Grazas por visitar Nature.com.A versión do navegador que estás a usar ten soporte CSS limitado.Para obter a mellor experiencia, recomendámosche que utilices un navegador actualizado (ou que desactives o modo de compatibilidade en Internet Explorer).Mentres tanto, para garantir a asistencia continua, renderizaremos o sitio sen estilos e JavaScript.
Volátiles e ricos en materia orgánica, os asteroides de tipo C poden ser unha das principais fontes de auga na Terra.Na actualidade, as condritas con carbono dan a mellor idea da súa composición química, pero a información sobre os meteoritos está distorsionada: só os tipos máis duradeiros sobreviven entrando na atmosfera e interactuando despois co medio terrestre.Aquí presentamos os resultados dun detallado estudo volumétrico e microanalítico da partícula primaria Ryugu entregada á Terra pola sonda Hayabusa-2.As partículas de Ryugu mostran unha coincidencia estreita na súa composición coas condritas CI (tipo Iwuna) non fraccionadas químicamente pero alteradas pola auga, que son amplamente utilizadas como indicadores da composición global do sistema solar.Este exemplar mostra unha complexa relación espacial entre os ricos orgánicos alifáticos e os silicatos estratificados e indica unha temperatura máxima de arredor de 30 °C durante a erosión hídrica.Atopamos unha abundancia de deuterio e diazonio consistente cunha orixe extrasolar.As partículas de Ryugu son o material alieníxena máis incontaminado e inseparable xamais estudado e que mellor se adaptan á composición global do sistema solar.
Desde xuño de 2018 ata novembro de 2019, a sonda espacial Hayabusa2 da Axencia de Exploración Aeroespacial de Xapón (JAXA) realizou un amplo levantamento remoto do asteroide Ryugu.Os datos do espectrómetro de infravermellos próximos (NIRS3) en Hayabusa-2 suxiren que Ryugu pode estar composto por un material similar ás condritas carbonosas metamórficas e/ou térmicamente de choque.A coincidencia máis próxima é a condrita CY (tipo Yamato) 2. O baixo albedo de Ryugu pódese explicar pola presenza dunha gran cantidade de compoñentes ricos en carbono, así como polo tamaño das partículas, a porosidade e os efectos da meteorización espacial.A sonda Hayabusa-2 fixo dous pousos e recollida de mostras en Ryuga.Durante a primeira aterraxe do 21 de febreiro de 2019 obtívose material de superficie, que foi almacenado no compartimento A da cápsula de retorno, e durante a segunda aterraxe do 11 de xullo de 2019, recolleuse material preto dun cráter artificial formado por un pequeno impactador portátil.Estas mostras almacénanse no Ward C. A caracterización non destrutiva inicial das partículas da Fase 1 en cámaras especiais, non contaminadas e cheas de nitróxeno puro en instalacións xestionadas por JAXA indicaron que as partículas Ryugu eran máis similares ás condritas CI4 e mostraban "varios niveis de variación"3.A clasificación aparentemente contraditoria de Ryugu, similar ás condritas CY ou CI, só se pode resolver mediante unha detallada caracterización isotópica, elemental e mineralóxica das partículas Ryugu.Os resultados aquí presentados proporcionan unha base sólida para determinar cal destas dúas explicacións preliminares para a composición global do asteroide Ryugu é máis probable.
Oito gránulos Ryugu (uns 60 mg en total), catro da Cámara A e catro da Cámara C, foron asignados á Fase 2 para xestionar o equipo de Kochi.O obxectivo principal do estudo é dilucidar a natureza, orixe e historia evolutiva do asteroide Ryugu, e documentar semellanzas e diferenzas con outros espécimes extraterrestres coñecidos como as condritas, as partículas de po interplanetaria (IDP) e os cometas que regresan.Mostras recollidas pola misión Stardust da NASA.
A análise mineralóxica detallada de cinco grans de Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) mostrou que están compostos principalmente por filosilicatos de gran fino e groso (~ 64-88% vol.; Fig. 1a, b, Fig. 11 complementaria).e táboa adicional 1).Os filosilicatos de gran groso aparecen como agregados pinados (ata decenas de micras de tamaño) en matrices de gran fino e ricas en filosilicatos (menos dunhas poucas micras de tamaño).As partículas de silicato en capas son simbiontes serpentina-saponita (Fig. 1c).O mapa (Si + Al)-Mg-Fe tamén mostra que a matriz de silicato en capas a granel ten unha composición intermedia entre a serpentina e a saponita (Fig. 2a, b).A matriz de filosilicato contén minerais de carbonato (~2-21% vol.), minerais de sulfuro (~2,4-5,5% vol.) e magnetita (~3,6-6,8% vol.).Unha das partículas examinadas neste estudo (C0009) contiña unha pequena cantidade (~0,5 vol.%) de silicatos anhidros (olivina e piroxeno), que poden axudar a identificar o material de orixe que compoñía a pedra Ryugu en bruto5.Este silicato anhidro é raro nos gránulos Ryugu e só se identificou positivamente no gránulo C0009.Os carbonatos están presentes na matriz como fragmentos (menos duns centos de micras), na súa maioría dolomita, con pequenas cantidades de carbonato de calcio e brinel.A magnetita aparece como partículas illadas, framboides, placas ou agregados esféricos.Os sulfuros están representados principalmente pola pirrotita en forma de prismas/placas ou listones hexagonais irregulares.A matriz contén unha gran cantidade de pentlandita submicrónica ou en combinación con pirrotita. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) ocorren de forma ubicua na matriz rica en filosilicato. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) ocorren de forma ubicua na matriz rica en filosilicato. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатататрат. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) ocorren de forma ubicua na matriz rica en filosilicato.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. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) predominan na matriz rica en filosilicato.Outros minerais auxiliares móstranse na Táboa complementaria 1. A lista de minerais determinados a partir do patrón de difracción de raios X da mestura C0087 e A0029 e A0037 é moi consistente coa determinada na condrita CI (Orgueil), pero difire moito das condritas CY e CM (tipo Mighei) e das condritas ampliadas (Figura 2).O contido total de elementos dos grans de Ryugu (A0098, C0068) tamén é consistente coa condrita 6 CI (datos ampliados, figura 2 e táboa complementaria 2).Pola contra, as condritas CM están esgotadas en elementos moderadamente e altamente volátiles, especialmente Mn e Zn, e máis elevadas en elementos refractarios7.As concentracións dalgúns elementos varían moito, o que pode ser un reflexo da heteroxeneidade inherente da mostra debido ao pequeno tamaño das partículas individuais e ao sesgo de mostraxe resultante.Todas as características petrolóxicas, mineralóxicas e elementais indican que os grans de Ryugu son moi similares ás condritas CI8,9,10.Unha excepción notable é a ausencia de ferrihidrita e sulfato nos grans de Ryugu, o que suxire que estes minerais nas condritas CI se formaron pola meteorización terrestre.
