KOLEKCJA METEORYTÓW I TEKTYTÓW\nZbiór ten obejmuje podstawowe typy meteorytów i tektytów. Prezentuje także różne ich formy i struktury. Szczególną pozycję zajmują tu okazy zawierające ciekawe minerały w tym również takie które w ogóle nie występują na Ziemi (więcej na ten temat patrz artykuł: „Minerały meteorytów”). W przypadku meteorytów polskich celem jest aby w zbiorze reprezentowana była możliwie jak największa ilość znanych spadków.\nKrajobraz księżycowy ...Tak ale w centrum Stanów Zjednoczonych.\nKrater meteorytowy Barringera w Arizonie.\nW przestrzeni międzyplanetarnej Układu Słonecznego nieustannie krążą całe roje większych i mniejszych brył materii zwanych meteoroidami. Większość z nich jest niewątpliwie pozostałością różnego rodzaju katastrof kosmicznych ale istnieją też takie które stanowią najbardziej pierwotną materię Układu Słonecznego. Wiele meteoroidów ma kurs kolizyjny z Ziemią. Wchodzą one w atmosferę naszej planety z prędkością 11,2-72 km/s ale na wysokości 120-90 km na skutek oporu stawianego przez masy powietrza zaczynają gwałtownie wyhamowywać. Ich powierzchnia ulega wtedy silnemu rozżarzeniu, topieniu, kruszeniu i parowaniu czemu towarzyszy charakterystyczne zjawisko świetlne. Zwiemy je wtedy meteorami lub potocznie „spadającymi gwiazdami”. Po najwyżej kilku sekundach na wysokości 40-20 km większość meteorów przestaje istnieć. Niektóre z nich nie ulegają jednak całkowitemu rozproszeniu w atmosferze i w jakiejś części docierają do powierzchni naszej planety. To są właśnie meteoryty. Ocenia się że co roku na Ziemię spada kilka tysięcy meteorytów ale odnajdywane są tylko nieliczne.\nZmiany termiczne powstałe w meteorycie w czasie jego przelotu przez atmosferę Ziemi mają jedynie charakter powierzchniowy. Widocznym ich skutkiem jest tzw. skorupa obtopieniowa. Tworzy ją najwyżej kilkumilimetrowej grubości warstwa szkliwa powstałego w wyniku powierzchniowego obtopienia i częściowego utlenienia składników mineralnych materii meteorytowej. Głębiej jednak struktura meteorytu pozostaje nienaruszona. Skorupa obtopieniowa może być gładka i błyszcząca do matowej i popękanej. Najczęściej ma ona barwę czarną lub brunatną wywołaną domieszką tlenków żelaza. Nieliczne meteoryty nie zawierające w swoim składzie żelaza mają skorupę o barwie jasnej lub nawet zupełnie bezbarwną i przezroczystą.\nW warunkach ziemskich skorupa obtopieniowa szybko ulega zwietrzeniu. Najczęściej przyjmuje wtedy rdzawe zabarwienie i po pewnym czasie odpada od powierzchni meteorytu umożliwiając wniknięcie do jego wnętrza ziemskich zanieczyszczeń.\nZe względu na skład mineralny meteoryty dzieli się na trzy grupy: aerolity, syderolity i syderyty.\nAerolity (meteoryty kamienne) są najbardziej zróżnicowaną pod względem składu, budowy i genezy grupą meteorytów. Mają zazwyczaj wnętrze barwy szarej o wyraźnej budowie ziarnistej. Bardzo często są porowate i kruche. Prawie wszystkie (z wyjątkiem niektórych bardzo rzadko spotykanych typów achondrytów), wykazują właściwości magnetyczne, co wiąże się z obecnością w ich składzie żelaza niklonośnego i minerałów ferromagnetycznych np. magnetytu, troilitu, cohenitu itp.\nZe względu na różnice genetyczne, strukturalne i skład mineralny aerolity dzieli się na: chondryty i achondryty.\nPochodzą prawdopodobnie z powierzchni małych planetoid lub są pozostałością komet. Ich wiek szacuje się na 4,21-4,59 mld lat. Wyróżniają się znaczną zawartością żelaza, sięgającą 25-30%. Pierwiastek ten zawarty jest głównie w składzie minerałów krzemianowych np. oliwinów i piroksenów ale występuje również w postaci metalicznej (kamacyt i taenit) lub wchodzi w skład prostych siarczków (troilit). W niektórych typach chondrytów żelazo pojawia się także w postaci całkowicie utlenionej (magnetyt).\nNajbardziej charakterystycznym składnikiem chondrytów są jednak chondry. Ich wiek szacuje się na około 4,57 mld lat a więc stanowią one prawdopodobnie najbardziej pierwotną materię Układu Słonecznego. Zapewne początkowo chondry tworzyły indywidualne nie powiązane ze sobą ziarna o czym świadczą dostrzeżone na ich powierzchniach mikrokratery o bezspornie uderzeniowym charakterze. Z czasem jednak uległy scementowaniu tworząc materię chondrytów.\nChondry mogą stanowić nawet 75% masy meteorytu. W wielu chondrytach są one wyraźne i luźno związane z podłożem (dają się łatwo wyizolować). W innych mogą być silnie spojone o zatartych konturach (trudno je zauważyć nawet w badaniach mikroskopowych). Są to przeważnie utwory kuliste lub zaokrąglone (owalne, kroplowe). Rzadziej spotyka się chondry o nieregularnych kształtach. Ich wielkość waha się od kilku mikronów do kilkunastu milimetrów. Materię chondr stanową kryształy oliwinów lub piroksenów. Niekiedy zawierają one również szkliwo lub małe kulki żelaza niklonośnego. Te ostatnie są zwykle bezładnie rozproszone we wnętrzu chondry.\nTło skalne chondrytów jest nieprzezroczyste, bezpostaciowe do krystalicznego a nawet wtórnie przekrystalizowane i obtopione. W jego składzie przeważają minerały krzemianowe, głównie oliwiny i pirokseny (najczęściej hipersten i bronzyt). W mniejszych ilościach występują plagioklazy i diopsyd. Zwykle chondryty zawierają również inkluzje żelaza niklonośnego i troilitu dlatego wyraźnie przyciągają magnes. Ilość inkluzji stopu Fe-Ni w danym chondrycie zależy prawdopodobnie od miejsca w Układzie Słonecznym w którym formowała się jego macierzysta planetoida. Chondryty z dużą zawartością żelaza niklonośnego mają pochodzić z ciał które tworzyły się bliżej Słońca.\nWiele chondrytów jest brekcjami spojonymi czarnymi lub ciemnymi żyłkami szkliwa. Co ciekawe poza fragmentami różnego typu materii chondrytowej często zawierają one również okruchy achondrytów.\nChondryty nie stanowią jednorodnej grupy meteorytów lecz różnią się między sobą genezą, strukturą oraz składem mineralnym i chemicznym. Z tego względu dzieli się je na następujące typy: chondryty węgliste, chondryty zwyczajne, chondryty enstatytowe, rumurutyty i kakangariity.\nChondryty węgliste - należą do rzadko spotykanego typu chondrytów gdyż ze względu na małą odporność na warunki ziemskie szybko ulegają całkowitemu rozkładowi. Zbudowane są głównie z serpentynów, oliwinów, enstatytu, klinoenstatytu i pigeonitu. W podrzędnych ilościach występuje w nich blödyt, epsomit, gips i substancje organiczne a w śladowych kalcyt, dolomit, merrillit, pentlandyt, siarka rodzima, reewersyt oraz magnezyt i braunneryt (magnezyt żelazowy). Materia chondrytów węglistych nie wykazuje śladów przeobrażenia termicznego lub jest przeobrażona tylko w niewielkim stopniu. Znaczna zawartość minerałów uwodnionych niespotykanych w innych typach meteorytów świadczy o tym że na ich macierzystych planetoidach musiała niegdyś istnieć woda i to w postaci płynnej.\nIlość żelaza w chondrytach węglistych dochodzi do 20-25%. Poza minerałami krzemianowymi jest ono prawie wyłącznie zawarte w magnetycie natomiast żelazo niklonośne występuje w nich rzadko i na ogół w niewielkich ilościach.\nBardzo ciekawy składnik chondrytów węglistych stanowią białe inkluzje (CAI od ang. Calcium-Aluminum Inclusions) stanowiące mieszaninę nanoziaren cohenitu, grafitu, hibonitu, korundu, spinelu, azotków krzemu oraz węglików Si, Ti, Zr i Mo. Przypuszcza się że są one produktami wybuchów materii spadającej na młode Słońce. Jeszcze ciekawsza jest geneza mikroskopijnych kryształków diamentów zawartych w inkluzjach CAI. Badania izotopowe zawartych w nich gazów wykazały że są one starsze niż Układ Słoneczny (utworzyły się one około 4,6 mld lat temu) a więc musiały się utworzyć poza nim. Diamenty te są najprawdopodobniej produktami kondensacji materii wyrzuconej w czasie wybuchu pobliskiej gwiazdy supernowej (czerwonego olbrzyma).\nInteresującym składnikiem chondrytów węglistych jest również węgiel. Jego zawartość w typie CI dochodzi do 3,54% ale w wyższych typach stopniowo maleje osiągając w CV i CO poziom zaledwie 0,46%. Występuje on w postaci rodzimej (grafit, diament) lub jest zawarty w węglikach, minerałach węglanowych oraz licznych i różnorodnych związkach organicznych.\nSubstancje organiczne występują w chondrytach węglistych w ilości od kilku do kilkudziesięciu mg na gram meteorytu. W przeważającej części mają one postać nierozpuszczalnego i w związku z tym trudnego do identyfikacji polimeru. W niektórych typach polimer ten może stanowić nawet 90% wszystkich związków organicznych. Zwykle tworzy on wydzielenia wokół ziaren mineralnych, rzadziej inkluzje w szkliwie. W wyniku żmudnych badań ustalono że zbudowany jest ze skondensowanych pierścieni aromatycznych i heterocyklicznych którym towarzyszą grupy karboksylowe i boczne łańcuchy węglowodorów alifatycznych. mgr\nWśród dających się wyizolować związków organicznych bardzo licznie reprezentowane są węglowodory (średnio 24-93 mg/g meteorytu). Przeważają wśród nich węglowodory alifatyczne ale obecne są także węglowodory cykliczne, aromatyczne i pochodne izoprenu. Łańcuchy węglowodorów aromatycznych liczą zwykle 10-30 i więcej atomów węgla. Zidentyfikowano również liczne węglowodory posiadające łańcuchy rozgałęzione (głównie izomery mono- i dimetylowe). Z innych związków organicznych w meteorytach węglistych wykryto m. in. kwasy tłuszczowe, kwasy dwukarboksylowe, a-hydroksykwasy, alkohole, aldehydy, ketony i aminy alifatyczne. Wiele z tych związków także posiada rozgałęzione łańcuchy. W chondrytach węglistych wykryto również ponad 70 różnych aminokwasów w tym 33 niebiałkowe nie występujące w ziemskich organizmach żywych. Występują one zarówno w formach lewo jak i prawoskrętnych. Co ciekawe formy prawoskrętne ilością nieznacznie ustępują postaciom lewoskrętnym które na Ziemi stanowią podstawowy budulec DNA wszystkich organizmów żywych.\nInnym ciekawym składnikiem chondrytów węglistych są fullereny będące cząsteczkami o wzorze C60 w których atomy węgla układają się w złożone z pięciokątów kuliste struktury swoim wyglądem przypominające piłkę futbolową. Cechują się one wyjątkową trwałością i zdolnością do absorpcji innych molekuł. Oprócz tego w chondrytach węglistych wykryto również obecność fulleranów czyli połączeń fullerenów z wodorem o wzorze C60H60. Pochodzenie fullerenów i ich pochodnych nie zostało jeszcze wyjaśnione. Być może rolę prekursorów w ich tworzeniu odegrały zakrzywione cząsteczki wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych takich jak benzofluoraten i korannulen (C20H20), których śladowe ilości również zaobserwowano w tym typie chondrytów.\nObecność związków organicznych w chondrytach węglistych nie jest czymś wyjątkowym. Substancje te znaleziono również w innych typach meteorytów (nawet w ziarnach grafitu meteorytów żelaznych). Ich ilość jest tam jednak śladowa.