Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża...

Tadeusz A. PRZYLIBSKI1, Hubert DONHEFNER1, Katarzyna ŁUSZCZEK1

Ciała macierzyste meteorytów żelaznychjako złoża metaliParent bodies of iron meteorites as metal ores deposits

Abstract: Some of M type asteroids, like 016 Psyche, 022 Kalliope, 055 Pandora, 110 Lydia,250 Bettina, 347 Pariana, 678 Fredegundis, 771 Libera, 872 Holda, are probably the source ofiron meteorites. The population of these asteroids is less than 10% of all minor bodies orbiting theSun in the asteroid belt. In the paper we analyzed the concentrations of 19 selected metals in 1730iron meteorites according to the groups. Base on it authors found out that beside Fe and Ni theparent bodies of iron meteorites are the richest in Co, Cu, Ge, Cr, and Ga. They are also rich inAs, Pt, Mo, Os, Pd, and Ir. The iron meteorites of IVB group are the richest in metals. Meteoritesbelonging to this group contain the highest average concentrations of Ir, Co, W, Re, Pt, Os, Pd,Rh, Ru, Mo, and Ni. Meteorites from IAB group are the richest in Ge, As, Sb and Au. The parentbodies of iron meteorites, especially from IVB and IAB groups, can be recognized as very richpolymetallic deposits.The concentrations of most of 19 analyzed metals in iron meteorites are greater than theconcentrations in Earth’s crust. Only tungsten and chromium according to their strong litophilecharacter occur in lower concentrations than in Earth’s crust.Few of the M type asteroids, those that are the source of iron meteorites, are probably the mostdifferentiated bodies in the asteroid belt. Their chemical composition considerably differs from thecomposition of CI carbonaceous chondrites. Among their the most differentiated (enriched insome elements and depleted in others) and differing from CI chondrites are the parent bodies ofiron meteorites belonging to IVB group. However even they are far less differentiated than Earth’scrust. This is the proof of relatively long chemical evolution of IVB group parent body comparingto parent bodies of other groups of iron meteorites and CI chondrites, but from the other handthe evolution of this body is also significantly shorter than the chemical evolution of Earth’s crust.

Keywords: iron meteorite, M-type asteroid, asteroid belt, metal, deposit, chromium

Wstęp

Pozaziemskie górnictwo wci¹¿ dominuje w literaturze science-fiction. Jednakw ci¹gu ostatnich dwudziestu lat ludzkoœæ stanê³a wobec nowych mo¿liwoœci roz-woju – ekspansji poza Ziemiê (Sagan, 1996; Wagner i Zubrin, 1997; Schrunk i in.

ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM

Rocznik Polskiego Towarzystwa Meteorytowego

Vol. 3, 2012

1 Politechnika Wroc³awska, Wydzia³ Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii, Instytut Górnictwa,Zak³ad Geologii i Wód Mineralnych; Wybrze¿e S. Wyspiañskiego 27; 50-370 Wroc³aw; e-mail:[email protected]

1999). Umo¿liwia to postêp w sferze nowoczesnych technik i technologii. Z dru-giej strony jednak najprostsza analiza ekonomiczna pokazuje, ¿e za³o¿enie sta³ychbaz lub osiedli ludzkich na cia³ach Uk³adu S³onecznego poza Ziemi¹ wi¹¿e siêz koniecznoœci¹ lokalnego pozyskiwania surowców (Wagner i Zubrin 1997;Schrunk i in. 1999). Ich transport z Ziemi nawet tylko na orbitê naszej planetyjest zbyt kosztowny. Koszt transportu jednej butelki zawieraj¹cej 1 litr wodyz Ziemi na Ksiê¿yc szacuje siê obecnie (luty 2012 r.) na oko³o 250 000 USD(Rakobowchuk 2012). Dlatego te¿ wszelkie projekty zwi¹zane z za³o¿eniem baz,a tym bardziej z zasiedleniem Ksiê¿yca i Marsa, jako realnych najbli¿szych celówekspansji ludzkoœci musi wi¹zaæ siê z pozyskiwaniem wszelkich surowców na tychcia³ach lub te¿ na transportowaniu ich z niezbyt odleg³ych cia³ o mo¿liwie niewiel-kiej sile grawitacji (Wagner i Zubrin 1997). Obiekty o ma³ej masie, jak naprzyk³ad planetoidy, u³atwiaj¹ wydobywanie surowców i ich transport, ze wzglêduna stosunkowo ma³e iloœci energii potrzebnej do eksploatacji kopalin, a przedewszystkim ich transportu poza strefê ich oddzia³ywania grawitacyjnego (uzyskanieII prêdkoœci kosmicznej). Techniki i technologie urabiania kopalin i ich wzbogaca-nia lub przeróbki bêd¹ nastrêcza³y z pewnoœci¹ wielu problemów i bêd¹ wymaga³yprzeprowadzenia odpowiednich badañ i symulacji. W chwili obecnej jest czas nato, aby przyjrzeæ siê zasobnoœci i formie wystêpowania ró¿nego rodzaju kopalinw tych obszarach Uk³adu S³onecznego, z których najwczeœniej bêdziemy potrzebo-wali i potrafili je eksploatowaæ. Jednym z takich obszarów jest niew¹tpliwie pasplanetoid.

Jako jedni z pierwszych o zasobach surowców poza Ziemi¹ w literaturze nienale¿¹cej do gatunku science-fiction pisali McCay i in. (1992) oraz Lewis (Lewisi in. 1993; Lewis 1997). S¹ to jednak ksi¹¿ki wydane jeszcze przed er¹ bezza³ogo-wych misji do Marsa i planetoid i dlatego napisane s¹ w oparciu o dane pocho-dz¹ce z obserwacji astronomicznych oraz badañ meteorytów i próbek gruntuz Ksiê¿yca. Obecnie, w erze misji kosmicznych, badania sk³adu powierzchniowychwarstw Marsa i planetoid z ich orbit, na miejscu l¹dowania sond i ³azików, czy te¿w okolicy miejsc l¹dowania dostêpnych dla ³azików i innych robotów s¹ powszech-nymi technikami badañ cia³ pozaziemskich (Sears 2004; Faure 2004; Moskowitz2010). W ostatnich latach tak¿e, na wzór za³ogowych misji ksiê¿ycowych Apollo(http://www.hq.nasa.gov/alsj/, 2012), przywo¿one s¹ na Ziemiê próbki ska³ budu-j¹cych planetoidy. Do chwili obecnej odby³a siê pierwsza taka misja – bezza³o-gowa misja Hayabusa (Sokó³) do planetoidy 25143 Itokawa, która trwa³a od09 maja 2003 do 13 czerwca 2010 (http://darts.isas.jaxa.jp/planet/project/hayabu-sa/index.html, 2012).

Bezza³ogowe misje kosmiczne wp³ywaj¹ na rozwój naszej wiedzy o planetoidachi innych cia³ach Uk³adu S³onecznego mog¹cych mieæ w przysz³oœci potencjalneznaczenie z³o¿owe (Rowan 2010, 2011). Lepsze poznanie w³aœciwoœci ma³ych cia³Uk³adu S³onecznego, zw³aszcza ich budowy oraz struktury tworz¹cych je ska³, ichsk³adu chemicznego i mineralnego, wp³ywa na rozwój œwiadomoœci jak bogatymŸród³em surowców mog¹ byæ te obiekty. Wykorzystuj¹c obecny stan wiedzynaukowcy podejmuj¹ próby oszacowania zasobów potencjalnych surowców zgro-

ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012

72 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali

madzonych na pozaziemskich cia³ach Uk³adu S³onecznego (Blair 2000; Ross2001; Sonter 2006).

Wci¹¿ jednak w ten sposób gromadzone dane o sk³adzie chemicznym cia³ poza-ziemskich, choæ wydaj¹ siê technologicznie bardzo zaawansowane, nie mog¹ rów-naæ siê z wynikami badañ tej materii bezpoœrednio na naszej planecie. Od kilku ju¿stuleci dysponujemy bowiem znaczn¹ iloœci¹ materii buduj¹cej pozaziemskie cia³aUk³adu S³onecznego. Ta materia jest znacznie ³atwiej dostêpna i znacznie w zwi¹z-ku z tym tañsza, ni¿ wyprawy kosmiczne. W wiêkszych lub mniejszych fragmen-tach sama dociera na powierzchniê Ziemi. Nale¿y j¹ tylko odnaleŸæ i sklasyfiko-waæ, aby móc okreœliæ jej pochodzenie i przypisaæ j¹ do konkretnego cia³a macie-rzystego. Wy¿ej wymienione czynnoœci, mimo i¿ wydaj¹ siê ³atwe, wymagaj¹ zna-cznej wiedzy i dostêpu do odpowiednich specjalistycznych urz¹dzeñ analitycznych,jak np. spektrometrów promieniowania rentgenowskiego, promieniowania gam-ma, spektrometrów masowych i in.

Badania meteorytów w ci¹gu ostatnich kilkunastu lat nabieraj¹ nowego znacze-nia. Meteoryty reprezentuj¹ nie tylko sk³ad chemiczny i mineralny, g³ównie po-wierzchniowych, ale równie¿ g³êbszych warstw, przede wszystkim ma³ych cia³Uk³adu S³onecznego, ale zawieraj¹ tak¿e bezcenne informacje o strukturze, a wiêco przestrzennym u³o¿eniu poszczególnych sk³adników mineralnych. Wiedza ta jestniezwykle istotna dla poznania form nagromadzeñ surowców. Inaczej mówi¹c jestto podstawowa informacja niezbêdna do charakterystyki z³ó¿ wszelkiego rodzajusurowców. Dziêki tego typu informacjom mo¿na planowaæ techniki i technologieniezbêdne do eksploatacji tych z³ó¿ w przysz³oœci.

W ci¹gu ostatnich kilku lat interpretacja wyników badañ meteorytów podk¹tem surowcowo-zasobowym ich cia³ macierzystych sta³a siê domen¹ nauki o z³o-¿ach, której potentaci œwiatowego przemys³u wydobywczego nie mog¹ ju¿ lekce-wa¿yæ. Wyœcig po zasoby pozaziemskie rozpocznie siê w ci¹gu kilkunastu – kilku-dziesiêciu najbli¿szych lat i tylko dobrze do niego przygotowani „gracze” – koncer-ny wydobywcze, bêd¹ mog³y liczyæ na zyski.

Powy¿sze s³owa autorów potwierdzaj¹ wypowiedzi innych przedstawicieli œwiatanauki oraz polityków. Profesor Piotr Wolañski, przewodnicz¹cy Komitetu BadañKosmicznych i Satelitarnych PAN w 2007 roku mówi³: „Teraz mówi siê o eksplo-atacji z³ó¿ zarówno na Antarktydzie, jak i w Arktyce. Wszyscy walcz¹ o to, ¿ebyprawa do tych terenów by³y im przypisane. Tak samo Ksiê¿yc, Mars i asteroidy te¿bêd¹ obiektem takiego wspó³zawodnictwa. Kto pierwszy przyjedzie, kto bêdziemia³ technologiê, ten, niezale¿nie od prawa miêdzynarodowego, bêdzie eksploato-wa³ i czerpa³ z tego korzyœci” (Rybicka, 2007). A zatem w niedalekiej przysz³oœcistaniemy przed jeszcze powa¿niejszym wyzwaniem, ni¿ w chwili obecnej, kiedypowinniœmy podj¹æ odpowiednie badania i inwestycje zwi¹zane z dokumentowa-niem i eksploatacj¹ metali z g³êbokiego dna oceanicznego – np. w polu Clarion--Clipperton na Oceanie Spokojnym (Jêdrysek 2007, 2010). Jest to tym bardziejistotna kwestia, ¿e „kilka krajów, w tym Chiny ju¿ wyrazi³y chêæ rozpoczêciawydobycia surowców na Ksiê¿ycu, a Rosja planuje budowê bazy na Ksiê¿ycu doroku 2020” (Rakobowchuk 2012). Równie¿ Kanada jest zainteresowana eksploa-


Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 73

tacj¹ surowców na Ksiê¿ycu, asteroidach i Marsie, uwa¿aj¹c siê za lidera œwiatowe-go górnictwa, który wœród 40 najwiêkszych firm górniczych œwiata, o szacowanymkapitale rzêdu tryliona USD, posiada a¿ 9 spó³ek (Rakobowchuk 2012). Trwawreszcie misja DAWN prowadzona przez NASA. Obecnie sonda kosmiczna misjiDAWN znajduje siê na orbicie planetoidy 4 Westa, w lipcu 2015 roku dotrze doplanetoidy 1 Ceres (http://dawn.jpl.nasa.gov, 2012).

