Dziękujemy za odwiedzenie Nature.com. Używana przez Ciebie wersja przeglądarki ma ograniczoną obsługę CSS. Aby zapewnić Ci najlepsze wrażenia, zalecamy korzystanie z nowszej wersji przeglądarki (lub wyłączenie trybu zgodności w Internet Explorerze). W międzyczasie, aby zapewnić ciągłą obsługę, będziemy renderować witrynę bez stylów i JavaScriptu.
Lotne i bogate w materię organiczną asteroidy typu C mogą być jednym z głównych źródeł wody na Ziemi. Obecnie chondryty zawierające węgiel dają najlepsze wyobrażenie o ich składzie chemicznym, ale informacje o meteorytach są zniekształcone: tylko najtrwalsze typy przetrwają wejście w atmosferę i interakcję z otoczeniem Ziemi. W niniejszym artykule przedstawiamy wyniki szczegółowych badań wolumetrycznych i mikroanalitycznych pierwotnej cząstki Ryugu dostarczonej na Ziemię przez sondę kosmiczną Hayabusa-2. Cząsteczki Ryugu wykazują bliskie podobieństwo składu do chemicznie niefrakcjonowanych, ale zmienionych przez wodę chondrytów typu CI (typu Iwuna), które są powszechnie wykorzystywane jako wskaźnik ogólnego składu Układu Słonecznego. Ten okaz ukazuje złożoną zależność przestrzenną między bogatymi alifatycznymi związkami organicznymi a warstwowymi krzemianami i wskazuje na maksymalną temperaturę około 30°C podczas erozji wodnej. Stwierdziliśmy obfitość deuteru i diazoniów, co jest zgodne z pochodzeniem pozasłonecznym. Cząsteczki Ryugu są najbardziej niezanieczyszczonym i nierozdzielnym materiałem obcym, jaki kiedykolwiek zbadano, i najlepiej odzwierciedlają ogólny skład Układu Słonecznego.
Od czerwca 2018 do listopada 2019 roku sonda kosmiczna Hayabusa2, należąca do Japońskiej Agencji Eksploracji Aerokosmicznej (JAXA), przeprowadziła szeroko zakrojone zdalne badanie asteroidy Ryugu. Dane ze spektrometru bliskiej podczerwieni (NIRS3) na Hayabusie-2 sugerują, że Ryugu może być zbudowana z materiału podobnego do metamorficznych termicznie i/lub szokowo chondrytów węglistych. Najbliższym odpowiednikiem jest chondryt CY (typ Yamato) 2. Niskie albedo Ryugu można wyjaśnić obecnością dużej liczby składników bogatych w węgiel, a także rozmiarem cząstek, porowatością i efektami wietrzenia przestrzennego. Sonda Hayabusa-2 dwukrotnie wylądowała i pobrała próbki z asteroidy Ryugu. Podczas pierwszego lądowania 21 lutego 2019 r. uzyskano materiał powierzchniowy, który przechowywano w przedziale A kapsuły powrotnej, a podczas drugiego lądowania 11 lipca 2019 r. materiał zebrano w pobliżu sztucznego krateru utworzonego przez mały przenośny impaktor. Próbki te są przechowywane w oddziale C. Wstępna nieniszcząca charakterystyka cząstek w etapie 1 w specjalnych, niezanieczyszczonych i czystych komorach wypełnionych azotem w obiektach zarządzanych przez JAXA wykazała, że ​​cząstki Ryugu były najbardziej podobne do chondrytów CI4 i wykazywały „różne poziomy zmienności”3. Pozornie sprzeczna klasyfikacja Ryugu, podobna do chondrytów CY lub CI, może zostać rozwiązana jedynie poprzez szczegółową charakterystykę izotopową, pierwiastkową i mineralogiczną cząstek Ryugu. Wyniki przedstawione tutaj stanowią solidną podstawę do ustalenia, które z tych dwóch wstępnych wyjaśnień ogólnego składu asteroidy Ryugu jest najbardziej prawdopodobne.
Osiem peletek Ryugu (łącznie około 60 mg), cztery z komory A i cztery z komory C, zostało przydzielonych do fazy 2, aby zarządzać zespołem z Kochi. Głównym celem badania jest wyjaśnienie natury, pochodzenia i historii ewolucji asteroidy Ryugu oraz udokumentowanie podobieństw i różnic z innymi znanymi okazami pozaziemskimi, takimi jak chondryty, cząstki pyłu międzyplanetarnego (IDP) i powracające komety. Próbki zebrano w ramach misji NASA Stardust.
Szczegółowa analiza mineralogiczna pięciu ziaren Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) wykazała, że ​​składają się one głównie z drobno- i gruboziarnistych krzemianów warstwowych (~64–88% obj.; rys. 1a, b, rys. uzupełniający 1). Gruboziarniste krzemiany warstwowe występują jako pierzaste agregaty (o wielkości do kilkudziesięciu mikronów) w drobnoziarnistych matrycach bogatych w krzemiany warstwowe (o wielkości poniżej kilku mikronów). Warstwowe cząstki krzemianów to symbionty serpentynowo-saponitowe (rys. 1c). Mapa (Si + Al)-Mg-Fe pokazuje również, że masowa, warstwowa matryca krzemianowa ma skład pośredni między serpentynem a saponitem (rys. 2a, b). Matryca krzemianu warstwowego zawiera minerały węglanowe (~2–21% obj.), minerały siarczkowe (~2,4–5,5% obj.) i magnetyt (~3,6–6,8% obj.). Jedna z cząstek badanych w tym badaniu (C0009) zawierała niewielką ilość (~0,5% obj.) bezwodnych krzemianów (oliwinu i piroksenu), co może pomóc w identyfikacji materiału źródłowego, z którego powstał surowy kamień Ryugu5. Ten bezwodny krzemian występuje rzadko w peletach Ryugu i został zidentyfikowany jedynie w pelecie C0009. Węglany występują w matrycy jako fragmenty (mniejsze niż kilkaset mikronów), głównie dolomit, z niewielkimi ilościami węglanu wapnia i Brinella. Magnetyt występuje w postaci izolowanych cząstek, framboidów, płytek lub kulistych agregatów. Siarczki są reprezentowane głównie przez pirotyn w postaci nieregularnych heksagonalnych graniastosłupów/płytek lub listew. Matryca zawiera dużą ilość submikronowego pentlandytu lub w połączeniu z pirotynem. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe.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. W matrycy bogatej w krzemiany warstwowe przeważają fazy bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm).Inne minerały pomocnicze przedstawiono w Tabeli uzupełniającej 1. Lista minerałów oznaczona na podstawie dyfraktogramu rentgenowskiego mieszaniny C0087 oraz A0029 i A0037 jest bardzo zgodna z tą oznaczoną w chondrycie CI (Orgueil), ale znacznie różni się od chondrytów CY i CM (typu Mighei) (Rysunek 1 z danymi rozszerzonymi i Rysunek uzupełniający 2). Całkowita zawartość pierwiastków w ziarnach Ryugu (A0098, C0068) jest również zgodna z chondrytem 6 CI (dane rozszerzone, Rysunek 2 i Tabela uzupełniająca 2). Natomiast chondryty CM są ubogie w pierwiastki umiarkowanie i wysoce lotne, zwłaszcza Mn i Zn, a także w pierwiastki trudno topliwe7. Stężenia niektórych pierwiastków są bardzo zróżnicowane, co może odzwierciedlać wrodzoną niejednorodność próbki wynikającą z małych rozmiarów poszczególnych cząstek i wynikającego z tego błędu w próbkowaniu. Wszystkie cechy petrologiczne, mineralogiczne i pierwiastkowe wskazują, że ziarna Ryugu są bardzo podobne do chondrytów CI8,9,10. Godnym uwagi wyjątkiem jest brak ferrihydrytu i siarczanów w ziarnach Ryugu, co sugeruje, że minerały te w chondrytach CI powstały w wyniku wietrzenia powierzchniowego.
