Dziękujemy za odwiedzenie Nature.com.Wersja przeglądarki, której używasz, ma ograniczoną obsługę CSS.Aby uzyskać najlepsze wrażenia, zalecamy korzystanie ze zaktualizowanej przeglądarki (lub wyłączenie trybu zgodności w Internet Explorerze).W międzyczasie, aby zapewnić ciągłe wsparcie, będziemy renderować witrynę bez stylów i języka JavaScript.
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 swoim składzie chemicznym, ale informacje o meteorytach są zniekształcone: tylko najtrwalsze typy przeżywają wejście do atmosfery, a następnie interakcję ze środowiskiem ziemskim.Poniżej przedstawiamy wyniki szczegółowych badań wolumetrycznych i mikroanalitycznych pierwotnej cząstki Ryugu dostarczonej na Ziemię przez statek kosmiczny Hayabusa-2.Cząstki Ryugu wykazują bliskie dopasowanie składu do niefrakcjonowanych chemicznie, ale zmienionych wodą chondrytów CI (typu Iwuna), które są szeroko stosowane jako wskaźnik ogólnego składu Układu Słonecznego.Ten okaz pokazuje złożoną zależność przestrzenną między bogatymi alifatycznymi substancjami organicznymi a warstwowymi krzemianami i wskazuje maksymalną temperaturę około 30 ° C podczas erozji wodnej.Znaleźliśmy obfitość deuteru i diazonium zgodnie z pochodzeniem pozasłonecznym.Cząsteczki Ryugu są najbardziej niezanieczyszczonym i nierozłącznym materiałem obcym, jaki kiedykolwiek zbadano i najlepiej pasują do ogólnego składu Układu Słonecznego.
Od czerwca 2018 r. do listopada 2019 r. sonda Hayabusa2 Japońskiej Agencji Badań Kosmicznych (JAXA) przeprowadziła szeroko zakrojone zdalne badanie asteroidy Ryugu.Dane ze spektrometru bliskiej podczerwieni (NIRS3) na Hayabusa-2 sugerują, że Ryugu może składać się z materiału podobnego do termicznie i/lub metamorficznych chondrytów węglowych.Najbliższym dopasowaniem jest chondryt CY (typ Yamato) 2. Niskie albedo Ryugu można wytłumaczyć obecnością dużej liczby składników bogatych w węgiel, a także wielkością cząstek, porowatością i przestrzennymi efektami wietrzenia.Statek kosmiczny Hayabusa-2 wykonał dwa lądowania i pobrał próbki na Ryudze.Podczas pierwszego lądowania w dniu 21 lutego 2019 r. pobrano materiał powierzchniowy, który przechowywano w komorze A kapsuły powrotnej, a podczas drugiego lądowania w dniu 11 lipca 2019 r. materiał pobrano w pobliżu sztucznego krateru utworzonego przez mały przenośny impaktor.Próbki te są przechowywane na oddziale C. Wstępna nieniszcząca charakterystyka cząstek na etapie 1 w specjalnych, nieskażonych i wypełnionych czystym azotem komorach 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.Przedstawione tutaj wyniki dostarczają solidnej podstawy do określenia, które z tych dwóch wstępnych wyjaśnień ogólnego składu planetoidy Ryugu jest najbardziej prawdopodobne.
Osiem kulek Ryugu (łącznie około 60 mg), cztery z Komory A i cztery z Komory C, zostało przydzielonych do Fazy 2, aby zarządzać zespołem Kochi.Głównym celem badań jest wyjaśnienie natury, pochodzenia i historii ewolucji asteroidy Ryugu oraz udokumentowanie podobieństw i różnic z innymi znanymi pozaziemskimi okazami, takimi jak chondryty, cząstki pyłu międzyplanetarnego (IDP) i powracające komety.Próbki zebrane przez misję NASA Stardust.
Szczegółowa analiza mineralogiczna pięciu ziaren Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) wykazała, że ​​składają się one głównie z drobnoziarnistych i gruboziarnistych krzemianów warstwowych (~ 64–88% obj.; ryc. 1a, b, ryc. Uzupełniająca 1).i dodatkowa tabela 1).Gruboziarniste krzemiany warstwowe występują jako pierzaste agregaty (o wielkości do kilkudziesięciu mikronów) w drobnoziarnistych, bogatych w krzemiany warstwowe matrycach (o wielkości mniejszej niż kilka mikronów).Warstwowe cząstki krzemianu to symbionty serpentynowo-saponitowe (ryc. 1c).Mapa (Si + Al) -Mg-Fe pokazuje również, że masowa warstwowa matryca krzemianowa ma skład pośredni między serpentynem a saponitem (ryc. 2a, b).Matryca krzemianu warstwowego zawiera minerały węglanowe (~ 2–21% objętościowych), minerały siarczkowe (~ 2,4–5,5% objętościowe) i magnetyt (~ 3,6–6,8% objętościowych).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 jest rzadki w peletkach Ryugu i został pozytywnie zidentyfikowany tylko w peletce C0009.Węglany występują w matrycy w postaci fragmentów (poniżej kilkuset mikronów), głównie dolomitu, z niewielkimi ilościami węglanu wapnia i brinella.Magnetyt występuje w postaci izolowanych cząstek, framboidów, płytek lub kulistych agregatów.Siarczki reprezentowane są głównie przez pirotyn w postaci nieregularnych sześciokątnych graniastosłupów/płytek lub listew.Matryca zawiera dużą ilość submikronowego pentlandytu lub w połączeniu z pirotynem. Fazy ​​bogate w węgiel (o wielkości <10 µm) występują wszechobecnie w matrycy bogatej w krzemian warstwowy. Fazy ​​bogate w węgiel (o wielkości <10 µm) występują wszechobecnie w matrycy bogatej w krzemian warstwowy. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Fazy ​​bogate w węgiel (o wielkości <10 µm) występują wszechobecnie w matrycy bogatej w krzemian warstwowy.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. Fazy ​​bogate w węgiel (o wielkości <10 µm) przeważają w matrycy bogatej w krzemian warstwowy.Inne minerały pomocnicze przedstawiono w tabeli uzupełniającej 1. Lista minerałów określona na podstawie wzoru dyfrakcji rentgenowskiej mieszaniny C0087, A0029 i A0037 jest bardzo zgodna z tą określoną w chondrycie CI (Orgueil), ale różni się znacznie od chondrytów CY i CM (typ Mighei) (rysunek 1 z rozszerzonymi danymi i rysunek uzupełniający 2).Całkowita zawartość pierwiastków w ziarnach Ryugu (A0098, C0068) jest również zgodna z chondrytem 6 CI (dane rozszerzone, ryc. 2 i tabela uzupełniająca 2).Natomiast chondryty CM są zubożone w pierwiastki średnio i wysoce lotne, zwłaszcza Mn i Zn, a bardziej w pierwiastki ogniotrwałe7.Stężenia niektórych pierwiastków różnią się znacznie, co może być odzwierciedleniem nieodłącznej heterogeniczności próbki ze względu na mały rozmiar poszczególnych cząstek i wynikający z tego błąd próbkowania.Wszystkie cechy petrologiczne, mineralogiczne i elementarne wskazują, że ziarna Ryugu są bardzo podobne do chondrytów CI8,9,10.Godnym uwagi wyjątkiem jest brak ferrihydrytu i siarczanu w ziarnach Ryugu, co sugeruje, że te minerały w chondrytach CI powstały w wyniku wietrzenia na lądzie.
