Kiitos vierailustasi Nature.comissa.Käyttämässäsi selainversiossa on rajoitettu CSS-tuki.Parhaan kokemuksen saamiseksi suosittelemme käyttämään päivitettyä selainta (tai poistamaan Yhteensopivuustila käytöstä Internet Explorerissa).Sillä välin varmistaaksemme jatkuvan tuen hahmonnamme sivuston ilman tyylejä ja JavaScriptiä.
Haihtuvat ja runsaasti orgaanista ainetta sisältävät C-tyypin asteroidit voivat olla yksi tärkeimmistä veden lähteistä maapallolla.Tällä hetkellä hiiltä sisältävät kondriitit antavat parhaan käsityksen niiden kemiallisesta koostumuksesta, mutta tiedot meteoriiteista ovat vääristyneitä: vain kestävimmät tyypit selviävät ilmakehästä ja sitten vuorovaikutuksessa maapallon ympäristön kanssa.Tässä esittelemme Hayabusa-2-avaruusaluksen maahan toimittaman primaarisen Ryugu-hiukkasen yksityiskohtaisen tilavuus- ja mikroanalyyttisen tutkimuksen tulokset.Ryugu-hiukkaset vastaavat koostumukseltaan läheisesti kemiallisesti fraktioimattomien, mutta vedellä muunnettujen CI (Iwuna-tyyppisten) kondriittien kanssa, joita käytetään laajalti aurinkokunnan kokonaiskoostumuksen indikaattorina.Tämä näyte osoittaa monimutkaisen avaruudellisen suhteen rikkaiden alifaattisten orgaanisten aineiden ja kerrostettujen silikaattien välillä ja osoittaa maksimilämpötilan noin 30 °C vesieroosion aikana.Löysimme runsaasti deuteriumia ja diatsoniumia, jotka vastaavat auringon ulkopuolista alkuperää.Ryugu-hiukkaset ovat saastumattomin ja erottamattomin muukalainen materiaali, jota on koskaan tutkittu, ja ne sopivat parhaiten aurinkokunnan kokonaiskoostumukseen.
Kesäkuusta 2018 marraskuuhun 2019 Japan Aerospace Exploration Agencyn (JAXA) Hayabusa2-avaruusalus suoritti laajan etätutkimuksen Ryugu-asteroidista.Hayabusa-2:n lähi-infrapunaspektrometrin (NIRS3) tiedot viittaavat siihen, että Ryugu voi koostua materiaalista, joka on samanlainen kuin termisesti ja/tai isku-metamorfiset hiilipitoiset kondriitit.Lähin vastaavuus on CY-kondriitti (Yamato-tyyppi) 2. Ryugun matala albedo voidaan selittää suurella määrällä hiilipitoisia komponentteja sekä hiukkaskoolla, huokoisuudella ja spatiaalisilla sään vaikutuksilla.Hayabusa-2-avaruusalus teki kaksi laskua ja näytteenoton Ryugalle.Ensimmäisen laskeutumisen yhteydessä 21.2.2019 saatiin pintamateriaalia, joka varastoitiin paluukapselin osastoon A ja toisella laskulla 11.7.2019 materiaalia kerättiin pienen kannettavan iskulaitteen muodostaman keinotekoisen kraatterin läheltä.Nämä näytteet säilytetään osastolla C. Partikkelien ensimmäinen tuhoamaton karakterisointi vaiheessa 1 erityisissä, saastumattomissa ja puhtaalla typellä täytettyissä kammioissa JAXA:n hallinnoimissa tiloissa osoitti, että Ryugu-hiukkaset olivat eniten samankaltaisia ​​kuin CI4-kondriitit ja niissä esiintyi "eritasoisia vaihteluita"3.Ryugun näennäisesti ristiriitainen luokittelu, joka on samanlainen kuin CY- tai CI-kondriitit, voidaan ratkaista vain Ryugu-hiukkasten yksityiskohtaisella isotooppisella, alkuaine- ja mineralogisella karakterisoinnilla.Tässä esitetyt tulokset tarjoavat vankan perustan sen määrittämiselle, kumpi näistä kahdesta alustavasta selityksestä Ryugu-asteroidin yleiskoostumukselle on todennäköisin.
Kahdeksan Ryugu-pellettiä (yhteensä noin 60 mg), neljä kammiosta A ja neljä kammiosta C, määrättiin vaiheeseen 2 hallitsemaan Kochi-tiimiä.Tutkimuksen päätavoitteena on selvittää Ryugu-asteroidin luonne, alkuperä ja evoluutiohistoria sekä dokumentoida yhtäläisyyksiä ja eroja muiden tunnettujen maan ulkopuolisten yksilöiden, kuten kondriittien, planeettojen välisten pölyhiukkasten (IDP) ja palaavien komeettojen kanssa.NASAn Stardust-operaation keräämät näytteet.
Viiden Ryugu-jyvän (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) yksityiskohtainen mineraloginen analyysi osoitti, että ne koostuvat pääasiassa hieno- ja karkearakeisista filosilikaateista (~64–88 tilavuus-%; kuva 1a, b, täydentävä kuva 1).ja lisätaulukko 1).Karkearakeiset fylosilikaatit esiintyvät pintamaisina aggregaatteina (kooltaan jopa kymmeniä mikroneita) hienorakeisissa, runsaasti fylosilikaattia sisältävissä matriiseissa (kooltaan alle muutaman mikronin).Kerrostetut silikaattihiukkaset ovat serpentiini-saponiittisymbiontteja (kuva 1c).(Si + Al)-Mg-Fe-kartta osoittaa myös, että bulkkikerroksisella silikaattimatriisilla on serpentiinin ja saponiitin välissä oleva koostumus (kuvat 2a, b).Fylosilikaattimatriisi sisältää karbonaattimineraaleja (~2-21 til.%), sulfidimineraaleja (~2,4-5,5 til.%) ja magnetiittia (~3,6-6,8 til.%).Yksi tässä tutkimuksessa tutkituista hiukkasista (C0009) sisälsi pienen määrän (~0,5 tilavuus-%) vedettömiä silikaatteja (oliviini ja pyrokseeni), mikä saattaa auttaa tunnistamaan raaka-aineen, josta Ryugu-kive muodosti5.Tämä vedetön silikaatti on harvinainen Ryugu-pelletissä, ja se tunnistettiin vain positiivisesti C0009-pelletissä.Karbonaatit ovat matriisissa fragmenteina (alle muutama sata mikronia), enimmäkseen dolomiittia, jossa on pieniä määriä kalsiumkarbonaattia ja brinelliä.Magnetiitti esiintyy eristettyinä hiukkasina, framboideina, plakkeina tai pallomaisina aggregaatteina.Sulfideja edustaa pääasiassa pyrrotiitti epäsäännöllisten kuusikulmion muotoisten prismien/levyjen tai listojen muodossa.Matriisi sisältää suuren määrän submikronista pentlandiittia tai yhdessä pyrrotiitin kanssa. Hiilipitoisia faaseja (kooltaan < 10 µm) esiintyy kaikkialla fyllosilikaattirikkaassa matriisissa. Hiilipitoisia faaseja (kooltaan < 10 µm) esiintyy kaikkialla fyllosilikaattirikkaassa matriisissa. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Hiilipitoisia faaseja (kooltaan < 10 µm) esiintyy kaikkialla fyllosilikaattirikkaassa matriisissa.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. Rikkaat hiiltä sisältävät faasit (kooltaan < 10 µm) hallitsevat runsaasti fylosilikaattia sisältävässä matriisissa.Muut apumineraalit on esitetty lisätaulukossa 1. Luettelo mineraaleista, jotka on määritetty C0087- ja A0029- ja A0037-seoksen röntgendiffraktiokuviosta, on hyvin yhdenmukainen CI (Orgueil)-kondriitissa määritetyn kanssa, mutta eroaa suuresti CY- ja CM- (Mighei-tyypin) datare2- ja1-datalla.Ryugu-jyvien (A0098, C0068) kokonaisalkuainepitoisuus on myös yhdenmukainen kondriitti 6 CI:n kanssa (laajennetut tiedot, kuva 2 ja täydentävä taulukko 2).Sitä vastoin CM-kondriitit ovat köyhtyneet kohtalaisen ja erittäin haihtuvissa alkuaineissa, erityisesti Mn:ssa ja Zn:ssä, ja enemmän tulenkestävissä alkuaineissa7.Joidenkin alkuaineiden pitoisuudet vaihtelevat suuresti, mikä voi olla heijastus näytteen luontaisesta heterogeenisyydestä, joka johtuu yksittäisten hiukkasten pienestä koosta ja siitä johtuvasta näytteenottovirheestä.Kaikki petrologiset, mineralogiset ja alkuaineominaisuudet osoittavat, että Ryugu-jyvät ovat hyvin samankaltaisia ​​kuin kondriitit CI8,9,10.Merkittävä poikkeus on ferrihydriitin ja sulfaatin puuttuminen Ryugu-jyvistä, mikä viittaa siihen, että nämä CI-kondriiteissa olevat mineraalit muodostuivat maan sään vaikutuksesta.
