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Voláteis e ricos em matéria orgânica, os asteroides do tipo C podem ser uma das principais fontes de água na Terra. Atualmente, os condritos carbonáceos fornecem a melhor indicação de sua composição química, mas as informações sobre meteoritos são imprecisas: apenas os tipos mais resistentes sobrevivem à entrada na atmosfera e à interação com o ambiente terrestre. Apresentamos aqui os resultados de um estudo volumétrico e microanalítico detalhado da partícula primária de Ryugu, trazida à Terra pela sonda Hayabusa-2. As partículas de Ryugu mostram uma composição muito semelhante à dos condritos CI (tipo Iwuna), quimicamente não fracionados, mas alterados pela água, que são amplamente utilizados como indicadores da composição geral do sistema solar. Esta amostra mostra uma relação espacial complexa entre compostos 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 extrasolar. As partículas Ryugu são o material alienígena mais puro e inseparável já estudado e são as que melhor se encaixam na composição geral do sistema solar.
De junho de 2018 a novembro de 2019, a sonda Hayabusa-2 da Agência de Exploração Aeroespacial do Japão (JAXA) realizou um extenso levantamento remoto do asteroide Ryugu. Os dados do Espectrômetro de Infravermelho Próximo (NIRS3) da Hayabusa-2 sugerem que Ryugu pode ser composto de um material semelhante a condritos carbonáceos metamórficos térmicos e/ou 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 de intemperismo espacial. A sonda Hayabusa-2 realizou dois pousos e coleta de amostras em Ryugu. Durante o primeiro pouso, em 21 de fevereiro de 2019, foi obtido material da superfície, que foi armazenado no compartimento A da cápsula de retorno, e durante o segundo pouso, em 11 de julho de 2019, o material foi coletado próximo a uma cratera artificial formada por um pequeno impactor portátil. Essas amostras estão armazenadas na Ala C. A caracterização inicial não destrutiva das partículas na Etapa 1, em câmaras especiais, não contaminadas e preenchidas com nitrogênio puro, em instalações gerenciadas pela JAXA, indicou que as partículas de 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 meio de uma caracterização isotópica, elementar e mineralógica detalhada das partículas de Ryugu. Os resultados aqui apresentados fornecem uma base sólida para determinar qual dessas duas explicações preliminares para a composição geral do asteroide Ryugu é a mais provável.
Oito grânulos de Ryugu (aproximadamente 60 mg no total), quatro da Câmara A e quatro da Câmara C, foram destinados à Fase 2 para a equipe de Kochi. O principal objetivo do estudo é elucidar a natureza, a origem e a 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 à Terra. As amostras foram coletadas pela missão Stardust da NASA.
A análise mineralógica detalhada de cinco grãos de Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) mostrou que eles são compostos principalmente de filossilicatos de granulação fina e grossa (~64–88% em volume; Fig. 1a, b, Fig. Suplementar 1 e tabela adicional 1). Os filossilicatos de granulação grossa ocorrem como agregados pinados (com até dezenas de micrômetros de tamanho) em matrizes de granulação fina ricas em filossilicatos (com menos de alguns micrômetros de tamanho). As partículas de silicato em camadas são simbiontes de serpentina-saponita (Fig. 1c). O mapa (Si + Al)-Mg-Fe também mostra que a matriz de silicato em camadas apresenta uma composição intermediária entre serpentina e saponita (Fig. 2a, b). A matriz filossilicática contém minerais carbonáticos (aproximadamente 2–21% em volume), minerais sulfetados (aproximadamente 2,4–5,5% em volume) e magnetita (aproximadamente 3,6–6,8% em volume). Uma das partículas examinadas neste estudo (C0009) continha uma pequena quantidade (aproximadamente 0,5% em volume) de silicatos anidros (olivina e piroxênio), o que pode auxiliar na identificação do material de origem da pedra bruta de Ryugu⁵. Esse silicato anidro é raro em pelotas de Ryugu e foi identificado positivamente apenas na pelota C0009. Os carbonatos estão presentes na matriz como fragmentos (com menos de algumas centenas de micrômetros), principalmente dolomita, com pequenas quantidades de carbonato de cálcio e brinell. A magnetita ocorre como partículas isoladas, framboides, placas ou agregados esféricos. Os sulfetos são representados principalmente por pirrotita na forma de prismas/placas hexagonais irregulares ou lamelas. A matriz contém uma grande quantidade de pentlandita submicrométrica ou em combinação com pirrotita. Fases ricas em carbono (com tamanho inferior a 10 µm) ocorrem de forma ubíqua na matriz rica em filossilicatos. Fases ricas em carbono (com tamanho inferior a 10 µm) ocorrem de forma ubíqua na matriz rica em filossilicatos. Uma grande quantidade de unidades (<10 мкм) é usada para uma matriz de filtro de alta qualidade. Fases ricas em carbono (com tamanho inferior a 10 µm) ocorrem de forma ubíqua 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。 Muitas unidades de tamanho grande (<10 мкм) são pré-instaladas em uma matriz de filtro grande. Na matriz rica em filossilicatos, predominam fases ricas em carbono (com tamanho inferior a 10 µm).Outros minerais auxiliares são mostrados na Tabela Suplementar 1. 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 bastante dos condritos CY e CM (tipo Mighei) (Figura 1 com dados expandidos e Figura Suplementar 2). O conteúdo total de elementos dos grãos de Ryugu (A0098, C0068) também é consistente com o do condrito 6 CI (dados expandidos, Figura 2 e Tabela Suplementar 2). Em contraste, os condritos CM são empobrecidos em elementos moderadamente e altamente voláteis, especialmente Mn e Zn, e apresentam maior concentração de elementos refratários. As concentrações de alguns elementos variam bastante, o que pode ser um reflexo da heterogeneidade inerente da amostra devido ao pequeno tamanho das partículas individuais e ao consequente viés de amostragem. Todas as características petrológicas, mineralógicas e elementares indicam que os grãos de Ryugu são muito semelhantes aos condritos CI8,9 e10. Uma exceção notável é a ausência de ferrihidrita e sulfato nos grãos de Ryugu, sugerindo que esses minerais nos 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) da 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.). b, Imagem da região de contorno em elétrons retroespalhados em a. Bru – imaturo; Dole – dolomita; FeS – sulfeto de ferro; Mag – magnetita; juice – esteatita; Srp – serpentina. c, Imagem de microscopia eletrônica de transmissão (MET) de alta resolução de um intercrescimento típico de saponita-serpentina mostrando bandas de rede de serpentina e saponita de 0,7 nm e 1,1 nm, respectivamente.