a, Złożony obraz rentgenowski Mg Kα (czerwony), Ca Kα (zielony), Fe Kα (niebieski) i S Kα (żółty) wypolerowany na sucho przekrój C0068.Frakcja składa się z krzemianów warstwowych (czerwony: ~88% obj.), węglanów (dolomit; jasnozielony: ~1,6% obj.), magnetytu (niebieski: ~5,3% obj.) i siarczków (żółty: siarczek = ~2,5% obj. esej. b, obraz obszaru warstwicowego w wstecznie rozproszonych elektronach na a. Bru - niedojrzały; Dole - dolomit; FeS to siarczek żelaza; Mag - magnetyt; sok - steatyt; Srp – serpentyn. c, obraz z transmisyjnej mikroskopii elektronowej (TEM) o wysokiej rozdzielczości typowego przerostu saponit-serpentyna, przedstawiający serpentynowe i saponitowe pasma sieciowe odpowiednio 0,7 nm i 1,1 nm.
Skład matrycy i warstwowego krzemianu (w %) cząstek Ryugu A0037 (pełne czerwone kółka) i C0068 (pełne niebieskie kółka) pokazano w układzie trójskładnikowym (Si+Al)-Mg-Fe.a, wyniki mikroanalizy z sondą elektronową (EPMA) wykreślone w stosunku do chondrytów CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 pokazane na szaro dla porównania.b, Analiza skaningowa TEM (STEM) i spektroskopii rentgenowskiej z dyspersją energii (EDS) pokazana dla porównania z meteorytami Orgueil9 i Murchison46 oraz uwodnionym IDP47.Analizowano drobnoziarniste i gruboziarniste krzemiany warstwowe, unikając małych cząstek siarczku żelaza.Linie przerywane w aib pokazują linie rozpuszczania saponitu i serpentyny.Bogata w żelazo kompozycja w a może być spowodowana submikronowymi ziarnami siarczku żelaza w warstwowych ziarnach krzemianu, czego nie można wykluczyć na podstawie przestrzennej rozdzielczości analizy EPMA.Punkty danych o wyższej zawartości Si niż saponit w b mogą być spowodowane obecnością nanowymiarowego 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 dotyczące meteorytów Orgueil i Y-82162.CCAM to linia bezwodnych minerałów chondrytu węglowego, TFL to linia podziału lądu.mapy d, Δ17O i δ18O cząstki Ryugu C0014-4, chondrytu CI (Orgueil) i chondrytu CY (Y-82162) (to 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 przedstawiono również dane CI i CY z literatury 41, 48, 49.
Analizę izotopów masowych tlenu przeprowadzono na 1,83 mg próbce materiału wyekstrahowanego z granulatu C0014 metodą fluorowania laserowego (Metody).Dla porównania uruchomiliśmy siedem kopii Orgueil (CI) (masa całkowita = 8, 96 mg) i siedem kopii Y-82162 (CY) (masa całkowita = 5, 11 mg) (tabela uzupełniająca 3).
na ryc.2d pokazuje wyraźny rozdział Δ17O i δ18O między średnimi wagowo cząstkami Orgueil i Ryugu w porównaniu z Y-82162.Δ17O cząstki Ryugu C0014-4 jest wyższe niż cząstki Orgeil, pomimo nakładania się na 2 sd.Cząsteczki Ryugu mają wyższe wartości Δ17O w porównaniu z Orgeilem, co może odzwierciedlać zanieczyszczenia ziemskie tego ostatniego od jego upadku w 1864 roku. Wietrzenie w środowisku ziemskim11 nieuchronnie skutkuje włączeniem tlenu atmosferycznego, przybliżając ogólną analizę do ziemskiej linii frakcjonowania (TFL).Ten wniosek jest zgodny z danymi mineralogicznymi (omówionymi wcześniej), że ziarna Ryugu nie zawierają hydratów ani siarczanów, podczas gdy Orgeil tak.
W oparciu o powyższe dane mineralogiczne, wyniki te potwierdzają związek między ziarnami Ryugu i chondrytami CI, ale wykluczają związek chondrytów CY.Zastanawiający jest fakt, że ziarna Ryugu nie są związane z chondrytami CY, które wykazują wyraźne oznaki mineralogii odwodnienia.Obserwacje orbitalne Ryugu wydają się wskazywać, że uległ on odwodnieniu i dlatego prawdopodobnie składa się z materiału CY.Przyczyny tej widocznej różnicy pozostają niejasne.Analiza izotopów tlenu innych cząstek Ryugu została przedstawiona w towarzyszącym artykule 12. Jednak wyniki tego rozszerzonego zestawu danych są również zgodne z powiązaniem między cząstkami Ryugu a chondrytami CI.
