METEORYT 3/97 1

METEORYTBIULETYN MI£OŒNIKÓW METEORYTÓW

Nr 3 (23) Wrzesieñ 1997

G³ówna masa eukrytu Ibitra — 2,5 kgo innych czerwcowych spadkach czytaj na str. 11 i 14

METEORYT 3/972

Od redaktora:Meteoryt – biuletyn dla mi³oœni-ków meteorytów wydawanyprzez Olsztyñskie Planetariumi Obserwatorium Astronomicz-ne, Muzeum Miko³aja Koperni-ka we Fromborku i PallasitePress – wydawcê kwartalnikaMeteorite! z którego pochodziwiêksza czêœæ publikowanychmateria³ów.

Redaguje Andrzej S. Pilski

Sk³ad: Jacek Dr¹¿kowski

Adres redakcji:skr. poczt. 6,14-530 Frombork,tel. (0-55-43) 73-92.

Biuletyn wydawany jest kwartal-nie i dostêpny wy³¹cznie w pre-numeracie. Roczna prenumeratawynosi w 1997 roku 10 z³. Zainte-resowanych prosimy o wp³ace-nie tej kwoty na konto Olsztyñ-skiego Planetarium i Obserwato-rium Astronomicznego nr:

15401072-3724-36001-00-01

w BOŒ SA O/Olsztyn, zaznaczaj¹c cel wp³aty.

Wczeœniejsze roczniki powie-lane s¹ na zamówienie za op³at¹równ¹ wysokoœci aktualnej pre-numeraty.

Meteorite! is publishedquarterly by PallasitePress, P.O. Box 33-1218,Takapuna, Auckland, NewZealand. One yearsubscription is $US27.Payment may be made bycheck, VISA, MasterCard,or American Express.

Meteorite!Online

http://www.meteor.co.nz

Tradycyjne ju¿, niestety, spóŸnianie siê „Meteorytu” ma dwieg³ówne przyczyny: ustawiczny brak czasu redaktora spowodowanyzarówno k³opotami w miejscu pracy (wci¹¿ szukamy astronoma dopracy w planetarium we Fromborku) jak i koniecznoœci¹ dorabianiado skromnej pensji (zajmowanie siê meteorytami, to kosztownehobby) oraz koniecznoœæ konsultowania w¹tpliwoœci z autoramiartyku³ów, co trwa d³ugo niezale¿nie od rodzaju u¿ytej poczty:e-mail umo¿liwia szybkie przes³anie informacji (choæ nie zawsze— znam wyj¹tki), która potem le¿y tygodniami w skrytce i czekana odpowiedŸ, tak ¿e czasem tradycyjna poczta przezywanaz³oœliwie snail-mail (snail = œlimak) bywa szybsza. Mêtnie napisanypo angielsku artyku³ trudno zrobiæ zrozumia³ym po polsku. Zdarzy³osiê, ¿e znajomy Amerykanin odpisa³, ¿e te¿ nie rozumie o co autorowichodzi³o szczególnie gdy u¿ywa³ on jêzyka „z reklamtelewizyjnych”, jak to okreœli³ ów znajomy.

Mam gor¹c¹ proœbê do czytelników znaj¹cych geologiê lepiejni¿ redaktor: Jeœli dostrzeg¹ istotne b³êdy, niech spróbuj¹ znaleŸæchwilê czasu na napisanie krótkiego wyjaœnienia. Wielu czytelników„Meteorytu” nie jest specjalistami w tej dziedzinie i takie informacjeprostuj¹ce nieœcis³oœci i wyjaœniaj¹ce w prostszy sposób niektórezagadnienia by³yby bardzo przydatne.

Sierpniowy numer „Meteorite!” znów obfitowa³ w ciekawemateria³y. Mog³em wybraæ tylko niektóre, tym bardziej, ¿e obieca³emstreszczenia z tegorocznej konferencji Meteoritical Society, równie¿bardzo interesuj¹ce. W meteorytyce dzieje siê bardzo du¿o,a rozpoczêta w tym roku „inwazja” na Marsa jeszcze bardziejpowiêksza zainteresowanie tematem. Godna polecenia jestoczywiœcie druga czêœæ artyku³u o p³ytkach cienkich czyli szlifachpetrograficznych meteorytów. Autor tego artyku³u przygotowuje terazdrugie, uzupe³nione wydanie swojej œwietnej ksi¹¿ki “Rock fromspace”.

Artyku³ o ciêciu meteorytów ¿elaznych nie jest wcale takabstrakcyjny w polskich realiach, jak mog³oby siê wydawaæ.Znalezienie okazów meteorytu Morasko nie jest niemo¿liwe, o czymprzekona³o siê ju¿ parê osób. Na gie³dach minera³ów pojawiaj¹ siêokazy Sikhote-Alin. Ostatnio na warszawskiej gie³dzie oferowanoma³e okazy meteorytu Henbury. Na niektóre gie³dy minera³ów napo³udniu Polski przyje¿d¿a pewien handlarz z Niemiec oferuj¹cymeteoryty po umiarkowanych cenach. Ponadto warto wiedzieæ,ile wysi³ku wymaga przygotowanie efektownej p³ytki meteorytuz figurami Widmanstättena.

Poniewa¿ zwi¹zki astronomów z meteorytami interesuj¹ mnieszczególnie, z przyjemnoœci¹ polecam artyku³ o pocz¹tku historiimeteorytu Gibeon i roli, jak¹ odegra³ w tym John Herschel.Czytelnikom, którzy jeszcze Gibeona nie maj¹, zwracam uwagêna skromn¹ ofertê na str. 17.

Ze wzglêdu na napiêty plan zajêæ redaktora do koñca rokugrudniowy numer „Meteorytu” uka¿e siê prawdopodobnie dopierow po³owie stycznia. Proszê o cierpliwoœæ i wyrozumia³oœæ.

Andrzej S. Pilski

METEORYT 3/97 3

Nazwisko Shoemaker sta³o siê znane ka¿de-mu, gdy w lipcu 1994 roku kometa Shoemaker-Levy 9 zderzy³a siê z Jowiszem. Dziewi¹tka wska-zuje, ¿e by³a to dziewi¹ta kometa odkryta przezCarolyn i Eugena Shoemakerów i Davida Levy.Ma³¿eñstwo Shoemakerów by³o te¿ odkrywca-mi wielu planetoid. Wielu astronomów uwa¿a-³o wiêc Eugene Shoemakera za znanego astro-noma.

Tragiczna wieœæ o wypadku, który zdarzy³siê 18 lipca na pustynnej drodze Terytorium Pó-³nocnego w pobli¿u granicy z Australi¹ Zachod-ni¹, pojawi³a siê w Internecie tak¿e na stronachpoœwiêconych kometom. W czo³owym zderze-niu samochodów na ostrym zakrêcie drogizgin¹³ Eugene Shoemakerjad¹cy wraz z ¿on¹ dostruktury uderzeniowejGoat Paddock. Jego ¿onaCarolyn prze¿y³a wypa-dek i obecnie czuje siê do-brze.

Eugene M. Shoema-ker by³ jednym z najwy-bitniejszych geologów.S³awê zawdziêcza bada-niom struktur powsta³ychw wyniku uderzeñ mete-oroidów w Ziemiê, orazbadaniom Ksiê¿yca.Choæ nie zajmowa³ siê ba-daniem samych meteory-tów, by³ jednym z najbar-dziej znanych cz³onkówThe Meteoritical Society.

Jednym z pierwszych dokonañ Shoemakeraby³o znalezienie niepodwa¿alnych dowodów nameteorytowe pochodzenie s³ynnego KrateruMeteorytowego Barringera. W latach 50-tychprzeprowadzi³ on bardzo szczegó³owe badaniatego krateru. W pobranych przez niego prób-kach E.C.T. Chao wykry³ coesyt — wysokoci-œnieniow¹ odmianê kwarcu. W 1960 roku Sho-emaker odwiedzi³ basen Ries w po³udniowychNiemczech pobieraj¹c próbki, w których Chaoznów stwierdzi³ obecnoœæ coesytu. Obecnoœæ tegominera³u sta³a siê odt¹d istotnym wskaŸnikiemmeteorytowego pochodzenia struktur, w któ-rych on wystêpowa³.

Doœwiadczenie zdobyte przy badaniu Kra-teru Meteorowego wykorzysta³ Shoemaker dobadania kraterów ksiê¿ycowych. W roku 1962

Odszed³ Eugene Shoemaker — astrogeolog

wraz z Hackmannem zaprezentowa³ on pierwsz¹geologiczn¹ mapê Ksiê¿yca pokazuj¹c, jak z roz-mieszczenia kraterów i struktur wokó³ nichmo¿na odczytaæ geologiczn¹ historiê naszegosatelity. W tym czasie by³ ju¿ dyrektorem utwo-rzonego przez siebie Wydzia³u Astrogeologiiw Instytucie Geologicznym USA.

Shoemaker uczestniczy³ od pocz¹tku w pro-gramie badañ Ksiê¿yca: najpierw analizuj¹c zdjê-cia zrobione przez sondy Ranger, a nastêpnie ob-razy przekazywane przez l¹downiki Surveyor wlatach 1963–1968. Jego marzeniem by³o prowa-dzenie osobiœcie badañ geologicznych na Ksiê¿y-cu. Niestety nie pozwoli³o mu na to zdrowie. Kie-rowa³ wiêc z Ziemi badaniami geologicznymi

Ksiê¿yca podczas pierw-szych wypraw Apollo.

Po przejœciu na eme-ryturê w 1993 roku Sho-emaker zwi¹za³ siê z Ob-serwatorium Lowella weFlagstaff, w stanie Arizo-na (niedaleko s³ynnegokrateru), gdzie rozwin¹³wraz z ¿on¹ program po-szukiwania przelatuj¹-cych blisko Ziemi plane-toid i komet. Nie zrezy-gnowa³ jednak z badañstruktur po uderzeniachwielkich meteorytów.Zgin¹³ maj¹c 69 lat.

Fragment listu Ca-rolyn Shoemaker ze szpi-tala w Alice Springs:

„Chocia¿ œmieræ Gene’a jest wci¹¿ dla mnieszokiem i wielk¹ strat¹ dla nas wszystkich, Geneuwa¿a³by, ¿e by³ to w³aœciwy sposób odejœcia.Opuœci³ nas robi¹c coœ, co bardzo lubi³, z dalaod wszelkich problemów tego œwiata, w kraju,który umi³owa³, maj¹c u boku kobietê, któraby³a jego ¿yciow¹ partnerk¹ przez 46 lat i zmar³szybko. Rozmawialiœmy oboje o tym, ¿e gdybynasze ¿ycie mia³o ju¿ siê zakoñczyæ, to ¿yliœmype³ni¹ ¿ycia. Mieliœmy wspania³e dzieci i bliskozwi¹zan¹ ze sob¹ rodzinê. Nasze kariery nauko-we przynios³y nam mnóstwo satysfakcji. Mieli-œmy licznych przyjació³ w ci¹gu ca³ego ¿ycia.A przede wszystkim byliœmy ma³¿eñstwem,w którym nasza wzajemna mi³oœæ nie zna³agranic.”

Redaktor

METEORYT 3/974

Badanie p³ytek cienkich meteorytówO. Richard Norton

(Artyku³ z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3. Copyright © 1997 Pallasite Press)

Czêœæ II

W pierwszym tegorocznym numerze „Meteorite!”(i „Meteorytu” — przyp. red.) rozpocz¹³em omawianie te-matu meteorytowych p³ytek cienkich. By³a tam krótka czêœæpoœwiêcona przygotowaniu p³ytek oraz mikroskopom po-trzebnym do ich badania. Krótko omówi³em wygl¹d minera-³ów w p³ytce cienkiej przy skrzy¿owanych polaroidach (XP).Po tym wstêpie zaczêliœmy przygl¹daæ siê kilku chondrytomzwyczajnym i wêglistym. Celowo rozpocz¹³em od meteory-tów, które najczêœciej znajduj¹ siê w wiêkszoœci kolekcji.Wprowadzi³em i opisa³em siedem typów chondr zale¿nie odich tekstury i struktury. By³a te¿ tabela zestawiaj¹ca te typy.Zajrzenie do tego poprzedniego artyku³u mo¿e pomóc w czy-taniu dalszego ci¹gu. Ilustracje w artykule przedstawiaj¹p³ytki cienkie meteorytów nie tylko jako przedmioty badañnaukowych, ale tak¿e jako naturalne dzie³a sztuki. W dru-giej i ostatniej czêœci omówimy dalsze przyk³ady p³ytek cien-kich meteorytów, tym razem kilku innych chondrytów zwy-czajnych, wêglistych, achondrytów i mezosyderytów.

Przygotowuj¹c ten artyku³ mia³em sposobnoœæ wypró-bowaæ kilka innych mikroskopów stereoskopowych, któres¹ idealne do badania p³ytek cienkich. S¹ one produkowanew Japonii pod nazw¹ Meiji. Istnieje wiele ró¿nych modelidwu- i trójokularowych, a niektóre s¹ wyposa¿one w filtrypolaryzacyjne i kamery do fotografowania. S¹ one rozpro-wadzane przez Microtek N.W. Inc., z siedzib¹ w stanie Wa-shington. Adres firmy znajduje siê na koñcu artyku³u.

Jeszcze o chondrytach zwyczajnych

Chocia¿ chondry zosta³y podzielone na siedem pod-stawowych typów teksturalnych, muszê podkreœliæ, ¿e ist-nieje niemal nieskoñczona ró¿norodnoœæ struktur chondri nie istniej¹ dwie identyczne chondry. Powiedzenie „Ju¿to kiedyœ widzia³em” z pewnoœci¹ nie ma tu zastosowania.Ró¿norodnoœæ struktur w chondrytach (nie mówi¹c

o innych typach meteorytów) jest tak ogromna, ¿e nigdydo koñca nie poznasz ich. Gdy po raz pierwszy zacz¹³embadaæ chondry, nigdy nie mia³em doœæ przyk³adów, którepomog³yby mi poznaæ tekstury i sk³ad minera³ny. Nic siênie zmieni³o; to samo mogê powiedzieæ dziœ. Pamiêtaj¹co tym przyjrzyjmy siê kilku innym, czêœciej spotykanymprzyk³adom.

Zdjêcie 1 ukazuje typowy przyk³ad pasiastej chondryoliwinowej (BO). Wiele takich chondr jest monosomatycz-nymi co oznacza, ¿e sk³adaj¹ siê one z jednego kryszta³u,do którego nale¿¹ zarówno wewnêtrzne p³ytki jak i ob-wódka. Jednak na zdjêciu 1 widaæ kilka uk³adów równole-g³ych p³ytek o ró¿nych barwach. Ka¿dy uk³ad nale¿y doinnego kryszta³u oliwinu, ustawionego pod innym k¹temi maj¹cego inny punkt wygaszania. Obwódka jest te¿ in-nym kryszta³em oliwinu. Jest to tak zwana polisomatycz-na pasiasta chondra oliwinowa, co oznacza, ¿e sk³ada siêz wiêcej ni¿ jednego kryszta³u. Kryszta³y znajduj¹ siêw izotropowym szkliwie, które na zdjêciu jest czarne.W rzadkich przypadkach polisomatyczne, pasiaste chon-dry oliwinowe mog¹ mieæ zauwa¿aln¹ symetriê. Chondrana zdjêciu 2 ma cztery ró¿ne uk³ady równoleg³ych lamelekoliwinu u³o¿onych mniej wiêcej po 45° wzglêdem siebie(poszczególne paski spotykaj¹ siê pod k¹tem bliskim 90°).Ka¿da æwiartka mo¿e mieæ nieco inny sk³ad. Prawa æwiart-ka jest czêœciowo zniszczona i to co mog³o byæ cienk¹obwódk¹, zrekrystalizowa³o przechodz¹c w ciasto skalne.Du¿y, szaroniebieski, anhedralny kryszta³ na dole, to orto-piroksen, prawdopodobnie hipersten.

