Paldies, ka apmeklējāt vietni Nature.com. Jūsu izmantotajai pārlūkprogrammas versijai ir ierobežots CSS atbalsts. Lai nodrošinātu vislabāko pieredzi, iesakām izmantot atjauninātu pārlūkprogrammu (vai atspējot saderības režīmu pārlūkprogrammā Internet Explorer). Tikmēr, lai nodrošinātu nepārtrauktu atbalstu, mēs atveidosim vietni bez stiliem un JavaScript.
C tipa asteroīdi, kas ir gaistoši un bagāti ar organiskajām vielām, varētu būt viens no galvenajiem ūdens avotiem uz Zemes. Pašlaik vislabāko priekšstatu par to ķīmisko sastāvu sniedz oglekli saturošie hondrīti, taču informācija par meteorītiem ir sagrozīta: tikai visizturīgākie veidi izdzīvo, nonākot atmosfērā un pēc tam mijiedarbojoties ar Zemes vidi. Šeit mēs piedāvājam detalizēta volumetriska un mikroanalītiska pētījuma rezultātus par primāro Ryugu daļiņu, ko uz Zemi nogādāja kosmosa kuģis Hayabusa-2. Ryugu daļiņas pēc sastāva ir ļoti līdzīgas ķīmiski nefrakcionētiem, bet ar ūdeni mainītiem CI (Iwuna tipa) hondrītiem, kurus plaši izmanto kā Saules sistēmas kopējā sastāva indikatoru. Šis paraugs parāda sarežģītas telpiskas attiecības starp bagātīgām alifātiskām organiskajām vielām un slāņainajiem silikātiem un norāda uz maksimālo temperatūru aptuveni 30 °C ūdens erozijas laikā. Mēs atradām deitērija un diazonija pārpilnību, kas atbilst ekstrasolārai izcelsmei. Ryugu daļiņas ir visnepiesārņotākais un neatdalāmākais citplanētiešu materiāls, kas jebkad pētīts, un tās vislabāk atbilst Saules sistēmas kopējam sastāvam.
No 2018. gada jūnija līdz 2019. gada novembrim Japānas Aerokosmiskās izpētes aģentūras (JAXA) kosmosa kuģis Hayabusa2 veica plašu asteroīda Ryugu attālinātu apsekojumu. Dati no Hayabusa-2 tuvā infrasarkanā spektrometra (NIRS3) liecina, ka Ryugu varētu sastāvēt no materiāla, kas līdzīgs termiski un/vai triecienmetamorfiskiem oglekļa hondrītiem. Tuvākais atbilstošs elements ir CY hondrīts (Yamato tips) 2. Ryugu zemo albedo var izskaidrot ar lielu skaitu oglekli bagātu komponentu, kā arī daļiņu izmēru, porainību un telpiskās atmosfēras iedarbības ietekmi. Kosmosa kuģis Hayabusa-2 veica divas nosēšanās un paraugu savākšanu uz Ryuga. Pirmās nosēšanās laikā 2019. gada 21. februārī tika iegūts virsmas materiāls, kas tika uzglabāts atgriešanās kapsulas A nodalījumā, bet otrās nosēšanās laikā 2019. gada 11. jūlijā materiāls tika savākts netālu no mākslīga krātera, ko izveidoja neliels pārnēsājams triecienelements. Šie paraugi tiek glabāti C nodaļā. Sākotnējā 1. posma daļiņu nesagraujošā raksturošana īpašās, nepiesārņotās un ar tīru slāpekli pildītās kamerās JAXA pārvaldītajās iekārtās liecināja, ka Ryugu daļiņas bija vislīdzīgākās CI4 hondritiem un uzrādīja “dažādus variācijas līmeņus”3. Šķietami pretrunīgo Ryugu klasifikāciju, kas ir līdzīga CY vai CI hondritiem, var atrisināt tikai ar detalizētu Ryugu daļiņu izotopu, elementu un mineraloģisko raksturojumu. Šeit sniegtie rezultāti sniedz stabilu pamatu, lai noteiktu, kurš no šiem diviem provizoriskajiem skaidrojumiem par asteroīda Ryugu kopējo sastāvu ir visticamākais.
Koči komandas vadīšanai 2. fāzei tika piešķirtas astoņas Ryugu granulas (kopā aptuveni 60 mg), četras no A kameras un četras no C kameras. Pētījuma galvenais mērķis ir noskaidrot asteroīda Ryugu dabu, izcelsmi un evolūcijas vēsturi, kā arī dokumentēt līdzības un atšķirības ar citiem zināmiem ārpuszemes paraugiem, piemēram, hondrītiem, starpplanētu putekļu daļiņām (IDP) un atgriezušajām komētām. Paraugi savākti NASA Stardust misijas laikā.
Detalizēta piecu Ryugu graudu (A0029, A0037, C0009, C0014 un C0068) mineraloģiskā analīze parādīja, ka tie galvenokārt sastāv no smalkgraudainiem un rupjgraudainiem filosilikātiem (~64–88 tilp.%; 1.a, b att., 1. papildattēls). Rupjgraudaini filosilikāti rodas kā pinnatiski agregāti (līdz pat desmitiem mikronu lielumā) smalkgraudainās, filosilikātiem bagātās matricās (mazāk nekā daži mikroni). Slāņveida silikātu daļiņas ir serpentīna-saponīta simbionti (1.c att.). (Si + Al)-Mg-Fe karte arī parāda, ka masas slāņveida silikātu matricai ir starpposma sastāvs starp serpentīnu un saponītu (2.a, b att.). Filosilikāta matrica satur karbonātu minerālus (~2–21 tilp.%), sulfīdu minerālus (~2,4–5,5 tilp.%) un magnetītu (~3,6–6,8 tilp.%). Viena no šajā pētījumā pārbaudītajām daļiņām (C0009) saturēja nelielu daudzumu (~0,5 tilp.%) bezūdens silikātu (olivīna un piroksēna), kas var palīdzēt identificēt izejmateriālu, kas veidojis neapstrādātu Ryugu akmeni5. Šis bezūdens silikāts ir reti sastopams Ryugu granulās un tika pozitīvi identificēts tikai C0009 granulās. Karbonāti matricā ir sastopami kā fragmenti (mazāk nekā daži simti mikronu), galvenokārt dolomīts, ar nelielu daudzumu kalcija karbonāta un brinela. Magnetīts sastopams kā atsevišķas daļiņas, framboīdi, plāksnes vai sfēriski agregāti. Sulfīdus galvenokārt pārstāv pirrotīts neregulāru sešstūra prizmu/plākšņu vai latiņu veidā. Matrica satur lielu daudzumu submikrona pentlandīta vai kombinācijā ar pirrotītu. Oglekļa bagātas fāzes (<10 µm izmēra) ir visuresoši sastopamas filosilikātiem bagātajā matricā. Oglekļa bagātas fāzes (<10 µm izmēra) ir visuresoši sastopamas filosilikātiem bagātajā matricā. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Oglekļa bagātas fāzes (<10 µm izmēra) ir visuresoši sastopamas filosilikātiem bagātajā matricā.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. Filosilikātiem bagātajā matricā dominē ar oglekli bagātas fāzes (<10 µm izmēra).Citi palīgminerāli ir parādīti 1. papildtabulā. Minerālu saraksts, kas noteikts no C0087, A0029 un A0037 maisījuma rentgenstaru difrakcijas attēla, ļoti atbilst CI (Orgueil) hondrītā noteiktajam, bet ievērojami atšķiras no CY un CM (Mighei tipa) hondrītiem (1. attēls ar paplašinātiem datiem un 2. papildattēls). Kopējais elementu saturs Ryugu graudos (A0098, C0068) atbilst arī hondrītam 6 CI (paplašināti dati, 2. attēls un 2. papildtabula). Turpretī CM hondrītos ir maz vidēji un ļoti gaistošu elementu, īpaši Mn un Zn, un vairāk ugunsizturīgu elementu7. Dažu elementu koncentrācijas ievērojami atšķiras, kas var liecināt par parauga raksturīgo heterogenitāti atsevišķu daļiņu mazā izmēra un no tā izrietošās paraugu ņemšanas neobjektivitātes dēļ. Visas petroloģiskās, mineraloģiskās un elementu īpašības norāda, ka Ryugu graudi ir ļoti līdzīgi hondrītiem CI8,9,10. Ievērojams izņēmums ir ferrihidrīta un sulfāta neesamība Ryugu graudos, kas liecina, ka šie minerāli CI hondrītos ir veidojušies sauszemes atmosfēras iedarbības rezultātā.
