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Voláteis e ricos em matéria orgânica, os asteróides do tipo C podem ser uma das principais fontes de água da Terra.Atualmente, os condritos portadores de carbono dão a melhor ideia de sua composição química, mas as informações sobre os meteoritos são distorcidas: apenas os tipos mais duráveis ​​sobrevivem entrando na atmosfera e depois interagindo com o ambiente terrestre.Aqui apresentamos os resultados de um estudo volumétrico e microanalítico detalhado da partícula Ryugu primária entregue à Terra pela espaçonave Hayabusa-2.As partículas Ryugu mostram uma correspondência próxima em composição com os condritos CI quimicamente não fracionados, mas alterados pela água (tipo Iwuna), que são amplamente usados ​​como um indicador da composição geral do sistema solar.Este espécime mostra uma relação espacial complexa entre orgânicos alifáticos ricos e silicatos em camadas e indica uma temperatura máxima de cerca de 30 ° C durante a erosão hídrica.Encontramos uma abundância de deutério e diazônio consistente com uma origem extra-solar.As partículas Ryugu são o material alienígena mais não contaminado e inseparável já estudado e melhor se encaixam na composição geral do sistema solar.
De junho de 2018 a novembro de 2019, a espaçonave Hayabusa2 da Agência de Exploração Aeroespacial do Japão (JAXA) conduziu uma extensa pesquisa remota do asteróide Ryugu.Dados do Espectrômetro de infravermelho próximo (NIRS3) em Hayabusa-2 sugerem que Ryugu pode ser composto de um material semelhante a condritos carbonáceos termicamente e/ou metamórficos de choque.A correspondência mais próxima é o condrito CY (tipo Yamato) 2. O baixo albedo de Ryugu pode ser explicado pela presença de um grande número de componentes ricos em carbono, bem como pelo tamanho das partículas, porosidade e efeitos espaciais de intemperismo.A espaçonave Hayabusa-2 fez dois pousos e coleta de amostras em Ryuga.Durante o primeiro pouso, em 21 de fevereiro de 2019, foi obtido material de superfície, que foi armazenado no compartimento A da cápsula de retorno, e durante o segundo pouso, em 11 de julho de 2019, foi coletado material próximo a uma cratera artificial formada por um pequeno impactor portátil.Essas amostras são armazenadas na Ala C. A caracterização não destrutiva inicial das partículas no Estágio 1 em câmaras especiais, não contaminadas e cheias de nitrogênio puro nas instalações gerenciadas pela JAXA indicou que as partículas Ryugu eram mais semelhantes aos condritos CI4 e exibiam “vários níveis de variação”3.A classificação aparentemente contraditória de Ryugu, semelhante aos condritos CY ou CI, só pode ser resolvida por caracterização isotópica, elementar e mineralógica detalhada das partículas Ryugu.Os resultados apresentados aqui fornecem uma base sólida para determinar qual dessas duas explicações preliminares para a composição geral do asteroide Ryugu é a mais provável.
Oito pastilhas Ryugu (aproximadamente 60 mg no total), quatro da Câmara A e quatro da Câmara C, foram designados para a Fase 2 para gerenciar a equipe Kochi.O principal objetivo do estudo é elucidar a natureza, origem e história evolutiva do asteroide Ryugu e documentar semelhanças e diferenças com outros espécimes extraterrestres conhecidos, como condritos, partículas de poeira interplanetária (IDPs) e cometas que retornam.Amostras coletadas pela missão Stardust da NASA.
A análise mineralógica detalhada de cinco grãos Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) mostrou que eles são compostos principalmente por filossilicatos de grão fino e grosso (~ 64–88 vol.%; Fig. 1a, b, Fig. Complementar. 1).e tabela adicional 1).Os filossilicatos de granulação grossa ocorrem como agregados pinados (até dezenas de mícrons de tamanho) em matrizes de granulação fina ricas em filossilicatos (menos de alguns mícrons de tamanho).Partículas de silicato em camadas são simbiontes serpentina-saponita (Fig. 1c).O mapa (Si + Al)-Mg-Fe também mostra que a matriz de silicato em camadas a granel tem uma composição intermediária entre serpentina e saponita (Fig. 2a, b).A matriz de filossilicato contém minerais de carbonato (~2–21 vol.%), minerais de sulfeto (~2,4–5,5 vol.%) e magnetita (~3,6–6,8 vol.%).Uma das partículas examinadas neste estudo (C0009) continha uma pequena quantidade (~0,5 vol.%) de silicatos anidros (olivina e piroxênio), o que pode ajudar a identificar o material de origem que compôs a pedra bruta Ryugu5.Este silicato anidro é raro nas pelotas Ryugu e só foi identificado positivamente na pelota C0009.Os carbonatos estão presentes na matriz como fragmentos (menos de algumas centenas de mícrons), principalmente dolomita, com pequenas quantidades de carbonato de cálcio e brinell.A magnetita ocorre como partículas isoladas, framboides, placas ou agregados esféricos.Sulfetos são representados principalmente por pirrotita na forma de prismas/placas hexagonais irregulares ou ripas.A matriz contém uma grande quantidade de pentlandita submicron ou em combinação com pirrotita. Fases ricas em carbono (<10 µm de tamanho) ocorrem ubiquamente na matriz rica em filossilicatos. Fases ricas em carbono (<10 µm de tamanho) ocorrem ubiquamente na matriz rica em filossilicatos. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Fases ricas em carbono (<10 µm de tamanho) ocorrem ubiquamente na matriz rica em filossilicatos.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. Fases ricas em carbono (<10 µm de tamanho) predominam na matriz rica em filossilicatos.A lista de minerais determinada a partir do padrão de difração de raios X da mistura C0087 e A0029 e A0037 é muito consistente com a determinada no condrito CI (Orgueil), mas difere muito dos condritos CY e CM (tipo Mighei) (Figura 1 com dados expandidos e Figura 2 complementar).O conteúdo total de elementos dos grãos Ryugu (A0098, C0068) também é consistente com o condrito 6 CI (dados expandidos, Fig. 2 e Tabela Suplementar 2).Em contraste, os condritos CM são empobrecidos em elementos moderadamente e altamente voláteis, especialmente Mn e Zn, e maiores em elementos refratários7.As concentrações de alguns elementos variam muito, o que pode ser um reflexo da heterogeneidade inerente da amostra devido ao pequeno tamanho das partículas individuais e ao viés de amostragem resultante.Todas as características petrológicas, mineralógicas e elementares indicam que os grãos Ryugu são muito semelhantes aos condritos CI8,9,10.Uma exceção notável é a ausência de ferrihidrita e sulfato nos grãos Ryugu, sugerindo que esses minerais em condritos CI foram formados por intemperismo terrestre.
