Meteoryty, pyły kosmiczne i skały księży
advertisement
POLSKA AKADEMIA NAUK ODDZIAŁ W KRAKOWIE uka dla wszystkich ANDRZEJ MANECKI METEORYTY, PYŁY KOSMICZNE I SKAŁY KSIĘŻYCOWE * * POLSKA AKADEMIA O D D Z I A Ł W KRAKOWIE NAUK NAUKA DLA WSZYSTKICH Nr 251 ANDRZEJ MANECK1 METEORYTY, PYŁY KOSMICZNE I SKAŁY KSIĘŻYCOWE PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE WARSZAWA — KRAKÓW 1975 Wydawnictwo „Nauka dla Wszystkich" Oddziału Polskiej Aka­ demii Nauk.w,Krakowie, skupiającego w swoich komisjach z górą 1600, pracowników .naukowych, pragnie spełnić; obowiązek upo­ wszechnienia i popularyzacji nauki w społeczeństwie. Spodziewamy się, t że zwięzłe » l~2-arkuszowe zeszyty, którymi mamy zamiar objąć-zakres wszystkich nauk, tzn. humanistycznych, przyrodni­ czych i technicznych, z korzyścią uzupełnią działalność w tym kie­ runku innych instytucji. Tomiki „Nauki dla Wszystkich" są prze­ znaczone dla szerokich kół społeczeństwa, które pragnąc nadążyć za coraz szybszym postępem nauk i odkryć, chce nieustannie od­ nawiać, bogacić i pogłębiać swrą wiedzę tak w zakresie swego za­ wodu, jak i ogólnej kultury. Mamy też nadzieję, że przynosząc ostatnie zdobycze wiedzy i podając wykaz najważniejszych aktual­ nych publikacji: z danej nauki, nasze tomiki dopomogą w pracy przede wszystkim nauczycielstwu i prelegentom towarzystw oświa­ towych. Powinny też stać się niezbędnym narzędziem w pracy studentów wyższych uczelni i przedmaturalnych klas liceów, szkół technicznych i zawodowych. KOMITET WYDAWNICZY WYDAWNICTWO „NAUKA DLA WSZYSTKICH" posiada trzy działy: DZIAŁ NAUK HUMANISTYCZNYCH (okładka niebieska) Serie: Archeologia Historia Nauka o literaturze Językoznawstwo Slowianpznawstwo Psychologia i pedagogika Etnografia i socjologia Nauki prawnicze i ekonomiczne Orientalistyka Kultura klasyczna Sztuka, teatr, muzyka DZIAŁ NAUK PRZYRODNICZYCH (okładka zielona) Matematyka i astronomią Fizyka i chemia Biologia Serie: Nauka o Ziemi Nauki rolnicze i leśne Nauki medyczne DZIAŁ NAUK TECHNICZNYCH (okładka pomarańczowa) Energetyka Elektrotechnika i automatyka Mechanika Górnictwo i geodezja Serie: Metalurgia Ceramika Architektura i urbanistyka KOMITET WYDAWNICZY Przewodniczący Franciszek Sławski; wiceprze­ w o d n i c z ą c y : Zbigniew Jabłoński; s e k r e t a r z : Jacek Kajtoch; c z ł o n k o w i e : Julian Aleksandrowicz, Bolesław Far on, Henryk Górecki, Edward Górlich, Zygmunt Grodziński, Jerzy Jarowiecki, Aleksander Koj, Aleksander Krupkowski, Stefan Myczkowski, Tadeusz Ruebenbauer, Stanisław Urbańczyk ADRES REDAKCJI: POLSKA AKADEMIA NAUK — ODDZIAŁ W KRAKOWIE Kraków, ul. Sławkowska 17 PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE ODDZIAŁ W KRAKOWIE W y d a n i e I. N a k ł a d 1700 + 90 egz. Ark. w y d . 2. A r k . d r u k . 27*. P a p i e r druk. m. gł. ki. IV, 82X104, 65 g. Oddano do s k ł a d a n i a w l u t y m 1975 r. P o d p i s a n o do druku w p a ź d z i e r n i k u 1975 r. D r u k u k o ń c z o n o w g r u d n i u 1975 r. Z-20-1129. Z a m . 736/75 C e n a zł 4.— PRASOWE ZAKŁADY GRAFICZNE RSW ,.PRASA-KSIĄŻKA-RUCH" KRAKÓW 1. Wstęp Badania materii pochodzenia pozaziemskiego prowadzą do poznania nowych faz krystalicznych nie znanych na Ziemi oraz do poszerzenia znajomości procesów minerałoi skałotwórczych. Stwarza to unikalną szansę rozszyfro­ wania historii powstania układu słonecznego czy budowy wnętrza naszej planety. Wyniki tych badań mają doniosłe znaczenie dla ujawnienia podstawowych własności mate­ rii tworzącej Kosmos. Otwiera to przed nauką perspek­ tywy związane z syntezą nowych faz krystalicznych 1 i praktycznym ich wykorzystaniem stwarzając przesłank' w zakresie badań wyprzedzających rozwój technologii Wymaga to współpracy specjalistów z różnych dziedzin, m. in. mineralogów, chemików, geologów, fizyków i me­ talografów. W ostatnich kilkunastu latach obserwuje się gwałtowny rozwój kosmomineralogii i kosmochemii. Zda­ niem wielu uczonych, minerały i skały pochodzenia po­ zaziemskiego, a zwłaszcza skały księżycowe, to najbar­ dziej intensywnie, a zarazem ekstensywnie badany ma­ teriał w historii nauki. Przez wiele lat zaprzeczano, że meteoryty są ciałami pochodzenia kosmicznego. Pogląd o ich pozaziemskim po­ chodzeniu ugruntowały dopiero prace E. F. F. Chladniego (1794) i G. B. Biota (1803). Szczegółowe opracowania mineralogiczne datują się od czasu zastosowania do badań mikroskopu polaryzacyjnego (G. Tschermak — 1835, S. Meunier — 1893). G. Tschermak w monograficznej pracjr o meteorytach przedstawił opisy 16 minerałów, 3 w t y m 4 nie znanych w skałach ziemskich. W latach n a ­ stępnych zainteresowanie m e t e o r y t a m i było niewielkie, W ciągu bowiem 70 lat (1885—1955) od b a d a ń T s c h e r m a k a opisano zaledwie 10 m i n e r a ł ó w (tab. 1). G w a ł t o w n a zmiana nastąpiła po r. 1957. Wystrzelenie pierwszego sztucznego satelity (1957) i lot J. G a g a r i n a (1961) otwo­ rzyły przed człowiekiem p e r s p e k t y w ę penetracji prze­ strzeni kosmicznej. Rozpoczyna się szybki rozwój kosmomineralogii i kosmochemii, a efektem tego jest rozpozna­ nie w meteorytach, tylko w okresie ostatnich 18 lat, n a ­ stępnych 78 minerałów, w t y m 30 to m i n e r a ł y nie z n a n e w skałach ziemskich. Tabela 1 Minerały meteorytów Opisane w latach Liczba minerałów W t y m nie znane na ziemi do 1885 1885-1955 1955-1973 16 10 78 4 1 30 104 35 M i n e r a ł y i skały księżycowe przywiezione na Ziemię przez w y p r a w y Apollo i a u t o m a t y c z n e stacje bezzałogowe t y p u Ł u n a okazały się znacznie bardziej różnorodne niż przewidywano. W skałach tych opisano p o n a d 30 m i n e ­ rałów w t y m kilka nie znanych na Ziemi. P r z e d m i o t e m b a d a ń kosmomineralogów są także t e k t y t y i pyły ko­ smiczne. Pierwsze polskie prace dotyczące m e t e o r y t ó w datują się w początkach dziewiętnastego w i e k u (K. K o r t u m — 1805, S. B. J u n d z i ł ł — 1805, 1821, F. Makólski — 1820, J. Sniadecki — 1822, H. K r a t t e r — 1825 i in.). P r a c e J. Makólskiego i H. K r a t t e r a były pierwszymi w świecie p r a c a m i doktorskimi z meteorytyki. Znaczny w k ł a d 4 w rozwój kosmomineralogii wniosły liczne prace, najwy­ bitniejszego mineraloga polskiego I. Domeyki (1802— 1889). 2. M e t e o r y t y M e t e o r y t y są to skały spadłe na Ziemię z przestrzeni m i ę d z y p l a n e t a r n e j . Najliczniejszą g r u p ę m e t e o r y t ó w sta­ nowią tzw. chondryty (meteoryty kamienne), k t ó r e n a j ­ częściej spadają na Ziemię. Charakteryzują się one spe­ cyficzną teksturą, nieznaną w ziemskich skałach ani też w skałach występujących na powierzchni Księżyca. C h o n ­ d r y t y z b u d o w a n e są z m a ł y c h kulistych agregatów k r y ­ stalicznych tzw. chondr. W wielu nowoczesnych teoriach kosmogenicznych rolę szczególną przypisuje się tej grupie meteorytów, a zwłaszcza bardzo rzadkim chondrytom tuęglistym. Znacznie rzadziej spadają na Ziemię achondryty (odmiana m e t e o r y t ó w kamiennych), meteoryty że­ lazno-kamienne i żelazne. A c h o n d r y t y składem m i n e r a l ­ n y m i teksturą p o d o b n e są do niektórych m a g m o w y c h skał ziemskich typu gabra i brekcji księżycowych. Meteo­ r y t y żelazne stanowią zaledwie 6% wszystkich opisanych meteorytów, ale ze względu na zupełnie o d m i e n n y od skał ziemskich wygląd i znaczny ciężar znajdowane są często. Przyjmuje się, że skład m e t e o r y t ó w żelaznych odpowiada składowi chemicznemu j ą d r a ziemskiego. Stąd znaczne zainteresowanie kosmomineralogów tą grupą meteorytów. Zagadnieniem p o d s t a w o w y m mineralogii i petrologii m e ­ teorytów jest geneza chondrytów. Klasyfikacja rytów i skład mineralny meteo­ W r o k u 1807 M. H. K l a p r o t h podzielił m e t e o r y t y na dwie g r u p y : k a m i e n n e i żelazne, a w r . 