a, Złożony obraz rentgenowski suchego, polerowanego przekroju C0068, zawierającego Mg Kα (czerwony), Ca Kα (zielony), Fe Kα (niebieski) i S Kα (żółty). Frakcja składa się z warstwowych krzemianów (czerwony: ~88% obj.), węglanów (dolomit; jasnozielony: ~1,6% obj.), magnetytu (niebieski: ~5,3% obj.) i siarczków (żółty: siarczek = ~2,5% obj. esej. b, obraz regionu konturowego elektronów wstecznie rozproszonych na a. Bru – niedojrzały; Dole – dolomit; FeS to siarczek żelaza; Mag – magnetyt; sok – steatyt; Srp – serpentynit. c, obraz o wysokiej rozdzielczości z transmisyjnej mikroskopii elektronowej (TEM) typowego przerostu saponitu i serpentynu pokazujący pasma sieci serpentynu i saponitu o odpowiednio 0,7 nm i 1,1 nm.
Skład matrycy i krzemianu warstwowego (w %) cząstek Ryugu A0037 (pełne czerwone kółka) i C0068 (pełne niebieskie kółka) przedstawiono w układzie potrójnym (Si+Al)-Mg-Fe. a, Wyniki mikroanalizy sondą elektronową (EPMA) naniesione na wykres dla chondrytów CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 zaznaczono na szaro dla porównania. b, Analiza metodą skaningowej mikroskopii elektronowej (STEM) i spektroskopii rentgenowskiej z dyspersją energii (EDS) została przedstawiona dla porównania z meteorytami Orgueil9 i Murchison46 oraz uwodnionym IDP47. Przeanalizowano drobnoziarniste i gruboziarniste krzemiany warstwowe, unikając małych cząstek siarczku żelaza. Linie przerywane na rysunkach a i b przedstawiają linie rozpuszczania saponitu i serpentynu. Bogaty w żelazo skład w a może być spowodowany submikronowymi ziarnami siarczku żelaza w ziarnach warstwowego krzemianu, czego nie można wykluczyć na podstawie rozdzielczości przestrzennej analizy EPMA. Punkty danych o wyższej zawartości Si niż saponit w b mogą być spowodowane obecnością nanocząsteczkowego amorficznego materiału bogatego w krzem w szczelinach warstwy krzemianu warstwowego. Liczba analiz: N=69 dla A0037, N=68 dla EPMA, N=68 dla C0068, N=19 dla A0037 i N=27 dla C0068 dla STEM-EDS. c, mapa izotopowa cząstki trioksy Ryugu C0014-4 w porównaniu z wartościami chondrytu CI (Orgueil), CY (Y-82162) i danymi literaturowymi (CM i C2-ung)41,48,49. Uzyskaliśmy dane dla meteorytów Orgueil i Y-82162. CCAM to linia bezwodnych minerałów chondrytu węglistego, TFL to linia podziału lądów. d, mapy Δ17O i δ18O cząstki Ryugu C0014-4, chondrytu CI (Orgueil) i chondrytu CY (Y-82162) (niniejsze badanie). Δ17O_Ryugu: Wartość Δ17O C0014-1. Δ17O_Orgueil: Średnia wartość Δ17O dla Orgueil. Δ17O_Y-82162: Średnia wartość Δ17O dla Y-82162. Dla porównania pokazano również dane CI i CY z literatury 41, 48, 49.
Analizę masową izotopów tlenu przeprowadzono na próbce 1,83 mg materiału wyekstrahowanego z granulatu C0014 metodą fluorowania laserowego (Metody). Dla porównania, przetestowaliśmy siedem kopii Orgueil (CI) (masa całkowita = 8,96 mg) i siedem kopii Y-82162 (CY) (masa całkowita = 5,11 mg) (Tabela uzupełniająca 3).
Na rys. 2d widać wyraźne rozdzielenie Δ17O i δ18O między cząsteczkami o średniej masie Orgueil i Ryugu w porównaniu z Y-82162. Δ17O cząsteczki Ryugu C0014-4 jest wyższe niż cząsteczki Orgeil, pomimo nakładania się na poziomie 2 odchyleń standardowych. Cząsteczki Ryugu mają wyższe wartości Δ17O w porównaniu z Orgeil, co może odzwierciedlać zanieczyszczenie powierzchni ziemi przez ten drugi od jego upadku w 1864 roku. Wietrzenie w środowisku lądowym11 nieuchronnie prowadzi do wchłonięcia tlenu atmosferycznego, przybliżając ogólną analizę do linii frakcjonowania powierzchni ziemi (TFL). Wniosek ten jest zgodny z danymi mineralogicznymi (omówionymi wcześniej), które wskazują, że ziarna Ryugu nie zawierają hydratów ani siarczanów, w przeciwieństwie do Orgeil.
W oparciu o powyższe dane mineralogiczne, wyniki te potwierdzają związek między ziarnami Ryugu a chondrytami CI, ale wykluczają związek z chondrytami CY. Fakt, że ziarna Ryugu nie są związane z chondrytami CY, które wykazują wyraźne oznaki mineralogii dehydratacji, jest zagadkowy. Obserwacje orbitalne Ryugu zdają się wskazywać, że uległ on dehydratacji i dlatego prawdopodobnie składa się z materiału CY. Przyczyny tej pozornej różnicy pozostają niejasne. Analiza izotopów tlenu w innych cząstkach Ryugu została przedstawiona w artykule towarzyszącym 12. Jednak wyniki tego rozszerzonego zestawu danych są również zgodne ze związkiem między cząstkami Ryugu a chondrytami CI.