a, Yhdistelmäröntgenkuva Mg Kα:sta (punainen), Ca Kα:sta (vihreä), Fe Kα:sta (sininen) ja S Kα:sta (keltainen) kuivakiillotettu osa C0068.Jae koostuu kerroksellisista silikaateista (punainen: ~88 til.%), karbonaateista (dolomiitti; vaaleanvihreä: ~1,6 til.%), magnetiitista (sininen: ~5,3 til.%) ja sulfideista (keltainen: sulfidi = ~2,5 tilavuusprosenttia. essee. b, kuva ääriviiva-alueesta takaisinsironneissa elektroneissa Magneettilla; Fe Bru – on epäkypsä magnetiitti a. mehu – vuolukivi, Srp – serpentiini c, korkearesoluutioinen transmissioelektronimikroskooppi (TEM) kuva tyypillisestä saponiitti-serpentiiniyhdyskasvusta, jossa serpentiini- ja saponiittihilanauhat ovat vastaavasti 0,7 nm ja 1,1 nm.
Ryugu A0037 (kiinteät punaiset ympyrät) ja C0068 (kiinteät siniset ympyrät) hiukkasten matriisin ja kerrostetun silikaatin (prosentteina) koostumus on esitetty (Si+Al)-Mg-Fe-ternäärisysteemissä.a, Electron Probe Microanalysis (EPMA) -tulokset on piirretty CI-kondriitteja (Ivuna, Orgueil, Alais) vastaan16, joka on esitetty harmaalla vertailua varten.b, Pyyhkäisy TEM (STEM) ja energiaa hajottava röntgenspektroskopia (EDS) -analyysi, joka on esitetty vertailua varten Orgueil9- ja Murchison46-meteoriitteihin ja hydratoituun IDP47:ään.Hienojakoiset ja karkearakeiset filosilikaatit analysoitiin välttäen pieniä rautasulfidihiukkasia.A:n ja b:n katkoviivat osoittavat saponiitin ja serpentiinin liukenemisviivoja.Runsas rautakoostumus voi johtua kerrostettujen silikaattirakeiden sisällä olevista submikronisista rautasulfidirakeista, joita ei voida sulkea pois EPMA-analyysin avaruudellisella resoluutiolla.Datapisteet, joissa on korkeampi Si-pitoisuus kuin saponiitti kohdassa b, voivat johtua nanokokoisen, amorfisen piitä sisältävän materiaalin läsnäolosta filosilikaattikerroksen välissä.Analyysien lukumäärä: N = 69 A0037:lle, N = 68 EPMA:lle, N = 68 C0068:lle, N = 19 A0037:lle ja N = 27 C0068:lle STEM-EDS.c, trioksihiukkasen Ryugu C0014-4 isotooppikartta verrattuna kondriittiarvoihin CI (Orgueil), CY (Y-82162) ja kirjallisuustietoihin (CM ja C2-ung) 41,48,49.Olemme saaneet tietoja Orgueil- ja Y-82162-meteoriiteista.CCAM on vedettömien hiilipitoisten kondriittimineraalien linja, TFL on maanjakoviiva.d-, Δ17O- ja δ18O-kartat Ryugu-hiukkasista C0014-4, CI-kondriitista (Orgueil) ja CY-kondriitista (Y-82162) (tämä tutkimus).Δ17O_Ryugu: Δ17O C0014-1:n arvo.Δ17O_Orgueil: Keskimääräinen Δ17O-arvo Orgueilille.Δ17O_Y-82162: Y-82162:n keskimääräinen Δ17O-arvo.Kirjallisuuden CI- ja CY-tiedot 41, 48, 49 esitetään myös vertailua varten.
Hapen massa-isotooppianalyysi suoritettiin 1,83 mg:n materiaalinäytteelle, joka oli uutettu rakeisesta C0014:stä laserfluorauksella (menetelmät).Vertailun vuoksi suoritimme seitsemän kopiota Orgueil (CI) (kokonaismassa = 8,96 mg) ja seitsemän kopiota Y-82162 (CY) (kokonaismassa = 5,11 mg) (lisätaulukko 3).
KuvassaKuva 2d esittää selkeän erotuksen Δ17O:sta ja δ18O:sta Orgueilin ja Ryugun painokeskimääräisten hiukkasten välillä verrattuna Y-82162:een.Ryugu C0014-4 -partikkelin Δ17O on korkeampi kuin Orgeil-partikkelin, vaikka päällekkäisyys on 2 sd.Ryugu-hiukkasilla on korkeammat Δ17O-arvot verrattuna Orgeiliin, mikä saattaa heijastaa viimeksi mainitun maaperän saastumista sen syksystä 1864 lähtien. Maaympäristön sääolosuhteet11 johtavat väistämättä ilmakehän hapen sitoutumiseen, mikä tuo kokonaisanalyysin lähemmäksi maanpäällistä fraktiointiviivaa (TFL).Tämä johtopäätös on yhdenmukainen mineralogisten tietojen kanssa (jota käsiteltiin aiemmin), että Ryugu-jyvät eivät sisällä hydraatteja tai sulfaatteja, kun taas Orgeil sisältää.
Yllä olevien mineralogisten tietojen perusteella nämä tulokset tukevat Ryugu-jyvien ja CI-kondriittien välistä yhteyttä, mutta sulkevat pois CY-kondriittien yhteyden.Se, että Ryugu-jyvät eivät liity CY-kondriitteihin, jotka osoittavat selviä merkkejä kuivumisen mineralogiasta, on hämmentävää.Ryugun kiertoradalla tehdyt havainnot näyttävät osoittavan, että se on kuivunut ja siksi se todennäköisesti koostuu CY-materiaalista.Tämän ilmeisen eron syyt ovat edelleen epäselviä.Muiden Ryugu-hiukkasten happi-isotooppianalyysi on esitetty oheisessa paperissa 12. Tämän laajennetun tietojoukon tulokset ovat kuitenkin myös yhdenmukaisia ​​Ryugu-partikkelien ja CI-kondriittien välisen yhteyden kanssa.