a, imagem composta de raios-X de Mg Kα (vermelho), Ca Kα (verde), Fe Kα (azul) e S Kα (amarelo) seção polida a seco C0068.A fração consiste em silicatos em camadas (vermelho: ~88 vol%), carbonatos (dolomita; verde claro: ~1,6 vol%), magnetita (azul: ~5,3 vol%) e sulfetos (amarelo: sulfeto = ~2,5% vol. ensaio. b, imagem da região de contorno em elétrons retroespalhados em a. Bru - imaturo; Dole - dolomita; FeS é sulfeto de ferro; Mag - magnetita; suco - pedra-sabão; Srp - serpentina. c, alto- Imagem de microscopia eletrônica de transmissão (TEM) de resolução de um intercrescimento saponita-serpentina típico mostrando bandas de rede serpentina e saponita de 0,7 nm e 1,1 nm, respectivamente.
A composição da matriz e silicato em camadas (em %) de Ryugu A0037 (círculos vermelhos sólidos) e C0068 (círculos azuis sólidos) é mostrada no sistema ternário (Si+Al)-Mg-Fe.a, Resultados de Microanálise de Sonda Eletrônica (EPMA) plotados contra condritos CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 mostrados em cinza para comparação.b, Análise TEM de varredura (STEM) e espectroscopia de raios-X de energia dispersiva (EDS) mostrada para comparação com meteoritos Orgueil9 e Murchison46 e IDP47 hidratado.Filossilicatos de granulação fina e granulação grossa foram analisados, evitando pequenas partículas de sulfeto de ferro.As linhas pontilhadas em a e b mostram as linhas de dissolução da saponita e da serpentina.A composição rica em ferro em a pode ser devida a grãos de sulfeto de ferro submicron dentro dos grãos de silicato em camadas, que não podem ser excluídos pela resolução espacial da análise EPMA.Os pontos de dados com um teor de Si maior do que a saponita em b podem ser causados ​​pela presença de material rico em silício amorfo de tamanho nanométrico nos interstícios da camada de filossilicato.Número de análises: N=69 para A0037, N=68 para EPMA, N=68 para C0068, N=19 para A0037 e N=27 para C0068 para STEM-EDS.c, mapa isotópico da partícula trioxi Ryugu C0014-4 comparado com valores de condritos CI (Orgueil), CY (Y-82162) e dados da literatura (CM e C2-ung)41,48,49.Obtivemos dados para os meteoritos Orgueil e Y-82162.CCAM é uma linha de minerais condritos carbonáceos anidros, TFL é uma linha divisória de terras.d, mapas Δ17O e δ18O da partícula Ryugu C0014-4, condrito CI (Orgueil) e condrito CY (Y-82162) (este estudo).Δ17O_Ryugu: O valor de Δ17O C0014-1.Δ17O_Orgueil: Valor médio de Δ17O para Orgueil.Δ17O_Y-82162: Valor médio de Δ17O para Y-82162.Dados de IC e CY da literatura 41, 48, 49 também são apresentados para comparação.
A análise isotópica de massa de oxigênio foi realizada em uma amostra de 1,83 mg de material extraído de C0014 granular por fluoração a laser (Métodos).Para comparação, rodamos sete cópias de Orgueil (CI) (massa total = 8,96 mg) e sete cópias de Y-82162 (CY) (massa total = 5,11 mg) (tabela complementar 3).
Na fig.2d mostra uma clara separação de Δ17O e δ18O entre as partículas de peso médio de Orgueil e Ryugu em comparação com Y-82162.O Δ17O da partícula Ryugu C0014-4 é maior que o da partícula Orgeil, apesar da sobreposição em 2 sd.As partículas de Ryugu têm valores de Δ17O mais altos em comparação com Orgeil, o que pode refletir a poluição terrestre deste último desde sua queda em 1864. O intemperismo no ambiente terrestre11 resulta necessariamente na incorporação de oxigênio atmosférico, aproximando a análise geral da linha de fracionamento terrestre (TFL).Esta conclusão é consistente com os dados mineralógicos (discutidos anteriormente) de que os grãos Ryugu não contêm hidratos ou sulfatos, enquanto o Orgeil contém.
Com base nos dados mineralógicos acima, esses resultados suportam uma associação entre grãos Ryugu e condritos CI, mas descartam uma associação de condritos CY.O fato de os grãos Ryugu não estarem associados a condritos CY, que mostram sinais claros de mineralogia de desidratação, é intrigante.Observações orbitais de Ryugu parecem indicar que ele sofreu desidratação e, portanto, provavelmente é composto de material CY.As razões para esta aparente diferença permanecem obscuras.Uma análise de isótopos de oxigênio de outras partículas Ryugu é apresentada em um artigo complementar 12. No entanto, os resultados desse conjunto de dados estendido também são consistentes com a associação entre partículas Ryugu e condritos CI.
