Paldies, ka apmeklējāt vietni Nature.com.Jūsu izmantotajai pārlūkprogrammas versijai ir ierobežots CSS atbalsts.Lai nodrošinātu vislabāko pieredzi, ieteicams izmantot atjauninātu pārlūkprogrammu (vai atspējot saderības režīmu pārlūkprogrammā Internet Explorer).Tikmēr, lai nodrošinātu nepārtrauktu atbalstu, mēs atveidosim vietni bez stiliem un JavaScript.
Gaistoši un ar organiskām vielām bagāti C tipa asteroīdi var būt viens no galvenajiem ūdens avotiem uz Zemes.Mēs atklājām deitērija un diazonija pārpilnību, kas atbilst ekstrasolārai izcelsmei.
Dati no tuvās infrasarkanā spektrometra (NIRS3) Hayabusa-2 liecina, ka Ryugu var sastāvēt no materiāla, kas ir līdzīgs termiski un/vai trieciena metamorfiem oglekļa hondrītiem.Vistuvākā atbilstība ir CY hondrīts (Yamato tips) 2. Ryugu zemais albedo ir izskaidrojams ar lielu skaitu ar oglekli bagātu komponentu klātbūtni, kā arī daļiņu izmēru, porainību un telpisko laikapstākļu ietekmi.Kosmosa kuģis Hayabusa-2 veica divas nolaišanās un paraugu ņemšanu uz Ryuga.Pirmajā nosēšanās reizē 2019. gada 21. februārī tika iegūts virsmas materiāls, kas tika glabāts atgriešanas kapsulas A nodalījumā, savukārt otrās nosēšanās laikā 2019. gada 11. jūlijā materiāls tika savākts pie mākslīgā krātera, ko veido neliels pārnēsājams triecienelements.Šie paraugi tiek glabāti nodaļā C. Sākotnējais nesagraujošais daļiņu raksturojums 1. posmā īpašās, nepiesārņotās un ar tīru slāpekli pildītās kamerās JAXA pārvaldītajās iekārtās liecināja, ka Ryugu daļiņas bija vislīdzīgākās CI4 hondrītiem un uzrādīja “dažādi variāciju līmeņi”3.Šķietami pretrunīgo Ryugu klasifikāciju, kas ir līdzīga CY vai CI hondrītiem, var atrisināt tikai ar detalizētu Ryugu daļiņu izotopu, elementu un mineraloģisko raksturojumu.Šeit sniegtie rezultāti sniedz stabilu pamatu, lai noteiktu, kurš no šiem diviem sākotnējiem skaidrojumiem asteroīda Ryugu vispārējam sastāvam ir visticamākais.
Astoņas Ryugu granulas (kopā aptuveni 60 mg), četras no kameras A un četras no kameras C, tika piešķirtas 2. fāzei, lai pārvaldītu Kochi komandu.NASA Stardust misijas savāktie paraugi.
Detalizēta piecu Ryugu graudu (A0029, A0037, C0009, C0014 un C0068) mineraloģiskā analīze parādīja, ka tie galvenokārt sastāv no smalkgraudainiem un rupji graudainiem filosilikātiem (~64–88 tilp.%; 1.a, b att., 1. papildatt.).un papildu tabula 1).Rupjgraudaini filosilikāti rodas kā pinnveida agregāti (izmērā līdz pat desmitiem mikronu) smalkgraudainās, ar filosilikātiem bagātās matricās (mazāk par dažiem mikroniem).Slāņainās silikāta daļiņas ir serpentīna-saponīta simbionti (1.c att.).(Si + Al)-Mg-Fe karte arī parāda, ka lielapjoma slāņveida silikāta matricai ir starpsastāvs starp serpentīnu un saponītu (2.a, b att.).Filosilikāta matrica satur karbonātu minerālvielas (~2-21 tilp.%), sulfīdu minerālvielas (~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 (olivīnu un piroksēnu), kas var palīdzēt identificēt izejmateriālu, kas veidoja neapstrādāto Ryugu akmeni5.Šis bezūdens silikāts ir reti sastopams Ryugu granulās, un tas tika pozitīvi identificēts tikai C0009 granulās.Karbonāti matricā atrodas kā fragmenti (mazāk nekā daži simti mikronu), galvenokārt dolomīts, ar nelielu daudzumu kalcija karbonāta un brinela.Magnetīts rodas kā izolētas daļiņas, framboīdi, plāksnes vai sfēriski agregāti.Sulfīdus galvenokārt attēlo pirotīts neregulāru sešstūra prizmu/plākšņu vai līstes veidā. Ar oglekli bagātas fāzes (izmērs <10 µm) ir sastopamas visuresoši filosilikātiem bagātajā matricā. Ar oglekli bagātas fāzes (izmērs <10 µm) ir sastopamas visuresoši filosilikātiem bagātajā matricā. Ar oglekli bagātas fāzes (izmērs <10 µm) ir sastopamas visuresoši 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. Ar filosilikātiem bagātajā matricā dominē ar oglekli bagātas fāzes (izmērs <10 µm).Turpretim CM hondrīti ir izsmelti mēreni un ļoti gaistošos elementos, īpaši Mn un Zn, un vairāk ugunsizturīgos elementos7.Visas petroloģiskās, mineraloģiskās un elementārās īpašības liecina, ka Ryugu graudi ir ļoti līdzīgi hondrītiem CI8,9,10.
a, Mg Kα (sarkans), Ca Kα (zaļš), Fe Kα (zils) un S Kα (dzeltens) sausi pulētas sekcijas kompozīta rentgena attēls C0068.
