Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali

ACTA SOCIETATIS METHEORITICAE POLONORUM Rocznik Polskiego Towarzystwa Meteorytowego Vol. 3, 2012 Tadeusz A. PRZYLIBSKI 1, Hubert DONHEFNER 1, Katarzyna ŁUSZCZEK 1 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Parent 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 of iron meteorites. The population of these asteroids is less than 10% of all minor bodies orbiting the Sun in the asteroid belt. In the paper we analyzed the concentrations of 19 selected metals in 1730 iron meteorites according to the groups. Base on it authors found out that beside Fe and Ni the parent bodies of iron meteorites are the richest in Co, Cu, Ge, Cr, and Ga. They are also rich in As, Pt, Mo, Os, Pd, and Ir. The iron meteorites of IVB group are the richest in metals. Meteorites belonging 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 parent bodies of iron meteorites, especially from IVB and IAB groups, can be recognized as very rich polymetallic deposits. The concentrations of most of 19 analyzed metals in iron meteorites are greater than the concentrations in Earth s crust. Only tungsten and chromium according to their strong litophile character 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 most differentiated bodies in the asteroid belt. Their chemical composition considerably differs from the composition of CI carbonaceous chondrites. Among their the most differentiated (enriched in some elements and depleted in others) and differing from CI chondrites are the parent bodies of iron meteorites belonging to IVB group. However even they are far less differentiated than Earth s crust. This is the proof of relatively long chemical evolution of IVB group parent body comparing to parent bodies of other groups of iron meteorites and CI chondrites, but from the other hand the 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. Jednak w ci¹gu ostatnich dwudziestu lat ludzkoœæ stanê³a wobec nowych mo liwoœci rozwoju ekspansji poza Ziemiê (Sagan, 1996; Wagner i Zubrin, 1997; Schrunk i in. 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: Tadeusz.Przylibski@pwr.wroc.pl

72 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali 1999). Umo liwia to postêp w sferze nowoczesnych technik i technologii. Z drugiej strony jednak najprostsza analiza ekonomiczna pokazuje, e za³o enie sta³ych baz lub osiedli ludzkich na cia³ach Uk³adu S³onecznego poza Ziemi¹ wi¹ e siê z koniecznoœci¹ lokalnego pozyskiwania surowców (Wagner i Zubrin 1997; Schrunk i in. 1999). Ich transport z Ziemi nawet tylko na orbitê naszej planety jest zbyt kosztowny. Koszt transportu jednej butelki zawieraj¹cej 1 litr wody z 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 celów ekspansji ludzkoœci musi wi¹zaæ siê z pozyskiwaniem wszelkich surowców na tych cia³ach lub te na transportowaniu ich z niezbyt odleg³ych cia³ o mo liwie niewielkiej sile grawitacji (Wagner i Zubrin 1997). Obiekty o ma³ej masie, jak na przyk³ad planetoidy, u³atwiaj¹ wydobywanie surowców i ich transport, ze wzglêdu na stosunkowo ma³e iloœci energii potrzebnej do eksploatacji kopalin, a przede wszystkim ich transportu poza strefê ich oddzia³ywania grawitacyjnego (uzyskanie II prêdkoœci kosmicznej). Techniki i technologie urabiania kopalin i ich wzbogacania lub przeróbki bêd¹ nastrêcza³y z pewnoœci¹ wielu problemów i bêd¹ wymaga³y przeprowadzenia odpowiednich badañ i symulacji. W chwili obecnej jest czas na to, aby przyjrzeæ siê zasobnoœci i formie wystêpowania ró nego rodzaju kopalin w tych obszarach Uk³adu S³onecznego, z których najwczeœniej bêdziemy potrzebowali i potrafili je eksploatowaæ. Jednym z takich obszarów jest niew¹tpliwie pas planetoid. Jako jedni z pierwszych o zasobach surowców poza Ziemi¹ w literaturze nie nale ¹cej do gatunku science-fiction pisali McCay i in. (1992) oraz Lewis (Lewis i in. 1993; Lewis 1997). S¹ to jednak ksi¹ ki wydane jeszcze przed er¹ bezza³ogowych misji do Marsa i planetoid i dlatego napisane s¹ w oparciu o dane pochodz¹ce z obserwacji astronomicznych oraz badañ meteorytów i próbek gruntu z Ksiê yca. Obecnie, w erze misji kosmicznych, badania sk³adu powierzchniowych warstw 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 powszechnymi technikami badañ cia³ pozaziemskich (Sears 2004; Faure 2004; Moskowitz 2010). 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 buduj¹cych planetoidy. Do chwili obecnej odby³a siê pierwsza taka misja bezza³ogowa misja Hayabusa (Sokó³) do planetoidy 25143 Itokawa, która trwa³a od 09 maja 2003 do 13 czerwca 2010 (http://darts.isas.jaxa.jp/planet/project/hayabusa/index.html, 2012). Bezza³ogowe misje kosmiczne wp³ywaj¹ na rozwój naszej wiedzy o planetoidach i innych cia³ach Uk³adu S³onecznego mog¹cych mieæ w przysz³oœci potencjalne znaczenie z³o owe (Rowan 2010, 2011). Lepsze poznanie w³aœciwoœci ma³ych cia³ Uk³adu S³onecznego, zw³aszcza ich budowy oraz struktury tworz¹cych je ska³, ich sk³adu chemicznego i mineralnego, wp³ywa na rozwój œwiadomoœci jak bogatym Ÿród³em surowców mog¹ byæ te obiekty. Wykorzystuj¹c obecny stan wiedzy naukowcy podejmuj¹ próby oszacowania zasobów potencjalnych surowców zgro-

Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 73 madzonych na pozaziemskich cia³ach Uk³adu S³onecznego (Blair 2000; Ross 2001; Sonter 2006). Wci¹ jednak w ten sposób gromadzone dane o sk³adzie chemicznym cia³ pozaziemskich, choæ wydaj¹ siê technologicznie bardzo zaawansowane, nie mog¹ równaæ siê z wynikami badañ tej materii bezpoœrednio na naszej planecie. Od kilku ju stuleci dysponujemy bowiem znaczn¹ iloœci¹ materii buduj¹cej pozaziemskie cia³a Uk³adu S³onecznego. Ta materia jest znacznie ³atwiej dostêpna i znacznie w zwi¹zku z tym tañsza, ni wyprawy kosmiczne. W wiêkszych lub mniejszych fragmentach sama dociera na powierzchniê Ziemi. Nale y j¹ tylko odnaleÿæ i sklasyfikowaæ, aby móc okreœliæ jej pochodzenie i przypisaæ j¹ do konkretnego cia³a macierzystego. Wy ej wymienione czynnoœci, mimo i wydaj¹ siê ³atwe, wymagaj¹ znacznej wiedzy i dostêpu do odpowiednich specjalistycznych urz¹dzeñ analitycznych, jak np. spektrometrów promieniowania rentgenowskiego, promieniowania gamma, spektrometrów masowych i in. Badania meteorytów w ci¹gu ostatnich kilkunastu lat nabieraj¹ nowego znaczenia. Meteoryty reprezentuj¹ nie tylko sk³ad chemiczny i mineralny, g³ównie powierzchniowych, ale równie g³êbszych warstw, przede wszystkim ma³ych cia³ Uk³adu S³onecznego, ale zawieraj¹ tak e bezcenne informacje o strukturze, a wiêc o przestrzennym u³o eniu poszczególnych sk³adników mineralnych. Wiedza ta jest niezwykle istotna dla poznania form nagromadzeñ surowców. Inaczej mówi¹c jest to podstawowa informacja niezbêdna do charakterystyki z³ó wszelkiego rodzaju surowców. Dziêki tego typu informacjom mo na planowaæ techniki i technologie niezbêdne do eksploatacji tych z³ó w przysz³oœci. W ci¹gu ostatnich kilku lat interpretacja wyników badañ meteorytów pod k¹tem surowcowo-zasobowym ich cia³ macierzystych sta³a siê domen¹ nauki o z³o- ach, której potentaci œwiatowego przemys³u wydobywczego nie mog¹ ju lekcewa yæ. Wyœcig po zasoby pozaziemskie rozpocznie siê w ci¹gu kilkunastu kilkudziesiêciu najbli szych lat i tylko dobrze do niego przygotowani gracze koncerny wydobywcze, bêd¹ mog³y liczyæ na zyski. Powy sze s³owa autorów potwierdzaj¹ wypowiedzi innych przedstawicieli œwiata nauki oraz polityków. Profesor Piotr Wolañski, przewodnicz¹cy Komitetu Badañ Kosmicznych i Satelitarnych PAN w 2007 roku mówi³: Teraz mówi siê o eksploatacji z³ó zarówno na Antarktydzie, jak i w Arktyce. Wszyscy walcz¹ o to, eby prawa do tych terenów by³y im przypisane. Tak samo Ksiê yc, Mars i asteroidy te bêd¹ obiektem takiego wspó³zawodnictwa. Kto pierwszy przyjedzie, kto bêdzie mia³ technologiê, ten, niezale nie od prawa miêdzynarodowego, bêdzie eksploatowa³ i czerpa³ z tego korzyœci (Rybicka, 2007). A zatem w niedalekiej przysz³oœci staniemy przed jeszcze powa niejszym wyzwaniem, ni w chwili obecnej, kiedy powinniœmy podj¹æ odpowiednie badania i inwestycje zwi¹zane z dokumentowaniem i eksploatacj¹ metali z g³êbokiego dna oceanicznego np. w polu Clarion- -Clipperton na Oceanie Spokojnym (Jêdrysek 2007, 2010). Jest to tym bardziej istotna kwestia, e kilka krajów, w tym Chiny ju wyrazi³y chêæ rozpoczêcia wydobycia surowców na Ksiê ycu, a Rosja planuje budowê bazy na Ksiê ycu do roku 2020 (Rakobowchuk 2012). Równie Kanada jest zainteresowana eksploa-

74 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali tacj¹ surowców na Ksiê ycu, asteroidach i Marsie, uwa aj¹c siê za lidera œwiatowego górnictwa, który wœród 40 najwiêkszych firm górniczych œwiata, o szacowanym kapitale rzêdu tryliona USD, posiada a 9 spó³ek (Rakobowchuk 2012). Trwa wreszcie misja DAWN prowadzona przez NASA. Obecnie sonda kosmiczna misji DAWN znajduje siê na orbicie planetoidy 4 Westa, w lipcu 2015 roku dotrze do planetoidy 1 Ceres (http://dawn.jpl.nasa.gov, 2012). Wobec takich faktów, mimo zupe³nego braku zainteresowania i jakiegokolwiek wsparcia ze strony przemys³u, w Zak³adzie Geologii i Wód Mineralnych Instytutu Górnictwa Politechniki Wroc³awskiej rozpoczêto badania meteorytów w celu uzyskania jak najpe³niejszej informacji o zasobach i formach wystêpowania ró norodnych surowców na ich cia³ach macierzystych. Pierwsze wyniki badañ prowadzonych w ramach prac in ynierskich, magisterskich i doktorskich zosta³y ju opublikowane ( uszczek 2011; uszczek i Przylibski 2011). Dotyczy³y one chondrytów, natomiast poni ej autorzy przedstawi¹ wyniki pierwszych tego typu w Polsce badañ meteorytów elaznych. Warto wspomnieæ tak e, e meteoryty elazne by³y ju przedmiotem eksploatacji pozyskiwano z nich elazo. Jednak ich z³o a na Ziemi maj¹ tak ma³e zasoby, e nigdy nie by³a to eksploatacja metodami górniczymi, z jednym jednak e wyj¹tkiem. 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 mimo fiaska przedsiêwziêcia górniczego w Meteor Crater, jako pierwszy wykaza³ kosmiczn¹, meteorytow¹ genezê krateru na powierzchni Ziemi. Na jego czeœæ krater ten nazwano Kraterem Barringera (http://www.barringercrater.com/, 2012). Ciała macierzyste meteorytów żelaznych Obiekty znajduj¹ce siê obecnie w pasie planetoid stanowi¹ pozosta³oœci po wczesnych okresach formowania siê planet Uk³adu S³onecznego. Stanowi¹ one w znacznej mierze materiê pierwotn¹, z której rozwinê³y siê planety wewnêtrzne. S¹ zachowanymi do dzisiaj planetezymalami, które powstawa³y jako zal¹ ki planet na skutek akrecji materii w dysku protoplanetarnym, wiruj¹cym wokó³ m³odego S³oñca. Czêœæ obiektów zawiera materiê bardzo zbli on¹ do materii, z której formowa³a siê nasza gwiazda dzienna i ma sk³ad chondrytów CI. W obszarze pasa planetoid znajduj¹ siê jednak tak e obiekty, które przesz³y ró nego rodzaju procesy dyferencjacji, czyli ró nicowania siê. By³y to przede wszystkim procesy polegaj¹ce na topieniu i krystalizacji lub te rekrystalizacji. Mo na je porównaæ, aczkolwiek nie mo na ich dok³adnie odnieœæ, do obserwowanych na Ziemi procesów magmowych i metamorficznych. Efektem tych procesów jest dzisiejszy sk³ad pasa planetoid. Kr¹ ¹ w nim obiekty zarówno o bardzo pierwotnej budowie, z pocz¹tków istnienia Uk³adu S³onecznego, jak i obiekty w ró nym stopniu zmienione przez procesy dyferencjacji. Procesy te zapewne w wielu szczegó³ach ró ni¹ siê od ziemskich procesów dyferencjacji, chocia by ze wzglêdu na rozmiary planetoid i zwi¹zan¹ z tym si³¹ grawitacji.

Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 75 Dlatego te obecnie pas planetoid sk³ada siê g³ównie z planetoid trzech grup: wêglowych (C), krzemianowych (S) oraz pozosta³ych (X). W obrêbie ostatniej grupy (X) znajduje siê wiele obiektów o ró nej budowie, wœród których wystêpuj¹ obiekty metaliczne, a tak e obiekty o budowie metaliczno-krzemianowej oraz cia³a zbudowane z krzemianów o widmie œwiat³a odbitego zbli onym do chondrytów enstatytowych, a tak e chondrytów wêglistych CO/CV. Szczegó³owy, najnowszy podzia³ planetoid na typy obejmuje obecnie ponad 20 typów widmowych, wœród których 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 Jowisza to planetoidy typu C. Stanowi¹ one oko³o 70% masy ca³ego pasa planetoid. Sk³ad ich powierzchni jest bardzo zbli ony do sk³adu chondrytów wêglistych. Planetoidy typu S stanowi¹ oko³o 17% wszystkich planetoid. Analiza widma œwiat³a odbitego od ich powierzchni wykaza³a, e zbudowane s¹ g³ównie z krzemianów oraz metali. Planetoidy nale ¹ce do grupy X stanowi¹ oko³o 10% wszystkich planetoid. Badania widma ró nych d³ugoœci œwiat³a odbitego od ich powierzchni wykaza³y, e sk³adaj¹ siê one g³ównie z elaza i niklu (typ M), ale inne obiekty mog¹ byæ zbudowane z mieszaniny krzemianów i metali, a tak e g³ównie z krzemianów (typ E oraz 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 odbitego najbardziej podobne do planetoid typu M s¹: meteoryt elazny, oktaedryt Landes IAB, pallasyt Esquel oraz chondryt enstatytowy EH5 Saint-Sauveur (Ockert-Bell i in. 2010). Planetoidy typu M s¹ niew¹tpliwie Ÿród³em meteorytów elaznych, niemniej jednak tylko niektóre z nich zbudowane s¹ wy³¹cznie ze stopu FeNi i prawdopodobnie wiêkszoœæ z nich raczej przypomina budow¹ oktaedryt Landes IAB, zawieraj¹cy 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) wskazuj¹, e do planetoid, które z najwiêkszym prawdopodobieñstwem s¹ Ÿród³em meteorytów 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 podwójny ze swoim ksiê ycem Linus (Descamps i in. 2008).