\nZe względu na budowę wewnętrzną wyróżniono siedem typów chondrytów węglistych oznaczonych symbolami CI, CM, CV, CK, CO, CR, CH, CB i CC.\nChondryty węgliste typu CI1 - stanowią najbardziej pierwotny typ chondrytów węglistych i wbrew swojej nazwie w ogóle nie zawierają chondr. Charakteryzują się małą gęstością oraz wysoką porowatością. Świeże okazy mają czarną, matową skorupę obtopieniową która jest jednak ledwie zauważalna. Wewnątrz są one mocno przeobrażone przez wodę w związku z czym swoim wyglądem przypominają węgiel drzewny lub stwardniałe błoto. Zawierają do 20,08% wody, do 6,20% siarki i do 3,54% węgla. Są również bogate w związki lotne.\nTło skalne ma barwę czarną. Jest ono w całości zbudowane z ciemnej, nieprzezroczystej materii w której składzie dominują serpentyny, chloryty i magnetyt. Tkwią w nim liczne jasne wtrącenia będące mieszaniną osadzonych przez wodę węglanów (kalcytu, dolomitu, magnezytu, braunnerytu) mogących stanowić nawet do 5% objętości meteorytu oraz siarczanów (głownie epsomitu, rzadziej heksahydrytu, podrzędnie gipsu i blödytu). Rzadko natomiast występują rozproszone ziarna oliwinów i troilitu. W chondrytach tych znaleziono również dwa proste aminokwasy. Produktem wyjściowym do ich powstania był cyjanowodór.\nWiek chondrytów węglistych typu CI szacuje się jednak tylko na 4,37 mld. lat. Przypuszcza się że ich ciałami macierzystymi są komety powstałe z brył zamarzniętej wody i pierwotnej materii występujących w najbardziej zewnętrznej strefie Układu Słonecznego.\nChondryty węgliste typu CM2 - swoim wyglądem przypominają chondryty węgliste typu CI, ale w odróżnieniu od nich zawierają bardzo małe chondry. Charakteryzują się małą gęstością oraz wysoką porowatością. Świeże okazy mają czarną, matową skorupę obtopieniową. Wewnątrz są w znacznym stopniu przeobrażone przez wodę. Zawierają około 10% wody i do 2% węgla.\nTło skalne ma barwę czarną. W jego składzie dominuje serpentyny, chloryty i magnetyt. Tkwią w nim świeże lub częściowo rozłożone chondry oliwinowe. Często spotyka się również białe inkluzje CAI będące mieszaniną mikroskopijnych kryształków spinelu, korundu, hibonitu i znacznie rzadszych większych ziaren grafitu, diamentu i moissanitu. Meteoryty te zawierają także pokaźne ilości substancji organicznych (kilkadziesiąt mg/g) w tym ponad 70 różnych aminokwasów.\nWiek chondrytów węglistych typu CM szacuje się na 4,21 mld. lat. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 19 Fortuna z głównego pasa planetoid.\nChondryt węglisty CM2 Zawiera do 2% węgla i ponad 70 różnych aminokwasów. Murchison, Australia kształt: okruch\nwymiary: 8x5x3 mm\nwaga: 0,082 g 2011.03.20/ME/053/24.20\nChondryty węgliste typu CV3 - strukturą i teksturą przypominają chondryty zwyczajne. Charakteryzują się dość znaczną gęstością. Świeże okazy mają czarną skorupę obtopieniową. Wewnątrz są zwykle dość zwarte (mało porowate). Zawierają poniżej 2% wody i mniej niż 1% węgla.\nTło skalne ma barwę ciemnoszarą. Dominują w nim bogate w żelazo oliwiny (fajalit) tworzące mikroskopijne kryształki i nieregularne okruchy równomiernie rozmieszczone w czarnej masie minerałów nieprzezroczystych. Często są one pokryte cienką powłoką materii węglistej. Wśród składników nieprzezroczystych przeważa magnetyt, troilit, pentlandyt, bogaty w nikiel taenit lub awaruit a niekiedy również serpentyny i chloryty. Rzadko spotyka się klinoenstatyt, gehlenit, augit, kirschsteinit, nefelin oraz nie znane dotychczas z innych typów meteorytów granaty (andradyt i grossular). Brak tu natomiast tak pospolitych w chondrytach węglistych typu CI1 i CM2 uwodnionych krzemianów oraz osadzonych przez wodę siarczanów i węglanów. W tle skalnym tkwią liczne duże chondry które mogą stanowią do 60% objętości meteorytu. Zwykle są one dość duże i wyraźne. Przeważają wśród nich chondry zbudowane z ubogich w żelazo oliwinów (forsteryt). Formy piroksenowe są natomiast nieco rzadsze. Napotkano tu również nie występujące w innych typach chondrytów ciemnoszare chondry anortytowo-forsterytowo-spinelowe. Mają one wymiary 0,1-2 mm i są idealnie okrągłe. Ich obrzeże tworzą układające się mniej więcej promieniście mikroskopijne igiełki anortytu natomiast wnętrze wypełnia bardzo drobnoziarnista masa złożona z mikroskopijnych ziaren spinelu i kryształków forsterytu.\nCharakterystycznym składnikiem tych meteorytów są także duże białe lub lekko różowawe inkluzje CAI. Stanowią one około 10% objętości meteorytu. Są drobnoziarniste i zwykle mają nieregularne kształty. Składają się z drobnych (wielkości poniżej 1 μm) kryształków melilitów, spinelu i diamentu oraz w różnym stopniu przeobrażonych fassaitu, anortytu, sodalitu, nefelinu.\nNie wiadomo dokładnie jaki jest wiek chondrytów węglistych typu CV. Dotychczas nie znaleziono również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Znaczny udział żelaza w postaci rodzimej świadczy że pierwotna materia tych meteorytów tworzyła się w warunkach silnie redukcyjnych (beztlenowych). Wiek chondr zawartych w chondrytach węglistych typu CV szacuje się na 4,21 mld. lat.\nChondryt węglisty CV3 Zawiera ok. 1% C, chondry i białe inkluzje CAI Allende, Meksyk kształt: płytka\nwymiary: 32x29x3 mm\nwaga: 6,2 g 1998.10.24/ME/007/22.85\nChondryt węglisty CV3 Zawiera ok. 1% C. Zachowana skorupa obtopieniowa Allende, Meksyk kształt: cały\nwymiary: 36x28x14 mm\nwaga: 24,2 g 1999.02.14/ME/009/94.30\nChondryty węgliste typu CK3-6 - stanowią typ pośredni pomiędzy chondrytami węglistymi szeregu CV-CO i są z nimi blisko genetycznie spokrewnione. Świeże okazy mają czarną błyszczącą skorupę obtopieniową. Wewnątrz nie wykazują one zmian wywołanych działaniem wody i fyllityzacją krzemianów. Są natomiast w znacznym stopniu przekrystalizowane.\nTło skalne ma barwę szarą do ciemnoszarej spowodowaną znaczą domieszką magnetytu. W jego składzie dominują bogate w żelazo oliwiny (fajalit) i pirokseny. Tkwią w nim trudne do zauważenia chondry które stanowią około 15% masy meteorytu. Mają one wielkość pośrednią pomiędzy chondrami z chondrytów węglistych typu CV i CO. Pospolicie występują również białe inkluzje CAI. które często osiągają znaczne rozmiary. Niekiedy obecne są także żyłki szkliwa.\nNie wiadomo dokładnie jaki jest wiek chondrytów węglistych typu CK. Najwyższa zawartość inkluzji CAI wskazuje że tworzyły się one we wczesnym okresie kształtowania się Układu Słonecznego. Duża domieszka magnetytu może natomiast świadczyć że ich materia formowała się w warunkach utleniających.\nChondryt węglisty CK5/6 Chondry. Sahara, Maroko (NWA 3081) kształt: płytka\nwymiary: 45x27x1 mm\nwaga: 4,3 g 2011.03.14/ME/050/45.70\nChondryty węgliste typu CO3 - składem mineralnym przypominają one chondryty zwyczajne. Stanowią również najbardziej ubogi w węgiel typ chondrytów węglistych. Świeże okazy mają czarną błyszczącą skorupę obtopieniową.\nTło skalne ma barwę ciemnoszarą. Tworzą je ziarna oliwinów i piroksenów. Tkwią w nim bardzo liczne małe chondry stanowiące do 70% objętości meteorytu. W znacznych ilościach występuje również żelazo niklonośne tworzące małe wydzielenia nieregularnie rozproszone w masie krzemianów. Rzadko natomiast spotyka się inkluzje CAI ale są one z reguły bardzo małe.\nNie wiadomo dokładnie jaki jest wiek chondrytów węglistych typu CO. Dotychczas nie znaleziono również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Znaczny udział żelaza rodzimego świadczy że pierwotna materia tych meteorytów tworzyła się w warunkach jeszcze bardziej redukcyjnych (beztlenowych) niż chondrytów węglistych typu CV.\nChondryt węglisty CO3.2 Kainsaz (Tatarskaya), Rosja\nobw. Moslyumovskij kształt: płytka\nwymiary: 13x9x1 mm\nwaga: 0,28 g 2008.01.21/ME/045/7.55\nChondryty węgliste typu CR2 - są genetycznie związane z bogatymi w żelazo niklonośne chondrytami węglistymi typu CH i CB. Wewnątrz wykazują objawy przeobrażenia przez wodę i fyllityzacji.\nTło skalne ma ciemną barwę. Jest ono wyjątkowo drobnoziarniste, złożone głównie z fragmentów chondr oraz okrągławych inkluzji żelaza niklonośnego i troilitu które mogą stanowić do 10% jego objętości. W podrzędnych ilościach (do 1%) występuje chrom rodzimy. W tle tym tkwią duże i wyraźnie widoczne pomarańczowe chondry. Stanowią one do 50% objętości meteorytu. Część z nich jest przeobrażona w chloryty i serpentyny przy czym chondry zmienione występują obok świeżych. Może to świadczyć że ich przeobrażenie nastąpiło jeszcze w pierwotnej mgławicy. Wyróżniono chondry oliwinowe, oliwinowo-piroksernowe i piroksenowe. Mają one przeważnie budowę porfirową. Zwykle są otoczone obwódkami ziaren oliwinów i piroksemów lub serpentynów i kalcytu, rzadziej żelaza niklonośnego. Te ostatnie niekiedy przenika do wnętrza chondr a nawet tworzy w nich inkluzje. Rzadko natomiast spotyka się inkluzje CAI. W niektórych chondrytach węglistych typu CR2 zaobserwowano także zabarwione rozproszonym magnetytem czarne okruchy materii chondrytów węglistych typu CI i CM.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek chondrytów węglistych typu CR. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 2 Pallas z głównego pasa planetoid.\nChondryt węglisty CR2 Chondry, biała inkluzja CAI. Sahara, Maroko (NWA 6216) kształt: płytka\nwymiary: 32x15x3 mm\nwaga: 3,0 g 2011.03.22/ME/055/21.10\nChondryty węgliste typu CH2-3 - są genetycznie związane z bogatymi w żelazo niklonośne chondrytami węglistymi typu CR i CB. Wewnątrz wykazują pewne objawy fyllityzacji i przeobrażenia ślady działania wody. Mają postać brekcji złożonej z okruchów różnych typów chondrytów. Są one spojone drobnoziarnistą krzemianową masą w której tkwią liczne małe i najczęściej pokruszone chondry oraz mikroinkluzje CAI. Zawierają duże owalne inkluzje kamacytu które mogą stanowić do 15% ich objętości. Są natomiast ubogie w składniki lotne.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek chondrytów węglistych typu CH. Przypuszcza się że ich materia uformowała się w pobliżu orbity Merkurego we wczesnej fazie kształtowania Układu Słonecznego (ma o tym świadczyć obfitość żelaza niklonośnego) a następnie została wypchnięta do pasa planetoid.\nChondryty węgliste typu CB3 (Bencubbinity) - są genetycznie związane z bogatymi w żelazo niklonośne chondrytami węglistymi typu CR i CH.\nTło skalne ma ciemną barwę. Jest ono złożone głównie z w różnym stopniu zbrekcjonowanych i częściowo obtopionych chondr oraz dużych inkluzji kamacytu. Te ostatnie mogą stanowić nawet ponad 50% objętości meteorytu. Niekiedy spotyka się również inkluzje CAI.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek chondrytów węglistych typu CB. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 2 Pallas z głównego pasa planetoid.