Wobec takich faktów, mimo zupe³nego braku zainteresowania i jakiegokolwiekwsparcia ze strony przemys³u, w Zak³adzie Geologii i Wód Mineralnych InstytutuGórnictwa Politechniki Wroc³awskiej rozpoczêto badania meteorytów w celu uzy-skania jak najpe³niejszej informacji o zasobach i formach wystêpowania ró¿norod-nych surowców na ich cia³ach macierzystych. Pierwsze wyniki badañ prowadzo-nych w ramach prac in¿ynierskich, magisterskich i doktorskich zosta³y ju¿ opubli-kowane (£uszczek 2011; £uszczek i Przylibski 2011). Dotyczy³y one chondrytów,natomiast poni¿ej autorzy przedstawi¹ wyniki pierwszych tego typu w Polscebadañ meteorytów ¿elaznych.

Warto wspomnieæ tak¿e, ¿e meteoryty ¿elazne by³y ju¿ przedmiotem „eksploata-cji” – pozyskiwano z nich ¿elazo. Jednak ich „z³o¿a” na Ziemi maj¹ tak ma³e zaso-by, ¿e nigdy nie by³a to eksploatacja metodami górniczymi, z jednym jednak¿ewyj¹tkiem. Tym wyj¹tkiem by³y poszukiwania meteorytu ¿elaznego, jako z³o¿a¿elaza w kraterze meteorytowym – Meteor Crater w Arizonie, niedaleko Flagstaff.Próbê tê podj¹³ Daniel Barringer, geolog i przedsiêbiorca górniczy, który mimofiaska przedsiêwziêcia górniczego w Meteor Crater, jako pierwszy wykaza³ kos-miczn¹, meteorytow¹ genezê krateru na powierzchni Ziemi. Na jego czeœæ kraterten nazwano Kraterem Barringera (http://www.barringercrater.com/, 2012).

Ciała macierzyste meteorytów żelaznych

Obiekty znajduj¹ce siê obecnie w pasie planetoid stanowi¹ pozosta³oœci po wczes-nych okresach formowania siê planet Uk³adu S³onecznego. Stanowi¹ one w znacz-nej mierze materiê „pierwotn¹”, z której rozwinê³y siê planety wewnêtrzne. S¹zachowanymi do dzisiaj planetezymalami, które powstawa³y jako zal¹¿ki planet naskutek akrecji materii w dysku protoplanetarnym, wiruj¹cym wokó³ m³odegoS³oñca. Czêœæ obiektów zawiera materiê bardzo zbli¿on¹ do materii, z której for-mowa³a siê nasza gwiazda dzienna i ma sk³ad chondrytów CI. W obszarze pasa pla-netoid znajduj¹ siê jednak tak¿e obiekty, które przesz³y ró¿nego rodzaju procesydyferencjacji, czyli ró¿nicowania siê. By³y to przede wszystkim procesy polegaj¹cena topieniu i krystalizacji lub te¿ rekrystalizacji. Mo¿na je porównaæ, aczkolwieknie mo¿na ich dok³adnie odnieœæ, do obserwowanych na Ziemi procesów magmo-wych i metamorficznych. Efektem tych procesów jest dzisiejszy sk³ad pasa planeto-id. Kr¹¿¹ w nim obiekty zarówno o bardzo pierwotnej budowie, z pocz¹tków ist-nienia Uk³adu S³onecznego, jak i obiekty w ró¿nym stopniu zmienione przez pro-cesy dyferencjacji. Procesy te zapewne w wielu szczegó³ach ró¿ni¹ siê od ziemskichprocesów dyferencjacji, chocia¿by ze wzglêdu na rozmiary planetoid i zwi¹zan¹z tym si³¹ grawitacji.



Dlatego te¿ obecnie pas planetoid sk³ada siê g³ównie z planetoid trzech grup:wêglowych (C), krzemianowych (S) oraz pozosta³ych (X). W obrêbie ostatniej gru-py (X) znajduje siê wiele obiektów o ró¿nej budowie, wœród których wystêpuj¹obiekty metaliczne, a tak¿e obiekty o budowie metaliczno-krzemianowej oraz cia³azbudowane z krzemianów o widmie œwiat³a odbitego zbli¿onym do chondrytówenstatytowych, a tak¿e chondrytów wêglistych CO/CV. Szczegó³owy, najnowszypodzia³ planetoid na typy obejmuje obecnie ponad 20 typów widmowych, wœródktórych wci¹¿ najbardziej ró¿norodn¹ grup¹, zawieraj¹c¹ obiekty ró¿nych typów,których budowy do chwili obecnej jednoznacznie nie wyjaœniono, jest grupa X.Najwiêcej planetoid poruszaj¹cych siê w pasie pomiêdzy orbitami Marsa i Jowiszato planetoidy typu C. Stanowi¹ one oko³o 70% masy ca³ego pasa planetoid. Sk³adich powierzchni jest bardzo zbli¿ony do sk³adu chondrytów wêglistych. Planetoidytypu S stanowi¹ oko³o 17% wszystkich planetoid. Analiza widma œwiat³a odbitegood ich powierzchni wykaza³a, ¿e zbudowane s¹ g³ównie z krzemianów oraz metali.Planetoidy nale¿¹ce do grupy X stanowi¹ oko³o 10% wszystkich planetoid. Bada-nia widma ró¿nych d³ugoœci œwiat³a odbitego od ich powierzchni wykaza³y, ¿esk³adaj¹ siê one g³ównie z ¿elaza i niklu (typ M), ale inne obiekty mog¹ byæ zbudo-wane z mieszaniny krzemianów i metali, a tak¿e g³ównie z krzemianów (typ Eoraz P) (Beatty i in. 1999; Bus i Binzel 2002; Birlan i in. 2007; Fornasier i in.2010; Ockert-Bell i in. 2010). Meteorytami, które wykazuj¹ widma œwiat³a odbi-tego najbardziej podobne do planetoid typu M s¹: meteoryt ¿elazny, oktaedrytLandes IAB, pallasyt Esquel oraz chondryt enstatytowy EH5 Saint-Sauveur (Ocke-rt-Bell i in. 2010).

Planetoidy typu M s¹ niew¹tpliwie Ÿród³em meteorytów ¿elaznych, niemniejjednak tylko niektóre z nich zbudowane s¹ wy³¹cznie ze stopu FeNi i prawdopodo-bnie wiêkszoœæ z nich raczej przypomina budow¹ oktaedryt Landes IAB, zawie-raj¹cy spor¹ domieszkê krzemianów, ni¿ np. oktaedryt Odessa IAB (Beatty i in.1999; Bus i Binzel 2002; Birlan i in. 2007; Fornasier i in. 2010; Ockert-Bell i in.2010). Wyniki badañ opublikowane w roku 2010 (Ockert-Bell i in. 2010) wska-zuj¹, ¿e do planetoid, które z najwiêkszym prawdopodobieñstwem s¹ Ÿród³emmeteorytów ¿elaznych nale¿¹ m.in.:� 016 Psyche,� 022 Kalliope,� 055 Pandora,� 110 Lydia,� 250 Bettina,� 347 Pariana,� 678 Fredegundis,� 771 Libera,� 872 Holda.Jedn¹ z ciekawszych z tych planetoid jest 022 Kalliope, która tworzy uk³ad pod-

wójny ze swoim ksiê¿ycem Linus (Descamps i in. 2008).



Klasyfikacja meteorytów żelaznych

Meteoryty ¿elazne pod wzglêdem iloœciowym zajmuj¹ drugie miejsce wœród wszy-stkich meteorytów spadaj¹cych na Ziemiê (Hughes 1988). Jednak meteoryty ¿elaz-ne to zaledwie nieco ponad 4,5% wszystkich spadków, tak wiêc wyraŸnie ustêpuj¹one chondrytom (oko³o 85%) i achondrytom, które ³¹cznie, jako meteoryty ka-mienne stanowi¹ niemal 94% wszystkich spadków. Pod tym wzglêdem meteoryty¿elazne wyprzedzaj¹ jedynie meteoryty ¿elazno-kamienne, stanowi¹ce niewiele po-nad 1% spadków (Pilski 1995). Zbudowane s¹ g³ównie z ¿elaza oraz niklu, któregozawartoœæ waha siê od 4% do 60%. Ju¿ z tego wzglêdu mo¿na je uznaæ za obfiteŸród³o surowców metalicznych, a ich cia³a macierzyste mo¿na traktowaæ jak z³o¿atych dwóch metali. Znacznie jednak ciekawszym zagadnieniem, tak¿e z ekonomi-cznego punktu widzenia, jest to jakie inne jeszcze metale obecne w du¿ym rozpro-szeniu w skorupie ziemskiej wystêpuj¹ w meteorytach ¿elaznych w koncentracjach,które mo¿na uznaæ za z³o¿owe. Na to pytanie autorzy spróbuj¹ odpowiedzieæw dalszej czêœci tekstu.

Du¿a ró¿nica miêdzy sk³adem meteorytów ¿elaznych, a œrednim sk³adem S³oñca(oraz chondrytów CI) œwiadczy o wysokim stopniu przeobra¿enia materii, z którejs¹ zbudowane wzglêdem pierwotnej materii, z której formowa³y siê planetezymale(Hutchison 2004; McSween i Huss 2010).

Na podstawie struktury wœród meteorytów ¿elaznych mo¿na wydzieliæ trzygrupy:� oktaedryty (zawieraj¹ce 6–14% niklu), sk³adaj¹ce siê z kamacytu i taenitu,� heksaedryty (zawieraj¹ce poni¿ej 6% niklu), sk³adaj¹ce siê wy³¹cznie z kama-

cytu,� ataksyty (zawieraj¹ce powy¿ej 14% niklu), sk³adaj¹ce siê wy³¹cznie z taenitu.Oktaedryty stanowi¹ najliczniejsz¹ grupê wœród meteorytów ¿elaznych. Odzna-

czaj¹ siê charakterystyczn¹ struktur¹, zwan¹ struktur¹ Widmanstättena. Powstajeona w wyniku uwidocznienia siê na wytrawionej powierzchni przeciêcia meteorytusystemu równoleg³ych œcian kamacytu (FeNi). Przestrzenie miêdzy p³ytkami ka-macytu wype³nia taenit (FeNi) i plessyt (drobnokrystaliczna mieszanina kamacytui tenitu) (¯bik 1987; Rubin 1997; Hutchison 2004).

Druga grupa meteorytów, heksaedryty wyró¿nia siê brakiem widocznej stru-ktury Widmanstättena. Na wytrawionej powierzchni przeciêcia pojawiaj¹ siê takzwane linie Neumana. S¹ to zespo³y delikatnych równoleg³ych linii przecinaj¹cychsiê nawzajem. Linie te powstaj¹ w kryszta³ach kamacytu pod wp³ywem wysokiegociœnienia. Zjawiskiem odpowiadaj¹cym za ich powstawanie mog¹ byæ zderzeniaplanetoid (¯bik 1987; Rubin 1997; Hutchison 2004).