Usando técnicas de microanálise coordenadas (Fig. 3 suplementar), examinamos a distribuição espacial de carbono orgânico em toda a área de superfície da fração de feixe de íons focalizada (FIB) C0068.25 (Figs. 3a-f).Espectros de absorção de raios-X de estrutura fina de carbono (NEXAFS) na borda próxima na seção C0068.25 mostrando vários grupos funcionais - aromático ou C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) e C(=O)O (288,8 eV) - a estrutura do grafeno está ausente em 291,7 eV (Fig. 3a), o que significa um baixo grau de variação térmica.O forte pico de CH (287,5 eV) dos orgânicos parciais de C0068.25 difere dos orgânicos insolúveis dos condritos carbonáceos estudados anteriormente e é mais semelhante ao IDP14 e às partículas cometárias obtidas pela missão Stardust.Um pico de CH forte em 287,5 eV e um pico aromático ou C=C muito fraco em 285,2 eV indicam que os compostos orgânicos são ricos em compostos alifáticos (Fig. 3a e Fig. Complementar. 3a).Áreas ricas em compostos orgânicos alifáticos estão localizadas em filossilicatos de granulação grossa, bem como em áreas com uma estrutura de carbono aromático pobre (ou C=C) (Fig. 3c,d).Em contraste, A0037,22 (Suplementar Fig. 3) apresentou parcialmente um menor teor de regiões ricas em carbono alifático.A mineralogia subjacente destes grãos é rica em carbonatos, semelhante ao condrito CI 16, sugerindo extensa alteração da fonte hídrica (Tabela Complementar 1).As condições oxidantes favorecerão maiores concentrações de grupos funcionais carbonila e carboxila em compostos orgânicos associados a carbonatos.A distribuição submicrônica de orgânicos com estruturas de carbono alifáticas pode ser muito diferente da distribuição de silicatos em camadas de granulação grossa.Sugestões de compostos orgânicos alifáticos associados ao filossilicato-OH foram encontrados no meteorito Tagish Lake.Dados microanalíticos coordenados sugerem que a matéria orgânica rica em compostos alifáticos pode estar disseminada em asteróides do tipo C e intimamente associada a filossilicatos.Esta conclusão é consistente com relatos anteriores de CHs alifáticos/aromáticos em partículas Ryugu demonstradas pelo MicroOmega, um microscópio hiperespectral de infravermelho próximo.Uma questão importante e não resolvida é se as propriedades únicas de compostos orgânicos ricos em carbono alifáticos associados a filossilicatos de grão grosso observados neste estudo são encontradas apenas no asteroide Ryugu.
a, espectros de carbono NEXAFS normalizados para 292 eV na região rica em aromáticos (C=C) (vermelho), na região rica alifática (verde) e na matriz (azul).A linha cinza é o espectro orgânico insolúvel de Murchison 13 para comparação.au, unidade de arbitragem.b, Imagem espectral de microscopia de raios-X de transmissão de varredura (STXM) de uma borda K de carbono mostrando que a seção é dominada por carbono.c, gráfico composto RGB com regiões ricas em aromáticos (C=C) (vermelho), regiões ricas em alifáticos (verde) e matriz (azul).d, orgânicos ricos em compostos alifáticos estão concentrados em filossilicato de granulação grossa, a área é ampliada a partir das caixas brancas pontilhadas em b e c.e, grandes nanoesferas (ng-1) na área ampliada da caixa branca pontilhada em b e c.Para: pirrotita.Pn: níquel-cromita.f, Espectrometria de massa de íons secundários em nanoescala (NanoSIMS), imagens elementares de hidrogênio (1H), carbono (12C) e nitrogênio (12C14N), imagens de proporção de elemento 12C/1H e imagens isotópicas cruzadas δD, δ13C e δ15N - Seção PG-1: grafite pré-solar com enriquecimento extremo de 13C (Tabela complementar 4).
Estudos cinéticos da degradação da matéria orgânica em meteoritos de Murchison podem fornecer informações importantes sobre a distribuição heterogênea da matéria orgânica alifática rica em grãos Ryugu.Este estudo mostra que as ligações CH alifáticas na matéria orgânica persistem até uma temperatura máxima de cerca de 30°C no pai e/ou mudam com as relações tempo-temperatura (por exemplo, 200 anos a 100°C e 0°C 100 milhões de anos)..Se o precursor não for aquecido a uma determinada temperatura por mais de um certo tempo, a distribuição original de orgânicos alifáticos ricos em filossilicato pode ser preservada.No entanto, mudanças na água da rocha geradora podem complicar essa interpretação, pois o A0037 rico em carbonato não mostra nenhuma região alifática rica em carbono associada a filossilicatos.Esta mudança de baixa temperatura corresponde aproximadamente à presença de feldspato cúbico em grãos Ryugu (Tabela Suplementar 1) 20.
A fração C0068.25 (ng-1; Figs. 3a–c,e) contém uma grande nanosfera mostrando espectros altamente aromáticos (ou C=C), moderadamente alifáticos e fracos de C(=O)O e C=O..A assinatura de carbono alifático não coincide com a assinatura de orgânicos insolúveis em massa e nanoesferas orgânicas associadas com condritos (Fig. 3a) 17,21.A análise espectroscópica Raman e infravermelha de nanoesferas no Lago Tagish mostrou que elas consistem em compostos orgânicos alifáticos e oxidados e compostos orgânicos aromáticos policíclicos desordenados com uma estrutura complexa22,23.Como a matriz circundante contém compostos orgânicos ricos em compostos alifáticos, a assinatura do carbono alifático em ng-1 pode ser um artefato analítico.Curiosamente, ng-1 contém silicatos amorfos incorporados (Fig. 3e), uma textura que ainda não foi relatada para nenhum orgânico extraterrestre.Os silicatos amorfos podem ser componentes naturais do ng-1 ou resultar da amorfização de silicatos aquosos/anidros por feixe de íons e/ou elétrons durante a análise.