76 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Klasyfikacja meteorytów żelaznych Meteoryty elazne pod wzglêdem iloœciowym zajmuj¹ drugie miejsce wœród wszystkich meteorytów spadaj¹cych na Ziemiê (Hughes 1988). Jednak meteoryty elazne to zaledwie nieco ponad 4,5% wszystkich spadków, tak wiêc wyraÿnie ustêpuj¹ one chondrytom (oko³o 85%) i achondrytom, które ³¹cznie, jako meteoryty kamienne stanowi¹ niemal 94% wszystkich spadków. Pod tym wzglêdem meteoryty elazne wyprzedzaj¹ jedynie meteoryty elazno-kamienne, stanowi¹ce niewiele ponad 1% spadków (Pilski 1995). Zbudowane s¹ g³ównie z elaza oraz niklu, którego zawartoœæ waha siê od 4% do 60%. Ju z tego wzglêdu mo na je uznaæ za obfite Ÿród³o surowców metalicznych, a ich cia³a macierzyste mo na traktowaæ jak z³o a tych dwóch metali. Znacznie jednak ciekawszym zagadnieniem, tak e z ekonomicznego punktu widzenia, jest to jakie inne jeszcze metale obecne w du ym rozproszeniu w skorupie ziemskiej wystêpuj¹ w meteorytach elaznych w koncentracjach, które mo na uznaæ za z³o owe. Na to pytanie autorzy spróbuj¹ odpowiedzieæ w 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 której s¹ zbudowane wzglêdem pierwotnej materii, z której formowa³y siê planetezymale (Hutchison 2004; McSween i Huss 2010). Na podstawie struktury wœród meteorytów elaznych mo na wydzieliæ trzy grupy: oktaedryty (zawieraj¹ce 6 14% niklu), sk³adaj¹ce siê z kamacytu i taenitu, heksaedryty (zawieraj¹ce poni ej 6% niklu), sk³adaj¹ce siê wy³¹cznie z kamacytu, ataksyty (zawieraj¹ce powy ej 14% niklu), sk³adaj¹ce siê wy³¹cznie z taenitu. Oktaedryty stanowi¹ najliczniejsz¹ grupê wœród meteorytów elaznych. Odznaczaj¹ siê charakterystyczn¹ struktur¹, zwan¹ struktur¹ Widmanstättena. Powstaje ona w wyniku uwidocznienia siê na wytrawionej powierzchni przeciêcia meteorytu systemu równoleg³ych œcian kamacytu (FeNi). Przestrzenie miêdzy p³ytkami kamacytu wype³nia taenit (FeNi) i plessyt (drobnokrystaliczna mieszanina kamacytu i tenitu) ( bik 1987; Rubin 1997; Hutchison 2004). Druga grupa meteorytów, heksaedryty wyró nia siê brakiem widocznej struktury Widmanstättena. Na wytrawionej powierzchni przeciêcia pojawiaj¹ siê tak zwane linie Neumana. S¹ to zespo³y delikatnych równoleg³ych linii przecinaj¹cych siê nawzajem. Linie te powstaj¹ w kryszta³ach kamacytu pod wp³ywem wysokiego ciœnienia. Zjawiskiem odpowiadaj¹cym za ich powstawanie mog¹ byæ zderzenia planetoid ( 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 stopniowo wraz ze wzrostem zawartoœci niklu. Struktury takich meteorytów wydaj¹ siê byæ bez³adne ( bik 1987; Rubin 1997; Hutchison 2004). Na podstawie sk³adu chemicznego meteoryty elazne mo na podzieliæ na 12 g³ównych grup (tab. 1). Grupy te wydziela siê g³ównie na podstawie zawarto-

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 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 œci w ich sk³adzie chemicznym galu, germanu, irydu oraz niklu (McSween i Huss 2010). Źródła danych i metody badań Podstawowym Ÿród³em danych wykorzystanych w badaniach autorów jest baza MetBase, ver. 7.3. Jest to jeden z najwiêkszych zbiorów danych na temat meteorytów wszystkich typów. Baza zosta³a stworzona na potrzeby osób zajmuj¹cych siê kolekcjonowaniem meteorytów oraz ich badaniami (Koblitz 2010). Zosta³a ona zakupiona przez Instytut Górnictwa Politechniki Wroc³awskiej. Do przeprowadzenia niezbêdnych analiz i obliczeñ autorzy pobrali z bazy MetBase informacje na temat 1730 meteorytów elaznych. ¹czna liczba analizowanych danych o zawartoœci 19 wybranych metali w meteorytach elaznych wszystkich grup wynosi³a 13 708. Zebrane dane dotycz¹ zawartoœci nastêpuj¹cych pierwiastków: 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), molibdenu (Mo) i z³ota (Au). Najwiêcej danych uzyskano na temat niklu, elaza, galu oraz irydu, najmniejsz¹ na temat osmu, palladu, rodu i molibdenu. Najdok³adniej równie przeanalizowane zosta³y grupy IAB oraz IVA. W bazie nie by³o danych o zawartoœci platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu oraz molibdenu w meteorytach grupy IIAB, dla meteorytów grupy IIC brakuje informacji na temat zawartoœci renu, natomiast w meteorytach grupy IIF brakuje danych o zawartoœci antymonu i molibdenu (tab. 2). Ze wzglêdu na dostêpn¹ liczbê danych do ich opracowania pos³u y³y metody statystyczne. Dane z bazy MetBase zosta³y wyeksportowane do programu Microsoft Excel, scalone w jeden plik, a nastêpnie poddane analizie statystycznej. Wszystkie dane dotycz¹ce zawartoœci metali przeliczono na mg/kg (ppm), a dane wyra-