Używając skoordynowanych technik mikroanalizy (rysunek uzupełniający 3), zbadaliśmy przestrzenny rozkład węgla organicznego na całej powierzchni frakcji skupionej wiązki jonów (FIB) C0068.25 (ryc. 3a – f).Widma absorpcji rentgenowskiej subtelnej struktury węgla (NEXAFS) przy bliskiej krawędzi w sekcji C0068.25 pokazujące kilka grup funkcyjnych – aromatyczne 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 (ryc. 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 poprzednio badanych chondrytów węglowych i jest bardziej podobny do IDP14 i cząstek kometarnych uzyskanych podczas misji 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 (ryc. 3a i ryc. Uzupełniająca 3a).Obszary bogate w alifatyczne związki organiczne są zlokalizowane w gruboziarnistych krzemianach warstwowych, a także w obszarach o słabej aromatycznej (lub C = C) strukturze węgla (ryc. 3c, d).W przeciwieństwie do tego, A0037,22 (rysunek uzupełniający 3) częściowo wykazywał niższą zawartość alifatycznych regionów bogatych w węgiel.Podstawowa mineralogia tych ziaren jest bogata w węglany, podobnie jak chondryt CI 16, co sugeruje rozległą zmianę źródła wody (tabela uzupełniająca 1).Warunki utleniające będą sprzyjać wyższym stężeniom karbonylowych i karboksylowych grup funkcyjnych w związkach organicznych związanych z węglanami.Rozkład submikronowy związków organicznych o strukturze węgla alifatycznego może bardzo różnić się od rozkładu gruboziarnistych krzemianów warstwowych.Ślady alifatycznych związków organicznych związanych z krzemianem warstwowym-OH znaleziono w meteorycie Tagish Lake.Skoordynowane dane mikroanalityczne sugerują, że materia organiczna bogata w związki alifatyczne może być szeroko rozpowszechniona w asteroidach typu C i blisko związana z krzemianami warstwowymi.Ten wniosek jest zgodny z wcześniejszymi doniesieniami o alifatycznych / aromatycznych CH w cząstkach Ryugu wykazanych przez MicroOmega, mikroskop hiperspektralny bliskiej podczerwieni.Ważnym i nierozwiązanym pytaniem jest, czy obserwowane w tym badaniu unikalne właściwości alifatycznych związków organicznych bogatych w węgiel związanych z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi występują tylko na asteroidzie Ryugu.
a, widma węglowe NEXAFS znormalizowane do 292 eV w regionie bogatym w związki aromatyczne (C=C) (czerwony), w regionie bogatym w alifatykę (zielony) iw matrycy (niebieski).Szara linia to dla porównania widmo nierozpuszczalnych związków organicznych Murchisona 13.au, jednostka arbitrażowa.b, Widmowy obraz rentgenowskiej mikroskopii transmisyjnej (STXM) węglowej krawędzi K pokazujący, że przekrój jest zdominowany przez węgiel.c, wykres złożony RGB z regionami bogatymi w aromatyczne (C=C) (czerwony), bogatymi regionami alifatycznymi (zielony) i macierzą (niebieski).d, substancje organiczne bogate w związki alifatyczne są skoncentrowane w gruboziarnistym krzemianie warstwowym, obszar jest powiększony z białych kropkowanych pól w b i c.e, duże nanosfery (ng-1) w obszarze powiększonym z białego kropkowanego pudełka w b i c.Za: pirotyn.Pn: nikiel-chromit.f, Spektrometria masowa jonów wtórnych w nanoskali (NanoSIMS), obrazy pierwiastków wodoru (1H), węgla (12C) i azotu (12C14N), obrazy stosunku pierwiastków 12C / 1H i krzyżowe obrazy izotopów δD, δ13C i δ15N - Sekcja PG-1: grafit przedsłoneczny z ekstremalnym wzbogaceniem 13C (tabela uzupełniająca 4).
Badania kinetyczne degradacji materii organicznej w meteorytach Murchison mogą dostarczyć ważnych informacji na temat heterogenicznego rozmieszczenia alifatycznej materii organicznej bogatej w ziarna Ryugu.Badanie to pokazuje, że alifatyczne wiązania CH w materii organicznej utrzymują się do maksymalnej temperatury około 30°C u macierzystego związku i/lub zmieniają się wraz z zależnościami czasowo-temperaturowymi (np. 200 lat w 100°C i 0°C 100 milionów lat)..Jeśli prekursor nie jest ogrzewany w danej temperaturze przez więcej niż pewien czas, może zostać zachowany pierwotny rozkład alifatycznych związków organicznych bogatych w krzemian warstwowy.Jednak źródłowe zmiany wody skalnej mogą skomplikować tę interpretację, ponieważ bogaty w węglany A0037 nie wykazuje żadnych bogatych w węgiel regionów alifatycznych związanych z krzemianami warstwowymi.Ta niska zmiana temperatury z grubsza odpowiada obecności sześciennego skalenia w ziarnach Ryugu (tabela uzupełniająca 1) 20.
Frakcja C0068.25 (ng-1; ryc. 3a – c, e) zawiera dużą nanosferę wykazującą wysoce aromatyczne (lub C=C), umiarkowanie alifatyczne i słabe widma C(=O)O i C=O..Sygnatura węgla alifatycznego nie pasuje do sygnatury masowych nierozpuszczalnych substancji organicznych i nanosfer organicznych związanych z chondrytami (ryc. 3a) 17,21.Analiza spektroskopii Ramana i 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 substancje organiczne bogate w związki alifatyczne, sygnatura węgla alifatycznego w ng-1 może być artefaktem analitycznym.Co ciekawe, ng-1 zawiera osadzone bezpostaciowe krzemiany (ryc. 3e), teksturę, która nie została jeszcze zgłoszona dla żadnych pozaziemskich substancji organicznych.Krzemiany amorficzne mogą być naturalnymi składnikami ng-1 lub powstawać w wyniku amorfizacji wodnych/bezwodnych krzemianów przez wiązkę jonów i/lub elektronów podczas analizy.