Koordinoitujen mikroanalyysitekniikoiden avulla (täydentävä kuva 3) tutkimme orgaanisen hiilen spatiaalista jakautumista fokusoidun ionisuihkufraktion (FIB) C0068.25 koko pinta-alalle (kuvat 3a–f).Hiilen hienorakenneröntgenabsorptiospektrit (NEXAFS) lähireunassa osassa C0068.25, joissa näkyy useita funktionaalisia ryhmiä – aromaattinen tai C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) ja C( =O)O (288,5 eV) ja C( =O)O (288,8 asenteV) 288,8 asenteen rakenne. ig. 3a), mikä tarkoittaa pientä lämpövaihtelun astetta.C0068.25:n osittaisen orgaanisen aineen vahva CH-piikki (287,5 eV) eroaa aiemmin tutkittujen hiilipitoisten kondriittien liukenemattomista orgaanisista aineista ja on enemmän samankaltainen kuin Stardust-operaation avulla saadut IDP14 ja komeettahiukkaset.Vahva CH-piikki 287,5 eV:ssa ja erittäin heikko aromaattinen tai C=C-piikki 285,2 eV:ssa osoittavat, että orgaaniset yhdisteet sisältävät runsaasti alifaattisia yhdisteitä (kuva 3a ja täydentävä kuva 3a).Alifaattisia orgaanisia yhdisteitä runsaasti sisältäviä alueita löytyy karkearakeista fylosilikaateista sekä alueista, joilla on huono aromaattinen (tai C=C) hiilirakenne (kuvat 3c,d).Sitä vastoin A0037,22 (täydentävä kuva 3) osoitti osittain alifaattisten hiilipitoisten alueiden alhaisemman pitoisuuden.Näiden jyvien taustalla oleva mineralogia on runsaasti karbonaattia, joka on samanlainen kuin kondriitti CI 16, mikä viittaa laajaan lähdeveden muutokseen (lisätaulukko 1).Hapettavat olosuhteet suosivat suurempia karbonyyli- ja karboksyylifunktionaalisten ryhmien pitoisuuksia karbonaatteihin liittyvissä orgaanisissa yhdisteissä.Alifaattisen hiilirakenteen omaavien orgaanisten aineiden submikroninen jakauma voi olla hyvin erilainen kuin karkearakeisten kerrossilikaattien jakautuminen.Tagish-järven meteoriitista löydettiin vihjeitä alifaattisista orgaanisista yhdisteistä, jotka liittyvät fylosilikaatti-OH:hen.Koordinoidut mikroanalyyttiset tiedot viittaavat siihen, että alifaattisia yhdisteitä sisältävä orgaaninen aine voi olla laajalle levinnyt C-tyypin asteroideissa ja liittyä läheisesti fylosilikaatteihin.Tämä johtopäätös on yhdenmukainen aiempien raporttien kanssa alifaattisista/aromaattisista CH:ista Ryugu-hiukkasissa, jotka MicroOmega, lähi-infrapuna-hyperspektrimikroskooppi, osoitti.Tärkeä ja ratkaisematon kysymys on, löytyvätkö tässä tutkimuksessa havaitut karkearakeisiin fylosilikaatteihin liittyvien alifaattisten hiilipitoisten orgaanisten yhdisteiden ainutlaatuiset ominaisuudet vain Ryugu-asteroidilla.
a, NEXAFS-hiilispektrit normalisoituivat 292 eV:iin aromaattisella (C=C) rikkaalla alueella (punainen), alifaattisella rikkaalla alueella (vihreä) ja matriisissa (sininen).Harmaa viiva on Murchison 13:n liukenematon orgaaninen spektri vertailun vuoksi.au, välimiesoikeusyksikkö.b, STXM-spektrikuva hiilen K-reunasta, joka osoittaa, että leikkausta hallitsee hiili.c, RGB-yhdistelmäkaavio, jossa on runsaasti aromaattisia (C=C) alueita (punainen), alifaattisia runsaasti alueita (vihreä) ja matriisia (sininen).d, alifaattisia yhdisteitä sisältäviä orgaanisia aineita on väkevöity karkearaeiseen filosilikaattiin, alue laajenee b ja c:n valkoisista pilkullisista laatikoista.e, suuret nanopallot (ng-1) alueella, joka on suurennettu b:n ja c:n valkoisesta katkoviivalaatikosta.Sille: pyrrotiitti.Pn: nikkeli-kromiitti.F, nanomittakaavan sekundaarinen ionimassaspektrometria (nanosimit), vety (1H), hiili (12C) ja typpe (12C14N) alkuainekuvat, 12C/1H-elementtisuhteen kuvat ja Cross ΔD, Δ13C ja Δ15N-isotooppikuvat-osa PG-1: Presolar Graphite Extrem 13C -tichment (Rapäharjataulukko 4).
Kineettiset tutkimukset orgaanisen aineen hajoamisesta Murchisonin meteoriiteissa voivat antaa tärkeää tietoa Ryugu-jyviä sisältävän alifaattisen orgaanisen aineen heterogeenisestä jakautumisesta.Tämä tutkimus osoittaa, että alifaattiset CH-sidokset orgaanisessa aineessa säilyvät noin 30°C:n maksimilämpötilaan asti emo-aineessa ja/tai muuttuvat aika-lämpötila-suhteiden mukaan (esim. 200 vuotta 100°C:ssa ja 0°C:ssa 100 miljoonaa vuotta)..Jos esiastetta ei lämmitetä tietyssä lämpötilassa yli tietyn ajan, alifaattisten orgaanisten aineiden alkuperäinen jakautuma, jossa on runsaasti fylosilikaattia, voi säilyä.Lähdekiviveden muutokset voivat kuitenkin monimutkaistaa tätä tulkintaa, koska karbonaattirikas A0037 ei osoita rikkaita alifaattisia alueita, jotka liittyvät fylosilikaatteihin.Tämä alhainen lämpötilan muutos vastaa suunnilleen kuutiomaisen maasälvän esiintymistä Ryugu-jyvissä (lisätaulukko 1) 20.
Fraktio C0068.25 (ng-1; kuviot 3a–c, e) sisältää suuren nanopallon, jossa on erittäin aromaattinen (tai C=C), kohtalaisen alifaattinen ja heikko spektri C(=O)O:sta ja C=O:sta..Alifaattisen hiilen tunnusmerkki ei vastaa kondriitteihin liittyvien liukenemattomien orgaanisten aineiden ja orgaanisten nanopallojen tunnusmerkkiä (kuva 3a) 17,21.Tagish-järven nanopallojen Raman- ja infrapunaspektroskooppinen analyysi osoitti, että ne koostuvat alifaattisista ja hapettuneista orgaanisista yhdisteistä ja epäjärjestyneistä polysyklisistä aromaattisista orgaanisista yhdisteistä, joilla on monimutkainen rakenne22,23.Koska ympäröivä matriisi sisältää runsaasti alifaattisia yhdisteitä sisältäviä orgaanisia aineita, alifaattisen hiilen tunnusmerkki ng-1:ssä voi olla analyyttinen artefakti.Mielenkiintoista on, että ng-1 sisältää upotettuja amorfisia silikaatteja (kuva 3e), rakennetta, jota ei ole vielä raportoitu mistään maan ulkopuolisista orgaanisista aineista.Amorfiset silikaatit voivat olla ng-1:n luonnollisia komponentteja tai johtua vesipitoisten/vedettömien silikaattien amorfoinnista ioni- ja/tai elektronisuihkulla analyysin aikana.
