric |título=Seven grains of interstellar dust reveal their secrets |url=http://news.sciencemag.org/space/2014/08/seven-grains-interstellar-dust-reveal-their-secrets |data=14 de agosto de 2014 |periódico=Science News |acessodata=14 de agosto de 2014 }}</ref><ref name="SCI-20140815">{{citar periódico|autor =Westphal, Andrew J.|título=Evidence for interstellar origin of seven dust particles collected by the Stardust spacecraft |data=15 de agosto de 2014 |periódico=[[Science (journal)|Science]] |volume=345 |número=6198 |páginas=786–791 |doi=10.1126/science.1252496 |display-authors=etal|bibcode = 2014Sci...345..786W |pmid=25124433|hdl=2381/32470 |s2cid=206556225 |hdl-access=free }}</ref>

== Estudo e importância ==
[[Imagem:Artist’s impression of dust formation around a supernova explosion.jpg|thumb|Impressão artística da formação de poeira ao redor da explosão de uma [[supernova]]<ref>{{citar jornal|título=VLT Clears Up Dusty Mystery |url=http://www.eso.org/public/news/eso1421/|acessodata=8 de agosto de 2014|obra=ESO Press Release}}</ref>]]
A poeira cósmica já foi apenas um aborrecimento para os [[astrônomo]]s, pois obscurece objetos que eles desejavam observar. Quando a [[astronomia infravermelha]] começou, as partículas de poeira foram consideradas componentes importantes e vitais dos processos astrofísicos. Sua análise pode revelar informações sobre fenômenos como a formação do [[Sistema Solar]].<ref>{{citar jornal|primeiro = Natalie |último = Starkey |título= Your House is Full of Space Dust – It Reveals the Solar System's Story |data=22 de novembro de 2013 | url = http://www.space.com/23712-your-house-is-full-of-space-dust-it-reveals-the-solar-system-s-story.html |obra= Space.com |acessodata= 2014-02-16}}</ref> Por exemplo, a poeira cósmica pode causar a perda de massa quando uma [[estrela]] está chegando ao fim de sua vida, desempenhar um papel nos estágios iniciais da [[formação estelar]] e formar [[planeta]]s. No Sistema Solar, a poeira desempenha um papel importante na [[luz zodiacal]], nos [[Raio (roda)|raios]] do [[Anel B]] de [[Saturno (planeta)|Saturno]], nos [[anéis planetários]] difusos externos em [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], Saturno, [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Netuno (planeta)|Netuno]] e nos [[cometa]]s.

[[Imagem:Three Bands of Light.jpg|thumb|esquerda|upright|[[Luz zodiacal]] causada pela poeira cósmica<ref>{{citar web|título=Three Bands of Light|url=http://www.eso.org/public/images/potw1614a/|acessodata=4 de abril de 2016}}</ref>]]

O estudo [[interdisciplinar]] da poeira reúne diferentes campos científicos: [[física]] ([[Física do estado sólido|estado sólido]], [[Eletromagnetismo|teoria eletromagnética]], física de superfície, [[física estatística]], [[física térmica]]), [[matemática fractal]], [[química de superfície]] em grãos de poeira, [[meteorítica]], bem como todos os ramos da [[astronomia]] e [[astrofísica]].<ref name="Grün">{{citar livro|autor =Eberhard Grün|título=Interplanetary dust|data= 2001|publicado=Springer |local=Berlin|isbn=978-3-540-42067-5|url=https://books.google.com/books?id=iWRKx_QulUcC&pg=PA333}}</ref> Essas áreas díspares de pesquisa podem ser vinculadas pelo seguinte tema: as partículas de poeira cósmica evoluem ciclicamente; quimicamente, fisicamente e dinamicamente. A evolução da poeira traça caminhos pelos quais o [[Universo]] recicla material, em processos análogos às etapas de reciclagem diárias com as quais muitas pessoas estão familiarizadas: produção, armazenamento, processamento, coleta, consumo e descarte.

As observações e medições da poeira cósmica em diferentes regiões fornecem uma visão importante sobre os processos de reciclagem do Universo; nas nuvens do [[meio interestelar]] difuso, nas [[nuvens moleculares]], na [[poeira circunstelar]] de [[objetos estelares jovens]] e em [[sistemas planetários]] como o Sistema Solar, onde os astrônomos consideram a poeira em seu estado mais reciclado. Os astrônomos acumulam "instantâneos" observacionais de poeira em diferentes estágios de sua vida e, ao longo do tempo, formam um filme mais completo das complicadas etapas de reciclagem do Universo.

Parâmetros como o movimento inicial da partícula, propriedades do material, [[plasma]] interveniente e [[campo magnético]] determinaram a chegada da partícula de poeira ao detector de poeira. Mudar ligeiramente qualquer um desses parâmetros pode gerar um comportamento dinâmico de poeira significativamente diferente. Portanto, pode-se aprender sobre de onde esse objeto veio, e o que é (no) meio intermediário.

== Métodos de detecção ==
[[Imagem:Andromeda galaxy Ssc2005-20a1.jpg|thumb|upright=1.1|Poeira cósmica da [[Galáxia de Andrômeda]], conforme revelada na [[luz infravermelha]] pelo [[Telescópio Espacial Spitzer]]]]
A poeira cósmica pode ser detectada por métodos indiretos que utilizam as propriedades [[Radiação eletromagnética|radiativas]] das partículas de poeira cósmica.

A poeira cósmica também pode ser detectada diretamente ('in-situ') usando uma variedade de métodos de coleta e de uma variedade de locais de coleta. As estimativas do influxo diário de material extraterrestre que entram na [[atmosfera da Terra]] variam entre 5 e 300 toneladas.<ref>{{Citation|último = Atkins|primeiro = Nancy|título= Getting a Handle on How Much Cosmic Dust Hits Earth|publicado= Universe Today|data=março de 2012| url = http://www.universetoday.com/94392/getting-a-handle-on-how-much-cosmic-dust-hits-earth/#ixzz2j9WbyxMT}}</ref><ref>{{Citation|último = Royal Astronomical Society|primeiro = press release|título= CODITA: measuring the cosmic dust swept up by the Earth|publicado= Royal Astronomical Society|data=março de 2012|edição= UK-Germany National Astronomy Meeting NAM2012|url = http://www.jodrellbank.manchester.ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html|urlmorta= sim|arquivourl= https://web.archive.org/web/20130920064421/http://www.jodrellbank.manchester.ac.uk/meetings/nam2012/pressreleases/nam24.html |arquivodata= 2013-09-20}}</ref>

A [[NASA]] coleta amostras de partículas de [[#Poeira estelar|poeira estelar]] na atmosfera da Terra usando coletores de placas sob as asas de [[aviões]] que voam na [[estratosfera]]. Amostras de poeira também são coletadas de depósitos superficiais nas grandes massas de gelo da [[Terra]] ([[Antártica]] e [[Groenlândia]]/[[Ártico]]) e em sedimentos do fundo do mar.

[[Donald Brownlee]], da [[Universidade de Washington]] em [[Seattle]], identificou com segurança a natureza extraterrestre das partículas de poeira coletadas no final da década de 1970. Outra fonte são os [[meteorito]]s, que contêm poeira estelar extraída deles. Os grãos de poeira estelar são peças sólidas refratárias de estrelas presolares individuais. Eles são reconhecidos por suas composições isotópicas extremas, que só podem ser composições isotópicas dentro de estrelas evoluídas, antes de qualquer mistura com o meio interestelar. Esses grãos se condensaram da matéria estelar à medida que ela esfriava ao deixar a estrela.

[[Imagem:Horsehead-Hubble.jpg|thumb|esquerda|Poeira cósmica da [[Nebulosa Cabeça de Cavalo]] revelada pelo [[Telescópio Espacial Hubble]]]]

No espaço interplanetário, detectores de poeira em espaçonaves planetárias foram construídas e lançadas, alguns estão atualmente voando e outros estão sendo construídos para voar. As grandes velocidades orbitais das partículas de poeira no espaço interplanetário (normalmente 10 a 40 km/s) tornam a captura de partículas intactas problemática. Em vez disso, os detectores de poeira in-situ são geralmente concebidos para medir parâmetros associados ao impacto de alta velocidade das partículas de poeira no instrumento e, em seguida, derivar as propriedades físicas das partículas (geralmente massa e velocidade) por meio de calibração de laboratório (ou seja, impactar partículas aceleradas com propriedades conhecidas em uma réplica de laboratório do detector de poeira). Ao longo dos anos, os detectores de poeira mediram, entre outros, o flash de luz de impacto, o sinal acústico e a ionização de impacto. Recentemente, o instrumento de poeira na [[sonda espacial]] [[Stardust (sonda espacial)|''Stardust'']] capturou partículas intactas no [[aerogel]] de baixa densidade.