Stosując skoordynowane techniki mikroanalizy (rys. uzupełniający 3), zbadaliśmy przestrzenny rozkład węgla organicznego na całej powierzchni frakcji skupionej wiązki jonów (FIB) C0068.25 (rys. 3a–f). Widma absorpcji rentgenowskiej drobnej struktury węgla (NEXAFS) przy bliższej krawędzi w przekroju C0068.25 ukazujące kilka grup funkcyjnych – aromatycznych lub C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) i C(=O)O (288,8 eV) – struktura grafenu jest nieobecna przy 291,7 eV (rys. 3a), co oznacza niski stopień zmienności termicznej. Silny pik CH (287,5 eV) częściowych związków organicznych C0068.25 różni się od nierozpuszczalnych związków organicznych z wcześniej badanych chondrytów węglistych i jest bardziej podobny do IDP14 oraz cząstek kometarnych uzyskanych przez misję Stardust. Silny pik CH przy 287,5 eV i bardzo słaby pik aromatyczny lub C=C przy 285,2 eV wskazują, że związki organiczne są bogate w związki alifatyczne (rys. 3a i rys. uzupełniający 3a). Obszary bogate w alifatyczne związki organiczne są zlokalizowane w gruboziarnistych krzemianach warstwowych, a także w obszarach o słabej strukturze węglowej aromatycznej (lub C=C) (rys. 3c,d). Natomiast A0037.22 (rys. uzupełniający 3) wykazał częściowo niższą zawartość obszarów bogatych w węgiel alifatyczny. Mineralogia tych ziaren jest bogata w węglany, podobnie jak w chondrycie CI 16, co sugeruje rozległą przemianę wody źródłowej (Tabela uzupełniająca 1). Warunki utleniające będą sprzyjać wyższym stężeniom karbonylowych i karboksylowych grup funkcyjnych w związkach organicznych związanych z węglanami. Submikronowy rozkład związków organicznych o alifatycznej strukturze węglowej może znacznie różnić się od rozkładu gruboziarnistych krzemianów warstwowych. W meteorycie Tagish Lake znaleziono ślady alifatycznych związków organicznych związanych z krzemianem warstwowym-OH. Skoordynowane dane mikroanalityczne sugerują, że materia organiczna bogata w związki alifatyczne może być szeroko rozpowszechniona w planetoidach typu C i ściśle związana z krzemianami warstwowymi. Wniosek ten jest spójny z wcześniejszymi doniesieniami o alifatycznych/aromatycznych CH w cząsteczkach Ryugu, wykazanymi przez MicroOmega, mikroskop hiperspektralny pracujący w bliskiej podczerwieni. Ważnym i nierozwiązanym pytaniem jest, czy wyjątkowe właściwości bogatych w węgiel alifatyczny związków organicznych, związanych z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi, zaobserwowane w tym badaniu, występują wyłącznie na asteroidzie Ryugu.
a, Widma węglowe NEXAFS znormalizowane do 292 eV w obszarze bogatym w związki aromatyczne (C=C) (czerwony), w obszarze bogatym w związki alifatyczne (zielony) i w matrycy (niebieski). Szara linia to widmo nierozpuszczalnych związków organicznych Murchisona 13 dla porównania. au, jednostka arbitrażu. b, Obraz widmowy krawędzi K węgla uzyskany za pomocą skaningowej transmisyjnej mikroskopii rentgenowskiej (STXM) pokazujący, że w przekroju dominuje węgiel. c, Wykres kompozytowy RGB z obszarami bogatymi w związki aromatyczne (C=C) (czerwony), obszarami bogatymi w związki alifatyczne (zielony) i matrycą (niebieska). d, Związki organiczne bogate w związki alifatyczne są skoncentrowane w gruboziarnistym krzemianie warstwowym; obszar jest powiększony względem białych kropkowanych pól na rysunkach b i c. e, Duże nanosfery (ng-1) w obszarze powiększonym względem białych kropkowanych pól na rysunkach b i c. Dla: pirotynu. Pn: chromitu niklowego. f, spektrometria mas jonów wtórnych w skali nano (NanoSIMS), obrazy pierwiastków wodoru (1H), węgla (12C) i azotu (12C14N), obrazy stosunku pierwiastków 12C/1H oraz obrazy krzyżowe izotopów δD, δ13C i δ15N – Sekcja PG-1: grafit przedsłoneczny o ekstremalnym wzbogaceniu 13C (Tabela uzupełniająca 4).
Badania kinetyczne degradacji materii organicznej w meteorytach Murchison mogą dostarczyć istotnych informacji na temat niejednorodnego rozmieszczenia alifatycznej materii organicznej bogatej w ziarna Ryugu. Niniejsze badanie pokazuje, że alifatyczne wiązania CH w materii organicznej utrzymują się do maksymalnej temperatury około 30°C w materiale macierzystym i/lub zmieniają się wraz z zależnością czasowo-temperaturową (np. 200 lat w temperaturze 100°C i 0°C przez 100 milionów lat). Jeśli prekursor nie jest ogrzewany w danej temperaturze przez określony czas, pierwotny rozkład alifatycznych związków organicznych bogatych w krzemian warstwowy może zostać zachowany. Jednak zmiany wody w skale macierzystej mogą komplikować tę interpretację, ponieważ bogaty w węglany A0037 nie wykazuje żadnych bogatych w węgiel obszarów alifatycznych związanych z krzemianami warstwowymi. Ta niska zmiana temperatury z grubsza odpowiada obecności skalenia sześciennego w ziarnach Ryugu (Tabela uzupełniająca 1) 20.
Frakcja C0068.25 (ng-1; rys. 3a–c,e) zawiera dużą nanosferę wykazującą silnie aromatyczne (lub C=C), umiarkowanie alifatyczne i słabe widma C(=O)O i C=O. . Sygnatura węgla alifatycznego nie pasuje do sygnatury nierozpuszczalnych związków organicznych w masie i organicznych nanosfer związanych z chondrytami (rys. 3a) 17,21. Analiza spektroskopowa Ramana i w podczerwieni nanosfer w jeziorze Tagish wykazała, że ​​składają się one z alifatycznych i utlenionych związków organicznych oraz nieuporządkowanych wielopierścieniowych aromatycznych związków organicznych o złożonej strukturze22,23. Ponieważ otaczająca matryca zawiera związki organiczne bogate w związki alifatyczne, sygnatura węgla alifatycznego w ng-1 może być artefaktem analitycznym. Co ciekawe, ng-1 zawiera osadzone amorficzne krzemiany (rys. 3e), teksturę, której jeszcze nie zgłoszono dla żadnych pozaziemskich związków organicznych. Krzemiany amorficzne mogą być naturalnymi składnikami ng-1 lub powstają w wyniku amorfizacji wodnych/bezwodnych krzemianów pod wpływem wiązki jonów i/lub elektronów w trakcie analizy.