As imagens de íons NanoSIMS da seção C0068.25 (Fig. 3f) mostram alterações uniformes em δ13C e δ15N, exceto para grãos pré-solares com um grande enriquecimento de 13C de 30.811‰ (PG-1 na imagem δ13C na Fig. 3f) (Tabela complementar 4).Imagens de grãos elementares de raios X e imagens TEM de alta resolução mostram apenas a concentração de carbono e a distância entre os planos basais de 0,3 nm, que corresponde ao grafite.É de salientar que os valores de δD (841 ± 394‰) e δ15N (169 ± 95‰), enriquecidos em matéria orgânica alifática associada a filossilicatos de grão grosso, acabam por ser ligeiramente superiores à média para toda a região C (δD = 528 ± 139‰).‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) em C0068.25 (Tabela Complementar 4).Esta observação sugere que os orgânicos ricos em alifáticos em filossilicatos de granulação grossa podem ser mais primitivos do que os orgânicos circundantes, uma vez que os últimos podem ter sofrido troca isotópica com a água circundante no corpo original.Alternativamente, essas mudanças isotópicas também podem estar relacionadas ao processo de formação inicial.É interpretado que silicatos em camadas de granulação fina em condritos CI foram formados como resultado da alteração contínua dos aglomerados originais de silicato anidro de granulação grossa.A matéria orgânica rica em alifáticos pode ter se formado a partir de moléculas precursoras no disco protoplanetário ou no meio interestelar antes da formação do sistema solar e, em seguida, foi ligeiramente alterada durante as mudanças de água do corpo parental Ryugu (grande). O tamanho (<1,0 km) de Ryugu é muito pequeno para manter suficientemente o calor interno para a alteração aquosa para formar minerais hidratados25. O tamanho (<1,0 km) de Ryugu é muito pequeno para manter o calor interno suficiente para a alteração aquosa para formar minerais hidratados25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного изменения с образованием водных минералов25. Tamanho (<1,0 km) Ryugu é muito pequeno para manter calor interno suficiente para a mudança de água para formar minerais de água25. 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 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с образование м водных минералов25. O tamanho de Ryugu (<1,0 km) é muito pequeno para suportar o calor interno para mudar a água para formar minerais de água25.Portanto, predecessores de Ryugu com dezenas de quilômetros de tamanho podem ser necessários.A matéria orgânica rica em compostos alifáticos pode manter suas proporções isotópicas originais devido à associação com filossilicatos de granulação grossa.No entanto, a natureza exata dos transportadores pesados ​​isotópicos permanece incerta devido à mistura complexa e delicada dos vários componentes nessas frações FIB.Estes podem ser substâncias orgânicas ricas em compostos alifáticos em grânulos de Ryugu ou filossilicatos grosseiros que os rodeiam.Observe que a matéria orgânica em quase todos os condritos carbonáceos (incluindo os condritos CI) tende a ser mais rica em D do que nos filossilicatos, com exceção dos meteoritos CM Paris 24, 26.
Gráficos de volume ΔD e Δ15n de fatias de FIB obtidas para A0002.23 e A0002.26, A0037.22 e A0037.23 e C0068.23, C0068.25 e C0068.26 Fibra (total de sete fatias de fibe de três ryugus) A Particles) a Particlen A Partison A.4 (Tabela Complementar 4)27,28.As mudanças de volume em δD e δ15N nos perfis A0002, A0037 e C0068 são consistentes com as do IDP, mas maiores do que nos condritos CM e CI (Fig. 4).Observe que a faixa de valores δD para a amostra do Cometa 29 (-240 a 1655‰) é maior que a de Ryugu.Os volumes δD e δ15N dos perfis de Ryukyu são, via de regra, menores que a média dos cometas da família de Júpiter e da nuvem de Oort (Fig. 4).Os valores δD mais baixos dos condritos CI podem refletir a influência da contaminação terrestre nessas amostras.Dadas as semelhanças entre Bells, Lake Tagish e IDP, a grande heterogeneidade nos valores δD e δN nas partículas Ryugu pode refletir mudanças nas assinaturas isotópicas iniciais de composições orgânicas e aquosas no início do sistema solar.As mudanças isotópicas semelhantes em δD e δN em partículas Ryugu e IDP sugerem que ambos poderiam ter se formado a partir de material da mesma fonte.Acredita-se que os IDPs se originam de fontes cometárias 14 .Portanto, Ryugu pode conter material semelhante a um cometa e/ou pelo menos o sistema solar externo.No entanto, isso pode ser mais difícil do que afirmamos aqui devido a (1) a mistura de água esferulítica e rica em D no corpo parental 31 e (2) a relação D/H do cometa em função da atividade cometária 32 .No entanto, as razões para a heterogeneidade observada dos isótopos de hidrogênio e nitrogênio nas partículas de Ryugu não são totalmente compreendidas, em parte devido ao número limitado de análises disponíveis hoje.Os resultados dos sistemas de isótopos de hidrogênio e nitrogênio ainda levantam a possibilidade de Ryugu conter a maior parte do material de fora do Sistema Solar e, portanto, mostrar alguma semelhança com os cometas.O perfil Ryugu não apresentou correlação aparente entre δ13C e δ15N (Tabela Complementar 4).
A composição isotópica geral de H e N das partículas Ryugu (círculos vermelhos: A0002, A0037; círculos azuis: C0068) correlaciona-se com a magnitude solar 27, a família média de Júpiter (JFC27) e os cometas da nuvem Oort (OCC27), IDP28 e côndrulos carbonáceos.Comparação do meteorito 27 (CI, CM, CR, C2-ung).A composição isotópica é fornecida na Tabela Suplementar 4. As linhas pontilhadas são os valores dos isótopos terrestres para H e N.
O transporte de voláteis (por exemplo, matéria orgânica e água) para a Terra continua a ser uma preocupação26,27,33.Matéria orgânica submicron associada a filossilicatos grosseiros em partículas Ryugu identificadas neste estudo pode ser uma importante fonte de voláteis.A matéria orgânica em filossilicatos de granulação grossa é mais bem protegida da degradação16,34 e do apodrecimento35 do que a matéria orgânica em matrizes de granulação fina.A composição isotópica mais pesada do hidrogênio nas partículas significa que é improvável que sejam a única fonte de voláteis transportados para a Terra primitiva.Eles podem ser misturados com componentes com uma composição isotópica de hidrogênio mais leve, como foi proposto recentemente na hipótese da presença de água impulsionada pelo vento solar em silicatos.