A composição da matriz e do silicato em camadas (em %) das partículas de Ryugu A0037 (círculos vermelhos sólidos) e C0068 (círculos azuis sólidos) é mostrada no sistema ternário (Si+Al)-Mg-Fe. a, Resultados da microssonda eletrônica (EPMA) plotados em relação aos condritos CI (Ivuna, Orgueil, Alais)¹⁶ mostrados em cinza para comparação. b, Análises de microscopia eletrônica de transmissão de varredura (STEM) e espectroscopia de raios X por dispersão de energia (EDS) mostradas para comparação com os meteoritos Orgueil⁹ e Murchison⁴⁶ e o IDP⁴⁷ hidratado. Filossilicatos de granulação fina e grossa foram analisados, evitando-se 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 submicrométricos de sulfeto de ferro dentro dos grãos de silicato em camadas, o que não pode ser excluído pela resolução espacial da análise EPMA. Pontos de dados com teor de Si superior ao da saponita em b podem ser causados ​​pela presença de material amorfo rico em silício em nanoescala 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 condrito IC (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. Mapas de d, Δ17O e δ18O da partícula C0014-4 de Ryugu, do condrito CI (Orgueil) e do condrito CY (Y-82162) (este estudo). Δ17O_Ryugu: Valor de Δ17O para C0014-1. Δ17O_Orgueil: Valor médio de Δ17O para Orgueil. Δ17O_Y-82162: Valor médio de Δ17O para Y-82162. Dados de CI e CY da literatura 41, 48, 49 também são mostrados para comparação.
A análise de isótopos de massa de oxigênio foi realizada em uma amostra de 1,83 mg de material extraído do C0014 granular por fluoração a laser (Métodos). Para comparação, utilizamos sete cópias de Orgueil (CI) (massa total = 8,96 mg) e sete cópias de Y-82162 (CY) (massa total = 5,11 mg) (Tabela Suplementar 3).
A figura 2d mostra uma clara separação de Δ17O e δ18O entre as partículas de média ponderada de Orgueil e Ryugu em comparação com Y-82162. O Δ17O da partícula C0014-4 de Ryugu é maior do que o da partícula de Orgueil, apesar da sobreposição em 2 desvios padrão. As partículas de Ryugu apresentam valores de Δ17O mais altos em comparação com as de Orgueil, o que pode refletir a poluição terrestre sofrida por estas últimas 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 (LFT). Essa conclusão é consistente com os dados mineralógicos (discutidos anteriormente) que mostram que os grãos de Ryugu não contêm hidratos ou sulfatos, enquanto os de Orgueil contêm.
Com base nos dados mineralógicos acima, estes resultados apoiam uma associação entre os grãos de Ryugu e os condritos CI, mas descartam uma associação com os condritos CY. O fato de os grãos de Ryugu não estarem associados aos condritos CY, que apresentam claros sinais 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 essa aparente diferença permanecem obscuras. Uma análise de isótopos de oxigênio de outras partículas de Ryugu é apresentada em um artigo complementar¹². No entanto, os resultados deste conjunto de dados ampliado também são consistentes com a associação entre as partículas de Ryugu e os condritos CI.