Obrazy jonów NanoSIMS sekcji C0068.25 (ryc. 3f) pokazują jednolite zmiany w δ13C i δ15N, z wyjątkiem ziaren przedsłonecznych z dużym wzbogaceniem 13C wynoszącym 30,811 ‰ (PG-1 na obrazie δ13C na ryc. 3f) (tabela uzupełniająca 4).Rentgenowskie obrazy elementarnych ziaren i obrazy TEM o wysokiej rozdzielczości pokazują tylko stężenie węgla i odległość między płaszczyznami podstawowymi 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 nieco wyższe od średniej dla całego regionu 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 prymitywne niż otaczające je związki organiczne, ponieważ te ostatnie mogły przejść wymianę izotopową z otaczającą wodą w pierwotnym ciele.Alternatywnie, te zmiany izotopowe mogą być również związane z początkowym procesem formowania.Interpretuje się, że drobnoziarniste krzemiany warstwowe w chondrytach CI powstały w wyniku ciągłej zmiany pierwotnych skupisk gruboziarnistych bezwodnych krzemianów.Bogata w alifatykę materia organiczna mogła powstać z cząsteczek prekursorowych w dysku protoplanetarnym lub ośrodku międzygwiazdowym przed utworzeniem Układu Słonecznego, a następnie została nieznacznie zmieniona podczas zmian wody w (dużym) ciele macierzystym Ryugu. Rozmiar (<1,0 km) Ryugu jest zbyt mały, aby utrzymać wewnętrzne ciepło wystarczające do przekształcenia wody w celu utworzenia uwodnionych minerałów25. Rozmiar (<1,0 km) Ryugu jest zbyt mały, aby utrzymać ciepło wewnętrzne wystarczające do przekształcenia wody w celu utworzenia uwodnionych minerałów25. Размер (<1,0 km) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного изменения с образованием водных минералов25. Rozmiar (<1,0 km) Ryugu jest zbyt mały, aby utrzymać ciepło wewnętrzne wystarczające do wymiany wody w celu utworzenia minerałów wodnych25. 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 woda mineralna25. Rozmiar Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mały, aby utrzymać wewnętrzne ciepło potrzebne do przemiany wody w minerały wodne25.Dlatego poprzednicy Ryugu mogą potrzebować dziesiątek kilometrów wielkości.Materia organiczna bogata w związki alifatyczne może zachować swój pierwotny stosunek izotopów dzięki asocjacji z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi.Jednak dokładna natura izotopowych nośników ciężkich pozostaje niepewna ze względu na złożone i delikatne mieszanie różnych składników tych frakcji FIB.Mogą to być substancje organiczne bogate w związki alifatyczne w granulkach Ryugu lub otaczających je gruboziarnistych krzemianach warstwowych.Należy zauważyć, że materia organiczna w prawie wszystkich chondrytach węglowych (w tym chondrytach CI) jest zwykle bogatsza w D niż w krzemiany warstwowe, z wyjątkiem meteorytów CM Paris 24, 26.
Wykresy objętości δD i δ15N warstw FIB otrzymanych dla warstw A0002.23 i A0002.26, A0037.22 i A0037.23 i C0068.23, C0068.25 i C0068.26 warstw FIB (w sumie siedem warstw FIB z trzech cząstek Ryugu) Porównanie NanoSIMS z innymi obiektami Układu Słonecznego pokazano na ryc.4 (tabela uzupełniająca 4)27,28.Zmiany objętości w δD i δ15N w profilach A0002, A0037 i C0068 są zgodne z tymi w IDP, ale większe niż w chondrytach CM i CI (ryc. 4).Należy zauważyć, że zakres wartości δD dla próbki Komety 29 (-240 do 1655‰) jest większy niż dla Ryugu.Objętości δD i δ15N profili Ryukyu są z reguły mniejsze niż średnie dla komet z rodziny Jowisza i obłoku Oorta (ryc. 4).Niższe wartości δD chondrytów CI mogą odzwierciedlać wpływ zanieczyszczeń lądowych w tych próbkach.Biorąc pod uwagę podobieństwa między Bells, Lake Tagish i IDP, duża niejednorodność wartości δD i δN w cząstkach Ryugu może odzwierciedlać zmiany w początkowych sygnaturach izotopowych organicznych i wodnych kompozycji we wczesnym Układzie Słonecznym.Podobne zmiany izotopowe w δD i δN w cząstkach Ryugu i IDP sugerują, że oba mogły powstać z materiału z tego samego źródła.Uważa się, że IDP pochodzą ze źródeł kometarnych 14 .Dlatego Ryugu może zawierać materiał podobny do komety i/lub przynajmniej zewnętrzny układ słoneczny.Jednak może to być trudniejsze, niż tu stwierdzamy, ze względu na (1) mieszaninę wody sferolitycznej i wody bogatej w D na ciele macierzystym 31 oraz (2) stosunek D/H komety jako funkcja aktywności komety 32 .Jednak przyczyny obserwowanej heterogeniczności izotopów wodoru i azotu w cząstkach Ryugu nie są w pełni zrozumiałe, częściowo ze względu na ograniczoną liczbę dostępnych obecnie analiz.Wyniki badań systemów izotopów wodoru i azotu wciąż sugerują, że Ryugu zawiera większość materii spoza Układu Słonecznego, a zatem może wykazywać pewne podobieństwo do komet.Profil Ryugu nie wykazał widocznej korelacji między δ13C a δ15N (tabela uzupełniająca 4).
Ogólny skład izotopowy H i N cząstek Ryugu (czerwone kółka: A0002, A0037; niebieskie kółka: C0068) koreluje z wielkością słoneczną 27, średnią rodziną Jowisza (JFC27) i kometami chmury Oorta (OCC27), IDP28 i węglistymi chondrami.Porównanie meteorytu 27 (CI, CM, CR, C2-ung).Skład izotopowy podano w tabeli uzupełniającej 4. Linie przerywane to wartości izotopów ziemskich dla 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 ważnym źródłem substancji lotnych.Materia organiczna w gruboziarnistych krzemianach warstwowych jest lepiej chroniona przed degradacją16,34 i rozkładem35 niż materia organiczna w drobnoziarnistych matrycach.Cięższy skład izotopowy wodoru w cząstkach oznacza, że ​​jest mało prawdopodobne, aby były one jedynym źródłem substancji lotnych przenoszonych na wczesną Ziemię.Można je mieszać ze składnikami o lżejszym składzie izotopowym wodoru, jak ostatnio zaproponowano w hipotezie obecności wody napędzanej wiatrem słonecznym w krzemianach.
W tym badaniu wykazaliśmy, że meteoryty CI, pomimo ich geochemicznego znaczenia jako przedstawicieli ogólnego składu Układu Słonecznego,6,10 są próbkami skażonymi z lądu.Dostarczamy również bezpośrednich dowodów na interakcje między bogatą alifatyczną materią organiczną a sąsiednimi uwodnionymi minerałami i sugerujemy, że Ryugu może zawierać materiał pozasłoneczny37.Wyniki tego badania wyraźnie pokazują znaczenie bezpośredniego pobierania próbek protoasteroidów i potrzebę transportu zwróconych próbek w całkowicie obojętnych i sterylnych warunkach.Przedstawione tutaj dowody pokazują, że cząstki Ryugu są niewątpliwie jednym z najbardziej niezanieczyszczonych materiałów Układu Słonecznego dostępnych do badań laboratoryjnych, a dalsze badanie tych cennych próbek niewątpliwie poszerzy naszą wiedzę o wczesnych procesach Układu Słonecznego.Cząsteczki Ryugu są najlepszą reprezentacją ogólnego składu Układu Słonecznego.