Badaj¹c p³ytki cienkie chondrytów mo¿na czasem na-potkaæ osobliwe elementy, które stanowi¹ zagadkê dla spe-cjalistów. Zdjêcie 3 przedstawia pasiast¹ chondrê oliwi-now¹ z obwódk¹ i lamelkami wewn¹trz niej stanowi¹c¹ je-den kryszta³. Widaæ brakuj¹cy fragment w postaci okr¹-g³ego wciêcia. Ta osobliwa cecha jest w istocie doœæ po-wszechna, zw³aszcza w chondrytach wêglistych. (Na zdjê-

Fot. 1. Pasiasta chondra oliwinowa z kilkoma uk³adami równole-g³ych p³ytek osadzonych w szkliwie. XP. œredn. 0,9 mm, 39x, chon-dryt wêglisty CV3 Allende.

Fot. 2. Du¿a polisomatyczna chondra z czterema uk³adami równole-g³ych p³ytek oliwinu osadzonych w szkliwie i u³o¿onych w cztery æwiart-ki. XP. œredn. 2,1 mm, 39x, chondryt zwyczajny L6, Forrest 002.

METEORYT 3/97 5

ciu 1 tak¿e widaæ brakuj¹cy fragment). Prawie okr¹g³e wciê-cia sugeruj¹, ¿e ju¿ istniej¹ca chondra (która nie by³a ca³-kowicie stopiona) styka³a siê z p³ynn¹ chondr¹, gdy takrystalizowa³a, zanim ona zastyg³a. PóŸniej coœ usunê³owciœniêt¹ chondrê. Mo¿liwe te¿, ¿e brakuj¹ca czêœæ zosta-³a od³upana w wyniku zderzenia z inn¹ chondr¹.

Chondry z wg³êbieniami mog¹ byæ powi¹zane ze z³o-¿onymi chondrami, czyli takimi, które tworzy³y siê paramii s¹ powi¹zane przez wspólne struktury krystaliczne. Nazdjêciu 4 widzimy coœ, co wygl¹da na uk³ad zachodz¹cychna siebie chondr BO. Obie sk³adaj¹ siê z trzech uk³adówrównoleg³ych lamelek oliwinu maj¹cych identyczne bar-wy interferencyjne. Przy obracaniu analizatora obserwujesiê wygaszanie w tym samym czasie. Brunatne paski w obuchondrach s¹ idealnie na³o¿one na siebie, co sugeruje, ¿echondry ros³y razem jak bliŸniaki syjamskie. Brunatna ob-wódka górnej chondry przecina lamelki dolnej ale wci¹¿jest czêœci¹ jednego kryszta³u. Chondry mog³y powstaæw tym samym zdarzeniu ogrzewaj¹cym i po³¹czyæ siê, gdyby³y jeszcze w stanie plastycznym, przed zastygniêciem.

Niektóre kryteria rozpoznawania minera³ów

Jednym z zadañ petrologa jest zidentyfikowanie mi-nera³ów wystêpuj¹cych w skale. Trochê æwiczenia w ba-daniu p³ytek cienkich typowych ziemskich ska³ magmo-wych jak granity, dioryty, gabra i bazalty oliwinowe jestdobrym sposobem nauczenia siê rozpoznawania minera-³ów. Ziarna minera³ów s¹ zwykle doœæ du¿e, dobrze wy-kszta³cone i maj¹ wszystkie cechy charakterystyczne, któ-re mo¿na napotkaæ w meteorytach: kszta³t kryszta³u, bar-wy interferencyjne, zbliŸniaczenia, paski i wygaszanie.P³ytki cienkie tych typowych ska³ magmowych s¹ ³atwodostêpne po umiarkowanych cenach w „Ward’s NaturalScience Establishment of Rochester, NY. Adres firmy jestna koñcu artyku³u.

Niemal wszystkie meteoryty kamienne i mezosyde-ryty zawieraj¹ dwa rodzaje piroksenu: ortopiroksen, czylipiroksen rombowy, [(Mg,Fe)SiO

3 — zwykle bronzyt lub

hipersten] i zawieraj¹cy wapñ klinopiroksen, czyli pirok-sen jednoskoœny [Ca(Mg,Fe)Si

2O

6 — pigeonit]. Na szczê-

œcie maj¹ one wystarczaj¹co odmienne w³asnoœci optycz-ne, co pozwala je rozró¿niæ. Kryszta³y ortopiroksenu za-wsze maj¹ niskie barwy interferencyjne (szare i brunat-ne) przy skrzy¿owanych polaroidach. Czasem wykazuj¹

pleochroizm przy równoleg³ych polaroidach zmieniaj¹cbarwê od br¹zowej do zielonej podczas obracania okazu.Maj¹ te¿ czêsto wielokrotne zbliŸniaczenia wygl¹daj¹cejak cienkie lub grube linie biegn¹ce równolegle do osikryszta³u (Fot. 5). Pojedyncze kryszta³y w cieœcie skal-nym s¹ zwykle anhedralne (bez œcianek kryszta³ów), aleporfirowe chondry piroksenowe s¹ czêsto subhedralne(maj¹ce jedn¹ lub wiêcej œcianek). Klinopiroksen ma czê-sto jasne barwy interferencyjne od œrodka do górnegokoñca drugiego rzêdu, niebieskie lub karmazynowe, alepodobnie jak ich kuzyni, ortopirokseny, maj¹ zwykle wie-lokrotne zbliŸniaczenia (Fot. 6). Przy okazji proszê zwró-ciæ uwagê na ma³e, jasno zabarwione kryszta³y oliwinuwewn¹trz kryszta³ów piroksenu na zdjêciu 6. Jest to takzwana tekstura poikilitowa spotykana powszechnie w du-¿ych kryszta³ach piroksenu i oliwinu. Sk³ad chemicznyortopiroksenów i klinopiroksenów jest bardzo podobnyi przerosty klinopiroksenu z ortopiroksenem i odwrotnies¹ czêsto spotykane.

Plagioklazy (NaAlSi3O

8 — CaAl

2Si

2O

8) s¹ w chon-

drytach zwyczajnych zwykle minera³ami pobocznymi i po-jawiaj¹ siê g³ównie w wy¿szych typach petrologicznych(powy¿ej 5). Tworz¹ siê ze szkliwa o sk³adzie plagioklazuw wyniku rekrystalizacji meteorytu. Odnalezienie plagio-klazu w chondrytach zwyczajnych wymaga d³ugichi ¿mudnych poszukiwañ, poniewa¿ zwykle wystêpuj¹ onejako ma³e ziarna ukryte w cieœcie skalnym miêdzy pirok-senem i oliwinem.

Aby zapoznaæ siê z plagioklazem, spójrzmy na p³yt-kê cienk¹ ziemskiego gabra (Fot. 7). W próbce tej prze-wa¿aj¹ kryszta³y plagioklazu. Maj¹ du¿e, p³askie kszta³tyo niskim reliefie, rzadko maj¹ce kompletne œcianki krysz-ta³ów. Maj¹ zawsze bardzo niskie barwy interferencyjne,zwykle bia³e, ró¿ne odcienie szaroœci, a czasem blado¿ó-³te. Decyduj¹c¹ cech¹ charakterystyczn¹ jest obecnoœæwielokrotnych p³aszczyzn zbliŸniaczeñ, które s¹ widocz-ne jako równoleg³e paski, ciemne i jasne na przemian.Inne minera³y w gabrze to ortopiroksen, augit (klinopi-roksen zawieraj¹cy wapñ i glin) i oliwin. W chondrytachplagioklazy s¹ zwykle spotykane w pobli¿u chondr w pe-trologicznym typie 6, gdy w wyniku rekrystalizacji po-wstaj¹ wiêksze ziarna. Chemicznym odpowiednikiem pla-gioklazu jest izotropowe szkliwo zwane maskelynitem.Jeden i drugi spotykany jest czêsto w chondrytach wy-

Fot. 3. Monosomatyczna pasiasta chondra oliwinowa o prawie rów-noleg³ych paskach. Widaæ okr¹g³e wciêcie w górnej czêœci. XP. œredn.1,1 mm, 39x, chondryt wêglisty CV3 Allende.

Fot. 4. Z³o¿one pasiaste chondry oliwinowe ze wspólnymi paskamioliwinu. XP. œredn. 0,6 mm, 39x, chondryt zwyczajny H5 Gao.

METEORYT 3/976

sokich typów. Przy wy¿szym stopniu zmetamorfizowania,prawdopodobnie wywo³anym zderzeniami, czêsto plagio-klaz jest przekszta³cany w maskelynit. Tak wiêc obecnoœæmaskelynitu jest wykorzystywana jako wskaŸnik intensyw-noœci uderzenia. W szokowych skaleniach wygaszanie wkrysztale podczas obracania analizatora nie jest jednorodnelecz faliste.

Dobry przyk³ad maskelynitu jest widoczny w meteorycieSNC Zagami, shergottycie, jednym z trzech typów meteory-tów z Marsa. Meteoryt, od którego pochodzi nazwa typu,Shergotty, by³ badany przez Tschermaka w XIX wieku i tow nim opisa³ on po raz pierwszy maskelynit. Na zdjêciach 8ai 8b pokazany jest ten sam fragment p³ytki cienkiej. Na zdjê-ciu 8a p³ytka jest oœwietlona œwiat³em spolaryzowanym rów-nolegle. Dominuj¹ na nim du¿e, wyd³u¿one paski klinopirok-senu augitu. Widaæ, ¿e s¹ one u³o¿one mniej wiêcej na boku,co jest cech¹ kumulatowych ska³ magmowych. W paskachwidoczne s¹ czarne, nieregularne ziarna magnetytu. Bia³e miej-sca miêdzy nimi wype³nia szkliwo maskelynitowe. Jest onoizotropowe i przy skrzy¿owanych polaroidach nastêpujewygaszanie. co widaæ na zdjêciu 8b. Augit ma tam niebiesk¹barwê drugiego rzêdu, natomiast ortopiroksen(u do³u z lewej) jest szary. Augit jest silnie spêkany i zawierainkluzje innych piroksenów maj¹c teksturê poikilitow¹. Krysz-ta³ augitu u góry z prawej wykazuje proste zbliŸniaczenie dzie-l¹c siê na czêœæ niebiesk¹ i br¹zow¹.

W bazaltowych achondrytach (HED) widaæ g³ównie pla-gioklaz i klinopiroksen. Meteoryty z tej grupy nazywane s¹bazaltowymi, poniewa¿ zawieraj¹ minera³y wystêpuj¹ce po-wszechnie w ziemskich bazaltach i czêsto podobnie wygl¹-daj¹ pod mikroskopem. Dla porównania wybra³em p³ytkêcienk¹ typowego ziemskiego bazaltu oliwinowego widzia-nego przy skrzy¿owanych polaroidach (Fot. 9a). Szare igie-³ki z prostym zbliŸniaczeniem, to kryszta³y plagioklazu. Miê-dzy nimi jest jasno zabarwiony oliwin i maj¹cy niskie barwyinterferencyjne (br¹zowy) piroksen. Proszê porównaæ toz tekstur¹ eukrytu Millbillillie (Fot 9b). Listewki plagioklazus¹ uderzaj¹co podobne pod wzglêdem kszta³tu i tak¿e s¹podobnie zbliŸniaczone. Warto zauwa¿yæ, ¿e du¿e kryszta³yplagioklazu zgrupowane s¹ w jednej czêœci otoczonej przezdrobnoziarnisty plagioklaz. Takie zgrupowania nazywane s¹glomerokryszta³ami a tekstura jest zwana glomeroporfiro-w¹, gdzie kryszta³y s¹ znacznie wiêksze ni¿ kryszta³y ota-czaj¹ce zgrupowanie. Tekstura taka wystêpuje powszech-nie w Millbillillie i widaæ j¹ go³ym okiem, jako gruboziarni-ste, ciemne obszary otoczone bardziej bia³ymi polami. Przy-gl¹daj¹c siê uwa¿niej zdjêciu 9b mo¿na dostrzec ma³e, jasnozabarwione ziarna oliwinu i br¹zowe ziarna piroksenu.

Plagioklaz jest wa¿nym minera³em ska³otwórczym wy-stêpuj¹cym licznie w mezosyderytach. Wygl¹da zwykle, jakkryszta³y plagioklazu w gabrze. Zdjêcie 10 przedstawia p³yt-kê cienk¹ mezosyderytu Vaca Muerta. Du¿e, anhedralne ziar-na plagioklazu s¹ widoczne dziêki p³aszczyznom zbliŸnia-czeñ i niskim barwom interferencyjnym (jasno niebiesko-szare i bia³e). Du¿e ziarno u do³u z lewej jest bliskie wyga-szenia (ciemnoszare). Przy lewym brzegu jest ziarno plagio-klazu o prostym zbliŸniaczeniu, podzielone na czêœæ jasno-szar¹ i bia³¹. Pozosta³e ziarna minera³ów to ortopiroksenyi klinopirokseny. Oliwin jest jasnoniebieski. W ziarnach wi-daæ liczne drobne spêkania. Metal jest widoczny jako ma³e,czarne okruchy w niektórych ziarnach oraz w postaci wiêk-

Fot. 6. Porfirowa chondra piroksenowa (PP) z ciasno u³o¿ony-mi kryszta³ami klinopiroksenu. W piroksenie ma³e inkluzje oli-winu. Czarne ziarna to troilit. XP. œredn. 0,8 mm. 39x, chondrytzwyczajny H5 Faith.

Fot. 5. Nale¿¹cy do ciasta skalnego pojedynczy kryszta³ ortopi-roksenu maj¹cy niskie barwy interferencyjne i wielokrotne zbliŸ-niaczenia. XP, 156x, chondryt zwyczajny H5 Faith.

Fot. 7. P³ytka cienka ziemskiego gabra z przewag¹ p³ytek pla-gioklazu. P³ytki maj¹ wielokrotne zbliŸniaczenia i barwy inter-ferencyjne pierwszego rzêdu (szare). Czarny, anhedralny krysz-ta³ bliski wygaszenia to piroksen; ¿ó³ta jest mika. XP, 15x.

Fot. 8a. P³ytka cienka shergottytu w œwietle spolaryzowanymrównolegle. Widoczne s¹ du¿e paski klinopiroksenu, augitu,osadzone w przezroczystym szkliwie maskelynitowym. 39x, achon-dryt SNC Zagami.

METEORYT 3/97 7

szych fragmentów rozdzielaj¹cych ziarna. W ortopirokse-nie mo¿na zauwa¿yæ ma³e, jasno zabarwione kryszta³y oli-winu.

Zachêta do p³ytek cienkich

Badanie p³ytek cienkich meteorytów jest przyjemnoœci¹,która nie ma koñca i tak¹, która znacznie zwiêksza wartoœætwej rosn¹cej kolekcji. Idea³em by³oby, gdyby mo¿na by³omieæ z ka¿dego meteorytu ca³kowity okaz, piêknie wypole-rowan¹ p³ytkê ze skorup¹ i reprezentatywn¹ p³ytkê cienk¹.Przy dzisiejszych cenach meteorytów, dla wiêkszoœci z nasnie jest to raczej mo¿liwe ze wzglêdów finansowych. Naszczêœcie p³ytki cienkie wci¹¿ jeszcze mieszcz¹ siê w bud¿e-cie wiêkszoœci kolekcjonerów (przynajmniej w USA — przyp.red.). Znam kilku kolekcjonerów, którzy skoncentrowali siêwy³¹cznie na p³ytkach cienkich zamiast p³ytek lub ca³kowi-tych okazów. Mam nadziejê, ¿e te dwa artyku³y wzbudz¹wasz¹ ciekawoœæ. Zosta³y one pomyœlane tak, aby daæ pod-stawy petrologii p³ytek cienkich i pomóc wam zacz¹æ.Z pewnoœci¹ nie wyczerpuj¹ one tematu. Autor ma nadzie-jê, ¿e artyku³y o p³ytkach cienkich bêd¹ ukazywaæ siê nadalw „Meteorite!”. Wydawca by³ uprzejmy przygotowaæpierwsze barwne wydania czasopisma, aby jak najlepiej po-kazaæ p³ytki cienkie. Jeœli zachêci³o to was do zajêcia siêmeteorytami w ten nowy i fascynuj¹cy sposób, to bêdzieto najlepsza nagroda za nasze starania.