NanoSIMS-ionikuvat C0068.25-leikkauksesta (kuva 3f) osoittavat tasaisia ​​muutoksia δ13C:ssä ja δ15N:ssä, lukuun ottamatta aurinkorakeita, joiden 13C-rikastus on suuri, 30 811‰ (PG-1 δ13C-kuvassa kuvassa 3f) (Täydennys4pp).Röntgen alkeisraekuvat ja korkearesoluutioiset TEM-kuvat näyttävät vain hiilipitoisuuden ja perustasojen välisen etäisyyden 0,3 nm, mikä vastaa grafiittia.On huomionarvoista, että δD (841 ± 394‰) ja δ15N (169 ± 95‰) arvot, jotka on rikastettu karkearakeisiin filosilikaatteihin liittyvällä alifaattisella orgaanisella aineella, osoittautuvat hieman korkeammiksi kuin koko alueen C keskiarvo (δD = 1398).‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) C0068.25:ssä (lisätaulukko 4).Tämä havainto viittaa siihen, että karkearakeisten fylosilikaattien alifaattiset rikkaat orgaaniset aineet voivat olla primitiivisempiä kuin ympäröivät orgaaniset aineet, koska jälkimmäinen on saattanut käydä läpi isotooppivaihdon ympäröivän veden kanssa alkuperäisessä kappaleessa.Vaihtoehtoisesti nämä isotooppimuutokset voivat liittyä myös alkuperäiseen muodostumisprosessiin.On tulkittu, että hienorakeiset kerrossilikaatit CI-kondriiteissa muodostuivat alkuperäisten karkearakeisten vedettömien silikaattiklustereiden jatkuvan muutoksen seurauksena.Alifaattinen rikas orgaaninen aine on saattanut muodostua esiastemolekyyleistä protoplanetaarisessa kiekossa tai tähtienvälisessä väliaineessa ennen aurinkokunnan muodostumista, ja sitten se muuttui hieman Ryugun (suuri) emokappaleen veden muutosten aikana. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni ylläpitääkseen riittävästi sisäistä lämpöä vesipitoisten mineraalien muodostumista varten25. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni ylläpitääkseen riittävästi sisäistä lämpöä vesipitoisten mineraalien muodostumista varten25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного измено инералов25. Koko (<1,0 km) Ryugu on liian pieni ylläpitämään riittävää sisäistä lämpöä veden vaihtamiseksi vesimineraalien muodostamiseksi25. 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的形成含水的尺寸（ 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的形成含水的尺寸（ Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с одненыбрашомва. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni kestämään sisäistä lämpöä muuttaakseen vettä vesimineraaleiksi25.Siksi Ryugun edeltäjiä voidaan tarvita kymmenien kilometrien kokoisina.Alifaattisia yhdisteitä sisältävät orgaaniset aineet voivat säilyttää alkuperäiset isotooppisuhteensa johtuen siitä, että ne yhdistyvät karkearakeisiin fylosilikaattiin.Isotooppisten raskaiden kantajien tarkka luonne on kuitenkin edelleen epävarma johtuen näiden FIB-fraktioiden eri komponenttien monimutkaisesta ja herkästä sekoituksesta.Nämä voivat olla orgaanisia aineita, joissa on runsaasti alifaattisia yhdisteitä Ryugu-rakeissa tai niitä ympäröiviä karkeita fylosilikaatteja.Huomaa, että lähes kaikissa hiilipitoisissa kondriiteissa (mukaan lukien CI-kondriitit) orgaaninen aines on yleensä rikkaampaa D:tä kuin fyllosilikaatit, lukuun ottamatta CM Paris 24, 26 -meteoriitteja.
FIB-viipaleiden tilavuuden δD ja δ15N käyrät, jotka on saatu A0002.23:lle ja A0002.26:lle, A0037.22:lle ja A0037.23:lle ja C0068.23:lle, C0068.25 ja C0068.26 FIB-viipaleelle A sekä kolmesta FIB-viipaleesta A (yhteensä yhteensä seitsemän muuta RySI-hiukkasta) Aurinkokunnan s on esitetty kuvassa.4 (lisätaulukko 4)27,28.Tilavuusmuutokset δD:ssä ja δ15N:ssä A0002-, A0037- ja C0068-profiileissa ovat yhdenmukaisia ​​IDP:n muutosten kanssa, mutta korkeammat kuin CM- ja CI-kondriiteissa (kuva 4).Huomaa, että Comet 29 -näytteen δD-arvojen alue (-240 - 1655 ‰) on suurempi kuin Ryugun.Ryukyu-profiilien tilavuudet δD ja δ15N ovat pääsääntöisesti pienempiä kuin Jupiter-perheen komeettojen ja Oort-pilven keskiarvo (kuva 4).CI-kondriittien alemmat δD-arvot voivat heijastaa maaperän kontaminaation vaikutusta näissä näytteissä.Bellsin, Tagish-järven ja IDP:n väliset yhtäläisyydet huomioon ottaen Ryugu-hiukkasten δD- ja δN-arvojen suuri heterogeenisyys voi heijastaa muutoksia orgaanisten ja vesipitoisten koostumusten alkuperäisissä isotooppisissa allekirjoituksissa varhaisessa aurinkokunnassa.Samanlaiset isotooppimuutokset δD:ssä ja δN:ssä Ryugu- ja IDP-hiukkasissa viittaavat siihen, että molemmat ovat saattaneet muodostua samasta lähteestä peräisin olevasta materiaalista.Sisäänsiirtolaisten uskotaan olevan komeettalähteistä 14 .Siksi Ryugu voi sisältää komeetan kaltaista materiaalia ja/tai ainakin ulomman aurinkokunnan.Tämä voi kuitenkin olla vaikeampaa kuin tässä toteamme johtuen (1) sferuliittisen ja D-rikkaan veden sekoituksesta emokappaleessa 31 ja (2) komeetan D/H-suhteesta komeetan aktiivisuuden funktiona 32 .Syitä havaittuun vedyn ja typen isotooppien heterogeenisyyteen Ryugu-hiukkasissa ei kuitenkaan täysin ymmärretä, mikä johtuu osittain nykyään saatavilla olevien analyysien rajallisuudesta.Vedyn ja typen isotooppijärjestelmien tulokset antavat edelleen mahdollisuuden, että Ryugu sisältää suurimman osan materiaalista aurinkokunnan ulkopuolelta ja voi siten osoittaa jonkin verran samankaltaisuutta komeettojen kanssa.Ryugu-profiili ei osoittanut ilmeistä korrelaatiota δ13C:n ja δ15N:n välillä (lisätaulukko 4).
Ryugu-hiukkasten H- ja N-isotooppikoostumus (punaiset ympyrät: A0002, A0037; siniset ympyrät: C0068) korreloi auringon magnitudin 27, Jupiterin keskiarvoperheen (JFC27) ja Oort-pilvikomeettojen (OCC27), IDP28:n ja hiilipitoisten kondrulien kanssa.Meteoriitin 27 (CI, CM, CR, C2-ung) vertailu.Isotooppinen koostumus on esitetty lisätaulukossa 4. Katkoviivat ovat maan isotooppiarvoja H:lle ja N:lle.
