Zawartoœæ minera³ów FeNi w chondrytach H
jako wskaŸnik zasobnoœci pozaziemskich ska³ rudonoœnych w wybrane metale
Konrad Blutstein
1, Tadeusz A. Przylibski
1, Katarzyna £uszczek
1Concentration of FeNi minerals in H chondrites as an indicator of extraterrestrial ore-bearing rocks wealth in selected metals. Prz. Geol., 66: 776–784; doi: 10.7306/2018.14
A b s t r a c t. Extraterrestrial resources should be the basic sources of materials for the development of humankind civilization in space as well as they could replace the Earth’s resources when they would be exhausted. They can be obtained from the planets, their moons or asteroids, primarily NEOs but also from the asteroid belt. This article presents the results of petrographic research on the content of FeNi minerals whose may be a source of iron and nickel, in H type ordinary chondrites: Pu³tusk, Cher-gach, Tamdakht, Gao-Guenie and NWA 4555, which parent body is proba-bly the 6 Hebe. The results confirm that the volumetric abundance of FeNi minerals in H type chondrites is ca. 8%. Moreover, this study shows the reliability of the reflected-light optical microscopy for determination of ore mineral concentrations in extraterrestrial rocks with weathering grade W0. Taking into account the homogenous spatial distribution of metallic grains (proved by author’s microsco-pic observations) and knowing the amount of FeNi minerals in rocks with H chondrite composition, the amount of potential FeNi reso-urces on H parent bodies can be calculated. It was estimated that the iron resoreso-urces from Hebe’s FeNi minerals would cover 1.3 million years of terrestrial mining production whereas nickel resources would last for approx. 100 milion years. A small NEO asteroid like (143624) 2003 HM16(2 km in diameter) has resources comparable with 15 months of mining iron production and over 100 years of nic-kel production at present rate.
Keywords: meteorite, ordinary chondrite, H chondrite, FeNi alloy, extraterrestrial metal resources, H chondrite parent body, 6 Hebe asteroid
W literaturze science fiction powszechny jest obraz kopalni eksploatuj¹cych z³o¿a surowców na planetach, ksiê¿ycach i ma³ych cia³ach uk³adów planetarnych w Dro-dze Mlecznej oraz innych galaktykach. Pozaziemskie ko-lonie górnicze w odleg³ych konstelacjach, a nawet na pe-ryferiach znanego nam Wszechœwiata s¹ czêsto miejscem akcji filmów i ksi¹¿ek tego gatunku. Czy jednak pozaziem-skie górnictwo i zasoby surowców poza nasz¹ planet¹ s¹ nadal obecne we wspó³czesnej cywilizacji i kulturze cz³owieka tylko w sferze science fiction?
OdpowiedŸ na tak postawione pytanie nie jest ani pro-sta, ani nie mo¿e byæ jednoznaczna. Niew¹tpliwie ewolu-cja gatunku Homo sapiens jest zwi¹zana z pozyskiwaniem surowców i eksploatacj¹ ich z³ó¿. Surowce s¹ potrzebne cz³owiekowi nie tylko do tworzenia cywilizacji material-nej, ale s³u¿¹ jako tworzywo do wyra¿ania uczuæ i przeka-zywania duchowych aspektów naszej kultury poprzez sztukê. ród³a surowców, z jakich cz³owiek mo¿e korzy-staæ nie tylko na naszej planecie, s¹ eksploatowane przez dwie ga³êzie gospodarki, tj. górnictwo i rolnictwo (z w³¹-czeniem w to myœlistwa i rybo³ówstwa). Dostarczaj¹ one cz³owiekowi materia³ów niezbêdnych do zaspokojenia wszelkich potrzeb. Poza górnictwem i rolnictwem nie ma innych mo¿liwoœci pozyskania surowców, które by³yby dostêpne na Ziemi, czy gdziekolwiek we Wszechœwiecie.
Wszystkie gatunki poprzedzaj¹ce nas w historii naszej planety, podobnie jak i cz³owiek, opanowywa³y nowe
œro-dowiska, korzystaj¹c z tzw. preadaptacji, czyli wykorzy-stuj¹c pewne zdolnoœci i cechy, dziêki którym mog³y sprawniej i szybciej, ni¿ inne gatunki rozwijaæ siê w zupe³nie nowym œrodowisku. Takim nowym œrodowi-skiem dla organizmów ¿ywych na prze³omie ordowiku i syluru by³o œrodowisko l¹dowe. Planetarna ekspansja naszego gatunku, jak równie¿ w mniejszej skali póŸniejsze rozprzestrzenienie cywilizacji Europejczyków w ostatnim tysi¹cleciu, by³y oparte na stosowaniu znanych narzêdzi i rozwi¹zañ technicznych oraz technologicznych (preadap-tacji) do zaspokojenia wszelkich potrzeb w nowych œrodo-wiskach, na nowych kontynentach, z wykorzystaniem lokalnych surowców. Trudnoœci w transporcie surowców, zw³aszcza natury ekonomicznej, maj¹ ogromny wp³yw tak¿e na wspó³czesny rozwój cywilizacji na Ziemi. Wymuszaj¹ one stosowanie w gospodarce przede wszystkim surowców dostêpnych lokalnie, jako zwykle najtañszych.
Ciekawoœæ œwiata jest t¹ cech¹ naszego gatunku, która popycha nas ku gwiazdom. Obserwujemy Wszechœwiat od pocz¹tku naszego istnienia wszelkimi zmys³ami, stosuj¹c tak¿e wspomagaj¹ce lub zastêpuj¹ce zmys³y urz¹dzenia. Na pocz¹tku XXI stulecia wspó³czesnej cywilizacji zaczy-namy eksplorowaæ przestrzeñ otaczaj¹c¹ nasz¹ planetê – kosmos. Wysy³amy ró¿norodne urz¹dzenia pozwalaj¹ce poznawaæ nowe dla nas œrodowiska planet i ma³ych cia³ Uk³adu S³onecznego, a tak¿e Ziemiê z orbity. Nie ma jed-nak w¹tpliwoœci, ¿e ostatecznym celem jest umo¿liwienie
ARTYKU£Y NAUKOWE
K. Blutstein T.A. Przylibski K. £uszczek
1
Wydzia³ Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii, Politechnika Wroc³awska, Wybrze¿e S. Wyspiañskiego 27; 50-370 Wroc³aw; Konrad.Blutstein@pwr.edu.pl; Tadeusz.Przylibski@pwr.edu.pl; Katarzyna.Luszczek@pwr.edu.pl
nam osobistego poznawania tych pozaziemskich œrodo-wisk. Nasz gatunek stoi na progu cywilizacji globalnej, czyli planetarnej, a wiêc ograniczonej do jednej planety. Kiedy cz³owiek zdecyduje siê na ekspansjê cywilizacji poza nasz¹ planetê bêdzie musia³ zaspokajaæ potrzeby surowcowe, aby przetrwaæ. Spo³ecznoœci stale lub d³ugo przebywaj¹ce poza Ziemi¹ zostan¹ zmuszone do wykorzy-stania lokalnych (pozaziemskich) surowców.
Celem autorów niniejszego artyku³u jest prezentacja wyników prac dotycz¹cych zawartoœci minera³ów z³o¿o-wych Fe i Ni w ska³ach buduj¹cych cia³a macierzyste chondrytów zwyczajnych grupy H.
PRZEGL¥D DOTYCHCZASOWYCH BADAÑ Z£Ó¯ SUROWCÓW POZAZIEMSKICH
Nie ma obecnie ¿adnych pozaziemskich œrodowisk (poza orbit¹ oko³oziemsk¹) zamieszkiwanych przez d³u¿szy czas lub na sta³e przez spo³ecznoœci ludzkie. W zwi¹zku z tym nie ma koniecznoœci rozwoju pozaziemskiego górnictwa. Powstanie ono zapewne natychmiast po osiedleniu siê ludzi poza Ziemi¹. Obecnie wydaje siê, ¿e osiedla ludzkie najwczeœniej powstan¹ na Ksiê¿ycu lub na Marsie (Zubrin, Wagner, 1997). Mo¿e okazaæ siê tak¿e, ¿e z powodu gro-¿¹cego nam globalnego kryzysu surowcowego niezbêdne bêdzie siêgniêcie po surowce pozaziemskie. Niew¹tpliwie jednak górnictwo pozaziemskie pojawi siê wówczas, gdy bêdzie konieczne zaopatrywanie w surowce kolonii ludz-kich na innych ni¿ Ziemia cia³ach Uk³adu S³onecznego. Pocz¹tkowo zapewne stanie siê to w jego wewnêtrznej czêœci, tj. wewn¹trz orbity Jowisza. Bez wzglêdu jednak na kon-kretny scenariusz rozwoju naszej cywilizacji (w³¹czaj¹c w to prawdopodobny kryzys surowcowy) niezbêdne bêdzie rozwiniêcie pozaziemskiego górnictwa w oparciu o wiedzê z zakresu geologii z³ó¿ surowców pozaziemskich. Najwa¿-niejszymi surowcami stan¹ siê z pewnoœci¹ surowce ener-getyczne, a tak¿e metaliczne i woda (Przylibski, 2015).