\nChondryty węgliste niezgrupowane - stanowią grupę chondrytów węglistych które nie pasują do żadnego z wyżej wymienionych typów. Meteoryty te określa symbolem CC lub CC UNGR. Część z nich po szczegółowych badaniach okaże się zapewne nietypowymi przedstawicielami istniejących już grup. Niektóre jednak zdają się stanowić odmienne typy i jedynie brak większej ilości okazów uniemożliwia ich wyróżnienie.\nChondryty zwyczajne - są najbardziej rozpowszechnioną grupą meteorytów. Stanowią one ponad 85% wszystkich znanych spadków. Zawierają głównie oliwiny, ortopirokseny oraz pewną ilość żelaza niklonośnego (wyraźnie przyciągają magnes). Wiek tych meteorytów szacuje się na około 4,5 mld. lat. Ich macierzystymi ciałami są przypuszczalnie planetoidy z grupy NEO których orbity przebiegają w pobliżu orbity Ziemi.\nZe względu na zawartość żelaza i skład mineralny chondryty zwyczajne dzieli się na: chondryty zwyczajne typu H, chondryty zwyczajne typu L i amfoteryty.\nChondryty zwyczajne typu H3-7 (chondryty oliwinowo-bronzytowe) - charakteryzują się wysoką ogólną zawartością żelaza (25-31%) i dużą żelaza niklonośnego (16-21%) w związku z czym wyraźnie przyciągają magnes. Okazy świeże mają szaro-czarną, matową skorupę obtopieniową. Zwykle na jej powierzchni widoczne są liczne małe gruzełki metalu.\nTło skalne ma barwę szarą. Wietrzejąc staje się ciemno-brązowe z powodu utlenienia żelaza niklonośnego. Składa się ono w 25-40% z oliwinów i w 25-35% z bronzytu. W mniejszych ilościach towarzyszy im oligoklaz. Podrzędnie występuje chromit i chlorapatyt a rzadko diopsyd. W tle tym tkwią mniej lub bardziej wyraźnie widoczne chondry oraz różnej wielkości inkluzje żelaza niklonośnego i troilitu (około 5%). Spotyka się również brekcje złożone z okruchów różnych podtypów petrologicznych chondrytów zwyczajnych typu H.\nWiek chondrytów zwyczajnych typu H szacuje się na 4,43 do 4,59 mld lat. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 6 Hebe z głównego pasa planetoid.\nChondryt zwyczajny H5 Chondry, żelazo-nikiel El Hammami, Mauretania kształt: płytka\nwymiary: 34x31x3 mm\nwaga: 8,3 g 1998.10.25/ME/008/8.60\nChondryt zwyczajny H5 Żelazo-nikiel. Częściowo zachowana skorupa obtopieniowa Ciołkowo, Polska (Pułtusk) kształt: piętka\nwymiary: 22x15x11 mm\nwaga: 3,7 g 1999.06.04/ME/011/(25.00)/a-c\nChondryt zwyczajny H5 Zachowana skorupa obtopieniowa Obryte, Polska (Pułtusk) kształt: cały\nwymiary: 22x15x12 mm\nwaga: 5,7 g 2001.03.03/ME/027/50.00\nChondryty zwyczajne typu L3-7 (chondryty oliwinowo-hiperstenowe) - charakteryzują się dość dużą ogólną zawartością żelaza (20-25%) ale małą żelaza niklonośnego (4-10%) w związku z czym słabiej przyciągają magnes. Okazy świeże mają szaro-czarną, matową skorupę obtopieniową w czym łudząco przypominają chondryty zwyczajne typu H.\nTło skalne ma zazwyczaj barwę jasnoszarą, ale zdarzają się też okazy o wnętrzu ciemnozielonym a nawet czarnym. Składa się ono w 35-60% z oliwinów, 25-35% z hiperstenu i 5-10% z plagioklazów, Tkwią w mim mniej lub bardziej wyraźnie widoczne chondry oraz różnej wielkości inkluzje troilitu (około 5%) i znacznie rzadsze niż chondrytach zwyczajnych typu H wydzielenia żelaza niklonośnego (1-10%). Spotyka się również brekcje złożone z okruchów różnych podtypów petrologicznych chondrytów zwyczajnych i to zarówno typu L, H jak i LL.\nWiek chondrytów zwyczajnych typu L szacuje się na 4,38 do 4,44 mld lat. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do okresowo zbliżającej się do Ziemi planetoidy 433 Eros.\nChondryt zwyczajny L3 Na powierzchni guzki żelazo-niklu Boudnib, Maroko (NWA 469) kształt: piętka\nwymiary: 19x13x9 mm\nwaga: 3,0 g 2000.07.07/ME/023/4.30\nChondryt zwyczajny L6 Sahara, Maroko (NWA 4292) kształt: cały\nwaga: 2,5 g 2010.09.18/ME/048/D\nDar Pana Pawła Żochowskiego z Warszawy\nChondryty zwyczajne typu LL1-7 (amfoteryty, chondryty oliwinowo-pigeonitowe) - charakteryzują się niską ogólną zawartością żelaza (19-22%) i niską zawartością żelaza niklonośnego (1-3%) w związku z czym słabo przyciągają magnes. Wewnątrz wykazują objawy znacznego metamorfizmu. W okazach najbardziej zmienionych praktycznie nie widać chondr a minerały tła skalnego noszą wyraźne ślady obtopienia. Świeże okazy mają grubą, czarną i raczej gładką skorupę obtopieniową.\nTło skalne ma barwę szarą. W jego składzie dominują oliwiny i pigeonit. Tkwią w nim mniej lub bardziej wyraźnie widoczne chondry. Inkluzje żelaza niklonośnego występują sporadycznie i mają niewielkie rozmiary.\nWiek chondrytów zwyczajnych typu LL szacuje się na 4,43 do 4,50 mld lat. Mała zawartość żelaza zarówno wchodzącego w skład minerałów krzemianowych jak i występującego w postaci rodzimej wskazuje że ich materia uformowała się w warunkach bardziej utleniających niż materia chondrytów zwyczajnych typu H i L. Dotychczas jednak nie znaleziono żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego.\nAmfoteryt LL5 Chondry, żelazo-nikiel Tuxtuac, Meksyk (Zacatecas) kształt: okruch\nwymiary: 18x15x6 mm\nwaga: 3,0 g 2001.04.01/ME/028/37.50\nAmfoteryt LL6 Brekcja poprzecinana żyłkami szkliwa Kilabo, Nigeria kształt: okruch\nwymiary: 10x7x4 mm\nwaga: 0,6 g 2010.09.19/DEP/25\nDepozyt Pani Ewy Borzęckiej z Warszawy\nChondryty zwyczajne niezgrupowane - stanowią grupę chondrytów zwyczajnych które nie pasują do żadnego z wyżej wymienionych typów. Meteoryty te określa symbolem C lub C UNGR. Część z nich po szczegółowych badaniach okaże się zapewne nietypowymi przedstawicielami istniejących już grup. Niektóre jednak zdają się stanowić odmienne typy i jedynie brak większej ilości okazów uniemożliwia ich wyróżnienie.\nChondryty typu E3-7 (chondryty enstatytowe) - ze względu na zawartość żelaza dzielą się na dwa podtypy: EL3-7 o niedoborze Fe i EH3-6 o nadmiarze Fe. Wyraźnie przyciągają magnes. Mają jasną czasem nawet bezbarwną skorupą obtopieniową.\nTło skalne ma piaskową lub jasno-szarą barwę. W jego składzie dominuje enstatyt stanowiący około 65% masy meteorytu. Plagioklazy występują w ilości zaledwie 5%. W śladowych ilościach spotyka się diopsyd, trydymit i cristobalit oraz nie znany z innych typów meteorytów kwarc. W tle tym tkwią liczne ale trudno zauważalne chondry oraz drobne inkluzje kamacytu (15%) z domieszką krzemków żelaza i troilitu (10%). Podobny skład miała prawdopodobnie materia z której powstała nasza Ziemia.\nWiek chondrytów typu E szacuje się na 4,43 do 4,51 mld lat. Prawie całkowity brak żelaza w minerałach krzemianowych i jego znaczny udział w postaci rodzimej świadczą że pierwotna materia tych meteorytów tworzyła się w warunkach silnie redukcyjnych (beztlenowych). Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 16 Psyche z głównego pasa planetoid.\nChondryt enstatytowy EL6/7 Sahara, Maroko (NWA 4295) kształt: płytka\nwymiary: 41x17x5 mm\nwaga: 7,5 g 2008.01.31/ME/046/8.60\nNietypowym (anomalnym) chondrytem typu E jest polskie Zakłodzie którego wiek określono na około 4,4 mld. lat. Jego tło skalne ma barwę jasną do ciemnoszarej. Dominuje w nim enstatyt żelazowy, klinoenstatyt i albit w czym meteoryt ten przypomina ziemski websteryt plagioklazowy. W podrzędnych ilościach występuje kamacyt, troilit, schreibersyt, wurtzyt i oldhamit.\nChondryty typu R3-6 (rumurutyty) - charakteryzują się znaczną ogólną zawartością żelaza przy praktycznie całkowitym braku żelaza rodzimego w związku z czym bardzo słabo przyciągają magnes. Wnętrze często stanowi silnie utleniona brekcja złożona z jasnych i ciemnych okruchów tkwiących w bardzo drobnoziarnistym tle skalnym. Okruchy jasne z nielicznymi chondrami są fragmentami różnych podtypów petrologicznych tych chondrytów. Osiągają one rozmiary do 10 mm. Ich głównymi składnikami są oliwiny. Ciemne okruchy wielkości do 4 mm tworzy troilit, magnetyt i chromit.\nTło skalne ma barwę czerwonawą. Dominują w nim oliwiny (fajalit) stanowiące około 70% jego masy. W podrzędnych ilościach występują pirokseny, pirotyn (nietypowy składnik meteorytów), pentlandyt i chromit a w śladowych chalkopiryt, taenit (poniżej 0,1%) i złoto rodzime którego ziarna osiągają wielkość do kilku μm.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek chondrytów typu R. Nie znamy również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Zbrekcjonowanie, duża zawartość obcych wtrąceń i pochodzących z wiatru słonecznego gazów szlachetnych wskazują że macierzystą materią tych meteorytów mógł być regolit pokrywający powierzchnie jakiejś planetoidy.\nRumurutit R3,9 Troilit, żelazo-nikiel Maroko (NWA 753) kształt: piętka\nwymiary: 21x14x5 mm\nwaga: 2,4 g 2005.04.02/ME/036/17.65\nChondryty typu K3 (kakangariity) - chemicznie i izotopowo są niepodobne do żadnego innego typu chondrytów. Wyraźnie przyciągają magnes. Wnętrze nie wykazuje większych przeobrażeń wywołanych metamorfizmem termicznym. W tle skalnym tkwią liczne dobrze widoczne chondry stanowiące około 20% objętości meteorytu. W znacznych ilościach występują również inkluzje troilitu i żelaza niklonośnego. To ostatnie może tworzyć drobne wydzielenia zarówno w tle skalnym jak i w chondrach.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek chondrytów typu K. Nie znamy również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego.\nSą fragmentami skał pochodzących z powierzchni planet i ich księżyców lub z wnętrza większych planetek których materia uległa całkowitemu stopieniu i rozwarstwieniu na skorupę i metaliczne jądro. Swoją budową przypominają niektóre skały ziemskie pochodzenia magmowego lub wylewnego. Mają budowę krystaliczną ale często są zbrekcjonowane. Zupełnie lub prawie zupełnie nie zawierają chondr. Niemal wcale nie ma w nich również żelaza niklonośnego i troilitu w związku z czym na ogół nie przyciągają one magnesu. Cechy te sprawiają że po dłuższym przebywaniu na Ziemi stają się nierozróżnialne od typowych dla naszego globu skał magmowych.\nZe względu na pochodzenie i skład mineralny achondryty dzielimy na:\n- pierwotne - acapulcoity, lodranity, brachinity, winonity.\n- planetoidalne - angryty, aubryty, urelity i podgrupa HED (howardyty, euryty, diogenity).\n- planetarne - podgrupa SNC (schergottyty, nakhlity i chassignity).\n- księżycowe - lunaity.\nAcapulcoity - należą do grupy pierwotnych achondrytów. Świeże okazy mają ciemnobrązową do czarnej, matową skorupę obtopieniową. Wewnątrz wykazują umiarkowany stopień przetopienia i rekrystalizacji.\nTło skalne ma skład mineralny pośredni między chondrytami enstatytowymi i chondrytami zwyczajnymi typu H ale jest wyraźnie bardziej gruboziarniste. W jego składzie dominują oliwiny i ortopirokseny. W podrzędnych ilościach towarzyszą im plagioklazy. W tle tym tkwią żyłki i inkluzje żelaza niklonośnego których wielkość waha się od kilku μm do jednego cm oraz znacznie rzadsze i mniejsze wydzielenia troilitu. W niektórych okazach dostrzeżono również pojedyncze chondry.