Autor chcia³by wyraziæ wdziêcznoœæ dr Danie John-son, kieruj¹cej Wydzia³em Geologii Uniwersytetu Oregoñ-skiego za mo¿liwoœæ skorzystania z ich znakomitego mikro-skopu petrologicznego Zeissa. Wiele zdjêæ pokazanychw obu artyku³ach wykonano przy pomocy tego sprzêtu.Chcia³bym te¿ podziêkowaæ dr Bobowi Reynoldsowi, pe-trologowi ska³ magmowych z Central Oregon CommunityCollege za jego pomoc i zachêtê.

Literatura

Wasson John T. (1993). Constraints on ChondruleOrigins, Meteoritics 28, 14-28.

Norton O. Richard (1997). Exploring Meteorite Thin Sec-tions, Part one, Meteorite! 2, 16-21.

Tschermak Gustav (1885). The Microscopic Propertiesof Meteorites, Smithsonian Contribution to Astrophysics,Vol. 4, Number 6, Reprinted 1984.

MacKenzie W.S., C.H. Donaldson, and C. Guilford, 1982.Atlas of Igneous Rocks and Their Textures, New York, JohnWiley and Sons, Inc.

Dodd Robert T., 1981. Meteorites: A Petrologic-Chemi-cal Synthesis, New York, Cambridge University Press.

Dostawcy (w USA)New England Meteoritical Services, P.O. Box 440,

Mendon, MA 01756, nemsusa@delphi.com (oferuje p³ytkicienkie)

David New, P.O. Box 278, Anacortes, WA 98221(oferuje p³ytki cienkie)

Ward’s Natural Science Establishment, P.O. Box 92912,Rochester, NY 14692 (oferuje p³ytki cienkie ska³ ziemskich)

Microtek N.W., Inc. P.O. Box 2702, Gig Harbor,WA 98335 (oferuje mikroskopy stereoskopowe)

Fot. 8b. Ta sama p³ytka cienka, co na zdjêciu 8a, ale przy skrzy-¿owanych polaroidach. Paski augitu maj¹ jasne barwy drugiegorzêdu. Izotropowe szkliwo maskelynitowe jest czarne. XP, 39x,achondryt SNC Zagami.

Fot. 9a. P³ytka cienka ziemskiego bazaltu oliwinowego. Domi-nuje plagioklaz widoczny jako d³ugie jednokrotnie zbiŸniaczoneigie³ki. ¯ó³te ziarna to oliwin a czarne to magnetyt. XP. Pole ma2 mm szerokoœci. Zdjêcie udostêpni³ Bob Reynolds.

Fot. 9b. P³ytka cienka eukrytu, na której widaæ zgrupowaniedu¿ych igie³ plagioklazu wewn¹trz drobnoziarnistego ciasta skal-nego z plagioklazu i piroksenu. XP, 25x, eukryt Millbillillie.

Fot. 10. P³ytka cienka mezosyderytu ukazuje du¿e, anhedralneziarna plagioklazu i piroksenu. W plagioklazie widaæ proste i wie-lokrotne pasma zbliŸniaczeñ. XP, 39x, mezosyderyt Vaca Muerta.

METEORYT 3/978

Ciêcie meteorytów ¿elaznychAllan Langheinrich i William Kroth

(Artyku³ z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3. Copyright © 1997 Pallasite Press)

Podziwiamy nieraz du¿e, ideal-nie p³askie, wypolerowanei wytrawione powierzchnie

meteorytów ¿elaznych. Rzadko my-œlimy wtedy, ile wysi³ku potrzeba,aby prawid³owo doprowadziæ mete-oryt do tego stanu. Ten artyku³ zo-sta³ przygotowany, aby pomóc tym,którzy próbuj¹ ci¹æ i trawiæ meteory-ty oraz uœwiadomiæ kolekcjonerom,jak przebiega proces ciêcia i jakiestwarza problemy. Wskazówki, jakietu prezentujemy, s¹ wynikiem 15 latdoœwiadczenia przy ciêciu meteory-tów w firmie „Lang’s Fossils andMeteorites”. Jeden z autorów (AL)ma ponad 20 lat doœwiadczenia za-wodowego w przemyœle narzêdzio-wym, gdzie specjalizowa³ siê w ciê-ciu metalu. Niektóre wskazówki mo¿-na wykorzystaæ przy przecinaniuznacznie mniejszych okazów mete-orytów ¿elaznych, a nawet meteory-tów kamiennych. Wyjawiamy tu nie-które „sekrety firmy”, ale przykronam patrzeæ, jak niektórzy hobbyœci,a nawet i kustosze w muzeach, nisz-cz¹ meteoryty przy próbach przeci-nania. Uwa¿amy, ¿e przekazanie kil-ku wskazówek jest bardzo wa¿ne,poniewa¿ nie tylko pomog¹ one po-prawiæ wygl¹d okazów, ale i przed³u-¿¹ czas ich ¿ycia w kolekcjach.

Ciêcie meteorytów ¿elaznychjest znacznie trudniejsze, ni¿ ciêcietakiej samej wielkoœci kawa³ków me-talu wytworzonego przez ludzi. Me-teoryty ¿elazne s¹ niejednorodnymimieszaninami metalu i licznych inklu-zji o ró¿nym stopniu twardoœci i wy-trzyma³oœci. Rzadko zdarza siê ciê-cie, które nie wymaga³oby jakichœpoprawek.

Wszystkie wiêksze meteoryty¿elazne przecinamy na du¿ej pile ta-œmowej do metalu z podajnikiem hy-draulicznym. Ostrza maj¹ 4,7 m d³u-goœci, 2,5 cm szerokoœci i 0,9 mm gru-boœci. S¹ one wysadzane wêglikiem,przewa¿nie 4 zêby na cal (ostrza wy-sadzane w sposób ci¹g³y wykorzy-stujemy do ciêcia pallasytów i mete-

orytów ¿elaznych z krzemianami).Tak¹ pi³¹ mo¿na ci¹æ meteoryt ¿ela-zny o œrednicy 40 cm. Poni¿sze radywynikaj¹ z godzin ciêcia prawie sturó¿nych typów meteorytów ¿ela-znych.

Pewnie zamocuj okaz

Przecinanie jednej p³ytki trwaœrednio od 4 do 10 godzin. Nie mo¿-na wiêc oczywiœcie trzymaæ meteory-tu w rêkach. Meteoryty maj¹ nieraztak nieregularne kszta³ty, ¿e wyska-kuj¹ z uchwytów pi³y. Jest te¿ nie-zwykle wa¿ne, aby zachowaæ tê sam¹orientacjê meteorytu przy ka¿dymciêciu, tak aby by³ krojony jak bo-chenek chleba i ka¿da kolejna p³yt-ka mia³a wszêdzie jednakow¹ gru-boœæ (bez skosów). Dwukrotniesprawdzamy, czy powierzchnia jestrównoleg³a do ostrza i sto³u pi³y wy-korzystuj¹c k¹townik mechanika,oraz kontrolujemy gruboœæ p³ytkiprzynajmniej w trzech odleg³ychpunktach. Poprawianie krzywegociêcia, lub schodkowej powierzchnipo ciêciu nie tylko zabiera czas, alejest kosztowne, poniewa¿ wartoœæokazu zale¿y od jego wagi. Aby mieæpewnoœæ, ¿e okaz siê nie przekrêcipodczas ciêcia, umieszczamy gow pudle z licznymi uchwytamii ca³e pud³o mocujemy w imadle pi³y.Czasem, jeœli okaz jest mocno za-okr¹glony, lub po prostu s³abo siêtrzyma, umieszczamy go w prosto-k¹tnym pude³ku ze sklejki wype³nia-j¹c puste miejsca szybko schn¹cymgipsem lub kitem stolarskim. Ca³oœæumieszczamy w imadle maszynyi ka¿de ciêcie jest wykonywane przezca³e pude³ko z meteorytem.

Wybierz odpowiednie ostrze,szybkoœæ i nacisk ciêcia

W³aœciwy wybór ostrza nie tyl-ko pozwoli na uzyskanie najlepsze-go rezultatu ciêcia (wymagaj¹cegonajmniej czasu na szlifowanie), aletak¿e zmniejszy zu¿ycie pi³y i pozwolina wykonanie najwiêkszej liczby ciêæ

jednym ostrzem. Poniewa¿ meteory-ty ró¿ni¹ siê pod wzglêdem twardo-œci, wytrzyma³oœci oraz liczby i ro-dzaju inkluzji, mamy pod rêk¹ kilkaOSTRYCH brzeszczotów. Typoweostrze wystarcza do odciêcia jednejp³ytki o œrednicy 40 cm typowegometeorytu ¿elaznego, takiego jak Gi-beon. Odsy³amy je potem do wy-twórni do naostrzenia i ka¿dybrzeszczot umo¿liwia zwykle trzy ciê-cia, zanim stanie siê zbyt zu¿yty stwa-rzaj¹c ryzyko pêkniêcia w trakcieprzecinania (czêsto z fatalnymi skut-kami). Trzeba staraæ siê u¿ywaæ jed-nego i tego samego ostrza od po-cz¹tku do koñca ciêcia, poniewa¿wtedy powierzchnia ciêcia bêdzienajbardziej równa i ryzyko ciêciaschodkowego jest najmniejsze.Wa³ki prowadz¹ce ostrza trzebaumieœciæ jak najbli¿ej przecinanegookazu.

Jednym z najwa¿niejszych para-metrów pi³y taœmowej jest naprê¿e-nie ostrza. Wiêkszoœæ du¿ych pi³ mawbudowany wskaŸnik naprê¿enia.U¿ywamy te¿ oddzielnego, rêczne-go przyrz¹du do sprawdzania naprê-¿enia. Nale¿y je sprawdzaæw regularnych odstêpach czasu,szczególnie przy rozpoczynaniu ciê-cia nowym ostrzem oraz po pewnymczasie, gdy ostrze i maszyna siê roz-grzej¹. Skutkiem niew³aœciwego na-prê¿enia mo¿e byæ wypuk³a po-wierzchnia ciêcia, nadmierna wibra-cja i pêkniêcie ostrza.

Jesteœmy zdania, ¿e dla ka¿degometeorytu istnieje optymalna prêd-koœæ ciêcia. Skutkiem zbyt wolnegolub zbyt szybkiego ciêcia mo¿e czê-sto byæ przedwczesne stêpienie pi³y.Na ogó³ wstêpnie ustalamy prêd-koœæ na oko³o 3 stopy na sekundê.Obserwujemy iloœæ powstaj¹cychod³amków, wibracjê maszyny, tem-peraturê silnika, ostrza i okazu, a na-wet dŸwiêk pi³y. Oœwietlamy siln¹wi¹zk¹ œwiat³a wy¿³obienie w trak-cie ciêcia próbuj¹c zobaczyæ na ileg³adka jest powierzchnia ciêcia. Bar-

METEORYT 3/97 9

Al Lang z przeciêtym wielkim kawa³kiem Toluki.

dziej g³adka powierzchnia oznaczakrótsze szlifowanie i mniejsz¹ stratêmateria³u.

Nacisk ostrza jest kontrolowanyprzez hydrauliczny suwak, który po-zwala na posuwanie ostrza do przo-du w okreœlonym tempie. Noweostrze musi pocz¹tkowo pracowaæprzy zmniejszonym nacisku przez conajmniej 50 cali kwadratowych ciê-cia. PóŸniej nacisk mo¿na zwiêkszyæ,tak aby ciêcie by³o najbardziej efek-tywne. Najbardziej optymalna pracapi³y jest wynikiem wywa¿enia wieluparametrów, aby uzyskaæ najlepsz¹powierzchniê ciêcia, mo¿liwie krótkiczas przecinania, jak najd³u¿sz¹ pra-cê ostrza i umiarkowane zu¿ycie ma-szyny.

Okaz i pi³a musz¹ byæ ch³odzone

Nieuniknionym produktemubocznym przy przecinaniu metalujest ciep³o powstaj¹ce w wyniku tar-cia. Ciep³o to nie tylko powodujeprzedwczesne zu¿ycie ostrza, alemo¿e te¿ zmieniæ i zniszczyæ po-wierzchniowe struktury w meteory-tach takie jak figury Widmanstätte-na, inkluzje i fazy metalu. Staramysiê utrzymaæ temperaturê okazu po-ni¿ej 120°C. Stosujemy ró¿ne meto-dy ch³odzenia. Najwa¿niejszy jestp³yn do ciêcia — nie tylko ch³odzi,ale i smaruje pi³ê i meteoryt. Stosu-jemy nie zawieraj¹cy chloru, nietok-syczny, rozpuszczalny w wodzie olejdo ciêcia. Nale¿y sprawdziæ to w skle-pie, poniewa¿ wiêkszoœæ p³ynów dociêcia zawiera chlor. Stosujemy gow 5% rozcieñczeniu wod¹ destylo-wan¹. Wprowadzenie chloru lub in-nych halogenków podczas ciêcia jestodpowiedzialne za wiele póŸniej-szych problemów z rdzewieniem. Razwprowadzone do meteorytu nie daj¹siê usun¹æ normalnymi sposobamii stale bêd¹ powodowaæ niszczeniemeteorytu.

Stosujemy tak¿e strumieñ zim-nego powietrza skierowany pod ci-œnieniem prosto w wy¿³obienie.Wiêkszoœæ dobrych sklepów z na-rzêdziami oferuje takie pomys³oweurz¹dzenia. Potrzebny jest tylkozwyk³y ma³y kompresor. Urz¹dzenieto wykorzystuje prawo rozprê¿aniasiê gazu do wytwarzania strugi lo-dowatego powietrza pod wysokimciœnieniem, kierowanej bezpoœred-nio w wy¿³obienie po ciêciu. Ch³o-

dzi ona wnêtrze meteorytu i usuwaprzy okazji opi³ki.

Na koniec, choæ typowa pi³a ta-œmowa jest przystosowana do ciê-cia ró¿nych materia³ów, jesteœmypewni, ¿e producenci nigdy nie bralipod uwagê ciêcia meteorytu o œred-nicy 40 centymetrów przez 14 go-dzin bez przerwy. Do ch³odzenia sil-nika i ty³u przecinanego okazu sto-sujemy ma³e wentylatory typuokiennego.

Nale¿y obserwowaæca³y proces ciêcia

Wiêkszoœæ ludzi s¹dzi, ¿e porozpoczêciu ciêcia mo¿na zostawiæpi³ê bez nadzoru i wróciæ po jakimœczasie znajduj¹c ³adnie odciêt¹p³ytkê le¿¹c¹ obok okazu. Gdyby toby³o takie proste! Trzeba ca³y czasbyæ w pobli¿u i obserwowaæ naprê-¿enie ostrza, tempo ciêcia, wielkoœæusuwanych opi³ków, oraz czy ciê-cie przebiega prosto. Potrzebne s¹ma³e poprawki kompensuj¹ce zu-¿ycie ostrza i ewentualne napotka-

ne inkluzje. Bardzo czêsto podczasciêcia napotyka siê na fragmentymeteorytu o ró¿nej twardoœci, cowymaga pewnych zmian np w szyb-koœci posuwu ostrza czy jego naci-sku. W trakcie procesu przecinaniasprawdzamy, czy regularnie dostar-czany jest œwie¿y olej i czy ³o¿yskapi³y maj¹ doœæ smaru. Jeœli ciêcieprzebiega normalnie, zwykle w tymczasie szlifujemy lub trawimy innep³ytki, ale nieustannie mamy pi³êna oku.

Ostateczne wykoñczenie

Jeœli wszystko idzie dobrze, po-wierzchnia ciêcia wymaga minimal-nego szlifowania zwyk³¹ szlifierk¹pasow¹, a potem tarczow¹. Jeœli po-wierzchnia jest schodkowa lub da-leka od p³askiej, u¿ywamy albo fre-zarki albo szlifierki, aby doprowa-dziæ do p³askiej powierzchni. Znówpodjêcie w³aœciwych kroków dlauzyskania od razu p³askiej po-wierzchni oszczêdza mnóstwo cza-su i materii meteorytu, poniewa¿ ko-

METEORYT 3/9710

rygowanie powierzchni mo¿e szyb-ko zniszczyæ setki gramów(i pieniêdzy).