Koniecznoœæ rozpoznania zasobów ró¿norodnych sur-owców pozaziemskich i rozwoju odpowiednich technik i technologii ich eksploatacji ze z³ó¿ poza nasz¹ planet¹ pojawi³a siê w œwiadomoœci ludzi nauki pod koniec XX w. Pocz¹tkowo ukaza³y siê publikacje pisane na podstawie ogólnej znajomoœci zagadnieñ kosmochemicznych i mine-ralogicznych, opartych przede wszystkim na wynikach badañ meteorytów (McKay i in., 1992; Lewis i in., 1993; Kargel, 1994; Gertsch i in., 1997; Lewis, 1997). Nie licz¹c Ksiê¿yca, dopiero na prze³omie XX i XXI w. zaczêliœmy dysponowaæ coraz wiêkszym zasobem danych pochodz¹cych z analiz cia³ pozaziemskich Uk³adu S³onecznego, wykona-nych przez automatyczne sondy i ³aziki na powierzchni lub orbitach tych cia³ (Sullivan i in., 2002; Clark i in., 2002). Japoñska misja Hayabusa dostarczy³a nawet bardzo nie-wielkich iloœci materia³u skalnego z asteroidy 25143 Itoka-wa (Tsuchiyama i in., 2011, 2014; Tsuchiyama, 2014). Po³¹czenie wiedzy bêd¹cej wynikiem badañ meteorytów z dostêpem do danych analitycznych powierzchni poza-ziemskich cia³ Uk³adu S³onecznego oraz informacji z ob-serwacji astronomicznych pozwoli³o zapocz¹tkowaæ ba-dania z nowej dziedziny wiedzy, tj. planetarnej geologii z³o¿owej (Blair, 2000; Lang, 2011; Przylibski, £uszczek, 2012; Michel, 2014; Przylibski, 2015; £uszczek, 2018). Zaczêto prowadziæ tak¿e badania z zakresu nauk technicz-nych, dotycz¹ce zagadnieñ technicznych i technologicz-nych zwi¹zatechnologicz-nych z eksploatacj¹ w warunkach ma³ej gra-witacji, pró¿ni, ekspozycji na promieniowanie kosmiczne,
charakteryzuj¹cych œrodowisko pracy maszyn i robotów przeznaczonych dla pozaziemskiego górnictwa i przeróbki kopalin z uwzglêdnieniem aspektów ekonomicznych (McKay i in., 1992; Zubrin, Wagner, 1997; Sonter, 1998, 2006; Prado, 2009; Hsu, 2009; Moskowitz, 2010; Badescu, 2013).
Równie¿ w Zak³adzie Geologii i Wód Mineralnych Wydzia³u Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii Politechni-ki Wroc³awsPolitechni-kiej ju¿ na pocz¹tku XXI w. rozpoczêto bada-nia pozaziemskich surowców mineralnych. Szczególnym zainteresowaniem autorów zosta³y objête planetoidy, w tym Planetoidy Bliskie Ziemi (NEA lub NEO, z ang. Near
Earth Asteroid lub Near Earth Object), które s¹ Ÿród³em
wielu znanych i dostêpnych do badañ meteorytów. Wybra-ne zagadnienia z³o¿owe dotycz¹ przede wszystkim surow-ców metalicznych wystêpuj¹cych na cia³ach macierzys-tych chondrytów zwyczajnych (£uszczek, 2011, 2012, 2017, 2018; £uszczek, Przylibski, 2011, 2013, 2014, 2015; Przylibski, £uszczek, 2012; Przylibski i in., 2012).
Jednym z podstawowych zagadnieñ z³o¿owych w badaniach planetoid jest rozpoznanie zasobnoœci ska³ buduj¹cych te cia³a Uk³adu S³onecznego w minera³y rudne metali. Autorzy wybrali do badañ grupê chondrytów zwy-czajnych H, która reprezentuje cia³a zbudowane ze ska³ najbardziej bogatych w minera³y ¿elaza i niklu spoœród wszystkich chondrytów zwyczajnych. Chondryty H s¹ tak¿e jednymi z najczêœciej znajdowanych meteorytów na po-wierzchni Ziemi, stanowi¹c 38,9% wszystkich sklasyfiko-wanych obecnie meteorytów. Wed³ug danych na dzieñ 2 paŸdziernika 2018 r. stanowi¹ one 45,2% wszystkich sklasyfikowanych chondrytów zwyczajnych, których jest 94,2% wœród wszystkich chondrytów. Te ostatnie nato-miast stanowi¹ 95,2% wszystkich meteorytów kamiennych, stanowi¹cych 95,9% wszystkich znalezionych na powierzch-ni Ziemi i sklasyfikowanych meteorytów (The Meteoritical Bulletin Database, 2018). Chondryty zwyczajne grupy H reprezentuj¹ ska³y buduj¹ce ok. 10% Planetoid Bliskich Ziemi (NEOs). Wartoœæ tê obliczono na podstawie danych Dunn i in. (2013), wg których 2/3 z NEOs ma sk³ad odpo-wiadaj¹cy chondrytom zwyczajnym, z tego 15% chondry-tom H. Minera³ami rudnymi ¿elaza i niklu, o wzorze FeNi, obecnymi w sk³adzie chondrytów zwyczajnych grupy H s¹: kamacyt zawieraj¹cy 92,5–96,0% wag. Fe i 4,0–7,5% wag. Ni (Manecki, 2004), taenit zawieraj¹cy 55–75% wag. Fe i 25–45% wag. Ni oraz tetrataenit zawieraj¹cy 44–52% wag. Fe i 48–56% wag. Ni (Clarke, Scott, 1980). Minera³y te zawieraj¹ tak¿e znacz¹ce domieszki kobaltu i miedzi. Kamacyt chondrytów H zawiera 0,34–0,78% wag. Co i <0,06% wag. Cu, natomiast taenit chondrytów H zawiera od 0,11 do 0,55% wag. Co i 0,13–0,40% wag. Cu, podczas gdy w sk³adzie tetrataenitu mo¿e byæ obecne od 0,11 do 0,18% wag. Co i 0,33–0,38% wag. Cu (£uszczek, 2017). Clarke i Scott (1980) podaj¹ zbli¿one zakresy wystêpowania Co i Cu w tetrataenicie (<0,2–2,0% wag. Co i 0,11–0,36% wag. Cu). Kamacyt zrównowa¿onych chondrytów H za-wiera œrednio 0,47% wag. Co (0,44–0,51% wag.) (Rubin, 1990).
Za cia³a macierzyste chondrytów zwyczajnych uwa¿a siê planetoidy typu S (IV) (Beatty i in., 1999; Bus, Binzel, 2002; Lang, 2011). Cia³em macierzystym chondrytów H jest najprawdopodobniej planetoida 6 Hebe (Gaffey, Gil-bert, 1998). Mimo ¿e nie znamy wiêkszej liczby cia³ macierzystych chondrytów H, to mog¹ nimi byæ z du¿ym prawdopodobieñstwem tak¿e niektóre NEO, m.in.: (16960) 1998 QS52, (99901) 1989 VA, (138524) 2000 OJ8,
(143624) 2003 HM16, (159857) 2004 LJ (Dunn i in., 2013) oraz inne planetoidy w g³ównym pasie planetoid, jak np.: (214869) 2007 PA8 (Nedelcu i in., 2014), 148 Galia, 101 Helena, 67 Asia, 57 Mnemosyne, 32 Pomona, 23 Thalia, 14 Irene, 5 Astraea) (Vernazza i in., 2014). Na podstawie badañ chondrytów H mo¿na wnioskowaæ o formie wystê-powania i zasobnoœci z³ó¿ metali na cia³ach macierzystych tych meteorytów.