Ryugu A0037 (vienmērīgi sarkani apļi) un C0068 (vienmērīgi zili apļi) daļiņu matricas un slāņainā silikāta (pie %) sastāvs ir parādīts (Si+Al)-Mg-Fe trīskāršā sistēmā.a, Elektronu zondes mikroanalīzes (EPMA) rezultāti, kas salīdzinājumam ir attēloti pret CI hondrītiem (Ivuna, Orgueil, Alais)16, parādīti pelēkā krāsā.b, Skenēšanas TEM (STEM) un enerģiju izkliedējošās rentgenstaru spektroskopijas (EDS) analīze, kas parādīta salīdzināšanai ar Orgueil9 un Murchison46 meteorītiem un hidratētu IDP47.Tika analizēti smalkgraudaini un rupji graudaini filosilikāti, izvairoties no mazām dzelzs sulfīda daļiņām.Punktētās līnijas a un b parāda saponīta un serpentīna šķīšanas līnijas.Ar dzelzi bagātais sastāvs a var būt saistīts ar submikronu dzelzs sulfīda graudiem slāņveida silikāta graudos, ko nevar izslēgt ar EPMA analīzes telpisko izšķirtspēju.Datu punktus ar lielāku Si saturu nekā b saponītam var izraisīt nanoizmēra amorfa silīcija bagāta materiāla klātbūtne filosilikāta slāņa spraugās.Analīzes skaits: N = 69 attiecībā uz A0037, N = 68 EPMA, N = 68 C0068, N = 19 A0037 un N = 27 C0068 STEM-EDS.c, trioksidaļiņas Ryugu C0014-4 izotopu karte, salīdzinot ar hondrītu vērtībām CI (Orgueil), CY (Y-82162) un literatūras datiem (CM un C2-ung) 41,48,49.Mēs esam ieguvuši datus par Orgueil un Y-82162 meteorītiem.CCAM ir bezūdens oglekli saturošu hondrītu minerālu līnija, TFL ir zemes dalīšanas līnija.Ryugu daļiņas C0014-4, CI hondrīta (Orgueil) un CY hondrīta (Y-82162) d, Δ17O un δ18O kartes (šis pētījums).Δ17O_Ryugu: Δ17O C0014-1 vērtība.Δ17O_Orgueil: Orgueil vidējā Δ17O vērtība.Δ17O_Y-82162: vidējā Δ17O vērtība Y-82162.Salīdzinājumam ir 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 lāzera fluorēšanu (metodes).
Uz att.2d parāda skaidru Δ17O un δ18O atdalīšanu starp Orgueil un Ryugu daļiņām, salīdzinot ar Y-82162.Ryugu C0014-4 daļiņas Δ17O ir augstāks nekā Orgeil daļiņas, neskatoties uz pārklāšanos pie 2 sd.Ryugu daļiņām ir augstākas Δ17O vērtības, salīdzinot ar Orgeil, kas var atspoguļot pēdējās zemes piesārņojumu kopš tā krituma 1864. gadā. Laikapstākļu ietekmē sauszemes vidē11 noteikti tiek iekļauts atmosfēras skābeklis, tādējādi kopējo analīzi tuvinot sauszemes frakcionēšanas līnijai (TFL).Šis secinājums atbilst mineraloģiskajiem datiem (apspriestajiem iepriekš), ka Ryugu graudi nesatur hidrātus vai sulfātus, savukārt Orgeil satur.
Fakts, ka Ryugu graudi nav saistīti ar CY hondrītiem, kuriem ir skaidras dehidratācijas mineraloģijas pazīmes, ir mulsinošs.Šķiet, ka Ryugu orbitālie novērojumi liecina, ka tas ir dehidratēts un tāpēc, iespējams, sastāv no CY materiāla.Šīs šķietamās atšķirības iemesli joprojām nav skaidri.Citu Ryugu daļiņu skābekļa izotopu analīze ir sniegta pavaddokumentā 12. Tomēr šīs paplašinātās datu kopas rezultāti saskan arī ar saistību starp Ryugu daļiņām un CI hondrītiem.
Izmantojot koordinētas mikroanalīzes metodes (3. papildu att.), mēs pārbaudījām organiskā oglekļa telpisko sadalījumu pa visu fokusētā jonu stara frakcijas (FIB) C0068.25 virsmas laukumu (3.a–f att.).Oglekļa smalkās struktūras rentgena absorbcijas spektri (NEXAFS) tuvākajā malā sadaļā C0068.25, kas parāda vairākas funkcionālās grupas – aromātiskās jeb C=C (285.2 eV), C=O (286.5 eV), CH (287.5 eV) un C( =O)O (288.5 eV) un C( =O)O (288.8 asenēV)2. ig. 3a), kas nozīmē zemu termisko izmaiņu pakāpi.C0068.25 daļējās organiskās vielas spēcīgais CH maksimums (287,5 eV) atšķiras no iepriekš pētīto oglekļa hondrītu nešķīstošās organiskās vielas un ir vairāk līdzīgs IDP14 un komētas daļiņām, kas iegūtas Stardust misijā.Spēcīgs CH maksimums pie 287,5 eV un ļoti vājš aromātiskais vai C = C maksimums pie 285,2 eV norāda, ka organiskie savienojumi ir bagāti ar alifātiskajiem savienojumiem (3.a attēls un papildu attēls 3a).Ar alifātiskajiem organiskajiem savienojumiem bagātās platības lokalizējas rupjgraudainos filosilikātos, kā arī apgabalos ar sliktu aromātiskā (jeb C=C) oglekļa struktūru (3.c,d att.).Turpretim A0037,22 (papildu 3. attēls) daļēji uzrādīja zemāku alifātisku oglekli bagātu reģionu saturu.Šo graudu pamatā esošā mineraloģija ir bagāta ar karbonātiem, līdzīgi kā hondrīts CI 16, kas liecina par plašām avota ūdens izmaiņām (1. papildu tabula).Oksidēšanas apstākļi veicinās augstāku karbonilgrupu un karboksilgrupu funkcionālo grupu koncentrāciju organiskajos savienojumos, kas saistīti ar karbonātiem.Organisko vielu ar alifātiskām oglekļa struktūrām submikronu sadalījums var ļoti atšķirties no rupji graudainu slāņveida silikātu sadalījuma.Tagišas ezera meteorītā tika konstatēti alifātisko organisko savienojumu norādes, kas saistītas ar filosilikātu-OH.Koordinēti mikroanalītiskie dati liecina, ka ar alifātiskajiem savienojumiem bagātās organiskās vielas var būt plaši izplatītas C tipa asteroīdos un cieši saistītas ar filosilikātiem.Šis secinājums atbilst iepriekšējiem ziņojumiem par alifātiskajiem/aromātiskajiem CH Ryugu daļiņās, ko demonstrēja MicroOmega, gandrīz infrasarkanais hiperspektrālais mikroskops.Svarīgs un neatrisināts jautājums ir, vai alifātisko ar oglekli bagāto organisko savienojumu unikālās īpašības, kas saistītas ar rupji graudainiem filosilikātiem, kas novērotas šajā pētījumā, ir atrodamas tikai uz asteroīda Ryugu.