Do szlifowania pasowego u¿y-wamy zwykle papieru korundowegoo gradacji 80 i szlifujemy dot¹d, a¿znikn¹ wszystkie œlady ciêciai inne defekty. Koñczymy szlifowa-nie, gdy pozostan¹ tylko drobnerysy po samym papierze œciernym.Papier zu¿ywa siê bardzo szybkoi ka¿dy pas wystarcza tylko na kilkaminut skutecznego szlifowania. U¿y-wamy wiêc wielu paskówi zmieniamy je czêsto. Dalej stosuje-my zwykle szlifierkê tarczow¹ u¿y-waj¹c papieru o gradacji 240, 320, 400i ewentualnie 600. Przekonaliœmy siê,¿e czêsto uzyskujemy znakomite re-zultaty szlifuj¹c tylko do gradacji320. Na przyk³ad Gibeon i Sikhote-Alin wygl¹daj¹ po trawieniu bar-dziej efektownie, jeœli nie s¹ zbytmocno polerowane, a szlifowaniekoñczy siê przy 320. WyraŸniejszewzory w meteorytach ¿elaznycho wy¿szej kontrastowoœci, takichjak Carbo, uzyskuje siê dziêki pole-rowaniu do gradacji 600.Trawienie meteorytów ¿elaznych

Chocia¿ wiêkszoœæ ksi¹¿ek o me-teorytach zawiera sporo informacji

na temat trawienia, chcielibyœmydodaæ kilka naszych w³asnych uwagi podkreœliæ kilka innych dobrze zna-nych zaleceñ, które czêsto nie s¹przestrzegane.

1. Po zakoñczeniu trawienia na-le¿y stosowaæ k¹piel w bezwodnymalkoholu. Usunie to wszelk¹ wodêpozosta³¹ po trawieniu, która mo¿ebyæ uwiêziona w drobnych szczeli-nach. Stosujemy tak¿e bezwodnyalkohol do sporz¹dzania roztworudo trawienia. Nale¿y pamiêtaæ, abydodawaæ kwas azotowy do alko-holu, a nie odwrotnie. Dodawaniejakiegokolwiek rozcieñczalnika dozlewki ze stê¿onym kwasem jestbardzo niebezpieczne, zw³aszczaw przypadku kwasu azotowego.

Do rozcieñczania nale¿y stoso-waæ bezwodny alkohol etylowy lubizopropylowy. Alkohol metylowynie nadaje siê, poniewa¿ jest silnietruj¹cy. Nale¿y stosowaæ kilka na-czyñ przenosz¹c wytrawiony okazdo coraz czystszej k¹pieli alkoho-lowej.

2. Okaz nale¿y ogrzaæ na gor¹-cej p³ycie lub w piecu (do oko³o65°C), aby usun¹æ resztki wilgoci.Trzeba pamiêtaæ, ¿e alkohol ma bar-dzo niski punkt zap³onu ( nale¿ywiêc wytrzeæ do sucha okaz przed

umieszczeniem nagor¹cej p³ycie).Przed ogrzewa-niem natryskujemyna okaz cienk¹warstwê oleju dokonserwacji broni,aby zmniejszyæszansê, ¿e podczasogrzewania poja-wi¹ siê drobneœlady rdzy. ¯elazoby³o przed chwil¹chemicznie trawio-ne i nas¹czone al-koholem i jegoczysta powierzch-nia jest bardzo po-datna na utlenia-nie zw³aszczaw podwy¿szonejt e m p e r a t u r z e .Cienka warstwaoleju do konser-wacji broni usuniewszelk¹ wodêchroni¹c po-wierzchniê przed

rdzewieniem. Oczywiœcie warstew-ka ta bêdzie przeszkadzaæ w na³o¿e-niu lakieru. Jeœli planujesz to (coodradzamy), nie stosuj oleju.

3. Pokrywanie bezbarwnym la-kierem nie podoba nam siê z kilkupowodów. Przede wszystkim wielez nich zawiera rozpuszczalniki, któ-re mog¹ reagowaæ z meteorytemi zapocz¹tkowaæ proces korozji.Czêsto nie stanowi¹ one ¿adnejprzeszkody dla wilgoci i rzadkowchodz¹ w drobne szczelinki miê-dzy kryszta³ami. Jeœli okaz nie jestca³kowicie suchy, czêsto zamykaj¹one niewielkie iloœci wody na d³u-¿ej i zaczyna siê rdzewienie.

Przeprowadziliœmy wiele testówi kupiliœmy niemal ka¿dy typ olejuochronnego, jaki tylko mogliœmyznaleŸæ. Jeden w szczególnoœciprzewy¿sza wszystkie inne i wy³¹cz-nie jego u¿ywamy w naszej w³asnejkolekcji. Jest to G-76, firmowy olejdo broni , który jest dostêpnyw wiêkszoœci sklepów z artyku³amisportowymi w USA. Wnika on g³ê-boko miêdzy p³ytki kryszta³ówi powstrzymuje niemal ka¿dy przy-padek korozji. Jeœli nie ma go w po-bliskim sklepie, poproœ, aby zamó-wili. Wielu kolekcjonerom nie po-doba siê warstewka oleju i uwa¿aj¹taki okaz za niedopracowany. Mypatrzymy na to z punktu widzeniaokazu — stabilny i odporny na ko-rozjê jest w³aœnie dla nas piêkny.

Podsumowanie

Firma „Lang’s Fossils and Me-teorites” przecina i obrabia wszyst-kie typy meteorytów od roku 1981.Jesteœmy wyposa¿eni w ró¿ne pi³ytaœmowe do meteorytów ¿elaznychi pi³y diamentowe o œrednicy tarczod 15 do 60 centymetrów do mete-orytów kamiennych. Jeœli masz pro-blemy z ciêciem, z przyjemnoœci¹udzielimy odpowiedzi lub pomocy.

Napisz lub zadzwoñ:

tel. (315) 894-0513,

fax (908) 764-0879,

e-mail: 73061.1637@compuserve.com,

adres: RD #2, Box 366A,Ilion, New York, USA 13357.

METEORYT 3/97 11

Spytaj geologaodpowiada Bernhard Spörli

Publikacja z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3.Copyright © 1997 Pallasite Press

1. Czy w meteorycie Murchison znajduj¹ siê CAIi diamenty?

CAI (wrostki bogate w wapñ i glin) to wrostki mine-ra³ów wysokotemperaturowych spotykane w niektórychchondrytach wêglistych i zwyczajnych. Przewa¿aj¹wœród tych wrostków tlenki wystêpuj¹ce w postaci ta-kich minera³ów jak spinel, korund i hibonit. Niektórez nich utworzy³y siê 2 do 7 milionów lat wczeœniej ni¿chondry. Uwa¿a siê, ¿e niektóre CAI zarejestrowa³y wy-sokoenergetyczne wybuchy wywo³ane przez materiêspadaj¹c¹ na powierzchniê m³odego S³oñca. CAI zawie-raj¹ tak¿e przeds³oneczny sk³ad izotopowy. MeteorytMurchison zawiera du¿¹ iloœæ takich inkluzji, które s¹szczegó³owo badane. W niektórych z nich widaæ efektytopnienie w bardzo wysokich temperaturach oko³o2100°C.

Pierwotne meteoryty (w³¹cznie z Murchison) zawie-raj¹ te¿ bardzo ma³e ziarna diamentu, grafitu i wêglikakrzemu, czyli tak zwane ziarna przeds³oneczne. Mo¿nawykazaæ, ¿e kondensowa³y one z materii wyp³ywaj¹cejz gwiazd bêd¹cych w fazie czerwonych olbrzymów przedutworzeniem siê naszego Uk³adu S³onecznego. Badanieizotopów wystêpuj¹cych w tych ziarnach dostarcza in-formacji na temat procesów nukleosyntezy w czerwonycholbrzymach.

2. Jak tworzy siê szkliwo wulkaniczne?

Wszystkie ska³y wulkaniczne, jakie widzimy dziœ napowierzchni Ziemi, powsta³y z magmy, która jest wyni-kiem stopienia materii dolnej czêœci skorupy i p³aszcza.Topnienie to jest niezwykle z³o¿onym procesem, któryw wiêkszoœci przypadków obejmuje w danym momencietylko stosunkowo niedu¿e partie materii. W ka¿dym przy-padku taka partia materii doœwiadcza w³aœciwej kombi-nacji wysokiej temperatury i obni¿onego ciœnienia, tak ¿estaje siê ca³kowicie p³ynna, wznosi siê przez skorupê i wy-dostaje na powierzchniê Ziemi jako lawa, gdzie natych-miast zaczyna byæ ch³odzona przez ró¿ne procesy. Typo-wy bazalt na ogó³ jest wyrzucany w temperaturze 1200°Club nieco wy¿szej. Normalnie lawa krzepnie w uporz¹d-kowany sposób, tak ¿e ka¿dy minera³ wytr¹ca siê w sta-³ym, charakterystycznym przedziale temperatury. Jeœli jed-nak magma stygnie bardzo szybko, stop mo¿e zostaæ prze-ch³odzony i zakrzepn¹æ w postaci szkliwa. Dzieje siê takdlatego, ¿e jony w stopie nie zd¹¿¹ u³o¿yæ siê w uporz¹d-kowane sieci krystaliczne reprezentuj¹ce minera³y, zanimszybko rosn¹ca lepkoœæ stopu uniemo¿liwi im porusza-nie siê.

Lawy maj¹ bardzo ró¿ny sk³ad chemiczny od bazal-towej, która ma stosunkowo nisk¹ zawartoœæ tlenku krze-mu i najmniejsz¹ lepkoœæ, do riolitowej, która ma najwy¿-

sz¹ zawartoœæ tlenku krzemu i najwiêksz¹ lepkoœæ. W przy-padku bazaltu jest potrzebne szczególnie szybkie ch³o-dzenie, aby uzyskaæ szkliwo, poniewa¿ jony mog¹ uk³a-daæ siê w kryszta³y a¿ do doœæ niskiej temperatury.

Riolitowa lawa tworzy kopu³y i krótkie, grube poto-ki. Z powodu bardzo wysokiej lepkoœci powstawanieszkliwa jest naturaln¹ czêœci¹ normalnego procesu jejkrzepniêcia i czêsto ju¿ zaczyna siê w kominie wulkanu.Podczas dalszego transportu powsta³e warstwy obsy-dianu mieszaj¹ siê z powsta³ym w wyniku wylewu ryoli-tem o pasowej strukturze oraz pumeksem tworz¹c efek-towne struktury, które mo¿emy zobaczyæ na przyk³adw Du¿ych i Ma³ych Szklanych Górach w Pó³nocnej Ka-lifornii.

3. Z czego sk³adaj¹ siê ska³y ziemskiego p³aszcza?

Schodz¹c w g³¹b Ziemi napotykamy najpierw skoru-pê o gruboœci od 10 do 60 km, a nastêpnie p³aszcz dog³êbokoœci oko³o 2900 km, poni¿ej której znajduje siê me-taliczne j¹dro. P³aszcz i wewnêtrzne j¹dro s¹ w zasadziesta³e, ale zewnêtrzna czêœæ j¹dra jest stopiona. Skorupai p³aszcz sk³adaj¹ siê z minera³ów bêd¹cych krzemianamii tlenkami, przy czym ze wzrostem g³êbokoœci maleje za-wartoœæ krzemionki a roœnie gêstoœæ. J¹dro sk³ada siê zestopów. Litosfera, któr¹ tworz¹ p³yty tektoniczne pokry-waj¹ce powierzchniê Ziemi, obejmuje skorupê i najbar-dziej zewnêtrzn¹ czêœæ p³aszcza.

Dysponujemy niestety tylko próbkami z najbardziejzewnêtrznej czêœci p³aszcza, bezpoœrednio na przyk³adw postaci inkluzji wyrzuconych z g³êbokoœci nawet200 km w kimberlitowych kana³ach eksplozyjnych i po-œrednio przez odtworzenie historii bazaltowego wulkani-zmu, który ogólnie bierze swój pocz¹tek w p³aszczu (war-to zauwa¿yæ, ¿e wed³ug nowych koncepcji dotycz¹cychfontann w p³aszczu, mamy byæ mo¿e próbki z g³êbszychwarstw, ni¿ s¹dziliœmy dotychczas). Ska³y górnego p³asz-cza s¹ tak¿e bezpoœrednio widoczne w tak zwanych „ofio-litach” (p³ytach oceanicznej litosfery wypchniêtych nal¹d przez si³y tektoniczne), tak jak w masywie Troodos naCyprze.

Z powy¿szych przypadków wiemy, ¿e górna czêœæp³aszcza jest domen¹ ska³ ultrazasadowych, wœród któ-rych dominuje perydotyt, ska³a zawieraj¹ca oliwin, pi-roksen oraz granat lub spinel. PóŸniej ciœnienie i meta-morfizm przeobrazi³y czêœæ tej materii w serpentynit.

Aby uzyskaæ jakieœ wskazówki na temat sk³adu g³êb-szych czêœci p³aszcza, potrzebujemy rozwa¿añ geofizycz-nych i porównañ z meteorytami. Poniewa¿ minera³y mu-sz¹ dostosowaæ siê do ogromnego wzrostu ciœnienia,oliwin, piroksen i granat z górnej czêœci p³aszcza s¹ prze-obra¿ane w polimorfy wysokociœnieniowe takie jak pe-rowskit, magneziowustyt i g-spinel. Tam, gdzie te mine-ra³y upakowuj¹ siê ciaœniej, obserwujemy dwie nieci¹-g³oœci w tempie wzrostu prêdkoœci fal sejsmicznychw miarê jak posuwamy siê w g³¹b p³aszcza. Obserwujesiê w p³aszczu znaczn¹ poziom¹ niejednorodnoœæ spo-wodowan¹ tektonik¹ p³yt. P³yty litosfery, które w stre-fie subdukcji wchodz¹ w g³¹b Ziemi, wytwarzaj¹ strefyzaburzeñ siêgaj¹ce przynajmniej 700 km w g³¹b. Kon-wekcja w p³aszczu powoduje przemieszczanie tych „za-nieczyszczeñ”.

METEORYT 3/9712

Strze¿cie siê koñca czerwcaJohn M. Saul i Aniece C. Lawniczak

(Artyku³ z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3. Copyright © 1997 Pallasite Press)

Ka¿dego roku, w okresie od 13do 30 czerwca Ziemia wrazz Ksiê¿ycem przelatuje przez

mniej wiêcej ten sam obszar Uk³aduS³onecznego. Rozmaite obserwacjespadków meteorytów i innych zjawisk,z których nie wszystkie ³atwo wyja-œniæ, sugeruj¹, ¿e ten w³aœnie obszarjest szczególnie zat³oczony kosmicz-nym gruzem, czasem ca³kiem pokaŸ-nej wielkoœci.

Przede wszystkim jest to poraroku, w której nast¹pi³a s³ynna kata-strofa tunguska. 30 czerwca 1908 rokucoœ spad³o z nieba na Syberiê. Ude-rzenie by³o ogromne. Niektórzy mó-wi¹, ¿e jego energia by³a najwiêkszaw pisanej historii. Nie powsta³ jednakkrater i do czasu pierwszej wizyty na-ukowców prowadzonych przez Leoni-da Kulika w 1927 roku na miejscu ka-tastrofy nie s³yszano o ¿adnych frag-mentach meteorytu.

Nie wiemy, co napotka³a Ziemiatego czerwcowego dnia, ale najbar-dziej rozs¹dn¹ mo¿liwoœci¹ wydaje siêma³a kometa lub kruchy, albo spêka-ny meteoryt.

Ziemia i Ksiê¿yc wêdruj¹ razemprzez Kosmos i w skali Uk³adu S³o-necznego mo¿na je traktowaæ jako je-den „punkt”. Inaczej mówi¹c, wszyst-ko co trafia w Ksiê¿yc mo¿na trakto-waæ, jako coœ, co omal nie trafi³ow Ziemiê. W 1987 roku Jack Hartungodkry³, ¿e na Ksiê¿ycu nast¹pi³y dwaniezwyk³e zjawiska, niemal w tym sa-mym momencie roku co eksplozja tun-guska. Hartung stwierdzi³, ¿e sejsmo-grafy umieszczone na Ksiê¿ycu zare-jestrowa³y wyj¹tkow¹, jedyn¹ w swo-im rodzaju „burzê meteoroidow¹” trwa-j¹c¹ od 22 do 26 czerwca 1975 roku;bombardowanie obiektami,z których ka¿dy wa¿y³, jak wyliczono,od 5 do 50 kg. Korzystaj¹c z danychca³kiem innego rodzaju Hartung od-notowa³ tak¿e zdarzenia zapisane nie-gdyœ przez Gerwazego z Canterburyw dniu, który wed³ug dzisiejszego ka-lendarza odpowiada dacie 25 czerwca1178 roku, mianowicie „rozszczepieniegórnego rogu” m³odego Ksiê¿yca

„wiêcej ni¿ tuzin razy”, z którego œrod-ka wyrzucany by³ „ogieñ” i „iskry”.