a, Imaxe de raios X composta de Mg Kα (vermello), Ca Kα (verde), Fe Kα (azul) e S Kα (amarelo) sección pulida en seco C0068.A fracción está formada por silicatos en capas (vermello: ~88 vol%), carbonatos (dolomita; verde claro: ~1,6 vol%), magnetita (azul: ~5,3 vol%) e sulfuros (amarelo: sulfuro = ~2,5% vol. ensaio. b, imaxe da rexión do contorno en electróns retrodispersados ​​en a. apstone; Srp - serpentina. c, imaxe de microscopía electrónica de transmisión (TEM) de alta resolución dun típico intercrecemento saponita-serpentina que mostra bandas de celosía serpentina e saponita de 0,7 nm e 1,1 nm, respectivamente.
A composición da matriz e do silicato en capas (en %) das partículas Ryugu A0037 (círculos vermellos sólidos) e C0068 (círculos azuis sólidos) móstrase no sistema ternario (Si+Al)-Mg-Fe.a, Resultados da microanálise de sondas electrónicas (EPMA) representados contra condritas CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 mostrados en gris para comparación.b, Análise de exploración TEM (STEM) e espectroscopia de raios X de dispersión de enerxía (EDS) mostrada para a súa comparación cos meteoritos Orgueil9 e Murchison46 e o ​​IDP47 hidratado.Analizáronse os filosilicatos de gran fino e de gran groso, evitando pequenas partículas de sulfuro de ferro.As liñas de puntos en a e b mostran as liñas de disolución da saponita e da serpentina.A composición rica en ferro nun pode deberse a grans de sulfuro de ferro submicrónico dentro dos grans de silicato en capas, que non se poden excluír pola resolución espacial da análise EPMA.Os puntos de datos cun contido de Si superior ao da saponita en b poden ser causados ​​pola presenza de material rico en silicio amorfo de tamaño nanométrico nos intersticios da capa de filosilicato.Número de análises: N=69 para A0037, N=68 para EPMA, N=68 para C0068, N=19 para A0037 e N=27 para C0068 para STEM-EDS.c, mapa de isótopos da partícula trioxi Ryugu C0014-4 en comparación cos valores de condrita CI (Orgueil), CY (Y-82162) e datos da literatura (CM e C2-ung)41,48,49.Obtivemos datos dos meteoritos Orgueil e Y-82162.CCAM é unha liña de minerais anhidros de condrita carbonácea, TFL é unha liña divisoria de terras.d, Δ17O e δ18O mapas da partícula Ryugu C0014-4, condrita CI (Orgueil) e condrita CY (Y-82162) (este estudo).Δ17O_Ryugu: o valor de Δ17O C0014-1.Δ17O_Orgueil: valor medio de Δ17O para Orgueil.Δ17O_Y-82162: valor medio de Δ17O para Y-82162.Tamén se mostran para comparación os datos CI e CY da literatura 41, 48, 49.
Realizouse a análise de isótopos de masa de osíxeno nunha mostra de 1,83 mg de material extraído de C0014 granular mediante fluoración con láser (Métodos).Para comparación, realizamos sete copias de Orgueil (CI) (masa total = 8,96 mg) e sete copias de Y-82162 (CY) (masa total = 5,11 mg) (Táboa complementaria 3).
Sobre a fig.2d mostra unha clara separación de Δ17O e δ18O entre as partículas medias en peso de Orgueil e Ryugu en comparación con Y-82162.O Δ17O da partícula Ryugu C0014-4 é maior que o da partícula de Orgeil, a pesar da superposición en 2 sd.As partículas de Ryugu teñen valores de Δ17O máis altos en comparación con Orgeil, o que pode reflectir a contaminación terrestre deste último desde a súa caída en 1864. A meteorización no medio terrestre11 resulta necesariamente na incorporación de osíxeno atmosférico, achegando a análise global á liña de fraccionamento terrestre (TFL).Esta conclusión é consistente cos datos mineralóxicos (discutidos anteriormente) de que os grans de Ryugu non conteñen hidratos ou sulfatos, mentres que Orgeil si.
En base aos datos mineralóxicos anteriores, estes resultados apoian unha asociación entre grans de Ryugu e condritas CI, pero descartan unha asociación de condritas CY.O feito de que os grans de Ryugu non estean asociados coas condritas CY, que mostran claros signos de mineraloxía de deshidratación, resulta desconcertante.As observacións orbitais de Ryugu parecen indicar que sufriu deshidratación e, polo tanto, probablemente está composto por material CY.As razóns desta aparente diferenza seguen sen estar claras.Unha análise de isótopos de osíxeno doutras partículas Ryugu preséntase nun documento complementario 12. Non obstante, os resultados deste conxunto de datos estendido tamén son consistentes coa asociación entre partículas Ryugu e condritas CI.
