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-
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
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.
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
74 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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).
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 75
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-
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
76 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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-
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 77
Tabela 1. Zawartości niklu, galu, germanu i irydu w poszczególnych grupach meteorytów żelaznych(McSween i Huss 2010).
Grupa meteorytów¿elaznych
ZawartoϾ niklu[%]
ZawartoϾ galu[ppm]
ZawartoϾ germanu[ppm]
ZawartoϾ 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;
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 79
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;
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
80 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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.
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
84 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
86 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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-
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 87
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).
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 89
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
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
90 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
¿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
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 91
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.
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
92 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
£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.).
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 93
ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM vol. 3, 2012
94 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali
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�
Top Related