1870 N. S. Maskelyne wyróżnił p o n a d t o g r u p ę m e t e o r y t ó w żelazno-kamiennych. W latach n a s t ę p n y c h opracowano klasyfikację 5 szczegółową (tzw. klasyfikacja Rosego-Tschermaka-Breziny), w której wyróżniono 8 g r u p i 76 k l a s : achondryty chondryty chondryty enstatytowo-anortytowe 12 klas 30 klas 1 klasa syderolity litosyderyty oktaedryty heksaedryty ataksyty 3 5 14 3 8 klasy Mas klas klasy klas Klasyfikacja ta, z t a k dużą liczbą klas i o p a r t a w znacznym stopniu na teksturze, okazała się t r u d n a i kłopotliwa w stosowaniu. W r. 1920 G. T. P r i o r opraco­ wał klasyfikację, w k t ó r e j za p o d s t a w ę podziału przyjął skład m i n e r a l n y . Wydzielił on cztery g r u p y m e t e o r y t ó w : chondryty, achondryty, m e t e o r y t y żelazno-kamienne i że­ lazne, obejmujące łącznie 19 klas. W tabeli 2 przedsta­ wiono stosowaną ogólną klasyfikację m e t e o r y t ó w oraz skład m i n e r a l n y t y c h ciał. Tabela 2 Ogólna klasyfikacja meteorytów Grupa Kamienne: (hondryty achondryty °/o Minerały główne 84,6 oliwiny, pirokseny 8,0 pirokseny, plagioklazy, oliwiny kamacyt, taenit, oliwiny, pirokse­ ny kamacyt, taenit Żelazno-ka­ mienne 1,6 Żelazne 5,8 Minerały pobocz­ ne kamacyt, taenit, plagioklazy, troilit troilit, kamacyt, taenit plagioklazy, troi­ lit, schreibersyt oliwiny, schrei­ bersyt, troilit M i n e r a ł y m e t e o r y t ó w b a d a n e do n i e d a w n a głównie mikroskopowo są obecnie analizowane nowoczesnymi m e t o d a m i rentgenowskimi, fluorescencyjnymi, aktywacji n e u t r o n o w e j , spektrofotometrii w podczerwieni i in. Nie- 6 ocenione usługi oddają metody rentgenowskiej analizy spektralnej w mikroobszarze (mikrosondy elektronowe). Za pomocą mikrosondy elektronowej można oznaczać z dużą dokładnością skład chemiczny nawet bardzo ma­ łych ziarn (do 2 M-) w sposób nie niszczący próbki. Mine­ rały meteorytów zestawiono w tabeli 3. A oto krótka cha­ rakterystyka najważniejszych skało twórczo minerałów meteorytów. Oliwiny. Najpospolitsze w meteorytach kamiennych. W chondrytach tworzą małe kuliste skupienia (chondry) o charakterystycznych strukturach ekscentryczno-promienistych. Minerał ten cementuje także chondry. Skład chemiczny zmienny, najczęściej 15—30% mol. Fe 2 [Si0 4 ]. Pirokseny. W meteorytach stwierdzono różne odmiany tych minerałów, lecz zwykle są to pirokseny rombowe. Skład chemiczny piroksenów, podobnie jak i oliwinów, jest różny w meteorytach, zwykle ze wzrostem udziału faz (Fe, Ni) wzrasta zawartość żelaza w tych minerałach. Pirokseny budują chondry w chondrytach. Plagioklazy. Występują pospolicie, lecz w małych ilo­ ściach w wielu meteorytach kamiennych. Są to zwykle odmiany szeregów bytownit-anortyt i albit-oligoklaz. W meteorytach tych stawierdzono także szkliwo o skła­ dzie plagioklazów zwane maskelynitem. Kamacyt, taenit. Fazy żelaza niklowego (Fe, Ni), obec­ ne, są prawie we wszystkich meteorytach, z wyjątkiem chondrytów węglistych i niektórych achondrytów. W XIX w. był zwyczaj wprowadzania odrębnych nazw dla niewiele różniących się odmian tych minerałów. S. Meunier opublikował w r. 1893 wyniki badań żelaza meteorytowego i wprowadził 22 nazwy jego odmian utworzone od miejsc spadków meteorytów; agramit, arvait, bendigit, burlingtonit, caillit, campbellit, carltonit, catarinit, cahuillit, dicksonit, ieknit, jewellit, kendallit, lenartyt, lickportyt, madocyt, nelsonit, rocyt, schwetzyt, tazawellit, thundyt, tucsonit. Nazwy te zostały wypro­ wadzone z użycia. Żelazo niklowe jest najbardziej rozpo­ wszechnioną odmianą żelaza rodzimego, występującą w meteorytach. Jest ono składnikiem głównym meteory7 \ Minerały meteorytów t Pierwiastki rodzime Diament ! Grafit Kamacyt I Miedź rodzima Siarka rodzima (?) ' Taenit Złoto rodzime Chlorki: Lawrencyt * Węgliki, azotki, fosforki Cohenit Moissanit (?) Sinoit * Schreibersyt Perryit * Osbornit * Chalypit Siarczki: Alabandyn Chalkopiryt 1 Chałkopirotyn Daubreelit * Djerfisheryt * Gentneryt Kubanit 1 Macki na wit Niningeryt * Oldhamit * Pentlandyt 1 Piryt Sfaleryt Troilit Yalleriit 8 Tabela C C a (Fe, Ni) Cu S Y (Fe, Ni) Au FeCL Fe 3 C SiC Si 2 N 2 0 (Fe, Ni, Co) 3 P (Ni, Fe) (Si, P), TiN Fe 2 C MnS CuFeS 2 CuFeS 2 -FeS (roztwór stały) FeCr 2 S 4 K 3 (Cu, Na) (Fe, Ni) 1 2 S 1 4 siarczek Cr, Cu i Fe CuFe 2 S 3 FeS (Mg, Fe, Mn)S CaS Ni, Fe9Sa FeS 2 ZnS FeS CuFeS 2 3 T a b e l a 3 (cd) Tlenki: Chromit Hercynit Ilmenit Magnetyt Perowskit Ringwoodyt * Rutyl Spinel Cr2Fe04 Al2Fe04 FeTiOs Fe304 CaTiQ3 (Mg, F e ) 2 S i Q 4 Ti02 AlMg04 Węglany: Breunneryt Dolomit K a i cyt Magnezyt (Mg, F e ) C O s CaMg(C03)2 CaC03 MgC03 Siarczany: Astrachanit E p s o m i t (?) G i p s (?) N a 2 M g ( S 0 4 ) 2 • 4H2O MgS04 • 7H20 CaS04 • 2H20 Fosforany: Apatyt chlorowy Farringtonit * G r a f toni t Brianit * Panethyt * Sarkopsyd Stanfieldyt Whitlockit Ca5Cl(P04)3 Mg3(P04)2 Fe, Mn, Ca, M g ) 3 ( P 0 4 ) 2 Na2CaMg(P04)2 Na2(Mg, F e ) 2 ( P 0 4 ) 2 (Fe, Mn, C a ) 3 ( P 0 4 ) 2 Ca4Mg3Fe2(P04)6 Ca3(P04)2 Krzemiany: Cyrkon Gehlenit Grossular Kord i ery t Krinowit Krystobalit Kwarc ZrSi04 Ca2Al((SiAl)207) Ca3Al2(Si04)3 Mg2(Al4Si5018) NaMg2Cr(Si3O10) Si02 SiC2 9 Tabela 3 Merrihuenit * Oliwiny Nefelin Plagioklazy 1 Pirokseny Richteryt 1 Roedderyt * Serpentyny Trydymit Ureyit Yagiit * (cd) (K, Na) 2 Fe 2 (Fe, Mg) 3 (Si 12 O 30 ) Mg 2 (SiO) 4 —Fe 2 (SiO) 4 KNa 3 (AlSi0 4 ) 4 Na(AlS 3 0 8 ) — Ca(Al 2 Si 2 0 8 ) krzemiany o urozmaiconym składzie chemicznym (Na, K)2Mg2(Mg, Fe) 3 (Si 1 2 0 3 a ) Mg 6 (OH) 8 (Si 4 O I0 ) Si02 NaCr(Si 2 0 5 ) (NaK)1.5Mg2(Al, Mg, Fe) 3 (Al 2 Si 10 O30) * — Nie znane w skałach ziemskich. (?) — Wątpliwe. t ó w żelaznych, w k t ó r y c h w y s t ę p u j e jako ubogi w Ni kamacyt (tzw. żelazo belkowe — 7,5'% Ni) i zasobny w Ni taenit (tzw. żelazo wstęgowe — 8 — 5 5 % Ni). W meteory­ tach spotyka się także często drobnolamelkowe przerosty k a m a c y t u i t a e n i t u tzw. plessyt. Wśród m i n e r a ł ó w m e t e o r y t ó w występują licznie nie stwierdzone w skałach ziemskich węgliki, azotki, fosforki, fosforany, siarczki i krzemiany. Nie ulega wątpliwości, że charakterystyczne zespoły m i n e r a l n e wielu meteorytów, udział faz (Fe, Ni), obecność n o w y c h faz m i n e r a l n y c h oraz formy skupień m i n e r a ł ó w (chondry) wskazują na różne w a r u n k i tworzenia się tych ciał. Wiele m e t e o r y t ó w jest bardzo starych (4,7 bilionów lat), są one starsze od n a j ­ starszych ze z n a n y c h n a m skał ziemskich — reprezentują więc m a t e r i ę kosmiczną o bardzo wczesnym s t a d i u m roz­ wojowym. C h o n d r y t y i chondry Cechą charakterystyczną większości chondrytów jest obecność małych kulistych agregatów minerałów krze­ m i a n o w y c h — chondr. S k ł a d mineralny chondr w różnych 10 klasach m e t e o r y t ó w jest podobny. Te kuliste, rzadziej elipsoidalne a g r e g a t y krystaliczne, o przeciętnej średnicy około 1 m m , z b u d o w a n e są z oliwinów lub piroksenów, a niekiedy także ze szkliwa. C h o n d r y piroksenowe są najczęściej wypełnione pręcikami, a oliwinowe zwykle p ł y t k a m i o s t r u k t u r a c h ekscentryczno-promienistych. Na rycinie 1 przedstawiono wyidealizowany obraz chondry Ryc. 1. Schemat chondry o strukturze ekscentryczno-promie­ nistej o budowie ekscentryczno-promienistej; w sferolitach płytkowych m i n e r a ł y k r z e m i a n o w e ułożone są podobnie jak k a r t k i o t w a r t e j książki, a w sferolitach pręcikowych — na podobieństwo kolców zwiniętego jeża. Agregaty t y p u c h o n d r nie są z n a n e w skałach ziemskich i księżycowych. C h o n d r y t y należą do najpospolitszych meteorytów. Skład m i n e r a l n y tych meteorytów, z wyjątkiem nielicznej g r u p y c h o n d r y t ó w węglistych, jest podobny. M i n e r a ł a m i głównymi są k r z e m i a n y ; oliwiny i pirokseny, a pobocz­ n y m i ; plagioklazy, kamacyt, taenit i troilit. Do składni­ k ó w akcesorycznych zaliczyć należy chromit i maskelynii. C h o n d r y t e m jest m e t e o r y t P U Ł T U S K * , k t ó r y spadł * Nazwę meteorytu formułuje się zgodnie z nazwą miej­ scowości, w której go znaleziono. w postaci deszczu aerolitów dnia 30 stycznia 1868 r. około godziny 19 czasu miejscowego n a d P u ł t u s k i e m , rozsiewa­ jąc się na przestrzeni 127 k m 2 . Meteoryt P U Ł T U S K n a ­ leży do odmian chondrytów oliwinowo-bronzytowych i n o t o w a n y jest w zbiorach 147 muzeów, z czego 135 to muzea znajdujące się poza granicami Polski. Ogólny cię­ żar odłamów tego m e t e o r y t u przechowywanych w zbio­ r a c h świata ocenia się na 276 kg. Wśród p o n a d 1000 znanych