Utilizando técnicas coordenadas de microanálise (Figura Suplementar 3), examinamos a distribuição espacial do carbono orgânico em toda a área da superfície da fração C0068.25 obtida por feixe de íons focalizado (FIB) (Figuras 3a–f). Os espectros de absorção de raios X de estrutura fina (NEXAFS) do carbono na borda próxima da seção C0068.25 mostram diversos grupos funcionais – aromáticos 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 (Figura 3a), o que indica um baixo grau de variação térmica. O forte pico de CH (287,5 eV) da matéria orgânica parcial de C0068.25 difere da matéria orgânica insolúvel de condritos carbonáceos estudados anteriormente e é mais semelhante ao IDP14 e às partículas cometárias obtidas pela missão Stardust. Um pico CH intenso 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. Suplementar 3a). Áreas ricas em compostos orgânicos alifáticos estão localizadas em filossilicatos de granulação grossa, bem como em áreas com uma estrutura de carbono aromática (ou C=C) pobre (Fig. 3c,d). Em contraste, A0037,22 (Fig. Suplementar 3) apresentou parcialmente um menor teor de regiões ricas em carbono alifático. A mineralogia subjacente desses grãos é rica em carbonatos, semelhante à do condrito CI 16, sugerindo extensa alteração da água de origem (Tabela Suplementar 1). Condições oxidantes favorecem concentrações mais elevadas de grupos funcionais carbonila e carboxila em compostos orgânicos associados a carbonatos. A distribuição submicrométrica de compostos orgânicos com estruturas de carbono alifático pode ser muito diferente da distribuição em silicatos em camadas de granulação grossa. Foram encontrados indícios de compostos orgânicos alifáticos associados a filossilicatos-OH no meteorito Tagish Lake. Dados microanalíticos coordenados sugerem que a matéria orgânica rica em compostos alifáticos pode ser comum em asteroides do tipo C e estar intimamente associada a filossilicatos. Essa conclusão está de acordo com relatos anteriores de CHs alifáticos/aromáticos em partículas de Ryugu, demonstrados pelo MicroOmega, um microscópio hiperespectral no infravermelho próximo. Uma questão importante e ainda sem resposta é se as propriedades únicas dos compostos orgânicos alifáticos ricos em carbono, associados a filossilicatos de granulação grossa, observadas neste estudo, são encontradas apenas no asteroide Ryugu.
a, Espectros de carbono NEXAFS normalizados a 292 eV na região rica em compostos aromáticos (C=C) (vermelho), na região rica em compostos alifáticos (verde) e na matriz (azul). A linha cinza representa o espectro orgânico insolúvel de Murchison 13 para comparação. au, unidade de arbitragem. b, Imagem espectral de microscopia de transmissão de raios X por varredura (STXM) da borda K do carbono, mostrando que a seção é dominada por carbono. c, Gráfico composto RGB com regiões ricas em compostos aromáticos (C=C) (vermelho), regiões ricas em compostos alifáticos (verde) e matriz (azul). d, Compostos orgânicos ricos em compostos alifáticos estão concentrados em filossilicato de granulação grossa; a área foi ampliada a partir das caixas pontilhadas brancas em b e c. e, Nanoesferas grandes (ng-1) na área ampliada a partir da caixa pontilhada branca em b e c. Para: pirrotita. Pn: cromita de níquel. f, Espectrometria de massa de íons secundários em nanoescala (NanoSIMS), imagens elementares de hidrogênio (1H), carbono (12C) e nitrogênio (12C14N), imagens da razão de elementos 12C/1H e imagens de isótopos cruzados δD, δ13C e δ15N – Seção PG-1: grafite pré-solar com enriquecimento extremo de 13C (Tabela Suplementar 4).
Estudos cinéticos da degradação da matéria orgânica em meteoritos Murchison podem fornecer informações importantes sobre a distribuição heterogênea de matéria orgânica alifática rica em grãos de Ryugu. Este estudo mostra que as ligações CH alifáticas na matéria orgânica persistem até uma temperatura máxima de cerca de 30 °C na rocha-mãe e/ou mudam com as relações tempo-temperatura (por exemplo, 200 anos a 100 °C e 100 milhões de anos a 0 °C). Se o precursor não for aquecido a uma determinada temperatura por mais de um certo período, a distribuição original de compostos orgânicos alifáticos ricos em filossilicatos pode ser preservada. No entanto, mudanças na água da rocha-mãe podem complicar essa interpretação, visto que o meteorito A0037, rico em carbonatos, não apresenta regiões alifáticas ricas em carbono associadas a filossilicatos. Essa mudança em baixa temperatura corresponde aproximadamente à presença de feldspato cúbico nos grãos de Ryugu (Tabela Suplementar 1)²⁰.