Neste estudo, mostramos que os meteoritos CI, apesar de sua importância geoquímica como representantes da composição geral do sistema solar,6,10 são amostras terrestres contaminadas.Também fornecemos evidências diretas de interações entre matéria orgânica alifática rica e minerais hidratados vizinhos e sugerimos que Ryugu pode conter material extra-solar37.Os resultados deste estudo demonstram claramente a importância da amostragem direta de protoasteróides e a necessidade de transportar as amostras devolvidas em condições completamente inertes e estéreis.A evidência apresentada aqui mostra que as partículas Ryugu são, sem dúvida, um dos materiais do sistema solar mais não contaminados disponíveis para pesquisa de laboratório, e um estudo mais aprofundado dessas amostras preciosas sem dúvida expandirá nossa compreensão dos primeiros processos do sistema solar.As partículas Ryugu são a melhor representação da composição geral do sistema solar.
Para determinar a microestrutura complexa e as propriedades químicas das amostras em escala submicrométrica, usamos tomografia computadorizada baseada em radiação síncrotron (SR-XCT) e análise de difração de raios X SR (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM.Sem degradação, poluição devido à atmosfera terrestre e sem danos causados ​​por partículas finas ou amostras mecânicas.Nesse ínterim, realizamos análises volumétricas sistemáticas usando microscopia eletrônica de varredura (SEM)-EDS, EPMA, XRD, análise instrumental de ativação de nêutrons (INAA) e equipamentos de fluoração de isótopos de oxigênio a laser.Os procedimentos do ensaio são mostrados na Figura Suplementar 3 e cada ensaio é descrito nas seções a seguir.
Partículas do asteróide Ryugu foram recuperadas do módulo de reentrada Hayabusa-2 e entregues ao Centro de Controle JAXA em Sagamihara, Japão, sem poluir a atmosfera da Terra4.Após a caracterização inicial e não destrutiva em uma instalação gerenciada pela JAXA, use recipientes de transferência entre locais seláveis ​​e sacos de cápsulas de amostras (cristal de safira de 10 ou 15 mm de diâmetro e aço inoxidável, dependendo do tamanho da amostra) para evitar interferência ambiental.ambiente.y e/ou contaminantes do solo (por exemplo, vapor de água, hidrocarbonetos, gases atmosféricos e partículas finas) e contaminação cruzada entre amostras durante a preparação e transporte de amostras entre institutos e universidades38.Para evitar a degradação e a poluição devido à interação com a atmosfera terrestre (vapor de água e oxigênio), todos os tipos de preparação de amostras (incluindo lascar com um cinzel de tântalo, usando uma serra de fio diamantado balanceado (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) e epóxi de corte) preparação para instalação) foram realizados em porta-luvas sob N2 limpo e seco (ponto de orvalho: -80 a -60 °C, O2 ~ 50-100 ppm).Todos os itens usados ​​aqui são limpos com uma combinação de água ultrapura e etanol usando ondas ultrassônicas de diferentes frequências.
Aqui estudamos a coleção de meteoritos do National Polar Research Institute (NIPR) do Antarctic Meteorite Research Center (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 e CY: Y 980115).
Para transferência entre instrumentos para análise SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS e TEM, usamos o porta-amostra ultrafino universal descrito em estudos anteriores38.
A análise SR-XCT de amostras Ryugu foi realizada usando o sistema CT integrado BL20XU/SPring-8.O sistema CT integrado consiste em vários modos de medição: campo de visão amplo e modo de baixa resolução (WL) para capturar toda a estrutura da amostra, campo de visão estreito e modo de alta resolução (NH) para medição precisa da área da amostra.interesse e radiografias para obter um padrão de difração do volume da amostra e realizar XRD-CT para obter um diagrama 2D das fases minerais planas horizontais na amostra.Observe que todas as medições podem ser realizadas sem usar o sistema embutido para remover o porta-amostras da base, permitindo medições precisas de CT e XRD-CT.O detector de raios X no modo WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) foi equipado com uma câmera adicional de semicondutor de óxido metálico (CMOS) de 4608 × 4608 pixels (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) com um cintilador consistindo de 10 lutécio alumínio granada de espessura de cristal único µm (Lu3Al5O12:Ce) e lente de relé.O tamanho do pixel no modo WL é de cerca de 0,848 µm.Assim, o campo de visão (FOV) no modo WL é de aproximadamente 6 mm no modo offset CT.O detector de raios-X no modo NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) foi equipado com um cintilador gadolínio-alumínio-gálio (Gd3Al2Ga3O12) de 20 µm de espessura, uma câmera CMOS (C11440-22CU) com resolução de 2048 × 2048 pixels;Hamamatsu Photonics) e uma lente ×20.O tamanho do pixel no modo NH é de ~0,25 µm e o campo de visão é de ~0,5 mm.O detector para o modo XRD (BM AA60; Hamamatsu Photonics) foi equipado com um cintilador composto por uma tela de pó P43 (Gd2O2S:Tb) de 50 µm de espessura, uma câmera CMOS com resolução de 2304 × 2304 pixels (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) e uma lente de relé.O detector tem um tamanho de pixel efetivo de 19,05 µm e um campo de visão de 43,9 mm2.Para aumentar o FOV, aplicamos um procedimento de offset CT no modo WL.A imagem de luz transmitida para reconstrução de TC consiste em uma imagem na faixa de 180° a 360° refletida horizontalmente em torno do eixo de rotação e uma imagem na faixa de 0° a 180°.
No modo XRD, o feixe de raios X é focalizado por uma placa de zona de Fresnel.Neste modo, o detector é colocado 110 mm atrás da amostra e a parada do feixe está 3 mm à frente do detector.Imagens de difração na faixa 2θ de 1,43° a 18,00° (grating pitch d = 16,6–1,32 Å) foram obtidas com o ponto de raios-X focado na parte inferior do campo de visão do detector.A amostra se move verticalmente em intervalos regulares, com meia volta para cada etapa de varredura vertical.Se as partículas minerais satisfizerem a condição de Bragg quando giradas em 180°, é possível obter a difração das partículas minerais no plano horizontal.As imagens de difração foram então combinadas em uma imagem para cada etapa de varredura vertical.As condições do ensaio SR-XRD-CT são quase as mesmas do ensaio SR-XRD.No modo XRD-CT, o detector é posicionado 69 mm atrás da amostra.As imagens de difração na faixa 2θ variam de 1,2° a 17,68° (d = 19,73 a 1,35 Å), onde tanto o feixe de raios X quanto o limitador de feixe estão alinhados com o centro do campo de visão do detector.Escaneie a amostra horizontalmente e gire a amostra 180°.As imagens SR-XRD-CT foram reconstruídas com intensidades minerais de pico como valores de pixel.Com o escaneamento horizontal, a amostra é normalmente escaneada em 500 a 1.000 passos.