Trzeci¹ grupê stanowi¹ ataksyty. S¹ to meteoryty o wysokiej zawartoœci niklu,w których nie mo¿na zaobserwowaæ struktur Widmanstättena. Zanikaj¹ one stop-niowo wraz ze wzrostem zawartoœci niklu. Struktury takich meteorytów wydaj¹ siêbyæ bez³adne (¯bik 1987; Rubin 1997; Hutchison 2004).

Na podstawie sk³adu chemicznego meteoryty ¿elazne mo¿na podzieliæ na12 g³ównych grup (tab. 1). Grupy te wydziela siê g³ównie na podstawie zawarto-



œci w ich sk³adzie chemicznym galu, germanu, irydu oraz niklu (McSween i Huss2010).

Źródła danych i metody badań

Podstawowym Ÿród³em danych wykorzystanych w badaniach autorów jest bazaMetBase®, ver. 7.3. Jest to jeden z najwiêkszych zbiorów danych na temat meteo-rytów wszystkich typów. Baza zosta³a stworzona na potrzeby osób zajmuj¹cych siêkolekcjonowaniem meteorytów oraz ich badaniami (Koblitz 2010). Zosta³a onazakupiona przez Instytut Górnictwa Politechniki Wroc³awskiej.

Do przeprowadzenia niezbêdnych analiz i obliczeñ autorzy pobrali z bazyMetBase® informacje na temat 1730 meteorytów ¿elaznych. £¹czna liczba analizo-wanych danych o zawartoœci 19 wybranych metali w meteorytach ¿elaznychwszystkich grup wynosi³a 13 708. Zebrane dane dotycz¹ zawartoœci nastêpuj¹cychpierwiastków: ¿elaza (Fe), niklu (Ni), galu (Ga), germanu (Ge), irydu (Ir), kobaltu(Co), chromu (Cr), miedzi (Cu), arsenu (As), antymonu (Sb), wolframu (W),rodu (Rh), platyny (Pt), osmu (Os), palladu (Pd), renu (Re), rutenu (Ru), molib-denu (Mo) i z³ota (Au). Najwiêcej danych uzyskano na temat niklu, ¿elaza, galuoraz irydu, najmniejsz¹ na temat osmu, palladu, rodu i molibdenu. Najdok³adniejrównie¿ przeanalizowane zosta³y grupy IAB oraz IVA. W bazie nie by³o danycho zawartoœci platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu oraz molibdenu w meteorytachgrupy IIAB, dla meteorytów grupy IIC brakuje informacji na temat zawartoœcirenu, natomiast w meteorytach grupy IIF brakuje danych o zawartoœci antymonui molibdenu (tab. 2).

Ze wzglêdu na dostêpn¹ liczbê danych do ich opracowania pos³u¿y³y metodystatystyczne. Dane z bazy MetBase® zosta³y wyeksportowane do programu Micro-soft Excel, scalone w jeden plik, a nastêpnie poddane analizie statystycznej. Wszy-stkie dane dotycz¹ce zawartoœci metali przeliczono na mg/kg (ppm), a dane wyra-



Tabela 1. Zawartości niklu, galu, germanu i irydu w poszczególnych grupach meteorytów żelaznych(McSween i Huss 2010).

Grupa meteorytów¿elaznych

Zawartoœæ niklu[%]

Zawartoœæ galu[ppm]

Zawartoœæ germanu[ppm]

Zawartoœæ irydu[ppm]

IAB 6,5–60,8 2–100 2–520 0,02–6

IC 6,1–6,8 49–55 212–247 0,07–2,1

IIAB 5,3–6,4 46–62 107–185 0,01–0,9

IIC 9,3–11,5 37–39 88–114 4–11

IID 9,6–11,3 70–83 82–98 3,5–18

IIE 7,5–9,7 21–28 62–75 1–8

IIF 10,6–14,3 8,9–11,6 99–193 0,75–23

IIIAB 7,1–10,5 16–26 27–47 0,01–20

IIIE 8,2–9,0 17–19 34–37 0,01–6

IIIF 6,8–8,5 6,3–7,3 0,7–1,1 0,006–7,9

IVA 7,4–9,4 1,6–2,4 0,09–0,14 0,4–4

IVB 16,0–18,0 0,17–0,27 0,003–0,07 13–38

Tab

ela

2.Li

czba

dany

cho

zaw

arto

ścia

naliz

owan

ych

pier

wia

stkó

wch

emic

znyc

hw

podz

iale

nagr

upy

met

eory

tów

żela

znyc

h(n

apo

dsta

wie

Kob

litz

2010

).

FeN

iG

aG

eIr

Co

Cr

Cu

As

SbW

Re

Pt

Os

Pd

Rh

Ru

Mo

Au

Sum

a

IAB

856

856

764

656

777

626

511

605

595

490

534

515

373

105

6540

4020

616

9044

IC39

3925

2424

204

1723

412

110

1015

99

521

311

IIA

B7

76

46

52

35

34

10

00

00

06

59

IIC

1919

1313

135

35

52

10

55

73

32

512

8

IID

4444

2323

3610

413

93

711

1717

106

62

1630

1

IIE

6262

5523

5839

3445

419

4236

109

84

45

4158

7

IIF

1313

77

710

38

60

45

11

11

10

694

IIIA

B53

5344

2944

4030

2737

2228

1928

22

11

339

502

IIIE

5252

3422

4123

1016

173

138

98

97

71

2836

0

IIIF

3939

1115

3015

810

162

713

1214

86

62

2127

4

IVA

180

180

145

128

150

114

9611

410

325

8310

169

3519

99

1010

416

74

IVB

4646

2122

3922

1710

211

1628

919

129

92

2537

4

SUM

A14

1014

1011

4896

612

2592

972

287

387

856

475

173

854

322

515

695

9552

928

1370

8

¿one w procentach zawarte w artykule odnosz¹ siê do procentów wagowych. Obli-czono minimalne, maksymalne i œrednie zawartoœci ka¿dego metalu we wszystkichgrupach meteorytów ¿elaznych, wyznaczono równie¿ wartoœci odchylenia standar-dowego i mediany (tab. 3).

Zawartość wybranych metali w składzie meteorytów żelaznych

W tabeli 3 zestawiono najwa¿niejsze parametry statystyczne opisuj¹ce wystêpowa-nie wybranych 19 metali w sk³adzie chemicznym meteorytów ¿elaznych. Pozaoczywistym stwierdzeniem, ¿e meteoryty ¿elazne charakteryzuj¹ siê najwiêksz¹zawartoœci¹ ¿elaza i niklu, stwierdzono, ¿e w ich sk³adzie w najwiêkszych koncen-tracjach wystêpuj¹ kolejno: Co, Cu, Ge, Cr, Ga oraz w mniejszych stê¿eniach: As,Pt, Mo, Os, Pd, Ir, a w dalszej kolejnoœci w stê¿eniach rzêdu 1–2 ppm i mniej-szych: Rh, Ru, Au, W, Sb i Re (tab. 3).

Poszczególne grupy meteorytów ¿elaznych s¹ w ró¿nym stopniu zasobne w po-szczególne metale w stosunku do wszystkich meteorytów ¿elaznych ³¹cznie.W tabeli 4 wyró¿niono grubsz¹ czcionk¹ œredni¹ arytmetyczn¹ zawartoœæ analizo-wanych metali w poszczególnych grupach meteorytów ¿elaznych, która jest wiê-ksza od œredniej arytmetycznej dla wszystkich 1730 analizowanych meteorytów¿elaznych. Charakterystykê zawartoœci analizowanych metali w poszczególnychgrupach meteorytów ¿elaznych przedstawiono tak¿e na wykresach (rys. 1).

Poni¿ej zestawiono charakterystykê poszczególnych grup meteorytów ¿elaznychpod wzglêdem ich zasobnoœci w metale bêd¹ce przedmiotem analizy.� Grupa IAB – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy nie przekracza

10%; meteoryty tej grupy posiadaj¹ najwiêksz¹ zawartoœæ germanu – œrednio273 mg/kg oraz bardzo ma³¹ zawartoœæ irydu – œrednio 2,1 mg/kg;



Tabela 3. Wybrane podstawowe parametry statystyczne opisujące zawartość metali w meteorytachżelaznych (na podstawie Koblitz 2010).

Pierwiastek Ni Ga Ge Ir Co Cr Cu As Sb W

Liczba danych 1410 1148 966 1225 929 722 873 878 564 751

Minimum [mg/kg] 600 0,17 0,031 0,004 30 2,8 1 0,21 0,0017 0,05

Maksimum [mg/kg] 608000 107 821 36 8500 4505 6220 95 38,55 10,2

Œrednia arytmetyczna [mg/kg] 92766 49,9 199 3,25 4846 83,1 233 13,2 0,59 1,04

Mediana [mg/kg] 79400 60,3 234 2,20 4700 26,0 160 12,8 0,34 0,99

Odchylenie standardowe [mg/kg] 46451 34,2 157 4,43 808 261 343 7,7 2,32 0,78

Pierwiastek Re Pt Os Pd Rh Ru Mo Au Fe

Liczba danych 738 543 225 156 95 95 52 928 1410

Minimum [mg/kg] 0,0007 0,07 0,005 1,96 0,3 0,3 2,2 0,025 380644,4

Maksimum [mg/kg] 6,7 86,4 52,3 19,7 5,9 5,9 24,5 5,24 997537,7

Œrednia arytmetyczna [mg/kg] 0,38 7,3 5,9 5,0 1,94 1,94 7,0 1,47 903624

Mediana [mg/kg] 0,25 6,0 2,16 4,0 1,56 1,56 6,6 1,54 917698

Odchylenie standardowe [mg/kg] 0,58 6,9 10,6 3,1 1,26 1,26 3,7 0,59 46886

� Grupa IC – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy nie przekracza6,5%;

� Grupa IIAB – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 5,9%;jest to grupa meteorytów najmniej zasobna w nikiel, a w zwi¹zku z tym mete-oryty tej grupy posiadaj¹ najwiêksz¹ zawartoœæ ¿elaza, œrednio 93,7%;

� Grupa IIC – zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi œrednio 9,8%;charakteryzuje je stosunkowo du¿a zawartoœæ platyny – œrednio 15,2 mg/kg;

� Grupa IID – zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi œrednio10,2%; jest to grupa meteorytów najbardziej zasobnych w gal, którego zawar-toœæ wynosi œrednio 75 mg/kg;

� Grupa IIE – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 8,1%;� Grupa IIF – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 12,1%;

meteoryty nale¿¹ce do tej grupy charakteryzuj¹ siê najwiêksz¹ zawartoœci¹miedzi, która wynosi œrednio 312,1 mg/kg;

� Grupa IIIAB – jest to grupa meteorytów o œredniej zawartoœci niklu wyno-sz¹cej 8%; meteoryty nale¿¹ce do tej grupy charakteryzuj¹ siê najmniejsz¹œredni¹ zawartoœci¹ palladu wynosz¹c¹ 2,4 mg/kg;

� Grupa IIIE – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 8,6%;jest to grupa meteorytów o najmniejszej zawartoœci irydu (œrednio 0,9 mg/kg)oraz osmu (œrednio 0,3 mg/kg);

� Grupa IIIF – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 7,7%;dla meteorytów nale¿¹cych do tej grupy charakterystyczna jest bardzo du¿azawartoœæ chromu, która wynosi œrednio 407 mg/kg;

� Grupa IVA – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy wynosi 8,4%;meteoryty z tej grupy charakteryzuje tak¿e du¿a œrednia zawartoœæ z³ota,wynosz¹ca 1,5 mg/kg;

� Grupa IVB – œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy jest najwiêkszaspoœród wszystkich grup meteorytów ¿elaznych i wynosi 17%; meteorytynale¿¹ce do tej grupy posiadaj¹ najwiêksze œrednie zawartoœci kobaltu(7524 mg/kg), platyny (42,3 mg/kg) oraz molibdenu (23,4 mg/kg).