\nNie wiadomo jaki jest wiek acapulcoitów. Dotychczas nie znaleziono również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Pod względem składu mineralnego i izotopowego są one zbliżone do lodranitów co może świadczyć że pochodzą ze wspólnego źródła. Utworzyły się prawdopodobnie z materii chondrytów ale o składzie innym od chondrytów zwyczajnych a następnie uległy metamorfizmowi termicznemu. Procesy te miały miejsce w bardzo wczesnej historii układu słonecznego.\nLodranity - należą do grupy pierwotnych achondrytów. Świeże okazy mają czarną, niezbyt efektowną skorupę obtopieniową. Wewnątrz przypominają acapulkoity ale są nieco bardziej gruboziarniste i silniej zmetamorfizowane termicznie.\nW składzie tła skalnego dominują różnej wielości ziarna zielonych oliwinów oraz bronzytu. W podrzędnych ilościach występują plagioklazy a w śladowych chromit. W tle tym tkwią liczne, masywne żyłki i inkluzje żelaza niklonośnego którego ilość w ogólnej masie meteorytu dochodzi do 20%. W niewielkich ilościach pojawia się również troilit.\nNie wiadomo jaki jest wiek lodranitów. Dotychczas nie znaleziono również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Pod względem składu mineralnego i izotopowego przypominają one acapulcoity co może świadczyć że pochodzą ze wspólnego źródła. Są jednak silniej przetopione i rekrystalizowane a więc muszą pochodzić z głębszych stref ich macierzystego ciała.\nLodranit Zbrekcjonowany Sahara, Maroko (NWA 4478) kształt: płytka\nwymiary: 17x11x4 mm\nwaga: 1,9 g 2011.03.15/ME/051/30.70\nBrachinity (achondryty oliwinowo-pigeonitowe) - należą do grupy pierwotnych achondrytów. Składem mineralnym przypominają one ziemskie dunity i perydotyty. Charakteryzują się dość dużą ogólną zawartością żelaza (20%) ale praktycznie nie zawierają żelaza rodzimego. Świeże okazy mają czarną, matową skorupę obtopieniową. Wewnątrz są zwykle jednorodne i nie zawierają chondr.\nTło skalne ma barwę jasnobrązową do ciemnobrązowej. W jego składzie dominują ziarna oliwinów stanowiące 74-98% masy meteorytu. W podrzędnych ilościach występują ortopirokseny (do 2,4%), klinopirokseny (1,5-8%), plagioklazy (6,7-12,9%), chromit (0,5-1,2%) i troilit (1,8-4%) a w śladowych różne fosforany, schreibersyt i niekiedy żelazo niklonośne.\nWiek brachinitów ocenia się na około 4,5 mld lat. Prawdopodobnie powstały one z materii podobnej do chondrytów a następnie uległy częściowemu przetopieniu i rekrystalizacji. Dotychczas nie znaleziono jednak żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego.\nBrachinit Żelazo-nikiel Sahara, Maroko (NWA 6292) kształt: płytka\nwymiary: 15x8x3 mm\nwaga: 0,9 g 2011.03.20/ME/054/21.50\nWinonaity - należą do grupy pierwotnych achondrytów. Wewnątrz są drobnoziarniste i najczęściej nie zawierają chondr. Składem mineralnym przypominają jednak chondryty enstatytowe.\nTło skalne ma barwę ciemnobrązową. Dominują w nim drobne ziarna piroksenów i oliwinów (forsteryt). Zawiera również liczne żyłki i inkluzje żelaza niklonośnego i troilitu.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek winonitów. Nie znamy również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Prawdopodobnie powstały one z materii podobnej do chondrytów która uległa później całkowitej rekrystalizacji. Składem mineralnym przypominają wrostki krzemianowe w oktaedrytach typu IAB co może świadczyć że oba te typy meteorytów pochodzą ze wspólnego źródła.\nWinonait Zbrekcjonowany żelazo-nikiel Sahara, Maroko (NWA 4024) kształt: płytka\nwaga: 0,56 g 2011.03.16/ME/052/26.10\nAngryty (achondryty augitowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia plenetoidalnego. Składem mineralnym przypominają one ziemskie bazalty. Świeże okazy mają czarną skorupę obtopieniową. Wewnątrz są średnioziarniste i często porowate przy czym liczne okrągławe pory mogą osiągać średnicę nawet do 2,5 cm.\nTło skalne ma barwę jasnoszarą do ciemnoszarej często z zielonawym odcieniem. W jego składzie dominuje fassait stanowiący do 80% masy meteorytu. W podrzędnych ilościach występuje diopsyd wapniowo-glinowo-tytanowy i plagioklazy (anortyt) a w śladowych oliwiny zasobne w Ca, kirschsteinit, troilit i spinel.\nWiek angrytów szacuje się na 4,56 mld lat. Pochodzą one prawdopodobnie z ciał podobnych do planetoidy 289 Nenetta lub 3819 Robinson z głównego pasa planetoid. Obecne w strukturze angrytów liczne pory mogą wskazywać na ich wulkaniczne pochodzenie. Były by to więc najstarsze skały magmowe w Układzie Słonecznym.\nAngryt Sahara, Maroko (NWA 2999) kształt: płytka\nwymiary: 10x6x2 mm\nwaga: 0,276 g 2008.02.12/ME/047/22.30\nAubryty (achondryty enstatytowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia plenetoidalnego. Świeże okazy mają jasno-brązową w różnych odcieniach skorupę obtopieniową. Wewnątrz są gruboziarniste a nawet wielko-krystaliczne (struktura pegmatytowa). Większość aubrytów jest również zbrekcjonowana lub ma postać brekcji regolitowej co sprawia że są one dość kruche. Niekiedy brekcje takie zawierają okruchy materii chondrytów w tym również fragmenty nie znanych z samodzielnych okazów chondrytów forsterytowych.\nTło skalne ma barwę białą do jasnożółtej. W jego składzie dominuje enstatyt występujący w postaci dużych ale pokruszonych, białych kryształów o długości do 10 cm. W podrzędnych ilościach występują oliwiny (forsteryt) i oligoklaz a w śladowych kamacyt, troilit tytanowy, schreibersyt, diopsyd, alabandyn, daubréelit, grafit, diament i miedź rodzima.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek aubrytów. Pod względem zawartości enstatytu są one podobne do chondrytów enstatytowych co może wskazywać że pochodzą ze wspólnego źródła. Być może ciałem macierzystym aubrytów jest okresowo zbliżająca się do Ziemi planetoida nr 3103 Eger.\nAubryt Skała enstatytowa Mt. Egerton, Australia kształt: piętka\nwymiary: 11x11x4 mm\nwaga: 0,5 g 1999.10.23/ME/018/6.25\nUrelity (achondryty oliwinowo-pigeonitowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia plenetoidalnego. Świeże okazy mają czarną skorupę obtopieniową. Wewnątrz są średnio- do gruboziarnistych. Wiele urelitów jest brekcjami. Często zawierają one ciemne okruchy chondrytów węglistych i różnych innych typów chondrytów. Zawierają one również gazy szlachetne charakterystyczne dla wiatru słonecznego co może wskazywać że materiałem wyjściowym do ich powstania był zalegający na powierzchni planetoidy regolit.\nTło skalne ma barwę ciemo-szarą lub brązowawą. W jego składzie dominują oliwiny i mniej liczny pigeonit. W podrzędnych ilościach występuje troilit, żelazo niklonośne, diament i trydymit. W tle tym tkwią żyłki i nieregularne wydzielenia czarnej materii węglistej (grafit). Zawiera ona mikroskopijne ziarna lonsdaleitu (diamentów 2H) których ilość w ogólnej masie meteorytu może dochodzić do 1%.\nNie wiadomo jaki jest dokładnie wiek urelitów. Nie znamy również żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego.\nUrelit Lonsdaleit C Shisr 007, Oman kształt: płytka\nwymiary: 23x20x4 mm\nwaga: 2,43 g 2004.10.03/ME/035/75.00\nAchondryty grupy HED (howardyty, eukryty, diogenity) mimo iż różnią się od siebie składem mineralnym posiadają pewne cechy które wskazują że mogą pochodzić z jednego wspólnego źródła. Źródłem tym musiała bardzo duża planetoida w której wnętrzu przez pewien czas zachodziły zaawansowane procesy magmowe. Spowodowały one utworzenie się skał składem mineralnym przypominających ziemskie bazalty, doleryty, gabra itp. Działo się to około 4,43-4,55 mld lat temu. W wyniku późniejszego zderzenia z innym ciałem kosmicznym fragmenty tych skał zostały wyrzucone w przestrzeń kosmiczną dając początek achondrytom grupy HED. Obecnie panuje powszechne przekonanie że ciałem macierzystym tych meteorytów była planetoida 4 Westa z głównego pasa planetoid. W pobliżu jej południowego bieguna znajduje się olbrzymi krater o średnicy około 460 km i głębokości około 30 km będący widomym śladem dawnej katastrofy.\nHowardyty (achondryty piroksenowo-plagioklazowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia planetoidalnego. Świeże okazy mają czarną, połyskującą skorupę obtopieniową. Wewnątrz są zawsze silnie zbrekcjonowane. Zawierają liczne, różnej wielkości fragmenty jasnej materii eukrytów i nieco ciemniejszej diogenitów, a niekiedy również chondrytów (gównie chondrytów węglistych) scementowane szarą sproszkowaną masą skalną (brekcja regolitowa).\nW składzie tła skalnego przeważają pirokseny (bronzyt) i augit lub bytownit. W podrzędnych ilościach występują oliwiny i pigeonit, a w śladowych żelazo niklonośne, ilmenit, troilit i trydymit.\nObecnie panuje powszechne przekonanie że ciałem macierzystym howardytów była planetoida Westa 4 z głównego pasa planetoid. Powstały one z zalegającego na jej powierzchni rozkruszonego w wyniku kolejnych zderzeń materiału skalnego (regolit). Świadczą o tym zawarte w nich gazy szlachetne których skład izotopowy wskazuje że pochodzą z wiatru słonecznego. Regolit howardytowy został scementowany i wyrzucony w przestrzeń kosmiczną w wyniku zderzenia Westy 4 z inną planetoidą zbudowaną prawdopodobnie z materii chondrytowej typu węglistego. Świadczą o tym tkwiące w ich wnętrzu okruchy chondrytów węglistych.\nHowardyt Ziarna piroksenów Sahara, Maroko (NWA 1943) kształt: piętka\nwymiary: 13x7x4 mm\nwaga: 0,6 g 2006.05.05/ME/039/13.75\nEukryty (achondryty pigeonitowo-plagioklazowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia planetoidalnego. Składem mineralnym są one podobne do ziemskich bazaltów. Świeże okazy mają czarną połyskującą skorupę obtopieniową. Wewnątrz są najczęściej zbrekcjonowane i kruche.\nTło skalne ma barwę jasnoszarą ale wietrzejąc staje się brązowe. W jego składzie dominują pirokseny (pigeonit lub augit) oraz tworzące wydłużone ziarna plagioklazy (anortyt lub bytownit). W podrzędnych ilościach występują oliwiny a w śladowych żelazo niklonośne, ilmenit i troilit.\nWiek eukrytów szacuje się na 4,43 do 4,57 mld lat. Obecnie panuje powszechne przekonanie że ich ciałem macierzystym była planetoida Westa 4 z głównego pasa planetoid. Są one fragmentami skał tworzących zalegające na jej powierzchni pokrywy lawowe. Okazy zberkcjonowane mogą w swoim składzie zawierać do 10% okruchów materii diogenitów.\nEukryt Zachowana skorupa obtopieniowa Dhofar 007, Oman kształt: piętka\nwymiary: 23x20x11 mm\nwaga: 7,6 g 2006.12.04/ME/041/3.75\nDiogenity (achondryty hiperstenowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia planetoidalnego. Większość z nich składem mineralnym przypomina ziemskie piroksenity ale znane są również odmiany oliwinowe podobne do perydotytów. Świeże okazy mają czarną, matową skorupę obtopieniową. W środku są gruboziarniste i najczęściej zbrekcjonowane.