Благодарим ви, че посетихте Nature.com. Версията на браузъра, която използвате, има ограничена поддръжка на CSS. За най-добро изживяване ви препоръчваме да използвате актуализиран браузър (или да деактивирате режима на съвместимост в Internet Explorer). Междувременно, за да осигурим непрекъсната поддръжка, ще рендираме сайта без стилове и JavaScript.
Летливи и богати на органична материя, астероидите от тип C може да са един от основните източници на вода на Земята. В момента въглерод-съдържащите хондрити дават най-добра представа за техния химичен състав, но информацията за метеоритите е изкривена: само най-издръжливите видове оцеляват, влизайки в атмосферата и след това взаимодействайки със земната среда. Тук представяме резултатите от подробно обемно и микроаналитично изследване на първичната частица Рюгу, доставена на Земята от космическия кораб Хаябуса-2. Частиците Рюгу показват близко съвпадение по състав с химически нефракционирани, но променени от вода хондрити CI (тип Ивуна), които се използват широко като индикатор за цялостния състав на Слънчевата система. Този образец показва сложна пространствена връзка между богати алифатни органични вещества и слоести силикати и показва максимална температура от около 30 °C по време на водна ерозия. Открихме изобилие от деутерий и диазоний, съответстващо на екстрасоларен произход. Частиците Рюгу са най-незамърсеният и неразделен извънземен материал, изучаван някога, и най-добре отговарят на общия състав на Слънчевата система.
От юни 2018 г. до ноември 2019 г. космическият апарат Hayabusa-2 на Японската агенция за аерокосмически изследвания (JAXA) проведе обширно дистанционно проучване на астероида Рюгу. Данните от близкоинфрачервения спектрометър (NIRS3) на Hayabusa-2 показват, че Рюгу може да е съставен от материал, подобен на термично и/или ударно метаморфни въглеродни хондрити. Най-близкото съвпадение е CY хондрит (тип Ямато) 2. Ниското албедо на Рюгу може да се обясни с наличието на голям брой богати на въглерод компоненти, както и с размера на частиците, порьозността и пространствените ефекти на изветряне. Космическият апарат Hayabusa-2 направи две кацания и събиране на проби на Рюга. По време на първото кацане на 21 февруари 2019 г. е получен повърхностен материал, който е съхранен в отделение А на капсулата за връщане, а по време на второто кацане на 11 юли 2019 г. материал е събран близо до изкуствен кратер, образуван от малък преносим импактор. Тези проби се съхраняват в отделение C. Първоначалната неразрушителна характеристика на частиците в Етап 1 в специални, незамърсени и пълни с чист азот камери в съоръжения, управлявани от JAXA, показа, че частиците Ryugu са най-подобни на хондритите CI4 и показват „различни нива на вариация“3. Привидно противоречивата класификация на Ryugu, подобна на хондритите CY или CI, може да бъде разрешена само чрез подробна изотопна, елементарна и минераложка характеристика на частиците Ryugu. Представените тук резултати предоставят солидна основа за определяне кое от тези две предварителни обяснения за общия състав на астероида Ryugu е най-вероятно.
Осем пелети от астероида Рюгу (общо приблизително 60 мг), четири от камера А и четири от камера В, бяха назначени към Фаза 2 за управление на екипа от Кочи. Основната цел на изследването е да се изясни природата, произходът и еволюционната история на астероида Рюгу и да се документират приликите и разликите с други известни извънземни образци, като хондрити, междупланетни прахови частици (МПЧ) и завръщащи се комети. Пробите са събрани от мисията Stardust на НАСА.
Подробен минералогичен анализ на пет зърна от Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 и C0068) показа, че те са съставени главно от финозърнести и едрозърнести филосиликати (~64–88 об.%; фиг. 1a, b, допълнителна фиг. 1). Едрозърнестите филосиликати се срещат като перести агрегати (с размер до десетки микрона) в финозърнести, богати на филосиликати матрици (с размер по-малък от няколко микрона). Слоестите силикатни частици са симбионти от серпентин-сапонит (фиг. 1c). Картата (Si + Al)-Mg-Fe също показва, че обемната слоеста силикатна матрица има междинен състав между серпентин и сапонит (фиг. 2a, b). Филосиликатната матрица съдържа карбонатни минерали (~2–21 об.%), сулфидни минерали (~2,4–5,5 об.%) и магнетит (~3,6–6,8 об.%). Една от частиците, изследвани в това проучване (C0009), съдържа малко количество (~0,5 об.%) безводни силикати (оливин и пироксен), което може да помогне за идентифициране на изходния материал, от който е съставен суровият камък Ryugu5. Този безводен силикат е рядко срещан в пелетите Ryugu и е идентифициран положително само в пелета C0009. Карбонатите присъстват в матрицата като фрагменти (по-малки от няколкостотин микрона), предимно доломит, с малки количества калциев карбонат и бринел. Магнетитът се среща като изолирани частици, фрамбоиди, плаки или сферични агрегати. Сулфидите са представени главно от пиротит под формата на неправилни шестоъгълни призми/плочи или летви. Матрицата съдържа голямо количество субмикронен пентландит или в комбинация с пиротит. Богатите на въглерод фази (с размер <10 µm) се срещат повсеместно в богатата на филосиликати матрица. Богатите на въглерод фази (с размер <10 µm) се срещат повсеместно в богатата на филосиликати матрица. Богатите въглеродни фази (размер <10 мкм) се срещат изцяло в богатите филосиликатни матрици. Богатите на въглерод фази (с размер <10 µm) се срещат повсеместно в богатата на филосиликати матрица.富含碳的相（尺寸<10 µm）普遍存在于富含层状硅酸盐的基质中。富含碳的相（尺寸<10 µm）普遍存在于富含层状硅酸盐的基质中。 Богатите углеродни фази (размер <10 мкм) преобладават в богатата филосиликатами матрица. В богатата на филосиликати матрица преобладават богати на въглерод фази (с размер <10 µm).Други спомагателни минерали са показани в Допълнителна таблица 1. Списъкът с минерали, определени от рентгенограмата на сместа C0087 и A0029 и A0037, е много съвместим с този, определен в хондрит CI (Orgueil), но се различава значително от хондритите CY и CM (тип Mighei) (Фигура 1 с разширени данни и Допълнителна фигура 2). Общото съдържание на елементи в зърната Ryugu (A0098, C0068) също е съвместимо с хондрит 6 CI (разширени данни, Фиг. 2 и Допълнителна таблица 2). За разлика от това, CM хондритите са обеднени на умерено и силно летливи елементи, особено Mn и Zn, и по-високи на огнеупорни елементи7. Концентрациите на някои елементи варират значително, което може да е отражение на присъщата хетерогенност на пробата поради малкия размер на отделните частици и произтичащото от това отклонение при вземането на проби. Всички петрологични, минераложки и елементни характеристики показват, че зърната на Рюгу са много подобни на хондритите CI8,9,10. Забележително изключение е липсата на ферихидрит и сулфат в зърната на Рюгу, което предполага, че тези минерали в хондритите CI са се образували от земно изветряне.