Komentuj¹c to w 1994 roku I.A.Ahmad zauwa¿y³, ¿e „Mnisi z Canter-bury nie byli pierwszymi ludŸmi dono-sz¹cymi o „rozszczepieniu Ksiê¿yca”.W roku 617 kilku towarzyszy prorokaMohameta opisa³o zjawisko obserwo-wane z doliny Mina niedaleko Mekkizadziwiaj¹co podobnymi s³owami... Do-s³owne t³umaczenie z arabskiego brzmi„Ksiê¿yc rozszczepi³ siê na dwa”. Jakieœdwa wieki póŸniej imam Bukari i jegouczeñ imam Muslim zebrali odpowied-nio trzy i szeœæ informacji o ludziachz Mekki, którzy obserwowali Ksiê¿yc„rozszczepiony na dwa”.

Przyznaj¹c, ¿e spisuj¹cy te obser-wacje mieli motywacjê religijn¹,Ahmad podkreœla, ¿e obserwatorzyuderzenia w Ksiê¿yc, jeœli istotnie toby³o to, nale¿eli do „dwóch antagoni-stycznych grup — muzu³manów i po-liteistów...”. Jedno ze Ÿróde³ muzu³-mañskich stwierdza:

Byliœmy wraz z Wys³añcem Boga(pokój niech bêdzie z nim) w dolinieMina, gdy Ksiê¿yc rozszczepi³ siê nadwa. Jedna z jego czêœci by³a pozagór¹, a druga by³a z tej strony jej. Wy-s³aniec Boga (pokój niech bêdziez nim) powiedzia³ do nas: „Spójrzcie.”

Ahmed sam zastanawia siê, comog³y znaczyæ s³owa „poza gór¹”i „z tej strony jej”. Bior¹c pod uwagêniedok³adnoœæ przeliczania z daw-nego kalendarza islamskiego na gre-goriañski dochodzi do wniosku,¿e „...najbardziej prawdopodobn¹dat¹ jest albo 26–27 maja, albo 26–27czerwca.”

Wydaje siê wiêc, ¿e wysokoener-getyczne zderzenia zachodzi³y na Zie-mi lub Ksiê¿ycu pod koniec czerwcaw latach 1178, 1908, 1975 i byæ mo¿etak¿e w roku 617. Takie wydarzeniawystêpuj¹ tak niezwykle rzadko, ¿etrudno oczekiwaæ przypadkowej kon-centracji trzech czy czterech z nichmiêdzy 22 a 30 czerwca.

Jeszcze jedna obserwacja mo¿emieæ pewien zwi¹zek, choæ nie jestpewne, jak bardzo jest ona rzadka czy

niezwyk³a: Charles Messier — znanyze swego katalogu mg³awic i gromadgwiazd — zanotowa³, ¿e przez oko³opiêæ minut przed po³udniem 17 czerw-ca 1777 roku obserwowa³ du¿¹ liczbêczarnych globul przechodz¹cychprzed S³oñcem.

Nasuwa siê podejrzenie, ¿e Zie-mia i Ksiê¿yc co roku o tej porze prze-chodz¹ przez stosunkowo zat³oczonyobszar Kosmosu. Ale czym zat³oczo-ny? Jedyn¹ oczywist¹ wskazówk¹ do-starczon¹ przez wysok¹ energiê zja-wiska i nik³e pozosta³oœci po eksplozjitunguskiej jest to, ¿e w tej czêœci Ko-smosu by³y (i ci¹gle s¹!) spore kawa-³ki jakiejœ ³atwo krusz¹cej siêi szybko wietrzej¹cej, zawieraj¹cej nie-wiele metalu materii.

Materia ta mo¿e byæ lodowa, zgod-nie z modelem „brudnej kuli œnie¿nej”j¹dra komety. Jeszcze bardziej zwyczaj-na mo¿liwoœæ jest sugerowana przezkrótkie ziemskie istnienie kawa³ka dio-genitu Ellemeet. Pozostawiony na po-wietrzu ten podobny do bazaltu mete-oryt kamienny rozsypa³ siê w py³ w ci¹-gu 20 miesiêcy, najwidoczniej dlate-go, ¿e by³ chemicznie niestabilnyw warunkach, które przewa¿aj¹ na po-wierzchni naszej planety.

Meteoryty kamienne dzielimy nadwie grupy: chondryty i achondryty.Wœród achondrytów istnieje du¿a pod-grupa oznaczona „HED” z³o¿ona z ho-wardytów, eukrytów i diogenitów.S¹ one powszechnie, choæ byæ mo¿e nie-precyzyjnie traktowane jako stanowi¹-ce naturalny zespó³. Ogólnie HED s¹ska³ami podobnymi do bazaltu, pocho-dz¹cymi spoza Ziemi. Eukryty uwa¿a siêza bazalty, które powsta³y na lub przypowierzchni jednego lub wiêcej cia³ po-zaziemskich; podobnie diogenity, choæuwa¿a siê, ¿e pochodz¹ onez wiêkszych g³êbokoœci. Howardytyz definicji s¹ z³o¿onymi, polimiktyczny-mi, brekcjowymi mieszaninamimaterii eukrytowej i diogenitowej.

Meteoryty HED ró¿ni¹ siê od sie-bie litologicznymi i petrologicznymiszczegó³ami i z przynale¿noœci do tejgeochemicznej grupy — do której zali-

METEORYT 3/97 13

cza siê ok 6% spadków meteorytów —niekoniecznie musi wynikaæ wspólnaprzesz³oœæ w Kosmosie przed spadkiemna Ziemiê. Obserwowane ró¿nice miê-dzy poszczególnymi HED mog¹ od-zwierciedlaæ pochodzenie z ró¿nych cia³macierzystych, wyrzucenie z ró¿nychodleg³oœci od centrum uderzenia, wy-dobycie z ró¿nych g³êbokoœci w wyni-ku uderzenia, lub bardziej z³o¿ony prze-bieg zderzenia.

Gdy zbada siê poszczególnespadki meteorytów HED, ³atwo zauwa-¿yæ, ¿e mimo geochemicznego podo-bieñstwa, mo¿na wykryæ lub przynaj-mniej podejrzewaæ, kilka ró¿nych ichhistorii przed zderzeniem z Ziemi¹. Nie-które HED (w tym wszystkie howar-dyty) przesz³y przez wiele epizodówfragmentacji, inne s¹ kumulatami,a jeszcze inne s¹ odmienne pod wzglê-dem sk³adu izotopowego. Gdy wy³¹-czyæ je z grupy HED, powstaje pod-grupa oznaczona NUJ, której cz³onko-wie najprawdopodobniej mieli wspól-n¹ przesz³oœæ przed spotkaniem z Zie-mi¹. Upraszczaj¹c mo¿na podzieliæHED na NUJ i inne.

Zarejestrowano od czternastu doszesnastu spadków NUJ o dobrzeokreœlonych datach. Dok³adna liczba

zale¿y od klasyfikacji diogenitów Ma-negaon i Johnstown zaznaczonychjako „spokrewnione z howardytami”.Z tych 14–16 spadków siedem, (alboosiem jeœli uwzglêdniæ Manegaon)zdarzy³o siê miêdzy 13 a 30 czerwca,czyli na odcinku 5% rocznej orbityZiemi.

Prwdopodobieñstwo, ¿e 7 z 14(lub 8 z 16) spadków wydarzy siê przy-padkowo w ci¹gu 0,05 roku jest zero-we z dok³adnoœci¹ do pierwszych sze-œciu miejsc po przecinku. Wynika z te-go, ¿e te spadki nie s¹ przypadkowe,i ¿e w ci¹gu krótkiego okresuw drugiej po³owie czerwca ka¿degoroku Ziemia przecina rój na ogó³ jed-norodnych bazaltowych gruzów lubprzynajmniej zbli¿a siê do niego.

Wiek ekspozycji na promieniowa-nie kosmiczne dla szeœciu spadkówNUJ miêdzy 13 a 30 czerwca, dla któ-rych zosta³ wyznaczony, mieœci siêw przedziale 10–36 milionów lat. Su-geruje to, ¿e jeœli meteoryty NUJ wy-wodz¹ siê z jednego roju meteoroidów,to prawdopodobnie jest to rój, w któ-rym zachodzi³y wielokrotne wewnêtrz-ne zderzenia i fragmentacje w d³u¿-szym okresie czasu. W takim przypad-ku meteoryty NUJ. które spad³y na

Tabela: Daty spadków NUJ (krystalicznych i monomiktycznych zwyczajnych eukrytów i diogenitów,które nie by³y metamorfizowane)

Data spadku Nazwa meteorytu Diogenit lub Eukryt Uwagi

13 czerwca 1819 Jonzac E15 czerwca 1821 Juvinas E17 czerwca 1870 Ibbenbüren D23 czerwca 1939 Chervony Kut E27 czerwca 1924 Bereba E27 czerwca 1931 Tatahouine D29 czerwca 1843 Manegaon D pokrewieñstwo z howardytami30 czerwca 1957 Ibitira E06 lipca 1924 Johnstown D pokrewieñstwo z howardytami28 sierpnia 1925 Ellemeet D pozostawiony na miejscu spadku

na holenderskiej wyspieSchouwen 0,5 kg kamieñ w ci¹gu20 miesiêcy zamieni³ siê w kupkêpy³u. Jeœli fragmenty meteorytuTunguskiego dotar³y do Ziemi,czy zwietrza³y w podobny sposób?

sierpieñ/wrzesieñ 1878 Haraiya E24 paŸdziernika 1899 Peramiho E byæ mo¿e spad³ 2 listopada 189912 listopada 1906 Kirbyville E24 listopada 1910 Lakangaon E ma inny sk³ad, wiêc mo¿e nie NUJ30 listopada 1850 Shalka D27 lutego 1949 Vetluga E ma inny sk³ad, wiêc mo¿e nie NUJ

Ziemiê w innych porach roku, mog¹tak¿e byæ cz³onkami tego samego rojumeteoroidów, wyrzuconymi pozaczerwcowe zgrupowanie w wynikuzderzeñ.

Jedn¹ z rozwa¿anych mo¿liwoœcijest hipotetyczne zderzenie stosunko-wo kruchego cia³a eukrytowo dioge-nitowego z bry³¹ metalu oko³o 36 mi-lionów lat temu. W roju pokruszonychkamieni, który w wyniku tego siêutworzy³, od czasu do czasu zacho-dzi³y póŸniej wewnêtrzne zderzenia.

Dane te nie s¹ sprzeczne z pre-zentowanymi przez Cruikshankai jego wspó³pracowników w 1991 rokudowodami na istnienie porozbijanychplanetoid podobnych do Westy („We-stoid”), które maj¹ widma meteory-tów HED i których orbity s¹ najbli¿ejziemskiej w lipcu i sierpniu. Takim pla-netoidom mog¹ towarzyszyæ mniejszefragmenty.

ORYX3 rue Bourdaloue75009 Paris, France

[Od redaktora „Meteorite!”: Zga-dliœcie? NUJ = JUN(E)]

METEORYT 3/9714

W œlad za wspania³ym nie-bieskim widowiskiem typu„œwiat³o i dŸwiêk”, które

oœwietli³o ca³¹ wieœ Piplia Kalan w pu-stynnym stanie Rajasthan,w Indiach,po przera¿aj¹cych grzmotach, spad³yna farmê dwa kamienie wa¿¹ce 30i 12 kg. Zdarzy³o siê to 20 czerwca 1996roku oko³o 20.15 czasu indyjskiego.Pod lœni¹c¹, czarn¹ skorup¹, pokrywa-j¹c¹ kamienie, skrywa³a siê bia³awaska³a zaliczana do rzadkiej grupy me-teorytów: eukrytów. W zbiorach bli-sko 15000 meteorytów znajduj¹cychsiê w ró¿nych muzeach do tej rzadkiejgrupy nale¿y mniej ni¿ 50. Siedem czyosiem eukrytów lub diogenitów nale-¿¹cych do specjalnej podgrupy (NUJ)spad³o w czerwcu i chocia¿ powódgrupowania siê spadków w czerwcunie jest znany, ten ostatni spadek jesz-cze bardziej wspiera koncepcjê, ¿e czer-wiec jest ulubionym miesi¹cem spada-nia meteorytów z tej grupy.

Eukryty od dawna s¹ obiektem za-interesowania naukowców. Najpierws¹dzono, ¿e pochodz¹ one z Ksiê¿yca,ale teoria ta zosta³a zdyskredytowana,gdy tylko na Ziemiê przywiezionopierwsze próbki ska³ z Ksiê¿yca. Oka-za³o siê, ¿e chemiczne podobieñstwojest s³abym argumentem za wspólnympochodzeniem, skoro izotopowe pro-porcje tlenu itp. w eukrytach nie pasuj¹do ksiê¿ycowych. Podobieñstwo mar-sjañskich meteorytów do eukrytówby³o tak du¿e, ¿e kiedyœ zaliczano je dojednej grupy. Ta kolejna teoria trafi³a dolamusa, gdy opublikowano wyniki mi-sji Vikingów i sk³ad izotopowy gazówszlachetnych i innych sk³adników at-mosfery Marsa nie dowodzi³ wspólne-go pochodzenia. Obecnie uwa¿a siê, ¿eeukryty pochodz¹ z Westy, planetkiporuszaj¹cej siê w wewnêtrznej czêœcipasa planetoid. Koncepcja ta jest opar-ta na podobieñstwie widma odbiciowe-go Westy i niektórych eukrytów, jak ten,który spad³ w Nuevo Laredo.

Czy rzeczywiœcie mamy w rêku ka-wa³ki Westy? Pierwszym krokiem, abysiê upewniæ, jest scharakteryzowanie

meteorytu najbardziej szczegó³owo, jakmo¿na i zbadanie wszystkich jego aspek-tów jak sk³ad mineralny, pierwiastki œla-dowe i parametry orbity.

Spadek meteorytu by³ tak wido-wiskowy, ¿e ludzie z wioski ³atwo mo-gli okreœliæ kierunek i wysokoœæ jasne-go, niebieskawo ¿ó³tego bolidu. Opie-raj¹c siê na kilku relacjach œwiadkówwypytywanych przez naukowcówz PRL (Physical Research Laboratory— przyp. red., aby nie by³o b³êdnychskojarzeñ) mo¿na byæ pewnym, ¿e me-teoryt przyby³ z kierunku 315° na za-chód od pó³nocy pod k¹tem 50±5°.Wyliczono, ¿e radiant œladu meteoru mia³wspó³rzêdne α = 9,7–10° i δ = 42–46°.Aby jednak obliczyæ orbitê meteoro-idu nie wystarczy tylko radiant i mo-ment spadku, ale tak¿e prêdkoœæ geo-centryczna, któr¹ z regu³y uzyskuje siêz ci¹gu zdjêæ bolidu z zaprogramowa-n¹, wiruj¹c¹ przys³on¹. Poniewa¿ bo-lid nie zosta³ sfotografowany, ta meto-da wyznaczenia prêdkoœci nie by³aprzydatna.

Szans¹ wyznaczenia prêdkoœcigeocentrycznej by³y œlady wytworzo-ne w minera³ach meteorytu przez ciê¿-kie j¹dra promieniowania kosmiczne-go. Gêstoœæ œladów jest bardzo czu³ana ekranowanie, poniewa¿ ciê¿kie jonys¹ szybko zatrzymywane, gdy prze-chodz¹ przez materiê i dlatego pomia-ry gêstoœci œladów mog¹ pozwoliæ nawyznaczenie wielkoœci i kszta³tu me-teoroidu w Kosmosie, zanim ablacjaw atmosferze zniszczy³a wiêksz¹ jegoczêœæ. Wyniki rozk³adu gêstoœci œla-dów otrzymane przez K.M. Suthara po-kaza³y, ¿e meteoroid wa¿y³ w Kosmo-sie oko³o 175 kg i mia³ w przybli¿eniukszta³t elipsoidalny. £¹czna masadwóch znalezionych okazów wynios³atylko 42 kg czyli oko³o 132 kg lub 75%masy meteoroidu wyparowa³o w at-mosferze.