\nTło skalne ma barwę jasnoszarą do zielonawej ale wietrzejąc staje się brązowe. W jego składzie dominuje hipersten który miejscami tworzy duże zielone kryształy. W podrzędnych ilościach występuje bytownit i oliwin a w śladowych troilit, żelazo niklonośne i chromit.\nWiek diogenitów szacuje się na 4,45 mld lat. Obecnie panuje powszechne przekonanie że ich ciałem macierzystym była planetoida Westa 4 z głównego pasa planetoid. Są one fragmentami skał powstałych w wyniku procesów magmowych zachodzących w głębi jej skorupy. Okazy zberkcjonowane mogą w swoim składzie zawierać ponad 10% okruchów materii eukrytów.\nDiogenit Częściowo zachowana skorupa obtopieniowa Balanga, Burkina Faso kształt: piętka\nwymiary: 14x10x6 mm\nwaga: 1,1 g 2005.04.02/ME/037/28.50\nLunaity są fragmentami skał pochodzenia księżycowego. Ich wiek szacuje się na 2,8 - 4 mld. lat. Składem mineralnym przypominają one ziemskie anortozyty i bazalty lub stanowią brekcję będącą mieszaniną okruchów tych skał i scementowanego pyłu. Większość z nich różni się jednak od próbek gruntu księżycowego przywiezionego przez misje księżycowe. Przypuszcza się zatem że pochodzą one z wyżyn ciemnej strony Srebrnego Globu która nie była penetrowana. Okazy z nizin (Mare) widocznej strony są natomiast bardzo rzadkie.\nZe względu na skład mineralny i genezę lunaity dzieli się na: brekcje anortozytowe, lunaity bazaltowe i brekcje regolitowe.\nBrekcje anortozytowe (LUN A) - należą do grupy achondrytów pochodzenia księżycowego. Składem mineralnym przypominają one niektóre ziemskie głębinowe skały magmowe. Świeże mają oliwkowo-zielona skorupę obtopieniową. Wewnątrz są gruboziarniste ale zwykle silnie zbrekcjonowane. Mają barwę jasnoszarą do ciemnoszarej. Zawierają duże białe ziarna skał składem mineralnym przypominających ziemskie anortozyty, noryty, gabra lub gabronoryty, oraz małe ciemne okruchy bazaltów i szkliwa. Niekiedy wykazują one objawy częściowego obtopienia i rekrystalizacji. Tkwią w ciemnym cieście utworzonym z mikronowej wielkości ziaren pyłu skalnego, rzadziej w drobnoziarnistej masie oliwinowo-piroksenowej.\nPierwotnie brekcje anortozytowe były bardzo starymi grubokrystalicznymi, głębinowymi skałami magmowymi tworzącymi księżycowe wyżyny. Z czasem w wyniku licznych zderzeń naszego satelity z innymi ciałami kosmicznymi uległy one zbrekcjonowaniu i granulacji a niekiedy również częściowemu przetopieniu i rekrystalizacji. Później w wyniku kolejnego uderzenia zostały wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Co ciekawe znajdowane obecnie na Ziemi meteoryty tego typu pochodzą głownie z ciemnej strony Księżyca.\nLunait Brekcja anortozytowa z powierzchni Księżyca Dhofar 307, Oman kształt: płytka\nwymiary: 6x5x1 mm\nwaga: 0,088 g 2003.11.29/ME/032/125.00\nLunaity bazaltowe (LUN B) - są rzadkim typem achondrytów pochodzenia księżycowego. Składem mineralnym przypominają one ziemskie bazalty, doleryty lub gabra. Świeże okazy mają czarną matową skorupę obtopieniową. Wewnątrz są drobnoziarniste (bazalty) do gruboziarnistych (gabroidy).\nTło skalne ma ciemną barwę. W jego składzie dominują plagioklazy i pirokseny. Tkwią w nim fenokryształy oliwinów i augitu. W śladowych ilościach występuje chromit, ilmenit, fluorapatyt, troilit i żelazo niklonośne.\nLunaity bazaltowe są fragmentami młodych skał magmowych tworzących powierzchniowe pokrywy lawowe (bazalty) lub wypełniających podziemne komory magmowe dawnych wulkanów (gabroidy). Ich skład mineralny jest zbliżony do składu próbek przywiezionych przez misje księżycowe. Wskazuje to że pochodzą one głównie z nizin (Mare) widocznej strony srebrnego globu.\nBrekcje regolitowe (LUN C) - należą do grupy achondrytów pochodzenia księżycowego. Świeże okazy mają matową skorupę obtopieniową o barwie od czarnej poprzez brązową do oliwkowo-zielonej. Wewnątrz są szare. Stanowią brekcję złożoną głównie z występujących w różnych stosunkach białych ziaren materiału anortozytów i ciemnych okruchów bazaltów. Około 1-1,5% jej masy stanowią fragmenty materii składem mineralnym zbliżonej chondrytów węglistych typu CI1. Ponadto brekcja ta zawiera liczne kulki i okruchy szkliwa o barwie żółtej, pomarańczowej, brunatnej itp. Spoiwo stanowi mieszanina drobnoziarnistej materii skalnej, pyłu o wielkości cząstek 60-100 μ i szkliwa.\nPod względem mineralogicznym brekcja regolitowa składa się ze skaleni (głównie plagioklazów wapniowych) stanowiących około 30% jego objętości, piroksenów i oliwinów (50-60%) oraz ilmenitu (10-20%). Trafiają się również pojedyncze ziarna żelaza niklonośnego.\nRegolit jest rozprzestrzeniony są na całej powierzchni Księżyca dlatego dość trudno jest ustalić z którego miejsca Srebrnego Globu pochodzą powstałe z niego fragmenty brekcji.\nAchondryty grupy SNC (schergottyty, nakhlity i chassignity) mają zróżnicowany skład mineralny przypominający ziemskie skały magmowe typu bazaltów, ryolitów, lherzolitów i harzburgitów. Posiadają jednak pewne cechy które wskazują że pochodzą z jednego wspólnego źródła. Charakteryzują się również na ogół młodym wiekiem ocenianym na 0,15-1,35 mld. lat (wyjątkowo spotyka się utwory starsze o wieku nawet 3,8 mld. lat). Wskazuje to że ich źródłem musiała być planeta ponieważ tylko we wnętrzu planet mogły przez tak długi okres czasu zachodzić zaawansowane procesy magmowe. Obecnie wiemy już że ciałem macierzystym achondrytów grupy SNC był Mars. Świadczą o tym zamknięte w ich porach gazy szlachetne których skład izotopowy wskazuje że pochodzą z marsjańskiej atmosfery. Co ciekawe wszystkie te meteoryty zawierają pewne ilości minerałów zmienionych pod wpływem wody co świadczy że musiała ona kiedyś płynąć po powierzchni Czerwonej Planety. W niektórych z nich wykryto również ślady związków organicznych (w tym także aminokwasów) które mogą być pozostałościami jakiś form życia istniejących niegdyś na Marsie.\nSchergottyty - dawniej były traktowane jako odmiana eukrytów. Późniejsze badania jednak że należą one do grupy achondrytów pochodzenia marsjańskiego. Stanowią fragmenty drobnoziarnistych skał magmowych młodego wieku. Składem mineralnym przypominają one ziemskie bazalty i lherzolity są jednak zbudowane z nieco większych kryształów plagioklazów i piroksenów.\nZe względu na skład mineralny i genezę schergottyty dzieli się na: schergottyty bazaltowe, schergottyty porfirowe i schergottyty iherzolitowe.\nSchergottyty bazaltowe - składem mineralnym przypominają ziemskie bazalty właściwe (podtyptyp A) lub bazalty oliwinowe (podtyp B). Świeże okazy mają czarną lśniącą skorupę obtopieniową. Wnętrze zwykle wykazuje objawy metamorfizmu szokowego. Tło skalne o barwie szarej ma strukturę średnio do gruboziarnistej. W jego składzie dominuje pigeonit i augit. W mniejszej ilości występują plagioklazy (najczęściej zmienione w maskelynit i szkliwo), oliwiny, ortopirokseny oraz różne tlenki, siarczki i fosforany. Niekiedy spotyka się również uwodnione krzemiany, węglany i siarczany co wskazuje to że pierwotna materia niektórych schergottytów bazaltowych miała kontakt z wodą.\nWiek schergottytów bazaltowych waha się przeważnie w granicach od 150 do 300 mln. lat. Są one więc fragmentami wylewnych skał magmowych młodego wieku. Większość z nich pochodzi prawdopodobnie z rejonu Tharsis i okolic wulkanu Olimp (największy wulkan w Układzie Słonecznym o wysokości ponad 22000 m. nad poziom Marsa).\nShergottyt bazaltowy Skała bazaltowa z powierzchni Marsa Zagami, Nigeria kształt: okruch\nwymiary: 5x4x2 mm\nwaga: 0,06 g 1999.05.14/ME/010/37.50\nSchergottyty porfirowe - składem mineralnym i teksturą przypominają ziemskie ryolity. Ze względu na rodzaj zawartych fenokryształów dzielą się na dwie odmiany: oliwinową i piroksenową. Świeże okazy mają czarną, matową skorupę obtopieniową. Tło skalne ma barwę jasno- do ciemnozielonej. Stanowi je materia bazaltów zbudowana z plagioklazów zmienionych w maskelynit, którym w mniejszych ilościach towarzyszy augit i oliwiny. Podrzędnie występuje chromit, merrillit, ilmenit i pirotyn. W tle tym tkwią duże fenokryształy oliwinów lub piroksenów.\nSchergotyty porfirowe są fragmentami zastygłych na powierzchni Marsa zasobnych w oliwin law bazaltowych.\nSchergottyty iherzolitowe - składem mineralnym przypominają ziemskie lherzolity i harzburgity. Świeże okazy mają matową skorupę obtopieniową o barwie czarnej do brązowo-czarnej. Tło skalne o barwie zielonkawo-żółtej ma strukturę średnioziarnistą. Dominują w nim średniej wielkości ziarna oliwinów i chromitu oraz duże kryształy ortopiroksenu. W mniejszych ilościach towarzyszą im plagioklazy przeobrażone w maskelynit. Spotyka się również klinopirokseny oraz tlenki i fosforany. W tle tym tkwią mniej lub bardziej liczne czarne ziarna chromitu.\nSchergotyty iherzolitowe są fragmentami magmy zastygłej w komorach magmowych marsjańskich wulkanów.\nNakhlity (achondryty diopsydowo-oliwinowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia marsjańskiego. Składem mineralnym przypominają ziemskie doleryty. Świeże okazy mają czarną, błyszczącą skorupę obtopieniową. Tło skalne ma zieloną barwę i cukrowatą strukturę. Dominuje w nim zielony diopsyd stanowiący 75% masy meteorytu któremu podrzędnych ilościach (5%) towarzyszą oliwiny. Ziarna tych minerałów tkwią w drobnoziarnistym cieście skalnym zbudowanym z plagioklazów (szereg oligoklaz-andezyn), zasadowego skalenia, piroksenów oraz tlenków żelaza i tytanu, siarczków i fosforanów. Spotyka się również amfibole, iddingsyt lub smektyty oraz węglany i siarczany co wskazuje że materia nakhlitów miała kontakt z wodą.\nNakhlity są przypuszczalnie fragmentami zastygłej blisko powierzchni Marsa magmy zasadowej. Ich wiek szacuje się na 1,3-1,4 mld. lat. Około 700 mln. lat temu uległy one przemianom pod wpływem wody. Meteoryty te pochodzą prawdopodobnie z wulkanicznego rejonu Syrtis Major.\nChassignity (achondryty oliwinowe) - należą do grupy achondrytów pochodzenia marsjańskiego. Składem mineralnym przypominają one ziemskie dunity i perydotyty. Świeże okazy mają czarną skorupę obtopieniową. Tło skalne ma barwę od jasnozielonej z małymi czarnymi cętkami szkliwa do ciemnozielonej. Dominuje w nim oliwin stanowiący 90% masy meteorytu któremu w niewielkich ilościach towarzyszą klinopirokseny, plagioklazy (oligoklaz), chromit i żelazo niklonośne. Spotyka się również amfibole. Tło to może być pocięte żyłkami ciemnozielonego szkliwa. Szczeliny spękań są wypełnione węglanami i siarczanami co wskazuje że materia chassignitów miała kontakt z wodą.