Спасибо за посещение сайта Nature.com. Версия вашего браузера имеет ограниченную поддержку CSS. Для наилучшего взаимодействия с сайтом мы рекомендуем использовать обновлённую версию браузера (или отключить режим совместимости в Internet Explorer). В настоящее время, для обеспечения дальнейшей поддержки, мы будем отображать сайт без стилей и JavaScript.
Астероиды С-типа, летучие и богатые органическими веществами, могут быть одним из основных источников воды на Земле. В настоящее время хондриты, содержащие углерод, дают наилучшее представление об их химическом составе, но информация о метеоритах искажена: только самые прочные типы выживают после входа в атмосферу и последующего взаимодействия с земной средой. Здесь мы представляем результаты детального объемного и микроаналитического исследования первичной частицы Рюгу, доставленной на Землю космическим аппаратом «Хаябуса-2». Частицы Рюгу демонстрируют близкое соответствие по составу химически нефракционированным, но измененным водой хондритам CI (типа Ивуна), которые широко используются в качестве индикатора общего состава Солнечной системы. Этот образец показывает сложную пространственную взаимосвязь между богатыми алифатическими органическими веществами и слоистыми силикатами и указывает на максимальную температуру около 30 °C во время водной эрозии. Мы обнаружили обилие дейтерия и диазония, соответствующее внесолнечному происхождению. Частицы Рюгу представляют собой наиболее незагрязненный и неотделимую инопланетную материю из всех изученных и лучше всего соответствуют общему составу Солнечной системы.
С июня 2018 по ноябрь 2019 года космический аппарат Hayabusa2 Японского агентства аэрокосмических исследований (JAXA) провел обширное дистанционное исследование астероида Рюгу. Данные, полученные с помощью ближнеинфракрасного спектрометра (NIRS3) на борту Hayabusa-2, позволяют предположить, что Рюгу может состоять из материала, аналогичного термически и/или ударно-метаморфизованным углеродистым хондритам. Наиболее близким аналогом является хондрит CY (типа Ямато) 2. Низкое альбедо Рюгу объясняется наличием большого количества богатых углеродом компонентов, а также размером частиц, пористостью и пространственными эффектами выветривания. Космический аппарат Hayabusa-2 совершил две посадки и сбор образцов на Рюгу. Во время первой посадки 21 февраля 2019 года был получен поверхностный материал, который хранился в отсеке А возвращаемой капсулы, а во время второй посадки 11 июля 2019 года материал был собран вблизи искусственного кратера, образованного небольшим портативным импактором. Эти образцы хранятся в отсеке С. Первоначальная неразрушающая характеризация частиц на этапе 1 в специальных, незагрязненных и заполненных чистым азотом камерах на объектах, находящихся под управлением JAXA, показала, что частицы Рюгу наиболее похожи на хондриты CI4 и демонстрируют «различные уровни вариации»³. Кажущаяся противоречивой классификация Рюгу, подобная хондритам CY или CI, может быть разрешена только путем детальной изотопной, элементной и минералогической характеризации частиц Рюгу. Представленные здесь результаты обеспечивают прочную основу для определения того, какое из этих двух предварительных объяснений общего состава астероида Рюгу является наиболее вероятным.
Восемь гранул астероида Рюгу (приблизительно 60 мг в общей сложности), четыре из камеры А и четыре из камеры С, были выделены для второго этапа исследования для работы с командой из Кочи. Главная цель исследования — выяснить природу, происхождение и эволюционную историю астероида Рюгу, а также задокументировать сходства и различия с другими известными внеземными образцами, такими как хондриты, межпланетные пылевые частицы (МПП) и возвращающиеся кометы. Образцы были собраны в рамках миссии НАСА «Звездная пыль».