Na podstawie uzyskanych danych mo¿liwe by³o równie¿ wykonanie zestawieniaanalizowanych pierwiastków metalicznych pod wzglêdem ich nagromadzeniaw poszczególnych grupach meteorytów ¿elaznych.� Nikiel – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-

¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 170233 mg/kg;� Gal – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-

¿¹cych do grupy IID, w których zawartoœæ œrednia wynosi 75 mg/kg;� German – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach

nale¿¹cych do grupy IAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 273 mg/kg;� Iryd – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-

¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 20,4 mg/kg;� Kobalt – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach

nale¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 7524 mg/kg;



Tab

ela

4.C

hara

kter

ysty

kaza

war

tośc

iwyb

rany

ch19

met

aliw

met

eory

tach

żela

znyc

hpo

szcz

egól

nych

grup

oraz

wm

eteo

ryta

chże

lazn

ych

łącz

nie

(na

pods

taw

ieK

oblit

z20

10).

Ni

[mg/

kg]

Ga

[mg/

kg]

Ge

[mg/

kg]

Ir[m

g/kg

]C

o[m

g/kg

]C

r[m

g/kg

]C

u[m

g/kg

]A

s[m

g/kg

]Sb

[mg/

kg]

W[m

g/kg

]

IAB

9373

9,8

65,7

272,

62,

149

11,0

57,9

262,

016

,30,

71,

0

600–

6080

001–

107

1,47

–821

0,01

2–12

30–7

770

2,8–

4505

38–6

220

0,6–

950,

037–

38,5

0,05

–10,

2

3818

6,0–

1492

93,6

37,4

–93,

914

0,3–

405,

00,

6–3,

542

92,6

–552

9,4

0,0–

325,

20,

0–66

8,1

9,3–

23,2

0,0–

3,1

0,25

–1,8

IC

6494

6,1

51,5

218,

32,

245

17,0

72,0

150,

16,

00,

071,

7

6040

0–69

800

35–6

085

–252

0,06

7–11

,06

4090

–480

014

–198

112–

184

3,4–

9,5

0,04

7–0,

120,

8–2,

4

6220

0,7–

6769

1,6

46,3

–56,

717

2,0–

264,

60,

0–5,

643

74,7

–465

9,3

0,0–

158,

612

8,9–

171,

24,

3–7,

620,

04–0

,11

1,1–

2,2

IIA

B

5881

4,3

55,8

163,

52,

146

80,0

022

,011

6,0

8,0

0,08

0,73

5340

0–61

600

54,6

–59,

115

0–19

00,

018–

12,7

4230

–489

022

–22

112–

118

3,66

–9,7

0,05

1–0,

089

0,62

–0,8

2

5601

8,8–

6160

9,8

54,2

–57,

514

5,5–

181,

50,

0–7,

344

19,6

2–49

40,4

22–2

211

2,54

–119

,55,

47–1

0,5

0,05

–0,1

0,65

–0,8

1

IIC

9845

7,9

37,2

96,5

7,9

5720

,074

,023

1,4

7,4

0,15

0,9

9000

0–11

5600

31–4

175

–114

4,4–

1152

00–7

300

50–1

0618

2–27

03,

7–13

,30,

13–0

,17

0,9–

0,9

9193

6,0–

1049

79,8

34,5

–40,

087

,3–1

05,5

6,2–

9,6

4832

,9–6

607,

145

,2–1

02,8

199,

8–26

3,0

3,8–

11,0

0,12

–0,1

80,

9–0,

9

IID

1021

29,5

75,1

85,9

311

,564

74,0

40,7

269,

15,

40,

122,

6

8710

0–11

4200

64,8

–82,

972

,0–9

8,3

2,4–

19,4

6150

–680

021

–56

208–

320

1,9–

8,4

0,07

–0,1

92,

0–3,

0

9713

9,6–

1071

19,5

70,8

–79,

379

,8–9

2,1

6,5–

16,5

6264

,3–6

683,

725

,9–5

5,6

240,

3–29

8,0

3,4–

7,4

0,06

–0,1

82,

2–3,

0

IIE

8149

5,2

24,3

68,2

4,9

4501

,548

,722

2,7

11,1

0,3

1,2

6590

0–95

000

11,8

–48,

063

,9–7

5,0

0,6–

9,3

4100

–560

05–

358

105–

364

5,0–

18,0

0,05

–0,7

0,8–

2,2

7551

7,2–

8747

3,2

19,4

–29,

264

,6–7

1,8

2,8–

7,0

4249

,3–4

753,

70,

0–13

1,9

157,

9–28

7,6

8,3–

13,9

0,13

–0,5

1,0–

1,4

IIF

1213

00,0

9,3

119,

410

,363

30,0

173,

331

2,1

9,5

-1,

4

1060

00–1

4300

06,

0–11

,66–

193

0,7–

23,0

5200

–720

025

–295

291–

334

4,4–

17,3

-0,

5–2,

1

1080

02,4

–134

597,

67,

6–11

,061

,1–1

77,8

1,3–

19,4

5565

,4–7

094,

636

,4–3

10,3

297,

2–32

7,1

4,0–

15,0

-0,

8–2,

1

IIIA

B

8003

0,2

20,0

41,0

25,

050

26,2

149,

316

3,8

5,5

0,08

0,9

6200

0–94

800

15,6

–27,

533

,0–4

8,9

0,06

–16,

944

00–5

870

9,7–

2500

118–

225

3,1–

16,5

0,01

5–0,

50,

5–1,

4

7459

8,8–

8546

1,5

18,1

–21,

937

,0–4

5,0

0,08

–9,8

4755

,6–5

296,

90,

0–59

5,5

143,

4–18

4,3

2,9–

8,1

0,00

–0,1

90,

6–1,

2

IIIE

8609

6,1

17,7

34,2

0,9

4859

,615

1,9

135,

26,

250,

050,

91

7880

0–99

400

16,2

–19,

725

,7–4

5,0

0,05

–16,

046

40–5

180

30–4

1010

3–15

22,

7–15

,40,

04–0

,05

0,27

–1,5

5

8076

6,9–

9142

5,3

16,7

–18,

730

,3–3

8,1

0,0–

3,5

4716

,3–5

002,

811

,7–2

92,1

119,

3–15

1,0

2,1–

10,4

0,04

–0,0

50,

51–1

,32

Ni

[mg/

kg]

Ga

[mg/

kg]

Ge

[mg/

kg]

Ir[m

g/kg

]C

o[m

g/kg

]C

r[m

g/kg

]C

u[m

g/kg

]A

s[m

g/kg

]Sb

[mg/

kg]

W[m

g/kg

]

IIIF

7666

6,7

6,3

0,8

4,1

3548

,740

6,6

132,

74,

80,

041,

3

6790

0–85

000

1,0–

7,7

0,5–

1,1

0,00

4–8,

629

00–4

700

40–1

565

55–1

950,

8–23

,60,

02–0

,06

0,4–

1,9

7062

5,6–

8270

7,8

4,5–

8,2

0,6–

1,0

1,2–

6,9

3086

,6–4

010,

70,

0–89

081

,7–1

83,7

0,0–

11,1

0,01

–0,0

70,

7–1,

8

IVA

8378

1,7

2,2

0,6

1,7

3950

,516

4,9

143,

97,

10,

040,

5

6610

0–11

8000

0,8–

80,

09–4

0,0

0,1–

3,8

2600

–450

08,

3–94

7,0

41–4

001,

7–14

,60,

002–

0,46

0,2–

2,1

7518

3,9–

9237

9,4

1,61

–2,7

10,

0–4,

20,

8–2,

737

10,9

–419

0,2

6,0–

323,

810

9,1–

178,

72,

7–11

,50,

0–0,

140,

3–0,

8

IVB

1702

32,6

0,3

0,1

20,4

7523

,614

3,5

6,4

0,6

0,01

3,1

1570

00–1

9400

00,

2–1,

00,

03–1

,03,

9–36

,063

60–8

500

15–2

751,

0–10

,00,

2–1,

10,

01–0

,01

2,9–

4,7

1610

20,1

–179

445,

10,

1–0,

40,

0–0,

313

,2–2

7,7

7073

,8–7

973,

560

,6–2

26,4

3,1–

9,7

0,3–

1,0

0,01

–0,0

12,

7–3,

6

met

eory

ty¿e

lazn

eog

ó³em

9276

5,9

49,9

199,

23,

248

46,2

83,1

232,

513

,20,

61,

0

600–

6080

000,

2–10

7,0

0,03

–821

0,0–

36,0

30–8

500

2,8–

4505

1–62

200,

2–95

,00,

0–38

,50,

05–1

0,2

4631

4,7–

1392

17,0

15,7

–84,

142

,1–3

56,2

0,0–

7,7

4038

,4–5

654,

00,

0–34

3,6

0,0–

575,

45,

5–20

,90,

0–2,

90,

3–1,

8

Re

[mg/

kg]

Pt

[mg/

kg]

Os

[mg/

kg]

Pd

[mg/

kg]

Rh

[mg/

kg]

Ru

[mg/

kg]

Mo

[mg/

kg]

Au

[mg/

kg]

Fe[m

g/kg

]

IAB

0,2

5,8

2,1

5,8

1,2

1,2

6,1

1,7

9021

22,0

0,00

1–6,

70,

07–5

6,0

0,01

–16,

82,

3–19

,70,

3–2,

70,

3–2,

72,

2–9,

80,

2–5,

238

0644

,4–9

9753

7,7

0,0–

0,6

2,2–

9,4

0,0–

4,2

2,1–

9,6

0,7–

1,8

0,7–

1,8

4,0–

8,3

1,3–

2,1

8461

30,3

–958

113,

8

IC

0,9

12,1

1,6

2,6

2,5

2,5

7,0

0,8

9324

42,6

0,92

–0,9

24,

9–22

,80,

1–8,

22,

0–3,

91,

6–3,

51,

6–3,

56,

4–7,

50,

6–1,

092

2200

,0–9

3879

0,4

0,92

–0,9

25,

8–18

,40,

0–4,

42,

1–3,

11,

9–3,

21,

9–3,

26,

5–7,

50,

6–1,

092

8653

,35–

9362

31,8

IIA

B

0,1

--

--

--

1,0

9372

36,7

0,1–

0,1

--

--

--

0,5–

1,1

9309

00,0

–942

293,

9

0,1–

0,1

--

--

--

0,7–

1,2

9329

67,7

–941

505,

6

IIC

-15

,27,

54,

13,

43,

48,

40,

989

9639

,7

-13

,0–1

7,0

0,5–

12,1

3,5–

4,7

1,6–

5,7

1,6–

5,7

8,3–

8,5

0,63

–1,2

8748

00,0

–909

863,

2

-13

,8–1

6,7

2,8–

12,2

3,7–

4,5

1,3–

5,5

1,3–

5,5

8,3–

8,5

0,7–

1,1

8913

13,3

–907

966,

0

Tab

ela

4.cd

.