a, Mg Kα (sarkans), Ca Kα (zaļš), Fe Kα (zils) un S Kα (dzeltens) sausā pulējuma sekcijas C0068 kompozīta rentgena attēls. Frakcija sastāv no slāņainiem silikātiem (sarkans: ~88 tilp.%), karbonātiem (dolomīts; gaiši zaļš: ~1,6 tilp.%), magnetīta (zils: ~5,3 tilp.%) un sulfīdiem (dzeltens: sulfīds = ~2,5 tilp.%) eseja. b, kontūras reģiona attēls ar atpakaļizkliedētiem elektroniem uz a. Bru – nenobriedis; Dole – dolomīts; FeS ir dzelzs sulfīds; Mag – magnetīts; sula – ziepakmens; Srp – serpentīns. c, tipiska saponīta-serpentīna starpaugšanas augstas izšķirtspējas transmisijas elektronu mikroskopijas (TEM) attēls, kurā redzamas serpentīna un saponīta režģa joslas attiecīgi 0,7 nm un 1,1 nm platumā.
Ryugu A0037 (nepārtraukti sarkani apļi) un C0068 (nepārtraukti zili apļi) daļiņu matricas un slāņveida silikāta (%) sastāvs ir parādīts (Si+Al)-Mg-Fe trīskāršajā sistēmā. a. Elektronu zondēšanas mikroanalīzes (EPMA) rezultāti, kas attēloti pret CI hondrītiem (Ivuna, Orgueil, Alais)16, parādīti pelēkā krāsā salīdzināšanai. b. Skenējošās TEM (STEM) un enerģijas dispersīvās rentgenstaru spektroskopijas (EDS) analīze, kas parādīta salīdzināšanai ar Orgueil9 un Murchison46 meteorītiem un hidratēto IDP47. Tika analizēti smalkgraudaini un rupjgraudaini filosilikāti, izvairoties no mazām dzelzs sulfīda daļiņām. Punktētās līnijas a un b parāda saponīta un serpentīna šķīšanas līnijas. Dzelzs bagātais sastāvs a var būt saistīts ar submikronu dzelzs sulfīda graudiem slāņveida silikāta graudos, ko nevar izslēgt ar EPMA analīzes telpisko izšķirtspēju. Datu punkti ar augstāku Si saturu nekā saponītam b punktā var būt saistīti ar nanoizmēra amorfa silīcija bagāta materiāla klātbūtni filosilikāta slāņa starptelpās. Analīžu skaits: N=69 A0037, N=68 EPMA, N=68 C0068, N=19 A0037 un N=27 C0068 STEM-EDS analīzei. c, trioksīda daļiņas Ryugu C0014-4 izotopu karte, salīdzinot ar hondrīta vērtībām CI (Orgueil), CY (Y-82162) un literatūras datiem (CM un C2-ung)41,48,49. Esam ieguvuši datus par Orgueil un Y-82162 meteorītiem. CCAM ir bezūdens oglekļa hondrīta minerālu līnija, TFL ir sauszemes dalījuma līnija. d, Δ17O un δ18O kartes Ryugu daļiņām C0014-4, CI hondrītam (Orgueil) un CY hondrītam (Y-82162) (šis pētījums). Δ17O_Ryugu: Δ17O C0014-1 vērtība. Δ17O_Orgueil: Orgueil vidējā Δ17O vērtība. Δ17O_Y-82162: Y-82162 vidējā Δ17O vērtība. Salīdzināšanai parādīti arī CI un CY dati no literatūras 41, 48, 49.
Skābekļa masas izotopu analīze tika veikta 1,83 mg materiāla paraugam, kas ekstrahēts no granulēta C0014 ar lāzerfluorēšanu (Metodes). Salīdzinājumam mēs izmantojām septiņas Orgueil (CI) kopijas (kopējā masa = 8,96 mg) un septiņas Y-82162 (CY) kopijas (kopējā masa = 5,11 mg) (3. papildtabula).
2.d attēlā redzama skaidra Δ17O un δ18O atdalīšana starp Orgueil un Ryugu daļiņu svara vidējo vērtību, salīdzinot ar Y-82162. Ryugu C0014-4 daļiņas Δ17O ir augstāka nekā Orgeil daļiņas vērtība, neskatoties uz 2 sd pārklāšanos. Ryugu daļiņām ir augstākas Δ17O vērtības salīdzinājumā ar Orgeil, kas var atspoguļot pēdējā sauszemes piesārņojumu kopš tā krišanas 1864. gadā. Atmosfēras iedarbība sauszemes vidē11 obligāti izraisa atmosfēras skābekļa iekļaušanu, tādējādi tuvinot kopējo analīzi sauszemes frakcionācijas līnijai (TFL). Šis secinājums atbilst mineraloģiskajiem datiem (apspriests iepriekš), ka Ryugu graudi nesatur hidrātus vai sulfātus, savukārt Orgeil satur.
Pamatojoties uz iepriekš minētajiem mineraloģiskajiem datiem, šie rezultāti apstiprina saistību starp Ryugu graudiem un CI hondrītiem, bet izslēdz saistību ar CY hondrītiem. Fakts, ka Ryugu graudi nav saistīti ar CY hondrītiem, kuriem ir skaidras dehidratācijas mineraloģijas pazīmes, ir mulsinošs. Ryugu orbitālie novērojumi liecina, ka tas ir dehidratējies un tāpēc, iespējams, sastāv no CY materiāla. Šīs acīmredzamās atšķirības iemesli joprojām nav skaidri. Citu Ryugu daļiņu skābekļa izotopu analīze ir sniegta pavadošajā rakstā 12. Tomēr šī paplašinātā datu kopas rezultāti atbilst arī saistībai starp Ryugu daļiņām un CI hondrītiem.