chondrytów bardzo i n t e r e ­ sującą, lecz małą g r u p ę stanowią chondryty węgliste. Liczba ich w e d ł u g różnych klasyfikacji w a h a się w gra­ nicach 17—28. Pierwszą analizę chemiczną chondrytu węglistego ALAIS w y k o n a ł w r. 1834 J. J. Berzelius. Wyraził on wątpliwość, czy b a d a n a skała jest meteory­ tem, t a k bowiem bardzo różnił się jej skład chemiczny od składu innych m e t e o r y t ó w znanych w t y m czasie. W trzydzieści lat później opisano p o d o b n y meteoryt RENAZZO. Obecnie wydziela się trzy t y p y chondrytów węglistych (typy I, II i III, oznaczone często symbolami; CCI, CCII i CCIII). C h o n d r y t y węgliste I t y p u c h a r a k t e ­ ryzuje b r a k c h o n d r oraz znaczny udział C i H 2 0 . S k ł a d n i ­ k a m i głównymi tego t y p u chondrytów są amorficzne s u b ­ stancje krzemianowe, słabo skrystalizowane k r z e m i a n y pakietowe (typu serpentynu), a s k ł a d n i k a m i pobocznymi i akcesorycznymi są: magnetyt, spinele, siarczany, węgla­ ny i węglowodory. W II typie chondrytów węglistych pojawiają się c h o n d r y z b u d o w a n e głównie z oliwinu lub piroksenu, a zmniejsza się nieco udział H £ 0 i C. I w t y m typie przeważają k r z e m i a n y p a k i e t o w e typu serpentynu lub chlorytu. Typ III chondrytów węglistych składem chemicznym, m i n e r a l n y m i teksturą zbliżony jest do chondrytów zwyczajnych. Charakterystyczną więc cechą tej nielicznej g r u p y chondrytów jest obecność m i n e r a ł ó w uwodnionych i węglowodorów. Udział pierwiastka C w chondrytach węglistych w a h a się w granicach 3,54— 0,46%. Wchodzi on w skład amorficznej substancji t y p u grafitoidu i węglowodorów. Zdaniem większości uczonych węglowodory te u t w o r z y ł y się w w y n i k u procesów che­ micznych, a nie biologicznych. Należy tu wyraźnie za­ znaczyć, że w pozostałych licznych grupach m e t e o r y t ó w 12 ani też w skałach księżycowych nie stwierdzono minera­ łów uwodnionych i węglowodorów. Przez wiele lat panował pogląd wyrażony przez R. A. Daly'ego (1943), że wszystkie meteoryty są fragmetnami jednej dużej planety, która rozpadła się na planetoidy w obszarze między orbitami Marsa i Jowisza. Meteoryty kamienne i żelazno-kamienne miały reprezentować strefy bardziej zewnętrzne owej planety, a meteoryty żelazne jej jądro. Wyniki szczegółowych badań fazowych i che­ micznych wykonane w ostatnich latach pozwoliły na stwierdzenie braku ciągłości mineralogicznej i chemicznej między niektórymi grupami meteorytów. Wyklucza to koncepcję, że wszystkie meteoryty pochodzą z jednego ciała planetarnego. Punktem wyjścia niektórych teorii kosmogonicznych jest struktura chondrytów i chondr. Chondryty najprawdopodobniej utworzyły się w wyniku akumulacji chondr i dlatego w wielu rozważaniach do­ tyczących tej grupy meteorytów oddziela się genezę chondr od genezy i późniejszych przemian strukturalnych chondrytów. Dotychczas ogłoszone poglądy na temat ge­ nezy chondr są następujące: 1. Chondry utworzyły się z kropelek stopionych krze­ mianów. 2. Chondry są fragmentami wcześniej istniejących me­ teorytów, które w procesach dezintegracji i wietrzenia mechanicznego uzyskały charakterystyczne postaci kuli­ ste. 3. Chondry stanowią produkt szybkiej segregacji mag­ mowej. 4. Chondry utworzyły się w zewnętrznej chłodnej stre­ fie pramaterii słonecznej w wyniku kondensacji koloidal­ nych cząstek amorficznych, które przeszły etap wysoko­ temperaturowy i krystalizowały w chondry. 5. Chondry utworzyły się w wyniku erupcji wulkanicz­ nych na planecie macierzystej meteorytów. 6. Chondry rekrystalizowały w stanie stałym w proce­ sie przemian serpentyn > oliwin > piroksen spowodowanych progresywnym metamorfizmem termicznym. Przedstawione hipotezy można podzielić ogólnie na 13 m a g m o w e i mgławicowe. W świetle ostatnich w y n i k ó w b a d a ń wieku c h o n d r y t ó w mało p r a w d o p o d o b n e wydają się hipotezy o m a g m o w y m pochodzeniu c h o n d r i chon­ drytów. Achondryty Jest to nieliczna g r u p a m e t e o r y t ó w kamiennych, w k t ó ­ rych b r a k jest chondr. Są o n e zwykle znacznie bardziej grubokrystaliczne niż chondryty, a składem chemicznym i m i n e r a l n y m p o d o b n e do ziemskich ultrazasadowych i zasadowych skał m a g m o w y c h . Z w r a c a także u w a g ę p o ­ dobieństwo niektórych a c h o n d r y t ó w do księżycowych brekcji i m p a k t y t o w y c h . M i n e r a ł a m i głównymi są bez­ w o d n e k r z e m i a n y ; pirokseny, plagioklazy i oliwiny. Wy­ różnia się dwie p o d g r u p y a c h o n d r y t ó w : 1. ubogie w Ca ( 0 — 3 % CaO) — aubryty, diogenity, chassignity, 2. zasobne w Ca ( 5 — 2 5 % CaO) — eukryty i howardyty. Na podstawie składu mineralnego, chemicznego oraz cech t e k s t u r a l n y c h uważa się. że w większości achondry­ ty u t w o r z y ł y się w w y n i k u krystalizacji magmy, a tylko niektóre w procesach metamorfizmu uderzeniowego (impaktytowego). Meteoryty żelazn o-kamienne Jest to niewielka g r u p a meteorytów, które podzielono na cztery p o d g r u p y : 1. pallasyty (oliwinowe), 2. mezosyderyty (piroksenowo-plagioklazowe, 3. lodranity (oliwinowo-piroksenowe), 4. syderofiry (piroksenowo-trydymitowe). Dwie ostatnie p o d g r u p y r e p r e z e n t o w a n e są przez p o ­ jedyncze egzemplarze. M i n e r a ł a m i głównymi są bezwod­ ne k r z e m i a n y i fazy metaliczne (kamacyt, taenit). Mezosyderytem jest m e t e o r y t ŁOWICZ. Spadł on w p o ­ staci deszczu m e t e o r y t ó w 12 m a r c a 1935 roku 11 km na S od Łowicza. Zebrano około 100 sztuk okazów o łącznej 14 wadze 110 kg. Okazał się on drugim z kolei na świecie mezosyderytem pod względem ilości spadłych okazów i ich masy. Meteoryt ŁOWICZ był m. in. szczegółowo ba­ dany przez St. Jaskólskiego (1938). Meteoryty żelazne Meteoryty żelazne stanowią zaledwie 6°/o wszystkich obserwowanych spadków, ale ze względu na charaktery­ styczny wygląd i znaczny ciężar, znajdowane są najczę­ ściej (tab. 4). Tabela 4 Częstość spadków i znalezisk meteorytów (według G. T. Priora — 1953) Grupa liczba f Meteoryty: kamienne żelazno-kamienne żelazne Spadki obserwowane Znaleziska 304 55 003 % 35 6 59 liczba 628 12 42 | % 92 2 6 Głównym i dominującym składnikiem meteorytów że­ laznych jest żelazo niklowe (kamacyt, taenit), dlatego też w stosowanych powszechnie klasyfikacjach ugrupowane są one według procentowej zawartości Ni i wielkości ziarn kamacytu (tab. 5 i 6). W ostatnich latach podejmuje się próby klasyfikacji genetycznej uwzględniającej szyb­ kość stygnięcia meteorytów żelaznych, efekty metamorfizmu impaktytowego, a także skład chemiczny i cechy strukturalne. Wymienione klasyfikacje uzupełnia się ostatnio podziałem na tzw. grupy germanowo-galowe. Heksaedryty. Heksaedryty są wielkimi kryształami ka­ macytu (o wielkości niekiedy ponad 5 cm). Krystalizują one w postaci sześcianów (hexaedron), stąd ich nazwa. 15 Tabela 5 Ogólna klasyfikacja meteorytów żelaznych Zawartość Ni w % Typ Heksaedryty Oktaedryty Ataksyty 5,0- 6,0 6,0-18,0 >10 Tabela 6 Szczegółowa klasyfikacja meteorytów żelaznych (według J. I. Goldsteina) Zawartość Ni Wielkość ziarn kamacytu w % w mm Typ Symbol Heksaedryty Heksa-oktaedryty Oktaedryty grubostrukturalne ' Oktaedryty średniostrukturalne Oktaedryty drobnostrukturalne Oktaedryty bardzo drobnostrtikturalne Plessytowe oktaedryty 1 Ataksyty H H-O 5,0-6,0 5,5-7,0 >50 50-3 O 6,0-8,5 3,0-1,5 Om 7,0-9,5 1,5-0,5 Of 7,5-9,5 0,5-0,2 Off 13,0-18,0 <0,2 D-Off D 9,5-12,0 15,5-18,5 <0,2 <0,1 1 Na wypolerowanych powierzchniach obserwuje się m e ­ chaniczne zbliźniaczenia tzw. linie Neumana. Nie ma wy­ raźnej granicy między h e k s a e d r y t a m i , a o k t a e d r y t a m i — w nowych klasyfikacjach wyróżnia się t y p przejściowy heksa-oktaedrytów. W wielu h e k s a e d r y t a c h stwierdzono deformacje mechaniczne wskazujące, że podlegały one ciśnieniom w granicach 139—750 kb. Oktaedryty. Jest to najliczniejsza grupa m e t e o r y t ó w żelaznych. Minerałem głównym jest kamacyt, podrzęd­ n y m taenit, a akcesorycznymi: troilit, schreibersyt, grafit, diament, daubreelit i cohenit. Kamacyt wykształcony Ryc. 2. Różne ułożenie belek kamacytu w strukturze Wid­ manstattena w zależności od orientacji krystalograficznej przekroju w postaci belek i t a e n i t j a k o cienkie lamele układają się równolegle do ścian ośmiościanu — o k t a e d r u — stąd nazwa o k t a e d r y (ryc. 2). Tego t y p u zrosty o wspólnej orientacji ujawniają się po o d p o w i e d n i m w y t r a w i e n i u w kwasach wypolerowanych powierzchni o k t a e d r y t ó w i noszą nazwę struktury Widmanstattena. F i g u r y w y t r a wień zostały opisane w r. 1808 niezależnie w Austrii przez A. von W i d m a n s t a t t e n a i w Anglii przez G. Thomsona. W i d m a n s t a t t e n s t r u k t u r y t e nazywał „ s a m o d r u k i e m przy­ rody". Wytrawione w kwasach płytki o k t a e d r y t ó w po17 krywał on farbą drukarską i tak sporządzonym stemplem uzyskiwał odciski figur trawienia, które odbijał w swoich publikacjach naukowych. Oktaedryty podzielono na gru­ py, przyjmując za podstawę zawartość Ni i szerokość belek kamacytu. Opisane struktury Widmanstattena nie są znane w naturalnych stopach utworzonych w warun­ kach ziemskich. W ostatnich latach opracowano metody określania szybkości stygnięcia meteorytów. Znajdują one zastoso­ wanie do tych meteorytów, które ujawniają struktury Widmanstattena (oktaedryty, pallasyty). Wykorzystując znane współczynniki dyfuzji Ni i równowagi fazowe w układzie Fe-Ni uzyskano dwie metody; w pierwszej uwzględnia się szerekość belek kamacytu i % udział niklu, a w drugiej skład chemiczny stref międzyziarnowych kamacytu i taenitu. Stwierdzono następnie, że oko­ ło 70% zbadanych meteorytów ulegało ochłodzeniu z szybkością 1—10°C/mln lat. Przedział szybkości styg­ nięcia jest większy i waha się w granicach 0,4—500°C/mln lat. Wyniki te potwierdzają pogląd, że oktaedryty po­ chodzą z ciał planetarnych o różnej wielkości, przy zało­ żeniu, że stanowiły one strefy wewnętrzne tych ciał. Średnice takich ciał planetarnych wahały się w granicach 300—30 km. Wyraźny związek szybkości stygnięcia z za­ wartością galu i germanu umacnia twierdzenie, że meteortyty te należy wiązać nie z jednym, ale z wieloma ciałami macierzystymi. Ataksyty. W ataksytach zanika struktura Widman­ stattena i pojawiają się bardzo drobne przerosty kama­ cytu z taenitem tzw. plessyt. Nieliczne ataksyty zawie­ rające ponad 27% niklu zbudowane są prawie wyłącznie z taenitu, z drobnymi tylko wrostkami kamacytu. Istnieje ciągłe przejście między drobnostrukturalnymi oktaedrytami i ataksytami, w nowych systematykach wyróżnia się dodatkową grupę plessytowych oktaedrytów. Największy z obserwowanych spadków meteorytów żelaznych miał miejsce w zachodniej części gór Sichote Alin, około 380 km na północ od Władywostoku. Dnia 12 lutego 1947 r. w tajdze spadł deszcz meteorytów że­ laznych. Z lotniska w Władywostoku dwaj piloci obser- wując przelot meteorytu opisali go jako ognisty pocisk, który zakreśliwszy łuk na horyzoncie zniknął za górami, a pozostała po nim smuga dymu utrzymywała się przez kilka godzin. W kilka dni później ci sami piloci lecąc na wysokości kilkuset metrów zaobserwowali w tajdze na tle białego śniegu liczne kratery oraz połamane i powa­ lone drzewa. Inny świadek przebywający w odległości 2 km od miejsca spadku zauważył rażący w oczy błysk, obłok dymu, a następnie huk eksplozji zakończony serią krótkich trzasków podobnych do strzałów z karabinu maszynowego. Miejsce spadku meteorytu SICHOTE ALIN zostało dokładnie zbadane przez kilka wypraw nauko­ wych. Na powierzchni elipsy o polu 2,4 km 2 stwierdzono 122 kratery o średnicach od 0,5 do 28 m i głębokości do 6 m. Zebrano łącznie 23 tony metalu. Ciężar całości oce­ nia się na 70 ton, a masę rozproszoną w postaci odłamków i pyłu ocenia się na 200 ton. Największe fragmenty me­ teorytu ważyły 1750, 700 i 500 kg, a najmniejszy znalezio­ ny okruch — 0,18 g. Deszcz meteorytów spowodował zniszczenie lasu. W Polsce przedmiotem szczegółowych badań był w ostatnich latach meteoryt żelazny, grubostrukturalny oktaedryt, MORASKO. Pierwszy jego odłam o wadze 77,5 kg znaleziony został w r. 1914 podczas budowy umocnień wojskowych w miejscowości Morasko, położo­ nej 7 km na północ od Poznania. Kierujący pracami sa­ perskimi sierżant Cobliner wydobył z głębokości około pół metra wspomniany odłam. W latach następnych wy­ dobyto lub odzyskano od miejscowej ludności dalsze fragmenty tego meteorytu. Obecnie w zbiorach polskich znajdują się okazy o łącznej wadze 165 kg. J. Pokrzywnieki, prowadzący badania terenowe w okolicy Moraska, zwrócił uwagę na osiem zagłębień o charakterze kraterków usytuowanych w pobliżu znalezienia meteorytu MO­ RASKO i rozważył możliwość ich kosmicznego pochodze­ nia. Za ich meteorytowym pochodzeniem przemawia obecność w największym — o średnicy 55—62 m — wału obramowującego charakterystycznego dla tego typu kra­ terów. Kratery z okolic Moraska są wielkością i kształ­ tem podobne do meteorytowych kraterów CAMPO DEL 19 CIELO, DALGARANGA, BOXHOLE i in. W fazach że­ laza niklowego meteorytu MORASKO stwierdzono liczne wtrącenia innych minerałów w postaci charakterystycz­ nych skupień o przekrojach kolistych lub owalnych. W skupieniach tych przeważają: troilit i grafit. Ponieważ udało się wyseparować potrzebną do badań ilość grafitu, minerał ten poddano szczegółowym badaniom rentgenostrukturalnym i mikroskopowym. Naturalny grafit ziem­ ski występuje w postaci dwóch odmian krystalograficz­ nych, heksagonalnej i romboedrycznej. Krystality grafi­ towe zbudowane są ze stosów warstw złożonych z atomów węgla ułożonych w regularne, płaskie sześcioboki. Odle­ głości pomiędzy najbliższymi sąsiednimi atomami w war­ stwie wynoszą 1,42 A. Poszczególne warstwy mogą być ułożone względem siebie na dwa różne sposoby: 1) w sekwencji ABABAB... (struktura heksagonalna), gdzie co druga warstwa w kierunku osi c jest translacyjnie identyczna, 2) w sekwencji ABC ABC... (struktura romboedryczna), gdzie co trzecia warstwa w kierunku osi c jest translacyjnie identyczna. Stabilną i powszechną formą struktury w grafitach ziemskich jest odmiana heksagonalna. Grafit z meteorytu MORASKO różni się od grafitów ziemskich większym udziałem struktury romboedrycznej, mniej dokładnym uporządkowaniem 3-wymiarowym warstw i obecnością cliftonitu (polikrystaliczny agregat grafitu o morfologii regularnej). Uzyskane wyniki świadczą, że grafit meteo­ rytowy poddany był działaniu sił niszczących (metamorfizm uderzeniowy), które spowodowały wzrost udziału struktury romboedrycznej. Duża podatność grafitu na przemiany strukturalne pod wpływem ciśnień i wysokich temperatur czyni ten minerał ważnym wskaźnikiem pro­ cesów metamorfizmu uderzeniowego i termicznego w me­ teorytach. W meteorycie MORASKO stwierdzono także cliftonit opisany wcześniej w dziesięciu innych meteory­ tach żelaznych. Po raz pierwszy tego typu formy skupień grafitu opisane zostały przez Flechtera (1887 r.) w żelaz­ nym meteorycie, znalezionym w rejonie Youndegin w zachodniej Australii. Geneza cliftonitu jest dyskuto20 w a n a od kilkudziesięciu lat i do n i e d a w n a przeważał pogląd, że są to pseudomorfozy grafitu po diamencie. W y k o n a n e w ostatnich latach b a d a n i a e k s p e r y m e n t a l n e wskazują, że cliftonit powstał jako p r o d u k t rozkładu wcześniej utworzonego cohenitu — F e 3 C . 