a, NEXAFS oglekļa spektri normalizēti līdz 292 eV aromātiskajā (C = C) bagātajā reģionā (sarkanā), alifātiskajā reģionā (zaļā) un matricā (zilā).Pelēkā līnija ir salīdzinājumam Murchison 13 nešķīstošo organisko spektru.au, šķīrējtiesas vienība.b, skenējošās pārraides rentgena mikroskopijas (STXM) spektrālais attēls oglekļa K malai, kas parāda, ka sadaļā dominē ogleklis.c, RGB salikts grafiks ar aromātiskiem (C=C) bagātiem reģioniem (sarkans), alifātiski bagātiem reģioniem (zaļš) un matricu (zils).d, ar alifātiskajiem savienojumiem bagātās organiskās vielas koncentrējas rupjgraudainā filosilikātā, laukums tiek palielināts no b un c baltajiem punktotajiem rūtiņiem.e, lielas nanosfēras (ng-1) apgabalā, kas palielināts no baltā punktētā lodziņa b un c.Priekš: pirotīts.Pn: niķeļa-hromīts.F, nanomēroga sekundārā jonu masas spektrometrija (nanosims), ūdeņraža (1H), oglekļa (12C) un slāpekļa (12C14N) elementārie attēli, 12C/1H elementa attiecība Attēli un krustojums ΔD, δ13C ar 13C izārbuma ISOTOPE attēliem-sadaļa PG-1: Presololes grafīta 13C.
Organisko vielu noārdīšanās kinētiskie pētījumi Murchison meteorītos var sniegt svarīgu informāciju par alifātisko organisko vielu neviendabīgo izplatību, kas bagāta ar Ryugu graudiem.Šis pētījums parāda, ka alifātiskās CH saites organiskajās vielās saglabājas līdz maksimālajai temperatūrai, kas ir aptuveni 30 ° C, un/vai mainās atkarībā no laika un temperatūras attiecībām (piemēram, 200 gadi 100 ° C temperatūrā un 0 ° C 100 miljoni gadu)..Ja prekursors netiek karsēts noteiktā temperatūrā ilgāk par noteiktu laiku, var saglabāties ar filosilikātu bagāto alifātisko organisko vielu sākotnējais sadalījums.Tomēr avota iežu ūdens izmaiņas var sarežģīt šo interpretāciju, jo ar karbonātiem bagāts A0037 neuzrāda nekādus ar oglekli bagātus alifātiskus reģionus, kas saistīti ar filosilikātiem.Šīs zemās temperatūras izmaiņas aptuveni atbilst kubiskā laukšpata klātbūtnei Ryugu graudos (1. papildu tabula) 20.
Frakcija C0068.25 (ng-1; 3.a–c, e att.) satur lielu nanosfēru, kas parāda ļoti aromātiskus (vai C=C), vidēji alifātiskus un vājus C(=O)O un C=O spektrus..Alifātiskā oglekļa paraksts nesakrīt ar nešķīstošo organisko vielu un ar hondrītiem saistīto organisko nanosfēru parakstu (3.a att.) 17,21.Nanosfēru Ramana un infrasarkanā spektroskopiskā analīze Tagišas ezerā parādīja, ka tās sastāv no alifātiskiem un oksidētiem organiskiem savienojumiem un nesakārtotiem policikliskiem aromātiskiem organiskiem savienojumiem ar sarežģītu struktūru22, 23.Tā kā apkārtējā matrica satur organiskas vielas, kas bagātas ar alifātiskajiem savienojumiem, alifātiskā oglekļa paraksts ng-1 var būt analītisks artefakts.Interesanti, ka ng-1 satur iegultus amorfos silikātus (3.e att.), par tekstūru, par kuru vēl nav ziņots nevienai ārpuszemes organiskajai vielai.Amorfie silikāti var būt dabiski ng-1 komponenti vai iegūti no ūdens/bezūdens silikātu amorfizācijas ar jonu un/vai elektronu staru palīdzību analīzes laikā.
C0068.25 sekcijas NanoSIMS jonu attēli (3.f att.) parāda vienmērīgas izmaiņas δ13C un δ15N, izņemot pirmssolāros graudus ar lielu 13C bagātinājumu 30 811‰ (PG-1 δ13C attēlā 3.f attēlā) (T4 pielikums).Rentgena elementāru graudu attēli un augstas izšķirtspējas TEM attēli parāda tikai oglekļa koncentrāciju un attālumu 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 nekā vidēji visā reģionā C (δD = 1398).Šis novērojums liek domāt, ka ar alifātiskām vielām bagātās organiskās vielas rupjā graudainajos filosilikātos var būt primitīvākas nekā apkārtējās organiskās vielas, jo pēdējā var būt veikta izotopu apmaiņa 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 veidojušies, nepārtraukti mainot sākotnējos rupji graudaino bezūdens silikātu kopas.Ar alifātiskām vielām bagātās organiskās vielas varēja veidoties no prekursoru molekulām protoplanetārajā diskā vai starpzvaigžņu vidē pirms Saules sistēmas veidošanās, un pēc tam tās nedaudz mainījās Ryugu (lielā) pamatķermeņa ūdens izmaiņu laikā. Ryugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai pietiekami uzturētu iekšējo siltumu ūdens pārveidošanai, veidojot ūdeni saturošus minerālus25. Ryugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai uzturētu pietiekamu iekšējo siltumu, lai ūdens pārveidotos un veidotos ūdens minerāli25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного измены инералов25. Izmērs (<1,0 km) Ryugu ir pārāk mazs, lai uzturētu pietiekamu iekšējo siltumu ūdens maiņai, veidojot ūdens minerālus25. 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.2.2. Ryugu izmērs (<1,0 km) ir pārāk mazs, lai uzturētu iekšējo siltumu, lai mainītu ūdeni, veidojot ūdens minerālus25.Tāpēc var būt nepieciešami Ryugu priekšgājēji, kuru izmērs ir desmitiem kilometru.Organiskās vielas, kas bagātas ar alifātiskajiem savienojumiem, var saglabāt sākotnējās izotopu attiecības, jo tās ir saistītas ar rupji graudainiem filosilikātiem.Tomēr izotopu smago nesēju precīzs raksturs joprojām ir neskaidrs, jo šajās FIB frakcijās ir sarežģīti un delikāti sajaukti dažādi komponenti.Tās var būt organiskas vielas, kas bagātas ar alifātiskajiem savienojumiem Ryugu granulās vai rupji filosilikāti, kas tos ieskauj.Ņemiet vērā, ka organiskās vielas gandrīz visos oglekļa hondrītos (ieskaitot CI hondrītus) mēdz būt bagātākas ar D nekā filosilikātiem, izņemot CM Paris 24, 26 meteorītus.