MATERIA£ I METODY BADAÑ
Do badañ wytypowano próbki piêciu chondrytów zwy-czajnych grupy H (tab. 1). Przy wyborze starano siê uwzglêdniæ te chondryty, których stopieñ wietrzenia jest mo¿liwie najmniejszy. Im mniejszy jest stopieñ wietrzenia chondrytu, tym mniejszy jest wp³yw ziemskich czynników atmosferycznych na minera³y buduj¹ce meteoryt. Dziêki temu mniej zwietrza³y materia³ jest bardziej charaktery-styczny, reprezentatywny dla ska³ macierzystych chondry-tu buduj¹cych jego macierzyst¹ planetoidê.
W tabeli 2 zestawiono stopnie zwietrzenia próbek me-teorytów przeznaczonych do badañ. Najbardziej po¿¹dany stopieñ zwietrzenia próbek (W0) najdok³adniej odzwier-ciedla sk³ad mineralny cia³ macierzystych badanych mete-orytów. Tak dobry stan zachowania charakteryzuje meteoryty, które na Ziemi znalaz³y siê stosunkowo nie-dawno i zosta³y zabezpieczone tu¿ po spadku lub te¿ nie przebywa³y d³ugi czas w œrodowisku sprzyjaj¹cym od-dzia³ywaniu czynników atmosferycznych na meteoryt.
Wraz z czasem sk³adniki mineralne meteorytów, w tym i chondrytów H, ulegaj¹ wietrzeniu. W wyniku tego proce-su zmniejsza siê ich wartoœæ naukowa, gdy¿ coraz bardziej ró¿ni¹ siê od swoich pozaziemskich ska³ macierzystych. Szczególnie szybko procesom wietrzenia na Ziemi ulegaj¹ minera³y FeNi, w których metale ulegaj¹ utlenieniu, tworz¹c w klimacie umiarkowanym przede wszystkim wodorotlenki ¿elaza wzbogacone w nikiel (g³ównie goet-hyt, lepidokrokit, akaganeit oraz inne fazy mineralne o zró¿nicowanym stopniu uwodnienia), a rzadziej tak¿e syderyt (Gurdziel, Karwowski, 2009).
Charakterystyka chondrytów wybranych do badañ
Badaniom zosta³y poddane dwie próbki meteorytu Pu³tusk oraz po jednej próbce meteorytów: Chergach, Tamdakht, Gao-Guenie oraz NWA 4555. Próbki by³y przy-gotowane w postaci p³ytek cienkich przystosowanych do badañ na mikroskopie petrologicznym zarówno w œwietle przechodz¹cym spolaryzowanym, jak i odbitym.
Spadek meteorytu Pu³tusk zosta³ zaobserwowany 30.01.1868 r. Meteoryt ten zaliczany jest do grupy chon-drytów zwyczajnych H5. Jego indeks szokowy to S2, zaœ stopieñ zwietrzenia okreœlono na W2. Fragmenty meteory-tu Pu³meteory-tusk mo¿na odnaleŸæ na obszarze 16 km2elipsy roz-rzutu, pomiêdzy miejscowoœciami Pu³tusk i Ró¿an. Oficjal-nie podawana masa tego meteorytu wynosi 250 kg, jednak szacuje siê, ¿e ca³kowita masa mo¿e siêgaæ nawet 2080 kg. Poszczególne okazy meteorytu Pu³tusk s¹ zró¿nicowane, Tab. 1. Wyniki pomiarów powierzchni próbek badanych chondrytów H oraz sumarycznej powierzchni wystêpuj¹cych w nich ziaren minera³ów FeNi
Table 1. Results of H chondrite specimens surface area measurements and their total surface area of FeNi grains
Lp.
No.
Nazwa próbki
Samples name
Powierzchnia minera³ów FeNi
Total surface area of FeNi grains
[mm2]
Powierzchnia próbki
Surface area of specimen
[mm2]
Objêtoœciowa zawartoœæ procentowa ziaren FeNi Volumetric abundance of FeNi grains [%] 1 Pu³tusk (1) 15 368 422 417 535 996 3,72 2 Pu³tusk (2) 14 126 443 361 799 841 3,90 3 Chergach 14 387 055 204 634 849 7,03 4 Tamdakht 19 546 435 241 649 100 8,09 5 Gao-Guenie 9 428 020 334 676 889 2,82 6 NWA 4555 6 319 170 226 892 774 2,79
Tab. 2. Zestawienie wyznaczonej zawartoœci objêtoœciowej minera³ów FeNi z typem petrograficznym i stopniem wietrzenia badanych chondrytów H. Wyznaczon¹ zawartoœæ objêtoœciow¹ odniesiono do danych literaturowych (Grady i in., 2014) dla stopnia wietrzenia W0 chondrytów zwyczajnych grupy H
Table 2. List of determined volumetric abundance of FeNi minerals with petrographic type and weathering grade of examined H chondri-tes. Determined volumetric abundance is compared with literature data (Grady et al., 2014) for H chondrites with W0 weathering grade
Lp. No. Nazwa próbki Samples name Typ meteorytu Meteorite’s type Stopieñ zwietrzenia Weathering grade Wyznaczona objêtoœciowa zawartoœæ procentowa FeNi
Determined volumetric abundance of FeNi [%] Objêtoœciowa zawartoœæ procentowa FeNi wg Grady i in. (2014)
Volumetric abundance of FeNi acc. to Grady et al. (2014)
[%] 1 Pu³tusk (1) H5 W2 3,72 8 2 Pu³tusk (2) H5 W2 3,90 3 Chergach H5 W0 7,03 4 Tamdakht H5 W0 8,09 5 Gao-Guenie H5 W2* 2,82 6 NWA 4555 H4 W3 2,79 * wg Jakubowska i in., 2017
gdy¿ chondryt ten jest brekcj¹ z³o¿on¹ z fragmentów repre-zentuj¹cych materia³ H4/5 oraz H5 + H6, z niewielkim udzia³em materia³u chondrytu wêglistego CM (Manecki, 1972; Pilski, 1992; Siemi¹tkowski, 2004; Kosiñski, 2007–2008; Kamiñska, Kosiñski, 2009; Krzesiñska, 2013, 2016, 2017, 2018; Krzesiñska, Fritz, 2014; Krzesiñska i in., 2015; Przylibski, £uszczek, 2018).
Spadek meteorytu Chergach zosta³ zaobserwowany 2 lub 3 lipca 2007 r. Meteoryt spad³ na pustyni w pó³nocnej czêœci Mali. Elipsa rozrzutu rozci¹ga siê na d³ugoœci 20 km na pó³nocny wschód od miejscowoœci Taoudenni. £¹czna masa jego znalezionych fragmentów wynosi ok. 100 kg. Podobnie jak Pu³tusk, jest zaliczany do grupy chondrytów zwyczajnych H5, o indeksie szokowym S3 oraz stopniu zwietrzenia W0 (Weisberg i in., 2008; The Meteoritical Bulletin Database, 2018).
Meteoryt Tamdakht, podobnie jak Chergach, jest na Ziemi od niedawna. Jego spadek zaobserwowano 20 grud-nia 2008 r. w Maroku. Fragmenty meteorytu odnaleziono na pó³noc od miasta Warzazat na obszarze o d³ugoœci ok. 25 km oraz 2 km szerokoœci. Tak jak poprzednie meteoryty zaliczany jest do chondrytów zwyczajnych H5, o indeksie szokowym S3 oraz stopniu zwietrzenia W0. £¹czna masa znalezionych fragmentów wynosi ok. 100 kg (Weisberg i in., 2009; Ibhi, 2013, 2014; The Meteoritical Bulletin Database, 2018).