\nWiek chassignitów szacuje się na około 1,36 mld. lat. Powszechnie przypuszcza się że mają one wspólne źródło z Nakhlitami. Odmienny skład izotopowy gazów szlachetnych wskazuje jednak że mogą być one fragmentami zasadowych skał magmowych utworzonych w głębi skorupy Marsa.\nSyderolity (meteoryty żelazo-kamienne) stanowią ogniwo pośrednie pomiędzy meteorytami kamiennymi i żelaznymi. Są one mieszaniną żelaza niklonośnego (kamacyt, taenit i plessyt) pochodzącego z jądra jakiejś rozbitej planetoidy i materii krzemianowej (oliwiny lub pirokseny) tworzącej jej płaszcz. Podrzędnie występują plagioklazy, troilit i schreibersyt.\nZe względu na strukturę i skład mineralny meteoryty żelazo-kamienne dzielą się na: pallasyty i mezosyderyty.\nMezosyderyty - należą do grupy meteorytów żelazo-kamiennych. Wewnątrz składają się miej więcej z równych części żelaza niklonośnego i silnie zbrekcjonowanej materii achondrytów. Materia ta złożona jest z różnej wielkości okruchów skalnych składem mineralnym podobnych do ziemskich bazaltów, gabr i piroksenitów. Tkwią one w gruboziarnistym cieście skalnym.\nKrzemianowe tło skalne składa się głównie z hiperstenu. W podrzędnych ilościach występują plagioklazy (anortyt lub bytownit) a w śladowych troilit, chromit, schreibersyt, fluorapatyt i oliwin. W tle tym tkwią różnej wielkości i kształtu inkluzje żelaza niklonośnego. Z wyjątkiem dużych wydzieleń nie wykazują one figur Widmanstättena.\nWiek mezosyderytów określa się na około 4,47 mld. lat. Dotychczas jednak nie znaleziono żadnej planetoidy która mogła by być odpowiednikiem ich ciała macierzystego. Ich materia kamienna składem mineralnym przypomina eukryty i diogenity z grupy HED. Żelazo niklonośne składem izotopowym przypomina oktaedryty typu III AB. Wskazuje to że mezosyderyty są mieszaniną materii pochodzącej przynajmniej z dwóch różnych źródeł.\nMezosyderyt Krzemiany, żyłki żelazo-niklu, zielony morenosyt Vaca Muerta, Chile (Atacama) kształt: piętka\nwymiary: 50x40x9 mm\nwaga: 50,5 g 2000.03.06/ME/021/125.00\nPallasyty - pochodzą przypuszczalnie z pogranicza jądra i płaszcza różnego typu rozbitych planetoid. Są zbudowane głównie z żelaza niklonośnego (ujawnia ono figury Widmanstättena identyczne jak w oktaedrytach typu IIIAB) w którym tkwią różnej wielkości okrągławe zielone lub żółte ziarna oliwinów, rzadziej farringtonitu. W stopie żelazo-niklowym spotyka się również liczne wrostki troilitu i schreibersytu.\nPallasyt Oliwin, żelazo-nikiel zawierający ok. 11% Ni Brenham, Stany Zjednoczone kształt: płytka\nwymiary: 61x37x3 mm\nwaga: 17,6 g 2007.01.31/ME/042/20.00\nSą pozostałościami jąder małych planetek. Ich głównym składnikiem jest żelazo rodzime o znacznej zawartości niklu i niewielkiej domieszce kobaltu. Nie tworzy ono jednolitego stopu lecz występuje pod postacią kamacytu o zawartości 4-7,5% Ni oraz taenitu o zawartości ponad 27-65% Ni.\nCharakterystyczną cechą większości syderytów są tzw. figury Widmanstättena. Mają one postać geometrycznych wzorów utworzonych w wyniku wzajemnych przerostów grubych belkowych kryształów kamacytu z cienkimi lamelkami taenitu. Wzory te ujawniają się na wypolerowanej i odpowiednio wytrawionej powierzchni meteorytu.\nW syderytach często obserwuje się również tzw. linie Neumana będące odzwierciedleniem mechanicznych zbliźniaczeń w strukturze monokryształów kamacytu. Mają one postać przecinających się pod różnym kątem grup równoległych linii które utworzyły się prawdopodobnie w wyniku działania na materię pierwotną meteorytu wysokich ciśnień w czasie zderzeń planetoid w przestrzeni międzyplanetarnej. Często linie Neumana współwystępują razem z figurami Widmanstättena. Ponadto w syderytach obecny bywa plessyt. Z minerałów podrzędnych najpospoliciej występują troilit i wolny węgiel (głównie grafit, rzadko cliftonit). Tworzą one różnej wielkości owalne inkluzje. Często są one otoczone cienkimi obwódkami schreibersytu i cohenitu. Rzadziej minerały te tworzą samodzielne wydzielenia. Spotyka się również małe ziarna plagioklazów ale występują one bardzo rzadko.\nWiek syderytów szacuje się na około 4,57 mld lat.\nW zależności od struktury i składu mineralnego syderyty dzielimy na: heksaedryty, oktaedryty, ataksyty i meteoryty anomalne. Warto jednak pamiętać że nie ma pomiędzy nimi wyraźnych granic lecz istnieją liczne formy pośrednie.\nHeksaedryty typu IIAB i IIG - zawierają 4,5-6,5% Ni. Składają się prawie wyłącznie z dużych monokryształów kamacytu (często cały meteoryt jest feragmentem jednego monokryształu) układających się równolegle do ścian sześcianu. W związku z tym nie ujawniają one figur Widmanstättena. Doskonale natomiast widoczne są w nich linie Neumana będące efektem deformacji mechanicznych. Zdarzają się również heksaedryty o budowie ziarnistej utworzone z drobnych kryształów kamacytu. W śladowych ilościach w heksahedrytach występuje schreibersyt, troilit i daubréelit.\nŻelazo niklonośne w heksaedrytach jest pod względem składu izotopowego podobne jest podobne do materii oktaedrytów.\nHeksaedryt IIAB Północne Chile kształt: płytka\nwymiary: 15x9x0,9 mm\nwaga: 0,69 g 2011.03.13/ME/049/18.60\nOktaedryty - zawierają 6-14% Ni. W ich składzie mineralnym dominuje kamacyt, któremu jednak zawsze w pewnej ilości towarzyszy taenit. Kryształy tych minerałów układają się równolegle do ścian ośmiościanu ujawniając najczęściej figury Widmanstättena. W miarę wzrostu zawartości niklu struktury te stają się coraz cieńsze i subtelniejsze. Wolne przestrzenie pomiędzy kamacytem i taenitem wypełnia plessyt. Często obserwuje się również linie Neumana. W podrzędnych ilościach pojawia się schreibersyt, troilit, cohenit, grafit i lonsdaleit.\nRóżnice w składzie izotopowym oktaedrytów wykazują że pochodzą z różnych źródeł. Ze względu na wielkość ziaren kamacytu i zawartość Ni wyróżniamy następujące typy oktaedrytów\n- bardzo gruboziarniste typu IIAB, IIG - o wielkości belek kamacytu 3,3-50 mm i zawartości niklu 6,5-7,2%.\n- gruboziarniste typu IAB, IC, IIE, IIIAB, IIIF - o wielkości belek kamacytu 1,3-3,3 mm i zawartości niklu 6,5-8,5%.\n- średnioziarniste typu IAB, IID, IIE, IIIAB, IIIF - o wielkości belek kamacytu 0,5-1,3 mm i zawartości niklu 7,4-10%.\n- drobnoziarniste typu IID, IIICD, IIIF, IVA - o wielkości belek kamacytu 0,2-0,5 mm i zawartości niklu 7,8-13%.\n- bardzo drobnoziarniste typu IIC, IIICD - o wielkości belek kamacytu poniżej 0,2 mm i zawartości niklu 7,8-13%.\n- plesytowe typu IIC, IIF - o wielkości wrzecion kamacytu poniżej 0,2 mm i zawartości niklu 9,2-18%.\nOktaedryt IA Akaganeit β-FeOOH Morasko, Polska kształt: cały\nwymiary: 52x40x28 mm\nwaga: 151,0 g 1999.08.28/ME/013/112.50\nOktaedryt IA Cohenit Fe3C Morasko, Polska kształt: piętka\nwymiary: 41x30x6 mm\nwaga: 23,6 g 1999.10.24/ME/019/22.50\nOktaedryt IIB Głównie kamacyt α-(Fe,Ni) Sikhote-Alin, Rosja kształt: cały\nwymiary: 59x34x30 mm\nwaga: 143,0 g 1997.03.01/ME/002/53.35\nOktaedryt IIB Regmaglipty Sikhote-Alin, Rosja kształt: cały\nwymiary: 41x18x20 mm\nwaga: 29,0 g 1999.09.11/ME/016/20.00\nOktaedryt IIB Schreibersyt (Fe,Ni,Co)P Sikhote-Alin, Rosja kształt: piętka\nwymiary: 70x41x9 mm\nwaga: 66,6 g 2001.06.18/ME/030/85.00\nOktaedryt IIIAB Henbury, Australia kształt: cały\nwymiary: 17x11x9 mm\nwaga: 4,4 2008.01.04/ME/044/D\nDar Pana Jarosława Wieczorka z Warszawy\nOktaedryt III CD Taenit β-(Fe,Ni) Namtan, Chiny kształt: piętka\nwymiary: 25x20x9 mm\nwaga: 10,2 g 2000.11.27/ME/025/5.00\nOktaedryt III CD Lawrencyt FeCl3 Namtan, Chiny kształt: bryłka\nwymiary: 50x25x12 mm\nwaga: 18,2 g 2000.11.27/ME/026/11.10\nOktaedryt IVA Troilit FeS, pozderzeniowe zaburzenia struktury Gibeon, Namibia kształt: wycinek\nwymiary: 40x31x26 mm\nwaga: 100,0 g 1998.09.13/ME/004/114.30\nOktaedryt IVA Przeobrażony troilit FeS Gibeon, Namibia kształt: wycinek\nwymiary: 42x28x15 mm\nwaga: 123,3 g 1998.09.13/ME/005/57.15\nOktaedryt IVA Pozderzeniowe zaburzenia struktury Gibeon, Namibia kształt: płytka\nwymiary: 40x31x3 mm\nwaga: 22,6 g 1998.09.13/ME/006/28.57\nOktaedryt IVA Na powierzchni cztery piramidy kamacytu β-(Fe,Ni) Gibeon, Namibia kształt: cały\nwymiary: 47x33x22 mm\nwaga: 108,0 g 1999.07.07/ME/012/100.00\nOktaedryt IVA Kamacyt α-(Fe,Ni) Muonionalusta, Szwecja kształt: cały\nwymiary: 43x25x26 mm\nwaga: 52,0 2007.11.09/ME/043/57.40\nOktaedryt plesytowy Taenit β-(Fe,Ni) Taza, Maroko (NWA 859) kształt: płytka\nwymiary: 26x19x3 mm\nwaga: 7,5 g 2004.10.03/ME/034/25.00\nAtaksyty typu IIF, IVB - zawierają powyżej 16% Ni. Mają nieuporządkowaną budowę wewnętrzną. Większość z nich składa się prawie wyłącznie taenitu któremu podrzędnie towarzyszy plesyt. Kamacyt natomiast występuje w ilościach śladowych w postaci mikroskopijnych blaszek i wrzecionowatych kryształów. W meteorytach tych nie występują w nich zatem ani figury Widmanstättena, ani linie Neumana. Inkluzje są w nich rzadkie a minerały krzemianowe praktyczne nieobecne.\nAtaksyt IVB Zawiera ok. 16 % Ni Hoba, Namibia kształt: okruch\nwymiary: 15x12x3 mm\nwaga: 1,1 g 2003.11.08/ME/031/D\nNietypową odmianą ataksytów jest ataksyt martenzytowy Tischoningo. Jego tło tworzy jasny austelit poprzecinany ciemniejszymi pasami gruboziarnistego martenzytu.\nAtaksyt niezgrupowany Zawiera 32,5 % Ni. Martenzyt α-Fe(C), taenit Tishomingo, Stany Zjednoczone kształt: płytka\nwymiary: 25x23x4 mm\nwaga: 17,1 g 2004.05.26/ME/033/87.50\nMeteoryty żelazne anomalne mają bardzo zróżnicowaną budowę i skład chemiczny. Zawierają tak dużo minerałów krzemianowych i innych domieszek, że wyglądem przypominają syderolity. Ze względu jednak na przeważającą zawartość żelaza niklonośnego zaliczone zostały do syderytów. Meteoryty takie określane są mianem anomalnych.\nSą różnej wielkości bryłkami szkliwa. Cechują się opływowymi kształtami i charakterystycznie urzeźbioną powierzchnią. Zwykle są kroplowe, wydłużone, owalne, spłaszczone, kuliste, maczugowe, rożkowe niekiedy blaszkowe a nawet bezkształtne. Większość z nich ma ciemną barwę, Zwykle są one brunatne, często niemal czarne. Rzadziej spotyka się utwory o barwie ciemnozielonej, szarej lub żółtej.\nSkładem chemicznym tektyty niczym nie przypominają meteorytów. Pod tym względem są one natomiast bardzo podobne do ziemskich granitów. Zwykle zawierają 70-80% SiO2, 10-15% Al2O3, 2,34-3,04% Na2O+K2O oraz w zmiennych ilościach domieszki takich pierwiastków jak Mn, Ti, Ba, Cr i niektórych innych. Głównym składnikiem tektytów jest szkło krzemionkowe w którym tkwią sferyczne i owalne ziarna lechatelierytu o średnicy 0,04-0,09 mm. Kontakt pomiędzy szkłem i ziarnami lechatelierytu jest ostry. Spotyka się również inkluzje kwarcu, coesytu, cristobalitu, trydymitu, schreibersytu, troilitu, magnetytu, cyrkonu, baddeleyitu, rutylu, chromitu, monacytu-(Ce), korundu i turmalinów oraz bardzo rzadko mikroskopijne (średnicy 30-150 mm) sferule żelaza niklonośnego które zewnątrz są zwykle otoczone powłoką magnetytu.