IID

1,0

17,5

11,2

3,8

2,2

2,2

8,0

0,8

8959

97,0

0,4–

2,0

10,9

–23,

62,

9–24

,52,

6–5,

91,

5–3,

11,

5–3,

17,

4–8,

60,

5–1,

387

7100

,0–9

0498

6,0

0,4–

1,6

13,2

–21,

83,

8–18

,72,

9–4,

81,

6–2,

91,

6–2,

97,

1–8,

80,

5–1,

189

0002

,3–9

0199

1,8

IIE

0,5

8,1

5,4

3,3

2,0

2,0

5,6

1,2

9155

21,3

0,1–

0,9

2,9–

12,6

0,7–

12,5

2,2–

4,6

1,5–

3,3

1,5–

3,3

4,3–

6,6

0,7–

1,8

9001

34,3

–929

116,

2

0,3–

0,7

4,5–

11,7

0,8–

10,1

2,4–

4,1

1,2–

2,9

1,2–

2,9

4,7–

6,5

1,0–

1,5

9092

64,8

–921

777,

8

IIF

1,2

5,7

1,9

6,6

2,0

2,0

-1,

287

3166

,6

0,1–

2,4

5,7–

5,7

1,9–

1,9

6,6–

6,6

2,0–

2,0

2,0–

2,0

-0,

6–1,

984

9778

,3–8

9142

5,0

0,2–

2,2

5,7–

5,7

1,9–

1,9

6,6–

6,6

2,0–

2,0

2,0–

2,0

-0,

5–1,

885

9523

,1–8

8681

0,1

IIIA

B

0,5

10,0

17,4

2,4

1,6

1,6

5,3

0,8

9157

06,5

0,03

–1,6

5,1–

16,3

12,5

–22,

42,

1–2,

81,

6–1,

61,

6–1,

64,

3–6,

40,

4–1,

589

9249

,6–9

3800

0,0

0,01

–1,0

6,8–

13,2

10,4

–24,

41,

9–2,

91,

6–1,

61,

6–1,

64,

3–6,

40,

5–1,

090

9767

,6–9

2164

5,5

IIIE

0,1

7,6

0,3

4,1

1,7

1,7

7,5

0,9

9115

41,7

0,01

–0,2

2,3–

11,0

0,2–

1,2

3,2–

7,7

1,3–

2,1

1,3–

2,1

7,5–

7,5

0,5–

1,9

8970

65,3

–921

188,

9

0,02

–0,2

4,7–

10,6

0,0–

0,7

2,7–

5,5

1,4–

2,0

1,4–

2,0

7,5–

7,5

0,5–

1,3

9051

24,3

–917

959,

1

IIIF

0,4

8,5

4,4

3,6

1,9

1,9

7,0

0,8

9216

94,6

0,00

1–0,

80,

9–16

,00,

005–

11,4

2,5–

6,2

0,9–

4,0

0,88

–4,0

4,1–

9,9

0,2–

3,4

9102

32,1

–932

087,

3

0,1–

0,7

4,4–

12,6

0,2–

8,7

2,4–

4,8

0,6–

3,2

0,6–

3,2

2,9–

11,1

0,0–

1,8

9151

64,8

–928

224,

4

IVA

0,3

5,5

2,1

4,4

1,1

1,1

6,1

1,5

9135

85,9

0,03

–2,6

2,7–

8,2

0,06

–4,6

2,8–

6,6

0,8–

1,5

0,8–

1,5

4,5–

7,5

0,5–

2,9

8775

65,0

–933

900,

0

0,0–

0,6

4,4–

6,6

0,7–

3,5

3,1–

5,7

0,9–

1,3

0,9–

1,3

5,1–

7,1

0,7–

2,2

9042

13,9

–922

957,

8

IVB

2,5

42,3

34,5

8,3

4,8

4,8

23,4

0,10

8263

54,0

1,2–

3,7

15,6

–86,

40,

07–5

2,3

4,8–

14,9

3,6–

5,9

3,6–

5,9

22,3

–24,

50,

025–

0,17

7979

78,9

–841

952,

2

1,6–

3,4

17,9

–66,

619

,6–4

9,4

5,1–

11,6

4,1–

5,5

4,1–

5,5

21,9

–24,

90,

06–0

,15

8154

50,5

–837

257,

6

met

eory

ty¿e

lazn

eog

ó³em

0,4

7,3

5,9

5,0

1,9

1,9

7,0

1,5

9036

23,6

0,0–

6,7

0,07

–86,

40,

01–5

2,3

2,0–

19,7

0,3–

5,9

0,3–

5,9

2,2–

24,5

0,03

–5,2

3806

44,4

–997

537,

7

0,0–

1,0

0,45

–14,

20,

0–16

,51,

9–8,

00,

7–3,

20,

7–3,

23,

3–10

,70,

9–2,

185

6738

,0–9

5050

9,3

Obj

aśni

enia

:wka

żdej

kom

órce

poda

nood

góry

:war

tość

śred

niej

aryt

met

yczn

ej,w

arto

śćro

zstę

pu(m

in.–

max

.),pr

zedz

iało

bejm

ując

yw

arto

ścir

óżni

ące

się

odśr

edni

ejar

ytm

ety-

czne

joni

ew

ięce

jniż

jedn

ood

chyl

enie

stan

dard

owe

–pr

zyza

łoże

niu

rozk

ładu

norm

alne

goje

stto

prze

dzia

łzaw

iera

jący

68%

popu

lacj

idan

ych.

Pog

rubi

oną

czci

onką

ozna

czon

ote

war

tośc

icha

rakt

eryz

ując

epo

szcz

egól

negr

upy,

któr

esą

wię

ksze

odw

arto

ścid

lapo

pula

cjiw

szys

tkic

han

aliz

owan

ych

met

eory

tów

żela

znyc

h.

� Chrom – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IIIF, w których zawartoœæ œrednia wynosi 407 mg/kg;

� MiedŸ – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IIF, w których zawartoœæ œrednia wynosi 312 mg/kg;

� Arsen – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 16,3 mg/kg;

� Antymon – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 0,7 mg/kg;

� Wolfram – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 3,1 mg/kg;

� Ren – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 2,5 mg/kg;

� Platyna – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 42,3 mg/kg;

� Osm – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 34,5 mg/kg;

� Pallad – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 8,3 mg/kg;

� Rod – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 4,8 mg/kg;

� Ruten – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 4,8 mg/kg;

� Molibden – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IVB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 23,4 mg/kg;

� Z³oto – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale-¿¹cych do grupy IAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 1,7 mg/kg;

� ¯elazo – najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytachnale¿¹cych do grupy IIAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi937237 mg/kg.

Z przedstawionych zestawieñ wynika, ¿e najbardziej zasobna w ró¿ne metale,poza ¿elazem, jest grupa IVB. Meteoryty nale¿¹ce do tej grupy zawieraj¹ œrednionajwiêcej: irydu, kobaltu, wolframu, renu, platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu,molibdenu i niklu. Natomiast w grupie IAB wystêpuj¹ najwiêksze zawartoœci ger-manu, arsenu, antymonu i z³ota. Najwiêcej ¿elaza zawieraj¹ natomiast meteorytynale¿¹ce do grupy IIAB.

Dyskusja uzyskanych wyników

Interpretacja uzyskanych wyników obliczeñ statystycznych w odniesieniu do zaso-bnoœci cia³ macierzystych meteorytów ¿elaznych w surowce metaliczne mo¿liwajest poprzez porównanie koncentracji analizowanych metali w meteorytach ¿elaz-nych z ich koncentracj¹ w skorupie ziemskiej. Zestawienie takie przedstawionow tabeli 5.



Tab

ela

5.P

orów

nani

eko

ncen

tracj

i19

wyb

rany

chm

etal

iw17

30an

aliz

owan

ych

met

eory

tach

żela

znyc

hor

azw

ich

posz

czeg

ólny

chgr

upac

h(w

edłu

gK

oblit

z20

10)

zko

ncen

tracj

ąty

chm

etal

iwsk

orup

iezi

emsk

iej(

wed

ług

Cra

igii

n.,2

003)

.

Skor

upa

ziem

ska

Met

eory

ty¿e

lazn

eIA

BIC

IIA

BII

CII

DII

EII

FII

IAB

IIIE

IIIF

IVA

IVB

[mg/

kg]

[-]

Fe56

000

1616

,116

,616

,716

,116

,016

,315

,616

,316

,316

,516

,314

,8

Ni

7512

3712

49,9

865,

978

4,2

1312

,813

61,7

1086

,616

17,3

1067

,111

47,9

1022

,211

17,1

2269

,8

Co

2519

419

6,4

180,

718

7,2

228,

825

9,0

180,

125

3,2

201,

019

4,4

141,

915

8,0

300,

9

Cu

554

4,8

2,7

2,1

4,2

4,9

4,1

5,7

3,0

2,5

2,4

2,6

0,1

Ge

1,5

133

181,

714

5,6

109,

064

,357

,345

,579

,627

,322

,80,5

0,4

0,0

6

Cr

100

0,8

0,6

0,7

0,2

0,7

0,4

0,5

1,7

1,5

1,5

4,1

1,6

1,4

Ga

153

4,4

3,4

3,7

2,5

5,0

1,6

0,6

1,3

1,2

0,4

0,1

0,0

2

As

1,8

79,

03,

34,

44,

13,

06,

25,

33,

13,

52,

73,

90,4

Pt

0,00

514

6211

67,5

2417

,4-

3044

,035

04,2

1625

,011

44,0

2002

,115

30,7

1695

,811

04,7

8458

,4

Mo

1,5

54,

14,

7-

5,6

5,3

3,7

-3,

65,

04,

74,

115

,6

Os

0,00

0159

546

2055

3,5

1606

0,0

-75

240,

011

2291

,254

508,

919

100,

017

4500

,032

50,0

4441

7,9

2075

1,1

3453

18,9

Pd

0,01

496

584,

526

1,9

-40

6,6

384,

832

7,7

665,

024

3,5

408,

736

0,5

440,

383

4,0

Ir0,

0000

0310

8356

468

7259

,172

7125

,071

4833

,326

4358

9,7

3837

592,

616

4566

6,7

3449

047,

616

5335

6,1

3131

62,6

1357

008,

958

3028

,968

1440

1,7

Rh

0,00

0119

429

1253

7,5

2523

3,3

-34

200,

022

450,

020

350,

020

500,

015

900,

017

085,

719

066,

710

866,

747

811,

1

Ru

0,00

0000

538

8589

525

0750

0,0

5046

666,

7-

6840

000,

044

9000

0,0

4070

000,

041

0000

0,0

3180

000,

034

1714

2,9

3813

333,

321

7333

3,3

9562

222,

2

Au

0,00

436

842

1,9

201,

823

9,0

226,

021

0,5

302,

229

2,5

189,

523

1,7

203,

837

0,1

25,7

W1,

50,7

0,7

1,1

0,5

0,6

1,7

0,8

1,0

0,6

0,6

0,8

0,4

2,1

Sb0,

23

3,3

0,4

0,4

0,7

0,6

1,6

-0,4

0,2

0,2

0,2

0,0

4

Re

0,00

0494

863

3,2

2305

,025

0,0

-25

45,7

1314

,929

85,0

1236

,027

3,1

997,

466

6,0

6235

,6

Kom

órki

tabe

liza

wie

rają

war

tośc

ikro

tnoś

ciw

zbog

acen

iam

eteo

rytó

wże

lazn

ych

iich

posz

czeg

ólny

chgr

upw

anal

izow

ane

met

ale

wzg

lęde

mko

ncen

tracj

ityc

hm

etal

iwsk

orup

iezi

emsk

iej,

któr

ądl

aka

żdeg

om

etal

upo

dano

wko

lum

nie

drug

ieji

wyr

ażon

ow

[mg/

kg].

Pog

rubi

oną

czci

onką

ozna

czon

ow

arto

ścip

onad

dzie

sięc

iokr

otni

epr

zekr

acza

jące

konc

entra

cje

wsk

orup

ieZi

emi.

Kur

syw

ąoz

nacz

ono

war

tośc

iwsk

azuj

ące

nako

ncen

tracj

em

niej

sze,

niż

wsk

orup

ieZi

emi.