a, Композитно рентгеново изображение на MgKα (червено), CaKα (зелено), FeKα (синьо) и SKα (жълто) от полиран сух участък C0068. Фракцията се състои от слоести силикати (червено: ~88 об.%), карбонати (доломит; светлозелено: ~1.6 об.%), магнетит (синьо: ~5.3 об.%) и сулфиди (жълто: сулфид = ~2.5 об.%). есе. b, изображение на контурната област в обратно разсеяни електрони върху a. Bru – незрял; Dole – доломит; FeS е железен сулфид; Mag – магнетит; juice – сапунен камък; Srp – серпентин. c, изображение с висока резолюция, получено от трансмисионна електронна микроскопия (TEM), на типично срастване на сапонит и серпентин, показващо решетъчни ленти на серпентин и сапонит съответно от 0.7 nm и 1.1 nm.
Съставът на матрицата и слоестите силикатни (ат. %) частици Ryugu A0037 (плътни червени кръгове) и C0068 (плътни сини кръгове) е показан в тройната система (Si+Al)-Mg-Fe. a, Резултати от електронно-сондов микроанализ (EPMA), нанесени спрямо CI хондрити (Ivuna, Orgueil, Alais)16, показани в сиво за сравнение. b, Анализ със сканираща TEM (STEM) и енергийно-дисперсионна рентгенова спектроскопия (EDS), показан за сравнение с метеоритите Orgueil9 и Murchison46 и хидратиран IDP47. Анализирани са финозърнести и едрозърнести филосиликати, като се избягват малки частици железен сулфид. Пунктираните линии в a и b показват линиите на разтваряне на сапонит и серпентин. Богатият на желязо състав в a може да се дължи на субмикронни зърна железен сулфид в слоестите силикатни зърна, което не може да бъде изключено от пространствената разделителна способност на EPMA анализа. Точките с данни с по-високо съдържание на Si от сапонита в b може да са причинени от наличието на наноразмерен аморфен материал, богат на силиций, в междинните пространства на филосиликатния слой. Брой анализи: N=69 за A0037, N=68 за EPMA, N=68 за C0068, N=19 за A0037 и N=27 за C0068 за STEM-EDS. c, изотопна карта на триокси частицата Ryugu C0014-4 в сравнение със стойностите на хондритите CI (Orgueil), CY (Y-82162) и литературни данни (CM и C2-ung)41,48,49. Получихме данни за метеоритите Orgueil и Y-82162. CCAM е линия от безводни въглеродни хондрити минерали, TFL е линия на разделяне на сушата. d, Δ17O и δ18O карти на частицата C0014-4 от Ryugu, хондрит CI (Orgueil) и хондрит CY (Y-82162) (това изследване). Δ17O_Ryugu: Стойността на Δ17O C0014-1. Δ17O_Orgueil: Средна стойност на Δ17O за Orgueil. Δ17O_Y-82162: Средна стойност на Δ17O за Y-82162. Данните за CI и CY от литературата 41, 48, 49 също са показани за сравнение.
Масовият изотопен анализ на кислорода беше извършен върху проба от 1,83 mg материал, извлечен от гранулиран C0014 чрез лазерно флуориране (Методи). За сравнение, проведохме седем копия на Orgueil (CI) (обща маса = 8,96 mg) и седем копия на Y-82162 (CY) (обща маса = 5,11 mg) (Допълнителна таблица 3).
На фиг. 2d е показано ясно разделение на Δ17O и δ18O между средните по тегло частици на Оргейл и Рюгу в сравнение с Y-82162. Δ17O на частицата Рюгу C0014-4 е по-високо от това на частицата Оргейл, въпреки припокриването при 2 стандартни дефиниции. Частиците Рюгу имат по-високи стойности на Δ17O в сравнение с Оргейл, което може да отразява замърсяването на земята на последния след падането му през 1864 г. Изветрянето в земната среда11 задължително води до включването на атмосферен кислород, приближавайки цялостния анализ до линията на земно фракциониране (TFL). Това заключение е в съответствие с минераложките данни (обсъдени по-рано), че зърната на Рюгу не съдържат хидрати или сулфати, докато Оргейл съдържа.
Въз основа на горните минералогични данни, тези резултати подкрепят връзката между зърната на Рюгу и CI хондритите, но изключват връзката с CY хондритите. Фактът, че зърната на Рюгу не са свързани с CY хондритите, които показват ясни признаци на дехидратация в минералогията, е озадачаващ. Орбиталните наблюдения на Рюгу изглежда показват, че е претърпял дехидратация и следователно вероятно е съставен от CY материал. Причините за тази очевидна разлика остават неясни. Анализ на кислородните изотопи на други частици на Рюгу е представен в съпътстваща статия 12. Резултатите от този разширен набор от данни обаче също са в съответствие с връзката между частиците на Рюгу и CI хондритите.