Детальный минералогический анализ пяти зерен Рюгу (A0029, A0037, C0009, C0014 и C0068) показал, что они в основном состоят из мелко- и крупнозернистых филлосиликатов (~64–88 об.%; рис. 1a, b, дополнительный рис. 1 и дополнительная таблица 1). Крупнозернистые филлосиликаты встречаются в виде перистых агрегатов (размером до десятков микрон) в мелкозернистых, богатых филлосиликатами матрицах (размером менее нескольких микрон). Частицы слоистых силикатов представляют собой симбионты серпентина и сапонита (рис. 1c). Карта (Si + Al)-Mg-Fe также показывает, что основная слоистая силикатная матрица имеет промежуточный состав между серпентином и сапонитом (рис. 2a, b). Филлосиликатная матрица содержит карбонатные минералы (~2–21 об.%), сульфидные минералы (~2,4–5,5 об.%) и магнетит (~3,6–6,8 об.%). Одна из исследованных в данном исследовании частиц (C0009) содержала небольшое количество (~0,5 об.%) безводных силикатов (оливина и пироксена), что может помочь идентифицировать исходный материал, из которого состоял необработанный камень Рюгу⁵. Этот безводный силикат редко встречается в гранулах Рюгу и был достоверно идентифицирован только в грануле C0009. Карбонаты присутствуют в матрице в виде фрагментов (менее нескольких сотен микрон), в основном доломита, с небольшим количеством карбоната кальция и бринеля. Магнетит встречается в виде отдельных частиц, фрамбоидов, пластинок или сферических агрегатов. Сульфиды представлены в основном пирротитом в виде неправильных шестиугольных призм/пластин или реек. Матрица содержит большое количество субмикронного пентландита или в сочетании с пирротитом. В богатой филлосиликатами матрице повсеместно встречаются фазы, обогащенные углеродом (<10 мкм в размере). В богатой филлосиликатами матрице повсеместно встречаются фазы, обогащенные углеродом (<10 мкм в размере). Богатые фазы углерода (размером <10 мкм) присутствуют в богатой филлосиликатами матрице. В богатой филлосиликатами матрице повсеместно встречаются фазы, обогащенные углеродом (<10 мкм в размере).Если длина волны <10 мкм, то она может быть увеличена до 10 мкм.Если длина волны <10 мкм, то она может быть увеличена до 10 мкм. Богатые фазы углерода (размером <10 мкм) преобладают в богатой филлосиликатами матрице. В матрице, богатой филлосиликатами, преобладают фазы, обогащенные углеродом (<10 мкм в размере).Другие вспомогательные минералы показаны в дополнительной таблице 1. Список минералов, определенный по рентгенодифракционной картине C0087 и смеси A0029 и A0037, очень хорошо согласуется со списком, определенным в хондрите CI (Orgueil), но значительно отличается от хондритов CY и CM (типа Mighei) (рисунок 1 с увеличенными данными и дополнительный рисунок 2). Общее содержание элементов в зернах Рюгу (A0098, C0068) также согласуется с хондритом 6 CI (увеличенные данные, рис. 2 и дополнительная таблица 2). В отличие от этого, хондриты CM обеднены умеренно и сильно летучими элементами, особенно Mn и Zn, и более тугоплавкими элементами7. Концентрации некоторых элементов сильно варьируются, что может быть отражением присущей образцу неоднородности из-за малого размера отдельных частиц и, как следствие, систематической ошибки выборки. Все петрологические, минералогические и элементные характеристики указывают на то, что зерна Рюгу очень похожи на хондриты CI8,9,10. Заметным исключением является отсутствие ферригидрита и сульфата в зернах Рюгу, что позволяет предположить, что эти минералы в хондритах CI образовались в результате земного выветривания.
а) Композитное рентгеновское изображение сухого полированного шлифа C0068 с Mg Kα (красный), Ca Kα (зеленый), Fe Kα (синий) и S Kα (желтый). Фракция состоит из слоистых силикатов (красный: ~88 об.%), карбонатов (доломит; светло-зеленый: ~1,6 об.%), магнетита (синий: ~5,3 об.%) и сульфидов (желтый: сульфид = ~2,5 об.%). б) Изображение контурной области в обратнорассеянных электронах на а. Bru – незрелый; Dole – доломит; FeS – сульфид железа; Mag – магнетит; juice – мыльный камень; Srp – серпентин. в) Изображение типичного срастания сапонита и серпентина, полученное с помощью просвечивающей электронной микроскопии высокого разрешения (ПЭМ), показывающее полосы решетки серпентина и сапонита шириной 0,7 нм и 1,1 нм соответственно.