Para todos os experimentos, a energia dos raios X foi fixada em 30 keV, pois este é o limite inferior de penetração dos raios X em meteoritos com diâmetro de cerca de 6 mm.O número de imagens adquiridas para todas as medições de TC durante a rotação de 180° foi de 1800 (3600 para o programa de TC offset), e o tempo de exposição das imagens foi de 100 ms para o modo WL, 300 ms para o modo NH, 500 ms para XRD e 50 ms .ms para XRD-CT ms.O tempo típico de varredura da amostra é de cerca de 10 minutos no modo WL, 15 minutos no modo NH, 3 horas para XRD e 8 horas para SR-XRD-CT.
As imagens de TC foram reconstruídas por retroprojeção convolucional e normalizadas para um coeficiente de atenuação linear de 0 a 80 cm-1.O software Slice foi usado para analisar os dados 3D e o software muXRD foi usado para analisar os dados XRD.
Partículas de Ryugu fixadas com epóxi (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) foram gradualmente polidas na superfície até o nível de um filme de lapidação de diamante de 0,5 µm (3M) sob condições secas, evitando que o material entre em contato com a superfície durante o processo de polimento.A superfície polida de cada amostra foi primeiro examinada por microscopia de luz e, em seguida, elétrons retroespalhados para obter imagens de mineralogia e textura (BSE) das amostras e elementos NIPR qualitativos usando um SEM JEOL JSM-7100F equipado com um espectrômetro dispersivo de energia (AZtec).energia) imagem.Para cada amostra, o conteúdo de elementos principais e secundários foi analisado usando um microanalisador de sonda eletrônica (EPMA, JEOL JXA-8200).Analise partículas de filossilicato e carbonato a 5 nA, padrões naturais e sintéticos a 15 keV, sulfetos, magnetita, olivina e piroxênio a 30 nA.Os teores modais foram calculados a partir de mapas de elementos e imagens BSE usando o software ImageJ 1.53 com limites apropriados definidos arbitrariamente para cada mineral.
A análise de isótopos de oxigênio foi realizada na Open University (Milton Keynes, Reino Unido) usando um sistema de fluoração a laser infravermelho.As amostras da Hayabusa2 foram entregues à Open University 38 em recipientes cheios de nitrogênio para transferência entre as instalações.
O carregamento da amostra foi realizado em uma caixa de luvas de nitrogênio com um nível de oxigênio monitorado abaixo de 0,1%.Para o trabalho analítico da Hayabusa2, um novo porta-amostra de Ni foi fabricado, consistindo em apenas dois orifícios de amostra (diâmetro 2,5 mm, profundidade 5 mm), um para partículas Hayabusa2 e outro para padrão interno de obsidiana.Durante a análise, o poço da amostra contendo o material Hayabusa2 foi coberto com uma janela interna de BaF2 de aproximadamente 1 mm de espessura e 3 mm de diâmetro para reter a amostra durante a reação do laser.O fluxo de BrF5 para a amostra foi mantido por um canal de mistura de gás cortado no porta-amostra de Ni.A câmara da amostra também foi reconfigurada para que pudesse ser removida da linha de fluoração a vácuo e depois aberta em uma caixa de luvas cheia de nitrogênio.A câmara de duas peças foi selada com um selo de compressão com gaxeta de cobre e uma braçadeira de corrente EVAC Quick Release CeFIX 38.Uma janela BaF2 de 3 mm de espessura no topo da câmara permite a observação simultânea da amostra e do aquecimento do laser.Depois de carregar a amostra, prenda a câmara novamente e reconecte à linha fluorada.Antes da análise, a câmara de amostra foi aquecida sob vácuo a cerca de 95°C durante a noite para remover qualquer umidade adsorvida.Após o aquecimento durante a noite, a câmara foi resfriada até a temperatura ambiente e, em seguida, a porção exposta à atmosfera durante a transferência da amostra foi purgada com três alíquotas de BrF5 para remover a umidade.Esses procedimentos garantem que a amostra Hayabusa 2 não seja exposta à atmosfera e não seja contaminada pela umidade da parte da linha fluorada que é ventilada para a atmosfera durante o carregamento da amostra.
As amostras de partículas Ryugu C0014-4 e Orgueil (CI) foram analisadas em um modo “único” modificado42, enquanto a análise Y-82162 (CY) foi realizada em uma única bandeja com vários poços de amostra41.Devido à sua composição anidra, não é necessário usar um único método para os condritos CY.As amostras foram aquecidas usando um laser CO2 infravermelho da Photon Machines Inc.potência de 50 W (10,6 µm) montada no pórtico XYZ na presença de BrF5.O sistema de vídeo integrado monitora o curso da reação.Após a fluoração, o O2 liberado foi depurado usando dois coletores criogênicos de nitrogênio e um leito aquecido de KBr para remover qualquer excesso de flúor.A composição isotópica do oxigênio purificado foi analisada em um espectrômetro de massa de canal duplo Thermo Fisher MAT 253 com uma resolução de massa de cerca de 200.
Em alguns casos, a quantidade de O2 gasoso liberada durante a reação da amostra foi inferior a 140 µg, que é o limite aproximado do uso do dispositivo de fole no espectrômetro de massas MAT 253.Nestes casos, use microvolumes para análise.Depois de analisar as partículas de Hayabusa2, o padrão interno de obsidiana foi fluorado e sua composição de isótopos de oxigênio foi determinada.