A0002.23 un A0002.26, A0037.22 un A0037.23 un C0068.23, C0068.25 un C0068.26 FIB šķēlumu A0002.23 un A0002.26, C0068.23, C0068.25 un C0068.26 FIB slāņu tilpuma δD un δ15N diagrammas ar trim FIB šķautņu A salīdzinājumiem (kopā salīdzinājumam no septiņām FIB daļām) Saules sistēmas s ir parādīts attēlā.4 (4. papildu tabula)27,28.Tilpuma izmaiņas δD un δ15N profilos A0002, A0037 un C0068 atbilst tām, kas ir IDP, bet augstākas nekā CM un CI hondritos (4. att.).Ņemiet vērā, ka δD vērtību diapazons Comet 29 paraugam (-240 līdz 1655‰) ir lielāks nekā Ryugu.Ryukyu profilu tilpumi δD un δ15N, kā likums, ir mazāki nekā vidēji Jupitera dzimtas komētām un Orta mākoņam (4. att.).CI hondrītu zemākās δD vērtības var atspoguļot sauszemes piesārņojuma ietekmi šajos paraugos.Ņemot vērā Bells, Tagish ezera un IDP līdzības, lielā δD un δN vērtību neviendabība Ryugu daļiņās var atspoguļot izmaiņas sākotnējos organisko un ūdens sastāvu izotopu parakstos agrīnajā Saules sistēmā.Līdzīgas izotopu izmaiņas δD un δN Ryugu un IDP daļiņās liecina, ka abas varēja veidoties no viena un tā paša avota materiāla.Tiek uzskatīts, ka iekšzemē pārvietoto personu izcelsme ir komētas avoti 14 .Tāpēc Ryugu var saturēt komētu līdzīgu materiālu un/vai vismaz ārējo Saules sistēmu.Tomēr tas var būt grūtāk, nekā mēs šeit apgalvojam, jo ​​(1) sferulīta un ar D bagātināta ūdens maisījums uz pamatķermeņa 31 un (2) komētas D/H attiecība kā komētas aktivitātes funkcija 32 .Tomēr Ryugu daļiņās novērotās ūdeņraža un slāpekļa izotopu neviendabīguma iemesli nav pilnībā izprotami, daļēji tāpēc, ka šodien ir pieejams ierobežots analīžu skaits.Ūdeņraža un slāpekļa izotopu sistēmu rezultāti joprojām rada iespēju, ka Ryugu satur lielāko daļu materiāla no ārpus Saules sistēmas un tādējādi var parādīt zināmu līdzību ar komētām.Ryugu profils neuzrādīja acīmredzamu korelāciju starp δ13C un δ15N (4. papildu tabula).
Kopējais Ryugu daļiņu H un N izotopu sastāvs (sarkanie apļi: A0002, A0037; zilie apļi: C0068) korelē ar saules magnitūdu 27, Jupitera vidējo ģimeni (JFC27) un Oorta mākoņu komētām (OCC27), IDP28 un oglekļa hondrām.Meteorīta 27 (CI, CM, CR, C2-ung) salīdzinājums.Izotopu sastāvs ir norādīts 4. papildu tabulā. Punktētās līnijas ir H un N sauszemes izotopu vērtības.
Gaistošo vielu (piemēram, organisko vielu un ūdens) transportēšana uz Zemi joprojām rada bažas26,27,33.Submikronu organiskās vielas, kas saistītas ar rupjiem filosilikātiem šajā pētījumā identificētajās Ryugu daļiņās, var būt svarīgs gaistošo vielu avots.Rupjgraudainos filosilikātos esošās organiskās vielas ir labāk aizsargātas pret degradāciju16,34 un sabrukšanu35 nekā organiskās vielas smalkgraudainās matricās.Smagāks ūdeņraža izotopu sastāvs daļiņās nozīmē, ka tie, visticamāk, nebūs vienīgais gaistošo vielu avots, kas tiek nogādāts agrīnajā Zemē.Tos var sajaukt ar komponentiem ar vieglāku ūdeņraža izotopu sastāvu, kā nesen tika ierosināts hipotēzē par saules vēja vadīta ūdens klātbūtni silikātos.
Šajā pētījumā mēs parādām, ka CI meteorīti, neskatoties uz to ģeoķīmisko nozīmi kā Saules sistēmas kopējā sastāva pārstāvji, ir sauszemes piesārņoti paraugi.Mēs arī sniedzam tiešus pierādījumus par mijiedarbību starp bagātīgām alifātiskām organiskām vielām un blakus esošajiem ūdens minerāliem un ierosinām, ka Ryugu var saturēt ekstrasolāru materiālu37.Šī pētījuma rezultāti skaidri parāda tiešas protoasteroīdu paraugu ņemšanas nozīmi un nepieciešamību transportēt atgrieztos paraugus pilnīgi inertos un sterilos apstākļos.Šeit sniegtie pierādījumi liecina, ka Ryugu daļiņas neapšaubāmi ir viens no visnepiesārņotākajiem Saules sistēmas materiāliem, kas pieejami laboratorijas pētījumiem, un turpmāka šo vērtīgo paraugu izpēte neapšaubāmi paplašinās mūsu izpratni par agrīnajiem Saules sistēmas procesiem.Ryugu daļiņas vislabāk atspoguļo kopējo Saules sistēmas sastāvu.