3. T e k t y t y T e k t y t y są to m a ł e (200—300 gramów), zwykle kuliste l u b wydłużone ciała z b u d o w a n e ze szkliwa zawierającego 7 0 — 8 0 % S i 0 2 . Makroskopowo są one p o d o b n e do n a t u ­ ralnych ziemskich szkliw wulkanicznych tzw. obsydia­ nów, przy szczegółowych b a d a n i a c h wykazują znaczne różnice. Obiekty te były kolekcjonowane i b a d a n e przez około 200 lat. Pierwsze opisane okazy t e k t y t ó w pochodzą z Czech, gdzie znaleziono je w osadach W e ł t a w y i n a ­ zwano moldawitami. Licznie występujące t e k t y t y w połu­ dniowej Australii, na Tasmanii i okolicznych wyspach zostały n a z w a n e austr alitami. P o n a d t o t e k t y t y znaleziono na Borneo i J a w i e (jawaity), na wyspach B a n k a i Billiton (billitonity), na Malajach (malajzjanity), w Indochinach (indochinity) oraz na Filipinach (filipinity, rizality). W Afryce z n a n e jest tylko j e d n o miejsce w y s t ę p o w a n i a t e k t y t ó w : wybrzeże Republiki Kości Słoniowej. Rzadko występują one na k o n t y n e n c i e a m e r y k a ń s k i m ; w Amery­ ce Północnej n o t o w a n e są tylko trzy stanowiska wystę­ p o w a n i a tych ciał (hediazyty). Australoazjatycki obszar występowania t e k t y t ó w jest największy ze znanych. Tek­ t y t y te różnią się między sobą tylko nieznacznie cechami fizycznymi i chemicznymi. Są one brązowe i zielonawe w świetle przechodzącym, a ich wiek określony został metodą argonową i śladów rozszczepienia j ą d e r a t o m ó w u r a n u na 700 000 lat. Nieco starsze są t e k t y t y afrykańskie, znajdowane we współczesnych żwirach. Wiek ich okre­ ślono na 1,5 miliona lat. M o ł d a w i t y występują w późnoplioceńskich iłach. Różnią się one nieco składem chemicz­ n y m i zabarwieniem, a ich wiek określony metodą p o t a sowo-argonową i śladów rozszczepienia j ą d e r a t o m ó w 21 uranu wynosi około 14,8 milionów lat. Najstarsze są bediazyty, występujące w oligoceńskiej formacji żwirów. Wiek ich został określony na 34 miliony lat. T e k t y t y są to naturalne szkliwa o teksturach często fluidalnych. Formowały się one w wysokich temperatu­ rach (2000°C i więcej). Charakter szkliwa, częste wrostki lechatelierytu, tj. szkliwa kwarcowego, świadczą o nie­ jednorodności materiału, który uległ stopieniu. Tekstury fluidalne świadczą o szybkim stopieniu i ochłodzeniu pierwotnego materiału. W niektórych tektytach stwier­ dzono drobne wtrącenia metalicznych kulek zawierają­ cych około 95% Fe i 1,2—3,2% Ni. Geneza tektytów jest sporna, wysuwane są koncepcje ziemskiego i pozaziem­ skiego pochodzenia. Znaleziono dotąd około 650 tysięcy tektytów. Skład chemiczny tych ciał wyraźnie odbiega od wszystkich znanych meteorytów i różni się od szkliw i skał księżycowych. Hipotezy, że tektyty są pochodzenia księżycowego lub meteorytowego, wydają się mało praw­ dopodobne. Wielu zwolenników ma hipoteza uderzeniowa. Na powierzchni Ziemi stwierdzono kratery, co do których nie ulega wątpliwości, że są pochodzenia meteorytowego, np. znany krater w Arizonie. W ostatnich latach przed­ miotem szczegółowych badań geologicznych była wielka kotlina Ries położona koło Nórdlingen w RFN. Okazało się, że kotlina ta o średnicy 25 km jest starym kraterem meteorytowym pochodzącym sprzed 14,8 min lat. W kra­ terze tym stwierdzono obecność wysokociśnieniowych odmian Si0 2 — stiszowitu i coesytu — opisanych wcześ­ niej z krateru z Arizony. Minerały te tworzą się w wa­ runkach wysokiej temperatury i bardzo dużych ciśnień (rzędu stu kilkudziesięciu tysięcy atmosfer). Utworzenie takiego krateru ma miejsce wówczas, gdy pędzący z szyb­ kością kosmiczną wielki meteoryt nie zdąży wyhamować w atmosferze ziemskiej. Skutkiem uderzenia tworzy się krater. W warunkach tak gwałtownego ciśnienia udaro­ wego część skał podłoża nagrzewa się do temperatury topnienia i wówczas mogą utworzyć się kryształy stiszo­ witu, a pod działaniem odbitej fali ciśnieniowej — coe­ sytu. Z badań pometeorytowych kraterów księżycowych wynika, że znaczna ilość skał podłoża ulega przetopieniu 22 w szkliwo. W k r a t e r z e Ries znaleziono i opisano k a w a ł k i szkliwa, których wiek wynosi około 14,8 m i n lat. W gra­ nicach błędu wiek tych szkliw i m o ł d a w i t ó w jest j e d n a ­ kowy. Być może w y r z u c o n a z k r a t e r u Ries m a s a szkliwa przeleciała 500 km i spadła na t e r y t o r i u m Czech. 4. P y ł y kosmiczne Materia pochodzenia pozaziemskiego dociera na p o ­ wierzchnię naszego globu w postaci większych fragmen­ tów — m e t e o r y t ó w — oraz mikroskopijnej wielkości okruchów m a t e r i i zwanych pyłami kosmicznymi. Roczny opad m a t e r i i pochodzenia pozaziemskiego ocenia się na około 1 miliona ton, w t y m m e t e o ^ t y stanowią znikomy procent. W ostatnich latach zainteresowanie p y ł a m i kos­ micznymi wyraźnie wzrosło, co spowodowane zostało przez a s t r o n a u t y k ę , dla k t ó r e j stanowią one problem bezpieczeństwa lotów. P y ł y dostarczają ważnych infor­ macji o rodzaju m a t e r i i we wszechświecie. W roku 1891 J. M u r r a y przedstawił pierwsze opraco­ w a n i e pyłów kosmicznych. Był on uczestnikiem w y p r a w y ,.Challenger" (1872—1876) i w osadach wydobytych z d n a Oceanu Sjjokojnego stwierdził d r o b n e ciała kuliste, o średnicy do 400 JLI, k t ó r e n a z w a ł pyłami kosmicznymi. Na k w a r t ę iłu przypadało 20—30 kulek m a g n e t y t u i 5—6 kulek krzemianowych. Od tego czasu pj^ły kosmiczne znajdowano wielokrotnie w lodach A r k t y k i i A n t a r k t y ­ dy, w skałach osadowych i w wyższych w a r s t w a c h a t m o ­ sfery. P y ł y takie znaleziono m. in. na t e r e n i e Polski w t u fogenicznych osadach Śląska Cieszyńskiego, w solach Wieliczki, Inowrocławia i K ł o d a w y oraz w karbońskich iłach bentonitowych na G ó r n y m Śląsku. Wartości rocz­ nego opadu m a t e r i i kosmicznej na powierzchnię Ziemi różnią się w opracowaniach dotyczących tego t e m a t u aż o cztery rzędy wielkości, co z a p e w n e zależy w znacznej mierze od stosowanej m e t o d y k i pomiarów. Najczęściej przyjmowana jest wielkość 1—106 ton/rok. W skałach osadowych różnego wieku nie stwierdzono większych 23 zmian w ilości opadu pyłu kosmicznego. Od kambru do dziś ' masa Ziemi zwiększyła się o około 0,01%), tj. 1—2,5X1015 ton. Obecność pyłów kosmicznych można stwierdzić w prze­ strzeni kosmicznej. Informacji o gęstości pyłów dostar­ czają obserwacje astronomiczne światła zodiakalnego, któ­ re tworzy się w wyniku rozpraszania promieni słonecz­ nych na cząstkach pyłu. Do badania pyłów stosuje się ostatnio technikę rakietową; są to sztuczne satelity, po­ jazdy z załogą ludzką i specjalne rakiety wystrzeliwane na wysokość do 20 km. Rejestracji cząstek pozaziemskich w przestrzeni kosmicznej dokonuje się za pomocą specjal­ nych detektorów lub kolektorów pyłów. Wyniki tych pomiarów wskazują, że nie należy obawiać się uszkodze­ nia statków kosmicznych przez pędzące cząstki. Średnią ich prędkość w przestrzeni kosmicznej ocenia się na oko­ ło 15 km/sek. Masy cząstek są niewielkie, a ilość cząstek maleje ze wzrostem ich wymiarów i masy. Pomiary wy­ konane podczas lotu Gemini-12 wykazały, że gęstość py­ łów o masach cząstek ponad 10~7 g stanowiła 3X10~ 5 cząstek/m2 sek., a o masach poniżej 10~ 15 g około 200/m2 sek. Cząstki o wielkości ponad 10 M- należą do rzadkości. Nasza wiedza o pyłach kosmicznych jest jeszcze nie­ wielka. Niełatwe, a nawet wręcz niemożliwe jest uzyski­ wanie pyłów z opadów z atmosfery, która zawiera coraz więcej zanieczyszczeń. Przemysł, eksplozje nuklearne, eksperymenty kosmiczne powodują zanieczyszczenie at­ mosfery pyłami, które utrudniają separację i identyfika­ cję pyłów kosmicznych. W tej sytuacji pozostają do ba­ dania pyły kosmiczne zawarte w skałach. W Polsce szczególną uwagę mineralogów zwróciły w ostatnich latach pyły kosmiczne wydzielone z frakcji gruboziarnistej iłów bentonitowych wieku karbońskiego. Skały te występują w warstwach górnośląskiego karbonu produktywnego. Dotychczas opisywano przeważnie wy­ stępowanie tego typu pyłów w młodszych osadach. Wśród minerałów ciężkich, które wydzielono z frakcji grubo­ ziarnistych wspomnianych skał, stwierdzono niewielkie ciała kuliste o średnicach mniejszych od 400 \x, wśród 24 których wyróżniono t r z y o d m i a n y : t y p I — k u l k i n i e ­ przezroczyste o n i e r ó w n e j powierzchni; t y p II — kulki nieprzezroczyste, czarne o lustrzanie gładkiej powierzchni i t y p III — k u l k i przeświecające l u b przezroczyste o gład­ kich powierzchniach b a r w y zielonkawej, b r u n a t n e j , p o ­ m a r a ń c z o w e j l u b bezbarwne. K u l k i I i II t y p u są m e t a ­ liczne zwykle m a g n e t y t o w e . P o d o b n y t y p kulek niklowych został opisany przez L. M a z u r a w solach z Wieliczki. Kulki III t y p u z b u d o w a n e są p r a w i e wyłącznie ze szkliwa. B a d a n i a spektrografiezne w podczerwieni szkliwa bu­ dującego kulki kosmiczne w y k a z a ł y jego bezwodny cha­ rakter, co różni je od wulkanicznych szkliw pochodzenia ziemskiego. 