Analizuj¹c dane zawarte w tabeli 5 oraz na rysunku 1 mo¿na stwierdziæ, ¿e wiê-kszoœæ analizowanych metali wystêpuje w wiêkszych koncentracjach w meteory-tach ¿elaznych, ni¿ w skorupie ziemskiej. Jedynie dwa z nich wystêpuj¹ w koncen-tracjach mniejszych. S¹ to wolfram oraz chrom. Niemniej jednak nawet te dwapierwiastki w niektórych grupach meteorytów ¿elaznych wystêpuj¹ w wiêkszychkoncentracjach ni¿ w skorupie ziemskiej. Chrom skoncentrowany jest w grupachod IIF do IVB, w których jego zawartoœæ jest wiêksza ni¿ w skorupie ziemskiej,natomiast zawartoœci wolframu s¹ wiêksze ni¿ w skorupie ziemskiej w grupach IC,IID oraz IVB (tab. 5 i rys. 1). Wskazuje to na wybitnie litofilny charakter tych pie-rwiastków, zw³aszcza chromu, dziêki czemu w czasie procesów dyferencjacji kon-centruj¹ siê one w krzemianach (McSween i Huss 2010).

Najwiêksze ró¿nice w zawartoœciach metali pomiêdzy skorup¹ ziemsk¹ a meteo-rytami ¿elaznymi stwierdzono dla irydu oraz rutenu. Zawartoœæ rutenu jest3 885 895 razy wiêksza, natomiast zawartoœæ irydu 1 083 564 razy wiêkszaw meteorytach ¿elaznych ni¿ w skorupie ziemskiej. Bior¹c pod uwagê bardzo ma³ekoncentracje tych pierwiastków na Ziemi, nale¿y stwierdziæ, ¿e koncentracje rute-nu i irydu w meteorytach ¿elaznych s¹ bardzo du¿e. Metale te na cia³ach macierzy-stych meteorytów ¿elaznych (planetoidach typu M) mog¹ tworzyæ bardzo cennez³o¿a o du¿ych zasobach. Du¿ych zasobów i z³o¿owych koncentracji mo¿na oczeki-waæ tak¿e w przypadku metali, których œrednia koncentracja jest od tysi¹ca, do kil-kudziesiêciu tysiêcy razy wiêksza w meteorytach ¿elaznych, ni¿ w skorupie ziem-skiej. S¹ to: Os, Rh, Pt oraz Ni (tab. 5). Na szczególn¹ uwagê zas³uguje wœród nichplatyna, która jest niezwykle cennym i po¿¹danym metalem szlachetnym. Du¿eznaczenie dla gospodarki mog¹ mieæ tak¿e na planetoidach typu M z³o¿a surow-ców metalicznych, takich jak: Re, Pd, Au, kilkusetkrotnie przekraczaj¹ce koncen-tracje w skorupie ziemskiej. Wreszcie nie bez znaczenia bêd¹ zapewne nagroma-dzenia pierwiastków ponad stukrotnie przekraczaj¹ce ich koncentracje w skorupieziemskiej – Co i Ge. Poniewa¿ w pierwszym przybli¿eniu wszystkie pierwiastki,których koncentracja ponad dziesiêciokrotnie przekracza œredni¹ ich zawartoœæw skorupie ziemskiej mo¿na uznaæ za wystêpuj¹ce w koncentracjach z³o¿owych naplanetoidach typu M, zatem i ¿elazo nale¿y uwa¿aæ za potencjalnie atrakcyjnysurowiec metaliczny tych ma³ych cia³ Uk³adu S³onecznego (tab. 5).

W zwi¹zku z otrzymanymi wynikami przedstawionymi w tabelach 4 i 5 oraz narysunku 1 mo¿na stwierdziæ, ¿e najbardziej interesuj¹ce z ekonomicznych wzglê-dów s¹ planetoidy macierzyste meteorytów ¿elaznych z grup IVB oraz IAB. Cia³ate mo¿na uznaæ odpowiednio za z³o¿a takich metali, jak: Ir, Co, Re, Pt, Os, Pd,Rh, Ru, Ni i Fe oraz Ge, Au, Ni i Fe. W zwi¹zku z tym, ¿e stanowi¹ one jednocze-œnie z³o¿a kilku kopalin metalicznych, ich eksploatacja bêdzie jeszcze bardziej eko-nomicznie uzasadniona.

Z genetycznego punktu widzenia powstanie z³o¿owych koncentracji surowcówmetalicznych w pasie planetoid wymaga³o znacznego zró¿nicowania materii wzglê-dem jej sk³adu chemicznego i mineralnego w czasie tworzenia siê Uk³adu S³onecz-nego. Dlatego te¿ te z planetoid typu M, które s¹ cia³ami macierzystymi dla mete-orytów ¿elaznych stanowi¹ zapewne jedne z najbardziej zdyferncjonowanych cia³



kr¹¿¹cych wokó³ S³oñca pomiêdzy orbitami Marsa i Jowisza. Miar¹ tej dyferencja-cji jest zró¿nicowanie koncentracji pierwiastków metalicznych w meteorytach ¿ela-znych wzglêdem ich koncentracji w sk³adzie fotosfery S³oñca, a tak¿e chondrytówwêglistych CI. Porównanie koncentracji wybranych 19 metali w meteorytach ¿ela-znych i ich poszczególnych grupach wzglêdem koncentracji w sk³adzie chondrytówwêglistych CI przedstawiono w tabeli 6 i na rysunku 1. Wspólne wystêpowaniew pasie planetoid obiektów macierzystych meteorytów ¿elaznych obok obiektówmacierzystych chondrytów wêglistych CI œwiadczy o wielu skomplikowanych pro-cesach fizycznych (wywo³anych g³ównie si³ami grawitacji) i chemicznychzachodz¹cych w Uk³adzie S³onecznym od jego powstania oko³o 4,55 mld lat temudo chwili obecnej.

Na podstawie analizy danych zawartych w tabeli 6 i na rysunku 1 mo¿na stwier-dziæ, ¿e rzeczywiœcie procesy dyferencjacji na cia³ach macierzystych dzisiejszychplanetoid typu M, tych które mo¿na uznaæ za macierzyste cia³a meteorytów ¿elaz-nych, zachodzi³y zupe³nie inaczej, ni¿ na Ziemi i zapewne znacznie krócej. Przeja-wem tego jest brak tak znacznych ró¿nic w koncentracji analizowanych metalipomiêdzy sk³adem meteorytów ¿elaznych a sk³adem chondrytów wêglistych CI,jak pomiêdzy koncentracjami w meteorytach ¿elaznych i w skorupie ziemskiej.WyraŸnie widoczny jest znacznie bardziej zaawansowany proces dyferencjacjiw skorupie ziemskiej. Koncentracja analizowanych 19 metali w meteorytach ¿elaz-nych jest wiêksza od ich koncentracji w chondrytach wêglistych CI od oko³o 2 dooko³o 12 razy. Œwiadczy to o znacznie krócej trwaj¹cym procesie dyferencjacji nacia³ach macierzystych meteorytów ¿elaznych, ni¿ na Ziemi i innym charakterzetych procesów. Wspólnym elementem procesów zachodz¹cych w skorupie ziem-skiej i na cia³ach macierzystych meteorytów ¿elaznych jest zubo¿enie w chrommeteorytów ¿elaznych, zarówno wzglêdem chondrytów wêglistych, jak i skorupyZiemi (tab. 5 i 6; rys. 1). Jest to zwi¹zane z litofilnoœci¹ tego pierwiastka (McSwe-en i Huss 2010).

Najbardziej wzbogacone wzglêdem sk³adu chondrytów wêglistych CI s¹ nastê-puj¹ce metale wchodz¹ce w sk³ad meteorytów ¿elaznych: Rh, Os, W, Re i Au.Wszystkie one wykazuj¹ koncentracjê ponad dziesiêciokrotnie wiêksz¹ w meteory-tach ¿elaznych, ni¿ w chondrytach wêglistych. W dalszej kolejnoœci wymieniæmo¿na metale o ponad piêciokrotnie wiêkszej koncentracji w meteorytach ¿elaz-nych wzglêdem chondrytów wêglistych CI. S¹ nimi: Co, Ni, Pd, As, Pt, Ir, Mo,Ge oraz Ga. W ponad dwukrotnie wiêkszych koncentracjach w meteorytach ¿elaz-nych wzglêdem chondrytów wêglistych CI wystêpuj¹ tak¿e: Fe, Sb i Ru, natomiastCu wystêpuje w koncentracji nieznacznie mniejszej od dwukrotnego wzbogacenia(tab. 6).

Na szczególn¹ uwagê zas³uguje grupa IVB. Meteoryty nale¿¹ce do niej wykazuj¹najwiêksze ró¿nice – s¹ najbardziej wzbogacone (Os, Re, Pt, Ir, W, Rh, Mo, Ni,Co oraz Pd) lub najbardziej zubo¿one (Ga, Cu, Sb, Cr, As, Au) w analizowanemetale wzglêdem chondrytów wêglistych CI (tab. 6, rys. 1). Wskazuje to na naj-bardziej zaawansowany (trwaj¹cy zapewne najd³u¿ej) proces dyferencjacji cia³amacierzystego tej grupy meteorytów ¿elaznych. Byæ mo¿e jest to zwi¹zane z naj-



Tab

ela

6.P

orów

nani

eko

ncen

tracj

i19

wyb

rany

chm

etal

iw17

30an

aliz

owan

ych

met

eory

tach

żela

znyc

hor

azw

ich

posz

czeg

ólny

chgr

upac

h(w

edłu

gK

oblit

z20

10)

zko

ncen

tracj

ąty

chm

etal

iw

skła

dzie

chon

dryt

óww

ęglis

tych

CI

(wed

ług

McS

wee

ni

Hus

s20

10),

repr

ezen

tują

cego

śred

nisk

ład

mat

erii

form

ując

ego

się

Ukł

adu

Sło

necz

nego

,któ

ryw

najm

niej

zmie

nion

ych

prop

orcj

ach

zach

ował

się

rów

nież

wsk

ładz

iefo

tosf

ery

Sło

ńca

(McS

wee

niH

uss

2010

).