Използвайки техники за координиран микроанализ (Допълнителна Фиг. 3), изследвахме пространственото разпределение на органичния въглерод върху цялата повърхност на фракцията на фокусирания йонен лъч (FIB) C0068.25 (Фиг. 3a–f). Финоструктурирани рентгенови абсорбционни спектри на въглерода (NEXAFS) в близкия ръб в сечение C0068.25, показващи няколко функционални групи – ароматни или C=C (285.2 eV), C=O (286.5 eV), CH4 (287.5 eV) и C(=O)O (288.8 eV) – графеновата структура липсва при 291.7 eV (Фиг. 3a), което означава ниска степен на термична вариация. Силният пик CH4 (287.5 eV) на частичните органични вещества на C0068.25 се различава от неразтворимите органични вещества на предварително изследвани въглеродни хондрити и е по-подобен на IDP14 и кометните частици, получени от мисията Stardust. Силен CH пик при 287.5 eV и много слаб ароматен или C=C пик при 285.2 eV показват, че органичните съединения са богати на алифатни съединения (фиг. 3a и допълнителна фигура 3a). Области, богати на алифатни органични съединения, са локализирани в едрозърнести филосиликати, както и в области с лоша ароматна (или C=C) въглеродна структура (фиг. 3c,d). За разлика от това, A0037,22 (допълнителна фигура 3) частично показва по-ниско съдържание на богати на алифатен въглерод области. Основната минералогия на тези зърна е богата на карбонати, подобно на хондрит CI 16, което предполага значителна промяна на изходната вода (допълнителна таблица 1). Окислителните условия ще благоприятстват по-високи концентрации на карбонилни и карбоксилни функционални групи в органични съединения, свързани с карбонати. Субмикронното разпределение на органичните вещества с алифатни въглеродни структури може да бъде много различно от разпределението на едрозърнестите слоести силикати. В метеорита край езерото Тагиш бяха открити следи от алифатни органични съединения, свързани с филосиликат-ОН. Координирани микроаналитични данни показват, че органичната материя, богата на алифатни съединения, може да е широко разпространена в астероиди от тип C и тясно свързана с филосиликати. Това заключение е в съответствие с предишни доклади за алифатни/ароматни CHs в частици от Рюгу, демонстрирани от MicroOmega, хиперспектрален микроскоп с близка инфрачервена област. Важен и нерешен въпрос е дали уникалните свойства на богатите на въглерод алифатни органични съединения, свързани с едрозърнести филосиликати, наблюдавани в това проучване, се срещат само на астероида Рюгу.
a, NEXAFS въглеродни спектри, нормализирани до 292 eV в богатата на ароматни (C=C) области (червено), в богатата на алифатни области (зелено) и в матрицата (синьо). Сивата линия е спектърът на неразтворими органични съединения от Murchison 13 за сравнение. au, арбитражна единица. b, Спектрално изображение от сканираща трансмисионна рентгенова микроскопия (STXM) на въглероден K-ръб, показващо, че сечението е доминирано от въглерод. c, RGB композитен график с богати на ароматни (C=C) области (червено), богати на алифатни области (зелено) и матрица (синьо). d, органични вещества, богати на алифатни съединения, са концентрирани в едрозърнест филосиликат, площта е увеличена от белите пунктирани квадратчета в b и c. e, големи наносфери (ng-1) в площта, увеличена от бялата пунктирана кутия в b и c. За: пиротин. Pn: никел-хромит. f, Наномащабна вторично-йонна масспектрометрия (NanoSIMS), елементарни изображения на водород (1H), въглерод (12C) и азот (12C14N), изображения на съотношението на елементите 12C/1H и кръстосани изотопни изображения на δD, δ13C и δ15N – Раздел PG-1: пресоларен графит с екстремно обогатяване с 13C (Допълнителна таблица 4).
Кинетичните изследвания на разграждането на органичната материя в метеоритите от Мърчисън могат да предоставят важна информация за хетерогенното разпределение на алифатната органична материя, богата на зърна от Рюгу. Това проучване показва, че алифатните CH връзки в органичната материя се запазват до максимална температура от около 30°C при родителския материал и/или се променят в зависимост от времето и температурата (напр. 200 години при 100°C и 0°C 100 милиона години). Ако прекурсорът не се нагрява при дадена температура за повече от определено време, първоначалното разпределение на алифатните органични вещества, богати на филосиликат, може да се запази. Промените във водата в скалния източник обаче могат да усложнят това тълкуване, тъй като богатият на карбонат A0037 не показва богати на въглерод алифатни области, свързани с филосиликати. Тази ниска температурна промяна приблизително съответства на наличието на кубичен фелдшпат в зърната от Рюгу (Допълнителна таблица 1)20.
Фракция C0068.25 (ng-1; Фиг. 3a–c,e) съдържа голяма наносфера, показваща силно ароматни (или C=C), умерено алифатни и слаби спектри на C(=O)O и C=O. Сигнатурата на алифатния въглерод не съвпада с сигнатурата на неразтворимите в насипно състояние органични вещества и органичните наносфери, свързани с хондрити (Фиг. 3a) 17,21. Раманов и инфрачервен спектроскопски анализ на наносферите в езерото Тагиш показаха, че те се състоят от алифатни и окислени органични съединения и неподредени полициклични ароматни органични съединения със сложна структура 22,23. Тъй като околната матрица съдържа органични вещества, богати на алифатни съединения, сигнатурата на алифатния въглерод в ng-1 може да е аналитичен артефакт. Интересното е, че ng-1 съдържа вградени аморфни силикати (Фиг. 3e), текстура, която все още не е докладвана за извънземни органични вещества. Аморфните силикати могат да бъдат естествени компоненти на ng-1 или да са резултат от аморфизация на водни/безводни силикати чрез йонен и/или електронен лъч по време на анализ.