A fração C0068,25 (ng-1; Figs. 3a–c,e) contém uma grande nanoesfera que apresenta espectros altamente aromáticos (ou C=C), moderadamente alifáticos e fracos de C(=O)O e C=O. A assinatura de carbono alifático não corresponde à assinatura de compostos orgânicos insolúveis em massa e nanoesferas orgânicas associadas a condritos (Fig. 3a) 17,21. Análises espectroscópicas Raman e infravermelha de nanoesferas no Lago Tagish mostraram 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 de 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 composto 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 mudanças uniformes em δ13C e δ15N, exceto para grãos pré-solares com um grande enriquecimento de 13C de 30.811‰ (PG-1 na imagem de δ13C na Fig. 3f) (Tabela Suplementar 4). Imagens de raios X de grãos elementares e imagens TEM de alta resolução mostram apenas a concentração de carbono e a distância entre os planos basais de 0,3 nm, o que corresponde a grafite. É importante notar que os valores de δD (841 ± 394‰) e δ15N (169 ± 95‰), enriquecidos em matéria orgânica alifática associada a filossilicatos de granulação grossa, são ligeiramente superiores à média para toda a região C (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) em C0068.25 (Tabela Suplementar 4). Essa observação sugere que a matéria orgânica rica em alifáticos nos filossilicatos de granulação grossa pode ser mais primitiva do que a matéria orgânica circundante, uma vez que esta última pode ter sofrido troca isotópica com a água circundante no corpo original. Alternativamente, essas mudanças isotópicas também podem estar relacionadas ao processo de formação inicial. Interpreta-se que os silicatos em camadas de granulação fina nos condritos CI foram formados como resultado da alteração contínua dos aglomerados de silicato anidro de granulação grossa originais. 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, ter sido ligeiramente alterada durante as mudanças na composição da 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 calor interno suficiente para a alteração aquosa para formar minerais hidratados25. Tamanho (<1,0 km) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного изменения com segurança mineralov25. Tamanho (<1,0 km) Ryugu é muito pequeno para manter calor interno suficiente para a mudança da 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。 Diminua o tamanho (<1,0 km) de forma pequena, para que você possa obter um clima quente para a extração de água com liberação водных минералов25. O tamanho de Ryugu (<1,0 km) é muito pequeno para suportar calor interno para transformar a água em minerais de água25.Portanto, podem ser necessários predecessores de Ryugu com dezenas de quilômetros de tamanho. A matéria orgânica rica em compostos alifáticos pode reter suas proporções isotópicas originais devido à associação com filossilicatos de granulação grossa. No entanto, a natureza exata dos portadores de isótopos pesados ​​permanece incerta devido à mistura complexa e delicada dos vários componentes nessas frações de FIB. Estes podem ser substâncias orgânicas ricas em compostos alifáticos nos grânulos de Ryugu ou filossilicatos grosseiros que os circundam. Observe que a matéria orgânica em quase todos os condritos carbonáceos (incluindo os condritos CI) tende a ser mais rica em deutério (D) do que em filossilicatos, com exceção dos meteoritos CM Paris 24 e 26.
Gráficos dos valores de δD e δ15N em fatias FIB obtidas para A0002.23 e A0002.26, A0037.22 e A0037.23 e C0068.23, C0068.25 e C0068.26 (um total de sete fatias FIB de três partículas de Ryugu). Uma comparação do NanoSIMS com outros objetos do sistema solar é mostrada na figura 4 (Tabela Suplementar 4)27,28. As mudanças de volume em δD e δ15N nos perfis A0002, A0037 e C0068 são consistentes com as observadas em IDPs, mas maiores do que nos condritos CM e CI (Fig. 4). Observe que a faixa de valores de δD para a amostra do Cometa 29 (-240 a 1655‰) é maior do que a de Ryugu. Os volumes de δD e δ15N dos perfis de Ryukyu são, em geral, menores que a média para cometas da família de Júpiter e da Nuvem de Oort (Fig. 4). Os valores de δD mais baixos dos condritos CI podem refletir a influência da contaminação terrestre nessas amostras. Dadas as semelhanças entre Bells, Lake Tagish e IDPs, a grande heterogeneidade nos valores de δD e δN nas partículas de Ryugu pode refletir mudanças nas assinaturas isotópicas iniciais das composições orgânicas e aquosas no início do Sistema Solar. As mudanças isotópicas semelhantes em δD e δN nas partículas de Ryugu e IDPs sugerem que ambas podem ter se formado a partir de material da mesma fonte. Acredita-se que as IDPs se originem de fontes cometárias¹⁴. Portanto, Ryugu pode conter material semelhante ao de cometas e/ou, pelo menos, do 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 deutério no corpo parental 31 e (2) a razão D/H do cometa em função da atividade cometária 32. Contudo, as razões para a heterogeneidade observada nos isótopos de hidrogênio e nitrogênio nas partículas de Ryugu não são totalmente compreendidas, em parte devido ao número limitado de análises disponíveis atualmente. Os resultados dos sistemas de isótopos de hidrogênio e nitrogênio ainda levantam a possibilidade de que Ryugu contenha a maior parte do material proveniente de fora do Sistema Solar e, portanto, possa apresentar alguma semelhança com cometas. O perfil de Ryugu não mostrou correlação aparente entre δ13C e δ15N (Tabela Suplementar 4).
A composição isotópica geral de H e N das partículas de Ryugu (círculos vermelhos: A0002, A0037; círculos azuis: C0068) correlaciona-se com a magnitude solar 27, a família média de Júpiter (JFC27), os cometas da Nuvem de Oort (OCC27), o IDP28 e os côndrulos carbonáceos. Comparação do meteorito 27 (CI, CM, CR, C2-ung). A composição isotópica é apresentada na Tabela Suplementar 4. As linhas tracejadas representam os valores isotópicos terrestres para H e N.