\nTektyty cechują się niską zawartością wody (poniżej 0,05%) i składników lotnych (0,11-0,66 cm2/g). Niekiedy jednak spotyka się w nich pęcherzyki gazowe których średnica może dochodzić nawet do 10 milimetrów. Zawierają one głównie CO2, CO, H2 i N2 a niekiedy również H2O, CH4, SO2, H2S, O2 oraz ślady He, Ne, Ar, Kr i Xe.\nPochodzenie tektytów jest wciąż kwestią sporną. Przypuszcza się, że powstały one ze stopionego materiału skalnego wyrzuconego na znaczną wysokość w wyniku zderzenia z powierzchnią Ziemi dużego ciała kosmicznego. O dłuższym pobycie tektytów w górnych warstwach atmosfery świadczą ich zazwyczaj opływowe kształty oraz widoczne w strukturze tych utworów ślady silnego napromieniowania (wiatr słoneczny i promieniowanie kosmiczne).\nTektyty występują masowo na powierzchni ziemi lub na niewielkiej głębokości w różnych rejonach świata. Zalicza się do nich m. in. indochinity z Azji i Australii, szkło Darwina z Tasmanii, tektyty północnoamerykańskie, ivoryty i szkło Pustyni Libijskiej z Afryki, mołdawity z Europy oraz irgizyty z Kazachstanu. Poszczególne grupy tektytów różnią się wiekiem co wskazuje na różne źródła ich pochodzenia.\nIndochinity są dużą grupą tektytów znajdowanych na obszarze południowej i częściowo północnej część Australii (australity), Indonezji (jawaity z północnej części Jawy i z Borneo, billitonity z wyspy Bellitung, Sumatra), Indochin (indochinity z Laosu i Kampuczy oraz wietnamity z Wietnamu), Tajlandii (tajlandyty), Filipin (filipinity z wyspy Flora w archipelagu Małych Wysp Sundajskich i rizality z prowincji Rizal w obrębie północnych wysp filipińskich} południowych Chin (tektyty muong nong), Malaji i Nowej Gwinei. Obecność indochinitów stwierdzono również w osadach na dnie Oceanu Spokojnego i Indyjskiego. Jest to zatem największy na świecie obszar występowania tektytów.\nTektyty tej grupy mają zwykle barwę ciemnobrunatną prawie czarną jednak w cienkich odłupkach i na krawędziach okazów przeświecają brązowo. Zawierają 0,002-0,014% wody i liczne mikroskopijne wrostki różnych minerałów. Napotkano w nich m.in. drobne inkluzje kwarcu, cyrkonu, rutylu, chromitu, monacytu-(Ce) i korundu. Współwystępują one z reliktowymi ziarnami cristobalitu i trydymitu. Obserwuje się w nich również ziarna coesytu. Ponadto w filipinitach i indochinitach bardzo rzadko spotyka się sferule żelaza niklonośnego i kryształki magnetytu oraz ziarna schreibersytu i troilitu.\nWiek wszystkich indochinitów ocenia się na około 0,7 mln. lat.\nAustralit Australia kształt: cały\nwymiary: 17x15x11 mm\nwaga: 3,1 g 1999.10.09/ME/017/11.25\nTajlandyt (odm. indochinitu) Tajlandia kształt: cały\nwymiary: 37x28x21 mm\nwaga: 21,2 g 1999.11.28/ME/020/2.50\nwymiary: 36x26x15 mm\nwaga: 19,4 g 2000.11.19/ME/024/2.70\nWietnamit Wietnam kształt: cały\nwymiary: 54x31x16 mm\nwaga: 36,0 g 1993.09.18/ME/001/3.75\nWietnamit Interesująca forma wygiętej kropli Wietnam kształt: cały\nwymiary: 95x25x18 mm\nwaga: 42,0 g 2001.04.21/ME/029/4.50\nWietnamit Forma klepsydry Wietnam kształt: cały\nwymiary: 64x20x18 mm\nwaga: 29,8 g 2006.11.12/ME/040/4.25\nTektyty typu muong-nong występują one na obszarze długości około 1200 kilometrów ciągnącym się od miejscowości Haiman w południowej części Chin przez Wietnam, Tajlandię i Laos aż do Kambodży. Utwory te wykazują wyraźną budowę warstwową. Sposób ich tworzenia nie został jeszcze wyjaśniony ale obecnie wiadomo już że nie są to utwory niezwykłe gdyż podobne wykształcenie zaobserwowano również u niektórych tektytów północnoamerykańskich (georgiaity) i mołdawitów.\nSzkło Darwina (queenstownit) występuje na obszarze około 400 km2 zwanym kraterem Darwina na zachodnim wybrzeżu Tasmanii. Występuje w postaci kropelek i postrzępionych wrzecionowatych bryłek wielkości do 10 cm. Jest to porowate silnie krzemionkowe szkliwo o barwie jasno do ciemnoszarej, brunatnej lub czarnej. Napotkano w nim inkluzje lechatelierytu i coesytu, ziarna kwarcu i turmalinów oraz mikroskopijne kuleczki żelaza niklonośnego. Zawiera również układające się paciorkowo eliptyczne inkluzje gazu.\nWiek szkła Darwina szacuje się na 81600 lat. Jego powstanie wiąże się z położonym na południowym wschodzie 1,2 km średnicy i 230 metrowej głębokości kraterem meteorytowym.\nSzkło Darwina Crotty, Australia (Tasmania) kształt: cały\nwymiary: 30x20x10 mm\nwaga: 7,5 g 2000.05.04/ME/022/3.00\nSzkło pustyni libijskiej jest znajdowane w rejonie Sand Sea na pograniczu Egiptu i Libii w Afryce. Kawałki szkliwa o wadze od kilku gramów do kilku kilogramów zalegają tu w powierzchniowych warstwach piasków na głębokości do 1,5 m. Są to zaokrąglone bryłki o matowych powierzchniach, zwykle przeźroczyste lub przeświecające, najczęściej barwy jasnożółtej do żółto-zielonej, rzadziej zielonawej brunatnej lub prawie czarnej. Pod względem składu chemicznego szkło Pustyni Libijskiej jest prawie identyczne z czystym piaskiem kwarcowym lub piaskowcem. Składa się ono w 98% z lechatelierytu. Miejscami występują w nim również mikroskopijne kuliste inkluzje cristobalitu oraz ziarna cyrkonu, baddeleyitu, turmalinów (elbait), rutylu i bardzo rzadko tytanomagnetytu. Niektóre okazy zawierają również dość duże inkluzje gazowe.\nWiek szkła Pustyni Libijskiej ocenia się na około 28,5 mln. lat. Utwory te różnią się jednak znacznie od innych tektytów w związku z czym istnieją wątpliwości czy mają one podobną genezę.\nSzkło Pustyni Libijskiej Inkluzje piasku i pęcherzyki gazu Sand Sea, Egipt kształt: cały\nwymiary: 36x31x26 mm\nwaga: 24,4 g 1999.08.28/ME/014/30.0\nTektyty północnoamerykańskie znajduje się na południu Stanów Zjednoczonych. Jest to drugi pod względem wielkości obszar występowania tektytów na świecie. Swoim zasięgiem obejmuje on znaczną część stanów Teksas (bediasyty), Georgia (występujące na złożu wtórnym georgiaity), niewielką powierzchnię graniczącego z nimi stanu Massachusetts (tektyty z Martha's Vineyard) oraz położone dalej na zachód przyległe części Oceanu Spokojnego. Tektyty amerykańskie mają ciemną, brązową lub oliwkowo-zieloną barwę ale są przeźroczyste. Zawierają drobne inkluzje baddeleyitu powstałego z rozkładu cyrkonu.\nWiek tektytów południowo-amerykańskich ocenia się na około 34,5 mln. lat. Ich powstanie wiąże się z kraterem meteorytowym Chesapeake Bay.\nBediasyt Teksas, Stany Zjednoczone kształt: cały\nwymiary: 32x17x15 mm\nwaga: 9,9 g 1999.08.28/ME/015/50.00\nMołdawity występują głównie w południowych Czechach i na Morawach chociaż niewielkie ich ilości napotkano również w kotlinie Cheb na zachodzie Czech, okolicy Lausitz koło Drazdan w Niemczech i Radessen na Węgrzech. Mają barwę jasno- do ciemnozielonej, rzadziej czarno-zieloną. Są przeźroczyste do przeświecających. Osiągają wagę od kilku do kilkudziesięciu gramów (wyjątkowo ponad 100 g.). Zawierają 0,0003-0,0005% wody.\nWiek modawitów ocenia się na 14,8 mln. lat. Ich powstanie wiąże się z dużym kraterem meteorytowym położonym około 300 kilometrów dalej na zachód w okolicy miejscowości Riess w Bawarii (Niemcy).\nMołdawit Dorzecze Wełtawy, Czechy kształt: cały\nwymiary: 32x27x16 mm\nwaga: 18,6 g 1998.02.08/ME/003/28.60\nIvoryty występują się w miejscu zwanym Ahakonmoekron (Ivory Coast) w pobliżu miasta Agna na Wybrzeżu Kości Słoniowej oraz w osadach dennych przyległej części Oceanu Atlantyckiego.\nIch wiek ocenia się na około 1,1 mln. lat. Powstanie tych utworów wiąże się z położonym około 300 kilometrów dalej na wschód kraterem meteorytowym. Krater ten ma 11 kilometrów średnicy i około 350 metrów głębokości. Obecnie jest on częściowo wypełniony wodą tworząc jezioro Bosumtwi.\nIrgizyty związane są z pięciokilometrowej średnicy kraterem meteorytowym Džimanšin położonym nad rzeką Irgiz w Kazachstanie w odległości około 200 kilometrów na północ od miasta Aralsk. Mają one zwykle kształty kroplowe lub rozbryzgowe podobne do gałązek. Często na ich powierzchniach przyklejone są liczne mniejsze kulki o średnicach 0,1-0,5 mm. Zawierają około 0,051 % wody.\nWiek irgizytów ocenia się na 0,81 mln. lat.\nIrgizyt Krater Džimanšin, Kazachstan kształt: cały\nwymiary: 16x12x4 mm\nwaga: 2,0 g 2005.11.11/ME/038/5.25\nBAKUN-CZUBAROW N. : Wstępne uwagi o skałach powierzchni Księżyca. Przegląd Geologiczny, 1971, R. 19, Nr 1, S. 24-28.\nBERNARD J. M., ROST R. : Encyklopedický přehled minerálů. Praha : Academia, 1992.\nBOLEWSKI A., MANECKI A. : Mineralogia szczegółowa. Warszawa : Polska Agencja Ekologiczna, 1993.\nBORZĘCKI R. : Minerały meteorytów. Archiwum Muzeum Minerałów,1998.\nDESONIE D. : Kosmiczne katastrofy. Warszawa : Prószyński i S-ka, 1997.\nGRADY M. M. : Catalogue of Meteorites. Cambridge : Cambridge Uniwersity Pres, 2000.\nHANCZKE T. : Meteoryty i tektyty w zbiorach Muzeum Ziemi. Katalog. Warszawa : Polska Akademia Nauk - Muzeum Ziemi, 1995.\nHURNIK B, Hurnik H. : Meteoroidy, meteory, meteoryty. Astronomia, 1992, nr 4.\nMANECKI A. : Meteoryt Pułtusk. Sprawozdania z posiedzeń Komisji Nauk Geologicznych PAN oddział w Krakowie, 1966, T. 9, Z. 2, S. 664-665.\nMANECKI A. : Minerały kosmosu. Przegląd Geologiczny, 1971, R. 19, Nr 1, S. 18-24.\nMANECKI A. : Zagadnienie klasyfikacji chondrytów na przykładzie meteorytu pułtuskiego. Sprawozdania z Posiedzeń Komisji Nauk Geologicznych PAN oddział w Krakowie, 1965, T. 8, Z. 2, S. 547-549.\nMeteoryty w zbiorach Muzeum Geologicznego w Krakowie. Kraków : Muzeum Geologiczne, Instytut Nauk Geologicznych, Polska Akademia Nauk, 1998.\nNAWARA K. : Pierwsze wyniki badań skał księżycowych. Kwartalnik Geologiczny, 1971, T. 15, Z. 1, S. 228-241.\nNAWARA K. : Próbka gruntu księżycowego z Morza Żyzności. Kwartalnik Geologiczny, 1971, T. 15, Z. 1, S. 971-974.\nPILSKI A. : Meteoryty w zbiorach polskich. Lidzbark Warmiński : druk autora, 2001.\nPILSKI A. : Meteoryty w zbiorach polskich. Olsztyn : Olsztyńskie Planetarium i Obserwatorium Astronomiczne, 1995.\nPILSKI A. : Nieziemskie skarby. Poradnik poszukiwacza meteorytów. Warszawa : Prószyński i S-ka, 1999.\nPOKRZYWNICKI J. : I. Meteoryty Polski, II Meteoryty w zbiorach polskich. Studia Geologica Polonica, 1964, T. 15.\nTRNKA M., HOUZAR S. : Moravskée vtaviny. Brno: Muzejní A Vlastivĕdná Společnost v Brnĕ Západomoravské Muzeum v Třebíči, 1991.\nJeżeli chcesz szybko przejść do nadrzędnej strony kliknij poniższy interaktywny przycisk.\nUWAGA!!! Na czerwono oznaczono okazy które posiadają braki w opisach. Jeżeli możecie je uzupełnić lub jeżeli wykryjecie jakieś inne nie zauważone przeze mnie błędy proszę o informację. Za wszelkie konstruktywne uwagi z góry serdecznie dziękuję.