Meteoryt nazywany obecnie Gao-Guenie spad³ na Zie-miê 5 marca 1960 r. na terytorium Republiki Górnej Wolty (obecnie Burkina Faso). Pocz¹tkowo wyró¿niano dwa od-dzielne meteoryty: Gao oraz Guenie, który rzekomo spad³ miesi¹c póŸniej, jednak ich odró¿nienienie jest niemo¿liwe i obecnie przypuszcza siê, ¿e nast¹pi³ tylko jeden spadek. Jest to chondryt zwyczajny H5, którego stopieñ zwietrze-nia oraz indeks szokowy nie s¹ oficjalnie ustalone. Jego ca³kowita masa nie jest znana (Grossman, 1999; The Me-teoritical Bulletin Database, 2018).
Ostatni z badanych meteorytów – Northwest Africa 4555 (NWA 4555) nie by³ obserwowany podczas spadku. Odnaleziono go w 2006 r. na pustyni w pobli¿u miejscowo-œci Erfoud w Maroku. Jest to chondryt zwyczajny H4. Jego indeks szokowy wynosi S2, zaœ stopieñ zwietrzenia okreœ-lono na W3. Masa tego chondrytu wynosi 1313 g (Connol-ly i in., 2007; The Meteoritical Bulletin Database, 2018).
Metody badañ
Badania zosta³y przeprowadzone w Laboratorium Geologii i Planetologii Zak³adu Geologii i Wód Mineral-nych na Wydziale Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii Politechniki Wroc³awskiej przy u¿yciu mikroskopu pola-ryzacyjnego Nikon ECLIPSE LV100POL, pod³¹czonej do mikroskopu kamery Nikon DS-Ri1 oraz programu do ana-lizy obrazu NIS-Elements BR 4.00.00. Anaana-lizy mikrosko-powe wykonano na wyciêtych z meteorytu polerowanych p³ytkach cienkich. Tak przygotowane próbki badano pod mikroskopem polaryzacyjnym w œwietle odbitym, w którym mo¿na ³atwo zidentyfikowaæ minera³y FeNi (jasne, bia³e ziarna). Autorzy nie rozró¿niali poszczególnych minera-³ów FeNi. Dziêki pod³¹czonej do mikroskopu kamerze oraz przy u¿yciu programu NIS-Elements wykonywano zdjêcia przy 25-krotnym powiêkszeniu, które w czasie rze-czywistym by³y sk³adane w jeden obraz próbki o wysokiej rozdzielczoœci. Na rysunku 1 przedstawiono uzyskany w ten sposób obraz próbki chondrytu Gao-Guenie. Do wyznaczenia zawartoœci objêtoœciowej minera³ów FeNi
konieczne by³o obliczenie wielkoœci powierzchni badanej próbki oraz sumarycznej powierzchni minera³ów FeNi w próbce, co równie¿ umo¿liwia program NIS-Elements. Dziêki wykonaniu zdjêcia próbki o wysokiej rozdzielczo-œci, by³o mo¿liwe odpowiednie powiêkszenie obrazu w programie bez utraty jego jakoœci. Poniewa¿ obraz próbki by³ analizowany jako ca³oœæ, nale¿a³o zachowaæ konse-kwencjê w sposobie pomiaru, tak aby ten by³ jak naj-dok³adniejszy. Obliczenie powierzchni pojedynczego mi-nera³u rozpoczynano od jego identyfikacji na podstawie barwy i zdolnoœci refleksyjnej (jasnoœci œwiat³a odbitego od jego powierzchni). W badanych próbkach wystêpowa³y dwa rodzaje jasnych minera³ów o du¿ej zdolnoœci reflek-syjnej: minera³y FeNi oraz troilit (FeS). Du¿e ziarna by³y ³atwe do rozró¿nienia (minera³y FeNi s¹ wyraŸnie jaœniej-sze oraz maj¹ barwê bia³¹, zaœ troilit jest ¿ó³ty lub ¿ó³tawy). Mniejsze ziarna by³y trudniejsze do identyfikacji. Po zidentyfikowaniu zaznaczano je kursorem, a program wyznacza³ kontury minera³u. Po zatwierdzeniu zgodnoœci Ryc. 1. Obraz analizowanej p³ytki chondrytu H5 Gao-Guenie w œwietle odbitym. Przedstawiona powierzchnia analizowanej p³ytki wynosi 335 mm2. Widoczne s¹ minera³y o du¿ej zdolnoœci reflek-syjnej – bia³e, jasne ziarna FeNi oraz ¿ó³te ziarna FeS. ¯ – ¿ywica Fig. 1. Photography of analyzed thin section of Gao-Guenie H5 chondrite in reflected light. Surface area of this thin section is 335 mm2. The minerals with high reflectivity are clearly seen – white, bright FeNi grains as well as yellow FeS grains. ¯ – resin
takiego konturu z rzeczywistym konturem ziarna mineral-nego program oblicza³ powierzchniê zadamineral-nego ziarna minera³u. Na rysunkach 2 i 3 przedstawiono fragmenty próbek meteorytów Pu³tusk oraz Tamdakht wraz z wyzna-czonymi przez program NIS-Elements konturami ziaren FeNi i obliczon¹ ich powierzchni¹. Po obliczeniu po-wierzchni wszystkich ziaren minera³ów FeNi (przewa¿nie powy¿ej 1000 ziaren na jedn¹ p³ytkê cienk¹) obliczano ich sumaryczn¹ powierzchniê. Przy pomiarach pomijano
minera³y o powierzchni mniejszej ni¿ 300 μm2z uwagi na trudnoœæ z ich jednoznaczn¹ identyfikacj¹. Ostatnim pomiarem by³ manualny pomiar powierzchni ca³ej próbki meteorytu, którego wyniki by³y eksportowane do arkusza kalkulacyjnego Excel. Nastêpnie sumowano powierzchniê pojedynczych ziaren, uzyskuj¹c sumaryczn¹ powierzchniê ziaren minera³ów FeNi. Otrzymany wynik dzielono przez ca³kowit¹ powierzchniê próbki, co da³o procentowy udzia³ powierzchni ziaren minera³ów FeNi w powierzchni ca³ej badanej próbki chondrytu. Stosunek powierzchni ziaren minera³ów FeNi do powierzchni ca³ej próbki, przy za³o¿e-niu przypadkowego, nieuporz¹dkowanego rozk³adu mine-ra³ów w meteorycie oraz braku kierunkowoœci, mo¿na przyj¹æ za objêtoœciow¹ zawartoœæ ziaren FeNi w meteory-cie, a jednoczeœnie i w jego skale macierzystej. Za³o¿enie
Ryc. 3. Obraz p³ytki chondrytu H5 Tamdakht w œwietle odbitym z oznaczonymi minera³ami FeNi wraz z obliczon¹ ich powierzchni¹. Widoczne równie¿ ¿ó³te ziarna FeS w ciemnoszarym tle krzemianowym
Fig. 3. Microphotograph of Tamdakht H5 chondrite in reflected light with marked FeNi minerals whose surface area was measured. Yellow FeS grains among dark gray silicates are also seen
¬
Ryc. 2. Obraz p³ytki chondrytu H5 Pu³tusk w œwietle odbitym z oznaczonymi minera³ami FeNi wraz z obliczon¹ ich powierzch-ni¹. Widoczne równie¿ ¿ó³te ziarna FeS w ciemnoszarym tle krze-mianowym
Fig. 2. Microphotograph of Pu³tusk H5 chondrite in reflected light with marked FeNi minerals whose surface area was measured. Yellow FeS grains among dark gray silicates are also seen
takie jest uprawnione, poniewa¿ autorzy na podstawie obserwacji makroskopowych i mikroskopowych badanych chondrytów nie stwierdzili obecnoœci stref koncentracji, kierunkowoœci lub stref zubo¿onych w ziarna minera³ów FeNi.
WYNIKI BADAÑ
W tabeli 1 zestawiono wyniki pomiarów powierzchni minera³ów FeNi oraz ca³kowitej powierzchni p³ytek chon-drytów, a tak¿e obliczeñ zawartoœci objêtoœciowej mine-ra³ów FeNi. Tabela 2 zawiera otrzymane wyniki pomiarów objêtoœciowej zawartoœci procentowej ziaren FeNi z typem petrograficznym oraz stopniem zwietrzenia badanych meteorytów.