Cho

ndry

tyw

êglis

teC

IM

eteo

ryty

¿ela

zne

IAB

ICII

AB

IIC

IID

IIE

IIF

IIIA

BII

IEII

IFIV

AIV

B

[mg/

kg]

[-]

Fe18

2800

4,9

4,9

5,1

5,1

4,9

4,9

5,0

4,8

5,0

5,0

5,0

5,00

4,5

Ni

1064

08,

78,

86,

15,

59,

29,

67,

711

,47,

58,

097,

27,

916

,0

Co

502

9,6

9,8

9,0

9,3

11,4

12,9

9,0

12,6

10,0

9,68

7,1

7,9

15,0

Cu

127

1,8

2,1

1,2

0,9

1,8

2,1

1,7

2,5

1,3

1,1

1,0

1,1

0,0

5

Ge

336,

08,

36,

64,

92,

92,

62,

13,

61,

21,

00,0

30,0

2-

Cr

2590

0,0

30,0

20,0

30,0

10,0

30,0

20,0

20,0

70,0

60,0

60,2

0,0

60,0

6

Ga

9,5

5,2

6,9

5,4

5,9

3,9

7,9

2,6

1,0

2,1

1,9

0,7

0,2

0,03

As

1,7

7,6

9,6

3,5

4,7

4,3

3,2

6,5

5,6

3,3

3,7

2,8

4,2

0,4

Pt

1,0

7,3

5,8

12,1

-15

,217

,58,

15,

710

,07,

68,

55,

542

,3

Mo

1,0

6,8

6,1

7,0

-8,

48,

05,

6-

5,3

7,5

7,0

6,1

23,4

Os

0,5

12,2

4,1

3,2

-15

,022

,510

,93,

834

,90,6

8,9

4,1

69,1

Pd

0,6

8,4

9,7

4,4

-6,

86,

45,

511

,14,

16,

86,

07,

313

,9

Ir0,

56,

94,

14,

44,

315

,923

,09,

920

,79,

91,

98,

13,

540

,9

Rh

0,14

13,8

9,0

18,0

-24

,416

,014

,514

,611

,412

,213

,67,

834

,1

Ru

0,7

2,8

1,8

3,6

-4,

93,

22,

92,

92,

32,

42,

71,

56,

8

Au

0,15

10,1

11,2

5,4

6,4

6,0

5,6

8,1

7,8

5,0

6,2

5,4

9,9

0,7

W0,

0911

,711

,318

,68,

110

,029

,213

,515

,910

,110

,214

,16,

034

,7

Sb0,

153,

94,

40,5

0,5

1,0

0,8

2,1

-0,5

0,3

0,2

50,2

40,0

5

Re

0,04

10,2

6,3

23,0

2,5

-25

,513

,129

,812

,42,

710

,06,

762

,4

Kom

órki

tabe

liza

wie

rają

war

tośc

ikro

tnoś

ciw

zbog

acen

iam

eteo

rytó

wże

lazn

ych

iich

posz

czeg

ólny

chgr

upw

anal

izow

ane

met

ale

wzg

lęde

mko

ncen

tracj

ityc

hm

etal

iwU

kład

zie

Sło

necz

nym

,któ

rądl

aka

żdeg

om

etal

upo

dano

wko

lum

nie

drug

iej[

mg/

kg].

Pog

rubi

oną

czci

onką

ozna

czon

ow

arto

ścip

onad

pięc

iokr

otni

epr

zekr

acza

jące

konc

entra

cje

wsk

ładz

iech

ondr

ytów

węg

listy

chC

Iora

zw

foto

sfer

zeS

łońc

a.K

ursy

wą

ozna

czon

ow

arto

ściw

skaz

ując

ena

konc

entra

cje

mni

ejsz

e,ni

żw

skła

dzie

chon

dryt

óww

ęglis

tych

CIo

raz

wfo

tosf

erze

Sło

ńca.

wiêkszymi rozmiarami tego cia³a w porównaniu do innych cia³ macierzystychmeteorytów ¿elaznych pozosta³ych grup.

Warto zauwa¿yæ tak¿e, ¿e z wykresów przedstawionych na rysunku 1 wynikarównie¿ w jakim stopniu skorupa ziemska wzbogacona, wzglêdnie zubo¿ona jestw metale w odniesieniu do sk³adu chondrytów wêglistych CI. Zagadnienie to jed-nak¿e nie jest przedmiotem niniejszego opracowania, w zwi¹zku z czym nie bêdziedalej rozwa¿ane.

Podsumowanie i wnioski

Niektóre z planetoid typu M, jak na przyk³ad 016 Psyche, 022 Kalliope, 055 Pan-dora, 110 Lydia, 250 Bettina, 347 Pariana, 678 Fredegundis, 771 Libera, 872Holda, s¹ najprawdopodobniej Ÿród³em meteorytów ¿elaznych spadaj¹cych naZiemiê. Populacja tych planetoid stanowi mniej ni¿ 10% ma³ych cia³ kr¹¿¹cychwokó³ S³oñca w pasie planetoid. Analiza zawartoœci 19 wybranych metali w 1730meteorytach ¿elaznych pozwala na wyci¹gniêcie wniosków o wystêpowaniu i zaso-bnoœci surowców metalicznych na ich cia³ach macierzystych, którymi s¹ zapewneniektóre z planetoid typu M.

Na podstawie danych zawartych w bazie MetBase®, ver. 7.3 (Koblitz 2010)i przeprowadzonych przez autorów analiz statystycznych mo¿na stwierdziæ, ¿emeteoryty ¿elazne charakteryzuj¹ siê najwiêksz¹ zawartoœci¹ ¿elaza i niklu. Stwier-dzono tak¿e, ¿e poza Fe i Ni w ich sk³adzie w najwiêkszych koncentracjach wystê-puj¹ kolejno: Co, Cu, Ge, Cr, Ga (odpowiednio 4846 ppm, 233 ppm, 199 ppm,83,1 ppm i 49,9 ppm) oraz w mniejszych stê¿eniach: As, Pt, Mo, Os, Pd, Ir(odpowiednio 13,2 ppm, 7,3 ppm, 7,0 ppm, 5,9 ppm, 5,0 ppm i 3,25 ppm).W dalszej kolejnoœci, w stê¿eniach rzêdu 1 – 2 ppm i mniejszych wystêpuj¹: Rh,Ru, Au, W, Sb i Re.

Poszczególne grupy meteorytów ¿elaznych s¹ w ró¿nym stopniu zasobnew poszczególne metale w stosunku do wszystkich meteorytów ¿elaznych traktowa-nych ³¹cznie. Najbardziej zasobna w ró¿ne metale, poza ¿elazem, jest grupa IVB.Meteoryty nale¿¹ce do tej grupy zawieraj¹ œrednio najwiêcej: irydu, kobaltu, wol-framu, renu, platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu, molibdenu i niklu. Natomiastw grupie IAB wystêpuj¹ najwiêksze zawartoœci germanu, arsenu, antymonu i z³ota.Najwiêcej ¿elaza zawieraj¹ natomiast meteoryty nale¿¹ce do grupy IIAB.

Wiêkszoœæ z 19 analizowanych metali wystêpuje w meteorytach ¿elaznychw koncentracjach wiêkszych, ni¿ w skorupie ziemskiej. Jedynie wolfram i chromwystêpuj¹ w koncentracjach mniejszych. Niemniej jednak nawet te dwa metalew niektórych grupach meteorytów ¿elaznych wystêpuj¹ w wiêkszych koncentra-cjach ni¿ w skorupie ziemskiej. Chrom skoncentrowany jest w grupach od IIF doIVB, w których jego zawartoœæ jest wiêksza ni¿ w skorupie ziemskiej, natomiastzawartoœci wolframu s¹ wiêksze ni¿ w skorupie ziemskiej w grupach IC, IID orazIVB. Wskazuje to na wybitnie litofilny charakter tych pierwiastków, zw³aszczachromu, dziêki czemu w czasie procesów dyferencjacji koncentruj¹ siê one w krze-mianach (McSween i Huss 2010).



Najbardziej interesuj¹ce z ekonomicznych wzglêdów s¹ planetoidy macierzystemeteorytów ¿elaznych z grup IVB oraz IAB. Cia³a te mo¿na uznaæ odpowiednio zaz³o¿a takich metali, jak: Ir, Co, Re, Pt, Os, Pd, Rh, Ru, Ni i Fe oraz Ge, Au, Nii Fe. W zwi¹zku z tym, ¿e stanowi¹ one jednoczeœnie z³o¿a kilku kopalin metalicz-nych, ich eksploatacja bêdzie jeszcze bardziej ekonomicznie uzasadniona. Nie-mniej jednak wszystkie cia³a macierzyste meteorytów ¿elaznych – obiekty nale¿¹cedo planetoid typu M – mo¿na uznaæ za z³o¿a wszystkich 19 analizowanych metaliz wyj¹tkiem chromu i wolframu, których koncentracje s¹ œrednio mniejsze ni¿w skorupie ziemskiej. Je¿eli jednak zostanie podjêta eksploatacja metali na wybra-nych planetoidach typu M, to wówczas jako kopalina towarzysz¹ca nawet chromi wolfram mog¹ byæ odzyskiwane z polimetalicznej rudy, gdy¿ op³acalnoœæ tegotypu eksploatacji znacz¹co wzrasta mimo ich mniejszych koncentracji.

Niestety w chwili obecnej niemo¿liwe jest precyzyjne wskazanie planetoidbêd¹cych cia³ami macierzystymi poszczególnych grup meteorytów ¿elaznych. Dla-tego te¿ na razie mo¿na tylko ogólnie stwierdziæ, ¿e z³ó¿ o zasobnoœci w metaletakiej, jak w meteorytach ¿elaznych mo¿na spodziewaæ siê na niektórych planetoi-dach typu M. Zatem tylko kilka procent masy pasa planetoid stanowi¹ gotowe doeksploatacji bogate z³o¿a metali. Z tego wzglêdu te kilka procent nale¿y uznaæ zabardzo obiecuj¹ce i bogate zasoby, a wybrane planetoidy typu M mo¿na traktowaæw ca³oœci jako polimetaliczne z³o¿a cennych surowców.

Niektóre z planetoid typu M, te które s¹ cia³ami macierzystymi dla meteorytów¿elaznych, stanowi¹ zapewne jedne z najbardziej zdyferncjonowanych cia³kr¹¿¹cych wokó³ S³oñca pomiêdzy orbitami Marsa i Jowisza. Miar¹ tej dyferencja-cji jest zró¿nicowanie koncentracji pierwiastków metalicznych w meteorytach ¿ela-znych wzglêdem ich koncentracji w sk³adzie chondrytów wêglistych CI, a tak¿ew sk³adzie fotosfery S³oñca. Koncentracja analizowanych 19 metali w meteorytach¿elaznych jest wiêksza od ich koncentracji w chondrytach wêglistych CI od oko³o2 do oko³o 12 razy. Œwiadczy to o znacznie krócej trwaj¹cym procesie dyferencjacjina cia³ach macierzystych meteorytów ¿elaznych, ni¿ na Ziemi i innym charakterzetych procesów. Wspólnym elementem procesów zachodz¹cych w skorupie ziem-skiej i na cia³ach macierzystych meteorytów ¿elaznych jest zubo¿enie w chrommeteorytów ¿elaznych, zarówno wzglêdem chondrytów wêglistych, jak i skorupyZiemi, co jest zwi¹zane z litofilnoœci¹ tego pierwiastka.

Meteoryty ¿elazne i ich cia³a macierzyste s¹ najbardziej wzbogacone wzglêdemsk³adu chondrytów wêglistych CI w Rh, Os, W, Re i Au. Metale te wystêpuj¹w koncentracjach ponad dziesiêciokrotnie wiêkszych w meteorytach ¿elaznych, ni¿w chondrytach wêglistych. W ponad piêciokrotnie wiêkszych koncentracjachw meteorytach ¿elaznych ni¿ w chondrytów wêglistych CI wystêpuj¹: Co, Ni, Pd,As, Pt, Ir, Mo, Ge oraz Ga, a w ponad dwukrotnie wiêkszych koncentracjach tak-¿e: Fe, Sb i Ru.

Meteoryty nale¿¹ce do grupy IVB wykazuj¹ najwiêksze ró¿nice w zawartoœcianalizowanych metali wzglêdem sk³adu chemicznego chondrytów wêglistych CI.Odstêpstwa te wyra¿aj¹ siê zarówno najwiêkszym wzbogaceniem, jak i najwiê-kszym zubo¿eniem. Œwiadczy to o tym, ¿e cia³o macierzyste tej grupy meteorytów



¿elaznych prawdopodobnie podlega³o procesom dyferencjacji najd³u¿ej. Mog³o tobyæ spowodowane jego rozmiarami wiêkszymi w porównaniu do pozosta³ych cia³macierzystych innych grup meteorytów ¿elaznych.

Dalsze prace autorów bêd¹ skoncentrowane na oszacowaniu zasobów tych suro-wców metalicznych na wybranych cia³ach macierzystych meteorytów ¿elaznychoraz na odniesieniu ich zasobnoœci do oszacowanych do tej pory zasobów nacia³ach macierzystych chondrytów zwyczajnych. Rozpoczête ju¿ prace pozwol¹tak¿e na odniesienie tych wyników do dominuj¹cych w pasie planetoid cia³, któres¹ Ÿród³em chondrytów wêglistych.