Lai noteiktu submikronu mēroga paraugu sarežģītās mikrostruktūras un ķīmiskās īpašības, mēs izmantojām uz sinhrotronu starojumu balstītu datortomogrāfiju (SR-XCT) un SR rentgenstaru difrakcijas (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM analīzi.Nav degradācijas, piesārņojuma zemes atmosfēras dēļ, kā arī nav bojājumu no smalkām daļiņām vai mehāniskiem paraugiem.Pa to laiku esam veikuši sistemātisku tilpuma analīzi, izmantojot skenējošo elektronu mikroskopiju (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentālo neitronu aktivācijas analīzi (INAA) un lāzera skābekļa izotopu fluorēšanas iekārtas.Testa procedūras ir parādītas 3. papildu attēlā, un katrs tests ir aprakstīts nākamajās sadaļās.
Daļiņas no asteroīda Ryugu tika iegūtas no Hayabusa-2 atgriešanās moduļa un nogādātas JAXA vadības centrā Sagamiharā, Japānā, nepiesārņojot Zemes atmosfēru4.Pēc sākotnējās un nesagraujošās raksturošanas JAXA pārvaldītajā objektā izmantojiet noslēdzamus starpobjektu pārvietošanas konteinerus un paraugu kapsulu maisiņus (10 vai 15 mm diametra safīra kristāla un nerūsējošā tērauda, ​​atkarībā no parauga lieluma), lai izvairītos no vides iejaukšanās.vidi.y un/vai grunts piesārņotāji (piemēram, ūdens tvaiki, ogļūdeņraži, atmosfēras gāzes un smalkas daļiņas) un savstarpējais piesārņojums starp paraugiem paraugu sagatavošanas un transportēšanas laikā starp institūtiem un universitātēm38.Lai izvairītos no degradācijas un piesārņojuma, ko izraisa mijiedarbība ar zemes atmosfēru (ūdens tvaiki un skābekli), visa veida paraugu sagatavošana (ieskaitot šķeldošanu ar tantala kaltu, izmantojot līdzsvarotu dimanta stiepļu zāģi (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) un griešanas epoksīda sagatavošanu uzstādīšanai) tika veikta cimdu nodalījumā tīrā sausā N2 (rasas punkts) 01-0 pp.
Šeit mēs pētām Antarktikas meteorītu pētniecības centra Nacionālā polāro pētījumu institūta (NIPR) meteorītu kolekciju (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 un CY: Y 980115).
Pārsūtīšanai starp instrumentiem SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS un TEM analīzei mēs izmantojām universālo īpaši plānu paraugu turētāju, kas aprakstīts iepriekšējos pētījumos38.
Ryugu paraugu SR-XCT analīze tika veikta, izmantojot integrēto CT sistēmu BL20XU/SPring-8.Integrētā CT sistēma sastāv no dažādiem mērījumu režīmiem: plaša redzes lauka un zemas izšķirtspējas (WL) režīma, lai uzņemtu visu parauga struktūru, šaura redzes lauka un augstas izšķirtspējas (NH) režīma precīzai parauga laukuma mērīšanai.interesi un rentgenogrammas, lai iegūtu parauga tilpuma difrakcijas modeli, un veikt XRD-CT, lai iegūtu parauga horizontālās plaknes minerālu fāžu 2D diagrammu.Ņemiet vērā, ka visus mērījumus var veikt, neizmantojot iebūvēto sistēmu, lai noņemtu parauga turētāju no pamatnes, ļaujot veikt precīzus CT un XRD-CT mērījumus.WL režīma rentgenstaru detektors (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) bija aprīkots ar papildu 4608 × 4608 pikseļu metāla oksīda pusvadītāju (CMOS) kameru (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) ar scintilatoru, kas sastāv no 10 µL alumīnija kristāla:3Al5 m biezuma. objektīvs.Pikseļu izmērs WL režīmā ir aptuveni 0,848 µm.Tādējādi skata lauks (FOV) WL režīmā ir aptuveni 6 mm nobīdes CT režīmā.NH režīma rentgenstaru detektors (BM AA50; Hamamatsu Photonics) bija aprīkots ar 20 µm biezu gadolīnija-alumīnija-gallija granāta (Gd3Al2Ga3O12) scintilatoru, CMOS kameru (C11440-22CU) ar izšķirtspēju 2048 pix 20448 pixels;Hamamatsu Photonics) un ×20 objektīvu.Pikseļu 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 sastāv no 50 µm bieza P43 (Gd2O2S:Tb) pulvera ekrāna, 2304 × 2304 pikseļu izšķirtspējas CMOS kameras (C15440-20UP; Hamamatsu objektīvs un fotorelejs).Detektora efektīvais pikseļu izmērs ir 19,05 µm un redzamības lauks 43,9 mm2.Lai palielinātu FOV, WL režīmā mēs izmantojām nobīdes CT procedūru.Caurspīdīgās gaismas attēls CT rekonstrukcijai sastāv no attēla diapazonā no 180° līdz 360°, kas ir horizontāli atspoguļots ap rotācijas asi, un attēla diapazonā no 0° līdz 180°.
XRD režīmā rentgena staru fokusē Fresnel zonas plāksne.Šajā režīmā detektors ir novietots 110 mm aiz parauga un staru kūļa aizturis ir 3 mm priekšā detektoram.Difrakcijas attēli 2θ diapazonā no 1, 43 ° līdz 18, 00 ° (režģa solis d = 16, 6–1, 32 Å) tika iegūti ar rentgena punktu, kas fokusēts detektora redzes lauka apakšā.Paraugs regulāri pārvietojas vertikāli ar pusi apgriezienu katrā vertikālajā skenēšanas solī.Ja minerāldaļiņas apmierina Brega nosacījumu, pagriežot par 180°, ir iespējams iegūt minerāldaļiņu difrakciju horizontālā plaknē.Pēc tam difrakcijas attēli tika apvienoti vienā attēlā katram vertikālās skenēšanas posmam.SR-XRD-CT testa nosacījumi ir gandrīz tādi paši kā SR-XRD testa nosacījumi.XRD-CT režīmā detektors atrodas 69 mm aiz parauga.Difrakcijas attēli 2θ diapazonā svārstās no 1,2° līdz 17,68° (d = 19,73 līdz 1,35 Å), kur gan rentgenstaru stars, gan stara ierobežotājs atrodas vienā līnijā ar detektora redzes lauka centru.Skenējiet paraugu horizontāli un pagrieziet paraugu par 180°.SR-XRD-CT attēli tika rekonstruēti ar maksimālo minerālu intensitāti kā pikseļu vērtībām.Izmantojot horizontālo skenēšanu, paraugs parasti tiek skenēts ar 500–1000 soļiem.