Zdjęcia jonów NanoSIMS przekroju C0068.25 (ryc. 3f) pokazują równomierne zmiany w δ13C i δ15N, z wyjątkiem ziaren presolarnych o dużym wzbogaceniu 13C wynoszącym 30 811‰ (PG-1 na obrazie δ13C na ryc. 3f) (Tabela uzupełniająca 4). Zdjęcia rentgenowskie ziaren elementarnych i obrazy TEM o wysokiej rozdzielczości pokazują jedynie stężenie węgla i odległość między płaszczyznami bazowymi wynoszącą 0,3 nm, co odpowiada grafitowi. Warto zauważyć, że wartości δD (841 ± 394‰) i δ15N (169 ± 95‰), wzbogacone w alifatyczną materię organiczną związaną z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi, okazują się nieznacznie wyższe od średniej dla całego obszaru C (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15‰) w C0068.25 (tabela uzupełniająca 4). Ta obserwacja sugeruje, że bogate w związki alifatyczne związki organiczne w gruboziarnistych krzemianach warstwowych mogą być bardziej pierwotne niż otaczające je związki organiczne, ponieważ te ostatnie mogły ulec wymianie izotopowej z otaczającą wodą w pierwotnym ciele. Alternatywnie, te zmiany izotopowe mogą być również związane z początkowym procesem formowania. Interpretuje się, że drobnoziarniste, warstwowe krzemiany w chondrytach CI powstały w wyniku ciągłej przemiany pierwotnych, gruboziarnistych, bezwodnych skupisk krzemianów. Bogata w związki alifatyczne materia organiczna mogła powstać z cząsteczek prekursorowych w dysku protoplanetarnym lub ośrodku międzygwiazdowym przed powstaniem Układu Słonecznego, a następnie uległa niewielkim zmianom podczas przemian wodnych w ciele macierzystym Ryugu (dużym). Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby utrzymać wystarczająco dużo ciepła wewnętrznego, potrzebnego do przemiany wodnej w minerały uwodnione25. Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby utrzymać wystarczającą ilość ciepła wewnętrznego do przekształcania się wody w uwodnione minerały25. Размер (<1,0 km) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного изменения с образованием водных минералов25. Wielkość (<1,0 km) Ryugu jest zbyt mała, aby utrzymać wystarczającą ilość ciepła wewnętrznego do wymiany wody i tworzenia minerałów25. 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矿物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矿物25. Размер Рюгу (<1,0 km) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с образованием водных MINералов25. Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby mogło dojść do wewnętrznego ciepła i przekształcenia wody w minerały25.W związku z tym konieczne mogą być badania poprzedników Ryugu o rozmiarach dziesiątek kilometrów. Materia organiczna bogata w związki alifatyczne może zachować swoje pierwotne proporcje izotopowe dzięki asocjacji z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi. Dokładna natura ciężkich nośników izotopowych pozostaje jednak nieznana ze względu na złożone i delikatne mieszanie różnych składników w tych frakcjach FIB. Mogą to być substancje organiczne bogate w związki alifatyczne w granulkach Ryugu lub otaczające je gruboziarniste krzemiany warstwowe. Należy zauważyć, że materia organiczna w prawie wszystkich chondrytach węglistych (w tym chondrytach CI) jest zazwyczaj bogatsza w D niż w krzemiany warstwowe, z wyjątkiem meteorytów CM Paris 24, 26.
Wykresy objętości δD i δ15N przekrojów FIB uzyskanych dla przekrojów FIB A0002.23 i A0002.26, A0037.22 i A0037.23 oraz C0068.23, C0068.25 i C0068.26 (łącznie siedem przekrojów FIB z trzech cząstek Ryugu). Porównanie NanoSIMS z innymi obiektami Układu Słonecznego pokazano na rys. 4 (Tabela uzupełniająca 4)27,28. Zmiany objętości δD i δ15N w profilach A0002, A0037 i C0068 są zgodne ze zmianami w profilach IDP, ale wyższe niż w chondrytach CM i CI (rys. 4). Należy zauważyć, że zakres wartości δD dla próbki komety 29 (od -240 do 1655‰) jest większy niż dla Ryugu. Objętości δD i δ15N profili Ryugu są z reguły mniejsze niż średnia dla komet z rodziny Jowisza i obłoku Oorta (rys. 4). Niższe wartości δD chondrytów CI mogą odzwierciedlać wpływ zanieczyszczeń ziemskich w tych próbkach. Biorąc pod uwagę podobieństwa między Bells, jeziorem Tagish i IDP, duża heterogeniczność wartości δD i δN w cząstkach Ryugu może odzwierciedlać zmiany w początkowych sygnaturach izotopowych składu organicznego i wodnego we wczesnym Układzie Słonecznym. Podobne zmiany izotopowe δD i δN w cząstkach Ryugu i IDP sugerują, że obie mogły powstać z materiału pochodzącego z tego samego źródła. Uważa się, że IDP pochodzą ze źródeł kometarnych14. Dlatego Ryugu może zawierać materiał podobny do komety i/lub przynajmniej zewnętrzny Układ Słoneczny. Jednakże, może to być trudniejsze niż stwierdzamy tutaj ze względu na (1) mieszankę sferolitycznej i wody bogatej w D na ciele macierzystym 31 oraz (2) stosunek D/H komety jako funkcję aktywności kometarnej 32 . Jednakże, przyczyny obserwowanej heterogeniczności izotopów wodoru i azotu w cząstkach Ryugu nie są w pełni zrozumiałe, częściowo z powodu ograniczonej liczby dostępnych obecnie analiz. Wyniki układów izotopów wodoru i azotu nadal podnoszą możliwość, że Ryugu zawiera większość materiału spoza Układu Słonecznego i tym samym może wykazywać pewne podobieństwo do komet. Profil Ryugu nie wykazał widocznej korelacji między δ13C i δ15N (Tabela uzupełniająca 4).
Całkowity skład izotopowy H i N w cząstkach Ryugu (czerwone kółka: A0002, A0037; niebieskie kółka: C0068) koreluje z jasnością Słońca 27, średnią rodziną komet Jowisza (JFC27), kometami z Obłoku Oorta (OCC27), IDP28 i chondrami węglistymi. Porównanie meteorytu 27 (CI, CM, CR, C2-ung). Skład izotopowy podano w tabeli uzupełniającej 4. Linie przerywane oznaczają ziemskie wartości izotopowe H i N.
Transport substancji lotnych (np. materii organicznej i wody) na Ziemię pozostaje problemem26,27,33. Submikronowa materia organiczna związana z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi w cząstkach Ryugu zidentyfikowanych w tym badaniu może być istotnym źródłem substancji lotnych. Materia organiczna w gruboziarnistych krzemianach warstwowych jest lepiej chroniona przed degradacją16,34 i rozpadem35 niż materia organiczna w matrycach drobnoziarnistych. Cięższy skład izotopowy wodoru w cząstkach oznacza, że ​​jest mało prawdopodobne, aby były one jedynym źródłem substancji lotnych przenoszonych na wczesną Ziemię. Mogą one być mieszane ze składnikami o lżejszym składzie izotopowym wodoru, co zostało niedawno zaproponowane w hipotezie obecności wody napędzanej wiatrem słonecznym w krzemianach.