Состав матрицы и слоистых силикатов (ат. %) частиц Ryugu A0037 (заполненные красные кружки) и C0068 (заполненные синие кружки) показан в тройной системе (Si+Al)-Mg-Fe. а) Результаты электронно-зондового микроанализа (ЭЗМА) в сравнении с хондритами CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 показаны серым цветом для сравнения. б) Результаты сканирующей просвечивающей электронной микроскопии (СТЭМ) и энергодисперсионной рентгеновской спектроскопии (ЭДС) показаны для сравнения с метеоритами Orgueil9 и Murchison46 и гидратированным IDP47. Были проанализированы мелкозернистые и крупнозернистые филлосиликаты, за исключением мелких частиц сульфида железа. Пунктирные линии на рисунках а и б показывают линии растворения сапонита и серпентина. Состав с высоким содержанием железа в образце a может быть обусловлен наличием субмикронных зерен сульфида железа внутри слоистых силикатных зерен, что нельзя исключить с учетом пространственного разрешения анализа EPMA. Точки данных с более высоким содержанием Si, чем в сапоните в образце b, могут быть вызваны присутствием наноразмерного аморфного кремнийсодержащего материала в межслоевом пространстве филлосиликатного слоя. Количество анализов: N=69 для A0037, N=68 для EPMA, N=68 для C0068, N=19 для A0037 и N=27 для C0068 для STEM-EDS. c, изотопная карта триоксидной частицы Ryugu C0014-4 в сравнении со значениями хондритов CI (Orgueil), CY (Y-82162) и литературными данными (CM и C2-ung)41,48,49. Мы получили данные для метеоритов Orgueil и Y-82162. CCAM — линия безводных углеродистых хондритовых минералов, TFL — разделительная линия суши. d, карты Δ17O и δ18O частицы Рюгу C0014-4, хондрита CI (Оргейль) и хондрита CY (Y-82162) (данное исследование). Δ17O_Ryugu: значение Δ17O для C0014-1. Δ17O_Orgueil: среднее значение Δ17O для Оргейля. Δ17O_Y-82162: среднее значение Δ17O для Y-82162. Для сравнения также приведены данные по CI и CY из литературы 41, 48, 49.
Масс-изотопный анализ кислорода был проведен на образце материала массой 1,83 мг, извлеченного из гранулированного C0014 методом лазерного фторирования (методы). Для сравнения мы провели анализ семи копий Orgueil (CI) (общая масса = 8,96 мг) и семи копий Y-82162 (CY) (общая масса = 5,11 мг) (дополнительная таблица 3).
На рис. 2d показано четкое разделение Δ17O и δ18O между средневесовыми частицами Оргейля и Рюгу по сравнению с Y-82162. Значение Δ17O частицы Рюгу C0014-4 выше, чем у частицы Оргейля, несмотря на перекрытие на уровне 2 стандартных отклонений. Частицы Рюгу имеют более высокие значения Δ17O по сравнению с Оргейлем, что может отражать загрязнение последнего земной средой после его падения в 1864 году. Выветривание в земной среде11 неизбежно приводит к включению атмосферного кислорода, приближая общий анализ к линии фракционирования земной среды (ЛПС). Этот вывод согласуется с минералогическими данными (обсуждавшимися ранее), согласно которым зерна Рюгу не содержат гидратов или сульфатов, в то время как Оргейль их содержит.
На основании приведенных выше минералогических данных эти результаты подтверждают связь зерен Рюгу с хондритами типа CI, но исключают связь с хондритами типа CY. Тот факт, что зерна Рюгу не связаны с хондритами типа CY, которые демонстрируют явные признаки дегидратационной минералогии, вызывает недоумение. Орбитальные наблюдения Рюгу, по-видимому, указывают на то, что он подвергся дегидратации и, следовательно, вероятно, состоит из материала типа CY. Причины этого очевидного различия остаются неясными. Анализ изотопов кислорода других частиц Рюгу представлен в сопутствующей статье 12. Однако результаты этого расширенного набора данных также согласуются с ассоциацией частиц Рюгу с хондритами типа CI.
Используя методы скоординированного микроанализа (дополнительный рис. 3), мы исследовали пространственное распределение органического углерода по всей поверхности фракции сфокусированного ионного пучка (FIB) C0068.25 (рис. 3a–f). На рентгеновских спектрах поглощения тонкой структуры углерода (NEXAFS) вблизи края в сечении C0068.25, показывающих несколько функциональных групп – ароматические или C=C (285,2 эВ), C=O (286,5 эВ), CH (287,5 эВ) и C(=O)O (288,8 эВ) – структура графена отсутствует при 291,7 эВ (рис. 3a), что означает низкую степень температурной изменчивости. Сильный пик CH (287,5 эВ) частичного органического состава C0068.25 отличается от нерастворимого органического состава ранее изученных углеродистых хондритов и больше похож на IDP14 и кометные частицы, полученные в ходе миссии Stardust. Сильный пик CH при 287,5 эВ и очень слабый пик ароматических или C=C соединений при 285,2 эВ указывают на то, что органические соединения богаты алифатическими соединениями (рис. 3a и дополнительный рис. 3a). Области, богатые алифатическими органическими соединениями, локализованы в крупнозернистых филлосиликатах, а также в областях со слабой структурой ароматического (или C=C) углерода (рис. 3c,d). В отличие от этого, A0037,22 (дополнительный рис. 3) частично показал более низкое содержание областей, богатых алифатическим углеродом. Минералогический состав этих зерен богат карбонатами, подобно хондриту CI 16, что указывает на значительные изменения исходной воды (дополнительная таблица 1). Окислительные условия будут способствовать более высоким концентрациям карбонильных и карбоксильных функциональных групп в органических соединениях, связанных с карбонатами. Субмикронное распределение органических веществ с алифатическими углеродными структурами может сильно отличаться от распределения крупнозернистых слоистых силикатов. Признаки алифатических органических соединений, связанных с гидроксильными группами филлосиликатов, были обнаружены в метеорите Тагиш-Лейк. Скоординированные микроаналитические данные предполагают, что органическое вещество, богатое алифатическими соединениями, может быть широко распространено в астероидах типа С и тесно связано с филлосиликатами. Этот вывод согласуется с предыдущими сообщениями об алифатических/ароматических CH в частицах Рюгу, продемонстрированными с помощью MicroOmega, гиперспектрального микроскопа ближнего инфракрасного диапазона. Важный и нерешенный вопрос заключается в том, встречаются ли уникальные свойства алифатических органических соединений, богатых углеродом и связанных с крупнозернистыми филлосиликатами, наблюдаемые в данном исследовании, только на астероиде Рюгу.
a) Спектры углерода NEXAFS, нормированные к 292 эВ, в области, богатой ароматическими (C=C) соединениями (красный), в области, богатой алифатическими соединениями (зеленый), и в матрице (синий). Серая линия — спектр нерастворимого органического вещества Murchison 13 для сравнения. au — арбитражная единица. b) Спектральное изображение K-края углерода, полученное с помощью сканирующей просвечивающей рентгеновской микроскопии (STXM), показывающее, что в этом участке преобладает углерод. c) Композитный RGB-график с областями, богатыми ароматическими (C=C) соединениями (красный), областями, богатыми алифатическими соединениями (зеленый), и матрицей (синий). d) Органические соединения, богатые алифатическими соединениями, сконцентрированы в крупнозернистом филлосиликате; область увеличена по сравнению с белыми пунктирными рамками на рисунках b и c. e) Крупные наносферы (нг-1) в области увеличены по сравнению с белым пунктирным прямоугольником на рисунках b и c. For: пирротит. Pn: никель-хромит. f, Наноразмерная масс-спектрометрия вторичных ионов (NanoSIMS), изображения элементов водорода (1H), углерода (12C) и азота (12C14N), изображения соотношения элементов 12C/1H и перекрестные изображения изотопов δD, δ13C и δ15N – Раздел PG-1: досолнечный графит с экстремальным обогащением 13C (Дополнительная таблица 4).
Кинетические исследования деградации органического вещества в метеоритах Мурчисона могут предоставить важную информацию о неоднородном распределении алифатического органического вещества, богатого в зернах Рюгу. Это исследование показывает, что алифатические связи CH в органическом веществе сохраняются до максимальной температуры около 30°C в исходном образце и/или изменяются в зависимости от времени и температуры (например, 200 лет при 100°C и 0°C 100 миллионов лет). Если предшественник не нагревается при заданной температуре более определенного времени, исходное распределение алифатических органических веществ, богатых филлосиликатами, может сохраняться. Однако изменения содержания воды в исходной породе могут осложнить эту интерпретацию, поскольку в богатом карбонатами образце A0037 отсутствуют какие-либо богатые углеродом алифатические области, связанные с филлосиликатами. Это низкотемпературное изменение примерно соответствует присутствию кубического полевого шпата в зернах Рюгу (дополнительная таблица 1) 20.
Фракция C0068.25 (нг-1; рис. 3a–c,e) содержит крупную наносферу, демонстрирующую высокоароматические (или C=C), умеренно алифатические и слабые спектры C(=O)O и C=O. Сигнатура алифатического углерода не совпадает с сигнатурой нерастворимых органических веществ и органических наносфер, связанных с хондритами (рис. 3a) 17,21. Рамановская и инфракрасная спектроскопия наносфер в озере Тагиш показала, что они состоят из алифатических и окисленных органических соединений, а также неупорядоченных полициклических ароматических органических соединений со сложной структурой22,23. Поскольку окружающая матрица содержит органические вещества, богатые алифатическими соединениями, сигнатура алифатического углерода в нг-1 может быть аналитическим артефактом. Интересно, что нг-1 содержит внедренные аморфные силикаты (рис. 3e), текстура, которая еще не была описана для каких-либо внеземных органических веществ. Аморфные силикаты могут быть природными компонентами нг-1 или образовываться в результате аморфизации водных/безводных силикатов под действием ионного и/или электронного пучка во время анализа.
Изображения ионов, полученные методом NanoSIMS, образца C0068.25 (рис. 3f) показывают равномерные изменения δ13C и δ15N, за исключением досолнечных зерен с большим обогащением 13C в 30 811‰ (PG-1 на изображении δ13C на рис. 3f) (дополнительная таблица 4). Рентгеновские изображения элементарных зерен и изображения, полученные с помощью высокоразрешающей просвечивающей электронной микроскопии, показывают только концентрацию углерода и расстояние между базисными плоскостями 0,3 нм, что соответствует графиту. Примечательно, что значения δD (841 ± 394‰) и δ15N (169 ± 95‰), обогащенные алифатическим органическим веществом, ассоциированным с крупнозернистыми филлосиликатами, оказались несколько выше среднего значения для всего региона C (δD = 528 ± 139‰, δ15N = 67 ± 15‰) в образце C0068.25 (дополнительная таблица 4). Это наблюдение предполагает, что богатые алифатическими соединениями органические вещества в крупнозернистых филлосиликатах могут быть более примитивными, чем окружающие их органические вещества, поскольку последние могли подвергнуться изотопному обмену с окружающей водой в исходном теле. В качестве альтернативы, эти изотопные изменения могут быть также связаны с начальным процессом образования. Предполагается, что мелкозернистые слоистые силикаты в хондритах типа CI образовались в результате непрерывного изменения исходных крупнозернистых безводных силикатных кластеров. Богатое алифатическими соединениями органическое вещество могло образоваться из молекул-предшественников в протопланетном диске или межзвездной среде до формирования Солнечной системы, а затем незначительно измениться в процессе изменения содержания воды в родительском теле Рюгу (крупном). Размеры Рюгу (<1,0 км) слишком малы, чтобы поддерживать достаточную внутреннюю температуру для водной метаморфизации с образованием водных минералов25. Размеры Рюгу (<1,0 км) слишком малы, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водной метаморфизации, приводящей к образованию водных минералов25. Размер (<1,0 км) слишком мал, чтобы обеспечить достаточные исследования тепла для водных изменений с образованием морских минералов25. Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для изменения состава воды и образования водных минералов25. Рюгу 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。 Рюгу 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 обеспечить обоснование тепловых изменений для воды с образованием водных минералов25. Размеры Рюгу (<1,0 км) слишком малы, чтобы поддерживать внутреннее тепло, необходимое для превращения воды в водные минералы25.Следовательно, могут потребоваться предшественники Рюгу размером в десятки километров. Органическое вещество, богатое алифатическими соединениями, может сохранять свои исходные изотопные соотношения благодаря ассоциации с крупнозернистыми филлосиликатами. Однако точная природа изотопных переносчиков тяжелых металлов остается неопределенной из-за сложного и тонкого смешивания различных компонентов в этих фракциях, полученных методом ионно-лучевой обработки. Это могут быть органические вещества, богатые алифатическими соединениями, в гранулах Рюгу или окружающие их крупные филлосиликаты. Следует отметить, что органическое вещество почти во всех углеродистых хондритах (включая хондриты CI) имеет тенденцию быть богаче D, чем филлосиликатами, за исключением метеоритов CM Paris 24, 26.
Графики изменения объема δD и δ15N срезов, полученных методом ионно-лучевой микроскопии (FIB) для частиц A0002.23 и A0002.26, A0037.22 и A0037.23, а также C0068.23, C0068.25 и C0068.26 (всего семь срезов FIB из трех частиц Рюгу). Сравнение данных NanoSIMS с другими объектами Солнечной системы показано на рис. 4 (дополнительная таблица 4)27,28. Изменения объема δD и δ15N в профилях A0002, A0037 и C0068 согласуются с изменениями в межпланетной пыли (IDP), но выше, чем в хондритах CM и CI (рис. 4). Следует отметить, что диапазон значений δD для образца кометы 29 (-240 до 1655‰) больше, чем у Рюгу. Объемы δD и δ15N профилей Рюгу, как правило, меньше средних значений для комет семейства Юпитера и облака Оорта (рис. 4). Более низкие значения δD хондритов CI могут отражать влияние земного загрязнения в этих образцах. Учитывая сходство между Беллсом, озером Тагиш и IDP, большая неоднородность значений δD и δN в частицах Рюгу может отражать изменения исходных изотопных характеристик органического и водного состава в ранней Солнечной системе. Сходные изотопные изменения δD и δN в частицах Рюгу и IDP предполагают, что оба могли образоваться из материала одного и того же источника. Считается, что межпланетные пылевые частицы происходят из кометных источников¹⁴. Следовательно, Рюгу может содержать кометоподобный материал и/или, по крайней мере, материал из внешней части Солнечной системы. Однако это может быть сложнее, чем мы здесь утверждаем, из-за (1) смеси сферолитовой и богатой дейтерием воды на родительском теле³¹ и (2) отношения D/H кометы как функции кометной активности³². Тем не менее, причины наблюдаемой неоднородности изотопов водорода и азота в частицах Рюгу до конца не изучены, отчасти из-за ограниченного числа доступных сегодня анализов. Результаты анализа изотопных систем водорода и азота все еще позволяют предположить, что Рюгу содержит большую часть материала из-за пределов Солнечной системы и, следовательно, может проявлять некоторое сходство с кометами. Профиль Рюгу не показал явной корреляции между δ¹³C и δ¹⁵N (дополнительная таблица 4).
Общий изотопный состав H и N частиц Рюгу (красные кружки: A0002, A0037; синие кружки: C0068) коррелирует с солнечной звездной величиной 27, средним семейством Юпитера (JFC27), кометами облака Оорта (OCC27), IDP28 и углеродистыми хондрами. Сравнение метеорита 27 (CI, CM, CR, C2-ung). Изотопный состав приведен в дополнительной таблице 4. Пунктирные линии показывают значения земных изотопов H и N.
Перенос летучих веществ (например, органических веществ и воды) на Землю остается проблемой26,27,33. Субмикронное органическое вещество, связанное с крупнозернистыми филлосиликатами в частицах Рюгу, идентифицированных в этом исследовании, может быть важным источником летучих веществ. Органическое вещество в крупнозернистых филлосиликатах лучше защищено от деградации16,34 и распада35, чем органическое вещество в мелкозернистых матрицах. Более тяжелый изотопный состав водорода в частицах означает, что они вряд ли являются единственным источником летучих веществ, перенесенных на раннюю Землю. Они могут смешиваться с компонентами с более легким изотопным составом водорода, как это было недавно предложено в гипотезе о наличии воды, переносимой солнечным ветром, в силикатах.
В этом исследовании мы показываем, что метеориты типа CI, несмотря на их геохимическую важность как представителей общего состава Солнечной системы6,10, представляют собой образцы, загрязненные земными примесями. Мы также предоставляем прямые доказательства взаимодействия между богатым алифатическим органическим веществом и соседними водными минералами и предполагаем, что Рюгу может содержать внесолнечный материал37. Результаты этого исследования ясно демонстрируют важность прямого отбора проб протоастероидов и необходимость транспортировки возвращаемых образцов в полностью инертных и стерильных условиях. Представленные здесь данные показывают, что частицы Рюгу, несомненно, являются одним из наиболее незагрязненных материалов Солнечной системы, доступных для лабораторных исследований, и дальнейшее изучение этих ценных образцов, несомненно, расширит наше понимание процессов ранней Солнечной системы. Частицы Рюгу наилучшим образом представляют общий состав Солнечной системы.
Для определения сложной микроструктуры и химических свойств образцов субмикронного масштаба мы использовали компьютерную томографию на основе синхротронного излучения (SR-XCT), рентгеновскую дифракцию (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM анализ. Отсутствовали деградация, загрязнение атмосферой и повреждения от мелких частиц или механических воздействий. Одновременно мы провели систематический объемный анализ с использованием сканирующей электронной микроскопии (SEM)-EDS, EPMA, XRD, инструментального нейтронно-активационного анализа (INAA) и оборудования для лазерного фторирования изотопов кислорода. Процедуры анализа показаны на дополнительном рисунке 3, а описание каждого анализа приведено в следующих разделах.
Частицы астероида Рюгу были извлечены из спускаемого модуля космического корабля «Хаябуса-2» и доставлены в Центр управления JAXA в Сагамихаре, Япония, без загрязнения атмосферы Земли4. После первоначальной и неразрушающей характеризации на объекте, находящемся под управлением JAXA, используйте герметичные контейнеры для межсайтовой транспортировки и пакеты для образцов (из сапфирового стекла диаметром 10 или 15 мм и нержавеющей стали, в зависимости от размера образца), чтобы избежать воздействия окружающей среды. Загрязнения окружающей среды и/или грунта (например, водяной пар, углеводороды, атмосферные газы и мелкие частицы), а также перекрестного загрязнения между образцами во время подготовки образцов и транспортировки между институтами и университетами38. Чтобы избежать деградации и загрязнения в результате взаимодействия с атмосферой Земли (водяным паром и кислородом), все виды подготовки образцов (включая скалывание танталовым долотом, использование сбалансированной алмазной проволочной пилы (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) и резку эпоксидной смолы) для установки проводились в перчаточном боксе в чистом сухом азоте (точка росы: от -80 до -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Все используемые предметы очищались смесью сверхчистой воды и этанола с использованием ультразвуковых волн различной частоты.
В данном исследовании мы изучаем коллекцию метеоритов Национального института полярных исследований (NIPR) Антарктического центра исследования метеоритов (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 и CY: Y 980115).
Для переноса образцов между приборами для анализа SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS и TEM мы использовали универсальный держатель ультратонких образцов, описанный в предыдущих исследованиях38.