Haihtuvien aineiden (esim. orgaanisten aineiden ja veden) kulkeutuminen Maahan on edelleen huolenaihe26,27,33.Tässä tutkimuksessa tunnistettujen Ryugu-hiukkasten karkeisiin fylosilikaatteihin liittyvä submikroninen orgaaninen aine voi olla tärkeä haihtuvien aineiden lähde.Karkearakeisten fylosilikaattien orgaaninen aines on paremmin suojattu hajoamiselta16,34 ja hajoamiselta35 kuin orgaaninen aines hienorakeisissa matriiseissa.Vedyn raskaampi isotooppinen koostumus hiukkasissa tarkoittaa, että ne eivät todennäköisesti ole ainoa haihtuvien aineiden lähde varhaiseen Maahan.Niitä voidaan sekoittaa komponenttien kanssa, joilla on kevyempi vety-isotooppikoostumus, kuten äskettäin esitettiin hypoteesissa aurinkotuulen ohjaaman veden läsnäolosta silikaateissa.
Tässä tutkimuksessa osoitamme, että CI-meteoriitit ovat maapallon saastuneita näytteitä huolimatta geokemiallisesta merkityksestään aurinkokunnan yleisen koostumuksen edustajina.Tarjoamme myös suoria todisteita rikkaiden alifaattisten orgaanisten aineiden ja viereisten vesipitoisten mineraalien välisistä vuorovaikutuksista ja ehdotamme, että Ryugu saattaa sisältää auringon ulkopuolista materiaalia37.Tämän tutkimuksen tulokset osoittavat selvästi protoasteroidien suoran näytteenoton tärkeyden ja tarpeen kuljettaa palautetut näytteet täysin inertissä ja steriileissä olosuhteissa.Tässä esitetyt todisteet osoittavat, että Ryugu-hiukkaset ovat epäilemättä yksi saastumattomimmista aurinkokunnan materiaaleista, joita on saatavilla laboratoriotutkimukseen, ja näiden arvokkaiden näytteiden lisätutkimus lisää epäilemättä ymmärrystämme aurinkokunnan varhaisista prosesseista.Ryugu-hiukkaset ovat paras esitys aurinkokunnan kokonaiskoostumuksesta.
Submikronin mittakaavan näytteiden monimutkaisen mikrorakenteen ja kemiallisten ominaisuuksien määrittämiseksi käytimme synkrotronisäteilyyn perustuvaa tietokonetomografiaa (SR-XCT) ja SR-röntgendiffraktiota (XRD)-CT-, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM-analyysiä.Ei hajoamista, maapallon ilmakehän aiheuttamaa saastumista, eikä pienhiukkasten tai mekaanisten näytteiden aiheuttamia vaurioita.Sillä välin olemme tehneet systemaattista volumetristä analyysiä käyttäen pyyhkäisyelektronimikroskooppia (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentaalista neutroniaktivaatioanalyysiä (INAA) ja laserhappi-isotooppifluorauslaitteistoa.Määritysmenettelyt on esitetty lisäkuvassa 3, ja jokainen määritys on kuvattu seuraavissa osissa.
Ryugu-asteroidin hiukkaset otettiin talteen Hayabusa-2-palautusmoduulista ja toimitettiin JAXA-ohjauskeskukseen Sagamiharassa, Japanissa saastuttamatta maapallon ilmakehää4.Alkuperäisen ja tuhoamattoman karakterisoinnin jälkeen JAXA:n hallinnoimassa laitoksessa käytä suljettavia laitosten välisiä siirtosäiliöitä ja näytekapselipusseja (halkaisijaltaan 10 tai 15 mm safiirikitettä ja ruostumatonta terästä näytteen koosta riippuen) ympäristöhäiriöiden välttämiseksi.ympäristöön.y ja/tai maaperän epäpuhtaudet (esim. vesihöyry, hiilivedyt, ilmakehän kaasut ja hienot hiukkaset) sekä näytteiden välinen ristikontaminaatio näytteiden valmistuksen ja laitosten ja yliopistojen välisen kuljetuksen aikana38.Maapallon ilmakehän kanssa tapahtuvan vuorovaikutuksen (vesihöyry ja happi) aiheuttaman hajoamisen ja saastumisen välttämiseksi kaiken tyyppiset näytteen valmistelut (mukaan lukien lastuminen tantaalitaltalla, tasapainotetulla timanttilankasahalla (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) ja epoksileikkaus) suoritettiin hansikaslokerossa puhtaassa kuivassa N2:ssa (0 °C, 0 -0 pp -0 pp: -8).Kaikki tässä käytetyt esineet puhdistetaan ultrapuhtaan veden ja etanolin yhdistelmällä käyttämällä eritaajuisia ultraääniaaltoja.
Tässä tutkimme Etelämantereen meteoriittitutkimuskeskuksen National Polar Research Instituten (NIPR) meteoriittikokoelmaa (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 ja CY: Y 980115).
Siirtoon instrumenttien välillä SR-XCT-, NanoSIMS-, STXM-NEXAFS- ja TEM-analyysiä varten käytimme aiemmissa tutkimuksissa kuvattua yleistä ultraohut näytepidikettä38.
Ryugu-näytteiden SR-XCT-analyysi suoritettiin käyttämällä integroitua BL20XU/SPring-8 CT-järjestelmää.Integroitu CT-järjestelmä koostuu erilaisista mittaustiloista: laaja näkökenttä ja matalaresoluutioinen (WL) tila näytteen koko rakenteen kaappaamiseen, kapea näkökenttä ja korkearesoluutioinen (NH) -tila näytealueen tarkkaan mittaukseen.mielenkiinnon ja röntgenkuvat saadaksesi diffraktiokuvio näytteen tilavuudesta, ja suorita XRD-CT saadaksesi 2D-kaavion näytteen vaakatason mineraalifaasista.Huomaa, että kaikki mittaukset voidaan suorittaa ilman sisäänrakennettua järjestelmää poistamaan näytepidike alustasta, mikä mahdollistaa tarkat CT- ja XRD-CT-mittaukset.WL-moodin röntgendetektori (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) varustettiin ylimääräisellä 4608 × 4608 pikselin metallioksidipuolijohdekameralla (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) ja tuike, joka koostui 10 µL:n lutetium:3 µL yksikidekristalli:3µL:stä linssi.Pikselikoko WL-tilassa on noin 0,848 µm.Siten näkökenttä (FOV) WL-tilassa on noin 6 mm offset CT -tilassa.NH-moodin röntgendetektori (BM AA50; Hamamatsu Photonics) varustettiin 20 µm:n paksuisella gadoliini-alumiini-galliumgranaatti (Gd3Al2Ga3O12) tuikelaitteella, CMOS-kameralla (C11440-22CU) resoluutiolla 2048 pix 20448 pixels;Hamamatsu Photonics) ja ×20-objektiivi.Pikselikoko NH-tilassa on ~0,25 µm ja näkökenttä ~0,5 mm.XRD-tilan ilmaisin (BM AA60; Hamamatsu Photonics) varustettiin tuikelaitteella, joka koostui 50 µm:n paksuisesta P43 (Gd2O2S:Tb) -jauhenäytöstä, 2304 × 2304 pikselin resoluution CMOS-kamerasta (C15440-20UP; Hamamatsu-objektiivit) ja relaynics.Ilmaisimen tehollinen pikselikoko on 19,05 µm ja näkökenttä 43,9 mm2.FOV:n lisäämiseksi käytimme offset-CT-menettelyä WL-tilassa.Läpäisevän valon kuva CT-rekonstruktiota varten koostuu kuvasta alueella 180° - 360°, joka heijastuu vaakasuunnassa kiertoakselin ympäri, ja kuvasta alueella 0° - 180°.