Йонните изображения, получени чрез NanoSIMS, на секцията C0068.25 (фиг. 3f), показват равномерни промени в δ13C и δ15N, с изключение на пресоларните зърна с голямо обогатяване с 13C от 30 811‰ (PG-1 в изображението на δ13C на фиг. 3f) (Допълнителна таблица 4). Рентгеновите изображения на елементарните зърна и TEM изображенията с висока резолюция показват само концентрацията на въглерод и разстоянието между базалните равнини от 0,3 nm, което съответства на графита. Прави впечатление, че стойностите на δD (841 ± 394‰) и δ15N (169 ± 95‰), обогатени с алифатна органична материя, свързана с едрозърнести филосиликати, се оказват малко по-високи от средните за целия регион C (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) в C0068.25 (Допълнителна таблица 4). Това наблюдение предполага, че богатите на алифатни съединения органични вещества в едрозърнестите филосиликати може да са по-примитивни от околните органични вещества, тъй като последните може да са претърпели изотопен обмен с околната вода в първоначалното тяло. Алтернативно, тези изотопни промени могат да бъдат свързани и с първоначалния процес на образуване. Интерпретира се, че финозърнестите слоести силикати в CI хондритите са се образували в резултат на непрекъсната промяна на първоначалните едрозърнести безводни силикатни клъстери. Богатата на алифатни съединения органична материя може да се е образувала от прекурсорни молекули в протопланетарния диск или междузвездната среда преди образуването на Слънчевата система и след това е била леко променена по време на водните промени в родителското тяло Рюгу (голямото). Размерът (<1,0 км) на Рюгу е твърде малък, за да поддържа достатъчно вътрешна топлина за водна промяна, за да се образуват водни минерали25. Размерът (<1,0 км) на Рюгу е твърде малък, за да поддържа достатъчно вътрешна топлина за водна промяна, която да образува водни минерали25. Размер (<1,0 км) Рюгу е твърде малък, за да поддържа достатъчно вътрешна топлина за водни промени с образуването на водни минерали25. Размер (<1,0 км) Рюгу е твърде малък, за да поддържа достатъчно вътрешна топлина за обмен на водата, за да се образуват водни минерали25. Ryugu 的尺寸（<1,0 公里）太小，不足以维持内部热量以进行水蚀变形成含水矿物25. Ryugu 的尺寸（<1,0 公里）太小，不足以维持内部热量以进行水蚀变形成含水矿物25. Размерът на рюга (<1,0 км) е твърде малък, за да поддържа вътрешна топлина за промяна на водата с образуването на водни минерали25. Размерът на Рюгу (<1,0 км) е твърде малък, за да поддържа вътрешна топлина, необходима за преобразуване на водата в водни минерали25.Следователно, може да са необходими предшественици на Рюгу с размер десетки километри. Органичната материя, богата на алифатни съединения, може да запази първоначалните си изотопни съотношения поради асоциацията с едрозърнести филосиликати. Точната природа на изотопните тежки носители обаче остава неясна поради сложното и деликатно смесване на различните компоненти в тези FIB фракции. Това могат да бъдат органични вещества, богати на алифатни съединения в гранулите на Рюгу, или едри филосиликати, които ги заобикалят. Обърнете внимание, че органичната материя в почти всички въглеродни хондрити (включително CI хондрити) е по-богата на D, отколкото във филосиликатите, с изключение на метеоритите CM Paris 24, 26.
Графики на обема δD и δ15N на FIB срезове, получени за A0002.23 и A0002.26, A0037.22 и A0037.23 и C0068.23, C0068.25 и C0068.26 FIB срезове (общо седем FIB среза от три частици Ryugu). Сравнение на NanoSIMS с други обекти на Слънчевата система е показано на фиг. 4 (Допълнителна таблица 4)27,28. Промените в обема на δD и δ15N в профилите A0002, A0037 и C0068 са съвместими с тези в IDP, но по-високи, отколкото в хондритите CM и CI (фиг. 4). Обърнете внимание, че диапазонът на стойностите на δD за пробата от Комета 29 (-240 до 1655‰) е по-голям от този на Ryugu. Обемите δD и δ15N на профилите на Рюкю, като правило, са по-малки от средните за кометите от семейството на Юпитер и облака на Оорт (фиг. 4). По-ниските стойности на δD ​​на CI хондритите може да отразяват влиянието на земното замърсяване в тези проби. Като се имат предвид приликите между Белс, езерото Тагиш и IDP, голямата хетерогенност в стойностите на δD и δN ​​в частиците на Рюгу може да отразява промени в първоначалните изотопни сигнатури на органичните и водните състави в ранната слънчева система. Подобните изотопни промени в δD и δN в частиците на Рюгу и IDP предполагат, че и двете биха могли да се образуват от материал от един и същ източник. Смята се, че IDP произхождат от кометни източници 14. Следователно, Рюгу може да съдържа кометоподобен материал и/или поне от външната част на слънчевата система. Това обаче може да е по-трудно, отколкото посочваме тук, поради (1) сместа от сферолитна и богата на D вода върху родителското тяло 31 и (2) съотношението D/H на кометата като функция от кометната активност 32. Причините за наблюдаваната хетерогенност на водородните и азотните изотопи в частиците на Рюгу обаче не са напълно изяснени, отчасти поради ограничения брой анализи, налични днес. Резултатите от водородните и азотните изотопни системи все още повдигат вероятността Рюгу да съдържа по-голямата част от материала извън Слънчевата система и по този начин да показва известно сходство с кометите. Профилът на Рюгу не показва видима корелация между δ13C и δ15N (Допълнителна таблица 4).
Общият изотопен състав на H и N на частиците Ryugu (червени кръгове: A0002, A0037; сини кръгове: C0068) корелира със слънчевата величина 27, средното семейство на Юпитер (JFC27) и кометите от облака на Оорт (OCC27), IDP28 и въглеродните хондрули. Сравнение на метеорит 27 (CI, CM, CR, C2-ung). Изотопният състав е даден в Допълнителна таблица 4. Пунктираните линии са земните изотопни стойности за H и N.
Транспортът на летливи вещества (напр. органична материя и вода) към Земята остава проблем26,27,33. Субмикронната органична материя, свързана с едри филосиликати в частиците на Рюгу, идентифицирани в това проучване, може да бъде важен източник на летливи вещества. Органичната материя в едрозърнестите филосиликати е по-добре защитена от разграждане16,34 и разпад35, отколкото органичната материя във финозърнестите матрици. По-тежкият изотопен състав на водорода в частиците означава, че е малко вероятно те да са единственият източник на летливи вещества, пренесени до ранната Земя. Те могат да бъдат смесени с компоненти с по-лек изотопен състав на водорода, както беше предложено наскоро в хипотезата за наличието на вода, задвижвана от слънчевия вятър, в силикатите.