Visiem eksperimentiem rentgenstaru enerģija tika fiksēta pie 30 keV, jo tā ir apakšējā robeža rentgenstaru iekļūšanai meteorītos, kuru diametrs ir aptuveni 6 mm.Visiem CT mērījumiem iegūto attēlu skaits 180° pagriešanas laikā bija 1800 (3600 nobīdes CT programmai), un attēlu ekspozīcijas laiks bija 100 ms WL režīmā, 300 ms NH režīmā, 500 ms XRD un 50 ms.ms XRD-CT ms.Parastā parauga skenēšanas laiks ir aptuveni 10 minūtes WL režīmā, 15 minūtes NH režīmā, 3 stundas XRD un 8 stundas SR-XRD-CT.
CT attēli tika rekonstruēti ar konvolūcijas aizmugures projekciju un normalizēti lineārajam vājinājuma koeficientam no 0 līdz 80 cm-1.
Ar epoksīdu fiksētās Ryugu daļiņas (A0029, A0037, C0009, C0014 un C0068) sausos apstākļos pakāpeniski tika pulētas uz virsmas līdz 0,5 µm (3M) dimanta pārklājuma plēvei, izvairoties no materiāla saskares ar virsmu pulēšanas procesa laikā.Katra parauga pulētā virsma vispirms tika pārbaudīta ar gaismas mikroskopiju un pēc tam atpakaļ izkliedētiem elektroniem, lai iegūtu paraugu un kvalitatīvu NIPR elementu mineraloģijas un tekstūras attēlus (GSE), izmantojot JEOL JSM-7100F SEM, kas aprīkots ar enerģijas izkliedes spektrometru (AZtec).enerģijas) attēlu.Katram paraugam galveno un mazāko elementu saturs tika analizēts, izmantojot elektronu zondes mikroanalizatoru (EPMA, JEOL JXA-8200).Analizējiet filosilikāta un karbonāta daļiņas pie 5 nA, dabiskos un sintētiskos standartus pie 15 keV, sulfīdus, magnetītu, olivīnu un piroksēnu pie 30 nA.Modālās pakāpes tika aprēķinātas no elementu kartēm un GSE attēliem, izmantojot ImageJ 1.53 programmatūru ar atbilstošiem sliekšņiem, kas patvaļīgi iestatīti katram minerālam.
Skābekļa izotopu analīze tika veikta Atvērtajā universitātē (Milton Keynes, Apvienotā Karaliste), izmantojot infrasarkano lāzera fluorēšanas sistēmu.Hayabusa2 paraugi tika nogādāti Atvērtajā universitātē 38 ar slāpekli pildītos konteineros, lai tos pārvietotu starp iekārtām.
Parauga ielāde tika veikta slāpekļa cimdu nodalījumā ar uzraudzītu skābekļa līmeni zem 0,1%.Hayabusa2 analītiskajam darbam tika izgatavots jauns Ni paraugu turētājs, kas sastāv tikai no diviem parauga caurumiem (diametrs 2,5 mm, dziļums 5 mm), viens Hayabusa2 daļiņām un otrs iekšējam obsidiāna standartam.Analīzes laikā parauga iedobums, kurā bija Hayabusa2 materiāls, tika pārklāts ar iekšējo BaF2 logu, kura biezums bija aptuveni 1 mm un diametrs 3 mm, lai paraugs noturētu lāzera reakcijas laikā.BrF5 plūsmu uz paraugu uzturēja Ni parauga turētājā izgriezts gāzes sajaukšanas kanāls.Paraugu kamera tika arī pārveidota tā, lai to varētu noņemt no vakuuma fluorēšanas līnijas un pēc tam atvērt ar slāpekli pildītā cimdu nodalījumā.Divdaļīgā kamera tika noslēgta ar vara blīvējuma 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 ievietošanas vēlreiz nostipriniet kameru un pievienojiet to fluorētai līnijai.Pirms analīzes parauga kameru uz nakti karsēja vakuumā līdz aptuveni 95 ° C, lai noņemtu jebkādu adsorbēto mitrumu.Pēc karsēšanas nakti, kamerai ļāva atdzist līdz istabas temperatūrai, un pēc tam daļa, kas parauga pārvietošanas laikā tika pakļauta atmosfērai, tika iztīrīta ar trim BrF5 alikvotām, lai noņemtu mitrumu.Šīs procedūras nodrošina, ka Hayabusa 2 paraugs netiek pakļauts atmosfēras iedarbībai un nav 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 “vienā” režīmā42, savukārt Y-82162 (CY) analīze tika veikta uz vienas paplātes ar vairākām paraugu iedobēm41.Ņemot vērā to bezūdens sastāvu, nav nepieciešams izmantot vienu metodi CY hondrītiem.Paraugus karsēja, izmantojot Photon Machines Inc. infrasarkano CO2 lāzeru.50 W (10,6 µm) jauda, ​​kas uzstādīta uz XYZ portāla BrF5 klātbūtnē.Iebūvētā video sistēma uzrauga reakcijas gaitu.Pēc fluorēšanas atbrīvotais O2 tika tīrīts, izmantojot divus kriogēnus slāpekļa slazdus un apsildāmu KBr gultu, 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 aptuvenais silfona ierīces izmantošanas ierobežojums masas spektrometrā MAT 253.Šādos gadījumos analīzei izmantojiet mikrotilpumus.Pēc Hayabusa2 daļiņu analīzes obsidiāna iekšējais standarts tika fluorēts un tika noteikts tā skābekļa izotopu sastāvs.