Tabela 2. Liczba danych o zawartości analizowanych pierwiastków chemicznych w podziale na grupy meteorytów żelaznych (na podstawie Koblitz 2010). Fe Ni Ga Ge Ir Co Cr Cu As Sb W Re Pt Os Pd Rh Ru Mo Au Suma IAB 856 856 764 656 777 626 511 605 595 490 534 515 373 105 65 40 40 20 616 9044 IC 39 39 25 24 24 20 4 17 23 4 12 1 10 10 15 9 9 5 21 311 IIAB 7 7 6 4 6 5 2 3 5 3 4 1 0 0 0 0 0 0 6 59 IIC 19 19 13 13 13 5 3 5 5 2 1 0 5 5 7 3 3 2 5 128 IID 44 44 23 23 36 10 4 13 9 3 7 11 17 17 10 6 6 2 16 301 IIE 62 62 55 23 58 39 34 45 41 9 42 36 10 9 8 4 4 5 41 587 IIF 13 13 7 7 7 10 3 8 6 0 4 5 1 1 1 1 1 0 6 94 IIIAB 53 53 44 29 44 40 30 27 37 22 28 19 28 2 2 1 1 3 39 502 IIIE 52 52 34 22 41 23 10 16 17 3 13 8 9 8 9 7 7 1 28 360 IIIF 39 39 11 15 30 15 8 10 16 2 7 13 12 14 8 6 6 2 21 274 IVA 180 180 145 128 150 114 96 114 103 25 83 101 69 35 19 9 9 10 104 1674 IVB 46 46 21 22 39 22 17 10 21 1 16 28 9 19 12 9 9 2 25 374 SUMA 1410 1410 1148 966 1225 929 722 873 878 564 751 738 543 225 156 95 95 52 928 13708

Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 79 one w procentach zawarte w artykule odnosz¹ siê do procentów wagowych. Obliczono minimalne, maksymalne i œrednie zawartoœci ka dego metalu we wszystkich grupach meteorytów elaznych, wyznaczono równie wartoœci odchylenia standardowego i mediany (tab. 3). Tabela 3. Wybrane podstawowe parametry statystyczne opisujące zawartość metali w meteorytach żelaznych (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 600 0,17 0,031 0,004 30 2,8 1 0,21 0,0017 0,05 Maksimum 608000 107 821 36 8500 4505 6220 95 38,55 10,2 Œrednia arytmetyczna 92766 49,9 199 3,25 4846 83,1 233 13,2 0,59 1,04 Mediana 79400 60,3 234 2,20 4700 26,0 160 12,8 0,34 0,99 Odchylenie standardowe 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 0,0007 0,07 0,005 1,96 0,3 0,3 2,2 0,025 380644,4 Maksimum 6,7 86,4 52,3 19,7 5,9 5,9 24,5 5,24 997537,7 Œrednia arytmetyczna 0,38 7,3 5,9 5,0 1,94 1,94 7,0 1,47 903624 Mediana 0,25 6,0 2,16 4,0 1,56 1,56 6,6 1,54 917698 Odchylenie standardowe 0,58 6,9 10,6 3,1 1,26 1,26 3,7 0,59 46886 Zawartość wybranych metali w składzie meteorytów żelaznych W tabeli 3 zestawiono najwa niejsze parametry statystyczne opisuj¹ce wystêpowanie wybranych 19 metali w sk³adzie chemicznym meteorytów elaznych. Poza oczywistym stwierdzeniem, e meteoryty elazne charakteryzuj¹ siê najwiêksz¹ zawartoœci¹ elaza i niklu, stwierdzono, e w ich sk³adzie w najwiêkszych koncentracjach 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 mniejszych: Rh, Ru, Au, W, Sb i Re (tab. 3). Poszczególne grupy meteorytów elaznych s¹ w ró nym stopniu zasobne w poszczególne metale w stosunku do wszystkich meteorytów elaznych ³¹cznie. W tabeli 4 wyró niono grubsz¹ czcionk¹ œredni¹ arytmetyczn¹ zawartoœæ analizowanych metali w poszczególnych grupach meteorytów elaznych, która jest wiêksza od œredniej arytmetycznej dla wszystkich 1730 analizowanych meteorytów elaznych. Charakterystykê zawartoœci analizowanych metali w poszczególnych grupach meteorytów elaznych przedstawiono tak e na wykresach (rys. 1). Poni ej zestawiono charakterystykê poszczególnych grup meteorytów elaznych pod 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 œrednio 273 mg/kg oraz bardzo ma³¹ zawartoœæ irydu œrednio 2,1 mg/kg;

80 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Grupa IC œrednia zawartoœæ niklu w meteorytach tej grupy nie przekracza 6,5%; 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 meteoryty 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 œrednio 10,2%; jest to grupa meteorytów najbardziej zasobnych w gal, którego zawartoœæ 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 zawartoœci¹ miedzi, która wynosi œrednio 312,1 mg/kg; Grupa IIIAB jest to grupa meteorytów o œredniej zawartoœci niklu wynosz¹cej 8%; meteoryty nale ¹ce do tej grupy charakteryzuj¹ siê najmniejsz¹ œredni¹ 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 a zawartoœæ 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 najwiêksza spoœród wszystkich grup meteorytów elaznych i wynosi 17%; meteoryty nale 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 zestawienia analizowanych pierwiastków metalicznych pod wzglêdem ich nagromadzenia w 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;

Tabela 4. Charakterystyka zawartości wybranych 19 metali w meteorytach żelaznych poszczególnych grup oraz w meteorytach żelaznych łącznie (na podstawie Koblitz 2010). IAB IC IIAB IIC IID IIE IIF IIIAB IIIE Ni Ga Ge Ir Co 93739,8 65,7 272,6 2,1 4911,0 57,9 262,0 16,3 0,7 1,0 600 608000 1 107 1,47 821 0,012 12 30 7770 2,8 4505 38 6220 0,6 95 0,037 38,5 0,05 10,2 38186,0 149293,6 37,4 93,9 140,3 405,0 0,6 3,5 4292,6 5529,4 0,0 325,2 0,0 668,1 9,3 23,2 0,0 3,1 0,25 1,8 64946,1 51,5 218,3 2,2 4517,0 72,0 150,1 6,0 0,07 1,7 60400 69800 35 60 85 252 0,067 11,06 4090 4800 14 198 112 184 3,4 9,5 0,047 0,12 0,8 2,4 62200,7 67691,6 46,3 56,7 172,0 264,6 0,0 5,6 4374,7 4659,3 0,0 158,6 128,9 171,2 4,3 7,62 0,04 0,11 1,1 2,2 58814,3 55,8 163,5 2,1 4680,00 22,0 116,0 8,0 0,08 0,73 53400 61600 54,6 59,1 150 190 0,018 12,7 4230 4890 22 22 112 118 3,66 9,7 0,051 0,089 0,62 0,82 56018,8 61609,8 54,2 57,5 145,5 181,5 0,0 7,3 4419,62 4940,4 22 22 112,54 119,5 5,47 10,5 0,05 0,1 0,65 0,81 98457,9 37,2 96,5 7,9 5720,0 74,0 231,4 7,4 0,15 0,9 90000 115600 31 41 75 114 4,4 11 5200 7300 50 106 182 270 3,7 13,3 0,13 0,17 0,9 0,9 91936,0 104979,8 34,5 40,0 87,3 105,5 6,2 9,6 4832,9 6607,1 45,2 102,8 199,8 263,0 3,8 11,0 0,12 0,18 0,9 0,9 102129,5 75,1 85,93 11,5 6474,0 40,7 269,1 5,4 0,12 2,6 87100 114200 64,8 82,9 72,0 98,3 2,4 19,4 6150 6800 21 56 208 320 1,9 8,4 0,07 0,19 2,0 3,0 97139,6 107119,5 70,8 79,3 79,8 92,1 6,5 16,5 6264,3 6683,7 25,9 55,6 240,3 298,0 3,4 7,4 0,06 0,18 2,2 3,0 81495,2 24,3 68,2 4,9 4501,5 48,7 222,7 11,1 0,3 1,2 65900 95000 11,8 48,0 63,9 75,0 0,6 9,3 4100 5600 5 358 105 364 5,0 18,0 0,05 0,7 0,8 2,2 75517,2 87473,2 19,4 29,2 64,6 71,8 2,8 7,0 4249,3 4753,7 0,0 131,9 157,9 287,6 8,3 13,9 0,13 0,5 1,0 1,4 121300,0 9,3 119,4 10,3 6330,0 173,3 312,1 9,5-1,4 106000 143000 6,0 11,6 6 193 0,7 23,0 5200 7200 25 295 291 334 4,4 17,3-0,5 2,1 108002,4 134597,6 7, 6 11,0 61,1 177,8 1,3 19,4 5565,4 7094,6 36,4 310,3 297,2 327,1 4,0 15,0-0,8 2,1 80030,2 20,0 41,02 5,0 5026,2 149,3 163,8 5,5 0,08 0,9 62000 94800 15,6 27,5 33,0 48,9 0,06 16,9 4400 5870 9,7 2500 118 225 3,1 16,5 0,015 0,5 0,5 1,4 74598,8 85461,5 18,1 21,9 37,0 45,0 0,08 9,8 4755,6 5296,9 0,0 595,5 143,4 184,3 2,9 8,1 0,00 0,19 0,6 1,2 86096,1 17,7 34,2 0,9 4859,6 151,9 135,2 6,25 0,05 0,91 78800 99400 16,2 19,7 25,7 45,0 0,05 16,0 4640 5180 30 410 103 152 2,7 15,4 0,04 0,05 0,27 1,55 80766,9 91425,3 16,7 18,7 30,3 38,1 0,0 3,5 4716,3 5002,8 11,7 292,1 119,3 151,0 2,1 10,4 0,04 0,05 0,51 1,32 Cr Cu As Sb W