Usando técnicas de microanálise coordinadas (figura complementaria 3), examinamos a distribución espacial do carbono orgánico sobre toda a superficie da fracción de feixe iónico enfocado (FIB) C0068.25 (figuras 3a-f).Espectros de absorción de raios X de estrutura fina do carbono (NEXAFS) no bordo próximo na sección C0068.25 que mostran varios grupos funcionais: aromáticos ou C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) e C(=O)O (288,8 eV) O (288,8 eV) , que é a estrutura eV 288,8. significa un baixo grao de variación térmica.O forte pico de CH (287,5 eV) dos orgánicos parciais de C0068,25 difire dos orgánicos insolubles das condritas carbonáceas previamente estudadas e é máis semellante ao IDP14 e ás partículas cometarias obtidas pola misión Stardust.Un pico de CH forte a 287,5 eV e un pico aromático moi débil ou C=C a 285,2 eV indican que os compostos orgánicos son ricos en compostos alifáticos (figura 3a e figura complementaria 3a).As áreas ricas en compostos orgánicos alifáticos localízanse en filosilicatos de gran groso, así como en áreas cunha estrutura de carbono aromática (ou C=C) pobre (Fig. 3c,d).Pola contra, A0037,22 (figura complementaria 3) mostrou parcialmente un menor contido de rexións alifáticas ricas en carbono.A mineraloxía subxacente destes grans é rica en carbonatos, semellante á condrita CI 16, o que suxire unha ampla alteración da auga de orixe (táboa complementaria 1).As condicións de oxidación favorecerán concentracións máis altas de grupos funcionais carbonilo e carboxilo en compostos orgánicos asociados a carbonatos.A distribución submicrométrica dos orgánicos con estruturas de carbono alifático pode ser moi diferente da distribución dos silicatos en capas de gran groso.Atopáronse indicios de compostos orgánicos alifáticos asociados co filosilicato-OH no meteorito do lago Tagish.Os datos microanalíticos coordinados suxiren que a materia orgánica rica en compostos alifáticos pode estar estendida nos asteroides de tipo C e estar estreitamente asociada cos filosilicatos.Esta conclusión é consistente cos informes anteriores de CH alifáticos/aromáticos en partículas Ryugu demostrados por MicroOmega, un microscopio hiperespectral do infravermello próximo.Unha cuestión importante e sen resolver é se as propiedades únicas dos compostos orgánicos alifáticos ricos en carbono asociados aos filosilicatos de gran groso observados neste estudo só se atopan no asteroide Ryugu.
a, espectros de carbono NEXAFS normalizados a 292 eV na rexión rica aromática (C=C) (vermello), na rexión rica en alifáticos (verde) e na matriz (azul).A liña gris é o espectro orgánico insoluble de Murchison 13 para comparación.au, unidade de arbitraxe.b, Imaxe espectral de microscopía de raios X de transmisión de varrido (STXM) dun bordo K de carbono que mostra que a sección está dominada por carbono.c, gráfica composta RGB con rexións ricas aromáticas (C=C) (vermello), rexións ricas alifáticas (verde) e matriz (azul).d, os orgánicos ricos en compostos alifáticos concéntranse en filosilicato de gran groso, a área amplíase a partir das caixas de puntos brancos en b e c.e, nanoesferas grandes (ng-1) na área ampliada a partir da caixa de puntos brancos en b e c.Para: pirrotita.Pn: níquel-cromita.f, Espectrometría de masas de ións secundarios a nanoescala (NanoSIMS), imaxes elementais de hidróxeno (1H), carbono (12C) e nitróxeno (12C14N), imaxes de relación de elementos 12C/1H e imaxes de isótopos cruzados δD, δ13C e δ15N - Sección PG-1: grafito presolar enriquecido en táboas extremas (13C14N).
Os estudos cinéticos da degradación da materia orgánica nos meteoritos de Murchison poden proporcionar información importante sobre a distribución heteroxénea da materia orgánica alifática rica en grans Ryugu.Este estudo mostra que os enlaces CH alifáticos na materia orgánica persisten ata unha temperatura máxima duns 30 °C no proxenitor e/ou cambian coas relacións tempo-temperatura (por exemplo, 200 anos a 100 °C e 0 °C 100 millóns de anos)..Se o precursor non se quenta a unha determinada temperatura durante máis dun certo tempo, pódese conservar a distribución orixinal dos orgánicos alifáticos ricos en filosilicato.Non obstante, os cambios na auga das rochas fonte poden complicar esta interpretación, xa que o A0037 rico en carbonato non mostra rexións alifáticas ricas en carbono asociadas aos filosilicatos.Este cambio de baixa temperatura corresponde aproximadamente á presenza de feldespato cúbico nos grans de Ryugu (táboa complementaria 1) 20.
A fracción C0068.25 (ng-1; Figs. 3a–c,e) contén unha gran nanosfera que mostra espectros altamente aromáticos (ou C=C), moderadamente alifáticos e débiles de C(=O)O e C=O..A sinatura do carbono alifático non coincide coa sinatura dos compostos orgánicos insolubles a granel e das nanoesferas orgánicas asociadas con condritas (Fig. 3a) 17,21.A análise espectroscópica Raman e infravermella das nanosferas no lago Tagish mostrou que consisten en compostos orgánicos alifáticos e oxidados e compostos orgánicos aromáticos policíclicos desordenados cunha estrutura complexa22,23.Debido a que a matriz circundante contén compostos orgánicos ricos en compostos alifáticos, a sinatura do carbono alifático en ng-1 pode ser un artefacto analítico.Curiosamente, ng-1 contén incrustados silicatos amorfos (Fig. 3e), unha textura que aínda non se informou de ningún orgánico extraterrestre.Os silicatos amorfos poden ser compoñentes naturais de ng-1 ou resultar da amorfización de silicatos acuosos/anhidros por feixe iónico e/ou electrónico durante a análise.