E.J. Öpik wykaza³ wiele lat temu, ¿eutrata masy wskutek ablacji jest czu³¹funkcj¹ prêdkoœci meteoroidu, a œciœlejkwadratu jego prêdkoœci. Zale¿noœæ tazosta³a póŸniej uœciœlona i korzystaj¹c

z niej oceniliœmy prêdkoœæ geocentrycz-n¹ meteoroidu Piplia na oko³o17 km/s. Zale¿noœæ ablacji od prêdkoœcijest tego rodzaju, ¿e b³¹d w ocenie abla-cji niewiele wp³ywa na ocenê prêdkoœci.Umo¿liwi³o to G.M. Ballabh’owi oblicze-nie prawdopodobnej orbity meteoroiduo nastêpuj¹cych elementach:α = 2,47 j.a., i = 7,54°, e = 0,62 oraz(okres) p = 1420 dni.

Wielka pó³oœ i nachylenie orbityPiplia s¹ bliskie elementom orbity We-sty. Wysoka wartoœæ mimoœrodu jestkonsekwencj¹ uderzenia, które wyrzu-caj¹c meteoroid Piplia Kalanz Westy skierowa³o go na orbitê prze-cinaj¹c¹ ziemsk¹. Wydaje siê wiêc istot-nie prawdopodobne, ¿e Piplia Kalanpochodzi z wewnêtrznej czêœci pasaplanetoid.

Jest kwesti¹ dyskusyjn¹, czy eu-kryty pochodz¹ z Westy, czy z cia³ po-dobnych do niej zwanych Westoida-mi. Problem ten rozwa¿ano szczegó³o-wo na niedawnej konferencji w Ho-uston, ale wobec braku informacji natemat orbit eukrytów nie uda³o siêdojœæ do konkretnych wniosków.

Okreœlenie wielkoœci ablacji napodstawie gêstoœci œladów wymagaznajomoœci jeszcze jednego parametruzwanego wiekiem ekspozycji na pro-mieniowanie kosmiczne czyli czasu,jaki meteoroid spêdzi³ w Kosmosie odmomentu wyrzucenia go z cia³a macie-rzystego. Mierz¹c spektrometrem ma-sowym iloœci ró¿nych izotopów rzad-kich gazów wytworzonych przez pro-mieniowanie kosmiczne, S.V.S. Murtystwierdzi³, ¿e meteoryt zawiera 3,44 ×10–8 cc 38Ar co odpowiada wiekowiekspozycji 23 miliony lat. Wiadomo, ¿ewiek ekspozycji eukrytów grupuje siêwokó³ wartoœci 23 miliony lat i wiekekspozycji Piplia jeszcze bardziej po-twierdza koncepcjê, ¿e wiele eukrytówzosta³o wyrzuconych na orbity prowa-dz¹ce ku Ziemi 23 miliony lat temuprawdopodobnie podczas tego same-go uderzenia w ich cia³o macierzyste.

Wiêkszoœæ eukrytów nie powsta-³a równoczeœnie z chondrytami

Spadek eukrytu Piplia KalanNarendra Bhandari

(Artyku³ z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3. Copyright © 1997 Pallasite Press)

METEORYT 3/97 15

4,6 mld lat temu, ale póŸniej w wynikumagmatyzmu bazaltowego. Ze wzglê-du na wiek krystalizacji mo¿na je z grub-sza podzieliæ na dwie grupy: starsze(~ 4,56 mld lat) i niektóre wyraŸniem³odsze. Wiek meteorytu Piplia wyzna-czony metod¹ Pu-Xe wskazuje, ¿e niemóg³ on powstaæ póŸniej ni¿ s³ynnymeteoryt Angra dos Reis, a prawdo-podobnie utworzy³ siê nawet oko³o 40milionów lat wczeœniej. Tak wiêc Piplianale¿y do starej grupy eukrytów.Znacznie m³odszy wiek (2,2 mld lat)uzyskany metod¹ K-Ar wskazuje nainne zdarzenie cieplne w ¿yciu PipliaKalan na jego ciele macierzystym, któ-re spowodowa³o usuniêcie wiêkszoœciizotopu 40Ar.

Wiele dowiedziano siê z badañ pe-trograficznych ska³y oraz mikrosond¹,które przeprowadzili V.K. Vaya i R. Na-tarajan. Ska³a sk³ada siê z wielu tek-sturalnie odmiennych okruchów. Frag-menty drobnoziarniste i gruboziarni-ste oddzielone cienkimi granicami

i ¿y³kami s¹ wyraŸnie widoczne. Ska³ajest bardzo krucha. Tam, gdzie szklistaskorupa obtopieniowa od³upa³a siê,widaæ minera³y takie jak plagioklazi dwa rodzaje piroksenów. Rzadko wy-stêpuj¹ okruchy metalu, ale minera³ynieprzezroczyste jak ilmenit i chromit,wystêpuj¹ doœæ licznie.

Pomiary zawartoœci ró¿nych pier-wiastków, które przeprowadziliP.N. Shukla i A.D. Shukla pokazuj¹, ¿emeteoryt sk³ada siê z typowych pier-wiastków jak Si (22,3%), Fe (15,8%), Al(6,38%), Mg (3,84%), Ca (7,37%) orazTi, Na, K, Mn i Cr stanowi¹cych pod-rzêdne sk³adniki. Wœród minera³ów nie-przezroczystych stwierdzono obec-noœæ cyrkonów i ró¿nych rodzajówspineli. Wizualnie mo¿na rozpoznaæoko³o szeœciu ró¿nych litologii, co wi-daæ na zdjêciu, które maj¹ tekstury bia-³awe, szare, piaskowe, gruboziarnistei drobnoziarniste. Wszystkie one mog¹opowiedzieæ nam, w jak skomplikowa-ny sposób powstawa³ ten meteoryt

Kawa³ek meteorytu Piplia Kalan o rozmiarze ok. 10 cm i masie 435 g.

poprzez akumulacjê ró¿nych rodzajówmaterii i jej póŸniejsze przeobra¿eniacieplne i pod wp³ywem promieniowa-nia kosmicznego.

Badania pokaza³y wiêc, ¿e wystê-puje wiele z³o¿onych procesów napowierzchniach ma³ych planet, którew koñcu prowadz¹ do powstania od-miennych teksturalnie ale jednak nie-zbyt ró¿ni¹cych siê chemicznie frag-mentów, takich jakie znalezionow eukrycie Piplia. Ci¹g zdarzeñ mag-mowych i termicznych, który dopro-wadzi³ do powstania tego eukrytu, roz-pocz¹³ siê wkrótce po utworzeniu siêUk³adu S³onecznego. Jego œlady za-chowa³y siê w postaci chemicznych,mineralogicznych i izotopowych zna-ków szczególnych.

Autor jest profesorem Physical Re-search Laboratory w Navrangpura,Ahmedabad, Indie.

METEORYT 3/9716

i nieoceniony przyjaciel. Rozsta³emsiê z tymi gentlemanami (którychwszystkich darzê ogromnym szacun-kiem) z niewielk¹ nadziej¹ zobacze-nia ich ponownie.”

Wszyscy cz³onkowie ekspedycjiAlexandra prze¿yli ciê¿k¹ i niebez-pieczn¹ podró¿ na pó³noc a¿ do zato-ki Walvisch i wrócili do Capetown21 wrzeœnia 1837 roku. Alexander opi-sa³ Great Fish River w Namibii, którap³ynie na po³udnie wpadaj¹c do rze-ki Orange, a by³a bardzo s³abo znanaz kilku krótkich wzmianek niektórychwczeœniejszych podró¿ników.23 lutego 1837 roku Alexander dotar³do wschodniego brzegu Great FishRiver i przekroczy³ j¹ na oko³o 27°Si 18°E. Alexander szkicowa³ z grub-sza trasê swej wyprawy miêdzy rzek¹Orange i zatok¹ Walvisch (którychszerokoœci i d³ugoœci geograficznes¹ znane) oceniaj¹c kierunek i czastrwania podró¿y przez wóz ci¹gniêtyprzez wo³y.

Alexander przywióz³ do Cape-town trochê okazów przyrodniczych.W swej ksi¹¿ce z 1838 roku, w dodat-ku Okazy mineralogiczne, Alexanderstwierdza, ¿e znalaz³ liczne bry³y ¿e-laza rozrzucone na wschodnim brze-gu Great Fish River. Sporz¹dzonaprzez Alexandra mapa jego wyprawyzawiera uwagê „liczne bry³y ¿elaza”przy wschodnim brzegu Great FishRiver, ale oko³o 80 km od jego trasy.Przypuszczalnie opar³ siê on na do-niesieniach wczeœniejszych podró¿-ników. Dodatek w ksi¹¿ce Alexandrazawiera pracê Herschela na temat bar-dzo ma³ego okazu ¿elaza ze wschod-niego brzegu Great Fish River. Wy-j¹tki z tego dodatku s¹ cytowane po-ni¿ej. W pracy Herschela gran ozna-cza jednostkê masy równ¹ 0,0648 gra-ma.

Okazy mineralogiczne

... Sir John Herschel odczyta³przed Instytutem Literatury i NaukiAfryki Po³udniowej, którego by³ pre-

Johna Herschela analiza meteorytu¿elaznego z Afryki po³udniowo-zachodniej

Garry J. Tee

(Artyku³ z kwartalnika Meteorite! Vol. 3 No. 3. Copyright © 1997 Pallasite Press)

Sir John Frederick William Her-schel (1792–1871) by³ jednymz najbardziej wszechstronnych

uczonych XIX wieku mog¹cym po-szczyciæ siê istotnymi osi¹gniêciamiw dziedzinie matematyki, filozofii na-uki, chemii, optyki, fotografii, geoma-gnetyzmu, astronomii, organizacji na-uki, metrologii, meteorologii i meteory-tyki. Od 1834 do 1838 roku prowadzi³rozleg³e badania astronomiczne po³u-dniowego nieba w swym obserwato-rium w Feldhausen niedaleko Cape-town. Zanim Karol Darwin wyruszy³w podró¿ doko³a œwiata na Beagle, by³pod wielkim wp³ywem traktatu Her-schela A Preliminary Discourse on theStudy of Natural Philosophy. Darwinodwiedzi³ Herschela w Feldhausen15 czerwca 1836 roku.

Sir James Edward Alexander(1803–1885) by³ szkockim genera³em,który walczy³ w licznych wojnachprzeciw skolonizowanym ludomw ró¿nych czêœciach BrytyjskiegoImperium (i nie tylko).

Alexander rozpocz¹³ sw¹ ekspe-dycjê do Afryki po³udniowo-zachod-niej w Capetown 8 wrzeœnia 1836 roku.10 wrzeœnia „po œniadaniu w Królew-skim Obserwatorium i wypiciu strze-miennego zaszczycili mnie swym to-warzystwem odprowadzaj¹c przez kil-ka mil Sir John Herschel, major Mi-chell K.H. Inspektor Generalny (obec-nie mój teœæ), Dr Murray, naczelnyoficer medyczny, pan Maclear, astro-nom królewski, pan George Thomp-son podró¿nik po³udniowoafrykañ-ski i pan J. Wingate kolega szkolny

Portret fotograficzny Johna Hershela wykonany w 1867 roku przez Juliê M. Cameron.(National Portrait Gallery)

METEORYT 3/97 17

zesem, nastêpuj¹c¹ notatkê na tematbadañ chemicznych okazu rodzime-go ¿elaza ze wschodniego brzeguGreat Fish River, który podarowa³emInstytutowi.

„Badany okaz wa¿y³ pocz¹tkowo21,79 grana, z czego oddzielono 3,12grama i poddano pobie¿nemu bada-niu wstêpnemu w celu wykrycia, czyzawiera on nikiel. Iloœæ ta okaza³a siêjednak zbyt ma³a, tak ¿e w nastêpnejpróbie wykorzystano ca³¹ resztê.

¯elazo okaza³o siê kowalne i ci¹-gliwe; wyraŸnie doskona³ej jakoœci,o nieco bardziej bia³ym i srebrzystympo³ysku ni¿ metal w swej zwyk³ej po-staci. WyraŸnie te¿ by³o ma³o podat-ne na utlenianie, która to cecha jestobserwowana w ¿elazie, o którymzwykle s¹dzi siê, ¿e jest niew¹tpliwiepochodzenia meteorowego.

[Herschel opisa³ nastêpnie prak-tyczne szczegó³y swej analizy i kon-tynuowa³] ... pozosta³a ciecz mia³aten szczególny bladozielony odcieñ,który cechuje roztwory niklu.

Obecnoœæ tego metalu zosta³apotwierdzona przez stê¿enie roztwo-ru typow¹ metod¹ i wyznaczenie ilo-œci niklu, a mianowicie 0,86 granaczyli 4,61 procent analizowanegookazu.

Tak wiêc okazuje siê, ¿e okazprzywieziony przez kapitana Alexan-dra jest podobnie meteorowego po-chodzenia, jak pozosta³e bry³y rodzi-mego ¿elaza niklonoœnego znajdowa-ne w innych miejscach, którym takiepochodzenie przypisuje siê bez dal-szych dowodów.

Wszystkie takie okazy by³y jed-nak, o ile mi wiadomo, odosobniony-mi, pojedynczymi bry³ami. To co sta-nowi szczególn¹ i wa¿n¹ cechê tegoodkrycia kapitana Alexandra, tostwierdzony przez niego fakt obfite-go wystêpowania tego rodzimego ¿e-laza, rozrzuconego na powierzchniznacznego obszaru kraju. Jeœliwszystkim im przypisaæ pochodzeniemeteorowe, musia³ tam spaœæ deszcz¿elaza, a poniewa¿ nie mo¿na wyobra-ziæ sobie ¿adnego powodu eksplozjibry³y ¿elaza i trudno znaleŸæ si³ê zdol-n¹ rozerwaæ na kawa³ki zimny blok tejbardzo ci¹gliwej materii, musimy z ko-niecznoœci dojœæ do wniosku, ¿e mu-sia³ on przybyæ w postaci zlepioneji zostaæ rozrzucony pod dzia³aniempowietrza, albo te¿ w stanie p³ynnymlub przynajmniej zmiêkczonym.”

W 1837 roku niektórzy naukow-cy wci¹¿ uparcie odrzucali pojêciemeteorytów. Herschel jednak inter-

Nastêpny krewny Baszkówki (?)Kilka miesiêcy temu redaktor wypatrzy³ w katalogu

aukcyjnym Philipsa zdjêcie oferowanej na sprzeda¿ p³ytkichondrytu L5 Tjerebon, która wyda³a mu siê bardzo podob-na do chondrytów Baszkówka i Mt. Tazerzait. Poprosi³ RolfaBühlera ze Swiss Meteorite Laboratory o porównanie oka-zów tych meteorytów. Przed kilkoma dniami pojawi³ siê ocze-kiwany e-mail, w którym Bühler potwierdzi³,¿e podobieñstwo jest uderzaj¹ce. Pañstwowy Instytut Geo-logiczny w Warszawie postanowi³ zakupiæ od Swiss Meteori-te Laboratory p³ytkê tego meteorytu i w³¹czyæ do programubadañ chondrytu Baszkówka kwestiê wspólnego pochodze-nia obu meteorytów. Chondryt Tjerebon spad³10 lipca 1922 roku w Indonezji. Znaleziono dwa okazy po ok.8 kg ka¿dy. Jest bardzo s³abo przebadany i jego fragmenty s¹tylko w nielicznych zbiorach muzealnych. Wiêkszoœæ jestw zbiorach prywatnych lub zaginê³a.

Nowiny Konferencja w Pañstwowym InstytucieGeologicznym

Kolejna konferencja poœwiêcona badaniom meteorytów od-bêdzie siê 3 grudnia br. (œroda) w sali konferencyjnej Pañstwo-wego Instytutu Geologicznego przy ul. Rakowieckiej 4w Warszawie. Przewidywane s¹ referaty: „Niezwyk³y g³azz £apina na Pomorzu” i „Meteoryt Baszkówka — nietypowyprzedstawiciel chondrytów grupy L” oraz, tradycyjnie, o¿ywio-na dyskusja. Instytutowi przyznano grant na badania Baszków-ki, dziêki czemu badanie tego meteorytu nabiera tempa.