Tabela 4. cd. IIIF IVA IVB meteoryty elazne ogó³em IAB IC IIAB IIC Ni Ga Ge Ir Co 76666,7 6,3 0,8 4,1 3548,7 406,6 132,7 4,8 0,04 1,3 67900 85000 1,0 7,7 0,5 1,1 0,004 8,6 2900 4700 40 1565 55 195 0,8 23,6 0,02 0,06 0,4 1,9 70625,6 82707,8 4,5 8,2 0,6 1,0 1,2 6,9 3086,6 4010,7 0,0 890 81,7 183,7 0,0 11,1 0,01 0,07 0,7 1,8 83781,7 2,2 0,6 1,7 3950,5 164,9 143,9 7,1 0,04 0,5 66100 118000 0,8 8 0,09 40,0 0,1 3,8 2600 4500 8,3 947,0 41 400 1,7 14,6 0,002 0,46 0,2 2,1 75183,9 92379,4 1,61 2,71 0,0 4,2 0,8 2,7 3710,9 4190,2 6,0 323,8 109,1 178,7 2,7 11,5 0,0 0,14 0,3 0,8 170232,6 0,3 0,1 20,4 7523,6 143,5 6,4 0,6 0,01 3,1 157000 194000 0,2 1,0 0,03 1,0 3,9 36,0 6360 8500 15 275 1,0 10,0 0,2 1,1 0,01 0,01 2,9 4,7 161020,1 179445,1 0,1 0,4 0,0 0,3 13,2 27,7 7073,8 7973,5 60,6 226,4 3,1 9,7 0,3 1,0 0,01 0,01 2,7 3,6 92765,9 49,9 199,2 3,2 4846,2 83,1 232,5 13,2 0,6 1,0 600 608000 0,2 107,0 0,03 821 0,0 36,0 30 8500 2,8 4505 1 6220 0,2 95,0 0,0 38,5 0,05 10,2 46314,7 139217,0 15,7 84,1 42,1 356,2 0,0 7,7 4038,4 5654,0 0,0 343,6 0,0 575,4 5,5 20,9 0,0 2,9 0,3 1,8 Cr Cu As Sb W Re Pt Os Pd Rh 0,2 5,8 2,1 5,8 1,2 1,2 6,1 1,7 902122,0 0,001 6,7 0,07 56,0 0,01 16,8 2,3 19,7 0,3 2,7 0,3 2,7 2,2 9,8 0,2 5,2 380644,4 997537,7 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 846130,3 958113,8 0,9 12,1 1,6 2,6 2,5 2,5 7,0 0,8 932442,6 0,92 0,92 4,9 22,8 0,1 8,2 2,0 3,9 1,6 3,5 1,6 3,5 6,4 7,5 0,6 1,0 922200,0 938790,4 0,92 0,92 5,8 18,4 0,0 4,4 2,1 3,1 1,9 3,2 1,9 3,2 6,5 7,5 0,6 1,0 928653,35 936231,8 0,1 - - - - - - 1,0 937236,7 0,1 0,1 - - - - - - 0,5 1,1 930900,0 942293,9 0,1 0,1 - - - - - - 0,7 1,2 932967,7 941505,6-15,2 7,5 4,1 3,4 3,4 8,4 0,9 899639,7-13,0 17,0 0,5 12,1 3,5 4,7 1,6 5,7 1,6 5,7 8,3 8,5 0,63 1,2 874800,0 909863,2-13,8 16,7 2,8 12,2 3,7 4,5 1,3 5,5 1,3 5,5 8,3 8,5 0,7 1,1 891313,3 907966,0 Ru Mo Au Fe

IID IIE IIF IIIAB IIIE IIIF IVA IVB meteoryty elazne ogó³em 1,0 17,5 11,2 3,8 2,2 2,2 8,0 0,8 895997,0 0,4 2,0 10,9 23,6 2,9 24,5 2,6 5,9 1,5 3,1 1,5 3,1 7,4 8,6 0,5 1,3 877100,0 904986,0 0,4 1,6 13,2 21,8 3,8 18,7 2,9 4,8 1,6 2,9 1,6 2,9 7,1 8,8 0,5 1,1 890002,3 901991,8 0,5 8,1 5,4 3,3 2,0 2,0 5,6 1,2 915521,3 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 900134,3 929116,2 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 909264,8 921777,8 1,2 5,7 1,9 6,6 2,0 2,0-1,2 873166,6 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 1,9 849778,3 891425,0 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 1,8 859523,1 886810,1 0,5 10,0 17,4 2,4 1,6 1,6 5,3 0,8 915706,5 0,03 1,6 5,1 16,3 12,5 22,4 2,1 2,8 1,6 1,6 1,6 1,6 4,3 6,4 0,4 1,5 899249,6 938000,0 0,01 1,0 6,8 13,2 10,4 24,4 1,9 2,9 1,6 1,6 1,6 1,6 4,3 6,4 0,5 1,0 909767,6 921645,5 0,1 7,6 0,3 4,1 1,7 1,7 7,5 0,9 911541,7 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 897065,3 921188,9 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 905124,3 917959,1 0,4 8,5 4,4 3,6 1,9 1,9 7,0 0,8 921694,6 0,001 0,8 0,9 16,0 0,005 11,4 2,5 6,2 0,9 4,0 0,88 4,0 4,1 9,9 0,2 3,4 910232,1 932087,3 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 915164,8 928224,4 0,3 5,5 2,1 4,4 1,1 1,1 6,1 1,5 913585,9 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 877565,0 933900,0 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 904213,9 922957,8 2,5 42,3 34,5 8,3 4,8 4,8 23,4 0,10 826354,0 1,2 3,7 15,6 86,4 0,07 52,3 4,8 14,9 3,6 5,9 3,6 5,9 22,3 24,5 0,025 0,17 797978,9 841952,2 1,6 3,4 17,9 66,6 19,6 49,4 5,1 11,6 4,1 5,5 4,1 5,5 21,9 24,9 0,06 0,15 815450,5 837257,6 0,4 7,3 5,9 5,0 1,9 1,9 7,0 1,5 903623,6 0,0 6,7 0,07 86,4 0,01 52,3 2,0 19,7 0,3 5,9 0,3 5,9 2,2 24,5 0,03 5,2 380644,4 997537,7 0,0 1,0 0,45 14,2 0,0 16,5 1,9 8,0 0,7 3,2 0,7 3,2 3,3 10,7 0,9 2,1 856738,0 950509,3 Objaśnienia: w każdej komórce podano od góry: wartość średniej arytmetycznej, wartość rozstępu (min. max.), przedział obejmujący wartości różniące się od średniej arytmetycznej o nie więcej niż jedno odchylenie standardowe przy założeniu rozkładu normalnego jest to przedział zawierający 68% populacji danych. Pogrubioną czcionką oznaczono te wartości charakteryzujące poszczególne grupy, które są większe od wartości dla populacji wszystkich analizowanych meteorytów żelaznych.