O transporte de voláteis (por exemplo, matéria orgânica e água) para a Terra continua sendo uma preocupação26,27,33. A matéria orgânica submicrométrica associada a filossilicatos grosseiros em partículas de 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 decaimento35 do que a matéria orgânica em matrizes de granulação fina. A composição isotópica mais pesada do hidrogênio nessas partículas significa que é improvável que elas sejam a única fonte de voláteis transportados para a Terra primitiva. Elas podem estar misturadas com componentes de composição isotópica de hidrogênio mais leve, como foi proposto recentemente na hipótese da presença de água proveniente do 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 contaminadas por material terrestre. Também fornecemos evidências diretas de interações entre matéria orgânica alifática rica e minerais hidratados vizinhos e sugerimos que Ryugu pode conter material extrasolar37. Os resultados deste estudo demonstram claramente a importância da amostragem direta de protoasteroides e a necessidade de transportar as amostras coletadas em condições completamente inertes e estéreis. As evidências aqui apresentadas mostram que as partículas de Ryugu são, sem dúvida, um dos materiais do sistema solar mais puros disponíveis para pesquisa laboratorial, e o estudo aprofundado dessas preciosas amostras certamente ampliará nossa compreensão dos processos do sistema solar primitivo. As partículas de Ryugu são a melhor representação da composição geral do sistema solar.
Para determinar a microestrutura complexa e as propriedades químicas de amostras em escala submicrométrica, utilizamos tomografia computadorizada baseada em radiação síncrotron (SR-XCT) e difração de raios X por radiação síncrotron (SR-XRD) acoplada à tomografia computadorizada (CT), além de análises por feixe de íons focalizado (FIB-STXM), espectroscopia de fotoelétrons de raios X com detecção por NEXAFS, espectrometria de massa de íons secundários (NanoSIMS) e microscopia eletrônica de transmissão (TEM). As amostras não sofreram degradação, poluição atmosférica, danos por partículas finas ou impactos mecânicos. Simultaneamente, realizamos análises volumétricas sistemáticas utilizando microscopia eletrônica de varredura (MEV) com espectroscopia de dispersão de energia de raios X (EDS), microssonda eletrônica (EPMA), difração de raios X (XRD), análise por ativação neutrônica instrumental (INAA) e fluoração isotópica de oxigênio por laser. Os procedimentos de análise são apresentados na Figura Suplementar 3 e cada análise é descrita nas seções seguintes.
Partículas do asteroide Ryugu foram recuperadas do módulo de reentrada Hayabusa-2 e entregues ao Centro de Controle da JAXA em Sagamihara, Japão, sem poluir a atmosfera terrestre4. Após a caracterização inicial e não destrutiva em uma instalação gerenciada pela JAXA, utilize recipientes de transferência inter-sítios seláveis ​​e sacos para cápsulas de amostra (cristal de safira de 10 ou 15 mm de diâmetro e aço inoxidável, dependendo do tamanho da amostra) para evitar interferências ambientais. contaminantes do solo (por exemplo, vapor de água, hidrocarbonetos, gases atmosféricos e partículas finas) e contaminação cruzada entre amostras durante a preparação e o transporte 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 lascamento com cinzel de tântalo, uso de serra de fio diamantado balanceada (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) e corte de epóxi) foram realizados em uma câmara de luvas sob atmosfera limpa e seca de N2 (ponto de orvalho: -80 a -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Todos os itens utilizados foram limpos com uma combinação de água ultrapura e etanol, utilizando ondas ultrassônicas de diferentes frequências.
Neste estudo, analisamos a coleção de meteoritos do Instituto Nacional de Pesquisa Polar (NIPR) do Centro de Pesquisa de Meteoritos da Antártida (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 e CY: Y 980115).
Para a transferência entre instrumentos para análise SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS e TEM, utilizamos o suporte de amostra ultrafino universal descrito em estudos anteriores38.
A análise SR-XCT das amostras de Ryugu foi realizada utilizando o sistema integrado de tomografia computadorizada BL20XU/SPring-8. O sistema integrado de tomografia computadorizada consiste em vários modos de medição: modo de campo de visão amplo e baixa resolução (WL) para capturar toda a estrutura da amostra, modo de campo de visão estreito e alta resolução (NH) para medição precisa da área de interesse da amostra e radiografias para obter um padrão de difração do volume da amostra, e realizar XRD-CT para obter um diagrama 2D das fases minerais no plano horizontal da amostra. Observe que todas as medições podem ser realizadas sem a necessidade de remover o porta-amostras da base, permitindo medições precisas de tomografia computadorizada e XRD-CT. O detector de raios X no modo WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) foi equipado com uma câmera CMOS adicional de 4608 × 4608 pixels (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) com um cintilador composto por um monocristal de granada de alumínio e lutécio de 10 µm de espessura (Lu3Al5O12:Ce) e uma lente de relé. O tamanho do pixel no modo WL é de aproximadamente 0,848 µm. Assim, o campo de visão (FOV) no modo WL é de aproximadamente 6 mm no modo CT com deslocamento. O detector de raios X no modo NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) foi equipado com um cintilador de granada de 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 de ×20. O tamanho do pixel no modo NH é de aproximadamente 0,25 µm e o campo de visão é de aproximadamente 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 possui um tamanho de pixel efetivo de 19,05 µm e um campo de visão de 43,9 mm². Para aumentar o campo de visão, aplicamos um procedimento de tomografia computadorizada (TC) com deslocamento no modo WL. A imagem de luz transmitida para a reconstrução da 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. Nesse modo, o detector é posicionado 110 mm atrás da amostra e o bloqueador de feixe fica 3 mm à frente do detector. Imagens de difração na faixa de 2θ de 1,43° a 18,00° (passo da grade d = 16,6–1,32 Å) foram obtidas com o ponto focalizado do feixe de raios X 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 rotacionadas em 180°, é possível obter a difração das partículas minerais no plano horizontal. As imagens de difração foram então combinadas em uma única 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 de 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 do feixe estão alinhados com o centro do campo de visão do detector. A amostra é escaneada horizontalmente e girada 180°. As imagens SR-XRD-CT foram reconstruídas com as intensidades de pico dos minerais como valores de pixel. Com a varredura horizontal, a amostra é tipicamente escaneada em 500 a 1000 etapas.