Izmantojot koordinētas mikroanalīzes metodes (3. pielikums), mēs pētījām organiskā oglekļa telpisko sadalījumu pa visu fokusētās jonu kūļa frakcijas (FIB) C0068.25 virsmas laukumu (3. att. a–f). Oglekļa smalkās struktūras rentgenstaru absorbcijas spektri (NEXAFS) tuvākajā malā C0068.25 griezumā parāda vairākas funkcionālās grupas — aromātiskas jeb C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH3 (287,5 eV) un C(=O)O (288,8 eV) — grafēna struktūra nav sastopama pie 291,7 eV (3. att. a), kas nozīmē zemu termiskās variācijas pakāpi. C0068.25 daļējo organisko vielu spēcīgā CH3 virsotne (287,5 eV) atšķiras no iepriekš pētīto oglekļa hondrītu nešķīstošajām organiskajām vielām un ir līdzīgāka IDP14 un komētas daļiņām, kas iegūtas ar Stardust misiju. Spēcīgs CH₃ maksimums pie 287,5 eV un ļoti vājš aromātisks vai C=C maksimums pie 285,2 eV norāda, ka organiskie savienojumi ir bagāti ar alifātiskiem savienojumiem (3.a att. un 3.a papildatt.). Apgabali, kas bagāti ar alifātiskiem organiskajiem savienojumiem, ir lokalizēti rupjgraudainos filosilikātos, kā arī apgabalos ar sliktu aromātisko (vai C=C) oglekļa struktūru (3.c,d att.). Turpretī A0037,22 (3. papildatt.) daļēji uzrādīja zemāku alifātiskā oglekļa bagāto reģionu saturu. Šo graudu pamatā esošā mineraloģija ir bagāta ar karbonātiem, līdzīgi kā hondrītam CI 16, kas liecina par ievērojamām avota ūdens izmaiņām (1. papildtabula). Oksidācijas apstākļi veicinās augstākas karbonil- un karboksilfunkcionālo grupu koncentrācijas organiskajos savienojumos, kas saistīti ar karbonātiem. Organisko vielu ar alifātiskām oglekļa struktūrām submikronu sadalījums var ļoti atšķirties no rupjgraudainu slāņaino silikātu sadalījuma. Tagišas ezera meteorītā tika atrastas alifātisku organisko savienojumu pazīmes, kas saistītas ar filosilikātu-OH. Koordinēti mikroanalītisko datu rezultāti liecina, ka organiskā viela, kas bagāta ar alifātiskiem savienojumiem, var būt plaši izplatīta C tipa asteroīdos un cieši saistīta ar filosilikātiem. Šis secinājums atbilst iepriekšējiem ziņojumiem par alifātiskiem/aromātiskiem CH Ryugu daļiņās, ko demonstrēja MicroOmega — tuvā infrasarkanā starojuma hiperspektrālais mikroskops. Svarīgs un neatrisināts jautājums ir, vai šajā pētījumā novērotās alifātisko oglekli saturošo organisko savienojumu unikālās īpašības, kas saistītas ar rupjgraudainiem filosilikātiem, ir atrodamas tikai uz asteroīda Ryugu.
a, NEXAFS oglekļa spektri, normalizēti līdz 292 eV aromātiskajā (C=C) bagātajā apgabalā (sarkans), alifātiskajiem savienojumiem bagātajā apgabalā (zaļš) un matricā (zils). Pelēkā līnija ir Murchison 13 nešķīstošo organisko savienojumu spektrs salīdzināšanai. au, arbitrāžas vienība. b, skenējošās transmisijas rentgenstaru mikroskopijas (STXM) spektrālais attēls ar oglekļa K malu, kas parāda, ka šķērsgriezumā dominē ogleklis. c, RGB saliktais grafiks ar aromātiskajiem (C=C) bagātajiem apgabaliem (sarkans), alifātiskajiem savienojumiem bagātajiem apgabaliem (zaļš) un matricu (zils). d, organiskās vielas, kas bagātas ar alifātiskajiem savienojumiem, ir koncentrētas rupjgraudainā filosilikātā, laukums ir palielināts no baltajiem punktētajiem lodziņiem b un c. e, lielas nanosfēras (ng-1) laukumā, kas palielināts no baltā punktētā lodziņa b un c. Attiecas: pirotīts. Pn: niķeļa hromīts. f, Nanoskalas sekundāro jonu masas spektrometrija (NanoSIMS), ūdeņraža (1H), oglekļa (12C) un slāpekļa (12C14N) elementu attēli, 12C/1H elementu attiecības attēli un šķērs-δD, δ13C un δ15N izotopu attēli – PG-1. sadaļa: presaulārais grafīts ar ārkārtēju 13C bagātinājumu (4. papildtabula).
Merčisona meteorītu organisko vielu degradācijas kinētiskie pētījumi var sniegt svarīgu informāciju par alifātisko organisko vielu, kas bagātas ar Ryugu graudiem, neviendabīgo sadalījumu. Šis pētījums parāda, ka alifātiskās CH saites organiskajās vielās saglabājas līdz maksimālajai temperatūrai aptuveni 30°C pie pamatmateriāla un/vai mainās atkarībā no laika un temperatūras attiecībām (piemēram, 200 gadi 100°C temperatūrā un 0°C temperatūrā 100 miljoni gadu). Ja prekursors netiek karsēts noteiktā temperatūrā ilgāk par noteiktu laiku, var saglabāties sākotnējais alifātisko organisko vielu, kas bagātas ar filosilikātiem, sadalījums. Tomēr avota iežu ūdens izmaiņas var sarežģīt šo interpretāciju, jo karbonātiem bagātais A0037 neuzrāda nekādus ar oglekli bagātus alifātiskus reģionus, kas saistīti ar filosilikātiem. Šīs zemās temperatūras izmaiņas aptuveni atbilst kubiskā laukšpata klātbūtnei Ryugu graudos (1. papildtabula)20.
Frakcija C0068.25 (ng-1; 3.a–c,e att.) satur lielu nanosfēru, kas uzrāda ļoti aromātiskus (vai C=C), mēreni alifātiskus un vājus C(=O)O un C=O spektrus. Alifātiskā oglekļa paraksts neatbilst nešķīstošo organisko vielu un ar hondritiem saistīto organisko nanosfēru parakstam (3.a att.) 17,21. Tagiša ezera nanosfēru Ramana un infrasarkanās spektroskopijas analīze parādīja, ka tās sastāv no alifātiskiem un oksidētiem organiskiem savienojumiem un nesakārtotiem policikliskiem aromātiskiem organiskiem savienojumiem ar sarežģītu struktūru 22,23. Tā kā apkārtējā matrica satur organiskas vielas, kas bagātas ar alifātiskiem savienojumiem, alifātiskā oglekļa paraksts ng-1 var būt analītisks artefakts. Interesanti, ka ng-1 satur iestrādātus amorfus silikātus (3.e att.), tekstūru, kas vēl nav ziņota nevienai ārpuszemes organiskai vielai. Amorfie silikāti var būt dabiskas ng-1 sastāvdaļas vai rasties ūdens/bezūdens silikātu amorfizācijas rezultātā ar jonu un/vai elektronu kūli analīzes laikā.