В това проучване показваме, че метеоритите от типа CI, въпреки геохимичното им значение като представители на цялостния състав на Слънчевата система,6,10 са замърсени от Земята проби. Също така предоставяме директни доказателства за взаимодействия между богата алифатна органична материя и съседни водни минерали и предполагаме, че Рюгу може да съдържа екстрасоларен материал37. Резултатите от това проучване ясно демонстрират значението на директното вземане на проби от протоастероиди и необходимостта от транспортиране на върнатите проби при напълно инертни и стерилни условия. Представените тук доказателства показват, че частиците от Рюгу несъмнено са едни от най-незамърсените материали от Слънчевата система, достъпни за лабораторни изследвания, и по-нататъшното изучаване на тези ценни проби несъмнено ще разшири разбирането ни за ранните процеси в Слънчевата система. Частиците от Рюгу са най-доброто представяне на цялостния състав на Слънчевата система.
За да определим сложната микроструктура и химичните свойства на пробите в субмикронен мащаб, използвахме синхротронно-лъчева компютърна томография (SR-XCT) и SR рентгенова дифракция (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM анализ. Няма разграждане, замърсяване, дължащо се на земната атмосфера, и няма повреди от фини частици или механични проби. Междувременно извършихме систематичен обемен анализ, използвайки сканираща електронна микроскопия (SEM)-EDS, EPMA, XRD, инструментален неутронен активационен анализ (INAA) и оборудване за лазерно флуориране на кислородни изотопи. Процедурите за анализ са показани на Допълнителна фигура 3 и всеки анализ е описан в следващите раздели.
Частици от астероида Рюгу бяха възстановени от модула за повторно влизане Хаябуса-2 и доставени до контролния център на JAXA в Сагамихара, Япония, без да замърсяват земната атмосфера4. След първоначално и неразрушително характеризиране в съоръжение, управлявано от JAXA, използвайте херметически запечатващи се контейнери за междуобектов трансфер и торбички за капсули за проби (сапфирено стъкло с диаметър 10 или 15 mm и неръждаема стомана, в зависимост от размера на пробата), за да се избегне смущение в околната среда. Замърсители от околната среда и/или земята (напр. водни пари, въглеводороди, атмосферни газове и фини частици) и кръстосано замърсяване между пробите по време на подготовката на пробите и транспортирането им между институти и университети38. За да се избегне разграждане и замърсяване поради взаимодействие със земната атмосфера (водни пари и кислород), всички видове подготовка на пробите (включително раздробяване с танталов длето, използване на балансиран диамантен трион (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) и рязане на епоксидна смола) (подготовка за монтаж) бяха извършени в ръкавична камера под чист и сух N2 (точка на оросяване: -80 до -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Всички използвани тук предмети се почистват с комбинация от ултрачиста вода и етанол, използвайки ултразвукови вълни с различна честота.
Тук изучаваме колекцията от метеорити на Националния полярни изследователски институт (NIPR) на Антарктическия изследователски център за метеорити (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 и CY: Y 980115).
За прехвърляне между инструменти за SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS и TEM анализ, използвахме универсалния ултратънък държач за проби, описан в предишни проучвания38.
SR-XCT анализът на проби от Ryugu беше извършен с помощта на интегрираната CT система BL20XU/SPring-8. Интегрираната CT система се състои от различни режими на измерване: режим с широко зрително поле и ниска резолюция (WL) за улавяне на цялата структура на пробата, режим с тясно зрително поле и режим с висока резолюция (NH) за точно измерване на площта на пробата, представляваща интерес и рентгенографии за получаване на дифракционна картина на обема на пробата и извършване на XRD-CT за получаване на 2D диаграма на минералните фази в хоризонталната равнина в пробата. Обърнете внимание, че всички измервания могат да се извършват без използване на вградената система за отстраняване на държача на пробата от основата, което позволява точни CT и XRD-CT измервания. Рентгеновият детектор в режим WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) беше оборудван с допълнителна метал-оксид-полупроводникова (CMOS) камера (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) с резолюция 4608 × 4608 пиксела със сцинтилатор, състоящ се от 10 лутециево-алуминиев гранат монокристал с дебелина µm (Lu3Al5O12:Ce) и релейна леща. Размерът на пиксела в режим WL е около 0.848 µm. По този начин, зрителното поле (FOV) в режим WL е приблизително 6 mm в режим на офсетова компютърна томография (offset CT). Рентгеновият детектор в NH режим (BM AA50; Hamamatsu Photonics) беше оборудван със сцинтилатор от гадолиний-алуминий-галиев гранат (Gd3Al2Ga3O12) с дебелина 20 µm, CMOS камера (C11440-22CU) с резолюция 2048 × 2048 пиксела; Hamamatsu Photonics) и леща ×20. Размерът на пикселите в NH режим е ~0,25 µm, а зрителното поле е ~0,5 mm. Детекторът за XRD режим (BM AA60; Hamamatsu Photonics) беше оборудван със сцинтилатор, състоящ се от екран от прах P43 (Gd2O2S:Tb) с дебелина 50 µm, CMOS камера с резолюция 2304 × 2304 пиксела (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) и релейна леща. Детекторът има ефективен размер на пиксела от 19,05 µm и зрително поле от 43,9 mm2. За да увеличим зрителното поле (FOV), приложихме офсетна КТ процедура в WL режим. Изображението в пропусната светлина за КТ реконструкция се състои от изображение в диапазона от 180° до 360°, отразено хоризонтално около оста на въртене, и изображение в диапазона от 0° до 180°.
В XRD режим, рентгеновият лъч се фокусира от френелова зонна пластина. В този режим детекторът е поставен на 110 mm зад пробата, а ограничителят на лъча е на 3 mm пред детектора. Дифракционни изображения в диапазона 2θ от 1,43° до 18,00° (стъпка на решетката d = 16,6–1,32 Å) са получени с рентгеново петно, фокусирано в долната част на зрителното поле на детектора. Пробата се движи вертикално на равни интервали, с половин оборот за всяка стъпка на вертикално сканиране. Ако минералните частици отговарят на условието на Браг, когато се завъртят на 180°, е възможно да се получи дифракция на минералните частици в хоризонталната равнина. След това дифракционните изображения са комбинирани в едно изображение за всяка стъпка на вертикално сканиране. Условията на SR-XRD-CT анализа са почти същите като тези за SR-XRD анализа. В XRD-CT режим детекторът е разположен на 69 mm зад пробата. Дифракционните изображения в диапазона 2θ варират от 1,2° до 17,68° (d = 19,73 до 1,35 Å), където както рентгеновият лъч, така и ограничителят на лъча са в една линия с центъра на зрителното поле на детектора. Сканирайте пробата хоризонтално и я завъртете на 180°. SR-XRD-CT изображенията бяха реконструирани с пикови минерални интензитети като пикселни стойности. При хоризонтално сканиране пробата обикновено се сканира в 500–1000 стъпки.