Os íons do fragmento NF+ NF3+ interferem no feixe com massa 33 (16O17O).Para eliminar esse problema potencial, a maioria das amostras é processada usando procedimentos de separação criogênica.Isso pode ser feito na direção direta antes da análise MAT 253 ou como uma segunda análise, retornando o gás analisado de volta à peneira molecular especial e passando-o novamente após a separação criogênica.A separação criogênica envolve o fornecimento de gás a uma peneira molecular na temperatura do nitrogênio líquido e, em seguida, descarregá-lo em uma peneira molecular primária a uma temperatura de -130°C.Testes extensivos mostraram que o NF+ permanece na primeira peneira molecular e nenhum fracionamento significativo ocorre usando este método.
Com base em análises repetidas de nossos padrões internos de obsidiana, a precisão geral do sistema no modo fole é: ±0,053‰ para δ17O, ±0,095‰ para δ18O, ±0,018‰ para Δ17O (2 sd).A análise de isótopos de oxigênio é dada na notação delta padrão, onde delta18O é calculado como:
Use também a relação 17O/16O para δ17O.VSMOW é o padrão internacional para o Padrão de Água do Mar Médio de Viena.Δ17O representa o desvio da linha de fracionamento da terra, e a fórmula de cálculo é: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O.Todos os dados apresentados na Tabela Suplementar 3 foram ajustados para lacunas.
Seções de aproximadamente 150 a 200 nm de espessura foram extraídas de partículas Ryugu usando um instrumento Hitachi High Tech SMI4050 FIB no JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute.Observe que todas as seções FIB foram recuperadas de fragmentos não processados ​​de partículas não processadas após serem removidos dos vasos cheios de gás N2 para transferência interobjeto.Esses fragmentos não foram medidos por SR-CT, mas foram processados ​​com exposição mínima à atmosfera terrestre para evitar possíveis danos e contaminação que poderiam afetar o espectro K-edge do carbono.Após a deposição de uma camada protetora de tungstênio, a região de interesse (até 25 × 25 μm2) foi cortada e diluída com um feixe de íons Ga+ a uma tensão de aceleração de 30 kV, depois a 5 kV e uma sonda de corrente de 40 pA para minimizar os danos à superfície.Os cortes ultrafinos foram então colocados em uma malha de cobre ampliada (Kochi mesh) 39 usando um micromanipulador equipado com FIB.
Os grânulos Ryugu A0098 (1,6303 mg) e C0068 (0,6483 mg) foram selados duas vezes em folhas de polietileno puro de alta pureza em uma caixa de luvas cheia de nitrogênio puro no SPring-8 sem qualquer interação com a atmosfera terrestre.A preparação da amostra para JB-1 (uma rocha de referência geológica emitida pelo Serviço Geológico do Japão) foi realizada na Universidade Metropolitana de Tóquio.
O INAA é realizado no Institute for Integrated Radiation and Nuclear Sciences, Kyoto University.As amostras foram irradiadas duas vezes com diferentes ciclos de irradiação escolhidos de acordo com a meia-vida do nuclídeo utilizado para a quantificação do elemento.Primeiramente, a amostra foi irradiada em um tubo de irradiação pneumático por 30 segundos.Fluxos de nêutrons térmicos e rápidos na fig.3 são 4,6 × 1012 e 9,6 × 1011 cm-2 s-1, respectivamente, para determinação dos teores de Mg, Al, Ca, Ti, V e Mn.Produtos químicos como MgO (99,99% de pureza, Soekawa Chemical), Al (99,9% de pureza, Soekawa Chemical) e Si metal (99,999% de pureza, FUJIFILM Wako Pure Chemical) também foram irradiados para corrigir reações nucleares interferentes, como (n, n).A amostra também foi irradiada com cloreto de sódio (99,99% de pureza; MANAC) para corrigir alterações no fluxo de nêutrons.
Após a irradiação de nêutrons, a folha externa de polietileno foi substituída por uma nova, e a radiação gama emitida pela amostra e referência foi imediatamente medida com um detector de Ge.As mesmas amostras foram reirradiadas por 4 horas em um tubo de irradiação pneumático.2 tem fluxos de nêutrons térmicos e rápidos de 5,6 1012 e 1,2 1012 cm-2 s-1, respectivamente, para determinação de Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Teor Se, Sb, Os, Ir e Au.Amostras de controle de Ga, As, Se, Sb, Os, Ir e Au foram irradiadas aplicando quantidades apropriadas (de 10 a 50 μg) de soluções padrão de concentrações conhecidas desses elementos em dois pedaços de papel de filtro, seguido de irradiação das amostras.A contagem de raios gama foi realizada no Institute of Integrated Radiation and Nuclear Sciences, Kyoto University e no RI Research Center, Tokyo Metropolitan University.Os procedimentos analíticos e os materiais de referência para a determinação quantitativa dos elementos do INAA são os mesmos descritos em nosso trabalho anterior.
Um difratômetro de raios X (Rigaku SmartLab) foi usado para coletar os padrões de difração das amostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) no NIPR. Um difratômetro de raios X (Rigaku SmartLab) foi usado para coletar os padrões de difração das amostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) no NIPR. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A00 37 (≪1 мг) e C0087 (<1 мг) в NIPR. Um difratômetro de raios X (Rigaku SmartLab) foi usado para coletar padrões de difração de amostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) em 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 мг), A0037 (<1 мг) e C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использованием рен тгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab). Os padrões de difração de raios X das amostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) e C0087 (<1 mg) foram obtidos no NIPR usando um difratômetro de raios X (Rigaku SmartLab).Todas as amostras foram moídas em um pó fino em um wafer de silício não reflexivo usando uma placa de vidro de safira e depois espalhadas uniformemente no wafer de silício não reflexivo sem qualquer líquido (água ou álcool).As condições de medição são as seguintes: a radiação de raios-X Cu Kα é gerada a uma tensão de tubo de 40 kV e uma corrente de tubo de 40 mA, o comprimento da fenda limite é de 10 mm, o ângulo de divergência é (1/6)°, a velocidade de rotação no plano é de 20 rpm e a faixa é de 2θ (ângulo de Bragg duplo) é de 3-100° e leva cerca de 28 horas para analisar.Foram usadas lentes de Bragg Brentano.O detector é um detector semicondutor de silício unidimensional (D/teX Ultra 250).Raios-X de Cu Kβ foram removidos usando um filtro de Ni.Usando amostras disponíveis, medições de saponita magnesiana sintética (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentina (folha de serpentina, Miyazu, Nikka) e pirrotita (monoclínica 4C, Chihua, México Watts) foram comparadas para identificar picos e usar dados de difração de dados de arquivo em pó do International Center for Diffraction Data, dolomita (PDF 01-071-1662) e magnetita (PDF 00-019-0629).Dados de difração de Ryugu também foram comparados com dados de condritos carbonáceos hidroalterados, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 e Y 980115 CY (estágio de aquecimento III, 500–750°C).A comparação mostrou semelhanças com Orgueil, mas não com Y-791198 e Y 980115.