C0068.25 griezuma NanoSIMS jonu attēlos (3.f att.) redzamas vienmērīgas δ13C un δ15N izmaiņas, izņemot presoāros graudus ar lielu 13C bagātinājumu 30 811‰ (PG-1 δ13C attēlā 3.f att.) (4. papildtabula). Rentgenstaru elementārgraudu attēlos un augstas izšķirtspējas TEM attēlos redzama tikai oglekļa koncentrācija un attālums starp bazālajām plaknēm 0,3 nm, kas atbilst grafītam. Jāatzīmē, ka δD (841 ± 394‰) un δ15N (169 ± 95‰) vērtības, kas bagātinātas ar alifātiskām organiskām vielām, kas saistītas ar rupjgraudainiem filosilikātiem, izrādās nedaudz augstākas par vidējo rādītāju visā C reģionā (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) C0068.25 (4. papildtabula). Šis novērojums liecina, ka alifātiskajiem savienojumiem bagātās organiskās vielas rupjgraudainajos filosilikātos var būt primitīvākas nekā apkārtējās organiskās vielas, jo pēdējie, iespējams, ir piedzīvojuši izotopu apmaiņu ar apkārtējo ūdeni sākotnējā ķermenī. Alternatīvi, šīs izotopu izmaiņas var būt saistītas arī ar sākotnējo veidošanās procesu. Tiek interpretēts, ka smalkgraudaini slāņaini silikāti CI hondrītos veidojās sākotnējo rupjgraudaino bezūdens silikātu kopu nepārtrauktas pārveidošanās rezultātā. Alifātiskajiem savienojumiem bagātā organiskā viela, iespējams, ir veidojusies no prekursoru molekulām protoplanetārajā diskā vai starpzvaigžņu vidē pirms Saules sistēmas veidošanās, un pēc tam nedaudz mainījās Ryugu (lielā) mātesķermeņa ūdens izmaiņu laikā. Ryugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai pietiekami uzturētu iekšējo siltumu ūdens pārveidošanai, veidojot ūdeņainus minerālus . Rjuugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai uzturētu pietiekamu iekšējo siltumu ūdens pārveidošanai, veidojot ūdeņainus minerālus . Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного измененее водных минералов25. Izmērs (<1,0 km) Rjugu ir pārāk mazs, lai uzturētu pietiekamu iekšējo siltumu ūdens apmaiņai un ūdens minerālu veidošanai25. 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 одниебрахвова минералов25. Rjuugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai uzturētu iekšējo siltumu, kas nepieciešams ūdens mainīšanai, veidojot ūdens minerālus25.Tāpēc var būt nepieciešami Ryugu priekšteči, kuru izmērs ir desmitiem kilometru. Organiskās vielas, kas bagātas ar alifātiskiem savienojumiem, var saglabāt savas sākotnējās izotopu attiecības, pateicoties saistībai ar rupjgraudainiem filosilikātiem. Tomēr precīza izotopu smago nesēju daba joprojām nav skaidra, jo šajās FIB frakcijās esošie dažādie komponenti ir sarežģīti un delikāti sajaukušies. Tās var būt organiskas vielas, kas bagātas ar alifātiskiem savienojumiem Ryugu granulās, vai rupji filosilikāti, kas tās ieskauj. Jāatzīmē, ka gandrīz visu oglekļa hondrītu (tostarp CI hondrītu) organiskās vielas parasti ir bagātākas ar D nekā filosilikātiem, izņemot CM Paris 24, 26 meteorītus.
A0002.23 un A0002.26, A0037.22 un A0037.23, kā arī C0068.23, C0068.25 un C0068.26 FIB šķēļu tilpuma δD un δ15N diagrammas (kopā septiņas FIB šķēles no trim Ryugu daļiņām). NanoSIMS salīdzinājums ar citiem Saules sistēmas objektiem parādīts 4. attēlā (4. papildtabula)27,28. Tilpuma izmaiņas δD un δ15N A0002, A0037 un C0068 profilos atbilst IDP vērtībām, bet ir lielākas nekā CM un CI hondrītos (4. att.). Jāatzīmē, ka δD vērtību diapazons 29. komētas paraugam (no -240 līdz 1655‰) ir lielāks nekā Ryugu paraugam. Rjukju profilu δD un δ15N tilpumi parasti ir mazāki nekā vidēji Jupitera dzimtas komētām un Orta mākonim (4. att.). Zemākās CI hondrītu δD vērtības var atspoguļot sauszemes piesārņojuma ietekmi šajos paraugos. Ņemot vērā Bella, Tagiša ezera un IDP līdzības, lielā δD un δN vērtību heterogenitāte Rjukju daļiņās var atspoguļot izmaiņas agrīnās Saules sistēmas organisko un ūdens sastāvu sākotnējos izotopu parakstos. Līdzīgās δD un δN izotopu izmaiņas Rjukju un IDP daļiņās liecina, ka abi varētu būt veidojušies no viena un tā paša avota materiāla. Tiek uzskatīts, ka IDP rodas no komētām 14. Tāpēc Rjukju var saturēt komētām līdzīgu materiālu un/vai vismaz ārējo Saules sistēmu. Tomēr tas var būt sarežģītāk, nekā mēs šeit norādām, pateicoties (1) sferulīta un D bagāta ūdens maisījumam uz mātes objekta 31 un (2) komētas D/H attiecībai kā komētas aktivitātes funkcijai 32. Tomēr Ryugu daļiņās novērotās ūdeņraža un slāpekļa izotopu heterogenitātes iemesli nav pilnībā izprasti, daļēji ierobežotā mūsdienās pieejamo analīžu skaita dēļ. Ūdeņraža un slāpekļa izotopu sistēmu rezultāti joprojām rada iespēju, ka Ryugu satur lielāko daļu materiāla no ārpuses Saules sistēmas un tādējādi var uzrādīt zināmu līdzību ar komētām. Ryugu profils neuzrādīja acīmredzamu korelāciju starp δ13C un δ15N (4. papildtabula).
Ryugu daļiņu kopējais H un N izotopu sastāvs (sarkanie apļi: A0002, A0037; zilie apļi: C0068) korelē ar Saules magnitūdu 27, Jupitera vidējo grupu (JFC27) un Orta mākoņa komētām (OCC27), IDP28 un oglekļa hondrulām. Meteorīta 27 (CI, CM, CR, C2-ung) salīdzinājums. Izotopu sastāvs ir sniegts 4. papildtabulā. Punktētās līnijas ir Zemes izotopu vērtības H un N.
Gaistošo vielu (piemēram, organisko vielu un ūdens) transportēšana uz Zemi joprojām rada bažas26,27,33. Šajā pētījumā identificētās submikrona organiskās vielas, kas saistītas ar rupjiem filosilikātiem Ryugu daļiņās, var būt nozīmīgs gaistošo vielu avots. Organiskās vielas rupjgraudainos filosilikātos ir labāk aizsargātas no degradācijas16,34 un sabrukšanas35 nekā organiskās vielas smalkgraudainās matricās. Smagāks ūdeņraža izotopu sastāvs daļiņās nozīmē, ka maz ticams, ka tās būs vienīgais gaistošo vielu avots, kas nonāca uz agrīno Zemi. Tās var sajaukt ar komponentiem ar vieglāku ūdeņraža izotopu sastāvu, kā nesen tika ierosināts hipotēzē par saules vēja virzīta ūdens klātbūtni silikātos.
Šajā pētījumā mēs parādām, ka CI meteorīti, neskatoties uz to ģeoķīmisko nozīmi kā Saules sistēmas kopējā sastāva pārstāvjiem,6,10 ir ar zemi piesārņoti paraugi. Mēs arī sniedzam tiešus pierādījumus par mijiedarbību starp bagātīgu alifātisko organisko vielu un blakus esošajiem ūdeņraža minerāliem un iesakām, ka Ryugu varētu saturēt ekstrasolāru materiālu37. Šī pētījuma rezultāti skaidri parāda protoasteroīdu tiešas paraugu ņemšanas nozīmi un nepieciešamību transportēt atgrieztos paraugus pilnīgi inertos un sterilos apstākļos. Šeit sniegtie pierādījumi liecina, ka Ryugu daļiņas neapšaubāmi ir viens no nepiesārņotākajiem Saules sistēmas materiāliem, kas pieejams laboratorijas pētījumiem, un šo vērtīgo paraugu turpmāka izpēte neapšaubāmi paplašinās mūsu izpratni par agrīnajiem Saules sistēmas procesiem. Ryugu daļiņas ir labākais Saules sistēmas kopējā sastāva atspoguļojums.
Lai noteiktu submikrona mēroga paraugu sarežģīto mikrostruktūru un ķīmiskās īpašības, mēs izmantojām uz sinhrotrona starojumu balstītu datortomogrāfiju (SR-XCT) un SR rentgenstaru difrakcijas (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM analīzi. Nav konstatēta degradācija, Zemes atmosfēras izraisīts piesārņojums un nav bojājumu no smalkām daļiņām vai mehāniskiem paraugiem. Tikmēr mēs esam veikuši sistemātisku tilpuma analīzi, izmantojot skenējošo elektronu mikroskopiju (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentālo neitronu aktivācijas analīzi (INAA) un lāzera skābekļa izotopu fluorēšanas iekārtas. Analīzes procedūras ir parādītas 3. papildattēlā, un katra analīze ir aprakstīta turpmākajās sadaļās.
Daļiņas no asteroīda Ryugu tika savāktas no Hayabusa-2 atgriešanās moduļa un nogādātas JAXA vadības centrā Sagamiharā, Japānā, nepiesārņojot Zemes atmosfēru4. Pēc sākotnējās un nesagraujošās raksturošanas JAXA pārvaldītā iekārtā jāizmanto noslēdzami starpobjektu pārneses konteineri un paraugu kapsulu maisiņi (10 vai 15 mm diametra safīra kristāls un nerūsējošais tērauds atkarībā no parauga lieluma), lai izvairītos no vides traucējumiem. Vides un/vai zemes piesārņotāji (piemēram, ūdens tvaiki, ogļūdeņraži, atmosfēras gāzes un smalkas daļiņas) un savstarpēja piesārņojuma starp paraugiem paraugu sagatavošanas un transportēšanas laikā starp institūtiem un universitātēm38. Lai izvairītos no degradācijas un piesārņojuma mijiedarbības ar Zemes atmosfēru (ūdens tvaiki un skābeklis) dēļ, visu veidu paraugu sagatavošana (ieskaitot šķeldošanu ar tantala kaltu, izmantojot līdzsvarotu dimanta stieples zāģi (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) un epoksīda griešanas sagatavošanu uzstādīšanai) tika veikta cimdu nodalījumā tīrā, sausā N2 atmosfērā (rasas punkts: no -80 līdz -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Visi šeit izmantotie priekšmeti tiek tīrīti ar īpaši tīra ūdens un etanola kombināciju, izmantojot dažādu frekvenču ultraskaņas viļņus.
Šeit mēs pētām Nacionālā polāro pētījumu institūta (NIPR) meteorītu kolekciju, kas pieder Antarktikas meteorītu pētniecības centram (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 un CY: Y 980115).
Pārnešanai starp instrumentiem SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS un TEM analīzei mēs izmantojām universālo īpaši plāno paraugu turētāju, kas aprakstīts iepriekšējos pētījumos38.
Ryugu paraugu SR-XCT analīze tika veikta, izmantojot integrēto datortomogrāfijas sistēmu BL20XU/SPring-8. Integrētā datortomogrāfijas sistēma sastāv no dažādiem mērīšanas režīmiem: plaša redzes lauka un zemas izšķirtspējas (WL) režīma, lai uztvertu visu parauga struktūru, šaura redzes lauka un augstas izšķirtspējas (NH) režīma precīziem parauga laukuma mērījumiem. Interesantie un rentgenogrammas tiek izmantotas, lai iegūtu parauga tilpuma difrakcijas modeli, un tiek veikta rentgenogrāfiju izmeklēšana, lai iegūtu parauga horizontālās plaknes minerālfāžu 2D diagrammu. Ņemiet vērā, ka visus mērījumus var veikt, neizmantojot iebūvēto sistēmu parauga turētāja noņemšanai no pamatnes, kas ļauj veikt precīzus datortomogrāfijas un rentgenogrāfiju mērījumus. WL režīma rentgena detektors (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) bija aprīkots ar papildu 4608 × 4608 pikseļu metāla oksīda pusvadītāja (CMOS) kameru (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) ar scintilatoru, kas sastāvēja no 10 µm bieza lutēcija alumīnija granāta monokristāla (Lu3Al5O12:Ce) un releja lēcas. Pikseļa izmērs WL režīmā ir aptuveni 0,848 µm. Tādējādi redzes lauks (FOV) WL režīmā nobīdītā CT režīmā ir aptuveni 6 mm. NH režīma rentgena detektors (BM AA50; Hamamatsu Photonics) bija aprīkots ar 20 µm biezu gadolīnija-alumīnija-gallija granāta (Gd3Al2Ga3O12) scintilatoru, CMOS kameru (C11440-22CU) ar izšķirtspēju 2048 × 2048 pikseļi; Hamamatsu Photonics) un ×20 objektīvu. Pikseļa izmērs NH režīmā ir ~0,25 µm, un redzes lauks ir ~0,5 mm. XRD režīma detektors (BM AA60; Hamamatsu Photonics) bija aprīkots ar scintilatoru, kas sastāvēja no 50 µm bieza P43 (Gd2O2S:Tb) pulverveida ekrāna, 2304 × 2304 pikseļu izšķirtspējas CMOS kameras (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) un releja objektīva. Detektora efektīvais pikseļa izmērs ir 19,05 µm un redzes lauks ir 43,9 mm2. Lai palielinātu redzes lauku, mēs izmantojām nobīdes CT procedūru WL režīmā. CT rekonstrukcijas caurlaidīgās gaismas attēls sastāv no attēla diapazonā no 180° līdz 360°, kas horizontāli atstarots ap rotācijas asi, un attēla diapazonā no 0° līdz 180°.