Wystawa meteorytów w Muzeum ZiemiPAN w Warszawie

Wystawa mia³a zostaæ otwarta 6 paŸdziernika, ale otwar-cie siê opóŸnia i o kolejny termin trzeba pytaæ w MuzeumZiemi (tel. 629-80-64). Warto j¹ bêdzie zobaczyæ, gdy¿ Mu-zeum poka¿e swe naj³adniejsze okazy ze wspania³¹, ponadtrzykilogramow¹ p³yt¹ pallasytu Esquel na czele. Bêd¹ te¿liczne okazy meteorytów Pu³tusk i £owicz, efektowna p³ytkameteorytu Œwiecie, spory fragment Baszkówki z polerowan¹powierzchni¹ przekroju i wiele innych. Autork¹ wystawy jestdr Teresa Hanczke.

Gibeon, oktaedryt drobnoziarnisty IVA — kilkugramowe ca³kowite okazy, niektóre z „okienkiem”,w którym widaæ figury Widmanstättena — cena 2 z³/gram.

Mt. Tazerzait, chondryt zwyczajny L5 — kilkugramowe p³ytki polerowane z jednej strony — cena 11 z³/gram

Zamówienia prosimy kierowaæ pod adres: Andrzej S. Pilski, skr. poczt. 6, 14-530 Frombork.OFE

RTA

pretowa³ wynik swej chemicznej ana-lizy okazu Alexandra jako dowód, ¿eby³ on podobny do innych bry³ ¿ela-za niklonoœnego, które Herschel ak-ceptowa³ jako meteoryty, które zde-rzy³y siê z Ziemi¹. Termodynamikiwtedy jeszcze nie wymyœlono, tak ¿eprzekszta³cenie energii kinetycznejw ciep³o nie by³o rozumiane i dlate-go fragmentacja bry³y ¿elaza na wie-le ma³ych kawa³ków by³a dla Her-schela zagadk¹. Herschel podkreœla³znaczenie faktu znalezienia wielu ma-³ych bry³ ¿elaza na znacznym obsza-rze kraju stwierdzaj¹c istnienie pierw-szego znanego obszaru rozrzutu me-teorytów ¿elaznych.

Ta ogromna elipsa rozrzutu me-teorytów ¿elaznych w Namibii jestobecnie znana jako teren spadku me-teorytów Gibeon (wystêpuj¹cychtak¿e pod wieloma innymi nazwami).Catalogue of Meteorites (str. 149)opisuje meteoryt Gibeon jako „Zna-leziony w 1836 r., znany wczeœniej”i powo³uje siê na pracê Alexandraw Journal of the Royal Geographi-cal Society of London, 1838, str. 24.Liczne du¿e okazy Gibeona znajduj¹siê w rozmaitych zbiorach. Wœródnich jest wa¿¹cy 12613 kg okaz z Mu-zeum w Windhoek w Namibii.

METEORYT 3/9718

StreszczeniaOPOWIEŒÆ KU PRZESTRODZE O RÓ¯NORODNO-

ŒCI W METEORYTACH ̄ ELAZNYCH IABG.K. Benedix, T. J. Mc Coy i K. Keil

Meteoryty ¿elazne typu IAB cechuj¹ siê du¿ymi ró¿nicami wzawartoœci pierwiastków syderofilnych i wystêpowaniem inkluzjizawieraj¹cych krzemiany. S¹ one powi¹zane z winonaitami i mog¹mieæ zwi¹zek z meteorytami ¿elaznymi IIICD. Jedn¹ z najbardziejinteresuj¹cych cech tych meteorytów jest ró¿norodnoœæ morfolo-gii, mineralogii i tekstur inkluzji zawieraj¹cych krzemiany tak w ob-rêbie jednego meteorytu jak i w ró¿nych meteorytach tego typu.Ró¿norodnoœæ ta zosta³a zauwa¿ona przez badaczy ju¿ wczeœniej,ale ostatnio odnalezione i sklasyfikowane meteoryty IAB jeszczebardziej j¹ powiêkszy³y. Chocia¿ ta ró¿norodnoœæ utrudnia naszestarania, aby poznaæ pochodzenie tej grupy meteorytów, to w koñcumusz¹ w niej kryæ siê istotne wskazówki do rozwi¹zania zagadkicia³a macierzystego meteorytów IAB i winonaitów. Modele maj¹-ce wyjaœniæ pochodzenie tych grup meteorytów opieraj¹ siê albona czêœciowym stopieniu i krystalizacji frakcyjnej podczas two-rzenia siê j¹dra bogatego w siarkê, albo na stopieniu regolitu chon-drytowego poprzednika w wyniku zderzeñ. Alternatywna teoriapróbuj¹ca wyjaœniæ pochodzenie meteorytów IAB i winonaitówodwo³uje siê do czêœciowego stopienia chondrytowego poprzedni-ka, nieca³kowitej dyferencjacji i powstania j¹dra, rozpadu w wyni-ku zderzenia, ponownego po³¹czenia siê fragmentów j¹dra i p³asz-cza i powolnego stygniêcia z towarzysz¹cym temu metamorfi-zmem. Nasze badania okazów i p³ytek cienkich meteorytów IABujawni³y du¿¹ rozmaitoœæ inkluzji, które zosta³y tymczasowo po-dzielone na piêæ typów, choæ mamy œwiadomoœæ, ¿e w niektórychmeteorytach inkluzje maj¹ cechy kilku typów. Typy te omawiamyszczegó³owo poni¿ej.

Meteoryty IAB bogate w siarczki: Do tego typu nale¿yMundrabilla, niezwyk³y meteoryt zawieraj¹cy przerosty metalui troilitu o teksturze dendrytycznej. Tekstura ta powsta³a w wyni-ku szybkiej krystalizacji stopu zachodz¹cej w tempie ok. 5°C narok. Rzadko spotykane, kanciaste, centymetrowej wielkoœci inklu-zje krzemianów w troilicie s¹ podobne do kanciastych inkluzjikrzemianowych w innych meteorytach IAB. Do powstania Mun-drabilli doprowadzi³a szybka krystalizacja izolowanego zbiornikastopu ubogiego w krzemiany po ponownym zlepieniu siê cia³amacierzystego.

Niechondrytowe inkluzje krzemianowe: Do tego typu za-liczamy gruboziarniste, bazaltowe inkluzje w meteorycie CaddoCounty, troktolitowe inkluzje w Ocotillo i bogate w oliwin okru-chy w winonaitach. Ich mineralogie i tekstury wskazuj¹, ¿e teinkluzje powsta³y w wyniku czêœciowego topnienia. Inkluzje trok-tolitowe mog¹ wskazywaæ na wyd³u¿ony okres krystalizacji frak-cyjnej.

Inkluzje zaokr¹glone: Te zaokr¹glone lub ameboidalne in-kluzje sk³adaj¹ siê g³ównie z troilitu lub grafitu i czasem zawieraj¹kanciaste inkluzje krzemianowe. Wystêpuj¹ one np. w meteory-tach Toluca, Odessa i Canyon Diablo (oraz Morasko, ale krzemia-nów tam jeszcze nie stwierdzono — przyp. t³um.).W licznych okazach meteorytu Toluca wystêpuje ró¿norodnoœærozmieszczenia inkluzji, ich budowy i mineralogii. W mniejszychokazach inkluzje wystêpuj¹ rzadko lub wcale. Bogate w troilitinkluzje o nieregularnych kszta³tach zawieraj¹ czêsto kanciasteokruchy krzemianów, podczas gdy okruchy bogate w grafit s¹bardziej zaokr¹glone i ubo¿sze w krzemiany. Te inkluzje tworzy³ysiê prawdopodobnie w powoli krystalizuj¹cych zbiornikach stopupo ponownym zlepieniu siê.

Kanciaste inkluzje krzemianowe: Do tego typu zaliczamywiêkszoœæ inkluzji znalezionych w takich meteorytach IAB jakLueders i Campo del Cielo (zob. okaz w Olsztyñskim Planetarium

— przyp. t³um.). Krzemianowe okruchy stanowi¹ do 40% ska³yi przypominaj¹ bardzo winonaity. O ograniczonym czêœciowymtopnieniu tych krzemianów œwiadcz¹ obszary bogatei ubogie w plagioklaz. Te meteoryty IAB powsta³y przypuszczal-nie w wyniku wymieszania podczas katastrofalnego rozbicia, przyczym zimniejsze krzemiany wpad³y w stopiony metali spowodowa³y jego szybk¹ krystalizacjê, w wyniku czego zacho-wa³ siê sk³ad metalicznego stopu.

Inkluzje bogate w fosforany: W meteorycie IAB San Cristo-bal o wysokiej zawartoœci niklu wystêpuj¹ inkluzje krzemianowezawieraj¹ce brianit. Meteoryty IIICD Dayton i Carltono wysokiej zawartoœci niklu tak¿e zawieraj¹ inkluzje bogate w fos-forany. Wysoka zawartoœæ niklu i liczne nietypowe fosforany (np.brianit) s¹ prawdopodobnie wynikiem frakcjonalnej krystalizacjidu¿ych zbiorników p³ynnego metalu.

Ka¿dy z powy¿szych typów ilustruje ró¿norodnoœæ proce-sów takich jak topnienie, metamorfizm i zderzenie, które oddzia³y-wa³y na cia³o macierzyste meteorytów IAB i winonaitów.

DAR AL GANI 262: PIERWSZY KSIʯYCOWYMETEORYT Z SAHARY

A. Bischoff i D. Weber

10 kwietnia 1997 r. otrzymaliœmy wiadomoœæ, ¿e (prawdopo-dobnie) znaleziono pierwszy ksiê¿ycowy meteoryt na Saharze.Wstêpne badania wkrótce po znalezieniu pokaza³y, ¿e Dar al Gani262 istotnie jest trzynastym meteorytem ksiê¿ycowym: polimik-tyczn¹ brekcj¹ anortozytow¹ z ksiê¿ycowych wy¿yn.

Dar al Gani 262 znaleziono 23 marca 1997 r. w libijskiej czêœciSahary. Znaleziony okaz wa¿y³ 513 g. Tak wiêc jest to jeden z naj-wiêkszych meteorytów ksiê¿ycowych. Dar al Gani 262 jest poli-miktyczn¹ brekcj¹ zawieraj¹c¹ liczne okruchy o jasnej barwie osa-dzone w spoistym, drobnoziarnistym cieœcie skalnym. Niektóreokruchy maj¹ rozmiary do 1 cm.

Mineralogia: Przygotowano dwie p³ytki cienkie. Ska³a jestumiarkowanie zwietrza³a i zawiera kilka pêkniêæ wype³nionychziemskim kalcytem i czasem siarczanem baru. Poza tymi wype³-nionymi pêkniêciami ca³¹ p³ytkê cienk¹ przecinaj¹ liczne¿y³ki powsta³e w wyniku stopienia ska³y przy zderzeniu.

Dar al Gani 262 zawiera okruchy bardzo podobne do innychbrekcji regolitowych z wy¿yn ksiê¿ycowych. Najczêœciej wystê-puj¹cymi rodzajami ska³y s¹ anortozyty i brekcje anortozytowe,granulity i skaleniowe brekcje zderzeniowe drobnoziarniste do mi-kroporfirowych. Dar al Gani 262 zawiera kilka fragmentów szkli-wa (czêœciowo zrekrystalizowanego) i dwie kulki szkliwa. Sk³ad-niki maficzne znajdowane w innych meteorytach ksiê¿ycowychzdarzaj¹ siê tu bardzo rzadko. W drobnoziarnistym cieœcie skal-nym brekcji i w ¿y³kach pozderzeniowych wystêpuj¹ cz¹stkimetalu Fe-Ni o ró¿nej zawartoœci niklu (5 – 26% wagowo). Ciastoskalne Dar al Gani 262 jest dobrze skonsolidowane i porowatoœæjest bliska zeru.

Plagioklazem w ca³ej skale jest anortyt (przewa¿nie An>95).Oliwiny i ubogie w wapñ pirokseny maj¹ ró¿ny sk³ad (odpowied-nio Fa

20-71 i Fs

26-63). Jako minera³y akcesoryczne wystêpuj¹ ilme-

nit, troilit i spinel tytanowy i chromowy.Efekty szokowe: Jak w przypadku wszystkich polimiktycz-

nych brekcji zderzeniowych okruchy minera³ów i ska³ pochodz¹z nieznanej liczby zderzeñ i wykazuj¹ ró¿ny stopieñ przeobra¿eñszokowych. Wiêkszoœæ utworów szokowych wynikaz procesów, które wystêpowa³y przez zestaleniem siê brekcjii wyrzuceniem jej z Ksiê¿yca (np. tworzenie siê brekcji zderzenio-wych, brekcji anortozytowych i kulek). Dar al Gani 262 zawieraokruchy bogate w maskelynit (anortozyty) nie obserwowanew QUE 93069. Poniewa¿ jednak okruchy te wystêpuj¹ blisko frag-mentów, w których skaleñ wykazuje tylko s³abe faliste wygasza-nie, powstanie maskelynitu ju¿ w tej skale jest wykluczone. Wiêk-szoœæ oliwinów ma równoleg³e spêkania; w kilku przypadkach

METEORYT 3/97 19

widoczne s¹ mozaiki. Te utwory szokowe wskazuj¹, ¿e ca³a ska³amusia³a doznaæ ciœnieñ 15 – 20 GPa. ̄ y³ki biegn¹ce przez wszyst-kie rodzaje ska³y z pewnoœci¹ powsta³y po jej zestaleniu.

Podsumowanie: Jak ju¿ pokazano, ska³a w wysokim stopniusk³ada siê ze skaleni. Wstêpna rentgenowska analiza chemicznada³a nastêpuj¹ce zawartoœci pierwiastków (w % wagowo):Mg 2,4; Al 15,2; Si 20,3; Ca 13,1; Fe 3,5. Wed³ug tych danych Daral Gani mia³by najwy¿sz¹ zawartoœæ Al i Ca spoœród meteorytówksiê¿ycowych. Wartoœæ Ca jest jednak prawdopodobnie zafa³szo-wana obecnoœci¹ ziemskiego kalcytu, który wype³nia pêkniêcia wmeteorycie. Dane mineralogiczne i chemiczne mog¹ daæ ogranicze-nia na obszary Ksiê¿yca, z których meteoryt mo¿e pochodziæ.Obszarem Ÿród³owym Dar al Gani 262 musi byæ teren wy¿ynpozbawiony maficznych fragmentów pozderzeniowych i sk³adni-ków mórz ksiê¿ycowych.

WIELOKROTNE SPADKI I NIEZWI¥ZANY Z NIMICHONDRYT H5 NA OBSZARZE ROZRZUTU PALLA-

SYTU IMILAC W CHILE.M. Killgore i J.F. McHone

Wstêp: Ju¿ w 1822 roku znajdowano pallasyty na pustyniAtacama w Chile. Chocia¿ od tego czasu miejsce znajdowania me-teorytów Imilac by³o czêsto odwiedzane, trudno spotkaæ rzetelnedane na temat dok³adnych miejsc wystêpowania i liczby znalezio-nych okazów. W wyniku ekspedycji w roku 1973 dok³adne wspó³-rzêdne i szkicow¹ mapê g³ównego obszaru wystêpowania pallasy-tu Imilac opublikowa³ Buchwald. Fragmenty pallasytu znajdowa-no rozrzucone na powierzchni 200 × 400 m. wyd³u¿onej w kierun-ku z pó³nocnego zachodu na po³udniowy wschód. Koncentracjêfragmentów przy pó³nocnym, wy¿ej po³o¿onym brzegu i kawa³kiznajdowane nawet doœæ daleko na wschód od g³ównego obszaruuznano za wynik dzia³ania erozji i skutek lotu meteoroidu z pó³-nocnego wschodu. Nie zidentyfikowano krateru uderzeniowego,a pojedynczy dó³ o œrednicy 8 m i stromych zboczach uznano zapozosta³oœæ po dawnych pracach górniczych. Od chwili jego od-krycia obszar rozrzutu pallasytu Imilac by³ terenem poszukiwañmeteorytów, które trwaj¹ do dziœ.