Os espectros NEXAFS com borda de carbono K de seções ultrafinas de amostras feitas de FIB foram medidos usando o canal STXM BL4U na instalação síncrotron UVSOR no Instituto de Ciências Moleculares (Okazaki, Japão).O tamanho do ponto de um feixe focado opticamente com uma placa de zona de Fresnel é de aproximadamente 50 nm.O passo de energia é de 0,1 eV para a estrutura fina da região próxima da borda (283,6–292,0 eV) e 0,5 eV (280,0–283,5 eV e 292,5–300,0 eV) para as regiões frontais e traseiras.o tempo para cada pixel da imagem foi ajustado para 2 ms.Após a evacuação, a câmara analítica STXM foi preenchida com hélio a uma pressão de cerca de 20 mbar.Isso ajuda a minimizar o desvio térmico do equipamento óptico de raios X na câmara e no porta-amostras, bem como a reduzir danos e/ou oxidação da amostra.Os espectros de carbono NEXAFS K-edge foram gerados a partir de dados empilhados usando o software aXis2000 e o software proprietário de processamento de dados STXM.Observe que o estojo de transferência de amostra e o porta-luvas são usados ​​para evitar oxidação e contaminação da amostra.
Após a análise STXM-NEXAFS, a composição isotópica de hidrogênio, carbono e nitrogênio das fatias Ryugu FIB foi analisada usando imagens de isótopos com um JAMSTEC NanoSIMS 50L.Um feixe primário Cs+ focado de cerca de 2 pA para análise de isótopos de carbono e nitrogênio e cerca de 13 pA para análise de isótopos de hidrogênio é rasterizado em uma área de cerca de 24 × 24 µm2 a 30 × 30 µm2 na amostra.Após uma pré-spray de 3 minutos em uma corrente de feixe primário relativamente forte, cada análise foi iniciada após a estabilização da intensidade do feixe secundário.Para a análise de isótopos de carbono e nitrogênio, imagens de 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– e 12C15N– foram obtidas simultaneamente usando sete multiplicadores de detecção de elétrons com uma resolução de massa de aproximadamente 9000, o que é suficiente para separar todos os compostos isotópicos relevantes.interferência (ou seja, 12C1H em 13C e 13C14N em 12C15N).Para a análise dos isótopos de hidrogênio, imagens 1H-, 2D- e 12C- foram obtidas com resolução de massa de aproximadamente 3000 com detecção múltipla usando três multiplicadores de elétrons.Cada análise consiste em 30 imagens digitalizadas da mesma área, com uma imagem composta por 256 × 256 pixels para análise de isótopos de carbono e nitrogênio e 128 × 128 pixels para análise de isótopos de hidrogênio.O tempo de atraso é de 3000 µs por pixel para análise de isótopos de carbono e nitrogênio e 5000 µs por pixel para análise de isótopos de hidrogênio.Usamos hidrato de 1-hidroxibenzotriazol como padrões de isótopos de hidrogênio, carbono e nitrogênio para calibrar o fracionamento de massa instrumental45.
Para determinar a composição isotópica de silício do grafite pré-solar no perfil FIB C0068-25, usamos seis multiplicadores de elétrons com uma resolução de massa de cerca de 9000. As imagens consistem em 256 × 256 pixels com um tempo de atraso de 3000 µs por pixel.Calibramos um instrumento de fracionamento de massa usando bolachas de silício como padrões de isótopos de hidrogênio, carbono e silício.
As imagens de isótopos foram processadas usando o software de imagem NanoSIMS45 da NASA.Os dados foram corrigidos para o tempo morto do multiplicador de elétrons (44 ns) e efeitos de chegada quase simultâneos.Alinhamento de varredura diferente para cada imagem para corrigir o desvio da imagem durante a aquisição.A imagem final do isótopo é criada adicionando íons secundários de cada imagem para cada pixel de varredura.
Após a análise STXM-NEXAFS e NanoSIMS, as mesmas seções FIB foram examinadas usando um microscópio eletrônico de transmissão (JEOL JEM-ARM200F) a uma tensão de aceleração de 200 kV em Kochi, JAMSTEC.A microestrutura foi observada usando um TEM de campo claro e um TEM de varredura de alto ângulo em um campo escuro.As fases minerais foram identificadas por difração de elétrons pontuais e imagem de banda de rede, e a análise química foi realizada por EDS com um detector de desvio de silício de 100 mm2 e software JEOL Analysis Station 4.30.Para análise quantitativa, a intensidade característica de raios-X para cada elemento foi medida no modo de varredura TEM com um tempo fixo de aquisição de dados de 30 s, uma área de varredura de feixe de ~100 × 100 nm2 e uma corrente de feixe de 50 pA.A relação (Si + Al)-Mg-Fe em silicatos lamelares foi determinada pelo coeficiente experimental k, corrigido pela espessura, obtido a partir de um padrão de piropagarnet natural.
Todas as imagens e análises usadas neste estudo estão disponíveis no JAXA Data Archiving and Communication System (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2.Este artigo fornece os dados originais.
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