5. M i n e r a ł y i skały Księżyca M i n e r a ł y i skały księżycowe przywiezione na Ziemię przez w y p r a w y Apollo i a u t o m a t y c z n e stacje bezzałogowe typu Ł u n a okazały się znacznie bardziej różnorodne niż przewidywano. W miejscach lądowania pojazdów księżycowych stwierdzono liczne nierówności od m a ł y c h zagłębień o średnicy kilku c e n t y m e t r ó w do k r a t e r ó w o średnicy kilkuset i więcej m e t r ó w . Obfitość k r a t e r ó w jest zapewne cechą charakterystyczną powierzchni Księ­ życa. Ich geneza (pometeorytowe, wulkaniczne) jest i bę­ dzie p r z e d m i o t e m licznych sporów. Największe mają po kilkaset kilometrów (np. Clavius 235 km). K r a t e r y zwyk­ le obrzeżone są pierścieniowym wzniesieniem i w przy­ bliżeniu ilość m a t e r i a ł u w pierścieniu podobna jest d e ­ presji k r a t e r u . Wiele k r a t e r ó w ma w środku wzniesie­ nia, a i n n e mają gładkie dno, co pozwala przypuszczać, że zostały wypełnione częściowo przez lawę. K r a t e r o w a n i e było niewątpliwie długo trwającym procesem, o czym świadczą s t a r e k r a t e r y , a w nich m ł o d e dobrze zachowa­ n e . Należy przypomnieć tu o pionierskich pracach Gali­ leusza z r. 1610, k t ó r y b a d a ł powierzchnię Księżyca za pomocą teleskopu. Oprócz k r a t e r ó w zaobserwował on wielkie ciemne obszary nizin, k t ó r e n a z w a ł morzami (maria). 25 Podstawową cechę strukturalną Księżyca stanowi zróżnicowanie powierzchni na obszary w y ż y n n e i morza, na k t ó r e nakładają się s t r u k t u r y koliste: wklęsłe — k r a ­ t e r y i w y p u k ł e •— k o p u ł y oraz r ó ż n o r o d n e s t r u k t u r y liniowe: grzbiety, wały, bruzdy. Powierzchnia wyżyn leży średnio 3 km p o n a d powierzchnią mórz. Wyżyny są silnie rozczłonkowane przez liczne dyslokacje i k r a t e r y . Na powierzchni m ó r z jest mniej dyslokacji i dużych k r a t e r ó w , zwraca j e d n a k u w a g ę duża liczba m a ł y c h k r a ­ terów, obecność kopuł, wydłużonych wałów i bruzd o k r ę t y m przebiegu. S k a ł y księżycowe dostarczone na Ziemię można podzie­ lić na trzy główne g r u p y : 1. skały m a g m o w e , 2. brekcje, 3. drobnoziarnisty luźny m a t e r i a ł tzw. g r u n t księżycowy i szkliwo. Najpełniejszego opracowania doczekały się próbki skał przywiezione przez w y p r a w ę Apollo 11, ze­ b r a n e w rejonie SW M a r ę Tranąuillitatis. M a r ę T r a n ą u i l litatis jest częścią zespołu wielkich r ó w n i n księżycowych i ma kształt n i e r e g u l a r n y w odróżnieniu od wielu m ó r z kolistych. W miejscu lądowania stwierdzono nierówności od m a ł y c h dołków o średnicy kilku c e n t y m e t r ó w do k r a ­ terów o 180 m średnicy i 30 m głębokości. W odsłonięciach k r a t e r ó w nie zaobserwowano w a r s t w o w a n i a skał. Aczkol­ wiek skały z tego obszaru zawierają w przewadze m a t e ­ riał mórz, przypuszcza się, że są t a m także o k r u c h y skał reprezentujące wyżyny. Badaniami laboratoryjnymi stwierdzono: brekcje, bazalty, a n o r t o t y t y i szkliwa (tab. 7). Określono także skład m i n e r a l n y m a t e r i a ł u luź­ nego zalegającego na powierzchni (tab. 8). Tabela Skały księżycowe — strefa SW Marę Tranąuillitatis Brekcje Bazalty i Anortozyty Szkliwa Inne 26 52,4% 37,4 3,6 5,1 1,3 i 7 i k Tabela 8 Skład mineralny luźnego materiału księżycowego (strefa SW Marę Tranąuillitatis) Szkliwo • Piroks eny Plagioklazy Ilmenit Oliwi n Inne 50% 25 15 8 1 1 Erekcje Są to ostrokrawędziste f r a g m e n t y skał, m i n e r a ł ó w i szkliwa o wielkości 40—300 |n tkwiące w drobnoziarni­ stej zizotropizowanej i zeszklonej masie tego samego m a t e r i a ł u co g r u n t księżycowy. Pospolicie w brekcjach obecne są m a ł e kulki z b u d o w a n e ze szkliwa. W skałach tych stwierdzono o k r u c h y starszych brekcji. Z i a r n a m i n e ­ rałów są często spękane i zdeformowane, a o k r u c h y skał w różnym stopniu zeszklone. Te i wiele innych faktów p r z e m a w i a za tym, że brekcje księżycowe u t w o r z y ł y się w w y n i k u uderzeń m e t e o r y t ó w o powierzchnię Księżyca. Luźny i d r o b n y m a t e r i a ł zalegający na powierzchni Księżyca (grunt księżycowy) składa się głównie ze szkli­ wa oraz f r a g m e n t ó w m i n e r a ł ó w i skał. S k ł a d m i n e r a l n y pyłu podobny jest do składu tła skalnego brekcji. Są to pirokseny, plagioklazy, oliwiny i ilmenit oraz podrzędnie irydymit, krystobalit, troilit i żelazo niklowe. Szkliwo wykształcone jest w postaci ostrokrawędzistych o k r u c h ó w i obficie jako kulki o różnym zabarwieniu. Przypuszcza się, że brekcje i d r o b n y pył u t w o r z y ł y się w w y n i k u g w a ł t o w n y c h kolizji m e t e o r y t ó w z powierzchnią Księży­ ca. F r a g m e n t y skał w brekcjach to bazalty, anortozyty i szkliwo, k t ó r e najczęściej są obtopione l u b przepojone szkliwem. Bazalty N a z w ę bazalt zastosowano w nieco szerszym pojęciu, obok bowiem gruboziarnistych o d m i a n t y p u m i k r o g a b r a 27 i gabra występują charakterystyczne dla mórz o d m i a n y drobnoziarniste t y p u bazaltów. M i n e r a ł a m i głównymi tych skał są: jednoskośne pirokseny, Ca-plagioklazy i ilmenit (tab. 9). M i n e r a ł a m i pobocznymi są: oliwin, Tabela 9 Minerały główne w bazaltach księżycowych z Marę Tranąuillitatis Odmiana skały Pirokseny Ca-plagioklazy Ilmenit Bazalt gruboziarnisty Bazalt ś r e d n i o z i a r n i sty Bazalt drobnoziarni­ sty 61 28 11 48-61 24—42 51 22 8 — 18 27 rutyl, spinele, pseudobrookit. O d m i a n y gruboziarniste są jaśniejszej b a r w y od o d m i a n średnio- i drobnoziarnistych, co spowodowane jest większą zawartością ilmenitu w tych drugich. Typowe bazalty m ó r z są b a r w y ciemnej (ciem­ noszare i czarne) i drobnoziarniste. Ciężar właściwy tych 3 skał w a h a się od 3,27 do 3,42 g/cm . A oto k r ó t k a cha­ r a k t e r y s t y k a m i n e r a ł ó w występujących w skałach t y p u bazaltów księżycowych. Pirokseny są r e p r e z e n t o w a n e przez augit tytanowy i pigeonit. Zaobserwowano w nich wyraźną strefowość w rozmieszczeniu Ti i Al. Plagioklazy (bytownit i anortyt) p r a w i e zawsze polisyntetycznie zbliźniaczone. W plagioklazach o budowie zonalnej zróżnicowanie chemiczne pomiędzy pasami jest niewielkie. P a s m inwersyjnych nie stwierdzono. Ilmenit. Cechą różniącą w y r a ź n i e bazalty M a r ę T r a n ­ ąuillitatis od bazaltów ziemskich jest obfitość ilmenitu. Jego obecność w tych skałach powoduje, że morza księ­ życowe są czarne. Sądząc z pokroju ziarn, m i n e r a ł t e n krystalizował jako jeden z pierwszych. Oliwin. Ziarna oliwinu są zwykle większe do ziarn m i - 28 nerałów z którymi współwystępuje. Jego osobniki są często skorodowane m a g m o w o . Pseudobrookit występuje sporadycznie. Najczęściej tworzy otoczki reakcyjne wokół ilmenitu. Troilit i żelazo rodzime są m i n e r a ł a m i akcesorycznymi. Często współwystępują ze sobą. Mała zawartość niklu w żelazie r o d z i m y m wyklucza jego m e t e o r y t o w e pocho­ dzenie. I n n e sporadycznie występujące m i n e r a ł y to kwarc, trydymit, krystobalit, rutyl i chromit. Za pomocą m i k r o sondy elektronowej stwierdzono w bazaltach m i k r o o b szary wzbogacone w potas. J e s t to szkliwo lub n o w y n i e ­ z n a n y m i n e r a ł . W bazaltach księżycow T ych nie stwierdzono m i n e r a ł ó w zawierających g r u p y OH i u w o d n i o n y c h a n i też nie zaobserwowano ciekłych inkluzji, co dowodzi, że na powierzchni b r a k jest wody. A n o rt o zyt y Anortozyty stanowią nikłą część p r ó b e k przywiezio­ nych z Księżyca. Są to skały leukokratyczne szeregu anortozyt — gabro anortozytowe. Makroskopowo wyraź­ nie odróżniają się od bazaltów. Są bowiem b a r w y jasno­ szarej w odróżnieniu od p r a w i e czarnych bazaltów. Anor­ tozyty właściwe składają się głównie z niezbliźniaczonych ziarn zasadowych plagioklazów — anortytów. W odmia­ nach t y p u g a b r a anortozytowego pojawiają się obok plagioklazów pirokseny i oliwin. Gęstość tych skał nie przekracza 2,9 g/cm 3 . Występowanie anortozytów było niespodzianką, gdyż nie p r z e w i d y w a n o ich obecności na Księżycu. Odbiegają one wyraźnie składem chemicznym od bazaltów. A n o r t o z y t y pobrane z rejonu Marę Tranąuillitatis mają p o d o b n y skład chemiczny do skał obrze­ żających krater Tycho. Krater Tycho położony jest na obszarze wyżyn, k t ó r e charakteryzują się jaśniejszym zabarwieniem od mórz. Skład chemiczny tych skał został przesłany przez S u r v e y o r a VIII, który tam wylądował. 