As imaxes iónicas NanoSIMS da sección C0068.25 (figura 3f) mostran cambios uniformes en δ13C e δ15N, excepto nos grans presolares cun gran enriquecemento 13C de 30.811 ‰ (PG-1 na imaxe δ13C da figura 3f) (Táboa complementaria 4).As imaxes de grans elementais de raios X e as imaxes TEM de alta resolución mostran só a concentración de carbono e a distancia entre os planos basais de 0,3 nm, que corresponde ao grafito.Cabe destacar que os valores de δD (841 ± 394‰) e δ15N (169 ± 95‰), enriquecidos en materia orgánica alifática asociada a filosilicatos de gran groso, resultan ser lixeiramente superiores á media de toda a rexión C (δD = 1329‰± 539‰).‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) en C0068.25 (Táboa complementaria 4).Esta observación suxire que os orgánicos ricos en alifáticos dos filosilicatos de gran groso poden ser máis primitivos que os orgánicos circundantes, xa que estes últimos poden ter sufrido intercambio isotópico coa auga circundante no corpo orixinal.Alternativamente, estes cambios isotópicos tamén poden estar relacionados co proceso de formación inicial.Interprétase que os silicatos en capas de gran fino nas condritas CI formáronse como resultado da alteración continua dos grupos orixinais de silicato anhidro de gran groso.A materia orgánica rica en alifáticos puido formarse a partir de moléculas precursoras no disco protoplanetario ou no medio interestelar antes da formación do sistema solar, e logo foi lixeiramente alterada durante os cambios de auga do corpo principal Ryugu (grande). O tamaño (<1,0 km) de Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficientemente para que a alteración acuosa forme minerais hidratados25. O tamaño (<1,0 km) de Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficiente para que a alteración acuosa forme minerais hidratados25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло не тепло но для живать азованием водных минералов25. Tamaño (<1,0 km) Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficiente para que a auga cambie para formar minerais de auga25. 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牴爐含氩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牴爐含氩25 Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для измененения водынения водерживать х минералов25. O tamaño de Ryugu (<1,0 km) é demasiado pequeno para soportar a calor interna para cambiar a auga para formar minerais de auga25.Polo tanto, os predecesores de Ryugu poden ser necesarios de decenas de quilómetros de tamaño.A materia orgánica rica en compostos alifáticos pode conservar as súas proporcións de isótopos orixinais debido á asociación con filosilicatos de gran groso.Non obstante, a natureza exacta dos portadores isotópicos pesados ​​segue sendo incerta debido á complexa e delicada mestura dos distintos compoñentes destas fraccións FIB.Poden ser substancias orgánicas ricas en compostos alifáticos en gránulos de Ryugu ou filosilicatos grosos que os rodean.Nótese que a materia orgánica en case todas as condritas carbonáceas (incluídas as condritas CI) tende a ser máis rica en D que en filosilicatos, con excepción dos meteoritos CM Paris 24, 26.
Gráficas do volume δD e δ15N das porcións FIB obtidas para A0002.23 e A0002.26, A0037.22 e A0037.23 e C0068.23, C0068.25 e C0068.26 FIB slices (un total de tres partículas FIB en comparación con outras partículas AMSSI) s do sistema solar móstrase na fig.4 (Táboa complementaria 4)27,28.Os cambios de volume en δD e δ15N nos perfís A0002, A0037 e C0068 son consistentes cos do IDP, pero máis altos que nas condritas CM e CI (Fig. 4).Teña en conta que o intervalo de valores δD para a mostra do cometa 29 (-240 a 1655‰) é maior que o de Ryugu.Os volumes δD e δ15N dos perfís de Ryukyu son, por regra xeral, máis pequenos que a media dos cometas da familia de Xúpiter e da nube de Oort (Fig. 4).Os valores de δD máis baixos das condritas CI poden reflectir a influencia da contaminación terrestre nestas mostras.Dadas as semellanzas entre Bells, Lake Tagish e IDP, a gran heteroxeneidade nos valores δD e δN nas partículas Ryugu pode reflectir cambios nas firmas isotópicas iniciais das composicións orgánicas e acuosas no sistema solar temperán.Os cambios isotópicos similares en δD e δN nas partículas Ryugu e IDP suxiren que ambas poderían formarse a partir de material da mesma fonte.Crese que os desplazados internos orixinan fontes cometarias 14 .Polo tanto, Ryugu pode conter material semellante a cometas e/ou polo menos o sistema solar exterior.Non obstante, isto pode ser máis difícil do que indicamos aquí debido a (1) a mestura de auga esferulítica e rica en D no corpo principal 31 e (2) a relación D/H do cometa en función da actividade cometaria 32 .Non obstante, as razóns da heteroxeneidade observada dos isótopos de hidróxeno e nitróxeno nas partículas de Ryugu non se comprenden completamente, en parte debido ao número limitado de análises dispoñibles na actualidade.Os resultados dos sistemas de isótopos de hidróxeno e nitróxeno aínda plantexan a posibilidade de que Ryugu conteña a maior parte do material de fóra do Sistema Solar e, polo tanto, poida mostrar algunha semellanza cos cometas.O perfil de Ryugu non mostrou correlación aparente entre δ13C e δ15N (táboa complementaria 4).
A composición isotópica global de H e N das partículas Ryugu (círculos vermellos: A0002, A0037; círculos azuis: C0068) correlaciona coa magnitude solar 27, a familia media de Xúpiter (JFC27) e os cometas da nube de Oort (OCC27), IDP28 e as cóndrulas carbonáceas.Comparación do meteorito 27 (CI, CM, CR, C2-ung).A composición isotópica aparece na táboa complementaria 4. As liñas de puntos son os valores dos isótopos terrestres para H e N.
O transporte de volátiles (por exemplo, materia orgánica e auga) á Terra segue sendo unha preocupación26,27,33.A materia orgánica submicrónica asociada a filosilicatos grosos nas partículas Ryugu identificadas neste estudo pode ser unha fonte importante de volátiles.A materia orgánica dos filosilicatos de gran groso está mellor protexida da degradación16,34 e da descomposición35 que a materia orgánica das matrices de gran fino.A composición isotópica máis pesada do hidróxeno nas partículas significa que é improbable que sexan a única fonte de volátiles transportados á Terra primitiva.Pódense mesturar con compoñentes cunha composición isotópica de hidróxeno máis lixeira, como se propuxo recentemente na hipótese da presenza de auga impulsada polo vento solar nos silicatos.
Neste estudo, mostramos que os meteoritos CI, a pesar da súa importancia xeoquímica como representantes da composición global do sistema solar,6,10 son mostras terrestres contaminadas.Tamén proporcionamos probas directas das interaccións entre a materia orgánica alifática rica e os minerais hidratados veciños e suxerimos que Ryugu pode conter material extrasolar37.Os resultados deste estudo demostran claramente a importancia da mostra directa de protoasteroides e a necesidade de transportar as mostras devoltas en condicións completamente inertes e estériles.A evidencia aquí presentada mostra que as partículas de Ryugu son, sen dúbida, un dos materiais do sistema solar máis incontaminados dispoñibles para a investigación de laboratorio, e un estudo posterior destas preciosas mostras, sen dúbida, ampliará a nosa comprensión dos primeiros procesos do sistema solar.As partículas Ryugu son a mellor representación da composición global do sistema solar.