XRD režīmā rentgenstaru kūli fokusē ar Frenela zonas plāksni. Šajā režīmā detektors ir novietots 110 mm aiz parauga, un stara atdure atrodas 3 mm detektora priekšā. Difrakcijas attēli 2θ diapazonā no 1,43° līdz 18,00° (režģa solis d = 16,6–1,32 Å) tika iegūti ar rentgenstaru punktu, kas fokusēts detektora redzes lauka apakšā. Paraugs pārvietojas vertikāli regulāros intervālos, ar pusi apgrieziena katrā vertikālās skenēšanas solī. Ja minerāldaļiņas atbilst Brega nosacījumam, pagriežot tās par 180°, ir iespējams iegūt minerāldaļiņu difrakciju horizontālajā plaknē. Pēc tam difrakcijas attēli tika apvienoti vienā attēlā katram vertikālās skenēšanas solim. SR-XRD-CT testa apstākļi ir gandrīz tādi paši kā SR-XRD testa apstākļi. XRD-CT režīmā detektors ir novietots 69 mm aiz parauga. Difrakcijas attēli 2θ diapazonā ir no 1,2° līdz 17,68° (d = 19,73 līdz 1,35 Å), kur gan rentgena stars, gan stara ierobežotājs atrodas vienā līnijā ar detektora redzes lauka centru. Skenējiet paraugu horizontāli un pagrieziet to par 180°. SR-XRD-CT attēli tika rekonstruēti ar maksimālo minerālu intensitāti kā pikseļu vērtībām. Ar horizontālu skenēšanu paraugs parasti tiek skenēts 500–1000 soļos.
Visos eksperimentos rentgena enerģija tika fiksēta 30 keV apmērā, jo tā ir rentgena staru iespiešanās apakšējā robeža meteorītos ar diametru aptuveni 6 mm. Visiem DT mērījumiem 180° rotācijas laikā iegūto attēlu skaits bija 1800 (3600 nobīdītā DT programmā), un attēlu ekspozīcijas laiks bija 100 ms baltā gaismas režīmā, 300 ms NH režīmā, 500 ms rentgena starojuma (XRD) režīmā un 50 ms x ms rentgena starojuma-DT režīmā. Tipisks parauga skenēšanas laiks ir aptuveni 10 minūtes baltā gaismas režīmā, 15 minūtes NH režīmā, 3 stundas rentgena starojuma (XRD) režīmā un 8 stundas SR-XRD-DT režīmā.
DT attēli tika rekonstruēti, izmantojot konvolucionālo atpakaļprojekciju, un normalizēti lineārajam vājinājuma koeficientam no 0 līdz 80 cm⁻¹. 3D datu analīzei tika izmantota Slice programmatūra, bet XRD datu analīzei — muXRD programmatūra.
Ar epoksīdsveķiem fiksētas Ryugu daļiņas (A0029, A0037, C0009, C0014 un C0068) tika pakāpeniski pulētas uz virsmas līdz 0,5 µm (3M) dimanta slīpēšanas plēves līmenim sausos apstākļos, izvairoties no materiāla saskares ar virsmu pulēšanas procesa laikā. Katra parauga pulētā virsma vispirms tika pārbaudīta ar gaismas mikroskopiju un pēc tam ar atpakaļizkliedētiem elektroniem, lai iegūtu paraugu mineraloģijas un tekstūras attēlus (BSE) un kvalitatīvus NIPR elementus, izmantojot JEOL JSM-7100F SEM, kas aprīkots ar enerģijas dispersijas spektrometru (AZtec). Katram paraugam galveno un mazāk svarīgo elementu saturs tika analizēts, izmantojot elektronu zondes mikroanalizatoru (EPMA, JEOL JXA-8200). Filosilikāta un karbonāta daļiņas tika analizētas pie 5 nA, dabiskos un sintētiskos standartus pie 15 keV, sulfīdus, magnetītu, olivīnu un piroksēnu pie 30 nA. Modālo pakāpi aprēķināja no elementu kartēm un BSE attēliem, izmantojot ImageJ 1.53 programmatūru ar atbilstošiem sliekšņiem, kas patvaļīgi tika iestatīti katram minerālam.
Skābekļa izotopu analīze tika veikta Atvērtajā universitātē (Miltona Kīnsa, Apvienotā Karaliste), izmantojot infrasarkanā lāzera fluorēšanas sistēmu. Hayabusa2 paraugi tika nogādāti Atvērtajā universitātē 38 ar slāpekli pildītos konteineros pārvietošanai starp iestādēm.
Parauga ielāde tika veikta slāpekļa cimdu nodalījumā ar kontrolētu skābekļa līmeni zem 0,1%. Hayabusa2 analītiskajam darbam tika izgatavots jauns Ni parauga turētājs, kas sastāvēja tikai no diviem parauga caurumiem (diametrs 2,5 mm, dziļums 5 mm) – viens Hayabusa2 daļiņām un otrs obsidiāna iekšējam standartam. Analīzes laikā parauga iedobe, kas saturēja Hayabusa2 materiālu, tika pārklāta ar aptuveni 1 mm biezu un 3 mm diametra iekšēju BaF2 logu, lai turētu paraugu lāzera reakcijas laikā. BrF5 plūsmu uz paraugu uzturēja gāzes sajaukšanas kanāls, kas izgriezts Ni parauga turētājā. Parauga kamera tika arī pārkonfigurēta tā, lai to varētu noņemt no vakuuma fluorēšanas līnijas un pēc tam atvērt ar slāpekli piepildītā cimdu nodalījumā. Divdaļīgā kamera tika noslēgta ar vara blīvētu kompresijas blīvējumu un EVAC Quick Release CeFIX 38 ķēdes skavu. 3 mm biezs BaF2 logs kameras augšpusē ļauj vienlaikus novērot paraugu un lāzera sildīšanu. Pēc parauga ielādes atkal nostipriniet kameru ar skavām un pievienojiet to fluorētajai līnijai. Pirms analīzes parauga kamera tika uzkarsēta vakuumā līdz aptuveni 95 °C uz nakti, lai noņemtu adsorbēto mitrumu. Pēc karsēšanas uz nakti kamerai ļāva atdzist līdz istabas temperatūrai, un pēc tam daļa, kas parauga pārneses laikā bija pakļauta atmosfēras iedarbībai, tika attīrīta ar trim BrF5 alikvotām, lai noņemtu mitrumu. Šīs procedūras nodrošina, ka Hayabusa 2 paraugs netiek pakļauts atmosfēras iedarbībai un netiek piesārņots ar mitrumu no fluorētās līnijas daļas, kas parauga ielādes laikā tiek izvadīta atmosfērā.
Ryugu C0014-4 un Orgueil (CI) daļiņu paraugi tika analizēti modificētā “viena” režīmā42, savukārt Y-82162 (CY) analīze tika veikta uz vienas paplātes ar vairākām paraugu iedobēm41. To bezūdens sastāva dēļ CY hondrītu gadījumā nav nepieciešams izmantot vienu metodi. Paraugi tika uzsildīti, izmantojot Photon Machines Inc. infrasarkano CO2 lāzeru ar jaudu 50 W (10,6 µm), kas uzstādīts uz XYZ portāla BrF5 klātbūtnē. Iebūvētā video sistēma uzrauga reakcijas gaitu. Pēc fluorēšanas atbrīvotais O2 tika attīrīts, izmantojot divus kriogēnus slāpekļa slazdus un uzkarsētu KBr slāni, lai noņemtu lieko fluoru. Attīrītā skābekļa izotopu sastāvs tika analizēts ar Thermo Fisher MAT 253 divkanālu masas spektrometru ar masas izšķirtspēju aptuveni 200.
Dažos gadījumos parauga reakcijas laikā izdalītā gāzveida O2 daudzums bija mazāks par 140 µg, kas ir aptuvenā robeža, izmantojot silfonu ierīci MAT 253 masas spektrometrā. Šādos gadījumos analīzei izmantojiet mikrotilpumus. Pēc Hayabusa2 daļiņu analīzes obsidiāna iekšējais standarts tika fluorēts un noteikts tā skābekļa izotopu sastāvs.