Aby określić złożoną mikrostrukturę i właściwości chemiczne próbek w skali submikronowej, wykorzystaliśmy tomografię komputerową opartą na promieniowaniu synchrotronowym (SR-XCT) i dyfrakcję rentgenowską SR (XRD)-CT, analizę FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM.Brak degradacji, zanieczyszczenia spowodowanego atmosferą ziemską i uszkodzeń spowodowanych drobnymi cząsteczkami lub próbkami mechanicznymi.W międzyczasie przeprowadziliśmy systematyczną analizę wolumetryczną za pomocą skaningowej mikroskopii elektronowej (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentalnej analizy aktywacji neutronów (INAA) oraz laserowego sprzętu do fluorowania izotopów tlenu.Procedury testowe przedstawiono na dodatkowym rysunku 3, a każdy test opisano w poniższych sekcjach.
Cząsteczki z asteroidy Ryugu zostały odzyskane z modułu powrotu Hayabusa-2 i dostarczone do Centrum Kontroli JAXA w Sagamiharze w Japonii bez zanieczyszczania ziemskiej atmosfery4.Po wstępnej i nieniszczącej charakteryzacji w placówce zarządzanej przez JAXA należy użyć zamykanych pojemników do przenoszenia między ośrodkami i torebek na kapsułki z próbkami (z szafirowego kryształu o średnicy 10 lub 15 mm i stali nierdzewnej, w zależności od wielkości próbki), aby uniknąć wpływu środowiska.środowisko.y i/lub zanieczyszczenia gruntowe (np. para wodna, węglowodory, gazy atmosferyczne i drobne cząstki) oraz zanieczyszczenia krzyżowe między próbkami podczas przygotowywania próbek i transportu między instytutami a uniwersytetami38.Aby uniknąć degradacji i zanieczyszczenia w wyniku interakcji z atmosferą ziemską (para wodna i tlen), wszystkie rodzaje przygotowania próbki (w tym dłutowanie dłutem tantalowym, użycie wyważonej piły diamentowej (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) i cięcie żywicy epoksydowej) przygotowanie do instalacji) przeprowadzono w komorze rękawicowej w czystym, suchym N2 (punkt rosy: -80 do -60 °C, O2 ~50-100 ppm).Wszystkie używane tutaj przedmioty są czyszczone za pomocą kombinacji ultraczystej wody i etanolu przy użyciu fal ultradźwiękowych o różnych częstotliwościach.
Tutaj badamy kolekcję meteorytów Narodowego Instytutu Badań Polarnych (NIPR) Antarktycznego Centrum Badań Meteorytów (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 i CY: Y 980115).
Do przenoszenia między instrumentami do analiz SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS i TEM użyliśmy uniwersalnego ultracienkiego uchwytu próbki opisanego w poprzednich badaniach38.
Analizę SR-XCT próbek Ryugu przeprowadzono przy użyciu zintegrowanego systemu CT BL20XU/SPring-8.Zintegrowany system CT składa się z różnych trybów pomiarowych: tryb szerokiego pola widzenia i tryb niskiej rozdzielczości (WL) do uchwycenia całej struktury próbki, tryb wąskiego pola widzenia i tryb wysokiej rozdzielczości (NH) do dokładnego pomiaru powierzchni próbki.badania rentgenowskie w celu uzyskania dyfraktogramu objętości próbki oraz wykonanie XRD-CT w celu uzyskania dwuwymiarowego diagramu 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 pozwala na dokładne pomiary CT i XRD-CT.Detektor rentgenowski w trybie WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w dodatkową kamerę 4608 × 4608 pikseli z półprzewodnikiem metalowo-tlenkowym (CMOS) (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) ze scyntylatorem składającym się z 10 pojedynczych kryształów granatu lutetowo-aluminiowego o grubości µm (Lu3Al5O12: Ce) i soczewki przekaźnikowej.Rozmiar piksela w trybie WL wynosi około 0,848 µm.Zatem pole widzenia (FOV) w trybie WL wynosi około 6 mm w trybie przesunięcia CT.Detektor promieniowania rentgenowskiego w trybie NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w scyntylator gadolinowo-aluminiowo-galowy (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) i soczewki przekaźnikowej.Detektor ma efektywny rozmiar piksela 19,05 µm i pole widzenia 43,9 mm2.Aby zwiększyć FOV, zastosowaliśmy procedurę przesunięcia CT w trybie WL.Obraz światła przechodzącego do rekonstrukcji tomografii komputerowej 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 ogniskowana 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 rentgenowską skupioną w dolnej części pola widzenia detektora.Próbka porusza się pionowo w regularnych odstępach czasu, z pół obrotu na każdy krok skanowania pionowego.Jeśli cząstki mineralne spełniają warunek Bragga po obróceniu o 180°, możliwe jest uzyskanie dyfrakcji cząstek mineralnych w płaszczyźnie poziomej.Obrazy dyfrakcyjne zostały następnie połączone w jeden obraz dla każdego etapu skanowania pionowego.Warunki testu SR-XRD-CT są prawie takie same jak w teście SR-XRD.W trybie XRD-CT detektor znajduje się 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 rentgenowska, jak i ogranicznik wiązki znajdują się w jednej linii ze środkiem pola widzenia detektora.Zeskanuj próbkę poziomo i obróć próbkę o 180°.Obrazy SR-XRD-CT zrekonstruowano przy użyciu szczytowych intensywności minerałów jako wartości pikseli.W przypadku skanowania poziomego próbka jest zwykle skanowana w 500–1000 krokach.