NF+ NF3+ fragmenta joni traucē staru kūlim ar masu 33 (16O17O).Lai novērstu šo iespējamo problēmu, lielākā daļa paraugu tiek apstrādāti, izmantojot kriogēnās atdalīšanas procedūras.To var izdarīt virzienā uz priekšu pirms MAT 253 analīzes vai kā otro analīzi, atgriežot analizēto gāzi atpakaļ speciālajā molekulārajā sietā un atkārtoti izlaižot pēc kriogēnās atdalīšanas.Kriogēnā atdalīšana ietver gāzes padevi molekulārajam sietam šķidrā slāpekļa temperatūrā un pēc tam izvadīšanu primārajā molekulārajā sietā -130 °C temperatūrā.Plaša pārbaude ir parādījusi, ka NF+ paliek uz pirmā molekulārā sieta un, izmantojot šo metodi, nenotiek nozīmīga frakcionēšana.
Pamatojoties uz atkārtotām mūsu iekšējo obsidiāna standartu analīzēm, sistēmas kopējā precizitāte silfona režīmā ir: ±0,053‰ δ17O, ±0,095‰ δ18O, ±0,018‰ Δ17O (2 sd).Skābekļa izotopu analīze ir dota standarta delta apzīmējumā, kur delta18O aprēķina šādi:
Izmantojiet arī 17O/16O attiecību δ17O.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 dati, kas sniegti 3. papildu tabulā, ir koriģēti, ņemot vērā atšķirības.
Aptuveni 150 līdz 200 nm biezas sekcijas tika ekstrahētas no Ryugu daļiņām, izmantojot Hitachi High Tech SMI4050 FIB instrumentu JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute.Ņemiet vērā, ka visas FIB sekcijas tika atgūtas no neapstrādātiem neapstrādātu daļiņu fragmentiem pēc tam, kad tās tika izņemtas no N2 gāzi pildītiem traukiem, lai tos pārvietotu starp objektu.Šie fragmenti netika mērīti ar SR-CT, bet tika apstrādāti, minimāli pakļaujot tiem zemes atmosfēru, lai izvairītos no iespējamiem bojājumiem un piesārņojuma, kas varētu ietekmēt oglekļa K malas spektru.Pēc volframa aizsargslāņa nogulsnēšanas interesējošais apgabals (līdz 25 × 25 μm2) tika sagriezts un atšķaidīts ar Ga + jonu staru ar paātrinājuma spriegumu 30 kV, pēc tam ar 5 kV un zondes strāvu 40 pA, lai samazinātu virsmas bojājumus.Pēc tam īpaši plānās sekcijas tika novietotas uz palielinātas vara sieta (Kochi sieta) 39, izmantojot mikromanipulatoru, kas aprīkots ar FIB.
Ryugu A0098 (1,6303 mg) un C0068 (0,6483 mg) granulas tika divas reizes noslēgtas tīrā augstas tīrības pakāpes polietilēna loksnēs ar tīru slāpekli piepildītā cimdu nodalījumā uz SPring-8 bez jebkādas mijiedarbības ar zemes atmosfēru.Tokijas Metropolitēna universitātē tika veikta JB-1 (Japānas Ģeoloģijas dienesta izdotais ģeoloģiskās atskaites iezis) parauga sagatavošana.
INAA notiek Kioto universitātes Integrētās radiācijas un kodolzinātņu institūtā.Paraugi tika apstaroti divreiz ar dažādiem apstarošanas cikliem, kas izvēlēti atbilstoši elementa kvantitatīvai noteikšanai izmantotā nuklīda pussabrukšanas periodam.Termisko un ātro neitronu plūsmas att.3 ir attiecīgi 4,6 × 1012 un 9,6 × 1011 cm-2 s-1, lai noteiktu Mg, Al, Ca, Ti, V un Mn saturu.Tika apstarotas arī tādas ķimikālijas kā MgO (99,99% tīrības pakāpe, Soekawa Chemical), Al (99,9% tīrība, Soekawa Chemical) un Si metāls (99,999% tīrība, FUJIFILM Wako Pure Chemical), lai koriģētu traucējošas kodolreakcijas, piemēram, (n, n).Paraugs tika arī apstarots ar nātrija hlorīdu (99,99% tīrība; MANAC), lai koriģētu neitronu plūsmas izmaiņas.
Pēc neitronu apstarošanas ārējā polietilēna loksne tika aizstāta ar jaunu, un parauga un atsauces izstarotais gamma starojums tika nekavējoties izmērīts ar Ge detektoru.Tie paši paraugi tika atkārtoti apstaroti 4 stundas pneimatiskā apstarošanas mēģenē.2 ir termiskās un ātro neitronu plūsmas 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, saturu Se, Sb, Os, Ir un Au.Ga, As, Se, Sb, Os, Ir un Au kontroles paraugi tika apstaroti, uz diviem filtrpapīra gabaliem uzklājot atbilstošu daudzumu (no 10 līdz 50 μg) standartšķīdumu ar zināmu koncentrāciju šiem elementiem, kam sekoja paraugu apstarošana.Gamma staru skaitīšana tika veikta Kioto Universitātes Integrētās radiācijas un kodolzinātņu institūtā un Tokijas Metropolitēnas universitātes RI pētniecības centrā.Analītiskās procedūras un atsauces materiāli INAA elementu kvantitatīvai noteikšanai ir tādi paši kā tie, kas aprakstīti mūsu iepriekšējā darbā.
Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai savāktu Ryugu paraugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) difrakcijas modeļus NIPR. Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai savāktu Ryugu paraugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) difrakcijas modeļus NIPR. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (≥ 13м07) (<001 м07) мг) в NIPR. Rentgenstaru difraktometrs (Rigaku SmartLab) tika izmantots, lai savāktu Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) un C0087 (<1 mg) paraugu difrakcijas modeļus 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) 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 использонкотние Rigaku SmartLab). Paraugu Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) un C0087 (<1 mg) rentgenstaru difrakcijas modeļi tika iegūti NIPR, izmantojot rentgenstaru difraktometru (Rigaku SmartLab).Visi paraugi tika samalti smalkā pulverī uz silīcija neatstarojošas vafeles, izmantojot safīra stikla plāksni, un pēc tam vienmērīgi izkliedēti uz silīcija neatstarojošās vafeles bez šķidruma (ūdens vai spirta).Tika izmantota Bragg Brentano optika.Detektors ir viendimensijas silīcija pusvadītāju detektors (D/teX Ultra 250).Cu Kβ rentgena stari tika noņemti, izmantojot Ni filtru.Izmantojot pieejamos paraugus, tika salīdzināti sintētiskā magnēzija saponīta (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentīna (lapu serpentīna, Miyazu, Nikka) un pirotīta (monoklīniskā 4C, Chihua, Mexico Watts) mērījumi, lai identificētu pīķus un izmantotu pulvera faila datu difrakcijas datu centru (Diffraction datu centrs,0-7 datu difrakcijas datu centrs1). -1662) un magnetītu (PDF 00-019-0629).Difrakcijas dati no Ryugu tika salīdzināti arī ar datiem par hidroalizētiem oglekļa hondrītiem, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 un Y 980115 CY (III sildīšanas stadija, 500–750 °C).
NEXAFS spektri ar oglekļa malu K īpaši plānām paraugu sekcijām, kas izgatavotas no FIB, tika mērītas, izmantojot STXM BL4U kanālu UVSOR sinhrotronā Molekulāro zinātņu institūtā (Okazaki, Japāna).Ar Fresnela zonas plāksni optiski fokusēta stara vietas 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 apgabaliem.katra attēla pikseļa laiks tika iestatīts uz 2 ms.Pēc evakuācijas STXM analītiskā kamera tika piepildīta ar hēliju ar spiedienu aptuveni 20 mbar.Tas palīdz samazināt rentgena optikas iekārtu termisko novirzi kamerā un paraugu turētājā, kā arī samazina parauga bojājumus un/vai oksidēšanos.NEXAFS K-edge oglekļa spektri tika ģenerēti no stacked datiem, izmantojot aXis2000 programmatūru un patentētu STXM datu apstrādes programmatūru.Ņemiet vērā, ka parauga pārsūtīšanas futrālis un cimdu nodalījums tiek izmantoti, lai izvairītos no parauga oksidēšanās un piesārņojuma.
Pēc STXM-NEXAFS analīzes Ryugu FIB šķēlēs tika analizēts ūdeņraža, oglekļa un slāpekļa izotopu sastāvs, izmantojot izotopu attēlveidošanu ar JAMSTEC NanoSIMS 50L.Paraugā aptuveni 24 × 24 µm2 līdz 30 × 30 µm2 platībā tiek rastrēts fokusēts Cs+ primārais stars, kas ir aptuveni 2 pA oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei un aptuveni 13 pA ūdeņraža izotopu analīzei.Pēc 3 minūšu iepriekšējas izsmidzināšanas ar salīdzinoši spēcīgu primārā staru kūļa strāvu katra analīze tika sākta pēc sekundārā staru kūļa intensitātes stabilizēšanas.Oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei vienlaikus tika iegūti 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– un 12C15N– attēli, izmantojot septiņu elektronu reizinātāja multipleksu noteikšanu ar aptuveni 9000 masas izšķirtspēju, kas ir pietiekama visu attiecīgo izotopu savienojumu atdalīšanai.traucējumi (ti, 12C1H uz 13C un 13C14N uz 12C15N).Ūdeņraža izotopu analīzei tika iegūti 1H-, 2D- un 12C- attēli ar masas izšķirtspēju aptuveni 3000 ar daudzkārtēju noteikšanu, izmantojot trīs elektronu reizinātājus.Aizkaves laiks ir 3000 µs uz pikseli oglekļa un slāpekļa izotopu analīzei un 5000 µs uz pikseli ūdeņraža izotopu analīzei.Mēs esam izmantojuši 1-hidroksibenzotriazola hidrātu kā ūdeņraža, oglekļa un slāpekļa izotopu standartus, lai kalibrētu instrumentālo masas frakcionēšanu45.
Lai noteiktu pirmssolārā 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 vafeles kā ūdeņraža, oglekļa un silīcija izotopu standartus.
Izotopu attēli tika apstrādāti, izmantojot NASA NanoSIMS45 attēlveidošanas programmatūru.Dati tika koriģēti, ņemot vērā elektronu reizinātāja nāves laiku (44 ns) un kvazi-vienlaicīgu ierašanās efektu.Katram attēlam ir atšķirīgs skenēšanas līdzinājums, lai koriģētu attēla novirzi 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 elektronu mikroskopu (JEOL JEM-ARM200F) ar paātrinājuma spriegumu 200 kV Koči, JAMSTEC.Mikrostruktūra tika novērota, izmantojot spilgta lauka TEM un augsta leņķa skenēšanas TEM tumšā laukā.Minerālu fāzes tika identificētas ar punktveida elektronu difrakcijas un režģa joslas attēlveidošanu, un ķīmiskā analīze tika veikta ar EDS ar 100 mm2 silīcija novirzes detektoru un JEOL Analysis Station 4.30 programmatūru.Kvantitatīvās analīzes veikšanai katra elementa raksturīgā rentgenstaru intensitāte tika mērīta TEM skenēšanas režīmā ar fiksētu datu iegūšanas laiku 30 s, staru kūļa skenēšanas laukumu ~ 100 × 100 nm2 un staru kūļa strāvu 50 pA.
Visi šajā pētījumā izmantotie attēli un analīzes ir pieejami JAXA datu arhivēšanas un sakaru sistēmā (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.Šajā rakstā ir sniegti sākotnējie dati.
Kitari, K. et al.Asteroīda 162173 Ryugu virsmas sastāvs, ko novēroja Hayabusa2 NIRS3 instruments.Zinātne 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 kompozīcijas analīze tika veikta, izmantojot MicroOmega hiperspektrālo mikroskopu.Nacionālais astrons.6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al.Hyabusa2 parauga sākotnējā analīze, kas atgriezta no C tipa asteroīda Ryugu.Nacionālais astrons.6, 214–220 (2021).