NF+ NF3+ fragmenta joni traucē staru kūli ar masu 33 (16O17O). Lai novērstu šo potenciālo problēmu, lielāko daļu paraugu apstrādā, izmantojot kriogēnās atdalīšanas procedūras. To var izdarīt tiešā virzienā pirms MAT 253 analīzes vai kā otro analīzi, atgriežot analizēto gāzi atpakaļ speciālajā molekulārajā sietā un atkārtoti izlaižot to pēc kriogēnās atdalīšanas. Kriogēnā atdalīšana ietver gāzes piegādi molekulārajam sietam šķidrā slāpekļa temperatūrā un pēc tam tās izvadīšanu primārajā molekulārajā sietā -130°C temperatūrā. Plaši testi ir parādījuši, ka NF+ paliek uz pirmā molekulārā sieta, un, izmantojot šo metodi, nenotiek būtiska frakcionēšanās.
Pamatojoties uz atkārtotām mūsu iekšējo obsidiāna standartu analīzēm, sistēmas kopējā precizitāte silfonu režīmā ir: ±0,053‰ δ17O, ±0,095‰ δ18O, ±0,018‰ Δ17O (2 sd). Skābekļa izotopu analīze ir sniegta standarta delta apzīmējumā, kur delta18O tiek aprēķināts kā:
Izmantojiet arī 17O/16O attiecību δ17O noteikšanai. VSMOW ir starptautiskais Vīnes vidējās jūras ūdens standarta standarts. Δ17O apzīmē novirzi no zemes frakcionēšanas līnijas, un aprēķina formula ir: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Visi 3. papildtabulā sniegtie dati ir koriģēti, ņemot vērā starpību.
No Ryugu daļiņām, izmantojot Hitachi High Tech SMI4050 FIB instrumentu JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute, tika iegūti aptuveni 150 līdz 200 nm biezi griezumi. Jāņem vērā, ka visi FIB griezumi tika iegūti no neapstrādātu daļiņu fragmentiem pēc tam, kad tie tika izņemti no N2 gāzes pildītiem traukiem starpobjektu pārvietošanai. Šie fragmenti netika mērīti ar SR-CT, bet tika apstrādāti ar minimālu pakļaušanu Zemes atmosfērai, lai izvairītos no iespējamiem bojājumiem un piesārņojuma, kas varētu ietekmēt oglekļa K-malas spektru. Pēc volframa aizsargslāņa uzklāšanas interesējošais reģions (līdz 25 × 25 μm2) tika sagriezts un atšķaidīts ar Ga+ jonu staru kūli ar paātrinājuma spriegumu 30 kV, pēc tam ar 5 kV un zondes strāvu 40 pA, lai samazinātu virsmas bojājumus. Pēc tam īpaši plānie griezumi tika novietoti uz palielināta vara sieta (Kochi sieta) 39, izmantojot mikromanipulatoru, kas aprīkots ar FIB.
Ryugu A0098 (1,6303 mg) un C0068 (0,6483 mg) granulas tika divreiz noslēgtas tīras, augstas tīrības pakāpes polietilēna loksnēs tīra slāpekļa pildītā cimdu nodalījumā uz SPring-8, neradot nekādu mijiedarbību ar Zemes atmosfēru. JB-1 (Japānas Ģeoloģijas dienesta izdots ģeoloģisks atsauces iezis) parauga sagatavošana tika veikta Tokijas Metropolitēna universitātē.
INAA notiek Kioto Universitātes Integrētās radiācijas un kodolzinātņu institūtā. Paraugi tika apstaroti divas reizes ar dažādiem apstarošanas cikliem, kas izvēlēti atkarībā no elementu kvantitatīvai noteikšanai izmantotā nuklīda pussabrukšanas perioda. Vispirms paraugs tika apstarots pneimatiskā apstarošanas mēģenē 30 sekundes. Termisko un ātro neitronu plūsmas 3. attēlā ir attiecīgi 4,6 × 1012 un 9,6 × 1011 cm-2 s-1, lai noteiktu Mg, Al, Ca, Ti, V un Mn saturu. Lai koriģētu traucējošās kodolreakcijas, piemēram, (n, n), tika apstarotas arī tādas ķīmiskās vielas kā MgO (99,99% tīrība, Soekawa Chemical), Al (99,9% tīrība, Soekawa Chemical) un Si metāls (99,999% tīrība, FUJIFILM Wako Pure Chemical). Paraugs tika apstarots arī ar nātrija hlorīdu (99,99% tīrība; MANAC), lai koriģētu neitronu plūsmas izmaiņas.
Pēc neitronu apstarošanas ārējā polietilēna loksne tika nomainīta pret jaunu, un parauga un atsauces parauga izstarotais gamma starojums nekavējoties tika mērīts ar Ge detektoru. Tie paši paraugi tika atkārtoti apstaroti 4 stundas pneimatiskā apstarošanas caurulē. 2. parauga termiskā un ātrā neitronu plūsma ir attiecīgi 5,6 × 1012 un 1,2 × 1012 cm-2 s-1, lai noteiktu Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Se, Sb, Os, Ir un Au saturu. Ga, As, Se, Sb, Os, Ir un Au kontroles paraugi tika apstaroti, uzklājot atbilstošu daudzumu (no 10 līdz 50 μg) zināmu šo elementu koncentrāciju standartšķīdumu uz diviem filtrpapīra gabaliem, pēc tam paraugus apstarojot. Gamma staru skaitīšana tika veikta Kioto Universitātes Integrētās radiācijas un kodolzinātņu institūtā un Tokijas Metropolitēna Universitātes RI pētniecības centrā. Analītiskās procedūras un atsauces materiāli INAA elementu kvantitatīvai noteikšanai ir tādi paši, kā aprakstīti mūsu iepriekšējā darbā.
Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai NIPR iegūtu Ryugu paraugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) difrakcijas attēlus. Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai NIPR iegūtu Ryugu paraugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) difrakcijas attēlus. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов () Ryugu A0029 (и1 м7) (<001 мг) C0087 (<1 мг) NIPR. Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai NIPR ievāktu Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) paraugu difrakcijas attēlus.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 射辍使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg)、A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的囂桍 射辍 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) un C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использоватнием дифрактометра (Rigaku SmartLab). Paraugu Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) un C0087 (<1 mg) rentgenstaru difrakcijas modeļi tika iegūti NIPR, izmantojot rentgena difraktometru (Rigaku SmartLab).Visi paraugi tika samalti smalkā pulverī uz silīcija neatstarojošas plāksnes, izmantojot safīra stikla plāksni, un pēc tam vienmērīgi izklāti uz silīcija neatstarojošas plāksnes bez šķidruma (ūdens vai spirta). Mērīšanas apstākļi ir šādi: Cu Kα rentgenstaru ģenerē ar caurules spriegumu 40 kV un caurules strāvu 40 mA, ierobežojošā spraugas garums ir 10 mm, diverģences leņķis ir (1/6)°, rotācijas ātrums plaknē ir 20 apgr./min, un diapazons ir 2θ (dubultais Brega leņķis), ir 3–100°, un analīzei nepieciešamas aptuveni 28 stundas. Tika izmantota Brega Brentano optika. Detektors ir viendimensiju silīcija pusvadītāju detektors (D/teX Ultra 250). Cu Kβ rentgenstari tika noņemti, izmantojot Ni filtru. Izmantojot pieejamos paraugus, tika salīdzināti sintētiskā magnija saponīta (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentīna (lapu serpentīns, Mijazu, Nika) un pirotīta (monoklīniskais 4C, Čihua, Meksika, Vatss) mērījumi, lai identificētu maksimumus un izmantotu pulverveida faila difrakcijas datus no Starptautiskā difrakcijas datu centra, dolomīta (PDF 01-071-1662) un magnetīta (PDF 00-019-0629). Difrakcijas dati no Ryugu tika salīdzināti arī ar datiem par hidroaldētiem oglekļa hondrītiem, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 un Y 980115 CY (III karsēšanas pakāpe, 500–750°C). Salīdzinājums uzrādīja līdzības ar Orgueil, bet ne ar Y-791198 un Y 980115.