We wszystkich eksperymentach energię promieniowania rentgenowskiego ustalono na 30 keV, ponieważ jest to dolna granica przenikania promieniowania rentgenowskiego do meteorytów o średnicy około 6 mm.Liczba obrazów uzyskanych dla wszystkich pomiarów CT podczas obrotu o 180° wyniosła 1800 (3600 dla programu offsetowego CT), a czas ekspozycji obrazów wynosił 100 ms dla trybu WL, 300 ms dla trybu NH, 500 ms dla XRD i 50 ms.ms dla XRD-CT ms.Typowy czas skanowania próbki wynosi około 10 minut w trybie WL, 15 minut w trybie NH, 3 godziny dla XRD i 8 godzin dla SR-XRD-CT.
Obrazy CT zrekonstruowano metodą splotowej projekcji wstecznej i znormalizowano dla liniowego współczynnika tłumienia od 0 do 80 cm-1.Oprogramowanie Slice zostało użyte do analizy danych 3D, a oprogramowanie muXRD zostało użyte do analizy danych XRD.
Cząsteczki Ryugu utrwalone żywicą epoksydową (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) stopniowo polerowano na powierzchni do poziomu 0,5 µm (3M) diamentowej warstwy docierającej w suchych warunkach, unikając kontaktu materiału z powierzchnią podczas procesu polerowania.Wypolerowaną powierzchnię każdej próbki zbadano najpierw za pomocą mikroskopii świetlnej, a następnie elektronów rozproszonych wstecznie w celu uzyskania obrazów mineralogii i tekstury (BSE) próbek oraz jakościowych elementów NIPR przy użyciu JEOL JSM-7100F SEM wyposażonego w spektrometr z dyspersją energii (AZtec).energia) zdjęcie.Dla każdej próbki analizowano zawartość pierwiastków głównych i drugorzędnych za pomocą mikroanalizatora z sondą elektronową (EPMA, JEOL JXA-8200).Analizuj cząsteczki krzemianu warstwowego i węglanu przy 5 nA, wzorce naturalne i syntetyczne przy 15 keV, siarczki, magnetyt, oliwin i piroksen przy 30 nA.Stopnie modalne obliczono z map pierwiastków i obrazów BSE przy użyciu oprogramowania ImageJ 1.53 z odpowiednimi progami ustalonymi arbitralnie dla każdego minerału.
Analizę izotopów tlenu przeprowadzono na Open University (Milton Keynes, Wielka Brytania) przy użyciu laserowego systemu fluorowania na podczerwień.Próbki Hayabusa2 zostały dostarczone do Open University 38 w pojemnikach wypełnionych azotem w celu przenoszenia między placówkami.
Ładowanie próbki przeprowadzono w komorze rękawicowej z azotem przy monitorowanym poziomie tlenu poniżej 0,1%.Do prac analitycznych Hayabusa2 wykonano nowy uchwyt próbki Ni, składający się tylko z dwóch otworów na próbki (średnica 2,5 mm, głębokość 5 mm), jeden na cząstki Hayabusa2, a drugi na obsydianowy wzorzec wewnętrzny.Podczas analizy studzienkę próbki zawierającą materiał Hayabusa2 przykryto wewnętrznym okienkiem BaF2 o grubości około 1 mm i średnicy 3 mm, aby utrzymać próbkę podczas reakcji laserowej.Przepływ BrF5 do próbki był utrzymywany przez kanał mieszania gazów wycięty w uchwycie próbki Ni.Komora próbki została również przekonfigurowana tak, aby można ją było wyjąć z linii fluorowania próżniowego, a następnie otworzyć w wypełnionym azotem schowku rękawicowym.Dwuczęściowa komora została uszczelniona miedzianą uszczelką kompresyjną i zaciskiem łańcucha EVAC Quick Release CeFIX 38.Okienko BaF2 o grubości 3 mm na górze komory pozwala na jednoczesną obserwację próbki i nagrzewanie laserowe.Po załadowaniu próbki ponownie zacisnąć komorę i ponownie podłączyć do fluorowanej linii.Przed analizą komorę próbki ogrzewano pod próżnią do około 95°C przez noc w celu usunięcia zaadsorbowanej wilgoci.Po ogrzewaniu przez noc, komorę pozostawiono do ostygnięcia do temperatury pokojowej, a następnie część wystawioną na działanie atmosfery podczas przenoszenia próbki przepłukano trzema porcjami BrF5 w celu usunięcia wilgoci.Procedury te zapewniają, że próbka Hayabusa 2 nie jest wystawiona na działanie atmosfery i nie jest zanieczyszczona wilgocią z części fluorowanej linii, która jest odprowadzana do atmosfery podczas ładowania próbki.
Próbki cząstek Ryugu C0014-4 i Orgueil (CI) analizowano w zmodyfikowanym trybie „pojedynczym”42, podczas gdy analizę Y-82162 (CY) przeprowadzono na pojedynczej tacy z wieloma studzienkami na próbki41.Ze względu na ich bezwodny skład nie jest konieczne stosowanie jednej metody dla chondrytów CY.Próbki ogrzewano za pomocą lasera CO2 na podczerwień Photon Machines Inc.moc 50 W (10,6 µm) zamontowana na gantry XYZ w obecności BrF5.Wbudowany system wideo monitoruje przebieg reakcji.Po fluorowaniu uwolniony O2 przemyto za pomocą dwóch kriogenicznych pułapek azotowych i podgrzewanego złoża KBr w celu usunięcia nadmiaru fluoru.Skład izotopowy oczyszczonego tlenu analizowano na dwukanałowym spektrometrze masowym Thermo Fisher MAT 253 z rozdzielczością masową około 200.
W niektórych przypadkach ilość gazowego O2 uwolnionego podczas reakcji próbki była mniejsza niż 140 µg, co jest przybliżoną granicą zastosowania urządzenia mieszkowego w spektrometrze masowym MAT 253.W takich przypadkach do analizy należy użyć mikroobjętości.Po analizie cząstek Hayabusa2 wewnętrzny standard obsydianu fluorowano 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 przy użyciu procedur separacji kriogenicznej.Można to zrobić w kierunku do przodu przed analizą MAT 253 lub jako drugą analizę, zawracając analizowany gaz z powrotem na specjalne sito molekularne i ponownie przepuszczając go po separacji kriogenicznej.Separacja kriogeniczna polega na doprowadzeniu gazu do sita molekularnego w temperaturze ciekłego azotu, a następnie odprowadzeniu go do głównego sita molekularnego w temperaturze -130°C.Szeroko zakrojone testy wykazały, że NF+ pozostaje na pierwszym sicie molekularnym i przy użyciu tej metody nie zachodzi żadne znaczące frakcjonowanie.