Zgodnie z danymi literaturowymi zawartoœæ objêtoœ-ciowa ziaren metalu (FeNi) w chondrytach H wynosi ok. 8% (Grady i in., 2014). Otrzymane przez autorów wyniki mieszcz¹ siê w zakresie 2,79–8,09%. G³ówn¹ przyczyn¹ tak du¿ej ró¿nicy zawartoœci ziaren minera³ów FeNi s¹ pro-cesy wietrzenia, jakim zosta³y poddane meteoryty po spad-ku na powierzchniê Ziemi. Badane meteoryty reprezentuj¹ trzy stopnie zwietrzenia: W0 – bez widocznych oznak wie-trzenia metalu lub siarczków, W2 – widoczne jest umiar-kowane wietrzenie obejmuj¹ce 20–60% ziaren FeNi, oraz W3 – 60–95% ziaren FeNi i troilitu uleg³o zwietrzeniu (Wlotzka, 1993; Burbine, 2017). Najcenniejszym mate-ria³em badawczym s¹ meteoryty o stopniu zwietrzenia W0, które maj¹ najbardziej zbli¿ony sk³ad mineralny do pier-wotnego sk³adu ska³y na ciele macierzystym. Reprezentuj¹ one praktycznie niezmienione ska³y swoich macierzystych planetoid. Wœród badanych meteorytów tylko próbki chon-drytów Chergach i Tamdakht nie s¹ zwietrza³e. Zawartoœæ ziaren FeNi w tych chondrytach wynosi odpowiednio 7,03 i 8,09%. Pozosta³e próbki reprezentuj¹ meteoryty, które s¹ obecne na Ziemi znacznie d³u¿ej, wskutek czego ziarna minera³ów FeNi uleg³y wietrzeniu, zani¿aj¹c ich procen-tow¹ zawartoœæ w meteorycie.
Wykonane pomiary, pomimo du¿ej dok³adnoœci ich przeprowadzenia, s¹ obarczone b³êdami zwi¹zanymi ze specyfik¹ wykonywanych badañ. Na b³êdy te sk³adaj¹ siê ograniczenia aparatury pomiarowej, a tak¿e dolna granica wielkoœci powierzchni minera³ów branych pod uwagê pod-czas obliczeñ. Dolna granica wielkoœci powierzchni ziaren FeNi, uwzglêdnianych w naszych badaniach, zosta³a wpro-wadzona g³ównie z powodu trudnoœci jednoznacznego odró¿nienia minera³ów FeNi od troilitu w wybranej roz-dzielczoœci obrazu, bez mo¿liwoœci wykonania jednocze-snej analizy chemicznej w mikroobszarze.
Przy za³o¿eniu, ¿e w ka¿dym chondrycie H zawartoœæ minera³ów FeNi powinna wynosiæ ok. 8% (Grady i in. 2014), mo¿na obliczyæ jaka czêœæ metalu uleg³a zwietrze-niu w warunkach ziemskich. Wed³ug wyników analiz auto-rów w przypadku meteorytu Pu³tusk wietrzeniu uleg³o ok. 52% minera³ów FeNi (W2), zaœ w Gao-Guenie oraz NWA 4555 ok. 65% (W3). Oznacza to, ¿e w przypadku meteory-tu Pu³meteory-tusk oraz NWA 4555 stopieñ zwietrzenia wyznaczo-ny na podstawie obliczeñ jest zgodwyznaczo-ny z dawyznaczo-nymi literaturowymi. W przypadku meteorytu Gao-Guenie nie ma oficjalnie po-danego stopnia zwietrzenia. Jakubowska i in. (2017) okreœ-lili stopieñ wietrzenia chondrytu Gao-Guenie jako W2. Przeprowadzone przez autorów badania sugeruj¹ nato-miast, ¿e badany przez nich okaz chondrytu zwyczajnego Gao-Guenie charakteryzowa³ siê stopniem wietrzenia W3. Mo¿e to œwiadczyæ o niejednorodnoœci meteorytu
Gao--Guenie lub te¿, co bardziej prawdopodobne, inny stopieñ wietrzenia wynika z ró¿nych warunków przechowywania próbek badanych przez Jakubowsk¹ i in. (2017) oraz auto-rów tego artyku³u.
W kontekœcie analizy zasobnoœci pozaziemskich ska³ rudonoœnych znaczenie maj¹ przede wszystkim wyniki otrzymane dla meteorytów Chergach i Tamdakht. Jako jedyne spoœród badanych nie s¹ one zwietrza³e, czyli stano-wi¹ wiarygodne Ÿród³o informacji o zasobnoœci swoich cia³ macierzystych. W przypadku pozosta³ych próbek mo¿li-woœæ okreœlenia pierwotnej zawartoœci ziaren minera³ów FeNi z odpowiedni¹ dok³adnoœci¹ jest mocno ograniczona, jednak mo¿na oczekiwaæ, ¿e wartoœci te by³y zbli¿one do wartoœci œredniej dla grupy H. Ponadto analizie poddaje siê jedynie zawartoœæ minera³ów FeNi. Oznacza to, ¿e niezna-na jest dok³adniezna-na zawartoœæ ¿elaza, gdy¿ nie wyzniezna-naczono w badanych próbkach zawartoœci objêtoœciowej kamacytu, taenitu i tetrataenitu, ani te¿ troilitu (FeS), czy krzemianów, w sk³ad których tak¿e wchodzi ¿elazo. Wiadomo jednak, ¿e w chondrytach H zawartoœæ objêtoœciowa troilitu wynosi ok. 7% (Grady i in., 2014). Niemniej jednak jako minera³y rudne ¿elaza i niklu mog¹ byæ traktowane tylko minera³y FeNi, tj. kamacyt oraz podrzêdnie taenit i tetrataeinit. Tro-ilit, jako siarczek ¿elaza ze wzglêdów technologicznych nie jest traktowany jako minera³ rudny Fe. Podobnie ¿elazo zawarte w strukturze krzemianów (g³ównie oliwinów i piroksenów) tak¿e nie jest rozwa¿ane jako potencjalne zasoby tego metalu, które nadaj¹ siê do eksploatacji.
Wykonane badania s¹ potwierdzeniem danych literatu-rowych odnoœnie zawartoœci objêtoœciowej FeNi w chon-drytach grupy H. Przyjmuj¹c zawartoœæ FeNi za równ¹ 8% (Grady i in., 2014), mo¿na w przybli¿eniu okreœliæ zasoby rudy FeNi planetoidy 6 Hebe uwa¿anej za cia³o macierzy-ste chondrytów H. Objêtoœæ 6 Hebe wyznaczona na podsta-wie jej gêstoœci oraz masy (Baer i in., 2011) wynosi ok. 3 365 000 km3, co oznacza, ¿e 8% minera³ów FeNi w tej planetoidzie stanowi objêtoœæ 269 200 km3. Dominuj¹cym minera³em FeNi jest kamacyt, którego gêstoœæ wynosi 7,85 g/cm3. Natomiast gêstoœæ towarzysz¹cego mu taenitu jest zmienna w przedziale 7,8–8,2 g/cm3, a gêstoœæ pod-rzêdnie wystêpuj¹cego tetrataenitu wynosi 8,275 g/cm3 (Manecki, 2004). Do przeprowadzenia obliczeñ przyjêto dla ziaren FeNi (dominuj¹cego kamacytu, podrzêdnie wystêpuj¹cego taenitu i ewentualnie obecnego w niewiel-kiej iloœci tetrataenitu ³¹cznie) gêstoœæ 7,9 g/cm3
. Za³o¿ono tak¿e, ¿e ziarna wszystkich minera³ów FeNi zawieraj¹ œrednio 90% wag. Fe i 10% wag. Ni z uwagi na dominuj¹c¹ iloœæ ziaren kamacytu. Przy takich za³o¿eniach obliczono, ¿e zasoby stopu FeNi na asteroidzie 6 Hebe wynosz¹ 2,127× 1016 Mg, na które sk³ada siê ok. 1,914× 1016Mg ¿elaza oraz ok. 0,213× 1016Mg niklu. Aktualna górnicza produkcja ¿elaza na Ziemi wynosi 1,5× 1010Mg, natomiast niklu 2,1× 107Mg (U.S. Geological Survey, 2018). Ozna-cza to, ¿e zasobów rudy FeNi znajduj¹cej siê na planeto-idzie 6 Hebe wystarczy³oby na oko³o 1,28 mln lat w przypadku koniecznoœci zaspokojenia popytu na ¿elazo oraz na ponad 100 mln lat w przypadku koniecznoœci zaspokojenia popytu na nikiel, przy za³o¿eniu obecnego zapotrzebowania na te metale. Dla znacznie mniejszych asteroid mog¹cych byæ cia³ami macierzystymi chondrytów zwyczajnych grupy H, jak np. dla 9969 Braille, której objê-toœæ oszacowana na podstawie jej rozmiarów (Oberst i in., 2001) wynosi ok. 2,1 km3, zasoby ¿elaza i niklu wyznaczo-ne t¹ sam¹ metod¹ s¹ rówwyznaczo-ne wspó³czeswyznaczo-nej produkcji ¿elaza
przez 10 miesiêcy oraz niklu przez 63 lata. W przypadku Obiektów Bliskich Ziemi (NEO), za przyk³ad cia³ macie-rzystych chondrytów H mo¿e pos³u¿yæ asteroida (143624) 2003 HM16, której œrednica wynosi ok. 2,1 km (NASA, 2018). Przy za³o¿eniu, ¿e kszta³t tej asteroidy jest zbli¿ony do kuli, a jej sk³ad odpowiada chondrytom zwyczajnym H, ¿elazo oraz nikiel zawarte w minera³ach FeNi zaspo-koi³yby zapotrzebowanie na te surowce przez 15 miesiêcy w przypadku ¿elaza oraz przez ponad 100 lat w przypadku niklu.