Obecne wyniki: Mimo dzia³alnoœci zbieraczy meteorytyi pierwotna powierzchnia zachowa³y siê stosunkowo dobrze w tymsuchym pustynnym otoczeniu. Killgore odwiedzi³ to miejsce napocz¹tku roku 1996 i dysponuj¹c nowoczesnymi przyrz¹dami donawigacji i wykrywania metalu zweryfikowa³ i poszerzy³ wcze-œniejsz¹ pracê Buchwalda. Systematyczne przeszukiwanie wy-krywaczem metalu pokaza³o, ¿e pozosta³e liczne fragmenty mete-orytu nie s¹ rozrzucone przypadkowo. S¹ one raczej wymieszanez gleb¹ do g³êbokoœci oko³o 20 cm od powierzchni i wystêpuj¹wzd³u¿ linii przypominaj¹cych promienie. Jeden zestaw rozcho-dz¹cych siê promieni jest zwi¹zany z do³em uznanym wczeœniejza wykopany przez ludzi. Biegn¹ od niego przynajmniej czterypromienie, o d³ugoœci do 80 m, w kierunkach NE, ENE, ESE i SE.W odleg³oœci 40 m od œrodka do³u te pasy fragmentów meteoryto-wych maj¹ oko³o 3 m szerokoœci. Bli¿ej do³u zbiegaj¹ siê one i staj¹siê coraz szersze ³¹cz¹c siê w koñcu przy wschodniej krawêdzido³u. Po zachodniej stronie do³u w zasadzie brak meteorytowychpromieni. Te rozchodz¹ce siê promieniœcie struktury wyraŸniewskazuj¹, ¿e dó³ powsta³ w rzeczywistoœci wskutek uderzeniapojedynczego meteorytu. W wyniku jego trajektorii biegn¹cej uko-œnie z zachodu lub po³udniowego zachodu promienie fragmentówi wyrzuconej gleby u³o¿y³y siê na przed³u¿eniu kierunku lotu oko³o74° wg kompasu.

Jakieœ 200 m w kierunku, sk¹d przylecia³ meteoryt (154°) odtego pierwszego krateru znajduje siê mniejsza, dobrze zachowanai nie wspominana wczeœniej ko³owa depresja o œrednicy2 m i g³êbokoœci 0,8 m. Utwór ten jest otoczony niemal nienaruszo-nym wa³em, a warstwy pod wewnêtrznymi zboczami s¹ ³agodniepochylone w kierunku od œrodka. Osady we wschodnim zboczu

od strony pierwszego krateru s¹ silniej nachylone i pokryte czê-œciowym wa³em wyrzuconego gruzu skalnego. Choæ zag³êbienie towydaje siê wykopane, w gruzie skalnym wystêpuj¹ fragmentymeteorytu.

Dalsze 500 m w kierunku, sk¹d przylecia³ meteoryt i na liniiprostej z dwoma poprzednimi zag³êbieniami znajduje siê drugie nieopisane dot¹d zag³êbienie. Jest ono najmniejsze, o wymiarach 1,5× 1 m, wyd³u¿one w kierunku lotu i podobnie jak poprzednioczêœciowy wa³ gruzu skalnego z fragmentami meteorytów znajdujesiê tylko po stronie wschodnio-pó³nocnowschodniej za wydŸwi-gniêtym nieco w górê wa³em krateru.

Niezwi¹zany meteoryt: Grupê nietypowych fragmentów me-teorytu znaleziono na powierzchni o œrednicy 10 m w odleg³oœci68 m na pó³nocny pó³nocny zachód od najwiêkszego krateru. Próbkaspoœród znalezionych 53 fragmentów wa¿¹cych ³¹cznie 783 g zo-sta³a sklasyfikowana przez F. Wlotzka z Instytutu Maxa Planckaw Moguncji jako chondryt zwyczajny H5. Stopieñ zwietrzeniai zasypania fragmentów wskazuje, ¿e jest to wczeœniejszy spadekpoprzedzaj¹cy spadek pallasytu.

Wnioski: Trzy zag³êbienia u³o¿one wzd³u¿ jednej linii na tere-nie spadku pallasytu Imilac interpretuje siê tu, jako powsta³e w wy-niku uderzeñ meteorytów. Wszystkie trzy cechuj¹ siê asymetrycz-nym rozk³adem gruzu skalnego i fragmentów meteorytu, którezosta³y wyrzucone w tym samym wschodnio pó³nocno wschod-nim kierunku, czyli zgodnie z kierunkiem lotu. Najwiêkszy kratero œrednicy 8 m, uznany wczeœniej za wykopany przez ludzi, jestw œrodku szeregu zbiegaj¹cych siê promieni utworzonych przezfragmenty meteorytu. Dwa pozosta³e zag³êbienia znajduj¹ siê nalinii biegn¹cej z WSW na ENE i przechodz¹cej przez najwiêkszykrater. Chondryt H5 znaleziony na terenie spadku Imilac prawdo-podobnie spad³ wczeœniej.

Od redaktora: Wybra³em tê publikacjê, aby pokazaæ, ¿e w³aœci-wie zorganizowane poszukiwanie meteorytów owocuje nie tylkookazami na sprzeda¿, ale i pracami naukowymi. Pierwszyz autorów, Marvin Killgore, prowadzi Southeast Meteorite Labo-ratory w Arizonie i by³ czêsto wymieniany w relacjach z targóww Tucson.

METEORYTY ̄ ELAZNE Z KRZEMIANAMII ZWI¥ZANE Z NIMI METEORYTY KAMIENNE:

PODOBIEÑSTWA I RÓ¯NICE DOTYCZ¥CEPOCHODZENIA.

T. J. Mc Coy, G.K. Benedix i K. Keil

W ostatnich 10 latach kilka grup meteorytów przesz³o od roliskromnych odnoœników w katalogach meteorytów dotycz¹cychzwykle pojedynczych przypadków do roli znacz¹cych grup, któ-re mog¹ zwiêkszyæ nasz¹ wiedzê o pochodzeniu i ewolucji Uk³aduS³onecznego. Nale¿¹ do nich grupy IAB, IIE, IIICD,i IVA meteorytów ¿elaznych oraz acapulcoity, lodranity i winona-ity spoœród meteorytów kamiennych. Grupy te pochodz¹z czterech lub piêciu odrêbnych cia³ macierzystych (IAB — wino-naity ±IIICD, IIE, IVA, acapulcoity — lodranity). Wydaje siê jed-nak, ¿e na tych niezale¿nych cia³ach zachodzi³y podobne procesy,które doprowadzi³y do powstania tych meteorytów. Dokonamyprzegl¹du tych procesów oraz podobieñstw i ró¿nic miêdzy tymigrupami meteorytów.

Materia wyjœciowa: Modalne sk³ady mineralne podobne dosk³adu chondrytów sugeruj¹, ¿e wiêkszoœæ tych grup wywodzisiê z materii chondrytowej. Przypuszczenie to jest najsilniej uza-sadnione w przypadku inkluzji krzemianowych w meteorytach¿elaznych IIE oraz acapulcoitów i winonaitów, gdzie zachowa³ysiê reliktowe chondry, a najs³abiej w przypadku silnie frakcjono-wanych meteorytów ¿elaznych IVA. Sugerujemy, ¿e cia³a macie-rzyste tych grup wygl¹da³y inaczej ni¿ znane typy chondrytów,chocia¿ zaproponowano istnienie pewnych powi¹zañ miêdzykrzemianami z typu IIE i chondrytami typu H, oraz krzemianami

METEORYT 3/9720

z typu IVA i chondrytami L lub LL. Ponadto znaleziono dowo-dy istnienia pierwotnych ró¿norodnoœci w mineralogii, sk³adziemineralnym i izotopów tlenu a nawet korelacje miêdzy nimiw acapulcoitach i lodranitach oraz meteorytach ¿elaznych IABi winonaitach. Istnienie tych ró¿norodnoœci i ich zachowaniemimo silnego ogrzewania, jest godn¹ uwagi cech¹ tych cia³ ma-cierzystych.

Ogrzewanie i czêœciowe topnienie: Wszystkie te grupyby³y ogrzane do temperatur umo¿liwiaj¹cych czêœciowe topnie-nie. Stopieñ topnienia waha siê od eutektycznego topnienia Fe,Ni-FeS (acapulcoity, niektóre winonaity, niektóre IIE) do rozleg³egoczêœciowego topnienia krzemianów i przemieszczania siê magmy(lodranity, niektóre IAB i IIE). IVA mog³y doznaæ jeszcze silniej-szego topnienia. Proponujemy, ¿e Ÿród³em ciep³a dla tego topnie-nia nie by³y zderzenia (26Al, indukcja elektromagnetyczna).

Mieszanie i brekcjacja: acapulcoity-lodranity nie s¹ brek-cjami, ale mieszanie fragmentów ska³ o ró¿nej budowie gra³owa¿n¹ rolê przy powstawaniu pozosta³ych grup. Rozleg³e mie-szanie sta³ych krzemianów i p³ynnego metalu wystêpowa³ow meteorytach ¿elaznych IAB, IIE, IIICD, IVA i winonaitach.W wiêkszoœci przypadków z wyj¹tkiem mo¿e meteorytów ¿e-laznych IVA, to mieszanie prawdopodobnie wyst¹pi³o jako sku-tek (wielokrotnych?) procesów zderzeniowych, w tym byæ mo¿ekatastrofalnego rozpadu i ponownego zlepienia siê cia³ macie-rzystych.

Efekty stygniêcia: Stygniêcie po osi¹gniêciu maksymalnychtemperatur i ewentualnym zderzeniowym mieszaniu w mete-orytach ¿elaznych IAB, IIE i IIICD wytworzy³o szereg utwo-rów. Meteoryty ¿elazne IAB i IIICD o wysokiej zawartoœciniklu s¹ wynikiem krystalizacji frakcyjnej du¿ych zbiornikówstopu metalu. Zrekrystalizowane tekstury krzemianów i zrów-nowa¿ony sk³ad mineralny w IAB-winonaitach, IIE, IIICD i aca-pulcoitach-lodranitach s¹ wynikiem metamorfizmu. Redukcjamaficznych krzemianów jest powszechn¹ cech¹ lodranitówi IAB-winonaitów i wytworzy³a siê podczas metamorfizmu.Na koniec gruboziarniste inkluzje magmowe w niektórych mete-orytach ¿elaznych IAB i IIE oraz acapulcoitach-lodranitach kry-stalizowa³y podczas powolnego stygniêcia.

Szok po zestaleniu: Efekty szokowe s¹ w wiêkszoœci tychgrup stosunkowo niewielkie. Wa¿nym wyj¹tkiem s¹ meteoryty¿elazne IIE, gdzie wstrz¹s po zestaleniu spowodowa³ przeto-pienie istniej¹cych inkluzji krzemianowych i byæ mo¿e wywo³a³dalsze frakcjonowanie.

Te cztery lub piêæ cia³ macierzystych, z których pochodz¹omawiane meteoryty, utworzy³o siê z chondrytowych, czasemheterogenicznych, obiektów, które w ró¿nym stopniu zosta³yogrzane, czêœciowo stopione i w których wyst¹pi³o przemiesz-czanie siê magmy. W wielu przypadkach w pobli¿u maksymal-nej temperatury wyst¹pi³o mieszanie siê ró¿nych fragmentówska³ wskutek zderzeñ. Stygniêcie i krystalizacja spowodowa³yznaczne przeobra¿enia, a efekty szokowe po zestaleniu s¹w wiêkszoœci przypadków niewielkie.

TWORZENIE CHONDRYTÓW POPRZEZTURBULENCJÊ I FALE UDERZENIOWE

W MG£AWICY S£ONECZNEJJ. A. Wood

Dowodzi³em wczeœniej, ¿e w mg³awicy s³onecznej najbar-dziej prawdopodobnym Ÿród³em ciep³a dla sk³adników chondry-tów by³y fale uderzeniowe w gazie i ¿e turbulencja by³a mechani-zmem, który powodowa³ ³¹czenie sta³ej materii w poprzednikichondr i chondryty. Tutaj rozwa¿ane s¹ dwa wa¿ne aspekty tychmechanizmów tworz¹cych chondry: (1) Koncentracja cz¹stekprzez odwirowywanie z wirów turbulencyjnych jest selektywnaze wzglêdu na wielkoœæ cz¹stek. Cuzzi i in. stwierdzi³, ¿e procesten wybiera i koncentruje obiekty o wielkoœci chondr, co jest

Materia³y VII SeminariumMeteorowo-Meteorytowego

s¹ donabycia w

OlsztyñskimPlanetariumi Obserwa-

toriumAstronomicz-

nym (adres:Aleje

J. Pi³sud-skiego 38,

10-450Olsztyn,w cenie

7z³ zaegzemplarz

plus kosztwysy³ki.

wa¿nym odkryciem dla meteorytyki, ale nie wyjaœni³ ³¹czenia siêcz¹stek py³u w poprzedniki chondr. Ta praca pokazuje, ¿e wielkoœæcz¹stek wybieranych przez odwirowywanie zale¿y od ciœnieniagazu: bardziej rozrzedzony gaz koncentruje mniejsze cz¹stki. Pio-nowy rozk³ad ciœnieñ w mg³awicy w stadium opadania ku centralnejp³aszczyŸnie jest od 3 × 10-5 bara w p³aszczyŸnie centralnej do 6 ×10-8 bara przy powierzchni mg³awicy. O ile chondry mog¹ koncen-trowaæ siê w pobli¿u p³aszczyzny centralnej, to py³ o œrednicy ok.10 mm koncentruje siê najbardziej wydajnie przy powierzchni dys-ku. (2) Fale uderzeniowe mog³y mieæ czasem mo¿liwoœæ oddzia³y-wania z obszarami, w których zosta³y zgromadzone przez turbu-lencjê sta³e cz¹stki (obojêtne jakiej wielkoœci). Ogrzewanie szoko-we by³oby w tym przypadku szczególnie skuteczne, poniewa¿du¿a gêstoœæ cz¹stek hamowa³aby wypromieniowywanie ciep³a.Skala czasowa stygniêcia chondr mo¿e byæ okreœlona przez tempow jakim koncentracja cz¹stek zostanie ca³kowicie rozproszona przezzmieniaj¹cy siê kszta³t turbulencji i cz¹stki bêd¹ w stanie wypro-mieniowywaæ ciep³o.

Masa sta³ych cz¹stek w strefie koncentracji w wyniku turbu-lencji mo¿e byæ ca³kiem du¿a (1011 – 1013 kg), co oznacza³oby, ¿eich przyspieszanie i ogrzewanie przez falê uderzeniow¹ powodu-je, ¿e traci ona znaczn¹ iloœæ energii. Jeœli tak, to cz¹stki, do któ-rych fala uderzeniowa dotrze najpierw, bêd¹ przyspieszane bar-dziej, ni¿ cz¹stki znajduj¹ce siê g³êbiej w koncentracji, do którychfala dociera ju¿ wyhamowana w wyniku oddzia³ywania z wcze-œniejszymi cz¹stkami. Im dalej w g³¹b koncentracji, tym mniejbêd¹ cz¹stki przyspieszane. Wypadkowym efektem bêdzie po-wstawanie wzglêdnych prêdkoœci cz¹stek przyspieszanych przezszok i w efekcie dalsze zgêszczanie chmury cz¹stek wzd³u¿ osirównoleg³ej do kierunku ruchu fali uderzeniowej. Ponadto jeœli falauderzeniowa by³a najbardziej os³abiona i spowolniona tam, gdziekoncentracja cz¹stek by³a najwiêksza, to pojawi siê lokalne za-krzywienie czo³a fali i tendencja do zakrêcanie wokó³ chmurycz¹stek. To zakrzywienie bêdzie dodawaæ przyspieszanym cz¹st-kom sk³adow¹ ruchu skierowan¹ do wewn¹trz powoduj¹c dalsz¹ich koncentracjê i ogniskowanie. To zbieranie razem cz¹stekw oœrodku, który ju¿ jest znacznie skoncentrowany, mo¿e mieædecyduj¹ce znaczenie dla zapocz¹tkowania zlepiania siê chondry-tów, oraz bardziej drobnoziarnistych skupieñ, które sta³y siê chon-drami i innymi sk³adnikami chondrytów.