Na podstawie wielokrotnych analiz naszych wewnętrznych wzorców obsydianowych ogólna dokładność systemu w trybie mieszkowym wynosi: ±0,053‰ dla δ17O, ±0,095‰ dla δ18O, ±0,018‰ dla Δ17O (2 SD).Analiza izotopowa tlenu jest podana w standardowej notacji delta, gdzie delta18O oblicza się jako:
Użyj również stosunku 17O/16O dla δ17O.VSMOW to międzynarodowy standard wiedeńskiego standardu średniej wody morskiej.Δ17O reprezentuje odchylenie od linii frakcjonowania ziemi, a wzór obliczeniowy to: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O.Wszystkie dane przedstawione w tabeli uzupełniającej 3 zostały skorygowane o luki.
Skrawki o grubości około 150 do 200 nm ekstrahowano z cząstek Ryugu przy użyciu instrumentu Hitachi High Tech SMI4050 FIB w JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute.Należy zauważyć, że wszystkie skrawki FIB zostały odzyskane z nieprzetworzonych fragmentów nieprzetworzonych cząstek po wyjęciu ich z naczyń wypełnionych gazem N2 w celu przeniesienia między obiektami.Fragmenty te nie zostały zmierzone za pomocą SR-CT, ale zostały przetworzone przy minimalnej ekspozycji na atmosferę ziemską, aby uniknąć potencjalnych uszkodzeń i zanieczyszczeń, które mogłyby wpłynąć na widmo krawędzi K węgla.Po osadzeniu wolframowej warstwy ochronnej obszar zainteresowania (do 25 × 25 μm2) wycięto i pocieniono wiązką jonów Ga + przy napięciu przyspieszającym 30 kV, następnie przy 5 kV i prądzie sondy 40 pA, aby zminimalizować uszkodzenie powierzchni.Ultracienkie skrawki umieszczono następnie na powiększonej siatce miedzianej (siatka Kochi) 39 za pomocą mikromanipulatora wyposażonego w FIB.
Pastylki Ryugu A0098 (1,6303 mg) i C0068 (0,6483 mg) zostały dwukrotnie uszczelnione w arkuszach czystego polietylenu o wysokiej czystości w komorze rękawicowej wypełnionej czystym azotem na SPring-8 bez jakiejkolwiek interakcji z atmosferą ziemską.Przygotowanie próbki dla JB-1 (geologicznej skały wzorcowej wydanej przez Geological Survey of Japan) przeprowadzono na Tokyo Metropolitan University.
INAA odbywa się w Instytucie Zintegrowanego Promieniowania i Nauk Jądrowych Uniwersytetu w Kioto.Próbki naświetlano dwukrotnie różnymi cyklami napromieniowania dobranymi zgodnie z okresem półtrwania nuklidu użytego do ilościowego oznaczenia pierwiastków.Najpierw próbkę naświetlano w pneumatycznej rurce do napromieniania przez 30 sekund.Strumienie neutronów termicznych i szybkich na ryc.3 wynoszą odpowiednio 4,6 × 1012 i 9,6 × 1011 cm-2 s-1 do oznaczania zawartości Mg, Al, Ca, Ti, V i Mn.Substancje chemiczne, takie jak MgO (czystość 99,99%, Soekawa Chemical), Al (czystość 99,9%, Soekawa Chemical) i metal Si (czystość 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical) również zostały napromieniowane w celu skorygowania zakłócających reakcji jądrowych, takich jak (n, n).Próbkę napromieniowano również chlorkiem sodu (czystość 99,99%; MANAC) w celu skorygowania zmian strumienia neutronów.
Po napromieniowaniu neutronami zewnętrzną warstwę polietylenową wymieniono na nową, a promieniowanie gamma emitowane przez próbkę i wzorzec natychmiast zmierzono detektorem Ge.Te same próbki ponownie naświetlano przez 4 godziny w pneumatycznej rurce do napromieniania.2 ma strumienie neutronów termicznych i neutronów szybkich 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, zawartość Se, Sb, Os, Ir i Au.Próbki kontrolne Ga, As, Se, Sb, Os, Ir, Au napromieniowano poprzez naniesienie odpowiednich ilości (od 10 do 50 μg) roztworów wzorcowych o znanych stężeniach tych pierwiastków na dwa kawałki bibuły filtracyjnej, a następnie napromieniowanie próbek.Obliczenia promieniowania gamma przeprowadzono w Instytucie Zintegrowanego Promieniowania i Nauk Jądrowych Uniwersytetu w Kioto oraz w Centrum Badawczym RI Uniwersytetu Metropolitalnego w Tokio.Procedury analityczne i materiały referencyjne do ilościowego oznaczania pierwiastków INAA są takie same jak opisane w naszej poprzedniej pracy.
Zastosowano dyfraktometr rentgenowski (Rigaku SmartLab) do zebrania wzorów dyfrakcji próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) przy NIPR. Zastosowano dyfraktometr rentgenowski (Rigaku SmartLab) do zebrania wzorów dyfrakcji próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) przy NIPR. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 ( ≪1 мг) и C0087 (<1 мг) w NIPR. Zastosowano dyfraktometr rentgenowski (Rigaku SmartLab) do zebrania wzorów dyfrakcji próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w 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. Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) i C0087 (<1 mg) были получены в NIPR с использованием рентгенов ского 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 przy użyciu płytki ze szkła szafirowego, a następnie równomiernie rozprowadzono na płytce krzemowej nieodblaskowej bez płynu (wody lub alkoholu).Warunki pomiaru są następujące: promieniowanie rentgenowskie Cu Kα jest generowane przy napięciu lampy 40 kV i prądzie 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 zajmuje około 28 godzin.Zastosowano optykę Bragg Brentano.Detektor jest jednowymiarowym krzemowym detektorem półprzewodnikowym (D/teX Ultra 250).Promienie rentgenowskie Cu Kβ usunięto przy użyciu filtra Ni.Korzystając z dostępnych próbek, porównano pomiary syntetycznego saponitu magnezowego (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentyn (serpentyn liściasty, Miyazu, Nikka) i pirotytu (jednoskośny 4C, Chihua, Meksyk Watts) w celu zidentyfikowania pików i wykorzystania danych dyfrakcyjnych z plików proszkowych z International Center for Diffraction Data, dolomit (PDF 01-071-1662) i magnetyt (PDF 00-019-0629).Dane dyfrakcyjne z Ryugu porównano również z danymi dotyczącymi hydromodyfikowanych chondrytów węglowych, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 i Y 980115 CY (etap ogrzewania III, 500–750 ° C).Porównanie wykazało podobieństwa z Orgueil, ale nie z Y-791198 i Y 980115.