W perspektywie wci¹¿ doœæ odleg³ej przysz³oœci cia³a macierzyste badanych chondrytów zwyczajnych grupy H mog¹ staæ siê cennym Ÿród³em ¿elaza, niklu oraz innych metali (przede wszystkim kobaltu i miedzi). Jak wynika z dotychczasowych badañ autorów (£uszczek, Przylibski, 2011, 2013; £uszczek, 2012, 2017; Przylibski, £uszczek, 2012), wysoka zawartoœæ metali w rudzie jest podobna w ca³ej objêtoœci planetoidy, co czyni takie pojedyncze cia³o w ca³oœci z³o¿em. Dodatkowo w pocz¹tkowej fazie eksplo-atacji bêdzie mo¿liwe wydobycie luŸnego regolitu pokry-waj¹cego powierzchniê asteroid (Tsuchiyama i in., 2011; Michel, 2014; £uszczek, 2012, 2017; £uszczek, Przylib-ski, 2013; PrzylibPrzylib-ski, £uszczek, 2012; PrzylibPrzylib-ski, 2015). Spowoduje to znacz¹ce zmniejszenie kosztów pocz¹tko-wych inwestycji. Obecnie nie ma ¿adnych wytycznych dotycz¹cych wyznaczenia granicy bilansowoœci z³ó¿ poza-ziemskich. Próby okreœlenia bilansowoœci na podstawie za³o¿eñ dla z³ó¿ ziemskich i wartoœci tych zasobów, cho-cia¿ dzia³aj¹ pobudzaj¹co na wyobraŸniê, s¹ bezcelowe. Aktualnie brakuje mo¿liwoœci technicznych i ekonomicz-nych do rozpoczêcia dzia³alnoœci górniczej poza Ziemi¹. Bior¹c pod uwagê tempo rozwoju technologicznego, pro-blemy natury technicznej zostan¹ zapewne rozwi¹zane w przeci¹gu najbli¿szych lat, jednak ekonomia jeszcze d³ugo bêdzie wstrzymywa³a cz³owieka przed siêgniêciem po su-rowce Uk³adu S³onecznego zgromadzone poza Ziemi¹. Zasoby te nale¿y traktowaæ jako zabezpieczenie w razie wyczerpania siê z³ó¿ ziemskich, a tak¿e jako przysz³e Ÿród³o surowców, które bêd¹ niezbêdne, je¿eli cz³owiek zapragnie eksplorowaæ Uk³ad S³oneczny.
WNIOSKI
Procentowa zawartoœæ objêtoœciowa minera³ów FeNi w próbkach badanych chondrytów H – Chergach i Tamdakht o stopniu zwietrzenia W0 jest zbli¿ona do wartoœci podanej w literaturze (7,03% oraz 8,09% wobec 8% wg Grady i in. (2014)). Oznacza to, ¿e otrzymane przez autorów wyniki badañ zawartoœci minera³ów FeNi w ska³ach macierzys-tych chondrytów H s¹ wiarygodne i mog³y pos³u¿yæ dal-szej analizie. Wskazuj¹ one równie¿, ¿e badanie zawartoœci minera³ów FeNi w chondrytach stosunkowo prost¹ i tani¹ metod¹ mikroskopii optycznej w œwietle odbitym sprzê-¿onej z komputerow¹ analiz¹ obrazu jest miarodajne. Za-wartoœci minera³ów FeNi w próbkach pozosta³ych badanych chondrytów H, o wiêkszym stopniu zwietrzenia, by³y znacz-nie mznacz-niejsze od wartoœci œredznacz-niej dla grupy H. Daje to zafa³szowany obraz zawartoœci badanych metali w ska³ach cia³ macierzystych tych chondrytów.
Przeprowadzone obliczenia wykaza³y, ¿e przy zacho-waniu obecnego poziomu wydobycia ¿elaza na Ziemi za-soby Fe znajduj¹ce siê na planetoidzie 6 Hebe, wskazywanej jako cia³o macierzyste chondrytów zwyczajnych grupy H, wystarczy³yby na pokrycie ziemskiego zapotrzebowania na ten metal przez ok. 1,3 mln lat, a w przypadku
zapotrzebo-wania na nikiel przez ok. 100 mln lat. Jeœli chodzi o znacz-nie mznacz-niejsze asteroidy, które tak¿e mog¹ byæ cia³ami macierzystymi chondrytów H, np. 9969 Braille, jest to odpowiednio 10 miesiêcy dla ¿elaza oraz 63 lata dla niklu. Reprezentuj¹ca NEO asteroida (143624) 2003 HM16jest w stanie zaspokoiæ zapotrzebowanie na ¿elazo przez 15 mie-siêcy oraz na nikiel przez ponad 100 lat.
Ci¹g³y rozwój cywilizacji jest uzale¿niony od dostêpu do surowców, a nie ma w¹tpliwoœci co do tego, ¿e wszyst-kie ich zasoby wystêpuj¹ na Ziemi w ograniczonych ilo-œciach. W ci¹gu najbli¿szych stu lat raczej nie grozi nam brak ¿elaza. Równie¿ aktualnie znane z³o¿a niklu, ³¹cznie z perspektywicznymi zasobami zgromadzonymi na dnie oceanów, nie powoduj¹ obaw o ewentualny niedobór tego metalu na Ziemi. D³ugo wiêc nie bêdzie potrzeby pozyski-wania tych dwóch metali spoza naszej planety. Trudno jed-nak sobie wyobraziæ, by ewentualna ekspansja cywilizacji cz³owieka poza Ziemiê opiera³a siê na ziemskich surow-cach. Przeprowadzone przez autorów badania, a tak¿e obli-czenia wskazuj¹, ¿e w stosunkowo niedu¿ej odleg³oœci od Ziemi znajduje siê wystarczaj¹co du¿o ¿elaza oraz niklu w postaci minera³ów rudnych tworz¹cych z³o¿a nadaj¹ce siê do eksploatacji, by ludzkie kolonie w wewnêtrznej czêœci Uk³adu S³onecznego mog³y w pe³ni uniezale¿niæ siê od kosztownego „importu” tych metali z naszej planety.
Badanie meteorytów, które spad³y na Ziemiê jest obec-nie najtañszym i najefektywobec-niejszym sposobem okreœlania zasobów geologicznych (rozumianych jako ca³oœæ kopaliny w z³o¿u) surowców poza Ziemi¹. Z uwagi na to, ¿e najlicz-niejsz¹ grupê odnajdywanych meteorytów stanowi¹ chon-dryty zwyczajne, najwiêcej dostêpnych informacji jest w³aœnie odnoœnie tej grupy meteorytów i ich cia³ macierzy-stych. Chondryty H, badane w ramach tej pracy, pochodz¹ prawdopodobnie ze wspólnego cia³a macierzystego, którym jest planetoida 6 Hebe. Ich Ÿród³em mog¹ byæ tak¿e niektóre mniejsze asteroidy pasa g³ównego oraz ok. 10% NEO.