piątek, 29 listopad 2019 16:35\nKażdy kurs, bądź szkolenie jest podzielone na określone etapy. Tak też jest w przypadku kursów PDR, obejmujących swą tematyką usuwanie wgnieceń na karoserii spowodowanych np. przez grad. Kurs ten - w zależności od organizatora - może trwać od kilku dni do nawet dwóch tygodni i to zależnie od stopnia zaawansowania poszczególnych etapów szkolenia.\nEtap 1 - podstawowa wiedza\nAnalizując oferty firm prowadzących kurs PDR, można odnieść wrażenie, że każda w nich prowadzi zajęcia według ściśle określonego schematu.\nNa pierwszym etapie kursu (który trwa od dwóch, do pięciu dni) Kursanci poznają teorię usuwania wgnieceń, ucząc się, jak usunąć je od wewnątrz (PDR) i od zewnątrz. W przypadku najkrótszych kursów, połowa pierwszego dnia jest poświęcana na zapoznawanie się z teorią pracy a reszta kursu, czyli od 1.5 do 4.5 dnia, to z kolei czas na realizację zadań praktycznych. Zwykle podczas tego typu projektów Kursanci w dość ograniczony sposób zapoznają się z tematyką prowadzonych zajęć.\nEtap II - wiedza specjalistyczna\nKurs PDR może trwać znacznie dłużej. Niektóre z nich prowadzone są nawet przez dwa tygodnie. Owszem, nie zastąpią one doświadczenia, ale za to pomogą zapoznać się z całością realizowanej praktyki.\nJak to wygląda w praktyce? Najczęściej czas poświęca się tutaj na kompleksowe objaśnienie poszczególnych rodzajów uszkodzeń i zdefiniowanie, które z metod byłyby w tym przypadku najlepsze. Co ciekawe, zdecydowana większość tych dwutygodniowych kursów oferuje tyle samo teorii, co kurs podstawowy. Widać więc, jak ważne w tym przypadku jest podejście wykładowców do zadań praktycznych. Reasumując, etap II jest kompleksowym przygotowaniem do dalszej pracy zawodowej. Owszem, jego cena może być i kilkukrotnie wyższa od ceny etapu I, ale i tak warto podjąć taką inwestycję.\nKażdy kurs PDR jest tak skonstruowany, by zapewnić odpowiedni poziom szkolenia wszystkim, niezależnie od ich technicznego stopnia zaawansowania. I to właśnie dzięki temu, składają się one najczęściej z kilku różnych odmian, dopasowanych do oczekiwań słuchaczy.\nArtykuł powstał we współpracy z https://szkoleniepdr.pl\nWięcej w tej kategorii: « Sprzątanie biur w Krakowie jest łatwe? Na co zwracać uwagę szukając magazynu do wynajęcia? »


Gdy w noc wrześniowe - Utwory - Cyfrowa Biblioteka Polskiej Piosenki\nZgłoszenie do artykułu: Gdy w noc wrześniowe\nutworu Więc pijmy zdrowie, \n1 września 1939 r. Niemcy hitlerowskie napadły na Polskę. 17 września zdradziecko uderzyła Armia Czerwona. Mimo wielkiej przewagi najeźdźców w ludziach i sprzęcie wojennym, Wojsko Polskie biło się bohatersko: od prostego żołnierza do generała. Po wojnie okazało się, że Polacy bronili się dłużej niż którekolwiek z zaatakowanych państw Europy. Straty zadane najeźdźcom równie były olbrzymie. Czyli, na miarę naszych możliwości, do wojny byliśmy jednak przygotowani. Na początku wojny śpiewano piosenki z dawnych lat. Piosenka Gdy w noc wrześniowe jest pierwszą z zapisanych nowych piosenek. Pojawiła się ona na ulicach Warszawy już w końcu września 1939 r. Śpiewana była na melodię popularnej przed wojną piosenki wojskowej pt. Więc pijmy zdrowie, podchorążowie, niech smutek pryśnie w rozbitym szkle. Tekst, z nieznaczną zmianą w jednej ze zwrotek, opublikował w 1966 r. Bronisław Wieczorkiewicz w Gwarze warszawskiej dawniej i dziś.\nTekst utworu w wariancie drugim został nadesłany przez Jana Łusiaczek w ramach konkursu zorganizowanego staraniem Zarządu Głównego Związku Młodzieży Wiejskiej oraz redakcji tygodnika „Nowa Wieś”. Niestety, brak jej zapisu nutowego.\nNiech wiatr ją poniesie: antologia pieśni z lat 1939–1945, s. 182, 183, 254.\nPublikacja nie zawiera informacji na temat autora muzyki utworu. Słowa pieśni przytoczone zostały według przekazu Stefana Mroza.\nZ pieśnią i karabinem: pieśni partyzanckie i okupacyjne z lat 1939-1945: wybór materiałów z konkursu ZMW i „Nowej Wsi”, s. 85, 86.\n...pieśń ujdzie cało...: śpiewnik.. T. 1, s. 238, 239.\nZłota księga pieśni polskich: pieśni, gawędy, opowieści, s. 264.


Bobbi Brown – Dreaming Of Capri | MAKEUP\nLśniąca skóra, powieki podkreślone linią w kolorze głębokiego granatu, czerwone paznokcie oraz usta mówiące – la dolce vita! Wiosenna kolekcja Bobbi Brown to promienny makijaż przywołujący krajobrazy wyspy Capri.\nInspiracją do stworzenia wiosennej kolekcji była przepiękna wyspa Capri.\nPoza oszałamiającymi willami rozsianymi na skalistych klifach, zalanymi słońcem wybrzeżami i krystalicznie czystymi, seledynowymi wodami, to urzekające miejsce słynie z klasycznego włoskiego stylu, który jest jednocześnie wykwinty i niewymuszony, co stanowi kwintesencję Bobbi Brown.\nSugerowana cena detaliczna: 157 zł\nSugerowana cena detaliczna: 75 zł\nSugerowana cena detaliczna: 134 zł\n« Nowe jednominutowe maski Urban Detoks od NIVEA!\nNIVEA SUN zapowiada modę na zdrową opaleniznę z nową linią Protect & Bronze »


Wszechstronne zastosowanie opasek kablowych – Roboblog\nWszechstronne zastosowanie opasek kablowych\nPosted on 15 grudnia 2020 15 grudnia 2020 by Damian Kowal\nKable od urządzeń elektrycznych skutecznie psują wystrój Twojego domu? A może nie raz zdarzyło Ci się potknąć właśnie o te wystające elementy? Nie musisz jednak być na nie skazany. A przynajmniej możesz do minimum ograniczyć ich widoczność i chaos jaki wprowadzają w pomieszczeniach. Jak to zrobić?\nOpaska zaciskowa sposobem na poplątane kable\nZ pomocą przychodzą nam opaski do kabli, które skutecznie łącza poszczególne elementy. To właśnie dzięki nim mamy możliwość zebrania wszystkich kabli w jedną wiązkę, dzięki czemu prezentują się one znacznie lepiej. Nie musimy już obawiać się, że nawet posprzątanie domu nie przyniesie żadnych efektów, skoro i tak w najbardziej widocznym miejscu leżą kable. Opaski są również doskonałym sposobem na poplątane przewody. Z pewnością nie raz zdarzyło Ci się spędzić całą podróż autobusem by tylko rozwiązać słuchawki, które w magiczny sposób same poplątały się w kieszeni. Na Twoje nieszczęście może się okazać, że rozwiążesz je akurat w momencie, gdy autobus zatrzymuje się na przystanku, na którym musisz wysiąść. Chowasz słuchawki do kieszeni, aby szybko wyskoczyć z pojazdu i tylko kilka sekund wystarcza, aby wróciły one do stanu sprzed Twojej żmudnej pracy. Podobnie jest również z okablowaniem w naszych domach. Z tą różnicą, że na nie mamy skuteczną receptę, w postaci opasek. Co najważniejsze zostały one wykonane z materiału odpornego na działanie skrajnych temperatur. Ponadto cechują się one ogromną wytrzymałością, a także odpornością na oleje czy nawet produkty ropopochodne.\nOpaski do kabli zaczęły więc służyć nie tylko w sytuacjach wynikających z ich nazwy. Doskonale sprawdzają się w wielu innych przypadkach, a przykładem może być użycie ich przy montażu banerów czy tabliczek reklamowych. Są więc gadżetami niezwykle uniwersalnymi\nCeikawy wieczór kawalerski\nPsycholog i jego fachowa pomoc


23/12/2016 11/01/2017 Barbara Maria Morawiec\nLista lektur zaproponowanych przez MEN wywołuje duże niechęci – poznajcie opinie ekspertów w tej sprawie. W tym wydaniu Bibliotecznego pasma informacyjnego także o: klimatycznym Parku Czytelnika, Parkowej Bibliotece, pomocy dla polskiej biblioteki w Czortkowie oraz kilka słów o patronie 2017 roku.\nCzy biblioteki mają coś do powiedzenia? Oczywiście! Dowodem na to jest każda „Biblioteka Publiczna”. Nowe czasopismo to odbicie codziennego życia bibliotek i dowód na to, że są one najlepszymi instytucjami publicznymi. Tematem pierwszego numeru jest “Skuteczna promocja bibliotek”.\nUroczysta gala w warszawskim Teatrze Polskim, transmitowana na żywo w TVP Kultura, oficjalnie rozpoczęła Rok Conrada. Czy można promować polską literaturę za pomocą dzieł pisanych po angielsku? Rozmowa z Dariuszem Jaworskim, dyrektorem Instytutu Książki, filologiem i filozofem.\nJeśli nie zdobędziemy się w Polsce na głęboką refleksje na temat kształtu edukacji, a wciąż będziemy pozostawać na poziomie siermiężnej taktyki politycznej, obudzimy się wkrótce w społeczeństwie, które nie będzie umiało się komunikować, współpracować i korzystać z wiedzy – mówi w rozmowie z Wprost.pl dr hab. Tomasz Kowalczuk, literaturoznawca, filozof i politolog oraz kierownik specjalizacji nauczycielskiej na Wydziale Polonistyki Uniwersytetu Warszawskiego.\nNowy kanon lektur szkolnych zniechęci młodzież do czytania?\nW końcu zarówno nauczyciele jak i rodzice uczniów doczekali się nowego programu nauczania, który wejdzie w życie już od września przyszłego roku. Długo trzeba było na niego czekać, a kiedy w końcu się pojawił wzbudził wiele kontrowersji. Szczególnie w przypadku języka polskiego i historii.\nProjekty podstawy programowej kształcenia ogólnego dla szkół podstawowych oraz ramowych planów nauczania dla wszystkich typów szkół zaprezentowany przez MEN wiąże się także ze zmianami związanymi z czytelnictwem i wprowadzeniem nowego kanonu lektur. Jakie książki będą czytać polscy uczniowie? Czy z chęcią sięgną po propozycje obowiązkowe i uzupełniające? Oto lista tytułów najważniejszych pozycji, a wśród nich książki autorów uwielbianych przez młodzież: Collins, Tolkiena, Lewis, Maleszki i Kosika.\nW Czortkowie powstaje polska biblioteka\nW dniach 14-17 listopada 2016 roku w Czortkowie na Ukrainie przebywała delegacji z Dobrzenia Wielkiego (województwo opolskie). Celem wizyty było przekazanie książek dla polskiej biblioteki powstającej przy Sobotniej Szkole Języka Polskiego, działającej przy czortkowskim Polsko-Ukraińskim Towarzystwie Kulturalno-Oświatowym im. Adama Mickiewicza. W sumie przekazano ponad 2000 książek, w tym encyklopedie, poradniki, przewodniki po Polsce, książki medyczne oraz publikacje przydatne w szkoleniach zawodowych. Część książek trafiło także do Centralnej Biblioteki Regionu Czortkowskiego.\nPowstanie „Park czytelniczy” przy CHBP? Biblioteka aplikuje po środki\nBiblioteka chciałaby także, aby tereny wokół placówki tętniły życiem. Rozwiązaniem ma być „Park Czytelnika”. Nietypowe formy małej architektury w sposób atrakcyjny mają wpisać się w przestrzeń krajobrazu miejskiego i stanowić mają jego stały element. Stworzony park wykorzystywany będzie do wielu różnorodnych przedsięwzięć. W ramach projektu, dyrekcja planuje zakup ławek, siedzisk, lamp ogrodowych, parkingu rowerowego, zewnętrznego ekranu elektronicznego oraz innych elementów dekoracyjnych. Całość tworzyć ma klimatyczny Park Czytelnika.\nZ “parkowej biblioteki” zniknęły wszystkie książki, a nawet drzwi\nW ozdobnej szafie w Parku Nowohuckim znalazły się “bezpańskie” książki. Zamysł był prosty: spacerowicze mieli je wypożyczać, oddawać i przynosić własne. Zostały zaledwie trzy. W dodatku ktoś wyrwał drzwi od szafki. Wjechał rowerem do sklepu, miał odwrócić uwagę od kradzieży To miała być… czytaj dalej » Akcja zaczęła się we wrześniu. Wystarczyły niecałe trzy miesiące, by szafa została zdemolowana, a same książki zniknęły bez śladu.\nPS. red.: Regał został już naprawiony 🙂\n4 dodatkowe programy MKiDN\nSłowiańszczyzna, fantastyka i powieść obyczajowa


Czereśnia czerwona 60 tabl. Farm Vix - Zdrowie Dla Rodziny - Drogeria Internetowa\nSKU: FV43 Kategoria: Suplementy diety Tagi: czereśnia, FarmVix, suplement diety, tabletki\nProdukt zawiera ekstrakt owocu czereśni ptasiej (czereśni) (Prunus avium).\nOwoce czereśni są bogate w związki antocyjanowe.\n– owoc czereśni proszek: 1000 mg;\nZawartość substancji czynnych antocyjanów w dziennej porcji produktu: antocyjany czereśni 5 mg.\nSkładniki: owoc czereśni ekstrakt (DER 10:1); substancja wypełniająca: celuloza mikrokrystaliczna; substancja stabilizująca: fosforan diwapniowy; substancja wiążąca: PVP; substancja przeciwzbrylająca: kwas stearynowy roślinny.\nUwaga: Produkt przeznaczony dla dorosłych i dzieci powyżej 6 lat. Spożywanie produktu jest możliwe dla kobiet w ciąży, dzieci i młodzieży. Suplement diety nie może być stosowany jako substytut zróżnicowanej i zbilansowanej diety oraz nie zastąpi zdrowego trybu życia. Przechowywać w suchym miejscu, w temperaturze pokojowej, w sposób niedostępny dla małych dzieci.\nDystrybutor na terenie Polski: Przedsiębiorstwo Farm-Vix, ul. Ofiar Września 3b, 41-404 Mysłowice,