Para todos os experimentos, a energia dos raios X foi fixada em 30 keV, visto que este é o limite inferior de penetração dos raios X em meteoritos com diâmetro de aproximadamente 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 com deslocamento), 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 para XRD-CT. 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 utilizado para analisar os dados 3D e o software muXRD foi utilizado para analisar os dados de DRX.
Partículas de Ryugu fixadas com epóxi (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) foram polidas gradualmente na superfície até o nível de uma película de diamante de 0,5 µm (3M) em condições secas, evitando o contato do material com a superfície durante o processo de polimento. A superfície polida de cada amostra foi examinada inicialmente por microscopia óptica e, em seguida, por elétrons retroespalhados (BSE) para obtenção de imagens de mineralogia e textura das amostras, bem como imagens qualitativas de elementos por ressonância paramagnética eletrônica (RPE) utilizando um microscópio eletrônico de varredura (MEV) JEOL JSM-7100F equipado com um espectrômetro de energia dispersiva (EDS) (AZtec). Para cada amostra, o teor de elementos maiores e menores foi analisado por microssonda eletrônica (EPMA, JEOL JXA-8200). Analisaram-se partículas de filossilicatos e carbonatos 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 elementares e imagens BSE utilizando o software ImageJ 1.53 com limiares 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 em recipientes preenchidos com nitrogênio para transferência entre instalações.
O carregamento das amostras foi realizado em uma câmara de luvas com atmosfera de nitrogênio e nível de oxigênio monitorado abaixo de 0,1%. Para a análise do Hayabusa2, um novo porta-amostras de níquel foi fabricado, contendo apenas dois orifícios (diâmetro de 2,5 mm e profundidade de 5 mm), um para as partículas de Hayabusa2 e o outro para o padrão interno de obsidiana. Durante a análise, o compartimento contendo o material Hayabusa2 foi coberto com uma janela interna de BaF2 com aproximadamente 1 mm de espessura e 3 mm de diâmetro para acomodar a amostra durante a reação a laser. O fluxo de BrF5 para a amostra foi mantido por um canal de mistura de gases cortado no porta-amostras de níquel. A câmara de amostras também foi reconfigurada para que pudesse ser removida da linha de fluoração a vácuo e, em seguida, aberta em uma câmara de luvas preenchida com nitrogênio. A câmara de duas peças foi selada com uma junta de compressão de cobre e uma trava de corrente EVAC Quick Release CeFIX 38. Uma janela de BaF2 de 3 mm de espessura na parte superior da câmara permite a observação simultânea da amostra e do aquecimento a laser. Após carregar a amostra, feche a câmara novamente e reconecte-a 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 noturno, a câmara foi deixada esfriar 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 da Hayabusa 2 não seja exposta à atmosfera e não seja contaminada pela umidade proveniente da porção 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 de Y-82162 (CY) foi realizada em uma bandeja única com múltiplos poços de amostra41. Devido à sua composição anidra, não é necessário usar um único método para condritos CY. As amostras foram aquecidas usando um laser de CO2 infravermelho da Photon Machines Inc. com potência de 50 W (10,6 µm) montado no pórtico XYZ na presença de BrF5. O sistema de vídeo integrado monitora o curso da reação. Após a fluoração, o O2 liberado foi removido usando duas armadilhas criogênicas 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 dois canais Thermo Fisher MAT 253 com 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 para o uso do dispositivo de fole no espectrômetro de massa MAT 253. Nesses casos, utilizam-se microvolumes para a análise. Após a análise das partículas da Hayabusa2, o padrão interno de obsidiana foi fluorado e sua composição isotópica de oxigênio foi determinada.
Os íons do fragmento NF+ NF3+ interferem com o feixe de massa 33 (16O17O). Para eliminar esse problema potencial, a maioria das amostras é processada utilizando procedimentos de separação criogênica. Isso pode ser feito na direção direta, antes da análise por MAT 253, ou como uma segunda análise, retornando o gás analisado à peneira molecular especial e repassando-o após a separação criogênica. A separação criogênica consiste em fornecer gás a uma peneira molecular à temperatura do nitrogênio líquido e, em seguida, descarregá-lo em uma peneira molecular primária a uma temperatura de -130 °C. Testes extensivos demonstraram que o NF+ permanece na primeira peneira molecular e que não ocorre fracionamento significativo com esse método.