Dalsze badania meteorytów, zw³aszcza chondrytów o stopniu zwietrzenia W0, oprócz pog³êbiania wiedzy od-noœnie zawartoœci cennych gospodarczo pierwiastków, czy minera³ów, powinny siê równie¿ skupiaæ na badaniu mo¿-liwoœci przeróbki ska³ pochodz¹cych z cia³ pozaziemskich w miejscu ich wydobycia. Powinny one tak¿e uwzglêdniaæ warunki panuj¹ce w przestrzeni kosmicznej, na przyk³ad ograniczony dostêp do wody, ma³¹ grawitacjê, czy niskie ciœnienie lub pró¿niê. Odseparowanie materia³u u¿ytecz-nego od ska³y p³onnej na miejscu eksploatacji zmniejsza koszty, a tak¿e daje mo¿liwoœæ wiêkszego jednorazowego transportu surowca. Jest to istotne, je¿eli w przysz³oœci surowce pozaziemskie mia³yby zast¹piæ wyczerpuj¹ce siê zasoby naszej planety, czy te¿ zostaæ wykorzystane na innych cia³ach Uk³adu S³onecznego.
Niniejszy artyku³ powsta³ w du¿ej czêœci na podstawie pracy magisterskiej Konrada Blutstein, napisanej pod opiek¹ naukow¹ Tadeusza A. Przylibskiego na Wydziale Geoin¿ynierii, Górnic-twa i Geologii Politechniki Wroc³awskiej. Realizacjê czêœci badañ, których wyniki prezentujemy, umo¿liwi³y publiczne œrodki fi-nansowe przyznane autorom w ramach realizacji projektów nr 0401/0125/17 i 0402/0038/18 realizowanych w Zak³adzie gii i Wód Mineralnych Wydz. Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geolo-gii PWr. Autorzy przeprowadzili czêœæ badañ, wykorzystuj¹c równie¿ œrodki przyznane na badania statutowe Wydz. Geoin¿y-nierii, Górnictwa i Geologii PWr. w roku 2018. Sk³adamy rów-nie¿ podziêkowania za bardzo ¿yczliwe oraz wnikliwe i kon-struktywne recenzje artyku³u prof. Andrzejowi Muszyñskiemu i dr. Krzysztofowi Szopie.
LITERATURA
BAER J., CHESLEY S., MATSON R. 2011 – Astrometric masses of 26 asteroids and observations on asteroid porosity W. Astronomic. J., 141 (5): 1–12.
BADESCU V. (red.) 2013 – Asteroids. Prospective Energy and Material Resources. Springer.
BEATTY J.K., COLLINS PETERSEN C., CHAIKIN A. 1999 – The New Solar System. Cambridge University Press, New York, USA.
BLAIR B.R. 2000 – The Role of Near-Earth Asteroids in Long-Term Pla-tinum Supply. Second Space Resources Roundtable, Colorado School of Mines, 8–10.11.2000 Boulder, CO, USA (http://www.nss.org/settlement/-asteroids/RoleOfNearEarthAsteroidsInLongTermPlatinumSupply.pdf). BURBINE T. 2017 – Asteroids. Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge.
BUS S.J., BINZEL R.P. 2002 – Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy. Icarus, 158: 146–177. CLARK B.E., HAPKE B., PIETERS C., BRITT D. 2002 – Asteroid Spa-ce Weathering and Regolith Evolution. [W:] Bottke W.F. Jr., Cellino A., Paolicchi P., Binzel R.P. Asteroids III, University of Arizona Press, Tucson: 585–599.
CLARKE R.S., SCOTT E.R.D. 1980 – Tetrataenite – ordered FeNi, a new mineral in meteorites. Am. Miner., 65: 624–630.
CONNOLLY H.C., SMITH C., BENEDIX G., FOLCO L., RIGHTER K., ZIPFEL J., YAMAGUCHI A., CHENNAOUI AOUDJEHANE H. 2007 – The Meteoritical Bulletin, No. 92. Meteorit. Planet. Sci., 42 (9): 1647–1694. DUNN T.L., BURBINE T.H., BOTTKE W.F. JR, CLARK J.P. 2013 – Mineralogies and source regions of Near-Earth asteroids. Icarus, 222: 273–282.
GAFFEY M., GILBERT S. 1998 – Asteroid 6 Hebe: The probable parent body of the H-Type ordinary chondrites and the IIE iron meteorites. Meteorit. Planet. Sci., 3: 1281–1295.
GERTSCH R., GERTSCH L.S., REMO J.L. 1997 – Mining Near-Earth Resources. Annals of the New York Academy of Sciences, 822: 511–537. GRADY M.M., PRATESI G., MOGGI CECCHI V. 2014 – Atlas of meteorites. Cambridge University Press, Cambridge.
GROSSMAN J. 1999 – The Meteoritical Bulletin, No. 83. Meteorit. Pla-net. Sci., 34: A169–A186.
GURDZIEL A., KARWOWSKI £. 2009 – Wietrzenie meteorytów na przyk³adzie Moraska i Pu³tuska. Acta Soc. Metheorit. Pol., 1: 28–34. HSU J. 2009 – New Rocket Fuel Mixes Ice and Metal. http://space.com (5.05.2010).
IBHI A. 2013 – Meteors and meteorite falls in Morocco. Int. Lett. Chem. Phys. Astron., 12: 28–35.
IBHI A. 2014 – Morocco meteorite falls and finds: some statistics. Int. Lett. Chem. Phys. Astron., 1: 18–24.
JAKUBOWSKA M., RZEPECKA P., DUDA P., WONIAK M., GA£¥ZKA-FRIEDMAN J. 2017 – Badania mössbauerowskie chon-drytów zwyczajnych typu H potwierdzaj¹ stopieñ ich zwietrzenia okre-œlony za pomoc¹ skali W. Acta Soc. Metheorit. Pol., 8: 63–72. KAMIÑSKA E., KOSIÑSKI J.W. 2009 – Upadek i rozmieszczenie frag-mentów meteorytu Pu³tusk. Meteoryt, 1 (69): 6–9.
KARGEL J.S. 1994 – Metalliferous asteroids as potential sources of pre-cious metals. J. Geophys. Res., 99: 2114–2129.
KOSIÑSKI J.W. 2007–2008 – Biblioteczka meteorytu Pu³tusk – zeszyty. Wyszków.
KRZESIÑSKA A. 2013 – Deformacja i metamorfizm meteorytu pu³tuskiego. Praca doktorska. ING PAN, Wroc³aw.
KRZESIÑSKA A. 2016 – Thermal metamorphic evolution of the Pu³tusk H chondrite breccia – compositional and textural properties not included in petrological classification. Geol. Quart., 60 (1): 211–224.
KRZESIÑSKA A. 2017 –Contribution of early impact events to metal-si-licate separation, thermal annealing, and volatile redistribution: Eviden-ce in the Pu³tusk H chondrite. Meteorit. Planet. Sci., 52 (11): 2305–2321. KRZESIÑSKA A. 2018 – Klast stopu impaktowego w brekcji pu³tuskiej. Acta Soc. Metheorit. Pol., 9: 74–91.
KRZESIÑSKA A., FRITZ J. 2014 – Weakly shocked and deformed CM microxenoliths in the Pu³tusk H chondrite. Meteorit. Planet. Sci., 49 (4): 595–610.
KRZESIÑSKA A., GATTACCECA J., FRIEDRICH J.M., ROCHETTE P. 2015 – Impact-related noncoaxial deformation in the Pu³tusk H chondrite inferred from petrofabric analysis. Meteorit. Planet. Sci., 50 (3): 401–417. LANG K.R. 2011 – The Cambridge Guide to the Solar System. Second Edition, Cambridge University Press, Cambridge, UK.
LEWIS J.S. 1997 – Mining the sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets. Addison-Wesley Publishing Company.
LEWIS J.S., MATTHEWS M.S., GUERRIERI M.L. 1993 – Resources of Near Earth Space. University of Arizona Press.
£USZCZEK K. 2011 – Poszukiwania nowych zasobów surowców w Uk³adzie S³onecznym. Pr. Nauk. Inst. Górn. PWroc., Studia i Materia³y, 40: 85–94.