За всички експерименти, енергията на рентгеновите лъчи беше фиксирана на 30 keV, тъй като това е долната граница на проникване на рентгенови лъчи в метеорити с диаметър около 6 mm. Броят на изображенията, получени за всички CT измервания по време на завъртане на 180°, беше 1800 (3600 за програмата за offset CT), а времето на експозиция на изображенията беше 100 ms за WL режим, 300 ms за NH режим, 500 ms за XRD и 50 ms за XRD-CT ms. Типичното време за сканиране на пробата е около 10 минути в WL режим, 15 минути в NH режим, 3 часа за XRD и 8 часа за SR-XRD-CT.
КТ изображенията бяха реконструирани чрез конволюционна обратна проекция и нормализирани за линеен коефициент на затихване от 0 до 80 cm-1. Софтуерът Slice беше използван за анализ на 3D данните, а софтуерът muXRD - за анализ на XRD данните.
Епоксидно фиксираните частици Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 и C0068) бяха постепенно полирани по повърхността до нивото на диамантен филм с дебелина 0,5 µm (3M) при сухи условия, като се избягва контакт на материала с повърхността по време на процеса на полиране. Полираната повърхност на всяка проба първо беше изследвана чрез светлинна микроскопия, а след това чрез обратно разсеяни електрони, за да се получат минералогични и текстурни изображения (BSE) на пробите и качествени NIPR елементи, използвайки JEOL JSM-7100F SEM, оборудван с енергийно-дисперсионен спектрометър (AZtec). За всяка проба съдържанието на основни и второстепенни елементи беше анализирано с помощта на електронно-сондов микроанализатор (EPMA, JEOL JXA-8200). Анализирайте филосиликатни и карбонатни частици при 5 nA, естествени и синтетични стандарти при 15 keV, сулфиди, магнетит, оливин и пироксен при 30 nA. Модалните степени бяха изчислени от карти на елементите и BSE изображения, използвайки софтуера ImageJ 1.53 с подходящи прагове, произволно зададени за всеки минерал.
Анализът на кислородните изотопи е извършен в Открития университет (Милтън Кийнс, Великобритания), използвайки инфрачервена лазерна флуорираща система. Пробите от Hayabusa2 са доставени до Открития университет 38 в контейнери, пълни с азот, за прехвърляне между съоръженията.
Зареждането на пробите е извършено в азотна ръкавична кутия с контролирано ниво на кислород под 0,1%. За аналитичната работа с Hayabusa2 е изработен нов държач за проба от Ni, състоящ се само от два отвора за пробата (диаметър 2,5 mm, дълбочина 5 mm), единият за частици Hayabusa2, а другият за вътрешен стандарт от обсидиан. По време на анализа, кладенчето за пробата, съдържащо материала Hayabusa2, е покрито с вътрешен прозорец от BaF2 с дебелина приблизително 1 mm и диаметър 3 mm, за да се задържи пробата по време на лазерната реакция. Потокът от BrF5 към пробата се поддържа от канал за смесване на газ, изрязан в държача за проба от Ni. Камерата за пробата също е преконфигурирана, така че да може да се извади от вакуумната линия за флуориране и след това да се отвори в азотна ръкавична кутия. Двукомпонентната камера е запечатана с медно уплътнение с компресия и верижна скоба EVAC Quick Release CeFIX 38. Прозорец от BaF2 с дебелина 3 mm в горната част на камерата позволява едновременно наблюдение на пробата и лазерното нагряване. След зареждане на пробата, затегнете отново камерата и я свържете отново към флуорираната линия. Преди анализа, камерата за пробата се нагрява под вакуум до около 95°C за една нощ, за да се отстрани всякаква адсорбирана влага. След нагряване за една нощ, камерата се оставя да се охлади до стайна температура, след което частта, изложена на атмосферата по време на прехвърлянето на пробата, се продухва с три аликвотни части BrF5 за отстраняване на влагата. Тези процедури гарантират, че пробата Hayabusa 2 не е изложена на атмосферата и не е замърсена с влага от частта от флуорираната линия, която се изпуска в атмосферата по време на зареждането на пробата.
Пробите от частици Ryugu C0014-4 и Orgueil (CI) бяха анализирани в модифициран „единичен“ режим42, докато анализът на Y-82162 (CY) беше извършен на единична тава с множество ямки за проби41. Поради безводния им състав, не е необходимо да се използва един-единствен метод за CY хондрити. Пробите бяха нагрявани с помощта на инфрачервен CO2 лазер Photon Machines Inc. с мощност 50 W (10.6 µm), монтиран на XYZ портала в присъствието на BrF5. Вградената видеосистема следи хода на реакцията. След флуориране, освободеният O2 беше пречистен с помощта на два криогенни азотни капана и нагрят слой от KBr за отстраняване на излишния флуор. Изотопният състав на пречистения кислород беше анализиран на двуканален масспектрометър Thermo Fisher MAT 253 с масова резолюция от около 200.
В някои случаи количеството газообразен O2, отделен по време на реакцията на пробата, е било по-малко от 140 µg, което е приблизителната граница за използване на меховото устройство на масспектрометъра MAT 253. В тези случаи използвайте микрообеми за анализ. След анализ на частиците Hayabusa2, вътрешният стандарт на обсидиана е флуориран и е определен неговият кислороден изотопен състав.
Йоните на фрагмента NF+ NF3+ интерферират с лъча с маса 33 (16O17O). За да се елиминира този потенциален проблем, повечето проби се обработват с помощта на криогенни процедури за разделяне. Това може да се направи в посока напред преди анализа MAT 253 или като втори анализ чрез връщане на анализирания газ обратно към специалното молекулно сито и повторното му преминаване след криогенното разделяне. Криогенното разделяне включва подаване на газ към молекулно сито при температура на течен азот и след това изпускането му в първично молекулно сито при температура -130°C. Обширни тестове показват, че NF+ остава върху първото молекулно сито и не се наблюдава значително фракциониране при използване на този метод.
Въз основа на многократни анализи на нашите вътрешни обсидианови стандарти, общата точност на системата в режим на мех е: ±0,053‰ за δ17O, ±0,095‰ за δ18O, ±0,018‰ за Δ17O (2 sd). Анализът на кислородните изотопи е даден в стандартната делта нотация, където delta18O се изчислява като:
Използвайте също съотношението 17O/16O за δ17O. VSMOW е международният стандарт за Виенския среден стандарт за морска вода. Δ17O представлява отклонението от линията на фракциониране на земята, а формулата за изчисление е: Δ17O = δ17O – 0.52 × δ18O. Всички данни, представени в Допълнителна таблица 3, са коригирани с пропуски.
Срези с дебелина приблизително от 150 до 200 nm бяха извлечени от частици Ryugu, използвайки инструмент Hitachi High Tech SMI4050 FIB в JAMSTEC, Институт за вземане на проби от ядки Кочи. Обърнете внимание, че всички FIB срези бяха възстановени от необработени фрагменти от необработени частици, след като бяха извадени от съдове, пълни с газ N2, за междуобектно прехвърляне. Тези фрагменти не бяха измерени чрез SR-CT, а бяха обработени с минимално излагане на земната атмосфера, за да се избегнат потенциални повреди и замърсяване, които биха могли да повлияят на K-ръба на въглерода. След отлагане на защитен слой от волфрам, областта от интерес (до 25 × 25 μm2) беше изрязана и изтънена с Ga+ йонен лъч при ускоряващо напрежение 30 kV, след това при 5 kV и ток на сондата 40 pA, за да се сведе до минимум увреждането на повърхността. Ултратънките срези след това бяха поставени върху уголемена медна мрежа (Kochi mesh) 39, използвайки микроманипулатор, оборудван с FIB.
Пелетите Ryugu A0098 (1.6303 mg) и C0068 (0.6483 mg) бяха запечатани два пъти в чисти полиетиленови листове с висока чистота в ръкавична камера, запълнена с чист азот, на SPring-8 без никакво взаимодействие със земната атмосфера. Подготовката на пробите за JB-1 (геоложка референтна скала, издадена от Геоложката служба на Япония) беше извършена в Токийския столичен университет.
INAA се провежда в Института за интегрирани радиационни и ядрени науки към Университета в Киото. Пробите са облъчени два пъти с различни цикли на облъчване, избрани според периода на полуразпад на нуклида, използван за количествено определяне на елементите. Първо, пробата е облъчена в пневматична облъчваща тръба за 30 секунди. Потоците от топлинни и бързи неутрони на фиг. 3 са съответно 4,6 × 1012 и 9,6 × 1011 cm-2 s-1 за определяне на съдържанието на Mg, Al, Ca, Ti, V и Mn. Химикали като MgO (чистота 99,99%, Soekawa Chemical), Al (чистота 99,9%, Soekawa Chemical) и метал Si (чистота 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical) също са облъчени, за да се коригират смущаващи ядрени реакции като (n, n). Пробата е облъчена и с натриев хлорид (чистота 99,99%; MANAC), за да се коригират промените в неутронния поток.
След неутронно облъчване, външният полиетиленов лист беше заменен с нов и гама-лъчението, излъчвано от пробата и референтния материал, беше незабавно измерено с Ge детектор. Същите проби бяха облъчени повторно в продължение на 4 часа в пневматична облъчваща тръба. 2 има топлинен и бърз неутронен поток от съответно 5.6 x 1012 и 1.2 x 1012 cm-2 s-1 за определяне на Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, съдържание Se, Sb, Os, Ir и Au. Контролни проби от Ga, As, Se, Sb, Os, Ir и Au бяха облъчени чрез нанасяне на подходящи количества (от 10 до 50 μg) стандартни разтвори с известни концентрации на тези елементи върху две парчета филтърна хартия, последвано от облъчване на пробите. Броенето на гама-лъчите беше извършено в Института за интегрирани радиационни и ядрени науки, Университета в Киото и Изследователския център RI, Токийския столичен университет. Аналитичните процедури и референтните материали за количествено определяне на INAA елементи са същите като описаните в предишната ни работа.
Рентгенов дифрактометър (Rigaku SmartLab) е използван за събиране на дифракционните картини на проби Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) и C0087 (<1 mg) в NIPR. Рентгенов дифрактометър (Rigaku SmartLab) е използван за събиране на дифракционните картини на проби Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) и C0087 (<1 mg) в NIPR. Рентгеновският дифрактометр (Rigaku SmartLab) е използван за събиране на дифракционни изображения на образци Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) и C0087 (<1 mg) в NIPR. За събиране на дифракционни картини на проби Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) и C0087 (<1 mg) в NIPR е използван рентгенов дифрактометър (Rigaku SmartLab).使用X 射线衍射仪 (Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg)、A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的衍射图案。使用X 射线衍射仪 (Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg)、A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的衍射图案。 Образците на дифрактограмми Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) и C0087 (<1 mg) са получени в NIPR с използване на рентгенов дифрактометр (Rigaku SmartLab). Рентгеноструктурните данни на проби Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) и C0087 (<1 mg) са получени в NIPR с помощта на рентгенов дифрактометър (Rigaku SmartLab).Всички проби бяха смлени на фин прах върху силициева неотразяваща пластина, използвайки сапфирена стъклена плоча, и след това равномерно разпределени върху силициевата неотразяваща пластина без течност (вода или алкохол). Условията на измерване са следните: Рентгеново лъчение от Cu Kα се генерира при напрежение на тръбата 40 kV и ток на тръбата 40 mA, граничната дължина на процепа е 10 mm, ъгълът на отклонение е (1/6)°, скоростта на въртене в равнината е 20 rpm, а диапазонът е 2θ (двоен ъгъл на Браг) е 3-100° и отнема около 28 часа за анализ. Използвана е оптика Bragg Brentano. Детекторът е едномерен силициев полупроводников детектор (D/teX Ultra 250). Рентгеновите лъчи от Cu Kβ бяха отстранени с помощта на Ni филтър. Използвайки налични проби, измерванията на синтетичен магнезиев сапонит (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), серпентин (листов серпентин, Miyazu, Nikka) и пиротит (моноклинен 4C, Chihua, Mexico Watts) бяха сравнени, за да се идентифицират пиковете и да се използват дифракционни данни от прахообразни файлове от Международния център за дифракционни данни, доломит (PDF 01-071-1662) и магнетит (PDF 00-019-0629). Дифракционните данни от Ryugu бяха сравнени и с данни за хидроалтернирани въглеродни хондрити, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 и Y 980115 CY (етап на нагряване III, 500–750°C). Сравнението показа сходства с Orgueil, но не и с Y-791198 и Y 980115.
NEXAFS спектрите с въглероден ръб K на ултратънки срези от проби, направени от FIB, бяха измерени с помощта на STXM BL4U канала в синхротронното съоръжение UVSOR в Института по молекулярни науки (Оказаки, Япония). Размерът на петното на лъч, оптично фокусиран с френелова зонна пластина, е приблизително 50 nm. Енергийната стъпка е 0.1 eV за фината структура на областта близо до ръба (283.6–292.0 eV) и 0.5 eV (280.0–283.5 eV и 292.5–300.0 eV) за предните и задните области. Времето за всеки пиксел на изображението беше зададено на 2 ms. След евакуация, аналитичната камера на STXM беше напълнена с хелий под налягане от около 20 mbar. Това помага да се сведе до минимум термичният дрейф на рентгеновото оптично оборудване в камерата и държача на пробата, както и да се намали повредата и/или окисляването на пробата. Въглеродните спектри NEXAFS K-edge са генерирани от подредени данни, използвайки софтуера aXis2000 и патентования софтуер за обработка на данни STXM. Обърнете внимание, че кутията за прехвърляне на проби и ръкавичната кутия се използват, за да се избегне окисляването и замърсяването на пробите.
След STXM-NEXAFS анализ, изотопният състав на водород, въглерод и азот на Ryugu FIB срези беше анализиран с помощта на изотопно изобразяване с JAMSTEC NanoSIMS 50L. Фокусиран първичен Cs+ лъч от около 2 pA за анализ на изотопи на въглерод и азот и около 13 pA за анализ на изотопи на водород е растеризиран върху площ от около 24 × 24 µm2 до 30 × 30 µm2 върху пробата. След 3-минутно предварително пръскане при относително силен ток на първичния лъч, всеки анализ започваше след стабилизиране на интензитета на вторичния лъч. За анализа на изотопите на въглерод и азот, изображения на 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– и 12C15N– бяха получени едновременно с помощта на мултиплексно детектиране със седем електронни множители с масова резолюция от приблизително 9000, което е достатъчно за разделяне на всички съответни изотопни съединения. интерференция (т.е. 12C1H върху 13C и 13C14N върху 12C15N). За анализа на водородни изотопи бяха получени 1H-, 2D- и 12C- изображения с масова резолюция от приблизително 3000 с множествено откриване, използвайки три електронни множителя. Всеки анализ се състои от 30 сканирани изображения на една и съща област, като едно изображение се състои от 256 × 256 пиксела за анализ на изотопи на въглерод и азот и 128 × 128 пиксела за анализ на изотопи на водород. Времето на закъснение е 3000 µs на пиксел за анализ на изотопи на въглерод и азот и 5000 µs на пиксел за анализ на изотопи на водород. Използвахме 1-хидроксибензотриазол хидрат като стандарти за изотопи на водород, въглерод и азот за калибриране на инструменталното масово фракциониране45.
За да определим изотопния състав на силиция в пресоларния графит в профила FIB C0068-25, използвахме шест електронни умножителя с масова резолюция от около 9000. Изображенията се състоят от 256 × 256 пиксела със закъснение от 3000 µs на пиксел. Калибрирахме инструмент за масово фракциониране, използвайки силициеви пластини като изотопни стандарти за водород, въглерод и силиций.
Изотопните изображения бяха обработени с помощта на софтуера за изображения NanoSIMS45 на НАСА. Данните бяха коригирани за мъртво време на електронния умножител (44 ns) и ефекти на квазиедновременно пристигане. Различно подравняване на сканирането за всяко изображение, за да се коригира дрейфът на изображението по време на заснемане. Крайното изотопно изображение се създава чрез добавяне на вторични йони от всяко изображение за всеки пиксел на сканиране.
След STXM-NEXAFS и NanoSIMS анализ, същите FIB срези бяха изследвани с помощта на трансмисионен електронен микроскоп (JEOL JEM-ARM200F) при ускоряващо напрежение 200 kV в Кочи, JAMSTEC. Микроструктурата беше наблюдавана с помощта на трансмисионен електронен микроскоп (TEM) в светло поле и сканиращ TEM под висок ъгъл в тъмно поле. Минералните фази бяха идентифицирани чрез точкова електронна дифракция и решетъчно-лентово изобразяване, а химичният анализ беше извършен чрез EDS със 100 mm2 силициев дрифт детектор и софтуер JEOL Analysis Station 4.30. За количествен анализ, характерният интензитет на рентгеновите лъчи за всеки елемент беше измерен в TEM режим на сканиране с фиксирано време за събиране на данни от 30 s, площ на сканиране на лъча ~100 × 100 nm2 и ток на лъча 50 pA. Съотношението (Si + Al)-Mg-Fe в слоести силикати беше определено с помощта на експерименталния коефициент k, коригиран за дебелина, получен от стандарт на естествен пиропагранат.
Всички изображения и анализи, използвани в това проучване, са достъпни в системата за архивиране и комуникация на данни на JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Тази статия предоставя оригиналните данни.
Kitari, K. и др. Състав на повърхността на астероид 162173 Ryugu, наблюдаван от инструмента Hayabusa2 NIRS3. Science 364, 272–275.
Ким, А. Дж. Въглеродни хондрити (CY) от тип Ямато: аналози на повърхността на астероида Рюгу? Геохимия 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al. Първият съставен анализ на проби от Ryugu е извършен с помощта на хиперспектрален микроскоп MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Яда, Т. и др. Предварителен анализ на пробата Hyabusa2, върната от астероида тип C Ryugu. National Astron. 6, 214–220 (2021).