Podziękowania

Artyku³ powsta³ w oparciu o projekt in¿ynierski Huberta Donhefnera zrealizo-wany na Wydziale Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii Politechniki Wroc³awskiejpod opiek¹ Tadeusza A. Przylibskiego. Autorzy pragn¹ podziêkowaæ Andrzejowi S.Pilskiemu za wskazówki dotycz¹ce rozdzia³u „Cia³a macierzyste meteorytów ¿elaz-nych”, których udzieli³ jeszcze w trakcie powstawania manuskryptu. Chcemy tak¿epodziêkowaæ Recenzentowi – Andrzejowi S. Pilskiemu za garœæ cennych uwag,których uwzglêdnienie wzbogaci³o treœæ artyku³u, a tak¿e za te, które z pewnoœci¹wykorzystamy w dalszej pracy. Prezentowane w artykule wyniki badañ autorówuzyskane by³y czêœciowo dziêki realizacji projektu N N307 117736 finansowanegoprzez Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa Wy¿szego oraz badañ statutowych Wy-dzia³u Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii nr B10065.

Streszczenie

Niektóre z planetoid typu M, jak na przyk³ad 016 Psyche, 022 Kalliope, 055 Pan-dora, 110 Lydia, 250 Bettina, 347 Pariana, 678 Fredegundis, 771 Libera, 872Holda, s¹ najprawdopodobniej Ÿród³em meteorytów ¿elaznych. Populacja tychplanetoid stanowi mniej ni¿ 10% ma³ych cia³ kr¹¿¹cych wokó³ S³oñca w pasie pla-netoid. W artykule autorzy przedstawili analizê zawartoœci 19 wybranych metaliw 1730 meteorytach ¿elaznych, uwzglêdniaj¹c tak¿e ich podzia³ na grupy. Na tejpodstawie stwierdzili, ¿e poza Fe i Ni cia³a macierzyste meteorytów ¿elaznych s¹najbardziej zasobne w: Co, Cu, Ge, Cr i Ga, w mniejszych koncentracjach wystê-puj¹ tak¿e As, Pt, Mo, Os, Pd i Ir. Najbardziej zasobn¹ w metale grup¹ meteory-tów ¿elaznych jest grupa IVB. Meteoryty te zawieraj¹ œrednio najwiêcej Ir, Co, W,Re, Pt, Os, Pd, Rh, Ru, Mo i Ni. Natomiast meteoryty grupy IAB zawieraj¹ œred-nio najwiêcej Ge, As, Sb i Au. Cia³a macierzyste meteorytów ¿elaznych, szczegól-nie grup IVB i IAB mo¿na uznaæ za bardzo bogate z³o¿a polimetaliczne.

Wiêkszoœæ z 19 analizowanych metali wystêpuje w meteorytach ¿elaznychw koncentracjach wiêkszych, ni¿ w skorupie ziemskiej. Jedynie wolfram i chrom,ze wzglêdu na swoje silnie litofilne w³aœciwoœci wystêpuj¹ w mniejszych koncentra-cjach, ni¿ w skorupie ziemskiej.

Niektóre planetoidy typu M, bêd¹ce Ÿród³em meteorytów ¿elaznych, s¹ najbar-dziej zdyferencjonowanymi cia³ami pasa planetoid. Ich sk³ad chemiczny znacz¹co



odbiega od sk³adu chondrytów wêglistych CI. Wœród nich w najwiêkszym stopniuzró¿nicowane (wzbogacone w niektóre z pierwiastków i zubo¿one w inne) wzglê-dem chondrytów CI s¹ cia³a macierzyste meteorytów ¿elaznych z grupy IVB. Nie-mniej jednak nawet one s¹ znacznie mniej zró¿nicowane, ni¿ skorupa ziemska.Œwiadczy to z jednej strony o ich stosunkowo d³ugiej ewolucji wzglêdem cia³macierzystych pozosta³ych grup meteorytów ¿elaznych i chondrytów CI, a z dru-giej strony o znacznie krótszej ewolucji wzglêdem skorupy Ziemi.

LiteraturaBeatty J.K., Collins Petersen C., Chaikin A., 1999. The New Solar System. Cambridge Universi-

ty Press, New York, USA.Birlan M., Vernazza P., Nedelcu D.A., 2007. Spectral properties of nine M-type asteroids. Astro-

nomy and Astrophysics, Vol. 475, pp. 747–754.Blair B.R., 2000. The role of the Near Earth Asteroids in Long-Term Platinum Supply.

http://www.lpi.usra.edu/meetings/resource2000/pdf/7013.pdf (18.03.2012.).Bus S.J., Binzel R.P., 2002. Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Fea-

ture-Based Taxonomy. Icarus, Vol. 158, pp. 146–177.Craig J.R., Vaughan D.J., Skinner B.J., 2003. Zasoby Ziemi. Wydawnictwo Naukowe PWN,

Warszawa.Descamps P., Marchis F., Pollock J., Berthier J., Vachier F., Birlan M., Kaasalainen M., Harris

A. W., Wong M.H., Romanishin W. J., Cooper E. M., Kettner K. A., Wiggins P., Krysz-czynska A., Polinska M., Coliac J. -F., Devyatkin A., Verestchagina I., Gorshanov D., 2008.New determination of the size and bulk density of the binary Asteroid 22 Kalliope from observa-tions of mutual eclipses. Icarus, Vol. 196, No. 2, pp. 578–600.

Faure G., 2004. Description of the system of asteroids as of May 20, 2004. http://www.astro-surf.com/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm (18.03.2012.).

Fornasier S., Clark B.E., Dotto E., Migliorini A., Ockert-Bell M., Barucci M.A., 2010. Spectros-copic survey of M-type asteroids. Icarus, Vol. 210, pp. 655–673.

Hughes D.W., 1988. Meteorite falls and finds – Some statistics. Meteoritics, Vol. 16, pp.269–281.

Hutchison R., 2004. Meteorites. A petrologic, chemical and isotopic synthesis. Cambridge Univer-sity Press, New York, USA.

Jêdrysek M.-O., 2007. Polska w dzia³alnoœci Miêdzynarodowej Organizacji Dna Morskiego ONZ(International Seabed Authority – ISA). Przegl¹d Geologiczny, Vol. 55, Nr 8, ss. 619–622.

Jêdrysek M.-O., 2010. Krótka historia dzia³añ w zakresie z³ó¿ rud metali na dnach oceanów w stre-fach kontrolowanych przez Miêdzynarodow¹ Organizacjê Dna Morskiego: Wybrane aspektydotycz¹ce prawa, mo¿liwej eksploatacji i ochrony œrodowiska. [w:] Madziarz M., Zago¿d¿on P.P. – Dzieje górnictwa – element europejskiego dziedzictwa kultury, T. 3, ss. 158–167.

Koblitz J., 2010. MetBase®, ver. 7.3, Meteorite Data Retrieval Software. Ritterhude, Germany.Lewis J.S., 1997. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets and Planets. Perseus

Publishing, USA.Lewis J.S., Matthews M.S., Guerrieri M.L., 1993. Resources of Near-Earth Space. The University

of Arizona Press, Tucson, Arizona, USA.£uszczek K., 2011. Poszukiwania nowych zasobów surowców w Uk³adzie S³onecznym. Prace

Naukowe Instytutu Górnictwa Politechniki Wroc³awskiej, Nr 133, Studia i Materia³y, Nr40, ss. 85–94.



£uszczek K., Przylibski T.A., 2011. Sk³ad chondrytów zwyczajnych a potencjalne surowce pasa pla-netoid. Acta Societatis Metheoriticae Polonorum, Vol. 2, ss. 92–111.

McCay M.F., McKay D.S., Duke M.B., 1992. Space resources. U.S. Government Printing Offi-ce, Washington.

McSween H.Y., Huss G.R., 2010. Cosmochemistry. Cambridge University Press, New York,USA.

Moskowitz C., 2010. Japanese Asteroid Probe Makes Historic Return to Earth. http://www.spa-ce.com/8592 -japanese-asteroid -probe-historic-return-earth.html (13.06.2010.; 10:27 AMET).

Ockert-Bell M.E., Clark B.E., Shepard M.K., Isaacs R.A., Cloutis E.A., Fornasier S., Bus S.J.,2010. The composition of M-type asteroids: Synthesis of spectroscopic and radar observations. Ica-rus, Vol. 210, pp. 674-692.

Pilski A.S., 1995. Meteoryty w zbiorach polskich. Oficyna Poligraficzna, Lidzbark Warmiñski.Rakobowchuk P., 2012. The next space race: mining on the moon. The Canadian Press.

http://sync.sympatico.ca/news/the_next_space_race_mining_on_the_moon/072b8d31.(26.02.2012.; 7:30:00 AM ET).

Ross S.D., 2001. Near Earth Asteroid Mining. Space Industry Report. http://www2.esm.vt.edu-/~sdross/papers/ross-asteroid-mining-2001.pdf, December 14, 2001.

Rowan K., 2010. 5 Reasons to Care About Asteroids. http://www.space.com/8590-5-reasons-ca-re-asteroids.html, 11 June 2010 Time: 06:36 PM ET.

Rowan K., 2011. 5 Reasons to Care About Asteroids. http://www.space.com/12079-asteroids-5-reasons-explore-space-rocks.html, 25 June 2011; Time: 03:13 PM ET.

Rubin A.E., 1997. Mineralogy of meteorite groups. Meteoritics and Planetary Science, Vol. 32,pp. 231–247.

Rybicka U., 2007. 50 lat temu rozpoczê³a siê era kosmiczna. PAP – Nauka w Polsce.http://www.eduskrypt.pl/index.php?infoserw=1&view=9650 (02.10.2007.; 9:37:15).

Sagan C., 1996. B³êkitna kropka. Cz³owiek i jego przysz³oœæ w kosmosie. Prószyñski i S-ka, Warsza-wa.

Schrunk D.G., Sharpe B.L., Cooper B.L., Thangavelu M., 1999. The Moon. Resources, FutureDevelopment and Colonization. John Wiley & Sons, Chichester, UK.

Sears D.W.G., 2004. The origin of chondrules and chondrites. Cambridge University Press, Cam-bridge.

Sonter M., 2006. Asteroid Mining: Key to Space Economy. http://www.space.com/2032-asteroid--mining-key-space-economy.html, 09 February 2006; Time: 06:51 AM ET.

Wagner R., Zubrin R., 1997. Czas Marsa. Dlaczego i w jaki sposób musimy skolonizowaæ Czer-won¹ Planetê. Prószyñski i S-ka, Warszawa.

¯bik M., 1987. Tajemnice kamieni z kosmosu. Instytut Wydawniczy „Nasza Ksiêgarnia” War-szawa.

Strony internetowe

http://darts.isas.jaxa.jp/planet/project/hayabusa/index.html (04.03.2012.).http://dawn.jpl.nasa.gov (04.03.2012.).http://www.barringercrater.com/ (17.03.2012.).http://www.hq.nasa.gov/alsj/ (20.02.2012.).





A

Rys. 1. Wykresy ramka-wąsy zawartości analizowanych 19 metali: A – Fe, B – Ni, C – Co, D – Cu, E – Ge,F – Cr, G – Ga, H – As, I – Pt, J – Mo, K – Os, L – Pd, M – Ir, N – Rh, O – Ru, P – Au, Q – W, R – Sb, S – Rew poszczególnych grupach meteorytów żelaznych oraz we wszystkich analizowanych 1730 meteorytachżelaznych (według Koblitz 2010) w odniesieniu do średniej zawartości tego metalu w skorupie ziemskiej(ciągła linia; wed�

Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża...

Documents

Transcript of Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża...