Täname, et külastasite veebisaiti Nature.com.Teie kasutataval brauseri versioonil on piiratud CSS-i tugi.Parima kasutuskogemuse saamiseks soovitame kasutada uuendatud brauserit (või keelata Internet Exploreris ühilduvusrežiim).Seni renderdame saidi jätkuva toe tagamiseks ilma stiilide ja JavaScriptita.
Lenduvad ja orgaanilise aine rikkad C-tüüpi asteroidid võivad olla üks peamisi veeallikaid Maal.Praegu annavad süsinikku sisaldavad kondriidid parima ülevaate nende keemilisest koostisest, kuid teave meteoriitide kohta on moonutatud: atmosfääri sisenedes ja seejärel maakeskkonnaga suhtlemisel jäävad ellu vaid kõige vastupidavamad tüübid.Siin tutvustame kosmoseaparaadi Hayabusa-2 abil Maale toimetatud primaarse Ryugu osakese üksikasjaliku mahulise ja mikroanalüütilise uuringu tulemusi.Ryugu osakesed näitavad koostiselt tihedat vastet keemiliselt fraktsioneerimata, kuid veega muudetud CI (Iwuna-tüüpi) kondriitidega, mida kasutatakse laialdaselt päikesesüsteemi üldise koostise indikaatorina.See proov näitab keerulist ruumilist seost rikkalike alifaatsete orgaaniliste ainete ja kihiliste silikaatide vahel ning näitab veeerosiooni ajal maksimaalset temperatuuri umbes 30 ° C.Leidsime deuteeriumi ja diasooniumi arvukuse, mis on kooskõlas päikesevälise päritoluga.Ryugu osakesed on kõige saastumatum ja lahutamatuim tulnukas materjal, mida eales uuritud ning sobivad kõige paremini päikesesüsteemi üldise koostisega.
2018. aasta juunist 2019. aasta novembrini viis Jaapani Lennundusuuringute Agentuuri (JAXA) kosmoselaev Hayabusa2 läbi ulatusliku asteroidi Ryugu kauguuringu.Hayabusa-2 lähiinfrapunaspektromeetri (NIRS3) andmed viitavad sellele, et Ryugu võib koosneda materjalist, mis sarnaneb termiliselt ja/või löökmetamorfsete süsinikkondriitidega.Lähim vaste on CY kondriit (Yamato tüüp) 2. Ryugu madalat albeedot võib seletada suure hulga süsinikurikaste komponentide olemasoluga, samuti osakeste suuruse, poorsuse ja ruumilise ilmastikumõjuga.Kosmoselaev Hayabusa-2 sooritas kaks maandumist ja proovide kogumist Ryugale.Esimesel maandumisel 21. veebruaril 2019 saadi pinnamaterjal, mida hoiti tagastuskapsli kambris A ning teisel maandumisel 11. juulil 2019 koguti materjali väikese teisaldatava löökkatsekeha moodustatud tehiskraatri lähedalt.Neid proove hoitakse osakonnas C. Osakeste esialgne mittepurustav iseloomustus 1. etapis spetsiaalsetes saastamata ja puhta lämmastikuga täidetud kambrites JAXA hallatavates rajatistes näitas, et Ryugu osakesed olid kõige sarnasemad CI4 kondriitidega ja esinesid „erineva variatsioonitasemega”3.Ryugu näiliselt vastuolulist klassifikatsiooni, mis sarnaneb CY või CI kondriitidega, saab lahendada ainult Ryugu osakeste üksikasjaliku isotoop-, elementaar- ja mineraloogilise iseloomustuse abil.Siin esitatud tulemused annavad kindla aluse, et teha kindlaks, milline neist kahest esialgsest selgitusest Ryugu asteroidi üldise koostise kohta on kõige tõenäolisem.
Kaheksa Ryugu graanulit (kokku ligikaudu 60 mg), neli kambrist A ja neli kambrist C määrati Kochi meeskonna juhtimiseks 2. faasi.Uuringu põhieesmärk on selgitada asteroidi Ryugu olemust, päritolu ja evolutsioonilugu ning dokumenteerida sarnasusi ja erinevusi teiste teadaolevate maaväliste isenditega, nagu kondriidid, planeetidevahelised tolmuosakesed (IDP) ja tagasipöörduvad komeedid.NASA Stardust missiooni kogutud proovid.
Viie Ryugu tera (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) üksikasjalik mineraloloogiline analüüs näitas, et need koosnevad peamiselt peene- ja jämedateralistest fülosilikaatidest (~64–88 mahuprotsenti; joonised 1a, b, täiendav joonis 1).ja lisatabel 1).Jämedateralised fülosilikaadid esinevad sulgjas agregaatidena (suurused kuni kümned mikronid) peeneteralistes, filosilikaadirikastes maatriksites (suurused alla mõne mikroni).Kihilised silikaatosakesed on serpentiin-saponiidi sümbiontid (joonis 1c).(Si + Al)-Mg-Fe kaart näitab ka, et kihilisel silikaatmaatriksil on serpentiini ja saponiidi vahepealne koostis (joonis 2a, b).Fülosilikaatmaatriks sisaldab karbonaatmineraale (~2–21 mahu%), sulfiidmineraale (~2,4–5,5 mahu%) ja magnetiiti (~3,6–6,8 mahuprotsenti).Üks selles uuringus uuritud osake (C0009) sisaldas väikeses koguses (~0,5 mahuprotsenti) veevaba silikaate (oliviin ja pürokseen), mis võib aidata tuvastada lähtematerjali, millest Ryugu kivi moodustas5.See veevaba silikaat on Ryugu graanulites haruldane ja see tuvastati positiivselt ainult C0009 graanulites.Karbonaadid esinevad maatriksis fragmentidena (alla paarisaja mikroni), enamasti dolomiidina, vähesel määral kaltsiumkarbonaati ja brinelli.Magnetiit esineb isoleeritud osakeste, framboidide, naastude või sfääriliste agregaatidena.Sulfiide esindab peamiselt pürrotiit ebakorrapäraste kuusnurksete prismade/plaatide või liistude kujul.Maatriks sisaldab suures koguses submikronilist pentlandiiti või kombinatsioonis pürrotiidiga. Süsinikurikkad faasid (suurused <10 µm) esinevad fülosilikaadirikkas maatriksis kõikjal. Süsinikurikkad faasid (suurused <10 µm) esinevad fülosilikaadirikkas maatriksis kõikjal. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Süsinikurikkad faasid (suurused <10 µm) esinevad fülosilikaadirikkas maatriksis kõikjal.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. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) преобладают в богатой филлосиликатами матрице. Fülosilikaadirikkas maatriksis domineerivad süsinikurikkad faasid (suurused <10 µm).Teised abimineraalid on näidatud täiendavas tabelis 1. C0087 ja A0029 ja A0037 segu röntgendifraktsioonimustrist määratud mineraalide loend on väga kooskõlas CI (Orgueil) kondriidis määratuga, kuid erineb oluliselt CY ja CM (Mighei tüüpi) andmetest (Mighei tüüp) and1 kondriidist.Ryugu terade (A0098, C0068) elementide kogusisaldus on samuti kooskõlas kondriit 6 CI-ga (laiendatud andmed, joonis 2 ja täiendav tabel 2).Seevastu CM-kondriitid on kahanenud mõõdukalt ja väga lenduvates elementides, eriti Mn ja Zn, ning rohkem tulekindlates elementides7.Mõnede elementide kontsentratsioonid on väga erinevad, mis võib peegeldada proovi loomupärast heterogeensust, mis on tingitud üksikute osakeste väiksusest ja sellest tulenevast proovivõtu kõrvalekaldest.Kõik petroloogilised, mineraloogilised ja elemendilised omadused näitavad, et Ryugu terad on väga sarnased kondriitidega CI8,9,10.Märkimisväärne erand on ferrihüdriidi ja sulfaadi puudumine Ryugu terades, mis viitab sellele, et need mineraalid CI-kondriitides tekkisid maapealse ilmastiku mõjul.
a, Mg Kα (punane), Ca Kα (roheline), Fe Kα (sinine) ja S Kα (kollane) kuivpoleeritud sektsiooni liitröntgenipilt C0068.Fraktsioon koosneb kihilistest silikaatidest (punane: ~88 vol%), karbonaatidest (dolomiit; heleroheline: ~1,6 vol%), magnetiidist (sinine: ~5,3 vol%) ja sulfiididest (kollane: sulfiid = ~2,5 mahuprotsenti. essee. b, kontuuripiirkonna kujutis tagasihajutatud elektronides Magneetiit a. Dolomiid – Fe Bru – on ebaküpsed magnetiit – a. mahl – voolukivi; Srp – serpentiin. c, kõrge eraldusvõimega transmissioonelektronmikroskoopia (TEM) pilt tüüpilisest saponiidi-serpentiini vahelisest kasvust, millel on vastavalt 0,7 nm ja 1,1 nm serpentiini ja saponiidi võre ribad.
Ryugu A0037 (tahked punased ringid) ja C0068 (tahked sinised ringid) osakeste maatriksi ja kihilise silikaadi (protsentides) koostis on näidatud (Si+Al)-Mg-Fe kolmekomponentses süsteemis.a, Elektronsondi mikroanalüüsi (EPMA) tulemused on joonistatud CI kondriitide (Ivuna, Orgueil, Alais)16 suhtes, mis on võrdluseks näidatud hallina.b, Skaneeriv TEM (STEM) ja energia hajutav röntgenspektroskoopia (EDS) analüüs, mis on näidatud võrdluseks Orgueil9 ja Murchison46 meteoriitide ja hüdreeritud IDP47-ga.Analüüsiti peeneteralisi ja jämedateralisi fülosilikaate, vältides raudsulfiidi väikeseid osakesi.Punktiirjooned punktides a ja b näitavad saponiidi ja serpentiini lahustumisjooni.Rauarikas koostis a-s võib olla tingitud submikronilistest raudsulfiidi teradest kihilistes silikaatterades, mida ei saa välistada EPMA analüüsi ruumilise eraldusvõimega.Andmepunktid, mille Si sisaldus on suurem kui saponiidil punktis b, võivad olla põhjustatud nanosuuruses amorfse ränirikka materjali olemasolust fülosilikaadikihi vahekohtades.Analüüside arv: N=69 A0037, N=68 EPMA, N=68 C0068, N=19 A0037 ja N=27 C0068 STEM-EDS puhul.c, trioksüosakeste Ryugu C0014-4 isotoobikaart võrreldes kondriidi väärtustega CI (Orgueil), CY (Y-82162) ja kirjanduse andmetega (CM ja C2-ung) 41, 48, 49.Oleme saanud andmed Orgueili ja Y-82162 meteoriitide kohta.CCAM on veevaba süsiniku sisaldavate kondriidi mineraalide rida, TFL on maa eraldusjoon.Ryugu osakese C0014-4, CI-kondriidi (Orgueil) ja CY-kondriidi (Y-82162) d, Δ17O ja δ18O kaardid (see uuring).Δ17O_Ryugu: Δ17O C0014-1 väärtus.Δ17O_Orgueil: Orgueili keskmine Δ17O väärtus.Δ17O_Y-82162: Y-82162 keskmine Δ17O väärtus.Võrdluseks on toodud ka CI ja CY andmed kirjandusest 41, 48, 49.
Hapniku massiisotoopide analüüs viidi läbi 1,83 mg materjaliprooviga, mis ekstraheeriti granuleeritud C0014-st laserfluorimisega (meetodid).Võrdluseks kasutasime seitset Orgueili (CI) koopiat (kogumass = 8, 96 mg) ja Y-82162 (CY) seitset koopiat (kogumass = 5, 11 mg) (täiendav tabel 3).
Joonisel fig.2d näitab Δ17O ja δ18O selget eraldumist Orgueili ja Ryugu keskmiste osakeste vahel võrreldes Y-82162-ga.Ryugu C0014-4 osakese Δ17O on suurem kui Orgeili osakesel, hoolimata kattumisest 2 sd juures.Ryugu osakestel on kõrgemad Δ17O väärtused võrreldes Orgeiliga, mis võib kajastada viimase maapealset reostust alates selle langemisest 1864. aastal. Ilmastikumõjud maismaakeskkonnas11 põhjustavad tingimata õhuhapniku kaasamise, mis toob üldise analüüsi maapealsele fraktsioneerimisjoonele (TFL) lähemale.See järeldus on kooskõlas mineraloogiliste andmetega (mida käsitleti varem), et Ryugu terad ei sisalda hüdraate ega sulfaate, samas kui Orgeil seda sisaldab.
Ülaltoodud mineraloogiliste andmete põhjal toetavad need tulemused Ryugu terade ja CI-kondriitide vahelist seost, kuid välistavad CY-kondriitide seose.Asjaolu, et Ryugu terad ei ole seotud CY kondriitidega, millel on selged dehüdratsioonimineraloogia märgid, on mõistatuslik.Ryugu orbitaalsed vaatlused näitavad, et see on läbinud dehüdratsiooni ja seetõttu koosneb see tõenäoliselt CY materjalist.Selle ilmse erinevuse põhjused jäävad ebaselgeks.Teiste Ryugu osakeste hapniku isotoopide analüüs on esitatud lisadokumendis 12. Kuid selle laiendatud andmekogumi tulemused on samuti kooskõlas Ryugu osakeste ja CI-kondriitide vahelise seosega.
Koordineeritud mikroanalüüsi tehnikaid (täiendav joonis 3) kasutades uurisime orgaanilise süsiniku ruumilist jaotust kogu fookustatud ioonkiire fraktsiooni (FIB) C0068.25 pinnal (joonised 3a–f).Süsiniku peenstruktuuriga röntgenikiirguse neeldumisspektrid (NEXAFS) lähiservas jaotises C0068.25, mis näitavad mitmeid funktsionaalseid rühmi – aromaatne ehk C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) ja C( =O)O (288,8 eV) (atseenstruktuur 288,8–288,8 fsenteV)2. ig. 3a), mis tähendab madalat termilise kõikumise astet.C0068.25 osaorgaaniliste ainete tugev CH-piik (287,5 eV) erineb varem uuritud süsinikkondriitide lahustumatust orgaanilisest ainest ja sarnaneb rohkem Stardust missioonil saadud IDP14 ja komeediosakestega.Tugev CH piik 287,5 eV juures ja väga nõrk aromaatne või C=C piik 285,2 eV juures näitavad, et orgaanilised ühendid on rikkad alifaatsete ühendite poolest (joonis 3a ja täiendav joonis 3a).Alifaatsete orgaaniliste ühendite rikkad alad paiknevad jämedateralistes fülosilikaatides, aga ka kehva aromaatse (ehk C=C) süsiniku struktuuriga aladel (joon. 3c,d).Seevastu A0037,22 (täiendav joonis 3) näitas osaliselt madalamat alifaatsete süsinikurikaste piirkondade sisaldust.Nende terade aluseks olev mineraloogia on rikas karbonaatide poolest, sarnaselt kondriidiga CI 16, mis viitab lähtevee ulatuslikule muutumisele (täiendav tabel 1).Oksüdeerivad tingimused soodustavad karbonüül- ja karboksüülrühma funktsionaalrühmade suuremat kontsentratsiooni karbonaatidega seotud orgaanilistes ühendites.Alifaatsete süsinikustruktuuridega orgaaniliste ainete submikroniline jaotus võib olla väga erinev jämedateraliste kihiliste silikaatide jaotusest.Tagishi järve meteoriidist leiti vihjeid alifaatsete orgaaniliste ühendite kohta, mis on seotud fülosilikaat-OH-ga.Koordineeritud mikroanalüütilised andmed viitavad sellele, et alifaatsete ühendite rikas orgaaniline aine võib olla C-tüüpi asteroidides laialt levinud ja tihedalt seotud fülosilikaatidega.See järeldus on kooskõlas varasemate aruannetega alifaatsete / aromaatsete CH-de kohta Ryugu osakestes, mida näitas lähi-infrapuna-hüperspektraalne mikroskoop MicroOmega.Oluline ja lahendamata küsimus on, kas selles uuringus täheldatud jämedateraliste fülosilikaatidega seotud alifaatsete süsinikurikaste orgaaniliste ühendite ainulaadseid omadusi leidub ainult asteroidil Ryugu.
a, NEXAFS-i süsinikuspektrid normaliseeriti 292 eV-ni aromaatsete (C=C) rikkas piirkonnas (punane), alifaatsete rikaste piirkondades (roheline) ja maatriksis (sinine).Hall joon on võrdluseks Murchison 13 lahustumatu orgaaniline spekter.au, vahekohtu üksus.b, süsiniku K-serva skaneeriva ülekande röntgenmikroskoopia (STXM) spektraalne kujutis, mis näitab, et sektsioonis domineerib süsinik.c, RGB liitdiagramm aromaatsete (C=C) rikaste piirkondadega (punane), alifaatiliste rikaste piirkondadega (roheline) ja maatriksiga (sinine).d, alifaatsete ühendite rikkad orgaanilised ained on koondunud jämedateralisesse fülosilikaadi, ala on suurendatud valgetest punktiirkastidest b ja c.e, suured nanosfäärid (ng-1) piirkonnas, mis on suurendatud punktides b ja c olevast valgest punktiirkastist.Sest: pürrotiit.Pn: nikkel-kromiit.F, nanoskaala sekundaarse ioonmassi spektromeetria (nanosimid), vesinik (1H), süsinik (12C) ja lämmastik (12C14N) elementaarsed pildid, 12C/1H elementide suhte kujutised ning rist ΔD, Δ13C ja Δ15n isotoopide kujutised-sektsioon PG-1: Presoral Graphyte'iga Excreme 13C-ga.
Murchisoni meteoriitide orgaanilise aine lagunemise kineetilised uuringud võivad anda olulist teavet Ryugu terades rikka alifaatse orgaanilise aine heterogeense jaotuse kohta.See uuring näitab, et orgaanilises aines püsivad alifaatsed CH-sidemed kuni maksimaalse temperatuurini umbes 30 °C ja/või muutuvad aja-temperatuuri suhetega (nt 200 aastat temperatuuril 100 °C ja 0 °C 100 miljonit aastat)..Kui lähteainet ei kuumutata antud temperatuuril üle teatud aja, võib säilida filosilikaadirikka alifaatsete orgaaniliste ainete esialgne jaotus.Lähtekivimite vee muutused võivad aga selle tõlgenduse keerulisemaks muuta, kuna karbonaadirikas A0037 ei näita fülosilikaatidega seotud süsinikurikkaid alifaatseid piirkondi.See madal temperatuurimuutus vastab ligikaudu kuupmeetrilise päevakivi olemasolule Ryugu terades (täiendav tabel 1) 20.
Fraktsioon C0068.25 (ng-1; joonised 3a–c, e) sisaldab suurt nanosfääri, millel on väga aromaatsed (või C=C), mõõdukalt alifaatsed ja nõrgad C(=O)O ja C=O spektrid..Alifaatse süsiniku signatuur ei ühti kondriitidega seotud lahustumatute orgaaniliste ainete ja orgaaniliste nanosfääride tunnusega (joonis 3a) 17,21.Tagishi järve nanosfääride Ramani- ja infrapunaspektroskoopiline analüüs näitas, et need koosnevad alifaatsetest ja oksüdeeritud orgaanilistest ühenditest ning kompleksse struktuuriga polütsüklilistest aromaatsetest orgaanilistest ühenditest 22, 23.Kuna ümbritsev maatriks sisaldab alifaatsete ühendite rikkaid orgaanilisi aineid, võib ng-1 alifaatse süsiniku signatuur olla analüütiline artefakt.Huvitav on see, et ng-1 sisaldab manustatud amorfseid silikaate (joonis 3e), tekstuuri, millest pole veel teatatud ühegi maavälise orgaanilise aine kohta.Amorfsed silikaadid võivad olla ng-1 looduslikud komponendid või tuleneda vesi-/veevabade silikaatide amorfiseerimisest analüüsi käigus ioonide ja/või elektronkiirte toimel.
NanoSIMS-i ioonkujutised C0068.25 sektsioonist (joonis 3f) näitavad δ13C ja δ15N ühtlaseid muutusi, välja arvatud päikeseeelsed terad, millel on suur 13C rikastus 30 811 ‰ (PG-1 δ13C pildil joonisel 3f) (Täiendav lisa4).Röntgeni elementaarterakujutised ja kõrge eraldusvõimega TEM-pildid näitavad ainult süsiniku kontsentratsiooni ja 0, 3 nm baastasandite vahelist kaugust, mis vastab grafiidile.Tähelepanuväärne on see, et jämedateraliste fülosilikaatidega seotud alifaatse orgaanilise ainega rikastatud δD (841 ± 394‰) ja δ15N (169 ± 95‰) väärtused osutuvad pisut kõrgemaks kui kogu piirkonna C keskmine (δD = 1398).‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) dokumendis C0068.25 (täiendav tabel 4).See tähelepanek viitab sellele, et jämedateraliste fülosilikaatide alifaatsed orgaanilised ained võivad olla primitiivsemad kui ümbritsevad orgaanilised ained, kuna viimane võis algses kehas ümbritseva veega läbi viia isotoopvahetuse.Teise võimalusena võivad need isotoopmuutused olla seotud ka esialgse moodustumise protsessiga.Tõlgendatakse, et peeneteralised kihilised silikaadid CI-kondriitides tekkisid algsete jämedateraliste veevabade silikaatide klastrite pideva muutumise tulemusena.Alifaatiliste ainete rikas orgaaniline aine võis moodustuda protoplanetaarse ketta või tähtedevahelise keskkonna eellasmolekulidest enne päikesesüsteemi moodustumist ja seejärel Ryugu (suure) emakeha veemuutuste ajal veidi muutunud. Ryugu suurus (<1,0 km) on liiga väike, et säilitada piisavalt sisemist soojust, et vesi muutuks veepõhiste mineraalide moodustamiseks25. Ryugu suurus (<1,0 km) on liiga väike, et säilitada piisavalt sisemist soojust, et vesi muutuks veepõhiste mineraalide moodustamiseks25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного измено инералов25. Suurus (<1,0 km) Ryugu on liiga väike, et säilitada piisavat sisemist soojust, et vesi muutuks ja tekiks veemineraalid25. 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2的尺小 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2的尺小 Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с однебрашомва. Ryugu suurus (<1,0 km) on liiga väike, et toetada sisemist soojust, et muuta vett vee mineraalide moodustamiseks25.Seetõttu võidakse nõuda kümnete kilomeetrite pikkust Ryugu eelkäijat.Alifaatsete ühendite rikas orgaaniline aine võib säilitada oma algsed isotoopide suhted, kuna seostub jämedateraliste fülosilikaatidega.Isotoopide raskete kandjate täpne olemus jääb nende FIB-fraktsioonide erinevate komponentide keeruka ja delikaatse segunemise tõttu siiski ebakindlaks.Need võivad olla Ryugu graanulites sisalduvate alifaatsete ühendite rikkad orgaanilised ained või neid ümbritsevad jämedad fülosilikaadid.Pange tähele, et orgaaniline aine peaaegu kõigis süsinikkondriitides (sealhulgas CI-kondriitides) kipub olema D-rikkam kui fülosilikaatides, välja arvatud CM Paris 24, 26 meteoriidid.
FIB-lõikude A0002.23 ja A0002.26, A0037.22 ja A0037.23 ning C0068.23, C0068.25 ja C0068.26 A jaoks saadud FIB-lõikude mahu δD ja δ15N graafikud koos kolmest FIMS-i viiludest (7 ülejäänud RySI-objekti võrdlusobjektiga) Päikesesüsteemi s on näidatud joonisel fig.4 (täiendav tabel 4)27,28.Mahumuutused δD ja δ15N profiilides A0002, A0037 ja C0068 on kooskõlas IDP omadega, kuid suuremad kui CM- ja CI-kondriitides (joonis 4).Pange tähele, et Comet 29 proovi δD väärtuste vahemik (-240 kuni 1655 ‰) on suurem kui Ryugu oma.Ryukyu profiilide mahud δD ja δ15N on reeglina väiksemad Jupiteri perekonna komeetide ja Oorti pilve keskmisest (joonis 4).CI-kondriitide madalamad δD väärtused võivad kajastada nende proovide maapealse saastumise mõju.Arvestades Bellsi, Tagishi järve ja IDP sarnasusi, võib Ryugu osakeste δD ja δN väärtuste suur heterogeensus kajastada muutusi orgaaniliste ja vesikompositsioonide algsetes isotoopsetes allkirjades varases päikesesüsteemis.Sarnased isotoopmuutused δD ja δN Ryugu ja IDP osakestes viitavad sellele, et mõlemad võisid moodustuda samast allikast pärit materjalist.Arvatakse, et riigisiseselt ümberasustatud isikud pärinevad komeediallikatest 14 .Seetõttu võib Ryugu sisaldada komeedilaadset materjali ja/või vähemalt välist päikesesüsteemi.See võib aga osutuda keerulisemaks, kui siin välja tuuakse (1) sferuliidi ja D-rikka vee segu tõttu põhikehal 31 ja (2) komeedi D/H suhte tõttu komeedi aktiivsuse funktsioonina 32 .Siiski ei ole Ryugu osakeste vesiniku ja lämmastiku isotoopide täheldatud heterogeensuse põhjused täielikult mõistetavad, osaliselt täna saadaolevate analüüside piiratud arvu tõttu.Vesiniku ja lämmastiku isotoopide süsteemide tulemused tõstatavad endiselt võimaluse, et Ryugu sisaldab suurema osa materjalist väljastpoolt Päikesesüsteemi ja võib seega näidata mõningast sarnasust komeetidega.Ryugu profiil ei näidanud ilmset korrelatsiooni δ13C ja δ15N vahel (täiendav tabel 4).
Ryugu osakeste üldine H ja N isotoopkoostis (punased ringid: A0002, A0037; sinised ringid: C0068) korreleerub päikese magnituudiga 27, Jupiteri keskmise perekonnaga (JFC27) ja Oorti pilvekomeetidega (OCC27), IDP28 ja süsiniku kondrulitega.Meteoriidi 27 (CI, CM, CR, C2-ung) võrdlus.Isotoopkoostis on toodud täiendavas tabelis 4. Punktiirjooned on maapealsete isotoopide väärtused H ja N jaoks.
Lenduvate ainete (nt orgaaniline aine ja vesi) transport Maale on endiselt probleem26,27,33.Selles uuringus tuvastatud Ryugu osakeste jämedate fülosilikaatidega seotud submikron orgaaniline aine võib olla oluline lenduvate ainete allikas.Orgaaniline aine jämedateralistes filosilikaatides on paremini kaitstud lagunemise16,34 ja lagunemise35 eest kui orgaaniline aine peeneteralistes maatriksites.Vesiniku raskem isotoopkoostis osakestes tähendab, et need ei ole tõenäoliselt ainus varajasele Maale kantud lenduvate ainete allikas.Neid saab segada kergema vesiniku isotoopkoostisega komponentidega, nagu hiljuti välja pakuti hüpoteesis päikesetuule poolt juhitava vee olemasolu kohta silikaatides.
Selles uuringus näitame, et CI meteoriidid, hoolimata nende geokeemilisest tähtsusest päikesesüsteemi üldise koostise esindajatena, on maapealsed saastunud proovid.Samuti pakume otseseid tõendeid rikkaliku alifaatse orgaanilise aine ja naabruses asuvate vesist sisaldavate mineraalide vastastikmõjude kohta ning oletame, et Ryugu võib sisaldada päikesevälist materjali37.Selle uuringu tulemused näitavad selgelt protoasteroidide otsese proovide võtmise tähtsust ja vajadust transportida tagastatud proove täiesti inertsetes ja steriilsetes tingimustes.Siin esitatud tõendid näitavad, et Ryugu osakesed on kahtlemata üks saastumata päikesesüsteemi materjale, mis on laboriuuringute jaoks saadaval, ja nende väärtuslike proovide edasine uurimine avardab kahtlemata meie arusaamist päikesesüsteemi varastest protsessidest.Ryugu osakesed esindavad kõige paremini päikesesüsteemi üldist koostist.
Submikronilise skaala proovide keeruka mikrostruktuuri ja keemiliste omaduste määramiseks kasutasime sünkrotronkiirgusel põhinevat kompuutertomograafiat (SR-XCT) ja SR röntgendifraktsiooni (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM analüüsi.Ei lagunemist, maa atmosfäärist tingitud reostust ega peenosakeste või mehaaniliste proovide kahjustusi.Vahepeal oleme teostanud süstemaatilist mahuanalüüsi, kasutades skaneerivat elektronmikroskoopiat (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentaalset neutronite aktiveerimise analüüsi (INAA) ja laserhapniku isotoopide fluorimisseadmeid.Testiprotseduurid on näidatud täiendaval joonisel 3 ja iga testi kirjeldatakse järgmistes osades.
Asteroid Ryugu osakesed koguti Hayabusa-2 taassisenemismoodulist ja toimetati Jaapanis Sagamiharas asuvasse JAXA juhtimiskeskusesse ilma Maa atmosfääri reostamata4.Pärast esialgset ja mittepurustavat iseloomustamist JAXA hallatavas rajatises kasutage keskkonnamõjude vältimiseks suletavaid objektidevahelisi ülekandekonteinereid ja proovikapslikotte (10 või 15 mm läbimõõduga safiirkristall ja roostevaba teras, olenevalt proovi suurusest).keskkond.y ja/või maapinna saasteained (nt veeaur, süsivesinikud, atmosfäärigaasid ja peenosakesed) ning proovide vaheline ristsaastumine proovide ettevalmistamise ning instituutide ja ülikoolide vahelise transportimise ajal38.Maa atmosfääriga (veeaur ja hapnik) vastasmõjust tingitud lagunemise ja reostuse vältimiseks viidi igat tüüpi proovide ettevalmistamine (sealhulgas hakkimine tantaalmeisliga, kasutades tasakaalustatud teemanttraatsaagi (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) ja lõikamine epoksiidi) läbi kindalaekas puhta kuiva N2 all (kastepunkt 0 °C, 01-0 pp 0-0 pp).Kõiki siin kasutatavaid esemeid puhastatakse ülipuhta vee ja etanooli kombinatsiooniga, kasutades erineva sagedusega ultrahelilaineid.
Siin uurime Antarktika meteoriitide uurimiskeskuse riikliku polaaruuringute instituudi (NIPR) meteoriidikogu (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 ja CY: Y 980115).
SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS ja TEM analüüsi instrumentide vahel ülekandmiseks kasutasime eelmistes uuringutes kirjeldatud universaalset üliõhukest proovihoidjat38.
Ryugu proovide SR-XCT analüüs viidi läbi integreeritud CT süsteemi BL20XU/SPring-8 abil.Integreeritud CT-süsteem koosneb erinevatest mõõtmisrežiimidest: lai vaateväli ja madala eraldusvõimega (WL) režiim kogu proovi struktuuri jäädvustamiseks, kitsas vaateväli ja kõrge eraldusvõimega (NH) režiim prooviala täpseks mõõtmiseks.huvi ja radiograafia, et saada proovi mahu difraktsioonimuster, ning teostada XRD-CT, et saada proovi horisontaaltasandi mineraalfaaside 2D diagramm.Pange tähele, et kõiki mõõtmisi saab teha ilma proovihoidiku aluselt eemaldamiseks sisseehitatud süsteemi kasutamata, mis võimaldab täpseid CT ja XRD-CT mõõtmisi.WL-režiimis röntgendetektor (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) oli varustatud täiendava 4608 × 4608 piksliga metalloksiid-pooljuhtkaameraga (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) koos stsintillaatoriga, mille paksus on 10 lutetium-3Al5mL (lutetsium:3Al5m). objektiiv.Piksli suurus WL-režiimis on umbes 0,848 µm.Seega on vaateväli (FOV) WL-režiimis nihke CT-režiimis ligikaudu 6 mm.NH-režiimi röntgendetektor (BM AA50; Hamamatsu Photonics) oli varustatud 20 µm paksuse gadoliinium-alumiinium-galliumgranaadi (Gd3Al2Ga3O12) stsintillaatoriga, CMOS-kaameraga (C11440-22CU) eraldusvõimega 2048 pikslit × 20448 pixels;Hamamatsu Photonics) ja ×20 objektiiviga.Pikslite suurus NH-režiimis on ~0,25 µm ja vaateväli ~0,5 mm.XRD-režiimi detektor (BM AA60; Hamamatsu Photonics) oli varustatud stsintillaatoriga, mis koosnes 50 µm paksusest P43 (Gd2O2S:Tb) pulberekraanist, 2304 × 2304 pikslise eraldusvõimega CMOS-kaamerast (C15440-20UP; Hamamatsu objektiivid ja fotoreleed.Detektori efektiivne piksli suurus on 19,05 µm ja vaateväli 43,9 mm2.FOV suurendamiseks rakendasime WL-režiimis nihke-CT protseduuri.Läbiva valguse kujutis CT rekonstrueerimiseks koosneb kujutisest vahemikus 180° kuni 360°, mis peegeldub horisontaalselt ümber pöördetelje, ja kujutisest vahemikus 0° kuni 180°.
XRD-režiimis fokusseeritakse röntgenikiir Fresneli tsooniplaadiga.Selles režiimis asetatakse detektor proovist 110 mm taha ja kiire peatus on detektorist 3 mm eespool.Difraktsioonikujutised 2θ vahemikus 1,43° kuni 18,00° (võre samm d = 16,6–1,32 Å) saadi röntgenikiirguse täpiga, mis oli fokuseeritud detektori vaatevälja allservas.Proov liigub vertikaalselt korrapäraste ajavahemike järel, iga vertikaalse skannimise sammu puhul tehakse pool pööret.Kui mineraalosakesed vastavad Braggi tingimusele 180° pööramisel, on võimalik saada mineraalosakeste difraktsioon horisontaaltasandil.Seejärel ühendati difraktsioonipildid iga vertikaalse skaneerimise etapi jaoks üheks pildiks.SR-XRD-CT testi tingimused on peaaegu samad, mis SR-XRD testi tingimused.XRD-CT režiimis asub detektor proovist 69 mm tagapool.Difraktsioonikujutised vahemikus 2θ jäävad vahemikku 1,2° kuni 17,68° (d = 19,73 kuni 1,35 Å), kus nii röntgenikiir kui ka valgusvihu piiraja on ühel joonel detektori vaatevälja keskpunktiga.Skaneerige proov horisontaalselt ja pöörake proovi 180°.SR-XRD-CT kujutised rekonstrueeriti piksliväärtustena mineraalide maksimaalse intensiivsusega.Horisontaalse skaneerimisega skannitakse proovi tavaliselt 500–1000 sammuga.
Kõigi katsete jaoks fikseeriti röntgenikiirguse energia 30 keV juures, kuna see on umbes 6 mm läbimõõduga meteoriitidesse röntgenikiirguse läbitungimise alumine piir.Kõigi CT mõõtmiste jaoks 180° pööramise ajal saadud kujutiste arv oli 1800 (3600 nihke CT programmi puhul) ja kujutiste säriaeg oli 100 ms WL-režiimis, 300 ms NH-režiimis, 500 ms XRD-režiimis ja 50 ms.ms XRD-CT ms jaoks.Tüüpiline proovi skaneerimise aeg on umbes 10 minutit WL-režiimis, 15 minutit NH-režiimis, 3 tundi XRD-i jaoks ja 8 tundi SR-XRD-CT-režiimis.
CT-pildid rekonstrueeriti konvolutsioonilise tagasiprojektsiooniga ja normaliseeriti lineaarse sumbumiskoefitsiendiga vahemikus 0 kuni 80 cm-1.3D-andmete analüüsimiseks kasutati Slice'i tarkvara ja XRD-andmete analüüsimiseks kasutati tarkvara muXRD.
Epoksiidiga fikseeritud Ryugu osakesed (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) poleeriti pinnal järk-järgult 0,5 µm (3M) teemantkattekihi tasemele kuivades tingimustes, vältides, et materjal ei puutuks poleerimisprotsessi ajal kokku pinnaga.Iga proovi poleeritud pinda uuriti esmalt valgusmikroskoopia ja seejärel tagasihajutatud elektronidega, et saada proovide ja kvalitatiivsete NIPR-elementide mineraloogia- ja tekstuurikujutised (BSE), kasutades energiat hajutava spektromeetriga (AZtec) varustatud JEOL JSM-7100F SEM-i.energia) pilt.Iga proovi puhul analüüsiti põhi- ja kõrvalelementide sisaldust elektronsondi mikroanalüsaatoriga (EPMA, JEOL JXA-8200).Analüüsige fülosilikaadi ja karbonaadi osakesi 5 nA juures, looduslikke ja sünteetilisi standardeid 15 keV juures, sulfiide, magnetiiti, oliviini ja pürokseeni 30 nA juures.Modaalsed klassid arvutati elementide kaartide ja BSE kujutiste põhjal, kasutades tarkvara ImageJ 1.53, mille jaoks olid iga mineraali jaoks meelevaldselt määratud sobivad künnised.
Hapniku isotoopide analüüs viidi läbi avatud ülikoolis (Milton Keynes, Ühendkuningriik), kasutades infrapuna laserfluorimissüsteemi.Hayabusa2 proovid tarniti avatud ülikooli 38 lämmastikuga täidetud konteinerites rajatiste vahel ülekandmiseks.
Proovi laadimine viidi läbi lämmastiku kindalaekas, mille hapnikutase oli alla 0,1%.Hayabusa2 analüütilise töö jaoks valmistati uus Ni proovihoidik, mis koosnes ainult kahest prooviaugust (läbimõõt 2,5 mm, sügavus 5 mm), üks Hayabusa2 osakeste ja teine ​​obsidiaani sisestandardi jaoks.Analüüsi ajal kaeti Hayabusa2 materjali sisaldav proovisüvend umbes 1 mm paksuse ja 3 mm läbimõõduga sisemise BaF2 aknaga, et hoida proovi laserreaktsiooni ajal.BrF5 voolu proovi hoiti Ni proovihoidikusse lõigatud gaasi segamiskanali abil.Proovikamber seadistati ka ümber nii, et seda saaks vaakumfluorimisliinist eemaldada ja seejärel avada lämmastikuga täidetud kindalaekas.Kaheosaline kamber suleti vasest tihendiga tihendiga ja EVAC Quick Release CeFIX 38 ketiklambriga.Kambri ülaosas asuv 3 mm paksune BaF2 aken võimaldab samaaegselt vaadelda proovi ja kuumutada laseriga.Pärast proovi laadimist kinnitage kamber uuesti klambriga ja ühendage uuesti fluoritud liiniga.Enne analüüsimist kuumutati proovikambrit vaakumis umbes 95 °C-ni üle öö, et eemaldada adsorbeerunud niiskus.Pärast üleöö kuumutamist lasti kambril jahtuda toatemperatuurini ja seejärel puhastati proovi ülekande ajal atmosfääriga kokku puutunud osa niiskuse eemaldamiseks kolme BrF5 alikvoodiga.Need protseduurid tagavad, et Hayabusa 2 proov ei puutu kokku atmosfääriga ega saastu niiskusega, mis pärineb fluoritud liini osast, mis proovi laadimise ajal atmosfääri juhitakse.
Ryugu C0014-4 ja Orgueil (CI) osakeste proove analüüsiti modifitseeritud "ühekordses" režiimis42, samas kui Y-82162 (CY) analüüs viidi läbi ühel alusel mitme proovisüvendiga41.Veevaba koostise tõttu ei ole CY-kondriitide puhul vaja kasutada ühte meetodit.Proove kuumutati Photon Machines Inc. infrapuna CO2 laseriga.võimsus 50 W (10,6 µm), mis on paigaldatud XYZ-pukk-platvormile BrF5 juuresolekul.Sisseehitatud videosüsteem jälgib reaktsiooni kulgu.Pärast fluorimist puhastati vabanenud O2, kasutades kahte krüogeenset lämmastikupüüdurit ja kuumutatud KBr-kihti, et eemaldada liigne fluor.Puhastatud hapniku isotoopkoostist analüüsiti kahekanalilise massispektromeetriga Thermo Fisher MAT 253 massiresolutsiooniga umbes 200.
Mõnel juhul oli proovi reaktsiooni käigus vabanenud gaasilise O2 kogus alla 140 µg, mis on massispektromeetril MAT 253 lõõtsaseadme kasutamise ligikaudne piir.Sellistel juhtudel kasutage analüüsiks mikromahtusid.Pärast Hayabusa2 osakeste analüüsimist fluoriti obsidiaani sisestandard ja määrati selle hapniku isotoopide koostis.
NF+ NF3+ fragmendi ioonid segavad kiirt massiga 33 (16O17O).Selle võimaliku probleemi kõrvaldamiseks töödeldakse enamikku proove krüogeense eraldamise protseduuride abil.Seda saab teha ettepoole enne MAT 253 analüüsi või teise analüüsina, suunates analüüsitud gaasi tagasi spetsiaalsesse molekulaarsõela ja läbides selle pärast krüogeenset eraldamist uuesti läbi.Krüogeenne eraldamine hõlmab gaasi tarnimist molekulaarsõela vedela lämmastiku temperatuuril ja seejärel selle väljutamist primaarsesse molekulaarsõela temperatuuril -130 °C.Põhjalikud testid on näidanud, et NF+ jääb esimesele molekulaarsõelale ja selle meetodi kasutamisel ei toimu olulist fraktsioneerimist.
Meie sisemiste obsidiaanistandardite korduvate analüüside põhjal on süsteemi üldine täpsus lõõtsarežiimis: ±0,053‰ δ17O puhul, ±0,095‰ δ18O puhul, ±0,018‰ Δ17O (2 sd) puhul.Hapniku isotoopide analüüs on antud standardse delta tähistusega, kus delta18O arvutatakse järgmiselt:
Kasutage δ17O jaoks ka suhet 17O/16O.VSMOW on Viini keskmise mere veestandardi rahvusvaheline standard.Δ17O tähistab kõrvalekallet maa fraktsioneerimisjoonest ja arvutusvalem on: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O.Kõik täiendavas tabelis 3 esitatud andmed on lünkadega kohandatud.
Ligikaudu 150–200 nm paksused lõigud ekstraheeriti Ryugu osakestest, kasutades Hitachi High Tech SMI4050 FIB instrumenti JAMSTECis, Kochi Core Sampling Institute.Pange tähele, et kõik FIB sektsioonid saadi töötlemata osakeste töötlemata fragmentidest pärast eemaldamist N2 gaasiga täidetud anumatest objektidevaheliseks ülekandmiseks.Neid fragmente ei mõõdetud SR-CT abil, vaid neid töödeldi minimaalse kokkupuutega maa atmosfääriga, et vältida võimalikke kahjustusi ja saastumist, mis võiks mõjutada süsiniku K-serva spektrit.Pärast volframi kaitsekihi sadestamist lõigati huvipakkuv piirkond (kuni 25 × 25 μm2) ja lahjendati Ga + ioonkiirega kiirenduspingel 30 kV, seejärel 5 kV ja sondi vooluga 40 pA, et minimeerida pinnakahjustusi.Üliõhukesed sektsioonid asetati seejärel suurendatud vaskvõrgule (Kochi võrk) 39, kasutades FIB-ga varustatud mikromanipulaatorit.
Ryugu A0098 (1,6303 mg) ja C0068 (0,6483 mg) graanulid suleti kaks korda puhta kõrge puhtusastmega polüetüleenist lehtedesse SPring-8 puhta lämmastikuga täidetud kindalaekasse ilma igasuguse interaktsioonita maa atmosfääriga.JB-1 (Jaapani Geoloogiakeskuse välja antud geoloogiline võrdluskivim) proovi ettevalmistamine viidi läbi Tokyo Metropolitani ülikoolis.
INAA toimub Kyoto ülikooli integreeritud kiirgus- ja tuumateaduste instituudis.Proove kiiritati kaks korda erinevate kiiritustsüklitega, mis valiti vastavalt elementide kvantifitseerimiseks kasutatud nukliidi poolestusajale.Esiteks kiiritati proovi pneumaatilises kiiritustorus 30 sekundit.Termiliste ja kiirete neutronite vood joonisel fig.3 on Mg, Al, Ca, Ti, V ja Mn sisalduse määramiseks vastavalt 4,6 × 1012 ja 9,6 × 1011 cm-2 s-1.Samuti kiiritati selliseid kemikaale nagu MgO (puhtus 99,99%, Soekawa Chemical), Al (99,9% puhtus, Soekawa Chemical) ja metalli Si (99,999% puhtus, FUJIFILM Wako Pure Chemical), et korrigeerida segavaid tuumareaktsioone, nagu (n, n).Proovi kiiritati ka naatriumkloriidiga (99,99% puhtus; MANAC), et korrigeerida neutronivoo muutusi.
Pärast neutronkiirgust asendati välimine polüetüleenleht uuega ning proovist ja võrdlusmaterjalist kiirgavat gammakiirgust mõõdeti kohe Ge-detektoriga.Samu proove kiiritati uuesti 4 tundi pneumaatilises kiiritustorus.2 on Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Content Se, Sb, Os, Ir ja Au määramiseks termilised ja kiired neutronivood vastavalt 5,6 1012 ja 1,2 1012 cm-2 s-1.Ga, As, Se, Sb, Os, Ir ja Au kontrollproove kiiritati, lisades kahele filterpaberitükile sobivas koguses (10 kuni 50 μg) nende elementide teadaoleva kontsentratsiooniga standardlahuseid, millele järgnes proovide kiiritamine.Gammakiirguse loendus viidi läbi Kyoto ülikooli integreeritud kiirgus- ja tuumateaduste instituudis ja Tokyo Metropolitani ülikooli RI uurimiskeskuses.Analüütilised protseduurid ja võrdlusmaterjalid INAA elementide kvantitatiivseks määramiseks on samad, mida on kirjeldatud meie eelmises töös.
Ryugu proovide A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) difraktsioonimustrite kogumiseks NIPR-is kasutati röntgendifraktomeetrit (Rigaku SmartLab). Ryugu proovide A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) difraktsioonimustrite kogumiseks NIPR-is kasutati röntgendifraktomeetrit (Rigaku SmartLab). Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (≥ 13м17) A0029 (<001 м07) мг) в NIPR. Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) proovide difraktsioonimustrite kogumiseks NIPR-is kasutati röntgendifraktomeetrit (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) 的傡桍 射辍使用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) 的傡桍 射辍 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) ja C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использонкотние Rigaku SmartLab). Proovide Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) ja C0087 (<1 mg) röntgendifraktsioonimustrid saadi NIPR-is, kasutades röntgendifraktomeetrit (Rigaku SmartLab).Kõik proovid jahvatati peeneks pulbriks räni mittepeegelduval vahvlil, kasutades safiirklaasist plaati, ja seejärel jaotati ühtlaselt räni mittepeegelduvale vahvlile ilma vedelikuta (vesi või alkohol).Mõõtmistingimused on järgmised: Cu Kα röntgenkiirgus genereeritakse toru pingel 40 kV ja toru voolul 40 mA, pilu piirpikkus on 10 mm, lahknemisnurk (1/6)°, tasapinnaline pöörlemiskiirus on 20 p/min ja vahemik on 2θ (double to8 hours) 0 kuni 8 tundi analüüs on umbes 3 Bra.Kasutati Bragg Brentano optikat.Detektor on ühemõõtmeline räni pooljuhtdetektor (D/teX Ultra 250).Cu Kβ röntgenikiirgus eemaldati Ni filtri abil.Kasutades saadaolevaid proove võrreldi sünteetilise magneesiumasaponiidi (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentiini (lehtserpentiin, Miyazu, Nikka) ja pürrotiidi (monokliinik 4C, Chihua, Mexico Watts) mõõtmisi, et tuvastada piigid ja kasutada pulberfaili andmete difraktsiooni andmekeskusest P,0-701, Diffraction Data Diffraction1. -1662) ja magnetiit (PDF 00-019-0629).Ryugu difraktsiooniandmeid võrreldi ka hüdrogeenitud süsinikkondriitide Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 ja Y 980115 CY andmetega (III kuumutusaste, 500–750 °C).Võrdlus näitas sarnasusi Orgueiliga, kuid mitte Y-791198 ja Y 980115-ga.
FIB-st valmistatud proovide üliõhukeste lõikude süsiniku servaga K NEXAFS-spektrid mõõdeti molekulaarteaduste instituudi (Okazaki, Jaapan) UVSOR-i sünkrotroni rajatises STXM BL4U kanali abil.Fresneli tsooniplaadiga optiliselt fokuseeritud kiire täpi suurus on ligikaudu 50 nm.Lähiserva piirkonna peenstruktuuri energiasamm on 0,1 eV (283,6–292,0 eV) ja 0,5 eV (280,0–283,5 eV ja 292,5–300,0 eV) eesmise ja tagumise piirkonna jaoks.iga pildipiksli jaoks määrati aeg 2 ms.Pärast evakueerimist täideti STXM-i analüüsikamber heeliumiga rõhul umbes 20 mbar.See aitab minimeerida röntgenoptika seadmete termilist triivi kambris ja proovihoidikus ning vähendada proovi kahjustusi ja/või oksüdatsiooni.NEXAFS K-edge süsiniku spektrid genereeriti virnastatud andmetest, kasutades tarkvara aXis2000 ja patenteeritud STXM andmetöötlustarkvara.Pange tähele, et proovi oksüdeerumise ja saastumise vältimiseks kasutatakse proovi ülekandekorpust ja kindalaegast.
Pärast STXM-NEXAFS analüüsi analüüsiti Ryugu FIB viilude vesiniku, süsiniku ja lämmastiku isotoopkoostist, kasutades JAMSTEC NanoSIMS 50L-ga isotoopkujutist.Fokuseeritud Cs+ primaarkiir süsiniku ja lämmastiku isotoopide analüüsiks umbes 2 pA ja vesiniku isotoopide analüüsiks umbes 13 pA rasterdatakse proovis umbes 24 × 24 µm2 kuni 30 × 30 µm2 alale.Pärast 3-minutilist eelpihustamist suhteliselt tugeva primaarse kiire vooluga alustati iga analüüsi pärast sekundaarse kiire intensiivsuse stabiliseerimist.Süsiniku- ja lämmastikuisotoopide analüüsiks saadi üheaegselt 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– ja 12C15N– kujutised, kasutades seitsme elektroni kordaja multiplekstuvastust massilahutusvõimega ligikaudu 9000, mis on piisav kõigi asjakohaste isotoopühendite eraldamiseks.häired (st 12C1H 13C ja 13C14N 12C15N).Vesiniku isotoopide analüüsiks saadi 1H-, 2D- ja 12C-kujutised massiresolutsiooniga ligikaudu 3000 mitmekordse tuvastamisega, kasutades kolme elektronkordistit.Iga analüüs koosneb 30 sama ala skannitud kujutisest, millest üks pilt koosneb 256 × 256 pikslist süsiniku ja lämmastiku isotoopide analüüsi jaoks ning 128 × 128 pikslist vesiniku isotoopide analüüsi jaoks.Viiteaeg on 3000 µs piksli kohta süsiniku ja lämmastiku isotoopide analüüsi puhul ja 5000 µs piksli kohta vesiniku isotoopide analüüsi puhul.Oleme instrumentaalse massifraktsioneerimise kalibreerimiseks kasutanud vesiniku, süsiniku ja lämmastiku isotoopide standarditena 1-hüdroksübensotriasoolhüdraati45.
Päikeseeelse grafiidi räniisotoopkoostise määramiseks FIB C0068-25 profiilis kasutasime kuut elektronkordistajat massilahutusvõimega umbes 9000. Kujutised koosnevad 256 × 256 pikslist viiteajaga 3000 µs piksli kohta.Kalibreerisime massifraktsioneerimisseadme, kasutades vesiniku, süsiniku ja räni isotoopide standarditena räniplaate.
Isotooppilte töödeldi NASA NanoSIMS45 pilditarkvara abil.Andmeid korrigeeriti elektronide kordaja surnud aja (44 ns) ja kvaasi-samaaegse saabumise efektide suhtes.Iga pildi jaoks erinev skannimise joondus, et korrigeerida pildi triivi saamise ajal.Lõplik isotoobikujutis luuakse, lisades igast kujutisest iga skannimispiksli jaoks sekundaarsed ioonid.
Pärast STXM-NEXAFS-i ja NanoSIMS-i analüüsi uuriti samu FIB-i sektsioone ülekandeelektronmikroskoobiga (JEOL JEM-ARM200F) 200 kV kiirenduspingel Kochis, JAMSTECis.Mikrostruktuuri vaadeldi heleda välja TEM-i ja suure nurgaga skaneeriva TEM-iga pimedas väljas.Mineraalfaasid tuvastati elektronide punktdifraktsiooni ja võreriba kujutise abil ning keemiline analüüs viidi läbi EDS-i abil 100 mm2 räni triividetektori ja JEOL Analysis Station 4.30 tarkvaraga.Kvantitatiivseks analüüsiks mõõdeti iga elemendi iseloomulikku röntgenikiirguse intensiivsust TEM-skaneerimisrežiimis fikseeritud andmete kogumisajaga 30 s, kiire skaneerimisalaga ~ 100 × 100 nm2 ja kiire vooluga 50 pA.Suhe (Si + Al)-Mg-Fe kihilistes silikaatides määrati, kasutades eksperimentaalset koefitsienti k, mida on korrigeeritud paksuse järgi ja mis saadi loodusliku püropagarneti standardist.
Kõik selles uuringus kasutatud pildid ja analüüsid on saadaval JAXA andmete arhiveerimis- ja sidesüsteemis (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.See artikkel sisaldab algandmeid.
Kitari, K. et al.Asteroidi 162173 Ryugu pinna koostis, nagu on vaadeldud seadme Hayabusa2 NIRS3 abil.Teadus 364, 272–275.
Kim, AJ Yamato-tüüpi süsiniku kondriidid (CY): Ryugu asteroidi pinna analoogid?Geochemistry, 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al.Ryugu proovide esimene koostise analüüs viidi läbi MicroOmega hüperspektraalmikroskoobi abil.National Astron.6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al.C-tüüpi asteroidilt Ryugu naasnud Hyabusa2 proovi esialgne analüüs.National Astron.6, 214–220 (2021).