29 Przypuszcza się, że o k r u c h y anortozytów z e b r a n e przez załogę Apolla 11 pochodzą z wyżyn księżycowych, a zo­ stały przerzucone na obszary m ó r z w w y n i k u uderzeń m e t e o r y t ó w i tworzenia się wielkich k r a t e r ó w . Koncepcja, że w y ż y n y księżycowe są z b u d o w a n e z anortozytów, jest nowa i wcześniej nie była b r a n a pod uwagę. Szkliwa Szkliwa księżycowe są zróżnicowane pod względem form, barwy, cech optycznych i chemizmu. Są to ostrokrawędziste ziarna lub formy kuliste, zwykle niejedno­ rodne, o teksturze fluidalnej, z licznymi w r o s t k a m i okru­ chów m i n e r a ł ó w lub skał. W szkliwach tych stwierdzono także d r o b n e wrostki kulek żelaza rodzimego i troilitu. S k ł a d chemiczny szkliw jest zmienny. Szkliwa b a r w n e ( b r u n a t n e , czerwone, p o m a r a ń c z o w e i żółte) są zasobne w Fe, Mg i Ti. Szkliwa b e z b a r w n e są uboższe w te pier­ wiastki, a wzbogacone w Al i Si.. K u l k i szkliwa są p r a w ­ dopodobnie zakrzepłymi k r o p e l k a m i stopu utworzonego przy uderzeniu dużego m e t e o r y t u o powierzchnię Księży­ ca. Na powierzchni kulek stwierdzono różnorodne s t r u k ­ t u r y ; d r o b n e kratery, rozbryzgi szkliwa, zagłębienia i de­ formacje. Tego t y p u formy mogły powstać w ,,gorącej chmurze balistycznej" powstałej w w y n i k u uderzenia meteorytu. Różne t y p y szkliw utworzyły się w w y n i k u stopienia różnych o d m i a n skał księżycowych. Należy zwró­ cić uwagę, że kulki szkliwa księżycowego są wielkością i zabarwieniem podobne do szklistych kulek pyłów ko­ smicznych wydzielanych z osadowych skał ziemskich. Minerały Księżyca Listę m i n e r a ł ó w księżycowych przedstawiono w tabeli 10. Z w r a c a u w a g ę niewielka, w p o r ó w n a n i u z m e t e o r y t a ­ mi, liczba nowych nieznanych m i n e r a ł ó w — są t o : 30 Armaicolit (Fe, Mg) T i 2 0 5 Piroksferroit C a F e 6 ( S i O s ) 7 Tranąuillityit (Fe, Y, Ca, Mn)(Ti, Si, Zr, Al, C r ) O s Armaicolit został n a z w a n y dla u p a m i ę t n i e n i a nazwisk trzech a s t r o n a u t ó w misji Apollo 1 1 : ARMstronga, ALdrina i COLlinsa. Nie stwierdzono na Księżycu m i n e r a ­ łów u w o d n i o n y c h ani też m i n e r a ł ó w z g r u p a m i OH w s t r u k t u r z e . O b r a k u w o d y na Księżycu dowodzą wy­ niki szczegółowych b a d a ń szkliw. Wiek pomarańczowych szkliw przywiezionych przez misję Apollo 17 określono na 3,7 m i l i a r d ó w lat. Szkliwo w obecności w o d y szybko Tabela 10 Minerały skał księżycowych Minerały główne Pirokseny Plagioklazy Oliwiny Whitlockit Zirkelit Fe rodzime Żelazo niklowe Cu-rodzime Troillit Co heni t Schreibersyt Korund Grafit Chalkopiryt Pseudobrookit Magnetyt Pikotyt Hematyt Granat Minerały akcesoryczne Ilmenit Chromit Ulvospinel Spinel Cr-pleonast Perowskit Dysanalyt Rutyl Nb-rutyl Baddeleyit Cyrkon Nowe minerały Kwarc Armaicolit Trydymit Krystobalit Piroksferroit K-skaleń Tranąuillityit Apatyt 31 ulega dewitryfikacji (odszkleniu), czego m a m y przykłady w ziemskich szkliwach wulkanicznych. B r a k takich prze­ j a w ó w w szkliwach liczących kilka m i l i a r d ó w lat świad­ czy o wyjątkowo „suchych warunkach" panujących na Księżycu. Wiek bezwzględny m i n e r a ł ó w i skał księżyco­ wych określano różnymi metodami i wykazano, że n a j ­ starsze skały liczą około 4,4 m i l i a r d a lat. Metamorfizm uderzeniowy Istnieją d w a poglądy na genezę morfologii powierzchni Księżyca, a co za tym idzie i na w a r u n k i tworzenia się skał t a m występujących, głównie brekcji i g r u n t u . J e d e n wiąże je z procesami wulkanicznymi, drugi z procesami b o m b a r d o w a n i a powierzchni Księżyca przez m e t e o r y t y i asteroidy. W myśl tych drugich poglądów uderzenia o powierzchnię Księżyca ciał spadających z prędkościami kosmicznymi rzędu kilometrów na s e k u n d ę dawać mają efekty eksplozji o energii znacznie przekraczającej ener­ gię najsilniejszych w y b u c h ó w wulkanicznych obserwo­ w a n y c h na Ziemi. W świetle w y n i k ó w b a d a ń skał dostar­ czonych przez kolejne w y p r a w y Apollo, rola b o m b a r d o ­ wania meteorytowego i mikrometeorytowego nie budzi dziś wątpliwości. Spękane, zizotropizowane lub zeszklone m i n e r a ł y i skały występują powszechnie w brekcjach i gruncie księżycowym. Są to efekty tzw. m e t a m o r f i z m u uderzeniowego (impaktytowego). W m i n e r a ł a c h brekcji księżycowych zaznaczają się trzy e t a p y tego m e t a m o r ­ fizmu: 1. kataklaza i mikrodeformacja; 2. izotropizacja; 3. topienie. Materiał wyrzucony podczas eksplozji uderze­ niowych tworzy p o k r y w y nie tylko wokół k r a t e r ó w , lecz również daleko poza n i m i m. in. na obszarze mórz. Zjawi­ skom w u l k a n i c z n y m przypisać można wypełnianie base­ n ó w mórz przez lawy bazaltowe. W ostatnich latach zarejestrowano także na Ziemi nie­ liczne przejawy m e t a m o r f i z m u uderzeniowego w pierście­ niowych k r a t e r a c h pometeorytowych. Kratery takie 32 utworzyły się w w y n i k u u p a d k u wielkich meteorytów, k t ó r e nie wytraciły w atmosferze ziemskiej prędkości kosmicznych. Zalicza się do nich m. in. Meteor C r a t e r (Arizona), k r a t e r W a b a r (Arabia Saudyjska) czy Ries (Bawaria). W efekcie takiego uderzenia tworzą się k r ó t ­ k o t r w a ł e , lecz bardzo wysokie ciśnienia i wysokie t e m ­ p e r a t u r y (metamorfizm uderzeniowy) powodujące zmiany s t r u k t u r a l n e m i n e r a ł ó w i skał. Do m i n e r a ł ó w wysoko­ ciśnieniowych zalicza się diament, stishowit i coesyt. W żelaznym meteorycie z Canyon Diablo u t w o r z y ł y się d i a m e n t y w efekcie zderzenia tego m e t e o r y t u z Ziemią. W skałach wypełniających k r a t e r y i zalegających wokół nich stwierdzono liczne spękania i zeszklenia minerałów, a także w s p o m n i a n e wyżej o d m i a n y kwarcu. J a k w y k a ­ zano, w skałach ziemskich najbardziej p o d a t n e na m e t a ­ morfizm uderzeniowy są k w a r c i plagioklazy. 6. Jak opisać i gdzie zarejestrować spadek meteorytu Ten, k o m u szczęśliwie zdarzy się zaobserwować spada­ jący meteoryt, powinien przede wszystkim wyznaczyć k i e r u n e k spadku ustalając p u n k t y odniesienia oraz do­ k ł a d n i e określić lub lepiej zaznaczyć położenie własne w terenie. Ważne jest także zmierzenie czasu lotu (wy­ starczy odliczać sekundy) oraz zanotowanie czasu spadku. Jeżeli meteoryt spadł w bezpośredniej bliskości, to należy natychmiast podjąć jego poszukiwania, po s p a d k u bo­ w i e m nie grozi ż a d n e niebezpieczeństwo. Po szczęśliwym znalezieniu m e t e o r y t u należy stwierdzić, czy jest on go­ rący i jakie jest położenie k a n a ł u p o u p a d k o w e g o : proste czy skośne. Meteoryty szybko stygną, nie ma więc nie­ bezpieczeństwa poparzenia. Nagrzewa się on tylko w cza­ sie k r ó t k o t r w a ł e g o przelotu przez atmosferę Ziemi, a rozgrzaniu podlega cienka 1—2 mm warstwa zewnętrz­ na. P o n a d t o należy zanotować następujące d a n e : jaka była jego wielkość i jasność w czasie lotu (w p o ­ r ó w n a n i u n p . z Księżycem, gwiazdami); 3S jakiej był b a r w y w czasie l o t u ; j a k i był t o r jego l o t u ; jakie zjawiska akustyczne towarzyszyły spadków' (eksplozja, grzmot, seria trzasków, szum itp.). O znalezisku należy zawiadomić instytucje prowadzące b a d a n i a w zakresie kosmomineralogii. A k t u a l n i e badania tego t y p u są w y k o n y w a n e w Zakładzie Mineralogii i Geo chemii Akademii Górniczo-Hutniczej, 30-059 K r a k ó w , Al. Mickiewicza 30. 7. J a k wydzielić kulki kosmiczne Nie szczęście, lecz cierpliwość jest potrzebna, by stać się właścicielem małego zbioru kulek kosmicznych. Rocz­ ny opad pyłów kosmicznych ocenia się na około 1 milion ton. Można więc próbować wydzielić je z opadów a t m o ­ sferycznych, ale niestety obecnie powietrze atmosferyczne jest w znacznym stopniu zanieczyszczone p y ł a m i przemy­ słowymi. Niesposób oddzielić jedne od drugich, a i często odróżnienie ich p r o s t y m i m e t o d a m i sprawia trudność. Stosunkowo najłatwiej jest wyseparować kulki kos­ miczne z niektóych skał osadowych pochodzenia morskie­ go lub jeziornego, są to m. in. sól k a m i e n n a , iły lub ł u p k i ilaste. Prosta jest operacja z solą kamienną, wystarczy bowiem rozpuścić w wodzie halit (NaCl) i z pozostałego osadu wydzielić kulki za pomocą magnesu. W solach jest mało interesującego nas m a t e r i a ł u , znaczna bowiem ilość kulek, zwłaszcza metalicznych, ulega zniszczeniu w czasie krystalizacji m i n e r a ł ó w chlorkowych z w o d y morskiej. Stosunkowo najwięcej kulek kosmicznych znajduje się w skałach ilastych, (np. w karpackich ł u p k a c h ilastych, górnośląskich iłach bentonitowych i in.). Materiał skalny w ilości kilku kilogramów należy dokładnie wymieszać z wodą w dużym naczyniu i zdyspergować (dodając kilka 3 cm amoniaku). Po 2 dniach powtarzanego co kilka lub kilkanaście godzin mieszania można rozpocząć szlamowa­ nie. W t y m celu należy po wymieszaniu próbki z wodą, 34 odczekać kilkadziesiąt sekund, aż opadną większe ziarna, a n a s t ę p n i e zlać zawiesinę m i n e r a ł ó w ilastych. Szlamowa­ nie p o w t a r z a się t a k długo, aż na dnie naczynia pozosta­ nie piaszczysta frakcja o ziarnach większych od około 0,01 m m . Materiał ten, po wysuszeniu, rozsypuje się na dużą i gładką k a r t k ę papieru, a przesuwając m a g n e s e m umieszczonym pod k a r t k ą separuje frakcję magnetyczną, w której znajdą się też i m a ł e kulki kosmiczne. LITERATURA ' B. DOMINIK, Wstępny komunikat z badań mineralogicznych meteorytu Morasko, Sprawozdania z Posiedź. Kom. Oddz. PAN, Kraków 1972. S. JASKÓLSKI, Badania składników nieprzeźroczystych me­ teorytu łowickiego w świetle odbitym, Arch. Miner. XIV, 1938. A. MANECKI, Chondry i chondryty. Studium miner alogicznopetrograficzne meteorytu Pułtusk, Prace Minerał. 27, 1972. A. MANECKI, A. SKOWROŃSKI, Materiał gruboziarnisty i pyły kosmiczne ze skał montmorillonitowych karbonu górnośląskiego z Milowic, Prace Minerał. 22, 1970. L. MAZUR, Z badań pyłów kosmicznych, Prace Uniwersytetu Mikołaja Kopernika, 1973. B. MASON, Meteorites, N. York 1962. J. POKRZYWNICKI, I. Meteoryty Polski. II. Katalog meteo­ rytów w zbiorach polskich, Studia Geol. Pol XV, 1964. R. UNRUG, Geologia Księżyca, Postępy Nauk Geolog., 5, 1973. J. A. WOOD, U. B. MARVIN, B. N. POWEŁL, J. S. DICKEY, Mineralogy and petrology of the Apollo 11 lunar sample, Smiths, Astrophys. Obs., 307, 1970. D o t y c h c z a s u k a z a ł y się (oprócz n u m e r ó w 1—200 w l a t a c h 1965—1973) 201. Z. Niedziela, współczesna literatura słowacka 202. J. W. A l e k s a n d r o w i c z , Hipnoza 203. D. Dąbrowski, Powstanie i rozwój socjologii organizacji 204. T. Wroński, Ziemia krakowska pod okupacją hitlerowską 205. J. S t a r n a w s k i , Praca wydawcy 206. E. R y b k a , Istota nauki Kopernika 207. W. B i e ń k o w s k i , Kazimierz Kelles-Krauz. Życie i działalność 208. J. P a w l i c a , Typy postaw moralnych w Polsce Ludowej 209. M. Łapiński, Psychoanaliza współczesna 210. J. A l e k s a n d r o w i c z , Metale życia a ochrona środowiska 211. M. K a r a ś , O polskim języku artystycznym (1944—1974) 212. M. S t ę p i e ń , Polska literatura współczesna (1944—1973) 213. B. P r a ż a n o w s k i , Nowa Huta 214. J. S m a g a , Fiodor Dostojewski 215. A. Kielski, Ceramiczne materiały ogniotrwałe 216. J. B a ń k a , Filozofia techniki a życie praktyczne 217. J. Wódz, Zjawiska patologii społecznej 218. T. F r y z e ł , Panarabizm. Źródła i rozwój idei 219. J. W r o ń s k i , Teatr szkolny i jego funkcja wychowawcza 220. T. P r z y b y l s k i , Kultura muzyczna Krakowa na przełomie XVIII i XIX w. 221. M. Tobiasz, Kraków przyszłości — rozwój urbanistyczny miasta '222. M. S t ę p i e ń , Bruno Jasieński 223. K. N a w a r a , Wyniki badań geologicznych nu Księżycu 224. T. L i t y ń s k i , Nawożenie na ziemiach polskich dawniej i dziś 225. A. S z y s z k o - B o h u s z , Dojazdy młodzieży do szkół 226. A. B o l e w s k i , Mineralogia wczoraj i dziś 227. J. Koczwańska, Zagrożenie środowiska przyrodniczego 228. A. Stabryła, Ekonomizacja systemów technicznych i administracyjnych 229. W. Heflik, Nefryt 230. J. Pasławski, Ksawery Pruszyński 231. M. Książkiewicz, Teoria wędrówki kontynentów w nowym świetle 232. T. Z. O r ł o ś Język czeski 233. H. Smarzyński, Narkomania wśród młodzieży. Hipisi 234. P. K r y w a k , Stanisław Lem 235. J. D u ż y k , Władysław Orkan 236. W. P a r a c h o n i a k , Wulkany a życie 237. A. S z y s z k o - B o h u s z , R e l a k s — prawdziwy odpoczynek 238. J. S m a g a , Dramaty Maksyma Gorkiego 239. T. G o ł a s z e w s k i , Futurologla 240. J. Pirożyński, Drukarstwo krakowskie XV—XVI w. 241. S. Myczkowski, Rezerwaty przyrody 242. M. Romankówna, Władysław Syrokomla. Zycie i twórczość; 243. M. B u d k i e w i c z , Surowce mineralne w Polsce 244. T. P r z y b y l s k i , Karol Kurpiński (178^-1857) 245. J. Rajman, Osadnictwo Wielkiej Niziny Węgierskiej 246. M. G o ł a s z e w s k a , Estetyka 247. W. Wyskiel, Witold Gombrowicz. Twórczość literacka 248. E. L u c h t e r , S. C h o m ą t o w s k l , Przemysł regionu krakowskiego w. X X X l e c i u PRL 249. H. G e m b a l a , Krakowskie teatry dramatyczne w X X X - l c c i u PRlf 250. C. G r e c e - D ą b r o w s k a , John Milton (1608—1674) Cena zł 4.— 201. Z. Niedziela, Współczesna literatura słowacka 202. J. W. A l e k s a n d r o w i c z , Hipnoza 203. D. Dąbrowski, Powstanie i rozwój socjologii organizacji 204. T. Wroński, Ziemia krakowska pod okupacją hitlerowską 205. J. S t a r n a w s k i , Praca wydawcy 206. E. R y b k a , Istota nauki Kopernika 207. W. B i e ń k o w s k i , Kazimierz Kelles-Krauz. Życie i działalność 208. J. P a w l i c a , Typy postaw moralnych w Polsce Ludowej 209. M. Łapiński, Psychoanaliza współczesna 210. J. A l e k s a n d r o w i c z , Metale życia a ochrona środowiska 211. M. K a r a ś , O p o l s k i m języku artystycznym (1944—1974) 212. M. S t ę p i e ń * Polska literatura współczesna (1944—1973) 213. B. P r a ż a n o w s k i , Nowa Huta 214. J. S m a g a , Fiodor Dostojewski 215. A. Ki-elski, Ceramiczne materiały ogniotrwałe 216. J. B a ń k a , Filozofia techniki a życie praktyczne 217. J. Wódz, Zjawiska patologii społecznej 2x8. T. F r y z e ł , Panarabizm. Źródła i rozwój idei 219. J. W r o ń s k i , Teatr szkolny i jego funkcja wychowawcza 220. T. P r z y b y l s k i , Kultura muzyczna Krakowa na przełomie XVIII i XIX w. 221. M. T o b i a s z , Kraków przyszłości — rozwój urbanistyczny miasta 222. M. S t ę p i e ń , Bruno Jasieński 223. K. Nawara, Wyniki badań geologicznych na Księżycu 224. T. L i t y ń s k i , Nawożenie na ziemiach polskich dawniej i dziś 225. A. S z y s z k o - B o h u s z , Dojazdy młodzieży do szkół 226. A. B o l e w s k i , Mineralogia wczoraj i dziś 227. J. Koczwańska, Zagrożenie środowiska przyrodniczego 228. A. Stabryła, Ekonomizacja systemów technicznych i administracyjnych 229. W. Heflik, Nefryt 230. J. Pasławski, Ksawery Pruszyński 231. M. Książkiewicz, Teoria wądrówki kontynentów w nowym świetle 232. T. Z. O r ł o ś Język czeski 233. H. Smarzyński, Narkomania wśród młodzieży. Hipisi 234. P. K r y w a k , Stanisław Lem 235. J. D u ż y k , Władysław Orkan 236. W. P a r a c h o n i a k , Wulkany a życie 237. A. S z y s z k o - B o h u s z , R e l a k s — prawdziwy odpoczynek 238. J. S m a g a , Dramaty Maksyma Gorkiego 239. T. G o ł a s z e w s k i , Futurologia 240. J. Pirożyński, Drukarstwo krakowskie XV—XVI w. 241. S. Myczkowski, Rezerwaty przyrody 242. M. R o m a n k ó w n a , Władysław Syrokomla. Życie i twórczość 243. M. B u d k i e w i c z , Surowce mineralne w Polsce 244. T. P r z y b y l s k i , Karol Kurpiński (1785—1857) 245. J. Rajman, Osadnictwo Wielkiej Niziny Węgierskiej 246. M. G o ł a s z e w s k a , Estetyka 247. W. Wyskiel, Witold Gombrowicz. Twórczość literacka 248. E. L u c h t e r , S. C h o m ą t o w s k i , Przemysł regionu krakowskiego w XXXleciu PRL 249. H. Gembala, Krakowskie teatry dramatyczne w XXX-leciu PRL 250. C. G r e c e - D ą b r o w s k a , John Milton (1608—1674) 251. A. M a n e c k i , Meteoryty, pyły kosmiczne i skały księżycowe