Com base em análises repetidas de nossos padrões internos de obsidiana, a precisão geral do sistema no modo de fole é: ±0,053‰ para δ17O, ±0,095‰ para δ18O, ±0,018‰ para Δ17O (2 desvios padrão). A análise de isótopos de oxigênio é apresentada na notação delta padrão, onde δ18O é calculado como:
Utilize também a razão 17O/16O para δ17O. VSMOW é o padrão internacional para o Padrão Médio da Água do Mar 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 compensar as lacunas.
Seções com espessura aproximada de 150 a 200 nm foram extraídas de partículas de Ryugu utilizando um instrumento FIB SMI4050 da Hitachi High Tech no JAMSTEC, Instituto de Amostragem de Núcleos de Kochi. Observe que todas as seções FIB foram recuperadas de fragmentos não processados ​​de partículas não processadas, após serem removidas de recipientes preenchidos com gás N2 para transferência entre objetos. Esses fragmentos não foram medidos por SR-CT, mas foram processados ​​com exposição mínima à atmosfera terrestre para evitar possíveis danos e contaminação que pudessem afetar o espectro da borda K do carbono. Após a deposição de uma camada protetora de tungstênio, a região de interesse (até 25 × 25 μm2) foi cortada e adelgaçada com um feixe de íons Ga+ a uma tensão de aceleração de 30 kV, depois a 5 kV e uma corrente de sonda de 40 pA para minimizar danos à superfície. As seções ultrafinas foram então colocadas em uma malha de cobre ampliada (malha de Kochi) 39 utilizando um micromanipulador equipado com FIB.
Os grânulos de Ryugu A0098 (1,6303 mg) e C0068 (0,6483 mg) foram selados duas vezes em folhas de polietileno de alta pureza em uma caixa de luvas preenchida com nitrogênio puro no SPring-8, sem qualquer interação com a atmosfera terrestre. A preparação da amostra 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 Instituto de Ciências Integradas de Radiação e Nucleares da Universidade de Kyoto. As amostras foram irradiadas duas vezes com diferentes ciclos de irradiação, escolhidos de acordo com a meia-vida do nuclídeo utilizado para a quantificação dos elementos. Primeiramente, a amostra foi irradiada em um tubo de irradiação pneumático por 30 segundos. Os fluxos de nêutrons térmicos e rápidos na figura 3 são de 4,6 × 10¹² e 9,6 × 10¹¹ cm⁻² s⁻¹, respectivamente, para a determinação dos teores de Mg, Al, Ca, Ti, V e Mn. Substâncias químicas como MgO (pureza de 99,99%, Soekawa Chemical), Al (pureza de 99,9%, Soekawa Chemical) e Si metálico (pureza de 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical) também foram irradiadas para corrigir interferências de reações nucleares, como (n, n). A amostra também foi irradiada com cloreto de sódio (pureza de 99,99%; MANAC) para corrigir as alterações no fluxo de nêutrons.
Após a irradiação com nêutrons, a folha externa de polietileno foi substituída por uma nova, e a radiação gama emitida pela amostra e pela referência foi imediatamente medida com um detector de Ge. As mesmas amostras foram reirradiadas por 4 horas em um tubo de irradiação pneumático. O detector 2 apresenta fluxos de nêutrons térmicos e rápidos de 5,6 × 10¹² e 1,2 × 10¹² cm⁻² s⁻¹, respectivamente, para a determinação de Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, Se, Sb, Os, Ir e Au. Amostras de controle de Ga, As, Se, Sb, Os, Ir e Au foram irradiadas aplicando-se quantidades apropriadas (de 10 a 50 μg) de soluções padrão com concentrações conhecidas desses elementos sobre dois pedaços de papel de filtro, seguidas da irradiação das amostras. A contagem de raios gama foi realizada no Instituto de Ciências Integradas de Radiação e Nucleares da Universidade de Kyoto e no Centro de Pesquisa RI da Universidade Metropolitana de Tóquio. Os procedimentos analíticos e os materiais de referência para a determinação quantitativa dos elementos 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 de 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 de Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) no NIPR. O divisor de rede (Rigaku SmartLab) foi desenvolvido para o cartão de desenvolvimento Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) e C0087 (<1 мг) em NIPR. Um difratômetro de raios X (Rigaku SmartLab) foi usado para coletar padrões de difração das 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。 Os Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) e C0087 (<1 мг) foram colocados em NIPR com ispользованием дентгеновского 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 até virarem um pó fino sobre uma lâmina de silício não refletora, utilizando uma placa de vidro de safira, e então espalhadas uniformemente sobre a lâmina de silício não refletora, sem a adição de qualquer líquido (água ou álcool). As condições de medição foram as seguintes: a radiação de raios X Cu Kα foi gerada com uma tensão de tubo de 40 kV e uma corrente de tubo de 40 mA, o comprimento da fenda limitante foi de 10 mm, o ângulo de divergência foi de (1/6)°, a velocidade de rotação no plano foi de 20 rpm e a faixa de 2θ (ângulo duplo de Bragg) foi de 3-100°, com um tempo de análise de aproximadamente 28 horas. Foi utilizada óptica de Bragg-Brentano. O detector utilizado foi um detector semicondutor de silício unidimensional (D/teX Ultra 250). Os raios X de Cu Kβ foram filtrados utilizando um filtro de níquel. Utilizando amostras disponíveis, as medições de saponita magnesiana sintética (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentina (serpentina foliar, Miyazu, Nikka) e pirrotita (monoclínica 4C, Chihua, México Watts) foram comparadas para identificar picos e utilizar dados de difração de pó do Centro Internacional de Dados de Difração (ICDD), dolomita (PDF 01-071-1662) e magnetita (PDF 00-019-0629). Os 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.
Espectros NEXAFS com borda K do carbono de seções ultrafinas de amostras preparadas por FIB foram medidos usando o canal BL4U do STXM na instalação de síncrotron UVSOR do Instituto de Ciências Moleculares (Okazaki, Japão). O tamanho do ponto do feixe, focalizado 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 à borda (283,6–292,0 eV) e de 0,5 eV (280,0–283,5 eV e 292,5–300,0 eV) para as regiões frontal e posterior. O tempo de aquisição de cada pixel da imagem foi definido em 2 ms. Após a evacuação, a câmara analítica do STXM foi preenchida com hélio a uma pressão de cerca de 20 mbar. Isso ajuda a minimizar a deriva térmica dos equipamentos de óptica de raios X na câmara e no porta-amostras, bem como a reduzir danos e/ou oxidação da amostra. Os espectros de carbono na borda K obtidos por NEXAFS foram gerados a partir de dados empilhados utilizando o software aXis2000 e um software proprietário de processamento de dados STXM. Observe que a caixa de transferência de amostras e a câmara de luvas são utilizadas para evitar a oxidação e contaminação da amostra.
Após a análise STXM-NEXAFS, a composição isotópica de hidrogênio, carbono e nitrogênio de fatias de Ryugu FIB foi analisada utilizando imagens isotópicas com um JAMSTEC NanoSIMS 50L. Um feixe primário de Cs+ focalizado, com intensidade de aproximadamente 2 pA para análise de isótopos de carbono e nitrogênio e aproximadamente 13 pA para análise de isótopos de hidrogênio, foi varrido sobre uma área de aproximadamente 24 × 24 µm² a 30 × 30 µm² na amostra. Após um pré-jato de 3 minutos com uma corrente de feixe primário relativamente forte, cada análise foi iniciada após a estabilização da intensidade do feixe secundário. Para a análise dos isótopos de carbono e nitrogênio, imagens de ¹²C–, ¹³C–, ¹⁶O–, ¹²C¹⁴N– e ¹²C¹⁵N– foram obtidas simultaneamente utilizando detecção multiplex com sete multiplicadores 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 de isótopos de hidrogênio, imagens de 1H, 2D e 12C foram obtidas com uma resolução de massa de aproximadamente 3000 com detecção múltipla usando três multiplicadores de elétrons. Cada análise consiste em 30 imagens escaneadas 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. Utilizamos hidrato de 1-hidroxibenzotriazol como padrão 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, utilizamos seis multiplicadores de elétrons com uma resolução de massa de aproximadamente 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 utilizando wafers 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 para os efeitos de chegada quase simultânea. Um alinhamento de varredura diferente foi utilizado para cada imagem, a fim de corrigir a deriva da imagem durante a aquisição. A imagem final de isótopos é criada pela soma dos íons secundários de cada imagem para cada pixel da varredura.
Após as análises STXM-NEXAFS e NanoSIMS, as mesmas seções FIB foram examinadas utilizando um microscópio eletrônico de transmissão (JEOL JEM-ARM200F) com tensão de aceleração de 200 kV em Kochi, JAMSTEC. A microestrutura foi observada utilizando um TEM de campo claro e um TEM de varredura de alto ângulo em campo escuro. As fases minerais foram identificadas por difração de elétrons pontual e imagem de bandas de rede, e a análise química foi realizada por EDS com um detector de deriva de silício de 100 mm² e o software JEOL Analysis Station 4.30. Para a análise quantitativa, a intensidade característica de raios X para cada elemento foi medida no modo de varredura TEM com um tempo de aquisição de dados fixo de 30 s, uma área de varredura do feixe de ~100 × 100 nm² e uma corrente do feixe de 50 pA. A razão (Si + Al)-Mg-Fe em silicatos em camadas foi determinada utilizando o coeficiente experimental k, corrigido para a espessura, obtido a partir de um padrão de pirogáron natural.
Todas as imagens e análises utilizadas neste estudo estão disponíveis no Sistema de Arquivamento e Comunicação de Dados da JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Este artigo apresenta os dados originais.
Kitari, K. et al. Composição da superfície do asteroide 162173 Ryugu observada pelo instrumento NIRS3 da Hayabusa2. Science 364, 272–275.
Kim, AJ Condritos carbonáceos do tipo Yamato (CY): análogos da superfície do asteroide Ryugu? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al. A primeira análise composicional de amostras de Ryugu foi realizada usando um microscópio hiperespectral MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al. Análise preliminar da amostra Hyabusa2 trazida do asteroide tipo C Ryugu. National Astron. 6, 214–220 (2021).