84 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Chrom najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale 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 meteorytach nale ¹cych do grupy IAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 0,7 mg/kg; Wolfram najwiêksza koncentracja tego metalu wystêpuje w meteorytach nale 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 meteorytach nale 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 meteorytach nale 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 meteorytach nale ¹cych do grupy IIAB, w których zawartoœæ œrednia wynosi 937237 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 œrednio najwiêcej: irydu, kobaltu, wolframu, renu, platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu, molibdenu i niklu. Natomiast w grupie IAB wystêpuj¹ najwiêksze zawartoœci germanu, arsenu, antymonu i z³ota. Najwiêcej elaza zawieraj¹ natomiast meteoryty nale ¹ce do grupy IIAB. Dyskusja uzyskanych wyników Interpretacja uzyskanych wyników obliczeñ statystycznych w odniesieniu do zasobnoœci cia³ macierzystych meteorytów elaznych w surowce metaliczne mo liwa jest poprzez porównanie koncentracji analizowanych metali w meteorytach elaznych z ich koncentracj¹ w skorupie ziemskiej. Zestawienie takie przedstawiono w tabeli 5.

Tabela 5. Porównanie koncentracji 19 wybranych metali w 1730 analizowanych meteorytach żelaznych oraz w ich poszczególnych grupach (według Koblitz 2010) z koncentracją tych metali w skorupie ziemskiej (według Craig i in., 2003). Skorupa ziemska Meteoryty elazne IAB IC IIAB IIC IID IIE IIF IIIAB IIIE IIIF IVA IVB [-] Fe 56000 16 16,1 16,6 16,7 16,1 16,0 16,3 15,6 16,3 16,3 16,5 16,3 14,8 Ni 75 1237 1249,9 865,9 784,2 1312,8 1361,7 1086,6 1617,3 1067,1 1147,9 1022,2 1117,1 2269,8 Co 25 194 196,4 180,7 187,2 228,8 259,0 180,1 253,2 201,0 194,4 141,9 158,0 300,9 Cu 55 4 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 1,5 133 181,7 145,6 109,0 64,3 57,3 45,5 79,6 27,3 22,8 0,5 0,4 0,06 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 15 3 4,4 3,4 3,7 2,5 5,0 1,6 0,6 1,3 1,2 0,4 0,1 0,02 As 1,8 7 9,0 3,3 4,4 4,1 3,0 6,2 5,3 3,1 3,5 2,7 3,9 0,4 Pt 0,005 1462 1167,5 2417,4-3044,0 3504,2 1625,0 1144,0 2002,1 1530,7 1695,8 1104,7 8458,4 Mo 1,5 5 4,1 4,7-5,6 5,3 3,7-3,6 5,0 4,7 4,1 15,6 Os 0,0001 59546 20553,5 16060,0-75240,0 112291,2 54508,9 19100,0 174500,0 3250,0 44417,9 20751,1 345318,9 Pd 0,01 496 584,5 261,9-406,6 384,8 327,7 665,0 243,5 408,7 360,5 440,3 834,0 Ir 0,000003 1083564 687259,1 727125,0 714833,3 2643589,7 3837592,6 1645666,7 3449047,6 1653356,1 313162,6 1357008,9 583028,9 6814401,7 Rh 0,0001 19429 12537,5 25233,3-34200,0 22450,0 20350,0 20500,0 15900,0 17085,7 19066,7 10866,7 47811,1 Ru 0,0000005 3885895 2507500,0 5046666,7-6840000,0 4490000,0 4070000,0 4100000,0 3180000,0 3417142,9 3813333,3 2173333,3 9562222,2 Au 0,004 368 421,9 201,8 239,0 226,0 210,5 302,2 292,5 189,5 231,7 203,8 370,1 25,7 W 1,5 0,7 0,7 1,1 0,5 0,6 1,7 0,8 1,0 0,6 0,6 0,8 0,4 2,1 Sb 0,2 3 3,3 0,4 0,4 0,7 0,6 1,6-0,4 0,2 0,2 0,2 0,04 Re 0,0004 948 633,2 2305,0 250,0-2545,7 1314,9 2985,0 1236,0 273,1 997,4 666,0 6235,6 Komórki tabeli zawierają wartości krotności wzbogacenia meteorytów żelaznych i ich poszczególnych grup w analizowane metale względem koncentracji tych metali w skorupie ziemskiej, którą dla każdego metalu podano w kolumnie drugiej i wyrażono w. Pogrubioną czcionką oznaczono wartości ponad dziesięciokrotnie przekraczające koncentracje w skorupie Ziemi. Kursywą oznaczono wartości wskazujące na koncentracje mniejsze, niż w skorupie Ziemi.

86 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Analizuj¹c dane zawarte w tabeli 5 oraz na rysunku 1 mo na stwierdziæ, e wiêkszoœæ analizowanych metali wystêpuje w wiêkszych koncentracjach w meteorytach elaznych, ni w skorupie ziemskiej. Jedynie dwa z nich wystêpuj¹ w koncentracjach mniejszych. S¹ to wolfram oraz chrom. Niemniej jednak nawet te dwa pierwiastki w niektórych grupach meteorytów elaznych wystêpuj¹ w wiêkszych koncentracjach ni w skorupie ziemskiej. Chrom skoncentrowany jest w grupach od 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 pierwiastków, zw³aszcza chromu, dziêki czemu w czasie procesów dyferencjacji koncentruj¹ siê one w krzemianach (McSween i Huss 2010). Najwiêksze ró nice w zawartoœciach metali pomiêdzy skorup¹ ziemsk¹ a meteorytami elaznymi stwierdzono dla irydu oraz rutenu. Zawartoœæ rutenu jest 3 885 895 razy wiêksza, natomiast zawartoœæ irydu 1 083 564 razy wiêksza w meteorytach elaznych ni w skorupie ziemskiej. Bior¹c pod uwagê bardzo ma³e koncentracje tych pierwiastków na Ziemi, nale y stwierdziæ, e koncentracje rutenu i irydu w meteorytach elaznych s¹ bardzo du e. Metale te na cia³ach macierzystych meteorytów elaznych (planetoidach typu M) mog¹ tworzyæ bardzo cenne z³o a o du ych zasobach. Du ych zasobów i z³o owych koncentracji mo na oczekiwaæ tak e w przypadku metali, których œrednia koncentracja jest od tysi¹ca, do kilkudziesiêciu tysiêcy razy wiêksza w meteorytach elaznych, ni w skorupie ziemskiej. S¹ to: Os, Rh, Pt oraz Ni (tab. 5). Na szczególn¹ uwagê zas³uguje wœród nich platyna, która jest niezwykle cennym i po ¹danym metalem szlachetnym. Du e znaczenie dla gospodarki mog¹ mieæ tak e na planetoidach typu M z³o a surowców metalicznych, takich jak: Re, Pd, Au, kilkusetkrotnie przekraczaj¹ce koncentracje w skorupie ziemskiej. Wreszcie nie bez znaczenia bêd¹ zapewne nagromadzenia pierwiastków ponad stukrotnie przekraczaj¹ce ich koncentracje w skorupie ziemskiej Co i Ge. Poniewa w pierwszym przybli eniu wszystkie pierwiastki, których koncentracja ponad dziesiêciokrotnie przekracza œredni¹ ich zawartoœæ w skorupie ziemskiej mo na uznaæ za wystêpuj¹ce w koncentracjach z³o owych na planetoidach typu M, zatem i elazo nale y uwa aæ za potencjalnie atrakcyjny surowiec metaliczny tych ma³ych cia³ Uk³adu S³onecznego (tab. 5). W zwi¹zku z otrzymanymi wynikami przedstawionymi w tabelach 4 i 5 oraz na rysunku 1 mo na stwierdziæ, e najbardziej interesuj¹ce z ekonomicznych wzglêdów s¹ planetoidy macierzyste meteorytów elaznych z grup IVB oraz IAB. Cia³a te 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 jednoczeœnie z³o a kilku kopalin metalicznych, ich eksploatacja bêdzie jeszcze bardziej ekonomicznie uzasadniona. Z genetycznego punktu widzenia powstanie z³o owych koncentracji surowców metalicznych w pasie planetoid wymaga³o znacznego zró nicowania materii wzglêdem jej sk³adu chemicznego i mineralnego w czasie tworzenia siê Uk³adu S³onecznego. Dlatego te te z planetoid typu M, które s¹ cia³ami macierzystymi dla meteorytów elaznych stanowi¹ zapewne jedne z najbardziej zdyferncjonowanych cia³

Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 87 kr¹ ¹cych wokó³ S³oñca pomiêdzy orbitami Marsa i Jowisza. Miar¹ tej dyferencjacji jest zró nicowanie koncentracji pierwiastków metalicznych w meteorytach elaznych wzglêdem ich koncentracji w sk³adzie fotosfery S³oñca, a tak e chondrytów wêglistych CI. Porównanie koncentracji wybranych 19 metali w meteorytach elaznych i ich poszczególnych grupach wzglêdem koncentracji w sk³adzie chondrytów wêglistych CI przedstawiono w tabeli 6 i na rysunku 1. Wspólne wystêpowanie w pasie planetoid obiektów macierzystych meteorytów elaznych obok obiektów macierzystych chondrytów wêglistych CI œwiadczy o wielu skomplikowanych procesach fizycznych (wywo³anych g³ównie si³ami grawitacji) i chemicznych zachodz¹cych w Uk³adzie S³onecznym od jego powstania oko³o 4,55 mld lat temu do chwili obecnej. Na podstawie analizy danych zawartych w tabeli 6 i na rysunku 1 mo na stwierdziæ, e rzeczywiœcie procesy dyferencjacji na cia³ach macierzystych dzisiejszych planetoid typu M, tych które mo na uznaæ za macierzyste cia³a meteorytów elaznych, zachodzi³y zupe³nie inaczej, ni na Ziemi i zapewne znacznie krócej. Przejawem tego jest brak tak znacznych ró nic w koncentracji analizowanych metali pomiêdzy 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 dyferencjacji w skorupie ziemskiej. Koncentracja analizowanych 19 metali w meteorytach elaznych jest wiêksza od ich koncentracji w chondrytach wêglistych CI od oko³o 2 do oko³o 12 razy. Œwiadczy to o znacznie krócej trwaj¹cym procesie dyferencjacji na cia³ach macierzystych meteorytów elaznych, ni na Ziemi i innym charakterze tych procesów. Wspólnym elementem procesów zachodz¹cych w skorupie ziemskiej i na cia³ach macierzystych meteorytów elaznych jest zubo enie w chrom meteorytów elaznych, zarówno wzglêdem chondrytów wêglistych, jak i skorupy Ziemi (tab. 5 i 6; rys. 1). Jest to zwi¹zane z litofilnoœci¹ tego pierwiastka (McSween i Huss 2010). Najbardziej wzbogacone wzglêdem sk³adu chondrytów wêglistych CI s¹ nastêpuj¹ce metale wchodz¹ce w sk³ad meteorytów elaznych: Rh, Os, W, Re i Au. Wszystkie one wykazuj¹ koncentracjê ponad dziesiêciokrotnie wiêksz¹ w meteorytach elaznych, ni w chondrytach wêglistych. W dalszej kolejnoœci wymieniæ mo na metale o ponad piêciokrotnie wiêkszej koncentracji w meteorytach elaznych wzglêdem chondrytów wêglistych CI. S¹ nimi: Co, Ni, Pd, As, Pt, Ir, Mo, Ge oraz Ga. W ponad dwukrotnie wiêkszych koncentracjach w meteorytach elaznych wzglêdem chondrytów wêglistych CI wystêpuj¹ tak e: Fe, Sb i Ru, natomiast Cu wystêpuje w koncentracji nieznacznie mniejszej od dwukrotnego wzbogacenia (tab. 6). Na szczególn¹ uwagê zas³uguje grupa IVB. Meteoryty nale ¹ce do niej wykazuj¹ najwiêksze 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 analizowane metale wzglêdem chondrytów wêglistych CI (tab. 6, rys. 1). Wskazuje to na najbardziej zaawansowany (trwaj¹cy zapewne najd³u ej) proces dyferencjacji cia³a macierzystego tej grupy meteorytów elaznych. Byæ mo e jest to zwi¹zane z naj-

Tabela 6. Porównanie koncentracji 19 wybranych metali w 1730 analizowanych meteorytach żelaznych oraz w ich poszczególnych grupach (według Koblitz 2010) z koncentracją tych metali w składzie chondrytów węglistych CI (według McSween i Huss 2010), reprezentującego średni skład materii formującego się Układu Słonecznego, który w najmniej zmienionych proporcjach zachował się również w składzie fotosfery Słońca (McSween i Huss 2010). Chondryty wêgliste CI Meteoryty elazne IAB IC IIAB IIC IID IIE IIF IIIAB IIIE IIIF IVA IVB [-] Fe 182800 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 10640 8,7 8,8 6,1 5,5 9,2 9,6 7,7 11,4 7,5 8,09 7,2 7,9 16,0 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 0,05 Ge 33 6,0 8,3 6,6 4,9 2,9 2,6 2,1 3,6 1,2 1,0 0,03 0,02 - Cr 2590 0,03 0,02 0,03 0,01 0,03 0,02 0,02 0,07 0,06 0,06 0,2 0,06 0,06 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 12,1-15,2 17,5 8,1 5,7 10,0 7,6 8,5 5,5 42,3 Mo 1,0 6,8 6,1 7,0-8,4 8,0 5,6-5,3 7,5 7,0 6,1 23,4 Os 0,5 12,2 4,1 3,2-15,0 22,5 10,9 3,8 34,9 0,6 8,9 4,1 69,1 Pd 0,6 8,4 9,7 4,4-6,8 6,4 5,5 11,1 4,1 6,8 6,0 7,3 13,9 Ir 0,5 6,9 4,1 4,4 4,3 15,9 23,0 9,9 20,7 9,9 1,9 8,1 3,5 40,9 Rh 0,14 13,8 9,0 18,0-24,4 16,0 14,5 14,6 11,4 12,2 13,6 7,8 34,1 Ru 0,7 2,8 1,8 3,6-4,9 3,2 2,9 2,9 2,3 2,4 2,7 1,5 6,8 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 W 0,09 11,7 11,3 18,6 8,1 10,0 29,2 13,5 15,9 10,1 10,2 14,1 6,0 34,7 Sb 0,15 3,9 4,4 0,5 0,5 1,0 0,8 2,1-0,5 0,3 0,25 0,24 0,05 Re 0,04 10,2 6,3 23,0 2,5-25,5 13,1 29,8 12,4 2,7 10,0 6,7 62,4 Komórki tabeli zawierają wartości krotności wzbogacenia meteorytów żelaznych i ich poszczególnych grup w analizowane metale względem koncentracji tych metali w Układzie Słonecznym, którą dla każdego metalu podano w kolumnie drugiej. Pogrubioną czcionką oznaczono wartości ponad pięciokrotnie przekraczające koncentracje w składzie chondrytów węglistych CI oraz w fotosferze Słońca. Kursywą oznaczono wartości wskazujące na koncentracje mniejsze, niż w składzie chondrytów węglistych CI oraz w fotosferze Słońca.