No passado, detectores de poeira nas missões espaciais [[HEOS-2]], [[Programa Helios|''Helios'']], ''[[Pioneer 10]]'', ''[[Pioneer 11]]'', [[Giotto (sonda espacial)|''Giotto'']], [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] e [[Cassini-Huygens|''Cassini'']], nos satélites [[Long Duration Exposure Facility|LDEF]], [[European Retrievable Carrier|EURECA]] e Gorid em órbita terrestre, e alguns cientistas utilizaram a ''[[Voyager 1]]'' e [[Voyager 2|''2'']] como [[Sonda Langmuir|sondas Langmuir]] gigantes para amostrar diretamente a poeira cósmica. Atualmente, detectores de poeira estão nas sondas espaciais [[Ulysses (sonda espacial)|''Ulysses'']], ''[[PROBA]]'', ''[[Rosetta]]'', ''Stardust'' e ''[[New Horizons]]''. A poeira coletada na Terra ou coletada no espaço e devolvida por missões espaciais de retorno de amostra é então analisada por cientistas de poeira em seus respectivos laboratórios em todo o mundo. Uma grande instalação de armazenamento de poeira cósmica fica no [[Centro Espacial Lyndon B. Johnson]].

A [[luz infravermelha]] pode penetrar nas nuvens de poeira cósmica, permitindo-nos observar as regiões de formação de [[estrela]]s e os centros das [[galáxia]]s. O [[Telescópio Espacial Spitzer]] da [[NASA]] é o maior telescópio infravermelho já lançado ao espaço. Foi transportado por um foguete [[Delta II]] de [[Estação da Força Espacial de Cabo Canaveral|Cabo Canaveral]], [[Flórida]], em 25 de agosto de 2003. Durante sua missão, o Spitzer obteve imagens e espectros detectando a [[radiação térmica]] emitida por objetos no espaço entre comprimentos de onda de 3 e 180 [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetros]]. A maior parte dessa radiação infravermelha é bloqueada pela atmosfera da Terra e não pode ser observada do solo. As descobertas do Spitzer revitalizaram os estudos da poeira cósmica. Um relatório mostrou algumas evidências de que a poeira cósmica é formada perto de um [[buraco negro supermassivo]].<ref>{{citar periódico|primeiro =F.|último =Markwick-Kemper |autor2 =Gallagher, S. C. |autor3 =Hines, D. C. |autor4 = Bouwman, J. |data=2007|título=Dust in the Wind: Crystalline Silicates, Corundum, and Periclase in PG 2112+059|bibcode=2007ApJ...668L.107M|periódico=Astrophysical Journal|volume=668 |número=2|páginas=L107–L110|doi=10.1086/523104|arxiv = 0710.2225 |s2cid=10881419}}</ref>

Outro mecanismo de detecção é a [[polarimetria]]. Os grãos de poeira não são esféricos e tendem a se alinhar a [[campos magnéticos]] interestelares, polarizando preferencialmente a luz das estrelas que passa pelas nuvens de poeira. No espaço interestelar próximo, onde o avermelhamento interestelar não é intenso o suficiente para ser detectado, a polarimetria óptica de alta precisão foi usada para recolher a estrutura de poeira dentro da [[Bolha Local]].<ref>{{citar periódico|título=The linear polarization of Southern bright stars measured at the parts-per-million level|último =Cotton |primeiro =D. V. |  display-authors=etal|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=455 |número=2 |páginas=1607–1628 |data=janeiro de 2016| bibcode=2016MNRAS.455.1607C |arxiv = 1509.07221|doi = 10.1093/mnras/stv2185 | s2cid=11191040 }} [https://arxiv.org/abs/1509.07221 arXiv]</ref>

Em 2019, os pesquisadores encontraram poeira interestelar na [[Antártica]], que se relacionam com a [[Nuvem Interestelar Local]]. A detecção de poeira interestelar na Antártica foi feita pela medição dos radionuclídeos Fe-60 e Mn-53 por [[espectrometria de massa com acelerador]] de alta sensibilidade.<ref name="Interstellar Iron">{{citar periódico|título=Interstellar 60Fe in Antarctica |volume = 123|número= 7|páginas= 072701|primeiro1 =D. |último1 =Koll |primeiro2 =al. |último2 =et. |periódico=Physical Review Letters |ano=2019 |doi=10.1103/PhysRevLett.123.072701|pmid = 31491090|bibcode = 2019PhRvL.123g2701K}}</ref>

== Propriedades radioativas ==
[[Imagem:A glowing jet from a young star.tif|thumb|[[HH 151]] é um jato brilhante de material brilhante seguido por uma pluma intrincada de gás e poeira em tons de laranja<ref>{{citar jornal|título=A glowing jet from a young star|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1307a/|acessodata=19 de fevereiro de 2013|jornal=ESA/Hubble Picture of the Week}}</ref>]]
Uma partícula de poeira interage com a [[radiação eletromagnética]] de uma forma que depende de sua [[Seção transversal (geometria)|seção transversal]], do [[comprimento de onda]] da radiação eletromagnética e da natureza do grão: seu [[índice de refração]], tamanho, etc. O processo de radiação para um grão individual é chamado de ''[[emissividade]]'', dependendo do ''fator de eficiência'' do grão. Outras especificações relacionadas ao processo de emissividade incluem [[Extinção (astronomia)|extinção]], [[Dispersão (física)|dispersão]], [[Absorção (física)|absorção]] ou [[Polarização eletromagnética|polarização]]. Nas curvas de emissão de radiação, várias assinaturas importantes identificam a composição das partículas de poeira emissoras ou absorventes.

Partículas de poeira podem espalhar a luz de maneira não uniforme. A luz [[Dispersão para frente|dispersa para frente]] é a luz que é redirecionada ligeiramente para fora de seu caminho por [[difração]], e a luz [[Retrodifusão|retroespalhada]] é a luz refletida.

A dispersão e extinção ("escurecimento") da radiação fornecem informações úteis sobre os tamanhos dos grãos de poeira. Por exemplo, se o(s) objeto(s) nos dados de alguém são muitas vezes mais brilhantes na luz visível dispersa para frente do que na luz visível dispersa para trás, então entende-se que uma fração significativa das partículas tem cerca de um [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetro]] de diâmetro.

A dispersão da luz dos grãos de poeira em fotografias visíveis de longa exposição é bastante perceptível em [[nebulosas de reflexão]] e dá pistas sobre as propriedades de dispersão de luz da partícula individual. Em comprimentos de onda de raios-X, muitos cientistas estão investigando o espalhamento de raios-X pela poeira interestelar, e alguns sugeriram que as [[Fonte de raios X|fontes astronômicas de raios-X]] possuiriam halos difusos, devido à poeira.<ref name=Smith>{{citar periódico|autor =Smith RK|autor2 =Edgar RJ|autor3 =Shafer RA|título=The X-ray halo of GX 13+1|periódico=Astrophys. J.|data=dezembro de 2002|volume=581|número=1 |páginas=562–69|doi=10.1086/344151|bibcode=2002ApJ...581..562S|arxiv = astro-ph/0204267 |s2cid=17068075}}</ref>

== Poeira estelar ==
{{artigo principal|Grãos presolares}}
Os grãos de poeira estelar (também chamados de [[grãos presolares]] pelos [[meteorítica]]s)<ref>{{citar periódico|último1 = Zinner |primeiro1 = E. |data= 1998 |título= Stellar nucleosynthesis and the isotopic composition of premolar grains from primitive meteorites |periódico= Annu. Rev. Earth Planet. Sci. | volume = 26 |páginas= 147–188 | doi=10.1146/annurev.earth.26.1.147|bibcode = 1998AREPS..26..147Z }}</ref> estão contidos em [[meteorito]]s, dos quais são extraídos em laboratórios terrestres. A poeira estelar era um componente da poeira no [[meio interestelar]] antes de sua incorporação aos meteoritos. Os meteoritos armazenam esses grãos de poeira estelar desde que os meteoritos se reuniram pela primeira vez no [[Formação e evolução do Sistema Solar#Formação|disco de acreção planetário]], há mais de 4 bilhões de anos. Os chamados [[condritos carbonáceos]] são reservatórios especialmente férteis de poeira estelar. Cada grão de poeira estelar existia antes de a [[Terra]] ser formada. ''Poeira estelar'' é um termo científico que se refere a grãos de poeira refratária que se condensaram do resfriamento de gases ejetados de estrelas presolares individuais e incorporados à nuvem a partir da qual o [[Sistema Solar]] se condensou.<ref name=clayton1978>{{citar periódico|doi=10.1007/BF00896983 |primeiro =Donald D. |último =Clayton |título=Precondensed matter: Key to the early solar system |periódico=The Moon and the Planets |ano=1978 |volume=19 |número=2 |páginas=109–137 |s2cid=121956963 |url=https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1340&context=physastro_pubs |autorlink =Donald D. Clayton}}</ref>

Muitos tipos diferentes de poeira estelar foram identificados por medições em laboratório da composição isotópica altamente incomum dos elementos químicos que compõem cada grão de poeira estelar. Esses grãos minerais refratários podem ter sido anteriormente revestidos com compostos voláteis, mas eles se perdem na dissolução da matéria do meteorito em ácidos, deixando apenas minerais refratários insolúveis. Encontrar os núcleos dos grãos sem dissolver a maior parte do meteorito foi possível, mas difícil e trabalhoso (veja [[grãos presolares]]).