W niniejszym badaniu wykazujemy, że meteoryty CI, pomimo ich geochemicznego znaczenia jako reprezentatywne dla ogólnego składu Układu Słonecznego,6,10 są próbkami zanieczyszczonymi przez Ziemię. Dostarczamy również bezpośrednich dowodów na interakcje między bogatą alifatyczną materią organiczną a sąsiednimi minerałami uwodnionymi i sugerujemy, że Ryugu może zawierać materiał pozasłoneczny37. Wyniki niniejszego badania jednoznacznie wskazują na znaczenie bezpośredniego pobierania próbek protoasteroid oraz konieczność transportu próbek z powrotem w całkowicie obojętnych i sterylnych warunkach. Przedstawione tu dowody wskazują, że cząstki Ryugu są niewątpliwie jednym z najmniej zanieczyszczonych materiałów Układu Słonecznego dostępnych do badań laboratoryjnych, a dalsze badania tych cennych próbek niewątpliwie poszerzą naszą wiedzę na temat wczesnych procesów zachodzących w Układzie Słonecznym. Cząsteczki Ryugu najlepiej odzwierciedlają ogólny skład Układu Słonecznego.
Aby określić złożoną mikrostrukturę i właściwości chemiczne próbek submikronowych, zastosowaliśmy tomografię komputerową opartą na promieniowaniu synchrotronowym (SR-XCT) oraz dyfrakcję rentgenowską SR (XRD)-CT, analizę FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM. Brak degradacji, zanieczyszczeń pochodzących z atmosfery ziemskiej oraz uszkodzeń spowodowanych drobnymi cząstkami lub elementami mechanicznymi próbek. W międzyczasie przeprowadziliśmy systematyczną analizę objętościową z wykorzystaniem mikroskopii skaningowej elektronowej (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentalnej analizy aktywacji neutronowej (INAA) oraz laserowego fluorowania izotopów tlenu. Procedury badań przedstawiono na rysunku uzupełniającym 3, a każdy test opisano w kolejnych sekcjach.
Cząstki z asteroidy Ryugu zostały odzyskane z modułu powrotnego Hayabusa-2 i dostarczone do Centrum Kontroli JAXA w Sagamiharze w Japonii, bez zanieczyszczania atmosfery ziemskiej. Po wstępnej i nieniszczącej charakteryzacji w obiekcie zarządzanym przez JAXA, należy użyć szczelnych pojemników transferowych między ośrodkami oraz worków na kapsuły z próbkami (o średnicy 10 lub 15 mm ze szkła szafirowego i stali nierdzewnej, w zależności od wielkości próbki), aby uniknąć zakłóceń środowiskowych. Zanieczyszczenia środowiska i/lub gruntu (np. para wodna, węglowodory, gazy atmosferyczne i drobne cząstki) oraz zanieczyszczenia krzyżowego między próbkami podczas ich przygotowywania i transportu między instytutami i uniwersytetami. Aby uniknąć degradacji i zanieczyszczenia spowodowanego interakcją z atmosferą ziemską (parą wodną i tlenem), wszystkie etapy przygotowania próbek (w tym odłupywanie dłutem tantalowym, z użyciem wyważonej piły linowej diamentowej (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) oraz cięcie żywicy epoksydowej) przed montażem) przeprowadzono w komorze rękawicowej w atmosferze czystego, suchego N₂ (punkt rosy: od -80 do -60°C, O₂ ~50-100 ppm). Wszystkie użyte tu elementy są czyszczone mieszanką ultraczystej wody i etanolu za pomocą fal ultradźwiękowych o różnych częstotliwościach.
W tym artykule badamy kolekcję meteorytów Narodowego Instytutu Badań Polarnych (NIPR) z Antarctic Meteorite Research Center (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 i CY: Y 980115).
Do przenoszenia danych pomiędzy urządzeniami do analizy SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS i TEM wykorzystaliśmy uniwersalny, ultracienki uchwyt na próbki opisany w poprzednich badaniach38.
Analizę próbek Ryugu metodą SR-XCT przeprowadzono przy użyciu zintegrowanego tomografu komputerowego BL20XU/SPring-8. Zintegrowany tomograf komputerowy oferuje różne tryby pomiaru: szerokie pole widzenia i tryb niskiej rozdzielczości (WL), aby uchwycić całą strukturę próbki, wąskie pole widzenia i tryb wysokiej rozdzielczości (NH), aby uzyskać dokładny pomiar powierzchni próbki. W celu uzyskania dyfrakcji objętości próbki wykonuje się również rentgenogramy i zdjęcia rentgenowskie, a także XRD-CT, aby uzyskać dwuwymiarowy diagram faz mineralnych w płaszczyźnie poziomej w próbce. Należy pamiętać, że wszystkie pomiary można wykonać bez użycia wbudowanego systemu do wyjmowania uchwytu próbki z podstawy, co umożliwia dokładne pomiary CT i XRD-CT. Detektor promieni rentgenowskich w trybie WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w dodatkową kamerę CMOS (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) o rozdzielczości 4608 × 4608 pikseli z scyntylatorem składającym się z monokryształu granatu lutetowo-glinowego o grubości 10 µm (Lu3Al5O12:Ce) i soczewką przekaźnikową. Rozmiar piksela w trybie WL wynosi około 0,848 µm. Zatem pole widzenia (FOV) w trybie WL wynosi około 6 mm w trybie offset CT. Detektor promieni rentgenowskich w trybie NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w scyntylator z granatu gadolinowo-aluminiowo-galowego (Gd3Al2Ga3O12) o grubości 20 µm, kamerę CMOS (C11440-22CU) o rozdzielczości 2048 × 2048 pikseli (Hamamatsu Photonics) i obiektyw ×20. Rozmiar piksela w trybie NH wynosi ~0,25 µm, a pole widzenia ~0,5 mm. Detektor dla trybu XRD (BM AA60; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w scyntylator składający się z ekranu proszkowego P43 (Gd2O2S:Tb) o grubości 50 µm, kamery CMOS o rozdzielczości 2304 × 2304 pikseli (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) oraz soczewki przekaźnikowej. Detektor ma efektywny rozmiar piksela 19,05 µm i pole widzenia 43,9 mm². Aby zwiększyć pole widzenia, zastosowaliśmy procedurę offsetowej tomografii komputerowej (CT) w trybie WL. Obraz w świetle przechodzącym do rekonstrukcji CT składa się z obrazu w zakresie od 180° do 360° odbitego poziomo wokół osi obrotu oraz obrazu w zakresie od 0° do 180°.
W trybie XRD wiązka promieniowania rentgenowskiego jest skupiana przez płytkę strefową Fresnela. W tym trybie detektor jest umieszczony 110 mm za próbką, a ogranicznik wiązki znajduje się 3 mm przed detektorem. Obrazy dyfrakcyjne w zakresie 2θ od 1,43° do 18,00° (skok siatki d = 16,6–1,32 Å) uzyskano z plamką promieniowania rentgenowskiego zogniskowaną u dołu pola widzenia detektora. Próbka porusza się pionowo w regularnych odstępach czasu, z półobrotem dla każdego kroku skanowania pionowego. Jeśli cząstki minerału spełniają warunek Bragga po obróceniu o 180°, możliwe jest uzyskanie dyfrakcji cząstek minerału w płaszczyźnie poziomej. Obrazy dyfrakcyjne zostały następnie połączone w jeden obraz dla każdego kroku skanowania pionowego. Warunki badania SR-XRD-CT są prawie takie same jak dla badania SR-XRD. W trybie XRD-CT detektor jest umieszczony 69 mm za próbką. Obrazy dyfrakcyjne w zakresie 2θ mieszczą się w zakresie od 1,2° do 17,68° (d = 19,73 do 1,35 Å), gdzie zarówno wiązka promieniowania rentgenowskiego, jak i ogranicznik wiązki pokrywają się ze środkiem pola widzenia detektora. Należy zeskanować próbkę w poziomie i obrócić ją o 180°. Obrazy SR-XRD-CT zrekonstruowano z intensywnością szczytową minerałów wyrażoną jako wartości pikseli. W przypadku skanowania poziomego próbkę zazwyczaj skanuje się w 500–1000 krokach.
We wszystkich eksperymentach energia promieniowania rentgenowskiego została ustalona na 30 keV, ponieważ jest to dolna granica penetracji promieniowania rentgenowskiego przez meteoryty o średnicy około 6 mm. Liczba obrazów uzyskanych dla wszystkich pomiarów CT podczas obrotu o 180° wyniosła 1800 (3600 dla programu offset CT), a czas ekspozycji obrazów wynosił 100 ms w trybie WL, 300 ms w trybie NH, 500 ms w trybie XRD i 50 ms w trybie XRD-CT. Typowy czas skanowania próbki wynosi około 10 minut w trybie WL, 15 minut w trybie NH, 3 godziny w trybie XRD i 8 godzin w trybie SR-XRD-CT.
Obrazy TK zrekonstruowano metodą konwolucyjnej projekcji wstecznej i znormalizowano dla liniowego współczynnika tłumienia od 0 do 80 cm-1. Do analizy danych 3D wykorzystano oprogramowanie Slice, a do analizy danych XRD oprogramowanie muXRD.
Utrwalone żywicą epoksydową cząstki Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) były stopniowo polerowane na powierzchni do poziomu warstwy diamentowej o grubości 0,5 µm (3M) w warunkach suchych, co zapobiegało kontaktowi materiału z powierzchnią podczas procesu polerowania. Wypolerowaną powierzchnię każdej próbki zbadano najpierw mikroskopem świetlnym, a następnie elektronami wstecznie rozproszonymi, aby uzyskać obrazy mineralogii i tekstury (BSE) próbek oraz jakościowe obrazy pierwiastków NIPR za pomocą mikroskopu elektronowego JEOL JSM-7100F SEM wyposażonego w spektrometr z dyspersją energii (AZtec). Zawartość pierwiastków głównych i pobocznych w każdej próbce analizowano za pomocą mikroanalizatora z sondą elektronową (EPMA, JEOL JXA-8200). Analizę cząstek krzemianu warstwowego i węglanu przeprowadzono przy 5 nA, wzorców naturalnych i syntetycznych przy 15 keV, siarczków, magnetytu, oliwinu i piroksenu przy 30 nA. Stężenia modalne obliczono na podstawie map pierwiastków i obrazów BSE przy użyciu oprogramowania ImageJ 1.53 z odpowiednimi progami ustawionymi arbitralnie dla każdego minerału.
Analizę izotopów tlenu przeprowadzono na Uniwersytecie Otwartym (Milton Keynes, Wielka Brytania) przy użyciu systemu fluorowania laserowego w podczerwieni. Próbki Hayabusa2 dostarczono na Uniwersytet Otwarty 38 w pojemnikach wypełnionych azotem w celu transferu między placówkami.
Ładowanie próbki przeprowadzono w komorze rękawicowej wypełnionej azotem, monitorując poziom tlenu poniżej 0,1%. Na potrzeby prac analitycznych Hayabusa2 wykonano nowy uchwyt próbki Ni, składający się z zaledwie dwóch otworów (o średnicy 2,5 mm i głębokości 5 mm), jednego na cząstki Hayabusa2 i drugiego na wewnętrzny standard obsydianu. Podczas analizy studzienka z próbką zawierająca materiał Hayabusa2 została przykryta wewnętrznym okienkiem BaF2 o grubości około 1 mm i średnicy 3 mm, w celu utrzymania próbki podczas reakcji laserowej. Przepływ BrF5 do próbki był utrzymywany przez kanał mieszania gazu wycięty w uchwycie próbki Ni. Komorę próbki również przekonfigurowano tak, aby można ją było odłączyć od linii fluorowania próżniowego, a następnie otworzyć w komorze rękawicowej wypełnionej azotem. Dwuczęściowa komora została uszczelniona miedzianą uszczelką kompresyjną i zaciskiem łańcuchowym EVAC Quick Release CeFIX 38. Okienko BaF2 o grubości 3 mm na górze komory umożliwia jednoczesną obserwację próbki i nagrzewanie laserowe. Po załadowaniu próbki należy ponownie zacisnąć komorę i podłączyć ją do przewodu fluorowanego. Przed analizą komorę próbki ogrzewano próżniowo do około 95°C przez noc, aby usunąć zaadsorbowaną wilgoć. Po ogrzaniu przez noc komorę pozostawiono do ostygnięcia do temperatury pokojowej, a następnie część wystawiona na działanie atmosfery podczas przenoszenia próbki została przedmuchana trzema alikwotami BrF5 w celu usunięcia wilgoci. Procedury te gwarantują, że próbka Hayabusa 2 nie będzie wystawiona na działanie atmosfery i nie zostanie zanieczyszczona wilgocią z części przewodu fluorowanego, która jest odprowadzana do atmosfery podczas ładowania próbki.
Próbki cząstek Ryugu C0014-4 i Orgueil (CI) analizowano w zmodyfikowanym trybie „pojedynczym”42, natomiast analizę Y-82162 (CY) przeprowadzono na pojedynczej tacy z wieloma dołkami na próbki41. Ze względu na ich bezwodny skład, nie ma potrzeby stosowania pojedynczej metody dla chondrytów CY. Próbki ogrzewano za pomocą lasera podczerwonego CO2 firmy Photon Machines Inc. o mocy 50 W (10,6 µm) zamontowanego na gantry XYZ w obecności BrF5. Wbudowany system wideo monitoruje przebieg reakcji. Po fluorowaniu, uwolniony O2 został wymyty za pomocą dwóch kriogenicznych pułapek azotowych i podgrzewanego złoża KBr w celu usunięcia nadmiaru fluoru. Skład izotopowy oczyszczonego tlenu analizowano za pomocą dwukanałowego spektrometru masowego Thermo Fisher MAT 253 o rozdzielczości masowej około 200.
W niektórych przypadkach ilość gazowego O2 uwolnionego podczas reakcji próbki była mniejsza niż 140 µg, co stanowi przybliżoną granicę zastosowania urządzenia miechowego w spektrometrze mas MAT 253. W takich przypadkach do analizy należy użyć mikroobjętości. Po analizie cząstek Hayabusa2, fluorowano wzorzec wewnętrzny obsydianu i określono jego skład izotopowy tlenu.
Jony fragmentu NF+ NF3+ interferują z wiązką o masie 33 (16O17O). Aby wyeliminować ten potencjalny problem, większość próbek jest przetwarzana za pomocą procedur separacji kriogenicznej. Można to zrobić w kierunku do przodu przed analizą MAT 253 lub jako drugą analizę, zawracając analizowany gaz z powrotem do specjalnego sita molekularnego i ponownie przepuszczając go po separacji kriogenicznej. Separacja kriogeniczna polega na dostarczeniu gazu do sita molekularnego w temperaturze ciekłego azotu, a następnie odprowadzeniu go do pierwotnego sita molekularnego w temperaturze -130°C. Szczegółowe testy wykazały, że NF+ pozostaje na pierwszym sicie molekularnym i nie występuje znaczące frakcjonowanie przy użyciu tej metody.
Na podstawie wielokrotnych analiz naszych wewnętrznych wzorców obsydianowych, ogólna dokładność systemu w trybie miechowym wynosi: ±0,053‰ dla δ17O, ±0,095‰ dla δ18O, ±0,018‰ dla Δ17O (2 odchylenia standardowe). Analiza izotopów tlenu jest podawana w standardowej notacji delta, gdzie delta18O jest obliczana jako:
Należy również użyć stosunku 17O/16O dla δ17O. VSMOW to międzynarodowy standard Wiedeńskiego Średniego Standardu Wody Morskiej. Δ17O reprezentuje odchylenie od linii frakcjonowania ziemi, a wzór obliczeniowy wygląda następująco: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Wszystkie dane przedstawione w Tabeli Uzupełniającej 3 zostały skorygowane o odstępy między wartościami.
Z cząstek Ryugu wyekstrahowano skrawki o grubości około 150–200 nm za pomocą instrumentu Hitachi High Tech SMI4050 FIB w JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute. Należy zauważyć, że wszystkie skrawki FIB odzyskano z nieprzetworzonych fragmentów nieprzetworzonych cząstek po wyjęciu ich z naczyń wypełnionych gazem N2 w celu transferu międzyobiektowego. Fragmentów tych nie mierzono metodą tomografii komputerowej SR-CT, ale poddano obróbce z minimalnym narażeniem na działanie atmosfery ziemskiej, aby uniknąć potencjalnych uszkodzeń i zanieczyszczeń, które mogłyby wpłynąć na widmo krawędzi K węgla. Po nałożeniu ochronnej warstwy wolframu, obszar zainteresowania (do 25 × 25 μm²) został pocięty i pocieniony wiązką jonów Ga+ przy napięciu przyspieszającym 30 kV, a następnie 5 kV i natężeniu prądu sondy 40 pA w celu zminimalizowania uszkodzeń powierzchni. Następnie ultracienkie sekcje umieszczono na powiększonej siatce miedzianej (siatka Kochi) 39 przy użyciu mikromanipulatora wyposażonego w FIB.
Granulki Ryugu A0098 (1,6303 mg) i C0068 (0,6483 mg) zostały dwukrotnie zamknięte w czystych, wysokiej czystości foliach polietylenowych w komorze rękawicowej wypełnionej czystym azotem na satelitarnym elemencie SPring-8, bez jakiejkolwiek interakcji z atmosferą ziemską. Przygotowanie próbki do JB-1 (skały odniesienia geologicznego wydanej przez Japońską Służbę Geologiczną) przeprowadzono na Uniwersytecie Metropolitalnym w Tokio.
Badania INAA odbywają się w Instytucie Zintegrowanego Promieniowania i Nauk Jądrowych Uniwersytetu w Kioto. Próbki napromieniowano dwukrotnie, stosując różne cykle napromieniowania, dobrane w zależności od okresu półtrwania nuklidu użytego do ilościowego oznaczenia pierwiastków. Najpierw próbkę napromieniowano w pneumatycznej rurze napromieniowującej przez 30 sekund. Strumienie neutronów termicznych i szybkich na rys. 3 wynoszą odpowiednio 4,6 × 1012 i 9,6 × 1011 cm-2 s-1, co pozwala na określenie zawartości Mg, Al, Ca, Ti, V i Mn. Substancje chemiczne, takie jak MgO (o czystości 99,99%, Soekawa Chemical), Al (o czystości 99,9%, Soekawa Chemical) i metaliczny krzem (o czystości 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical), również napromieniowano w celu skorygowania interferencji reakcji jądrowych, takich jak (n, n). Próbkę napromieniowano również chlorkiem sodu (czystość 99,99%; MANAC) w celu skorygowania zmian w strumieniu neutronów.
Po napromieniowaniu neutronami, zewnętrzna folia polietylenowa została wymieniona na nową, a promieniowanie gamma emitowane przez próbkę i odniesienie zostało natychmiast zmierzone za pomocą detektora Ge. Te same próbki zostały ponownie napromieniowane przez 4 godziny w pneumatycznej rurze do napromieniowania. 2 ma cieplny i szybki strumień neutronów wynoszący odpowiednio 5,6 1012 i 1,2 1012 cm-2 s-1, do oznaczania Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, zawartości Se, Sb, Os, Ir i Au. Próbki kontrolne Ga, As, Se, Sb, Os, Ir i Au zostały napromieniowane przez nałożenie odpowiednich ilości (od 10 do 50 μg) roztworów standardowych o znanych stężeniach tych pierwiastków na dwa kawałki bibuły filtracyjnej, a następnie napromieniowanie próbek. Pomiar promieniowania gamma przeprowadzono w Instytucie Zintegrowanych Nauk Radiologicznych i Jądrowych Uniwersytetu w Kioto oraz w Centrum Badawczym RI Uniwersytetu Metropolitalnego w Tokio. Procedury analityczne i materiały odniesienia do ilościowego oznaczania pierwiastków INAA są takie same, jak te opisane w naszej poprzedniej pracy.
Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab). Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab). Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в NIPR. Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab).使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的衍射图案.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) 的衍射图案. Produkty dla Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) i C0087 (<1 мг) dla NIPR z использованием рентгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab). Wzory dyfrakcji rentgenowskiej próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) i C0087 (<1 mg) uzyskano w NIPR przy użyciu dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab).Wszystkie próbki zmielono na drobny proszek na krzemowej płytce nieodblaskowej za pomocą płytki ze szkła szafirowego, a następnie równomiernie rozprowadzono na krzemowej płytce nieodblaskowej bez użycia cieczy (wody lub alkoholu). Warunki pomiaru są następujące: promieniowanie rentgenowskie Cu Kα jest generowane przy napięciu lampy 40 kV i natężeniu prądu lampy 40 mA, graniczna długość szczeliny wynosi 10 mm, kąt rozbieżności wynosi (1/6)°, prędkość obrotowa w płaszczyźnie wynosi 20 obr./min, a zakres 2θ (podwójny kąt Bragga) wynosi 3-100°, a analiza trwa około 28 godzin. Zastosowano optykę Bragga-Brentano. Detektor jest jednowymiarowym detektorem półprzewodnikowym z krzemu (D/teX Ultra 250). Promienie rentgenowskie Cu Kβ usunięto za pomocą filtra Ni. Wykorzystując dostępne próbki, porównano pomiary syntetycznego saponitu magnezowego (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentynu (serpentynu liściowego, Miyazu, Nikka) i pirotynu (jednoskośnego 4C, Chihua, Meksyk Watts) w celu identyfikacji pików i wykorzystania danych dyfrakcyjnych z pliku proszkowego z Międzynarodowego Centrum Danych Dyfrakcyjnych, dolomitu (PDF 01-071-1662) i magnetytu (PDF 00-019-0629). Dane dyfrakcyjne z Ryugu porównano również z danymi dotyczącymi hydroalterowanych chondrytów węglistych, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 i Y 980115 CY (stopień ogrzewania III, 500–750°C). Porównanie wykazało podobieństwa do Orgueil, ale nie do Y-791198 i Y 980115.