NEXAFS spektri ar oglekļa malas K īpaši plānām FIB paraugu daļām tika mērīti, izmantojot STXM BL4U kanālu UVSOR sinhrotrona iekārtā Molekulāro zinātņu institūtā (Okazaki, Japāna). Ar Frenela zonas plāksni optiski fokusēta stara plankuma izmērs ir aptuveni 50 nm. Enerģijas solis ir 0,1 eV tuvākās malas reģiona smalkajai struktūrai (283,6–292,0 eV) un 0,5 eV (280,0–283,5 eV un 292,5–300,0 eV) priekšējās un aizmugurējās frontes reģioniem. Katra attēla pikseļa laiks tika iestatīts uz 2 ms. Pēc evakuācijas STXM analītiskā kamera tika piepildīta ar hēliju aptuveni 20 mbar spiedienā. Tas palīdz samazināt rentgena optikas iekārtu termisko novirzi kamerā un parauga turētājā, kā arī samazināt parauga bojājumus un/vai oksidēšanos. NEXAFS K-malas oglekļa spektri tika ģenerēti no sakrautiem datiem, izmantojot aXis2000 programmatūru un patentētu STXM datu apstrādes programmatūru. Ņemiet vērā, ka parauga pārneses korpuss un cimdu nodalījums tiek izmantoti, lai izvairītos no parauga oksidēšanās un piesārņojuma.
Pēc STXM-NEXAFS analīzes Ryugu FIB šķēļu ūdeņraža, oglekļa un slāpekļa izotopu sastāvs tika analizēts, izmantojot izotopu attēlveidošanu ar JAMSTEC NanoSIMS 50L. Fokusēts Cs+ primārais stars ar aptuveni 2 pA stiprumu oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei un aptuveni 13 pA stiprumu ūdeņraža izotopu analīzei tiek rastrēts aptuveni 24 × 24 µm2 līdz 30 × 30 µm2 laukumā uz parauga. Pēc 3 minūšu iepriekšējas izsmidzināšanas ar relatīvi spēcīgu primārā stara strāvu katra analīze tika uzsākta pēc sekundārā stara intensitātes stabilizācijas. Oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei vienlaicīgi tika iegūti 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– un 12C15N– attēli, izmantojot septiņu elektronu reizinātāju multipleksu detektoru ar masas izšķirtspēju aptuveni 9000, kas ir pietiekama, lai atdalītu visus attiecīgos izotopu savienojumus. interference (t. i., 12C1H uz 13C un 13C14N uz 12C15N). Ūdeņraža izotopu analīzei tika iegūti 1H, 2D un 12C attēli ar masas izšķirtspēju aptuveni 3000, izmantojot vairāku detektēšanu, izmantojot trīs elektronu reizinātājus. Katra analīze sastāv no 30 skenētiem viena un tā paša apgabala attēliem, viens attēls sastāv no 256 × 256 pikseļiem oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei un 128 × 128 pikseļiem ūdeņraža izotopu analīzei. Kavēšanās laiks ir 3000 µs uz pikseli oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei un 5000 µs uz pikseli ūdeņraža izotopu analīzei. Instrumentālās masas frakcionēšanas kalibrēšanai esam izmantojuši 1-hidroksibenzotriazola hidrātu kā ūdeņraža, oglekļa un slāpekļa izotopu standartus.
Lai noteiktu presolārā grafīta silīcija izotopu sastāvu FIB C0068-25 profilā, mēs izmantojām sešus elektronu reizinātājus ar masas izšķirtspēju aptuveni 9000. Attēli sastāv no 256 × 256 pikseļiem ar aizkaves laiku 3000 µs uz pikseli. Mēs kalibrējām masas frakcionēšanas instrumentu, izmantojot silīcija plāksnes kā ūdeņraža, oglekļa un silīcija izotopu standartus.
Izotopu attēli tika apstrādāti, izmantojot NASA NanoSIMS45 attēlveidošanas programmatūru. Dati tika koriģēti, ņemot vērā elektronu reizinātāja tukšo laiku (44 ns) un kvazi-vienlaicīgas ierašanās efektus. Katram attēlam tika izmantots atšķirīgs skenēšanas izlīdzinājums, lai koriģētu attēla nobīdi iegūšanas laikā. Galīgais izotopu attēls tiek izveidots, pievienojot sekundāros jonus no katra attēla katram skenēšanas pikselim.
Pēc STXM-NEXAFS un NanoSIMS analīzes tās pašas FIB sekcijas tika pārbaudītas, izmantojot transmisijas elektronmikroskopu (JEOL JEM-ARM200F) ar paātrinājuma spriegumu 200 kV Koči, JAMSTEC. Mikrostruktūra tika novērota, izmantojot spilgtā lauka TEM un augsta leņķa skenēšanas TEM tumšā laukā. Minerālu fāzes tika identificētas ar punktveida elektronu difrakciju un režģa joslu attēlveidošanu, un ķīmiskā analīze tika veikta ar EDS ar 100 mm2 silīcija nobīdes detektoru un JEOL Analysis Station 4.30 programmatūru. Kvantitatīvai analīzei katra elementa raksturīgā rentgenstarojuma intensitāte tika mērīta TEM skenēšanas režīmā ar fiksētu datu iegūšanas laiku 30 s, stara skenēšanas laukumu ~100 × 100 nm2 un stara strāvu 50 pA. (Si + Al)-Mg-Fe attiecība slāņveida silikātos tika noteikta, izmantojot eksperimentālo koeficientu k, kas koriģēts atbilstoši biezumam, kas iegūts no dabiskā piropagarneta standarta.
Visi šajā pētījumā izmantotie attēli un analīzes ir pieejamas JAXA datu arhivēšanas un komunikācijas sistēmā (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Šajā rakstā ir sniegti oriģinālie dati.
Kitari, K. u.c. Asteroīda 162173 Ryugu virsmas sastāvs, ko novēroja ar Hayabusa2 NIRS3 instrumentu. Science 364, 272–275.
Kim, AJ Jamato tipa oglekļa hondrīti (CY): Ryugu asteroīda virsmas analogi? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al. Pirmā Ryugu paraugu sastāva analīze tika veikta, izmantojot MicroOmega hiperspektrālo mikroskopu. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al. No C tipa asteroīda Ryugu atgrieztā Hyabusa2 parauga sākotnējā analīze. National Astron. 6, 214–220 (2021).