Widma NEXAFS z krawędzią węglową K ultracienkich skrawków próbek wykonanych z FIB mierzono przy użyciu kanału STXM BL4U w obiekcie synchrotronowym UVSOR w Instytucie Nauk Molekularnych (Okazaki, Japonia).Rozmiar plamki wiązki zogniskowanej optycznie za pomocą płytki strefowej Fresnela wynosi około 50 nm.Krok energetyczny wynosi 0,1 eV dla drobnej struktury obszaru bliskiego brzegu (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 został ustawiony na 2 ms.Po odpowietrzeniu komorę analityczną STXM wypełniono helem pod ciśnieniem około 20 mbar.Pomaga to zminimalizować dryft termiczny sprzętu optyki rentgenowskiej w komorze i uchwycie próbki, a także zmniejszyć uszkodzenia i/lub utlenianie próbki.Widma węglowe NEXAFS K-edge zostały wygenerowane ze stosu danych przy użyciu oprogramowania aXis2000 i zastrzeżonego oprogramowania do przetwarzania danych STXM.Należy pamiętać, że pojemnik do przenoszenia próbek i schowek podręczny służą do unikania utleniania i zanieczyszczenia próbki.
Po analizie STXM-NEXAFS skład izotopowy wodoru, węgla i azotu plastrów Ryugu FIB przeanalizowano za pomocą obrazowania izotopowego za pomocą JAMSTEC NanoSIMS 50L.Skoncentrowana wiązka pierwotna Cs+ o natężeniu około 2 pA do analizy izotopów węgla i azotu oraz około 13 pA do analizy izotopów wodoru jest rasteryzowana na powierzchni próbki od około 24 × 24 µm2 do 30 × 30 µm2.Po 3-minutowym spryskiwaniu wstępnym przy stosunkowo silnym prądzie wiązki pierwotnej każdą analizę rozpoczynano po ustabilizowaniu się intensywności wiązki wtórnej.Do analizy izotopów węgla i azotu uzyskano jednocześnie obrazy 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– i 12C15N– przy użyciu multipleksowej detekcji z mnożnikiem siedmiu elektronów z rozdzielczością masową około 9000, co jest wystarczające do rozdzielenia wszystkich odpowiednich związków izotopowych.zakłócenia (tj. 12C1H na 13C i 13C14N na 12C15N).Do analizy izotopów wodoru uzyskano obrazy 1H-, 2D- i 12C- z rozdzielczością masową około 3000 z wielokrotną detekcją przy użyciu trzech multiplikatorów elektronów.Każda analiza składa się z 30 zeskanowanych obrazów tego samego obszaru, przy czym jeden obraz składa się z 256 × 256 pikseli do analizy izotopów węgla i azotu oraz 128 × 128 pikseli do 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.Użyliśmy hydratu 1-hydroksybenzotriazolu jako wzorców izotopów wodoru, węgla i azotu do kalibracji instrumentalnego frakcjonowania masy45.
Aby określić skład izotopowy krzemu grafitu przedsłonecznego w profilu FIB C0068-25, użyliśmy sześciu mnożników elektronów o rozdzielczości masowej około 9000. Obrazy składają się z 256 × 256 pikseli z czasem opóźnienia 3000 µs na piksel.Skalibrowaliśmy przyrząd do frakcjonowania masy, używając płytek krzemowych jako wzorców izotopów wodoru, węgla i krzemu.
Obrazy izotopowe zostały przetworzone przy użyciu oprogramowania do obrazowania NASA NanoSIMS45.Dane zostały skorygowane o czas martwy powielacza elektronów (44 ns) i quasi-jednoczesne efekty przybycia.Różne wyrównanie skanu dla każdego obrazu w celu skorygowania dryftu obrazu podczas akwizycji.Ostateczny obraz izotopowy jest tworzony przez dodanie jonów wtórnych z każdego obrazu dla każdego skanowanego piksela.
Po analizie STXM-NEXAFS i NanoSIMS te same skrawki FIB zbadano za pomocą transmisyjnego mikroskopu elektronowego (JEOL JEM-ARM200F) przy napięciu przyspieszającym 200 kV w Kochi, JAMSTEC.Mikrostrukturę obserwowano za pomocą TEM w jasnym polu i TEM ze skanowaniem pod dużym kątem w ciemnym polu.Fazy ​​mineralne zidentyfikowano za pomocą punktowej dyfrakcji elektronów i obrazowania pasm sieciowych, a analizę chemiczną przeprowadzono za pomocą EDS z krzemowym detektorem dryfu 100 mm2 i oprogramowaniem JEOL Analysis Station 4.30.Do analizy ilościowej zmierzono charakterystyczne natężenie promieniowania rentgenowskiego dla każdego pierwiastka w trybie skanowania TEM ze stałym czasem akwizycji danych wynoszącym 30 s, obszarem skanowania wiązki ~100 × 100 nm2 i prądem wiązki 50 pA.Stosunek (Si + Al)-Mg-Fe w krzemianach warstwowych określono za pomocą eksperymentalnego współczynnika k, skorygowanego o grubość, otrzymanego ze wzorca naturalnego piropagranatu.
Wszystkie obrazy i analizy wykorzystane w tym badaniu są dostępne w systemie archiwizacji i komunikacji danych JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.Ten artykuł zawiera oryginalne dane.
Kitari, K. i in.Skład powierzchni asteroidy 162173 Ryugu obserwowany przez instrument Hayabusa2 NIRS3.Nauka 364, 272–275.
Kim, AJ Yamato chondryty węglowe typu (CY): analogi powierzchni asteroidy Ryugu?Geochemia 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. i in.Pierwszą analizę składu próbek Ryugu przeprowadzono przy użyciu mikroskopu hiperspektralnego MicroOmega.Narodowy Astron.6, 221–225 (2021).
Yada, T. i in.Wstępna analiza próbki Hyabusa2 zwróconej z asteroidy typu C Ryugu.Narodowy Astron.6, 214–220 (2021).