XRD-tilassa röntgensäteen fokusoi Fresnel-vyöhykelevy.Tässä tilassa ilmaisin sijoitetaan 110 mm näytteen taakse ja säteen pysäytys 3 mm ilmaisimeen.Diffraktiokuvia 2θ-alueella 1,43° - 18,00° (hilan nousu d = 16,6-1,32 Å) saatiin röntgenpisteen ollessa tarkennettu ilmaisimen näkökentän alaosaan.Näyte liikkuu pystysuunnassa säännöllisin väliajoin, puoli kierrosta jokaisessa pystyskannausvaiheessa.Jos mineraalipartikkelit täyttävät Braggin ehdon 180° käännettäessä, on mahdollista saada mineraalipartikkelien diffraktio vaakatasossa.Diffraktiokuvat yhdistettiin sitten yhdeksi kuvaksi jokaista pystyskannausvaihetta varten.SR-XRD-CT-määrityksen olosuhteet ovat lähes samat kuin SR-XRD-määrityksen olosuhteet.XRD-CT-tilassa ilmaisin on sijoitettu 69 mm näytteen taakse.Diffraktiokuvat alueella 2θ vaihtelevat 1,2° - 17,68° (d = 19,73 - 1,35 Å), jossa sekä röntgensäde että säteen rajoitin ovat linjassa anturin näkökentän keskikohdan kanssa.Skannaa näyte vaakasuunnassa ja käännä näytettä 180°.SR-XRD-CT-kuvat rekonstruoitiin käyttämällä pikseliarvoina mineraali-intensiteettejä.Vaakaskannauksessa näyte skannataan tyypillisesti 500–1000 vaiheessa.
Kaikissa kokeissa röntgensäteilyn energiaksi kiinnitettiin 30 keV, koska tämä on alaraja röntgensäteen tunkeutumiselle meteoriitteihin, joiden halkaisija on noin 6 mm.Kaikille CT-mittauksille saatujen kuvien määrä 180° kierron aikana oli 1800 (3600 offset-CT-ohjelmalla), ja kuvien valotusaika oli 100 ms WL-tilassa, 300 ms NH-tilassa, 500 ms XRD-tilassa ja 50 ms.ms XRD-CT:lle ms.Tyypillinen näytteen skannausaika on noin 10 minuuttia WL-tilassa, 15 minuuttia NH-tilassa, 3 tuntia XRD-tilassa ja 8 tuntia SR-XRD-CT:ssä.
CT-kuvat rekonstruoitiin konvoluutiotaustaprojektiolla ja normalisoitiin lineaariselle vaimennuskertoimelle 0 - 80 cm-1.Slice-ohjelmistoa käytettiin analysoimaan 3D-tietoja ja muXRD-ohjelmistoa käytettiin XRD-tietojen analysointiin.
Epoksikiinnitetyt Ryugu-hiukkaset (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) kiillotettiin pinnalta asteittain 0,5 µm (3M) timanttiläppäkalvon tasolle kuivissa olosuhteissa välttäen materiaalin joutumista kosketuksiin pinnan kanssa kiillotusprosessin aikana.Kunkin näytteen kiillotettu pinta tutkittiin ensin valomikroskopialla ja sitten takaisinsironneilla elektroneilla mineralogia- ja tekstuurikuvien (BSE) saamiseksi näytteistä ja kvalitatiivisista NIPR-elementeistä käyttämällä JEOL JSM-7100F SEM:ää, joka oli varustettu energiaa hajottavalla spektrometrillä (AZtec).energia) kuva.Jokaisen näytteen osalta pää- ja sivuelementtien pitoisuus analysoitiin käyttämällä elektronikoetinmikroanalysaattoria (EPMA, JEOL JXA-8200).Analysoi fylosilikaatti- ja karbonaattihiukkaset 5 nA:ssa, luonnolliset ja synteettiset standardit 15 keV:ssa, sulfidit, magnetiitti, oliviini ja pyrokseeni 30 nA:ssa.Modaaliset arvosanat laskettiin elementtikartoista ja BSE-kuvista käyttämällä ImageJ 1.53 -ohjelmistoa, jossa kullekin mineraalille oli asetettu mielivaltaisesti sopivat kynnykset.
Happi-isotooppianalyysi suoritettiin avoimessa yliopistossa (Milton Keynes, UK) infrapunalaserfluorausjärjestelmällä.Hayabusa2-näytteet toimitettiin Avoimeen yliopistoon 38 typellä täytetyissä säiliöissä siirrettäväksi laitosten välillä.
Näytteen lataus suoritettiin typpikäsinekotelossa, jossa valvottu happitaso oli alle 0,1 %.Hayabusa2-analyyttistä työtä varten valmistettiin uusi Ni-näytteen pidike, joka koostui vain kahdesta näytereiästä (halkaisija 2,5 mm, syvyys 5 mm), toinen Hayabusa2-hiukkasille ja toinen sisäiselle obsidiaanistandardille.Analyysin aikana näytekaivo, joka sisälsi Hayabusa2-materiaalia, peitettiin sisäisellä BaF2-ikkunalla, jonka paksuus oli noin 1 mm ja halkaisija 3 mm näytteen pitämiseksi laserreaktion aikana.BrF5-virtausta näytteeseen ylläpidettiin Ni-näytteen pidikkeeseen leikatulla kaasunsekoituskanavalla.Näytekammio konfiguroitiin myös uudelleen siten, että se voidaan poistaa tyhjiöfluorauslinjasta ja avata sitten typellä täytetyssä hansikaslokerossa.Kaksiosainen kammio tiivistettiin kuparisella tiivisteellä ja EVAC Quick Release CeFIX 38 -ketjupuristimella.Kammion päällä oleva 3 mm paksu BaF2-ikkuna mahdollistaa näytteen samanaikaisen tarkkailun ja laserlämmityksen.Kun näyte on ladattu, kiinnitä kammio uudelleen ja liitä uudelleen fluorattuihin johtoihin.Ennen analyysiä näytekammio kuumennettiin tyhjössä noin 95 °C:seen yön yli kaiken adsorboituneen kosteuden poistamiseksi.Yön yli kuumentamisen jälkeen kammion annettiin jäähtyä huoneenlämpötilaan ja sitten näytteen siirron aikana ilmakehään alttiina oleva osa huuhdeltiin kolmella BrF5-erällä kosteuden poistamiseksi.Näillä toimenpiteillä varmistetaan, että Hayabusa 2 -näyte ei ole alttiina ilmakehälle ja että se ei saastuta kosteutta fluoratun linjan osasta, joka tuuletetaan ilmakehään näytteen lataamisen aikana.
Ryugu C0014-4- ja Orgueil (CI) -hiukkasnäytteet analysoitiin modifioidussa "yksittäistilassa"42, kun taas Y-82162 (CY) -analyysi suoritettiin yhdellä alustalla, jossa oli useita näytekaivoja41.Vedettömän koostumuksensa vuoksi CY-kondriiteille ei tarvitse käyttää yhtä menetelmää.Näytteet kuumennettiin käyttämällä Photon Machines Inc:n infrapuna-CO2-laseria.50 W (10,6 µm) teho asennettuna XYZ-telakkaan BrF5:n läsnäollessa.Sisäänrakennettu videojärjestelmä seuraa reaktion kulkua.Fluorauksen jälkeen vapautunut 02 puhdistettiin käyttämällä kahta kryogeenistä typpiloukkua ja lämmitettyä KBr-kerrosta ylimääräisen fluorin poistamiseksi.Puhdistetun hapen isotooppikoostumus analysoitiin kaksikanavaisella Thermo Fisher MAT 253 -massaspektrometrillä, jonka massaresoluutio oli noin 200.