Widma NEXAFS z krawędzią węglową K ultracienkich skrawków próbek wykonanych z FIB zmierzono za pomocą kanału STXM BL4U w synchrotronie UVSOR w Instytucie Nauk Molekularnych (Okazaki, Japonia). Rozmiar plamki wiązki optycznie zogniskowanej za pomocą płytki strefowej Fresnela wynosi około 50 nm. Krok energetyczny wynosi 0,1 eV dla struktury drobnej obszaru bliskiej krawędzi (283,6–292,0 eV) i 0,5 eV (280,0–283,5 eV i 292,5–300,0 eV) dla obszarów przednich i tylnych. Czas dla każdego piksela obrazu ustawiono na 2 ms. Po opróżnieniu komorę analityczną STXM wypełniono helem pod ciśnieniem około 20 mbar. Pomaga to zminimalizować dryft termiczny urządzeń optycznych rentgenowskich w komorze i uchwycie próbki, a także ograniczyć uszkodzenia i/lub utlenianie próbki. Widma węglowe NEXAFS z krawędzią K wygenerowano z danych nałożonych na siebie za pomocą oprogramowania aXis2000 i autorskiego oprogramowania do przetwarzania danych STXM. Należy pamiętać, że pojemnik do przenoszenia próbek i schowek rękawicowy służą do zapobiegania utlenianiu i zanieczyszczeniu próbki.
Po analizie STXM-NEXAFS, skład izotopowy wodoru, węgla i azotu w warstwach Ryugu FIB analizowano za pomocą obrazowania izotopowego za pomocą JAMSTEC NanoSIMS 50L. Skupiona wiązka pierwotna Cs+ o natężeniu około 2 pA w przypadku analizy izotopów węgla i azotu oraz około 13 pA w przypadku analizy izotopów wodoru była rastrowana na powierzchni próbki od około 24 × 24 µm² do 30 × 30 µm². Po 3-minutowym wstępnym natryskiwaniu przy stosunkowo silnym natężeniu wiązki pierwotnej, każdą analizę rozpoczynano po ustabilizowaniu się natężenia wiązki wtórnej. Do analizy izotopów węgla i azotu obrazy 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– i 12C15N– uzyskano jednocześnie przy użyciu detekcji multipleksowej z siedmioma mnożnikami elektronowymi o rozdzielczości masowej około 9000, co jest wystarczające do rozdzielenia wszystkich istotnych związków izotopowych. interferencji (tj. 12C1H na 13C i 13C14N na 12C15N). Do analizy izotopów wodoru uzyskano obrazy 1H-, 2D- i 12C- o rozdzielczości masowej około 3000 z wielokrotną detekcją przy użyciu trzech mnożników elektronowych. Każda analiza składa się z 30 zeskanowanych obrazów tego samego obszaru, przy czym jeden obraz ma rozdzielczość 256 × 256 pikseli dla analizy izotopów węgla i azotu oraz 128 × 128 pikseli dla analizy izotopów wodoru. Czas opóźnienia wynosi 3000 µs na piksel w przypadku analizy izotopów węgla i azotu oraz 5000 µs na piksel w przypadku analizy izotopów wodoru. Do kalibracji instrumentalnego frakcjonowania masowego wykorzystaliśmy hydrat 1-hydroksybenzotriazolu jako wzorce izotopów wodoru, węgla i azotu45.
Aby określić skład izotopowy krzemu w graficie presolarnym w profilu FIB C0068-25, zastosowaliśmy sześć mnożników elektronowych o rozdzielczości masowej około 9000. Obrazy składają się z 256 × 256 pikseli i mają opóźnienie 3000 µs na piksel. Skalibrowaliśmy instrument frakcjonowania masowego, używając płytek krzemowych jako wzorców izotopów wodoru, węgla i krzemu.
Obrazy izotopów przetworzono za pomocą oprogramowania do obrazowania NanoSIMS45 NASA. Dane skorygowano pod kątem czasu martwego mnożnika elektronów (44 ns) oraz efektów quasi-jednoczesnego przybycia. Dla każdego obrazu zastosowano inne wyrównanie skanu w celu skorygowania dryftu obrazu podczas akwizycji. Ostateczny obraz izotopu powstaje poprzez dodanie jonów wtórnych z każdego obrazu dla każdego piksela skanu.
Po analizie STXM-NEXAFS i NanoSIMS, te same przekroje FIB zbadano za pomocą transmisyjnego mikroskopu elektronowego (JEOL JEM-ARM200F) przy napięciu przyspieszającym 200 kV w Kochi, JAMSTEC. Mikrostrukturę obserwowano za pomocą mikroskopu TEM w polu jasnym oraz skaningowego TEM o dużym kącie w polu ciemnym. Fazy mineralne zidentyfikowano za pomocą punktowej dyfrakcji elektronowej i obrazowania pasm sieci, a analizę chemiczną przeprowadzono za pomocą EDS z detektorem dryftu krzemowego o powierzchni 100 mm² i oprogramowaniem JEOL Analysis Station 4.30. W celu przeprowadzenia analizy ilościowej, charakterystyczną intensywność promieniowania rentgenowskiego dla każdego pierwiastka zmierzono w trybie skanowania TEM ze stałym czasem akwizycji danych 30 s, obszarem skanowania wiązki ~100 × 100 nm² i natężeniem wiązki 50 pA. Stosunek (Si + Al)-Mg-Fe w krzemianach warstwowych określono za pomocą współczynnika eksperymentalnego k, skorygowanego o grubość, uzyskanego ze standardowego naturalnego piropagarnetu.
Wszystkie obrazy i analizy wykorzystane w tym badaniu są dostępne w systemie archiwizacji danych i komunikacji JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Niniejszy artykuł zawiera oryginalne dane.
Kitari, K. i in. Skład powierzchni asteroidy 162173 Ryugu obserwowany przez instrument Hayabusa2 NIRS3. Science 364, 272–275.
Kim, AJ. Chondryty węgliste typu Yamato (CY): analogi powierzchni asteroidy Ryugu? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. i in. Pierwszą analizę składu próbek Ryugu przeprowadzono przy użyciu mikroskopu hiperspektralnego MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. i in. Wstępna analiza próbki Hyabusa2 pochodzącej z asteroidy typu C Ryugu. National Astron. 6, 214–220 (2021).