Tadeusz A. PRZYLIBSKI, Hubert DONHEFNER, Katarzyna ŁUSZCZEK 89 wiêkszymi rozmiarami tego cia³a w porównaniu do innych cia³ macierzystych meteorytów elaznych pozosta³ych grup. Warto zauwa yæ tak e, e z wykresów przedstawionych na rysunku 1 wynika równie w jakim stopniu skorupa ziemska wzbogacona, wzglêdnie zubo ona jest w metale w odniesieniu do sk³adu chondrytów wêglistych CI. Zagadnienie to jednak e nie jest przedmiotem niniejszego opracowania, w zwi¹zku z czym nie bêdzie dalej rozwa ane. Podsumowanie i wnioski Niektóre z planetoid typu M, jak na przyk³ad 016 Psyche, 022 Kalliope, 055 Pandora, 110 Lydia, 250 Bettina, 347 Pariana, 678 Fredegundis, 771 Libera, 872 Holda, s¹ najprawdopodobniej Ÿród³em meteorytów elaznych spadaj¹cych na Ziemiê. Populacja tych planetoid stanowi mniej ni 10% ma³ych cia³ kr¹ ¹cych wokó³ S³oñca w pasie planetoid. Analiza zawartoœci 19 wybranych metali w 1730 meteorytach elaznych pozwala na wyci¹gniêcie wniosków o wystêpowaniu i zasobnoœci surowców metalicznych na ich cia³ach macierzystych, którymi s¹ zapewne niektóre 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, e meteoryty elazne charakteryzuj¹ siê najwiêksz¹ zawartoœci¹ elaza i niklu. Stwierdzono tak e, e poza Fe i Ni w ich sk³adzie w najwiêkszych koncentracjach wystêpuj¹ 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 zasobne w poszczególne metale w stosunku do wszystkich meteorytów elaznych traktowanych ³¹cznie. Najbardziej zasobna w ró ne metale, poza elazem, jest grupa IVB. Meteoryty nale ¹ce do tej grupy zawieraj¹ œrednio najwiêcej: irydu, kobaltu, wolframu, renu, platyny, osmu, palladu, rodu, rutenu, molibdenu i niklu. Natomiast w 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 elaznych w koncentracjach wiêkszych, ni w skorupie ziemskiej. Jedynie wolfram i chrom wystêpuj¹ w koncentracjach mniejszych. Niemniej jednak nawet te dwa metale w niektórych grupach meteorytów elaznych wystêpuj¹ w wiêkszych koncentracjach ni w skorupie ziemskiej. Chrom skoncentrowany jest w grupach od 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. Wskazuje to na wybitnie litofilny charakter tych pierwiastków, zw³aszcza chromu, dziêki czemu w czasie procesów dyferencjacji koncentruj¹ siê one w krzemianach (McSween i Huss 2010).

90 Ciała macierzyste meteorytów żelaznych jako złoża metali Najbardziej interesuj¹ce z ekonomicznych wzglêdów s¹ planetoidy macierzyste meteorytów elaznych z grup IVB oraz IAB. Cia³a te 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 jednoczeœnie z³o a kilku kopalin metalicznych, ich eksploatacja bêdzie jeszcze bardziej ekonomicznie uzasadniona. Niemniej jednak wszystkie cia³a macierzyste meteorytów elaznych obiekty nale ¹ce do planetoid typu M mo na uznaæ za z³o a wszystkich 19 analizowanych metali z wyj¹tkiem chromu i wolframu, których koncentracje s¹ œrednio mniejsze ni w skorupie ziemskiej. Je eli jednak zostanie podjêta eksploatacja metali na wybranych planetoidach typu M, to wówczas jako kopalina towarzysz¹ca nawet chrom i wolfram mog¹ byæ odzyskiwane z polimetalicznej rudy, gdy op³acalnoœæ tego typu eksploatacji znacz¹co wzrasta mimo ich mniejszych koncentracji. Niestety w chwili obecnej niemo liwe jest precyzyjne wskazanie planetoid bêd¹cych cia³ami macierzystymi poszczególnych grup meteorytów elaznych. Dlatego te na razie mo na tylko ogólnie stwierdziæ, e z³ó o zasobnoœci w metale takiej, jak w meteorytach elaznych mo na spodziewaæ siê na niektórych planetoidach typu M. Zatem tylko kilka procent masy pasa planetoid stanowi¹ gotowe do eksploatacji bogate z³o a metali. Z tego wzglêdu te kilka procent nale y uznaæ za bardzo obiecuj¹ce i bogate zasoby, a wybrane planetoidy typu M mo na traktowaæ w 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 cia³ kr¹ ¹cych wokó³ S³oñca pomiêdzy orbitami Marsa i Jowisza. Miar¹ tej dyferencjacji jest zró nicowanie koncentracji pierwiastków metalicznych w meteorytach elaznych wzglêdem ich koncentracji w sk³adzie chondrytów wêglistych CI, a tak e w sk³adzie fotosfery S³oñca. Koncentracja analizowanych 19 metali w meteorytach elaznych jest wiêksza od ich koncentracji w chondrytach wêglistych CI od oko³o 2 do oko³o 12 razy. Œwiadczy to o znacznie krócej trwaj¹cym procesie dyferencjacji na cia³ach macierzystych meteorytów elaznych, ni na Ziemi i innym charakterze tych procesów. Wspólnym elementem procesów zachodz¹cych w skorupie ziemskiej i na cia³ach macierzystych meteorytów elaznych jest zubo enie w chrom meteorytów elaznych, zarówno wzglêdem chondrytów wêglistych, jak i skorupy Ziemi, co jest zwi¹zane z litofilnoœci¹ tego pierwiastka. Meteoryty elazne i ich cia³a macierzyste s¹ najbardziej wzbogacone wzglêdem sk³adu chondrytów wêglistych CI w Rh, Os, W, Re i Au. Metale te wystêpuj¹ w koncentracjach ponad dziesiêciokrotnie wiêkszych w meteorytach elaznych, ni w chondrytach wêglistych. W ponad piêciokrotnie wiêkszych koncentracjach w 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 zawartoœci analizowanych metali wzglêdem sk³adu chemicznego chondrytów wêglistych CI. Odstêpstwa te wyra aj¹ siê zarówno najwiêkszym wzbogaceniem, jak i najwiêkszym zubo eniem. Œwiadczy to o tym, e cia³o macierzyste tej grupy meteorytów