Joissakin tapauksissa näytteen reaktion aikana vapautuneen kaasumaisen O2:n määrä oli alle 140 µg, mikä on likimääräinen raja paljelaitteen käytölle MAT 253 -massaspektrometrissä.Käytä näissä tapauksissa analysointiin mikrotilavuuksia.Hayabusa2-hiukkasten analysoinnin jälkeen obsidianin sisäinen standardi fluorattiin ja sen happi-isotooppikoostumus määritettiin.
NF+ NF3+ -fragmentin ionit häiritsevät sädettä, jonka massa on 33 (16O17O).Tämän mahdollisen ongelman poistamiseksi useimmat näytteet käsitellään käyttämällä kryogeenisiä erotusmenetelmiä.Tämä voidaan tehdä eteenpäin suunnassa ennen MAT 253 -analyysiä tai toisena analyysinä palauttamalla analysoitu kaasu takaisin erityiselle molekyyliseulalle ja ohjaamalla se uudelleen kryogeenisen erotuksen jälkeen.Kryogeeninen erotus käsittää kaasun syöttämisen molekyyliseulaan nestemäisen typen lämpötilassa ja sen sitten poistamisen primäärimolekyyliseulaan -130 °C:n lämpötilassa.Laajat testaukset ovat osoittaneet, että NF+ jää ensimmäiselle molekyyliseulalle eikä merkittävää fraktioitumista tapahdu tätä menetelmää käytettäessä.
Sisäisten obsidiaanistandardien toistuvien analyysien perusteella järjestelmän kokonaistarkkuus paljetilassa on: ±0,053‰ δ17O:lle, ±0,095‰ δ18O:lle, ±0,018‰ Δ17O:lle (2 sd).Happi-isotooppianalyysi on annettu vakiodelta-merkinnällä, jossa delta18O lasketaan seuraavasti:
Käytä myös 17O/16O-suhdetta δ17O:lle.VSMOW on kansainvälinen standardi Wienin keskimeren vesistandardille.Δ17O edustaa poikkeamaa maan fraktiointiviivasta, ja laskentakaava on: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O.Kaikki lisätaulukossa 3 esitetyt tiedot on korjattu aukolla.
Noin 150 - 200 nm paksut leikkeet uutettiin Ryugu-hiukkasista käyttämällä Hitachi High Tech SMI4050 FIB -laitetta JAMSTECissa, Kochi Core Sampling Institutessa.Huomaa, että kaikki FIB-osat otettiin talteen käsittelemättömien hiukkasten käsittelemättömistä fragmenteista sen jälkeen, kun ne oli poistettu N2-kaasutäytteisistä astioista objektien välistä siirtoa varten.Näitä fragmentteja ei mitattu SR-CT:llä, mutta niitä käsiteltiin mahdollisimman vähän altistumalla maan ilmakehään mahdollisten vaurioiden ja kontaminaatioiden välttämiseksi, jotka voisivat vaikuttaa hiilen K-reunaspektriin.Volframisuojakerroksen kerrostamisen jälkeen mielenkiinnon kohteena oleva alue (jopa 25 × 25 μm2) leikattiin ja ohennettiin Ga + -ionisäteellä 30 kV:n kiihdytysjännitteellä, sitten 5 kV:lla ja 40 pA:n anturin virralla pintavaurion minimoimiseksi.Ultraohuet osat asetettiin sitten suurennettuun kupariverkkoon (Kochi mesh) 39 käyttämällä FIB:llä varustettua mikromanipulaattoria.
Ryugu A0098 (1,6303 mg) ja C0068 (0,6483 mg) pelletit suljettiin kahdesti puhtaisiin erittäin puhtaisiin polyeteenilevyihin puhtaalla typellä täytettyyn hansikaslokeroon SPring-8:ssa ilman vuorovaikutusta maan ilmakehän kanssa.Näytteen valmistelu JB-1:lle (Japanin geologisen tutkimuskeskuksen myöntämä geologinen vertailukivi) suoritettiin Tokion Metropolitan yliopistossa.
INAA pidetään Kioton yliopiston Integrated Radiation and Nuclear Sciences -instituutissa.Näytteitä säteilytettiin kahdesti erilaisilla säteilytyssykleillä, jotka valittiin alkuaineen kvantifiointiin käytetyn nuklidin puoliintumisajan mukaan.Ensin näytettä säteilytettiin pneumaattisessa säteilytysputkessa 30 sekunnin ajan.Lämpö- ja nopeiden neutronien vuot kuvassa.3 ovat 4,6 × 1012 ja 9,6 × 1011 cm-2 s-1, vastaavasti, Mg-, Al-, Ca-, Ti-, V- ja Mn-pitoisuuksien määrittämiseksi.Kemikaalit, kuten MgO (puhtaus 99,99 %, Soekawa Chemical), Al (puhtaus 99,9 %, Soekawa Chemical) ja Si-metalli (puhtausaste 99,999 %, FUJIFILM Wako Pure Chemical), säteilytettiin myös häiritsevien ydinreaktioiden, kuten (n, n) korjaamiseksi.Näytettä säteilytettiin myös natriumkloridilla (puhtaus 99,99 %; MANAC) neutronivuon muutosten korjaamiseksi.
Neutronisäteilytyksen jälkeen ulompi polyeteenilevy korvattiin uudella ja näytteen ja referenssin lähettämä gammasäteily mitattiin välittömästi Ge-detektorilla.Samoja näytteitä säteilytettiin uudelleen 4 tunnin ajan pneumaattisessa säteilytysputkessa.2:n lämpö- ja nopeat neutronivuot ovat 5,6 1012 ja 1,2 1012 cm-2 s-1, vastaavasti Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Content Se, Sb, Os, Ir ja Au määrittämiseksi.Ga:n, As:n, Se:n, Sb:n, Os:n, Irin ja Au:n kontrollinäytteet säteilytettiin levittämällä sopivia määriä (10 - 50 μg) standardiliuoksia, joiden pitoisuudet tunnetaan näistä alkuaineista kahdelle suodatinpaperipalalle, minkä jälkeen näytteet säteilytettiin.Gammasäteilyn laskeminen suoritettiin Kioton yliopiston Integrated Radiation and Nuclear Sciences Institutessa ja Tokion Metropolitan Universityn RI Research Centerissä.Analyyttiset menetelmät ja vertailumateriaalit INAA-elementtien kvantitatiiviseen määritykseen ovat samat kuin edellisessä työssämme kuvatut.
Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu-näytteiden A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä. Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu-näytteiden A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов (≥ 7 м017) Ryugu A0029 (<001 м07) мг) в NIPR. Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu A0029 (< 1 mg), A0037 (≪ 1 mg) ja C0087 (< 1 mg) näytteiden diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä.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) 的囂桍尡尾使用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) 的囂桍尡尾 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) ja C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использонкотние Rigaku SmartLab). Näytteiden Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) ja C0087 (<1 mg) röntgendiffraktiokuviot saatiin NIPR:ssä käyttämällä röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab).Kaikki näytteet jauhettiin hienoksi jauheeksi heijastamattomalle piikiekolle safiirilasilevyä käyttäen ja levitettiin sitten tasaisesti heijastamattomalle piikiekolle ilman nestettä (vettä tai alkoholia).Mittausolosuhteet ovat seuraavat: Cu Ka -röntgensäteilyä syntyy putkijännitteellä 40 kV ja putkivirralla 40 mA, raja-raon pituus on 10 mm, divergenssikulma (1/6)°, pyörimisnopeus tasossa on 20 rpm ja alue on 2θ (kaksinkertainen analysointikulma) 0 - 8 tuntia n. 8 tuntia.Käytettiin Bragg Brentano -optiikkaa.Ilmaisin on yksiulotteinen piipuolijohdeilmaisin (D/teX Ultra 250).Cu Kp:n röntgensäteet poistettiin käyttämällä Ni-suodatinta.Käytettävissä olevien näytteiden avulla verrattiin synteettisen magnesiumsaponiitin (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentiinin (lehtiserpentiini, Miyazu, Nikka) ja pyrrotiitin (monoklininen 4C, Chihua, Mexico Watts) mittauksia huippujen tunnistamiseksi ja jauhetiedoston käyttämiseksi DiDF-tietokeskuksen datadiffraktiotietokeskuksesta (0-70ffraction data). -1662) ja magnetiitti (PDF 00-019-0629).Ryugusta saatuja diffraktiotietoja verrattiin myös tietoihin hydromuunnetuista hiilipitoisista kondriiteista, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 ja Y 980115 CY (kuumennusvaihe III, 500–750°C).Vertailu osoitti yhtäläisyyksiä Orgueilin kanssa, mutta ei Y-791198:n ja Y 980115:n kanssa.