Muitos novos aspectos da [[nucleossíntese]] foram descobertos a partir das razões isotópicas dentro dos grãos de poeira estelar.<ref>{{citar periódico |título=Astrophysics with Presolar Stardust |data=2004 |periódico=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |número=1 |autor=D. D. Clayton |páginas=39–78 |bibcode=2004ARA&A..42...39C |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 |volume=42 |autor2=L. R. Nittler |s2cid=96456868 |name-list-style=}}</ref> Uma propriedade importante da poeira estelar é a natureza dura, refratária e de alta temperatura dos grãos. Proeminentes são [[carboneto de silício]], [[grafite]], [[óxido de alumínio]], [[espinela]] de [[alumínio]] e outros sólidos que condensariam em alta temperatura de um gás de resfriamento, como em [[ventos estelares]] ou na descompressão do interior de uma [[supernova]]. Eles diferem muito dos sólidos formados em baixa temperatura no meio interestelar.

Também importantes são suas composições isotópicas extremas, que se espera que não existam em nenhum lugar do meio interestelar. Isso também sugere que a poeira estelar condensada dos gases de [[estrela]]s individuais antes dos [[isótopo]]s poderia ser diluída pela mistura com o meio interestelar. Isso permite que as estrelas de origem sejam identificadas. Por exemplo, os elementos pesados dentro dos grãos de carboneto de silício (SiC) são isótopos de [[processo s]] quase puros, encaixando sua condensação dentro dos ventos das estrelas [[gigantes vermelhas]] [[Ramo assintótico das gigantes|AGB]], visto que as estrelas AGB são a principal fonte de nucleossíntese do processo s e têm atmosferas observadas por astrônomos sejam altamente enriquecidos em elementos de processo dragados.

Outro exemplo dramático é dado pelos chamados condensados de supernova, geralmente abreviados pela sigla para SUNOCON (de SUperNOva CONdensate)<ref name=clayton1978/> para distingui-los de outra poeira estelar condensada em atmosferas estelares. SUNOCON contêm em seu cálcio uma abundância excessivamente grande<ref>{{citar periódico|título= Extinct 44Ti in Presolar Graphite and SiC: Proof of a Supernova Origin |último1 = Nittler |primeiro1 = L.R. |último2 = Amari |primeiro2 = S. |último3 = Zinner |primeiro3 = E. |último4 = Woosley |primeiro4 = S.E. |data= 1996 |periódico= Astrophys. J. | volume = 462 |páginas= L31–34 | doi = 10.1086/310021 | bibcode = 1996ApJ...462L..31N | doi-access = free }}</ref> de 44Ca, demonstrando que eles condensaram contendo 44Ti radioativo abundante, que tem uma [[meia-vida]] de 65 anos. Os núcleos de saída de 44Ti estavam, portanto, ainda "vivos" (radioativos) quando o SUNOCON se condensou cerca de 1 ano no interior da supernova em expansão, mas teria se tornado um [[radionuclídeo extinto]] (especificamente 44Ca) após o tempo necessário para se misturar com o gás interestelar. Sua descoberta comprovou a previsão<ref>{{citar periódico|último1 = Clayton |primeiro1 = Donald D. |data= 1975 |título= 22Na, Ne-E, Extinct radioactive anomalies and unsupported 40Ar |periódico= Nature | volume = 257 |número= 5521|páginas= 36–37 | doi=10.1038/257036b0|bibcode = 1975Natur.257...36C | s2cid = 38856879 }}</ref> de 1975 de que seria possível identificar SUNOCON dessa forma. Os SUNOCON de SiC (de supernovas) são apenas cerca de 1% tão numerosos quanto a poeira estelar de SiC de estrelas AGB.

A poeira estelar em si (SUNOCON e grãos AGB que vêm de estrelas específicas) é apenas uma fração modesta da poeira cósmica condensada, formando menos de 0.1% da massa dos sólidos interestelares totais. O grande interesse pela poeira estelar deriva de novas informações que ela trouxe para as ciências da [[evolução estelar]] e da [[nucleossíntese]].

Laboratórios estudaram sólidos que existiam antes da formação da Terra.<ref>{{citar periódico|último1 = Clayton |primeiro1 = Donald D. |data= 2000 |título= Planetary solids older than the Earth |periódico= Science | volume = 288 |número= 5466|página= 619 |doi=10.1126/science.288.5466.617f | s2cid = 120584726 }}</ref> Isso já foi considerado impossível, especialmente na década de 1970, quando os cosmoquímicos estavam confiantes de que o [[Sistema Solar]] começou como um gás quente,<ref>{{citar periódico|título= Condensation in the primitive solar nebula |último1 = Grossman |primeiro1 = L. |data= 1972 |periódico= Geochim. Cosmochim. Acta | volume = 36 |número= 5|páginas= 597–619 | doi = 10.1016/0016-7037(72)90078-6 | bibcode = 1972GeCoA..36..597G }}</ref> virtualmente desprovido de quaisquer sólidos remanescentes, que teriam sido vaporizados por alta temperatura. A existência de poeira estelar provou que essa imagem histórica estava incorreta.

== Algumas propriedades ==
A poeira cósmica é feita de grãos de poeira e agregados em partículas de poeira. Essas partículas têm formato irregular, com porosidade variando de ''fofa'' a ''compacta''. A composição, tamanho e outras propriedades dependem de onde a poeira é encontrada e, inversamente, uma análise composicional de uma partícula de poeira pode revelar muito sobre a origem da partícula de poeira. A poeira no [[meio interestelar]] difuso geral, grãos de poeira em [[Nuvem interestelar|nuvens densas]], poeira de [[anéis planetários]] e [[poeira circunstelar]] são diferentes em suas características. Por exemplo, os grãos em nuvens densas adquiriram um manto de [[gelo]] e, em média, são maiores do que as partículas de poeira no meio interestelar difuso. ''Partículas de poeira interplanetária'' (IDP) são geralmente maiores ainda.

A maior parte do influxo de matéria extraterrestre que cai na [[Terra]] é dominada por [[meteoroide]]s com diâmetros na faixa de 50 a 500 [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetros]], de densidade média 2 g/cm3 (com porosidade em torno de 40%). A taxa de influxo total de sítios meteoríticos da maioria dos deslocados internos capturados na [[estratosfera]] da Terra varia entre 1 a 3 g/cm3, com uma densidade média em torno de 2 g/cm3.<ref>{{citar periódico |título=Densities of stratospheric micrometeorites |data=1992 |periódico=Icarus |número=1 |autor=Love S. G. |páginas=227–236 |bibcode=1994Icar..111..227L |doi=10.1006/icar.1994.1142 |volume=111 |autor2=Joswiak D. J. |autor3=Brownlee D. E. |name-list-style=}}</ref>

Outras propriedades específicas de poeira: na ''poeira circunstelar'', os astrônomos encontraram assinaturas moleculares de [[Monóxido de carbono|CO]], [[carboneto de silício]], [[Silicato|silicato amorfo]], [[hidrocarbonetos aromáticos policíclicos]], [[gelo]] e [[Poliacetal|poliformaldeído]], entre outros (no meio interestelar difuso, há evidências de silicato e grãos de [[carbono]]). A ''[[poeira cometária]]'' é geralmente diferente (com sobreposição) da ''[[poeira asteroidal]]''. A poeira asteroidal se assemelha a [[Condrito carbonáceo|meteoritos condríticos carbonáceos]]. A poeira cometária se assemelha a grãos interestelares que podem incluir silicatos, hidrocarbonetos aromáticos policíclicos e gelo.

Em setembro de 2020, foram apresentadas evidências de água em estado sólido no meio interestelar e, particularmente, de gelo misturado com grãos de [[Silicato (mineralogia)|silicato em grãos]] de poeira cósmica.<ref name="NAT-20200921">{{citar periódico|autor =Potpov, Alexey |display-authors=et al. |título=Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium |url=https://www.nature.com/articles/s41550-020-01214-x |data=21 de setembro de 2020 |periódico=[[Nature Astronomy]] |volume=5 |páginas=78–85 |doi=10.1038/s41550-020-01214-x |arxiv=2008.10951 |bibcode=2020NatAs.tmp..188P |s2cid=221292937 |acessodata=26 de setembro de 2020 }}</ref>

== Formação de grãos de poeira ==
Os grandes grãos no espaço interestelar são provavelmente complexos, com núcleos refratários que se condensam dentro de fluxos estelares encimados por camadas adquiridas durante incursões em [[nuvens interestelares]] densas e frias. Esse processo cíclico de crescimento e destruição fora das nuvens foi modelado<ref>{{citar periódico|último1 = Liffman |primeiro1 = Kurt |último2 = Clayton |primeiro2 = Donald D. |ano= 1988 |título= Stochastic histories of refractory interstellar dust |periódico= Proceeding of the Lunar and Planetary Science Conference | volume = 18 |páginas= 637–57 | bibcode = 1988LPSC...18..637L }}</ref><ref>{{citar periódico|último1 = Liffman |primeiro1 = Kurt |último2 = Clayton |primeiro2 = Donald D. |ano= 1989 |título= Stochastic evolution of refractory interstellar dust during the chemical evolution of a two-phase interstellar medium | url = http://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1368&context=physastro_pubs|periódico= Astrophys. J. | volume = 340 |páginas= 853–68 | doi=10.1086/167440 | bibcode=1989ApJ...340..853L}}</ref> para demonstrar que os núcleos vivem muito mais do que a vida média da massa de poeira. Esses núcleos começam principalmente com partículas de silicato condensando-se nas atmosferas de [[gigantes vermelhas]] frios e ricas em [[oxigênio]] e grãos de [[carbono]] condensando-se nas atmosferas de [[estrelas de carbono]] frias. As gigantes vermelhas evoluíram ou se alteraram fora da [[sequência principal]] e entraram na fase [[Estrela gigante|gigante]] de sua evolução e são a principal fonte de núcleos de grãos de poeira refratária nas [[galáxia]]s. Esses núcleos refratários também são chamados de poeira estelar (seção acima), que é um termo científico para a pequena fração de poeira cósmica que se condensou termicamente dentro dos gases estelares conforme eram ejetados das estrelas. Vários por cento dos núcleos de grãos refratários se condensaram dentro de interiores em expansão de [[supernova]]s, um tipo de câmara de descompressão cósmica. [[Meteorítica]]s que estudam poeira estelar refratária (extraída de [[meteorito]]s) costumam chamá-la de [[grãos presolares]], mas dentro dos meteoritos há apenas uma pequena fração de toda a poeira presolar. A poeira estelar se condensa dentro das estrelas por meio de uma química de condensação consideravelmente diferente da maioria da poeira cósmica, que se acumula fria na poeira preexistente nas nuvens moleculares escuras da galáxia. Essas nuvens moleculares são muito frias, normalmente menos de 50 [[Kelvin|K]], de modo que vários tipos de gelo podem se acumular nos grãos, em casos apenas para serem destruídos ou separados por radiação e sublimação em um componente de gás. Finalmente, conforme o [[Sistema Solar]] se formou, muitos grãos de poeira interestelar foram posteriormente modificados por coalescência e reações químicas no disco de [[Acreção (astrofísica)|acreção]] planetário. A história dos vários tipos de grãos no início do Sistema Solar é complicada e apenas parcialmente compreendida.

Os astrônomos sabem que a poeira é formada nos envelopes de estrelas de evolução tardia a partir de assinaturas observacionais específicas. Na [[luz infravermelha]], a emissão a 9.7 [[Micrómetro (unidade de medida)|micrômetros]] é uma assinatura da poeira de silicato em estrelas gigantes evoluídas e ricas em oxigênio. A emissão de 11.5 micrômetros indica a presença de pó de carboneto de silício em estrelas gigantes ricas em carbono evoluídas frias. Isso ajuda a fornecer evidências de que as pequenas partículas de silicato no espaço vieram dos envoltórios externos ejetados dessas estrelas.<ref>{{citar periódico|autor =Humphreys, Roberta M.|autor2 =Strecker, Donald W.|autor3 =Ney, E. P.|título=Spectroscopic and Photometric Observations of M Supergiants in Carina|periódico=Astrophysical Journal |data=1972| volume=172|páginas=75| doi=10.1086/151329| bibcode=1972ApJ...172...75H}}</ref><ref>[[#Evans94|Evans 1994, pp. 164-167]]</ref>

As condições no espaço interestelar geralmente não são adequadas para a formação de núcleos de silicato. Isso levaria muito tempo para ser realizado, mesmo que fosse possível. Os argumentos são que: dado um diâmetro típico de grão observado ''a'', o tempo para um grão atingir ''a'', e dada a temperatura do gás interestelar, levaria consideravelmente mais tempo do que a idade do [[Universo]] para que os grãos interestelares se formassem.<ref>[[#Evans94|Evans 1994, pp. 147–148]]</ref> Por outro lado, grãos são vistos recentemente se formando na vizinhança de estrelas próximas, em estrelas [[nova]] e [[supernova]] ejetadas, e na estrela [[Variável R Coronae Borealis]] que parecem ejetar nuvens discretas contendo gás e poeira. Portanto, a perda de massa das estrelas é, sem dúvida, onde os núcleos refratários dos grãos se formaram.

A maior parte da poeira no Sistema Solar é poeira altamente processada, reciclada do material a partir do qual o Sistema Solar se formou e subsequentemente coletada nos [[Planetesimal|planetesimais]] e sobras de material sólido, como [[cometa]]s e [[asteroide]]s, e reformada em cada uma das vidas colisionais desses corpos. Durante a história de formação do Sistema Solar, o elemento mais abundante foi (e ainda é) H2. Os elementos metálicos: [[magnésio]], [[silício]] e [[ferro]], que são os principais ingredientes dos [[planetas rochosos]], condensam-se em sólidos nas temperaturas mais altas do disco planetário. Algumas moléculas, como CO, N2, NH3 e oxigênio livre, existiam em uma fase gasosa. Algumas moléculas, por exemplo, [[grafite]] (C) e SiC se condensariam em grãos sólidos no disco planetário; mas os grãos de carbono e SiC encontrados em meteoritos são presolares com base em suas composições isotópicas, ao invés da formação do disco planetário. Algumas moléculas também formaram [[compostos orgânicos]] complexos e algumas moléculas formaram mantos de gelo congelados, os quais poderiam revestir os núcleos de grãos "refratários" (Mg, Si, Fe). A poeira estelar, mais uma vez, fornece uma exceção à tendência geral, pois parece estar totalmente não processada desde sua condensação térmica dentro das estrelas como minerais cristalinos refratários. A condensação do grafite ocorre no interior das supernovas à medida que se expandem e resfriam, e o faz até mesmo em gases contendo mais oxigênio do que carbono,<ref>{{citar periódico|último1 = Clayton |primeiro1 = Donald D. |último2 = Liu |primeiro2 = W. |último3 = Dalgarno |primeiro3 = A. |ano= 1999 |título= Condensation of carbon in radioactive supernova gas | url =https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1288&context=physastro_pubs |periódico= Science | volume = 283 |número= 5406|páginas= 1290–92 | doi=10.1126/science.283.5406.1290| pmid = 10037591 |bibcode = 1999Sci...283.1290C }}</ref> uma surpreendente química do carbono possibilitada pelo intenso ambiente radioativo das supernovas. Este exemplo especial de formação de poeira mereceu uma revisão específica.<ref>{{citar periódico|último1 = Clayton |primeiro1 = Donald D. |ano= 2011 |título= A new astronomy with radioactivity: radiogenic carbon chemistry |periódico= New Astronomy Reviews | volume = 55 |número= 5–6|páginas= 155–65 | doi=10.1016/j.newar.2011.08.001|bibcode = 2011NewAR..55..155C }}</ref>

A formação do disco planetário de moléculas precursoras foi determinada, em grande parte, pela temperatura da [[Formação e evolução do Sistema Solar#Formação dos planetas|nebulosa solar]]. Como a temperatura da nebulosa solar diminuiu com a distância heliocêntrica, os cientistas podem inferir a origem de um grão de poeira com o conhecimento dos materiais do grão. Alguns materiais só podem ter sido formados em altas temperaturas, enquanto outros materiais de grãos só podem ter sido formados em temperaturas muito mais baixas. Os materiais em uma única partícula de poeira interplanetária frequentemente mostram que os elementos de grão se formaram em diferentes locais e em diferentes momentos na nebulosa solar. A maior parte da matéria presente na nebulosa solar original desapareceu desde então; atraído para o [[Sol]], expulso para o espaço interestelar ou reprocessado, por exemplo, como parte dos [[planeta]]s, [[asteroide]]s ou [[cometa]]s.

Devido à sua natureza altamente processada, os IDP (partículas de poeira interplanetária) são misturas de grãos finos de milhares a milhões de grãos minerais e componentes [[amorfos]]. Podemos imaginar um IDP como uma "matriz" de material com elementos embutidos que foram formados em diferentes momentos e locais na nebulosa solar e antes da formação da nebulosa solar. Exemplos de elementos embutidos na poeira cósmica são [[Vidro com metal e sulfetos embutidos|GEMS]], [[côndrulo]] e [[Inclusão rica em cálcio-alumínio|CAI]].

== Da nebulosa solar à Terra ==
Com base em [[Modelagem computacional|estudos de modelos de computador]] de 2012, as [[Composto orgânico|moléculas orgânicas complexas]] necessárias para a [[vida]] ([[Abiogênese#Moléculas orgânicas extraterrestres|moléculas orgânicas extraterrestres]]) podem ter se formado no [[disco protoplanetário]] de grãos de poeira ao redor do [[Sol]] antes da formação da [[Terra]].<ref name="Space-20120329">{{citar web|último =Moskowitz |primeiro =Clara |título=Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun |url=http://www.space.com/15089-life-building-blocks-young-sun-dust.html |data=29 de março de 2012 |publicado=[[Space.com]] |acessodata=30 de março de 2012 }}</ref> De acordo com os estudos de computador, esse mesmo processo também pode ocorrer em torno de outras estrelas que adquirem [[planeta]]s.<ref name="Space-20120329" />

Em setembro de 2012, os cientistas da [[NASA]] relataram que os [[hidrocarbonetos aromáticos policíclicos]] (PAH), submetidos às condições do [[meio interestelar]] (ISM), são transformados, por meio da [[hidrogenação]], [[Oxigenato|oxigenação]] e [[hidroxialquilação]], em [[compostos orgânicos]] mais complexos, "um passo ao longo do caminho em direção aos [[aminoácido]]s e [[Nucleótido|nucleotídeos]], as matérias-primas das [[proteína]]s e do [[Ácido desoxirribonucleico|DNA]], respectivamente".<ref name="Space-20120920">{{citar web|autor =Staff |título=NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins |url=http://www.space.com/17681-life-building-blocks-nasa-organic-molecules.html |data=20 de setembro de 2012 |publicado=[[Space.com]] |acessodata=22 de setembro de 2012 }}</ref><ref name="AJL-20120901">{{citar periódico|último1 =Gudipati |primeiro1 =Murthy S. |último2 =Yang |primeiro2 =Rui |título=In-Situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs—Novel Laser Desorption Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies |data=1 de setembro de 2012 |periódico=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume=756 |número=1 |doi=10.1088/2041-8205/756/1/L24 |bibcode = 2012ApJ...756L..24G |páginas=L24}}</ref> Além disso, como resultado dessas transformações, os PAH perdem sua [[Espectroscopia|assinatura espectroscópica]], o que poderia ser uma das razões "para a falta de detecção de PAH em grãos de [[gelo interestelar]], particularmente nas regiões externas de nuvens densas e frias ou nas camadas moleculares superiores de [[discos protoplanetários]]".<ref name="Space-20120920" /><ref name="AJL-20120901" />

Em fevereiro de 2014, a NASA anunciou um banco de dados bastante atualizado<ref>{{citar web|url=http://www.astrochem.org/pahdb/|título=NASA Ames PAH IR Spectroscopic Database|website=www.astrochem.org}}</ref><ref name="NASA-20140221">{{citar web|último =Hoover |primeiro =Rachel |título=Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That |url=http://www.nasa.gov/ames/need-to-track-organic-nano-particles-across-the-universe-nasas-got-an-app-for-that/ |data=21 de fevereiro de 2014 |obra=[[NASA]] |acessodata=22 de fevereiro de 2014 }}</ref> para detectar e monitorar PAH no [[Universo]]. Segundo cientistas da NASA, mais de 20% do [[carbono]] do Universo pode estar associado aos PAH, possíveis materiais de partida para a formação da vida.<ref name="NASA-20140221" /> Os PAH parecem ter sido formados logo após o [[Big Bang]], são abundantes no Universo,<ref name="SP-20051018">{{citar web|último =Carey |primeiro =Bjorn |título=Life's Building Blocks 'Abundant in Space' |url=http://www.space.com/1686-life-building-blocks-abundant-space.html |data=18 de outubro de 2005 |obra=[[Space.com]] |acessodata=3 de março de 2014 }}</ref><ref name="AJ-20051010">{{citar periódico|último1 =Hudgins |primeiro1 =Douglas M. |último2 =Bauschlicher, Jr. |primeiro2 =Charles W. |último3 =Allamandola |primeiro3 =L. J. |título=Variations in the Peak Position of the 6.2 μm Interstellar Emission Feature: A Tracer of N in the Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Population |data=10 de outubro de 2005 |periódico=[[Astrophysical Journal]] |volume=632 |páginas=316–332 |doi=10.1086/432495|bibcode = 2005ApJ...632..316H |número=1|doi-access=free }}</ref><ref name="NASA-20110413">{{citar web|autor =Allamandola, Louis |título=Cosmic Distribution of Chemical Complexity |url=http://amesteam.arc.nasa.gov/Research/cosmic.html |data=13 de abril de 2011 |obra=[[NASA]] |acessodata=3 de março de 2014 |display-authors=etal |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20140227184503/http://amesteam.arc.nasa.gov/Research/cosmic.html |arquivodata=27 de fevereiro de 2014 }}</ref> e estão associados a novas [[estrela]]s e [[exoplaneta]]s.<ref name="NASA-20140221" />

Em março de 2015, os cientistas da NASA relataram que, pela primeira vez, compostos orgânicos complexos de DNA e [[Ácido ribonucleico|RNA]] da vida, incluindo [[uracilo]], [[citosina]] e [[timina]], foram formados em laboratório sob condições do [[espaço sideral]], usando produtos químicos iniciais, como a [[pirimidina]], encontrados em [[meteorito]]s. A pirimidina, assim como os PAH, o produto químico mais rico em carbono encontrado no Universo, pode ter se formado nas [[gigantes vermelhas]] ou em poeira interestelar e nuvens de gás, segundo os cientistas.<ref name="NASA-20150303">{{citar web|último =Marlaire |primeiro =Ruth |título=NASA Ames Reproduces the Building Blocks of Life in Laboratory |url=http://www.nasa.gov/content/nasa-ames-reproduces-the-building-blocks-of-life-in-laboratory |data=3 de março de 2015 |obra=[[NASA]] |acessodata=5 de março de 2015 }}</ref>

== Algumas nuvens "empoeiradas" no Universo ==
O [[Sistema Solar]] tem sua própria [[nuvem de poeira interplanetária]], assim como os sistemas extrasolares. Existem diferentes tipos de nebulosas com diferentes causas físicas e processos: [[nebulosa difusa]], [[nebulosa de reflexão]] infravermelha (IR), [[remanescente de supernova]], [[nuvem molecular]], [[regiões H II]], [[Região de fotodissociação|regiões de fotodissociação]] e [[nebulosa escura]].

A distinção entre esses tipos de nebulosa é que diferentes processos de radiação estão em ação. Por exemplo, as regiões H II, como a [[Nebulosa de Órion]], onde ocorre uma grande formação de estrelas, são caracterizadas como nebulosas de emissão térmica. Remanescentes de supernovas, por outro lado, como a [[Nebulosa do Caranguejo]], são caracterizados como emissão não-térmica ([[radiação síncrotron]]).

Algumas das regiões empoeiradas mais conhecidas no [[Universo]] são as nebulosas difusas no [[Catálogo Messier]], por exemplo: M1, [[Nebulosa Laguna|M8]], [[Nebulosa da Águia|M16]], [[Nebulosa Ômega|M17]], [[Nebulosa Trífida|M20]], M42, [[Messier 43|M43]].<ref>{{citar web|url=http://seds.lpl.arizona.edu/messier/Messier.html |título=Messier Catalog |acessodata=2005-07-06 |urlmorta=bot: unknown |arquivourl=https://web.archive.org/web/19961114190946/http://seds.lpl.arizona.edu/messier/Messier.html |arquivodata=14 de novembro de 1996 }}</ref>

Alguns dos maiores catálogos de poeira cósmica são Sharpless (1959) A Catalogue of HII Regions, Lynds (1965) Catalogue of Bright Nebulae, Lynds (1962) Catalogue of Dark Nebulae, van den Bergh (1966) Catalogue of Reflection Nebulae, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC),<ref>{{citar web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/|título=Welcome to the NSSDCA|website=nssdc.gsfc.nasa.gov}}</ref> e CDS Online Catalogs.<ref>[http://cdsweb.u-strasbg.fr/htbin/myqcat3?V/70A/]</ref>

== Retorno de amostra de poeira cósmica ==
A missão [[Stardust (sonda espacial)|''Stardust'']] do [[programa Discovery]] foi lançada em 7 de fevereiro de 1999 para coletar amostras da [[Coma cometária|coma]] do [[cometa]] [[81P/Wild]], bem como amostras de poeira cósmica. Ele devolveu amostras à [[Terra]] em 15 de janeiro de 2006. Na primavera de 2014, foi anunciada a recuperação de partículas de poeira interestelar das amostras.<ref name="nasa_sidp">{{citar web| url=http://curator.jsc.nasa.gov/stardust/Interstellardust.cfm |título=Stardust Interstellar Dust Particles |publicado=JSC, NASA |data=2014-03-13 |acessodata=2014-03-25 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20070714055214/http://curator.jsc.nasa.gov/stardust/Interstellardust.cfm |arquivodata=2007-07-14 |urlmorta= sim}}</ref>

== Ver também ==
{{div col|colwidth=30em}}
* [[Acreção (astrofísica)|Acreção]]
* [[Astroquímica]]
* [[Astrofísica atômica e molecular]]
* [[Cosmoquímica]]
* [[Material extraterrestre]]
* [[Lista de moléculas interestelares e circunstelares]]
* [[Micrometeoroide]]
* [[Tanpopo (missão)|Tanpopo]], uma missão que coletou poeira cósmica na [[órbita terrestre baixa]]
* [[Fluxo escuro]]{{div col end}}

{{Referências}}

== Bibliografia ==
* {{citar livro|autor =Evans, Aneurin |título=The Dusty Universe |publicado=Ellis Horwood |data=1994 | ref=Evans94}}

== Ligações externas ==
* [https://web.archive.org/web/20120613185535/http://www.mpi-hd.mpg.de/cosmicdust/ Cosmic Dust Group]
* [https://www.sciencemag.org/content/345/6198/786.short Evidence for interstellar origin of seven dust particles collected by the Stardust spacecraft]

{{Moléculas detectadas no espaço sideral}}
{{No espaço}}
{{Corpos menores do Sistema Solar}}
{{Portal3|Astronomia}}
{{controle de autoridade}}

[[Categoria:Objetos astronómicos]]
[[Categoria:Nebulosas]]
[[Categoria:Astronomia extragaláctica]]


text:
# Israel Hayom
Israel Hayom (em hebraico:  ישראל היום, literalmente Israel Hoje) é um jornal diário gratuito hebraico nacional israelense, publicado pela primeira vez em 2007. Ele tem a maior circulação diária no país.

## História
Israel Hayom foi lançado em 30 de julho de 2007 e competiu diretamente com Israeli, outro diário gratuito. No mesmo ano, o editor do Maariv, Dan Margalit, deixou o jornal para escrever para Israel Hayom. Uma edição de fim de semana foi lançada em outubro de 2009. Em 2014, a Israel Hayom comprou a mídia israelense Makor Rishon e nrg מעריב.
Em maio de 2014, o nome מעריב (Maariv) havia sido removido do nrg log, e foi renomeado como nrg. Após a aquisição, uma reclamação antitruste havia sido reprovada contra Israel Hayom, o que resultou em uma ordem judicial que solicitou a transferência do nome de domínio maariv para o semanário Maariv. Em 2017, o nrg foi renomeado para nrg360 e, em 10 de janeiro de 2018, o site foi encerrado e todo o seu conteúdo foi incorporado ao site Makor Rishon.
Em 2014, acreditava-se que Sheldon Adelson investiu no total pelo menos US $ 50 milhões em Israel Hayom. O apoio de Adelson ao primeiro-ministro israelense, Benjamin Netanyahu, levou os opositores políticos deste último a patrocinar uma lei que impediria a distribuição gratuita de jornais em Israel. Enquadrado como um projeto de lei para evitar concorrência desleal e salvar a indústria jornalística israelense, críticos do projeto disseram que prejudicam a livre iniciativa e é uma tentativa pouco velada de atacar Adelson e suas causas políticas, já que Israel é o único livre de Israel. jornal nacional. O projeto foi aprovado na primeira leitura no Knesset, mas não nos subsequentes. Em 2016, o advogado de Adelson anunciou que, embora se acredite que ele seja o dono do jornal, ele não pertence a um parente dele.

## Inclinações políticas
Um estudo de Moran Rada publicado em 2008 no The Seventh Eye mostrou que apesar de a cobertura de Benjamin Netanyahu ser "não especialmente justa", a cobertura de Israel Hayom foi parcial em favor de Netanyahu na maioria das decisões editoriais, que o jornal escolheu minimizar os eventos isso não ajuda a promover uma imagem positiva para Netanyahu, enquanto, por outro lado, promove eventos inflacionários que ajudam a promover Netanyahu e o Likud. Oren Persico chegou à mesma conclusão após as eleições do Knesset de 2009, escrevendo que durante toda a campanha, Israel Hayom publicou apenas um artigo crítico do Likud, e dezenas de artigos críticos do Kadima.
O apelido popular de Israel Hayom é "Bibiton", uma combinação do apelido de Benjamin Netanyahu "Bibi" com a palavra hebraica para o jornal "iton". Enquanto no gabinete do primeiro-ministro, Ehud Olmert criticou Israel Hayom. O jornalista Ben-Dror Yemini descreveu o jornal como "capital sem fim com agenda política".
Em 2016, endossou formalmente a campanha presidencial de Donald Trump.

## Quota de mercado
Em julho de 2010, a Israel Hayom ultrapassou a Yedioth Ahronoth na taxa de exposição dos dias da semana na pesquisa semestral do Target Group Index (TGI) com uma taxa de 35,2%, em comparação com 34,9% da Yedioth. Depois de apenas alguns meses de publicação de uma edição de fim de semana, ele marcou 25,7% da exposição em comparação com a taxa de 43,7% de Yedioth.
De acordo com a pesquisa da TGI publicada em 2016, Israel Hayom tem 39,7% de exposição nos leitores de dias de semana, Yedioth Ahronoth 34,9%, Israel Post 7,2%, Globes 4,6%, Maariv 3,9% e Haaretz 3,9%.
Em janeiro de 2016, citando registros internos de Israel Hayom, o Haaretz revelou que entre 2007 e 2014 o jornal perdeu cerca de 730 milhões de shekels (US $ 190 milhões), aproximadamente igual a um shekel por cópia impressa.

## Empregados
Direção
- Asher Baharav – editor.
- Boaz Bismuth – editor-chefe.
- Zippi Koren – CEO.
- Ariel Schmidberg – editor adjunto.
- Baruch Ron – editor adjunto, director de notícias.
- Amir Finkelshtein – diretor de operações.
- Eithan Segal – marketing.
- Riki Roob – diretor financeiro.

Apoio
- Shlomo Cohen – cartunista editorial.
- Gideon Alon – correspondente parlamentar.
- Ran Reznick – correspondente da área de saúde.
- Dan Margalit – comentarista sênior.
- Naama Lanski – correspondente da revista.
- Eli Sahar – editor de esportes.
- Shir Ziv – crítico televisivo.

wikiname: ptwiki

title: Israel Hayom

in_language: pt

wikitext:
{{Info/Jornal
| nome = Israel Hayom
| logo = [[Imagem:Israel Hayom.svg|200px]]
| imagem = [[Imagem:Israel Hayom.png|220px]]
| legenda = Capa do jornal Israel Hayom de 1/11/2018, trazendo o então recém-eleito presidente [[Jair Bolsonaro]].<ref>{{citar web |url=http://digital-edition.israelhayom.co.il/Olive/odn/israel/?olv-cache-ver=20181018023528|título=Israel Hayom |autor=Israel Hayom|data= 1 de novembro de 2018|acessodata= 2 de novembro de 2018}}</ref>
| periodicidade = diariamente
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}}
[[File:Israel Hayom building.jpg|thumb|right|300px|A sede do ''Israel Hayom'' em [[Tel Aviv]].]]
'''Israel Hayom''' ({{lang-he|ישראל היום|lit=''Israel Today''}}, literalmente ''Israel Hoje'') é um [[jornal]] diário gratuito hebraico nacional [[israel]]ense,<ref name=makornrg>{{citar jornal|último =Ronen |primeiro =Gil |data=30 de abril de 2014 |título=Israel Hayom Buys Makor Rishon, NRG Website |url=http://www.israelnationalnews.com/News/News.aspx/180103 |website=Arutz Sheva |acessodata=23 de novembro de 2016}}</ref> publicado pela primeira vez em 2007.<ref name="TGI">{{citar jornal|último =פרייס |primeiro =נועה |data=25 de julho de 2016 |título=סקר TGI מחצית 2016: "ישראל היום" מגדיל את הפער; "הארץ" קורס |títulotrad= |url=http://b.walla.co.il/item/2982163 |língua=he |jornal=Walla! |acessodata=20 de novembro de 2016}}</ref><ref>{{citar web|url=http://centerpeace.org/wp-content/uploads/2015/03/March-4.pdf |título=Israel and the Middle East News Update |data=4 de março de 2015 |publicado=S. Daniel Abraham Center for Middle East Peace |acessodata=26 de novembro de 2016}}</ref> Ele tem a maior circulação diária no país.<ref>{{citar jornal|último =Yaakov |primeiro =Yifa |data=30 de março de 2014 |título=Bennett lashes Israel Hayom over Makor Rishon bid |url=http://www.timesofisrael.com/bennett-lashes-israel-hayom-over-makor-rishon-bid/ |jornal=The Times of Israel |acessodata=13 de novembro de 2015}}</ref>

==História==

Israel Hayom foi lançado em 30 de julho de 2007 e competiu diretamente com ''Israeli'', outro diário gratuito. No mesmo ano, o editor do ''[[Maariv]]'', Dan Margalit, deixou o jornal para escrever para Israel Hayom. Uma edição de fim de semana foi lançada em outubro de 2009. Em 2014, a Israel Hayom comprou a mídia israelense ''[[Makor Rishon]]'' e ''[[nrg (website)|nrg מעריב]]''.<ref name=makornrg/>

Em maio de 2014, o nome מעריב (Maariv) havia sido removido do nrg log,<ref>{{citar web|url=http://www.ice.co.il/media/news/article/385199|título=סיומה של תקופה: לאחר עשור - המילה 'מעריב' הוסרה הערב מהלוגו של NRG|publicado=}}</ref> e foi renomeado como nrg. Após a aquisição, uma reclamação antitruste havia sido reprovada contra Israel Hayom, o que resultou em uma ordem judicial que solicitou a transferência do nome de domínio maariv para o semanário Maariv.<ref>{{citar web|url=https://www.globes.co.il/news/article.aspx?did=1000944059#utm_source=social&utm_medium=referral&utm_campaign=facebook|título=ביהמ"ש: הדומיין "מעריב" יעבור לרשות "מעריב השבוע"|data=5 de junho de 2014|website=גלובס}}</ref> Em 2017, o nrg foi renomeado para nrg360 e, em 10 de janeiro de 2018, o site foi encerrado e todo o seu conteúdo foi incorporado ao site Makor Rishon.

Em 2014, acreditava-se que Sheldon Adelson investiu no total pelo menos US $ 50 milhões em Israel Hayom.<ref>{{citar jornal|último =Pfeffer |primeiro =Anshel |data=12 de novembro de 2014 |título=Everything You Need to Know About the Israel Hayom (Or anti-Sheldon Adelson) Law |url=http://www.haaretz.com/israel-news/.premium-1.626053 |jornal=Haaretz |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref> O apoio de Adelson ao primeiro-ministro israelense, [[Benjamin Netanyahu]], levou os opositores políticos deste último a patrocinar uma lei que impediria a distribuição gratuita de jornais em Israel. Enquadrado como um projeto de lei para evitar concorrência desleal e salvar a indústria jornalística israelense, críticos do projeto disseram que prejudicam a livre iniciativa e é uma tentativa pouco velada de atacar Adelson e suas causas políticas, já que Israel é o único livre de Israel. jornal nacional. O projeto foi aprovado na primeira leitura no [[Knesset]], mas não nos subsequentes.<ref>{{citar jornal|último =Harkov |primeiro =Lahav |data=12 de novembro de 2014 |título=Israel Hayom bill 'shames the Knesset,' PM says |url=http://www.jpost.com/Israel-News/Knesset-approves-bill-to-ban-Israel-Hayom-in-early-vote-381588 |jornal=The Jerusalem Post |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref> Em 2016, o advogado de Adelson anunciou que, embora se acredite que ele seja o dono do jornal, ele não pertence a um parente dele.<ref>[http://www.timesofisrael.com/liveblog_entry/adelsons-attorney-says-billionaire-doesnt-own-israel-hayom/ "Adelson's attorney says billionaire doesn't own ''Israel Hayom'']</ref>

==Inclinações políticas==
Um estudo de Moran Rada publicado em 2008 no The Seventh Eye mostrou que apesar de a cobertura de Benjamin Netanyahu ser "não especialmente justa", a cobertura de Israel Hayom foi parcial em favor de Netanyahu na maioria das decisões editoriais, que o jornal escolheu minimizar os eventos isso não ajuda a promover uma imagem positiva para Netanyahu, enquanto, por outro lado, promove eventos inflacionários que ajudam a promover Netanyahu e o Likud.<ref>{{citar jornal|último =Rada |primeiro =Moran |data=9 de julho de 2008 |título=נתניהו שילם, מה אתם רוצים ממנו? |títulotrad="Netanyahu paid, what do you want from him?" |url=http://www.the7eye.org.il/26965 |língua=he |jornal=The Seventh Eye |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref> Oren Persico chegou à mesma conclusão após as eleições do Knesset de 2009, escrevendo que durante toda a campanha, Israel Hayom publicou apenas um artigo crítico do Likud, e dezenas de artigos críticos do Kadima.<ref>{{citar jornal|último =Persico |primeiro =Oren |data=10 de fevereiro de 2009 |título=אצל אביגדור בחצר |títulotrad=Avigdor in Court |url=http://www.the7eye.org.il/27356 |língua=he |jornal=The Seventh Eye |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref>

O apelido popular de Israel Hayom é "Bibiton", uma combinação do apelido de Benjamin Netanyahu "Bibi" com a palavra hebraica para o jornal "iton".<ref>{{citar jornal|último =Ronen |primeiro =Gil |data=26 de janeiro de 2015 |título=Media Election War: 'Bibiton' Lashes Out at 'Bujiton' |url=http://www.israelnationalnews.com/News/News.aspx/190490 |jornal=Arutz Sheva |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref> Enquanto no gabinete do primeiro-ministro, [[Ehud Olmert]] criticou Israel Hayom.<ref>{{citar jornal|último =Bruck |primeiro =Connie |data=30 de junho de 2008 |título=The Brass Ring |url=http://www.newyorker.com/magazine/2008/06/30/the-brass-ring |jornal=The New Yorker |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref><ref>{{citar jornal|data=12 de novembro de 2012 |título=Adelson rejects Olmert claims on PM influence |url=http://www.jpost.com/The-US-Presidential-race/Adelson-rejects-Olmert-claims-on-PM-influence |jornal=The Jerusalem Post |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref> O jornalista Ben-Dror Yemini descreveu o jornal como "capital sem fim com agenda política".<ref>{{citar jornal|último =Stewart |primeiro =Catrina |data=23 de outubro de 2011 |título=The press baron who's making news in Israel |url=https://www.independent.co.uk/news/world/middle-east/the-press-baron-whos-making-news-in-israel-2039091.html |jornal=The Independent |acessodata=28 de novembro de 2015}}</ref>

Em 2016, endossou formalmente a campanha presidencial de Donald Trump.<ref>{{citar jornal|último =Sterman |primeiro =Adiv |data=17 de março de 2016 |título=Donald Trumps the Hebrew media |url=http://www.timesofisrael.com/donald-trumps-the-israeli-media/ |website=The Times of Israel |acessodata=23 de janeiro de 2017}}</ref><ref>[http://www.jpost.com/Israel-News/Politics-And-Diplomacy/Herzog-calls-on-Netanyahu-to-disavow-allies-who-support-Trump-471912 "Herzog calls on Netanyahu to disavow allies who support Trump"], Lahav Harkov, 11/07/2016, ''The Jerusalem Post''</ref>

==Quota de mercado==
[[File:Reading the Morning Paper on Ben Yehuda Street - Jerusalem - Israel (5680692931).jpg|thumb|right|300px|Leitores de ''Israel Hayom'' em  [[Jerusalém]].]]
Em julho de 2010, a Israel Hayom ultrapassou a Yedioth Ahronoth na taxa de exposição dos dias da semana na pesquisa semestral do Target Group Index (TGI) com uma taxa de 35,2%, em comparação com 34,9% da Yedioth. Depois de apenas alguns meses de publicação de uma edição de fim de semana, ele marcou 25,7% da exposição em comparação com a taxa de 43,7% de Yedioth.<ref>{{citar jornal|último =Averbach |primeiro =Li-or |data=28 de junho de 2015 |título=After decades, 'Yediot' no longer top newspaper |url=http://www.globes.co.il/en/article-1000577741 |jornal=''Globes'' |acessodata=29 de novembro de 2015}}</ref>

De acordo com a pesquisa da TGI publicada em 2016, Israel Hayom tem 39,7% de exposição nos leitores de dias de semana, Yedioth Ahronoth 34,9%, Israel Post 7,2%, Globes 4,6%, Maariv 3,9% e [[Haaretz]] 3,9%.<ref name="TGI"/>

Em janeiro de 2016, citando registros internos de Israel Hayom, o Haaretz revelou que entre 2007 e 2014 o jornal perdeu cerca de 730 milhões de shekels (US $ 190 milhões), aproximadamente igual a um shekel por cópia impressa.

== Empregados ==
;Direção<ref>{{citar web|url=http://www.israelhayom.com/history/ |título=Senior Management |publicado=Israel Hayom |acessodata=7 de novembro de 2017}}</ref>
* Asher Baharav – editor.
* Boaz Bismuth – editor-chefe.
* Zippi Koren – CEO.
* Ariel Schmidberg – editor adjunto.
* Baruch Ron – editor adjunto, director de notícias.
* Amir Finkelshtein – diretor de operações.
* Eithan Segal – marketing.
* Riki Roob – diretor financeiro.

;Apoio<ref>{{citar web|url=http://www.israelhayom.com/site/team.php?t=1 |título=Our team leaders - Editorial team |jornal=Israel Hayom |acessodata=23 de novembro de 2016}}</ref>
* Shlomo Cohen – cartunista editorial.
* Gideon Alon – correspondente parlamentar.
* Ran Reznick – correspondente da área de saúde.
* Dan Margalit – comentarista sênior.
* Naama Lanski – correspondente da revista.
* Eli Sahar – editor de esportes.
* Shir Ziv – crítico televisivo.

==Ver também==
*[[Língua hebraica]]

{{Referências}}

==Ligações externas==
*{{Official website|http://www.israelhayom.com/}} {{en icon}}
*{{Official website|http://www.israelhayom.co.il/}} {{he icon}}
{{Portal3|Jornalismo|Israel}}

[[Categoria:Jornais em língua hebraica]]

title: Israel Hayom

Periodicidade: diariamente

Formato: tabloide

Sede: Tel Aviv, Israel.

Fundação: 30 de julho de 2007

Fundador(es): Sheldon Adelson

Proprietário: Sheldon Adelson

Diretor: Boaz Bismuth

Orientação política: Centro-direita

Idioma: hebraico

Circulação: 325,000 de segunda à quinta · 550.000 sexta-feira


text:
# Spy Sweeper
Spy Sweeper é um software para remoção de spywares para Windows desenvolvido pela empresa Webroot Software. Ele busca por spyware, examinando arquivos no disco rígido, objetos na memória, registro do Windows e cookies, movendo os detectados para quarentena. Spy Sweeper possui um extensivo banco de dados e busca por mais de 150.000 componentes spywares. Incluiu ainda monitoração em tempo real.
Spy Sweeper não é gratuito, mas uma variante grátis é oferecida ("Spy Scan"). Esta oferece uma proteção em tempo real e busca por spywares, mas apenas a versão completa é capaz de removê-los.
Spy Sweeper recebeu o prêmio Best Buy da revista PC World,.
Em Outubro de 2006, a Webroot lançou o Spy Sweeper com antivirus (versão 5.2) que incluiu proteção antivírus e ferramentas de remoção. O software antivírus é desenvolvido em parceria com a empresa Sophos.

title: Spy Sweeper

wikitext:
{{Info/Software
| nome                = Spy Sweeper
| logo                =
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| desenvolvedor       = [http://www.webroot.com Webroot Sofware]
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| genero              = Remoção de Spywares
| licença             = [[Shareware]]
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}}

'''Spy Sweeper''' é um software para remoção de [[spyware]]s para [[Windows]] desenvolvido pela empresa Webroot Software. Ele busca por spyware, examinando arquivos no [[disco rígido]], objetos na memória, registro do Windows e [[cookies]], movendo os detectados para quarentena. Spy Sweeper possui um extensivo [[banco de dados]] e busca por mais de 150.000 componentes spywares. Incluiu ainda monitoração em tempo real.

Spy Sweeper não é gratuito, mas uma variante grátis é oferecida ("Spy Scan"). Esta oferece uma proteção em tempo real e busca por spywares, mas apenas a versão completa é capaz de removê-los.

Spy Sweeper recebeu o prêmio ''Best Buy'' da revista [[PC World]],{{ref|1}}.

Em Outubro de 2006, a Webroot lançou o Spy Sweeper com [[antivirus]] (versão 5.2) que incluiu proteção antivírus e ferramentas de remoção. O software antivírus é desenvolvido em parceria com a empresa [[Sophos]].

== Referências ==
{{note|1}} [http://pcworld.com/reviews/article/0,aid,122496,pg,6,00.asp Prêmio PCWorld Gold]
<BR>
{{note|2}} [http://anti-spyware-review.toptenreviews.com/ Prêmio TopTenREVIEWS Gold]

== Ligações externas ==
* [http://www.webroot.com/products/spysweeper Spy Sweeper website]
* [http://www.webroot.com/spywareinformation ''Spyware Education Center'']

{{Antispyware}}

[[Categoria:Antivírus]]
[[Categoria:Softwares de segurança para Windows]]

title: Spy Sweeper

Desenvolvedor: Webroot Sofware

Sistema operacional: Windows

Gênero(s): Remoção de Spywares

Licença: Shareware

Página oficial: Webroot Software


text:
# Polônia nos Jogos Paralímpicos de Verão de 1996
Polônia participou dos Jogos Paralímpicos de Verão de 1996, que foram realizados na cidade de Atlanta, nos Estados Unidos, entre os dias 16 e 25 de agosto de 1996.

wikitext:
{{Infobox Paralympics Polônia
 |jogos        = Verão de 1996
 |competidores =
 |esportes     =
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 |bronze       =
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'''[[Polônia]]''' participou dos '''[[Jogos Paralímpicos de Verão de 1996]]''', que foram realizados na cidade de [[Atlanta]], nos [[Estados Unidos]], entre os dias 16 e 25 de agosto de 1996.<ref name=quadro>{{citar web|URL=http://bestsports.com.br/db/evnmedpag.php?evn=484|título=X Jogos Paralímpicos de Verão – Atlanta 1996 – Quadro de medalhas|autor=|data=|publicado=BEST sports|acessodata=15 de novembro de 2016}}</ref>

{{referências}}

{{Países nos Jogos Paraolímpicos de Verão de 1996}}

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[[Categoria:Países nos Jogos Paralímpicos de Verão de 1996|Polonia]]
[[Categoria:Polônia nos Jogos Paralímpicos|1996]]

title: Comitê Paralímpico Nacional (CPN)

Código do CPI: POL

Nome: Comitê Paraolímpico da Polônia (site oficial)

title: Jogos Paralímpicos de Verão de 1996

Sede: Atlanta, Estados Unidos

title: Participações nos Jogos Paralímpicos