£USZCZEK K. 2012 – Chemical composition of L chondrites group and potential natural resources of their parent bodies. [W:] Drzyma³a J., Ciê¿-kowski W. (red.), Interdyscyplinarne zagadnienia w górnictwie i geolo-gii, tom 3, Wroc³aw: 161–173.
£USZCZEK K. 2017 – Potencjalne z³o¿a surowców metalicznych i ich zasoby na cia³ach macierzystych chondrytów zwyczajnych. Praca dok-torska. Wydz. Geoin¿ynierii, Górnictwa i Geologii PWroc.
£USZCZEK K. 2018 – Potential importance of metallic resources of ordinary chondrite parent bodies. Min. Sci., 25: 71–83.
£USZCZEK K., PRZYLIBSKI T.A. 2011 – Sk³ad chondrytów zwyczaj-nych a potencjalne surowce pasa planetoid. Acta Soc. Metheorit. Pol., 2: 92–111.
£USZCZEK K., PRZYLIBSKI T.A. 2013 – Resources of selected metals in parent bodies of ordinary chondrites. Meteorit. Planet. Sci., 48, supple-ment #5075.
£USZCZEK K., PRZYLIBSKI T.A. 2014 – Resources of selected metals in chondrites’ parent bodies. Meteorit. Planet. Sci., 49, supplement #5225. £USZCZEK K., PRZYLIBSKI T.A. 2015 – Chemical composition of meteorites as representative material for potential metallic resources of their parent bodies. Meteorit. Planet. Sci., 50, supplement #5383. MANECKI A. 1972 – Studium mineralogiczno-petrograficzne meteory-tu Pu³meteory-tusk. Pr. Mineral. PAN, 27: 53–65.
MANECKI A. 2004 – Encyklopedia minera³ów z polskim i angielskim s³ownikiem nazw. Wyd. AGH, Kraków.
MCKAY M.F., MCKAY D.S., DUKE M.B. 1992 – Space resources. U.S. Government Printing Office, Washington.
THE METEORITICAL BULLETIN DATABASE, The Meteoritical Society, International Society for Meteoritics and Planetary Science (https://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php; dostêp 06.10.2018). MICHEL P. 2014 – Formation and Physical Properties of Asteroids. Ele-ments, 10: 19–24.
MOSKOWITZ C. 2010 – 'Wet' Asteroid Could Be a Space Gas Station. http://space.com (10.05.2010).
NASA, 2018. JPL Small-Body Database Browser (https://ssd.jpl. nasa.-gov/sbdb.cgi#top, dostêp: 10.10.2018)
NEDELCU D.A., BIRLAN M., POPESCU M., BADESCU O., PRICOPI D. 2014 – Evidence for a source of H chondrites in the outer main asteroid belt. Astron. Astrophys., 567 (L7): 1–5.
OBERST J., MOTTOLA S., DI MARTINO M., HIKCS M., BURATTI B., SODERBLOM L., THOMAS N. 2001 – A model for Rotation and Shape of Asteroid 9969 Braille from Ground-Based Observations and Images Obtained during the Deep Space 1 (DS1) Flyby. Icarus, 153: 16–23 PILSKI A.S. 1992 – Pu³tuski deszcz meteorytów. Meteoryt, 4: 11–14. PRADO M. 2009 – Permanent. Chapter 1.6. Mining and Processing an Asteroid (www.permanent.com/a-mining.htm).
PRZYLIBSKI T.A. 2015 – Górnictwo pozaziemskie. Meteoryt, 3 (95): 3–10.
PRZYLIBSKI T.A., £USZCZEK K. 2012 – Mineral resources of extra-terrestrial bodies of the Solar System. Mineralogia, Spec. Pap., 40: 51–52. PRZYLIBSKI T.A., £USZCZEK K. 2018 – Wyniki badañ mineralogicz-nych i petrologiczmineralogicz-nych nowych okazów meteorytu Pu³tusk w 150 roczni-cê spadku. Prz. Geol., 66 (6): 368–378.
PRZYLIBSKI T.A., DONHEFNER H., £USZCZEK K. 2012 – Cia³a macierzyste meteorytów ¿elaznych jako z³o¿a metali. Acta Soc. Met-heorit. Pol., 3: 71–103.
RUBIN A.E. 1990 – Kamacite and olivine in ordinary chondrites: Inter-group and intraInter-group relationships. Geochim. Cosmochim. Acta, 54: 1217–1232.
SIEMI¥TKOWSKI J. 2004 – Chondryt Pu³tusk: przyk³ad meteorytowej brekcji wielosk³adnikowej (H4 + H5). Meteoryt, 2 (50): 26–28. SONTER M.J. 1998 – The technical and economic feasibility of mining the Near-Earth Asteroids. 49 IAF Congress, 28.09–2.10.1998 Melbour-ne, Australia.
SONTER M.J. 2006 – Asteroid Mining: Key to Space Economy. http://space.com (10.05.2010).
SULLIVAN R.J., THOMAS P.C., MURCHIE S.L., ROBINSON N.S. 2002 – Asteroid Geology from Galileo and NEAR Shoemaker Data. [W:] Bottke W.F. Jr., Cellino A., Paolicchi P., Binzel R.P. (red.), Asteroids III, University of Arizona Press. Tucson: 331–350.
TSUCHIYAMA A. 2014 – Asteroid Itokawa – A source of ordinary chon-drites and a laboratory for surface processes. Elements, 10: 45–50. TSUCHIYAMA A., UESUGI M., MATSUSHIMA T., MICHIKAMI T.,
KADONO T., NAKAMURA T., UESUGI K., NAKANO T.,
SANDFORD S.A., NOGUCHI R., MATSUMOTO T., MATSUNO J., NAGANO T., IMAI Y., TAKEUCHI A., SUZUKI Y., OGAMI T., KATAGIRI J., EBIHARA M., IRELAND T.R., KITAJIMA F., NAGAO K., NARAOKA H., NOGUCHI T., OKAZAKI R., YURIMOTO H., ZOLENSKY M.E., MUKAI T., ABE M., YADA T., FUJIMURA A.,
YOSHIKAWA M., KAWAGUCHI J. 2011 – Three-dimentional structu-re of Hayabusa samples: origin and evolution of Itokawa structu-regolith. Sci., 333: 1125–1128.
TSUCHIYAMA A., UESUGI M., UESUGI K., NAKANO T., NOGUCHI R., MATSUMOTO T., MATSUNO J., NAGANO T., IMAI Y., SHIMADA A., TAKEUCHI A., SUZUKI Y., NAKAMURA T., NOGUCHI T., ABE M., YADA T., FUJIMURA A. 2014 – Three-dimen-sional microstructures of samples recovered from asteroid 25143 Itoka-wa: Comparison with LL5 and LL6 chondrite particles. Meteorit. Planet. Sci., 49: 172–187.
U.S. Geological Survey, 2018. Mineral Commodity Summaries 2018. USGS, Virginia.
VERNAZZA P., ZANDA B., BINZEL R.P., HIROI T., DEMEO F.E., BIRLAN M., HEWINS R., RICCI L., BARGE P., LOCKHART M. 2014 – Multiple and fast: the accretion of ordinary chondrite parent bodies. Astrophys. J., 791 (120).
WEISBERG M., SMITH C., BENEDIX G., FOLCO L., RIGHTER K., ZIPFEL J., YAMAGUCHI A., CHENNAOUI AOUDJEHANE H. 2008 – The Meteoritical Bulletin, No. 94. Meteorit. Planet. Sci., 43 (9): 155–1588.
WEISBERG M., SMITH C., BENEDIX G., FOLCO L., RIGHTER K., ZIPFEL J., YAMAGUCHI A., CHENNAOUI AOUDJEHANE H. 2009 – The Meteoritical Bulletin, No. 95. Meteorit. Planet. Sci., 44 (3): 1–33. WLOTZKA F. 1993 – A weathering scale for the ordinary chondrites. Meteoritics, 28: 460.
ZUBRIN R., WAGNER R. 1997 – Czas Marsa. Prószyñski i Spó³ka, Warszawa.
Praca wp³ynê³a do redakcji 16.10.2018 r. Akceptowano do druku 16.11.2018 r.