FIB:stä valmistettujen näytteiden ultraohuiden osien NEXAFS-spektrit hiilireunalla K mitattiin käyttämällä STXM BL4U -kanavaa UVSOR-synkrotronilaitoksessa Institute of Molecular Sciencesissa (Okazaki, Japani).Fresnel-vyöhykelevyllä optisesti fokusoidun säteen pistekoko on noin 50 nm.Energiaporras on 0,1 eV lähireuna-alueen hienorakenteelle (283,6–292,0 eV) ja 0,5 eV (280,0–283,5 eV ja 292,5–300,0 eV) etu- ja takarintaman alueelle.kunkin kuvapikselin aika asetettiin 2 ms:ksi.Evakuoinnin jälkeen STXM-analyysikammio täytettiin heliumilla noin 20 mbar:n paineessa.Tämä auttaa minimoimaan röntgenoptiikan lämpöpoikkeaman kammiossa ja näytepitimessä sekä vähentämään näytevaurioita ja/tai hapettumista.NEXAFS K-edge -hiilispektrit luotiin pinotuista tiedoista käyttämällä aXis2000-ohjelmistoa ja patentoitua STXM-tietojenkäsittelyohjelmistoa.Huomaa, että näytteensiirtokoteloa ja hansikaslokeroa käytetään estämään näytteen hapettumista ja kontaminaatiota.
STXM-NEXAFS-analyysin jälkeen Ryugu FIB-viipaleiden vedyn, hiilen ja typen isotooppikoostumus analysoitiin käyttämällä isotooppikuvausta JAMSTEC NanoSIMS 50L:llä.Fokusoitu Cs+-primäärisäde, jonka arvo on noin 2 pA hiilen ja typen isotooppianalyysissä ja noin 13 pA vetyisotooppianalyysissä, rasteroidaan noin 24 × 24 µm2 - 30 × 30 µm2 alueelle.Kun oli suoritettu 3 minuutin esisumutus suhteellisen voimakkaalla primäärisäteen virralla, kukin analyysi aloitettiin toissijaisen säteen intensiteetin stabiloitumisen jälkeen.Hiilen ja typen isotooppien analysointia varten saatiin samanaikaisesti kuvia 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– ja 12C15N– käyttämällä seitsemän elektronikerroinmultipleksidetektiota, jonka massaresoluutio on noin 9000, mikä riittää erottamaan kaikki merkitykselliset isotooppiyhdisteet.häiriötä (eli 12C1H 13C:ssä ja 13C14N 12C15N:ssä).Vetyisotooppien analysointia varten saatiin 1H-, 2D- ja 12C-kuvat, joiden massaresoluutio oli noin 3 000 usealla ilmaisulla käyttäen kolmea elektronikertojaa.Jokainen analyysi koostuu 30 skannatusta kuvasta samalta alueelta, joista yksi kuva koostuu 256 × 256 pikselistä hiili- ja typen isotooppianalyysiä varten ja 128 × 128 pikseliä vety-isotooppianalyysiä varten.Viiveaika on 3000 µs pikseliä kohden hiilen ja typen isotooppianalyysissä ja 5000 µs pikseliä kohti vety-isotooppianalyysissä.Olemme käyttäneet 1-hydroksibentsotriatsolihydraattia vety-, hiilen ja typen isotooppistandardeina instrumentaalisen massafraktioinnin kalibroinnissa45.
Esisolaarigrafiitin pii-isotooppisen koostumuksen määrittämiseksi FIB C0068-25 -profiilissa käytimme kuutta elektronikertojaa, joiden massaresoluutio oli noin 9000. Kuvat koostuvat 256 × 256 pikselistä ja viiveaika 3000 µs/piksel.Kalibroimme massafraktiointilaitteen käyttämällä piikiekkoja vety-, hiili- ja pii-isotooppistandardeina.
Isotooppikuvat käsiteltiin NASAn NanoSIMS45-kuvausohjelmistolla.Tiedot korjattiin elektronien kertojan kuolleen ajan (44 ns) ja kvasi-samanaikaisten saapumisilmiöiden suhteen.Jokaiselle kuvalle erilainen skannauskohdistus kuvan poikkeaman korjaamiseksi hankinnan aikana.Lopullinen isotooppikuva luodaan lisäämällä toissijaisia ​​ioneja kustakin kuvasta jokaista skannauspikseliä kohden.
STXM-NEXAFS- ja NanoSIMS-analyysin jälkeen samat FIB-leikkeet tutkittiin käyttämällä transmissioelektronimikroskooppia (JEOL JEM-ARM200F) 200 kV:n kiihdytysjännitteellä Kochissa, JAMSTECissa.Mikrorakennetta tarkkailtiin käyttämällä kirkkaan kentän TEM:ää ja suuren kulman pyyhkäisy-TEM:ää pimeässä kentässä.Mineraalifaasit tunnistettiin pisteelektronidiffraktiolla ja hilakaistakuvannuksella, ja kemiallinen analyysi suoritettiin EDS:llä 100 mm2:n piin ryömintädetektorilla ja JEOL Analysis Station 4.30 -ohjelmistolla.Kvantitatiivista analyysiä varten kunkin elementin ominainen röntgensäteilyn intensiteetti mitattiin TEM-skannaustilassa kiinteällä tiedonkeruuajalla 30 s, säteen pyyhkäisyalalla ~ 100 × 100 nm2 ja säteen virralla 50 pA.Suhde (Si + Al)-Mg-Fe kerrostetuissa silikaateissa määritettiin käyttämällä kokeellista kerrointa k, joka oli korjattu paksuudella ja joka saatiin luonnollisen pyropagarnet-standardista.
Kaikki tässä tutkimuksessa käytetyt kuvat ja analyysit ovat saatavilla JAXA Data Archiving and Communication System (DARTS) -sivustolla https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.Tämä artikkeli sisältää alkuperäiset tiedot.
Kitari, K. et ai.Asteroidin 162173 Ryugun pinnan koostumus Hayabusa2 NIRS3 -laitteen havaitsemana.Science 364, 272–275.
Kim, AJ Yamato-tyyppiset hiilipitoiset kondriitit (CY): Ryugu-asteroidin pinnan analogit?Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et ai.Ryugu-näytteiden ensimmäinen koostumusanalyysi suoritettiin käyttämällä MicroOmega-hyperspektrimikroskooppia.National Astron.6, 221–225 (2021).
Yada, T. et ai.C-tyypin asteroidilta Ryugulta palanneen Hyabusa2-näytteen alustava analyysi.National Astron.6, 214–220 (2021).