Para determinar a microestrutura complexa e as propiedades químicas das mostras a escala submicrónica, utilizamos a tomografía computarizada baseada na radiación de sincrotrón (SR-XCT) e a análise de difracción de raios X SR (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM.Sen degradación, contaminación debido á atmosfera terrestre e sen danos por partículas finas ou mostras mecánicas.Mentres tanto, realizamos análises volumétricas sistemáticas mediante microscopía electrónica de varrido (SEM)-EDS, EPMA, XRD, análise instrumental de activación de neutróns (INAA) e equipos de fluoración de isótopos de osíxeno con láser.Os procedementos de ensaio móstranse na figura complementaria 3 e cada ensaio descríbese nas seguintes seccións.
As partículas do asteroide Ryugu foron recuperadas do módulo de reentrada Hayabusa-2 e entregadas ao Centro de Control JAXA en Sagamihara, Xapón, sen contaminar a atmosfera terrestre4.Despois da caracterización inicial e non destrutiva nunha instalación xestionada por JAXA, use recipientes de transferencia entre sitios selables e bolsas de cápsulas de mostra (cristal de zafiro de 10 ou 15 mm de diámetro e aceiro inoxidable, dependendo do tamaño da mostra) para evitar interferencias ambientais.ambiente.y/ou contaminantes terrestres (por exemplo, vapor de auga, hidrocarburos, gases atmosféricos e partículas finas) e contaminación cruzada entre mostras durante a preparación e transporte das mostras entre institutos e universidades38.Para evitar a degradación e a contaminación debido á interacción coa atmosfera terrestre (vapor de auga e osíxeno), realizáronse todos os tipos de preparación de mostras (incluíndo o picado cun cincel de tántalo, utilizando unha serra de fío de diamante equilibrada (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) e a preparación de corte epoxi para a instalación) en guantera baixo o punto de rocío limpo -80°C, -20°C.Todos os elementos utilizados aquí son limpos cunha combinación de auga ultrapura e etanol mediante ondas ultrasónicas de diferentes frecuencias.
Aquí estudamos a colección de meteoritos do Instituto Nacional de Investigación Polar (NIPR) do Centro de Investigación de Meteoritos Antárticos (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 e CY: Y 980115).
Para a transferencia entre instrumentos para análises SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS e TEM, utilizamos o porta mostras ultrafino universal descrito en estudos anteriores38.
A análise SR-XCT das mostras de Ryugu realizouse mediante o sistema CT integrado BL20XU/SPring-8.O sistema de TC integrado consta de varios modos de medición: modo de campo de visión amplo e modo de baixa resolución (WL) para capturar toda a estrutura da mostra, campo de visión estreito e modo de alta resolución (NH) para a medición precisa da área da mostra.interese e radiografías para obter un patrón de difracción do volume da mostra, e realizar XRD-TC para obter un diagrama 2D das fases minerais do plano horizontal da mostra.Teña en conta que todas as medicións poden realizarse sen utilizar o sistema integrado para retirar o soporte da mostra da base, o que permite medicións precisas de CT e XRD-CT.O detector de raios X en modo WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cunha cámara adicional de 4608 × 4608 píxeles de semicondutor de óxido metálico (CMOS) (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) cun centelleo formado por 10 relés de lutecio aluminio e relés simples de aluminio l51 de espesor l512 s.O tamaño do píxel no modo WL é duns 0,848 µm.Así, o campo de visión (FOV) no modo WL é de aproximadamente 6 mm no modo CT compensado.O detector de raios X en modo NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cun centelleo granate de gadolinio-aluminio-galio (Gd3Al2Ga3O12) de 20 µm de espesor, unha cámara CMOS (C11440-22CU) cunha resolución de 2048 × 2048 píxeles;Hamamatsu Photonics) e unha lente ×20.O tamaño de píxel no modo NH é de ~0,25 µm e o campo de visión é de ~0,5 mm.O detector para o modo XRD (BM AA60; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cun escintilador formado por unha pantalla en po P43 (Gd2O2S:Tb) de 50 µm de espesor, unha cámara CMOS de resolución de 2304 × 2304 píxeles (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) e unha relé de relé.O detector ten un tamaño efectivo de píxel de 19,05 µm e un campo de visión de 43,9 mm2.Para aumentar o FOV, aplicamos un procedemento de TC offset en modo WL.A imaxe de luz transmitida para a reconstrución de TC consiste nunha imaxe no intervalo de 180° a 360° reflectida horizontalmente ao redor do eixe de rotación e nunha imaxe no rango de 0° a 180°.
No modo XRD, o feixe de raios X é enfocado por unha placa de zona de Fresnel.Neste modo, o detector colócase 110 mm detrás da mostra e o tope do feixe está 3 mm por diante do detector.As imaxes de difracción no rango 2θ de 1,43° a 18,00° (paso de reixa d = 16,6–1,32 Å) obtivéronse coa mancha de raios X enfocada na parte inferior do campo de visión do detector.A mostra móvese verticalmente a intervalos regulares, cunha media volta para cada paso de exploración vertical.Se as partículas minerais cumpren a condición de Bragg cando se xiran 180°, é posible obter a difracción das partículas minerais no plano horizontal.As imaxes de difracción combináronse despois nunha imaxe para cada paso de exploración vertical.As condicións do ensaio SR-XRD-CT son case as mesmas que as do ensaio SR-XRD.No modo XRD-CT, o detector sitúase 69 mm detrás da mostra.As imaxes de difracción no rango 2θ oscilan entre 1,2° e 17,68° (d = 19,73 a 1,35 Å), onde tanto o feixe de raios X como o limitador de feixe están en liña co centro do campo de visión do detector.Analiza a mostra horizontalmente e xira a mostra 180°.As imaxes SR-XRD-CT foron reconstruídas con intensidades minerais máximas como valores de píxeles.Coa exploración horizontal, a mostra adoita ser dixitalizada en 500-1000 pasos.
Para todos os experimentos, a enerxía dos raios X fixouse en 30 keV, xa que este é o límite inferior de penetración dos raios X nos meteoritos cun diámetro duns 6 mm.O número de imaxes adquiridas para todas as medicións de TC durante a rotación de 180° foi de 1800 (3600 para o programa de TC offset) e o tempo de exposición das imaxes foi de 100 ms para o modo WL, 300 ms para o modo NH, 500 ms para XRD e 50 ms .ms para XRD-CT ms.O tempo típico de exploración da mostra é duns 10 minutos no modo WL, 15 minutos no modo NH, 3 horas para XRD e 8 horas para SR-XRD-CT.
As imaxes de TC foron reconstruídas mediante proxección posterior convolucional e normalizadas para un coeficiente de atenuación lineal de 0 a 80 cm-1.Utilizouse o software Slice para analizar os datos 3D e o software muXRD para analizar os datos XRD.
As partículas Ryugu fixadas con epoxi (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) foron puídas gradualmente na superficie ata o nivel dunha película de lapeado de diamante de 0,5 µm (3M) en condicións secas, evitando que o material entrase en contacto coa superficie durante o proceso de pulido.A superficie pulida de cada mostra examinouse primeiro mediante microscopía óptica e despois retrodispersouse os electróns para obter imaxes de mineraloxía e textura (BSE) das mostras e elementos NIPR cualitativos mediante un SEM JEOL JSM-7100F equipado cun espectrómetro de dispersión de enerxía (AZtec).enerxía) imaxe.Para cada mostra, analizouse o contido dos elementos principais e menores mediante un microanalizador de sonda electrónica (EPMA, JEOL JXA-8200).Analizar partículas de filosilicato e carbonato a 5 nA, patróns naturais e sintéticos a 15 keV, sulfuros, magnetita, olivina e piroxeno a 30 nA.Calculáronse as notas modais a partir de mapas de elementos e imaxes de EEB utilizando o software ImageJ 1.53 cos limiares apropiados establecidos arbitrariamente para cada mineral.
A análise dos isótopos de osíxeno realizouse na Open University (Milton Keynes, Reino Unido) mediante un sistema de fluoración con láser infravermello.As mostras de Hayabusa2 foron entregadas á Open University 38 en recipientes cheos de nitróxeno para a súa transferencia entre instalacións.
A carga da mostra realizouse nunha guantera de nitróxeno cun nivel de osíxeno monitorizado por debaixo do 0,1%.Para o traballo analítico de Hayabusa2, fabricouse un novo soporte de mostras de Ni, composto só por dous orificios de mostra (2,5 mm de diámetro, 5 mm de profundidade), un para partículas de Hayabusa2 e outro para patrón interno de obsidiana.Durante a análise, o pozo da mostra que contén o material Hayabusa2 cubriuse cunha ventá interna de BaF2 de aproximadamente 1 mm de espesor e 3 mm de diámetro para manter a mostra durante a reacción con láser.O fluxo de BrF5 á mostra mantívose mediante unha canle de mestura de gas cortada no soporte da mostra de Ni.Tamén se reconfigurou a cámara de mostra para que puidese ser eliminada da liña de fluoración ao baleiro e despois aberta nunha guantera chea de nitróxeno.A cámara de dúas pezas foi selada cun selo de compresión con junta de cobre e unha abrazadeira de cadea EVAC Quick Release CeFIX 38.Unha ventá de BaF2 de 3 mm de espesor na parte superior da cámara permite a observación simultánea da mostra e o quecemento con láser.Despois de cargar a mostra, suxeitar de novo a cámara e conectar de novo á liña fluorada.Antes da análise, a cámara de mostra quentouse ao baleiro a uns 95 °C durante a noite para eliminar a humidade adsorbida.Despois de quentar durante a noite, a cámara deixouse arrefriar a temperatura ambiente e, a continuación, a porción exposta á atmosfera durante a transferencia da mostra foi purgada con tres alícuotas de BrF5 para eliminar a humidade.Estes procedementos garanten que a mostra de Hayabusa 2 non estea exposta á atmosfera e non estea contaminada pola humidade da parte da liña fluorada que se ventila á atmosfera durante a carga da mostra.
As mostras de partículas Ryugu C0014-4 e Orgueil (CI) analizáronse nun modo "único" modificado42, mentres que a análise Y-82162 (CY) realizouse nunha única bandexa con varios pozos de mostra41.Debido á súa composición anhidra, non é necesario utilizar un só método para as condritas CY.As mostras quentáronse utilizando un láser de CO2 infravermello Photon Machines Inc.potencia de 50 W (10,6 µm) montada en el pórtico XYZ en presencia de BrF5.O sistema de vídeo integrado monitoriza o curso da reacción.Despois da fluoración, o O2 liberado foi fregado usando dúas trampas crioxénicas de nitróxeno e un leito quente de KBr para eliminar o exceso de flúor.A composición isotópica do osíxeno purificado analizouse nun espectrómetro de masas de dobre canle Thermo Fisher MAT 253 cunha resolución de masas duns 200.
Nalgúns casos, a cantidade de O2 gasoso liberado durante a reacción da mostra foi inferior a 140 µg, que é o límite aproximado de uso do dispositivo de fol no espectrómetro de masas MAT 253.Nestes casos, use microvolumes para a análise.Despois de analizar as partículas de Hayabusa2, o patrón interno de obsidiana foi fluorado e determinouse a súa composición de isótopos de osíxeno.
Os ións do fragmento NF+ NF3+ interfiren co feixe de masa 33 (16O17O).Para eliminar este problema potencial, a maioría das mostras son procesadas mediante procedementos de separación crioxénica.Isto pódese facer na dirección cara adiante antes da análise MAT 253 ou como unha segunda análise devolvendo o gas analizado de volta á peneira molecular especial e pasándoo de novo despois da separación crioxénica.A separación crioxénica consiste en subministrar gas a unha peneira molecular a temperatura de nitróxeno líquido e despois descargalo nunha peneira molecular primaria a unha temperatura de -130 °C.As probas extensas demostraron que NF+ permanece na primeira criba molecular e que non se produce ningún fraccionamento significativo usando este método.
En base a análises repetidas dos nosos estándares internos de obsidiana, a precisión global do sistema no modo de fol é: ±0,053‰ para δ17O, ±0,095‰ para δ18O, ±0,018‰ para Δ17O (2 sd).A análise dos isótopos de osíxeno dáse na notación delta estándar, onde o delta18O se calcula como:
Use tamén a relación 17O/16O para δ17O.VSMOW é o estándar internacional para o estándar da auga do mar medio de Viena.Δ17O representa a desviación da liña de fraccionamento da terra, e a fórmula de cálculo é: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O.Todos os datos presentados na táboa complementaria 3 axustáronse por diferenzas.
Seccións de aproximadamente 150 a 200 nm de espesor foron extraídas de partículas Ryugu usando un instrumento Hitachi High Tech SMI4050 FIB en JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute.Teña en conta que todas as seccións FIB foron recuperadas de fragmentos non procesados ​​de partículas sen procesar despois de ser eliminadas de recipientes cheos de gas N2 para a transferencia entre obxectos.Estes fragmentos non foron medidos mediante SR-CT, senón que foron procesados ​​cunha exposición mínima á atmosfera terrestre para evitar posibles danos e contaminación que puidesen afectar o espectro do bordo K do carbono.Despois da deposición dunha capa protectora de wolframio, a rexión de interese (ata 25 × 25 μm2) foi cortada e adelgazada cun feixe de ións Ga+ a unha tensión de aceleración de 30 kV, despois a 5 kV e unha corrente de sonda de 40 pA para minimizar os danos na superficie.Despois colocáronse as seccións ultrafinas sobre unha malla de cobre ampliada (malla Kochi) 39 usando un micromanipulador equipado con FIB.
Os gránulos Ryugu A0098 (1,6303 mg) e C0068 (0,6483 mg) seláronse dúas veces en follas de polietileno puro de alta pureza nunha guantera chea de nitróxeno puro no SPring-8 sen ningunha interacción coa atmosfera terrestre.A preparación da mostra para JB-1 (unha rocha xeolóxica de referencia emitida polo Servizo Xeolóxico de Xapón) levouse a cabo na Universidade Metropolitana de Tokio.
O INAA celébrase no Instituto de Radiación Integrada e Ciencias Nucleares da Universidade de Kioto.As mostras irradiáronse dúas veces con diferentes ciclos de irradiación escollidos segundo a vida media do nucleido utilizado para a cuantificación dos elementos.En primeiro lugar, irradiouse a mostra nun tubo de irradiación pneumático durante 30 segundos.Fluxos de neutróns térmicos e rápidos na fig.3 son 4,6 × 1012 e 9,6 × 1011 cm-2 s-1, respectivamente, para determinar os contidos de Mg, Al, Ca, Ti, V e Mn.Productos químicos como MgO (pureza 99,99 %, Soekawa Chemical), Al (pureza 99,9 %, Soekawa Chemical) e metal Si (pureza 99,999 %, FUJIFILM Wako Pure Chemical) tamén foron irradiados para corrixir reaccións nucleares interferentes como (n, n).A mostra tamén se irradiou con cloruro de sodio (pureza do 99,99 %; MANAC) para corrixir os cambios no fluxo de neutróns.
Despois da irradiación de neutróns, a folla exterior de polietileno foi substituída por unha nova e a radiación gamma emitida pola mostra e a referencia mediuse inmediatamente cun detector de Ge.As mesmas mostras foron re-irradiadas durante 4 horas nun tubo de irradiación pneumático.2 ten fluxos térmicos e de neutróns rápidos de 5,6 1012 e 1,2 1012 cm-2 s-1, respectivamente, para determinar Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Contido Se, Sb, Os, Ir e Au.As mostras de control de Ga, As, Se, Sb, Os, Ir e Au foron irradiadas aplicando cantidades axeitadas (de 10 a 50 μg) de solucións patrón de concentracións coñecidas destes elementos en dous anacos de papel de filtro, seguido da irradiación das mostras.O reconto de raios gamma realizouse no Instituto de Radiación Integrada e Ciencias Nucleares da Universidade de Kioto e no Centro de Investigación de RI da Universidade Metropolitana de Tokio.Os procedementos analíticos e materiais de referencia para a determinación cuantitativa dos elementos do INAA son os mesmos que os descritos no noso traballo anterior.
Utilizouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller os patróns de difracción das mostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) en NIPR. Utilizouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller os patróns de difracción das mostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) en NIPR. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образ020з образовали для сбора дифракционных картин образ020з (A002000) ≪1 мг) e C0087 (<1 мг) en NIPR. Utilizouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller os patróns de difracción de mostras de Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) en NIPR.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) 和C0087 (<1 mg) 的品样品使用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) 和C0087 (<1 mg) 的品样品 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) e C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с ниспоролнивок го дифрактометра (Rigaku SmartLab). Os patróns de difracción de raios X das mostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) e C0087 (<1 mg) obtivéronse en NIPR mediante un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab).Todas as mostras foron moídas nun po fino nunha oblea non reflectante de silicio usando unha placa de vidro de zafiro e despois espalláronse uniformemente sobre a oblea non reflectante de silicio sen ningún líquido (auga ou alcohol).As condicións de medición son as seguintes: A radiación de raios X Cu Kα xérase a unha tensión do tubo de 40 kV e unha corrente do tubo de 40 mA, a lonxitude límite da fenda é de 10 mm, o ángulo de diverxencia é de (1/6)°, a velocidade de rotación no plano é de 20 rpm e o intervalo é de 2θ (ángulo de Bragg) é de aproximadamente 2θ 8-10° (o ángulo de Bragg é o dobre de 8-10°).Utilizáronse ópticas Bragg Brentano.O detector é un detector de semicondutores de silicio unidimensional (D/teX Ultra 250).Os raios X de Cu Kβ foron eliminados mediante un filtro de Ni.Usando mostras dispoñibles, comparáronse medicións de saponita de magnesio sintética (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentina (serpentina de follas, Miyazu, Nikka) e pirrotita (monoclínica 4C, Chihua, vatios de México) para identificar picos e utilizar datos de difracción de datos de ficheiros de po para os datos de difracción do Centro Internacional de Datos de Diffraction (PDF-1601). e magnetita (PDF 00-019-0629).Os datos de difracción de Ryugu tamén se compararon con datos sobre condritas carbonosas hidroalteradas, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 e Y 980115 CY (etapa de quecemento III, 500-750 °C).A comparación mostrou semellanzas con Orgueil, pero non con Y-791198 e Y 980115.
Os espectros NEXAFS con borde de carbono K de seccións ultrafinas de mostras feitas a partir de FIB midéronse mediante a canle STXM BL4U na instalación de sincrotrón UVSOR do Instituto de Ciencias Moleculares (Okazaki, Xapón).O tamaño do punto dun feixe enfocado ópticamente cunha placa de zona de Fresnel é de aproximadamente 50 nm.O paso de enerxía é de 0,1 eV para a estrutura fina da rexión do bordo próximo (283,6–292,0 eV) e de 0,5 eV (280,0–283,5 eV e 292,5–300,0 eV) para as rexións fronte e traseira.o tempo para cada píxel da imaxe estableceuse en 2 ms.Despois da evacuación, a cámara analítica STXM encheuse con helio a unha presión duns 20 mbar.Isto axuda a minimizar a deriva térmica do equipo óptico de raios X na cámara e no soporte da mostra, así como a reducir o dano e/ou a oxidación da mostra.Os espectros de carbono NEXAFS K-edge xeráronse a partir de datos apilados mediante o software aXis2000 e o software propietario de procesamento de datos STXM.Teña en conta que a caixa de transferencia de mostras e a guantera úsanse para evitar a oxidación e a contaminación da mostra.
Despois da análise STXM-NEXAFS, analizouse a composición isotópica de hidróxeno, carbono e nitróxeno das porcións de Ryugu FIB mediante imaxes isotópicas cun JAMSTEC NanoSIMS 50L.Un feixe primario de Cs+ enfocado duns 2 pA para a análise de isótopos de carbono e nitróxeno e uns 13 pA para a análise de isótopos de hidróxeno rasterízase nunha área duns 24 × 24 µm2 a 30 × 30 µm2 na mostra.Despois dunha pulverización previa de 3 minutos cunha corrente de feixe primaria relativamente forte, cada análise comezou despois da estabilización da intensidade do feixe secundario.Para a análise dos isótopos de carbono e nitróxeno, obtivéronse simultaneamente imaxes de 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– e 12C15N– mediante a detección múltiple de multiplicadores de sete electróns cunha resolución de masa de aproximadamente 9000, que é suficiente para separar todos os compostos isotópicos relevantes.interferencia (é dicir, 12C1H en 13C e 13C14N en 12C15N).Para a análise dos isótopos de hidróxeno obtivéronse imaxes 1H-, 2D- e 12C- cunha resolución de masa de aproximadamente 3000 con detección múltiple mediante tres multiplicadores de electróns.Cada análise consta de 30 imaxes dixitalizadas da mesma área, cunha imaxe de 256 × 256 píxeles para análise de isótopos de carbono e nitróxeno e 128 × 128 píxeles para análise de isótopos de hidróxeno.O tempo de atraso é de 3000 µs por píxel para a análise de isótopos de carbono e nitróxeno e de 5000 µs por píxel para a análise de isótopos de hidróxeno.Usamos hidrato de 1-hidroxibenzotriazol como patróns de isótopos de hidróxeno, carbono e nitróxeno para calibrar o fraccionamento de masa instrumental45.
Para determinar a composición isotópica de silicio do grafito presolar no perfil FIB C0068-25, utilizamos seis multiplicadores de electróns cunha resolución de masa duns 9000. As imaxes consisten en 256 × 256 píxeles cun tempo de atraso de 3000 µs por píxel.Calibamos un instrumento de fraccionamento de masas usando obleas de silicio como patróns de hidróxeno, carbono e isótopos de silicio.
As imaxes de isótopos foron procesadas usando o software de imaxe NanoSIMS45 da NASA.Os datos corrixíronse para o tempo morto do multiplicador de electróns (44 ns) e os efectos de chegada case simultáneos.Aliñación de dixitalización diferente para cada imaxe para corrixir a deriva da imaxe durante a adquisición.A imaxe isotópica final créase engadindo ións secundarios de cada imaxe para cada píxel de exploración.
Despois da análise STXM-NEXAFS e NanoSIMS, examináronse as mesmas seccións FIB mediante un microscopio electrónico de transmisión (JEOL JEM-ARM200F) a unha tensión de aceleración de 200 kV en Kochi, JAMSTEC.A microestrutura foi observada usando un TEM de campo claro e un TEM de exploración de ángulo alto nun campo escuro.Identificáronse as fases minerais mediante difracción de electróns puntual e imaxes de bandas reticulares, e realizouse a análise química mediante EDS cun detector de deriva de silicio de 100 mm2 e o software JEOL Analysis Station 4.30.Para a análise cuantitativa, a intensidade de raios X característica de cada elemento foi medida no modo de dixitalización TEM cun tempo fixo de adquisición de datos de 30 s, unha área de exploración do feixe de ~ 100 × 100 nm2 e unha corrente de feixe de 50 pA.A relación (Si + Al)-Mg-Fe en silicatos estratificados determinouse mediante o coeficiente experimental k, corrixido polo espesor, obtido a partir dun patrón de piropagarnet natural.
Todas as imaxes e análises utilizadas neste estudo están dispoñibles no Sistema de Comunicación e Arquivo de Datos de JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.Este artigo ofrece os datos orixinais.
Kitari, K. et al.Composición da superficie do asteroide 162173 Ryugu observada polo instrumento Hayabusa2 NIRS3.Ciencia 364, 272–275.
Kim, AJ Condritas carbonosas tipo Yamato (CY): análogos da superficie do asteroide Ryugu?Xeoquímica 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al.A primeira análise compositiva das mostras de Ryugu realizouse mediante un microscopio hiperespectral MicroOmega.Astrona Nacional.6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al.Análise preliminar da mostra de Hyabusa2 retornada do asteroide tipo C Ryugu.Astrona Nacional.6, 214–220 (2021).