Анализ образцов Рюгу методом SR-XCT проводился с использованием интегрированной КТ-системы BL20XU/SPring-8. Интегрированная КТ-система включает в себя различные режимы измерения: широкопольный режим и режим низкого разрешения (WL) для получения изображения всей структуры образца, узкопольный режим и режим высокого разрешения (NH) для точного измерения площади образца, режимы рентгенографии для получения дифракционной картины объема образца, а также режим XRD-CT для получения двумерной диаграммы горизонтальных плоскостей минеральных фаз в образце. Следует отметить, что все измерения могут быть выполнены без использования встроенной системы для извлечения держателя образца из основания, что позволяет проводить точные измерения КТ и XRD-CT. Рентгеновский детектор в режиме WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) был оснащен дополнительной 4608 × 4608-пиксельной КМОП-камерой (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) со сцинтиллятором, состоящим из монокристалла лютеций-алюминиевого граната толщиной 10 мкм (Lu3Al5O12:Ce), и релейной линзой. Размер пикселя в режиме WL составляет около 0,848 мкм. Таким образом, поле зрения (FOV) в режиме WL составляет приблизительно 6 мм в режиме КТ со смещением. Рентгеновский детектор в режиме NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) был оснащен сцинтиллятором из гадолиний-алюминий-галлиевого граната (Gd3Al2Ga3O12) толщиной 20 мкм, CMOS-камерой (C11440-22CU) с разрешением 2048 × 2048 пикселей (Hamamatsu Photonics) и объективом с 20-кратным увеличением. Размер пикселя в режиме NH составляет ~0,25 мкм, а поле зрения — ~0,5 мм. Детектор для режима рентгеновской дифракции (BM AA60; Hamamatsu Photonics) был оснащен сцинтиллятором, состоящим из порошкового экрана P43 (Gd2O2S:Tb) толщиной 50 мкм, CMOS-камеры с разрешением 2304 × 2304 пикселей (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) и релейной линзы. Детектор имеет эффективный размер пикселя 19,05 мкм и поле зрения 43,9 мм². Для увеличения поля зрения мы применили процедуру КТ со смещением в режиме белого света. Изображение в проходящем свете для реконструкции КТ состоит из изображения в диапазоне от 180° до 360°, отраженного горизонтально вокруг оси вращения, и изображения в диапазоне от 0° до 180°.
В режиме рентгеновской дифракции (XRD) рентгеновский луч фокусируется с помощью пластины Френеля. В этом режиме детектор располагается на расстоянии 110 мм позади образца, а ограничитель пучка находится на расстоянии 3 мм перед детектором. Дифракционные изображения в диапазоне 2θ от 1,43° до 18,00° (шаг решетки d = 16,6–1,32 Å) были получены при фокусировке рентгеновского пятна в нижней части поля зрения детектора. Образец перемещается вертикально через равные промежутки времени, совершая пол-оборота на каждом шаге вертикального сканирования. Если минеральные частицы удовлетворяют условию Брэгга при повороте на 180°, можно получить дифракцию минеральных частиц в горизонтальной плоскости. Затем дифракционные изображения объединяются в одно изображение для каждого шага вертикального сканирования. Условия анализа SR-XRD-CT практически такие же, как и для анализа SR-XRD. В режиме XRD-CT детектор располагается на расстоянии 69 мм позади образца. Дифракционные изображения в диапазоне 2θ от 1,2° до 17,68° (d = 19,73–1,35 Å), где как рентгеновский луч, так и ограничитель луча находятся на одной линии с центром поля зрения детектора. Образец сканируется горизонтально и поворачивается на 180°. Изображения SR-XRD-CT были реконструированы с использованием пиковых интенсивностей минералов в качестве значений пикселей. При горизонтальном сканировании образец обычно сканируется с шагом 500–1000 шагов.
Для всех экспериментов энергия рентгеновского излучения была зафиксирована на уровне 30 кэВ, поскольку это нижний предел проникновения рентгеновского излучения в метеориты диаметром около 6 мм. Количество изображений, полученных для всех КТ-измерений во время вращения на 180°, составляло 1800 (3600 для программы КТ со смещением), а время экспозиции изображений составляло 100 мс для режима WL, 300 мс для режима NH, 500 мс для XRD и 50 мс для XRD-CT. Типичное время сканирования образца составляет около 10 минут в режиме WL, 15 минут в режиме NH, 3 часа для XRD и 8 часов для SR-XRD-CT.
КТ-изображения были реконструированы методом сверточной обратной проекции и нормализованы по линейному коэффициенту ослабления от 0 до 80 см⁻¹. Для анализа 3D-данных использовалось программное обеспечение Slice, а для анализа данных рентгеновской дифракции — программное обеспечение muXRD.
Частицы Рюгу, закрепленные эпоксидной смолой (A0029, A0037, C0009, C0014 и C0068), постепенно полировались на поверхности до уровня алмазной шлифовальной пленки толщиной 0,5 мкм (3M) в сухих условиях, избегая контакта материала с поверхностью в процессе полировки. Полированная поверхность каждого образца сначала исследовалась с помощью световой микроскопии, а затем методом обратнорассеянных электронов для получения изображений минералогического состава и текстуры (BSE) образцов, а также качественных изображений элементов методом NIPR с использованием сканирующего электронного микроскопа JEOL JSM-7100F, оснащенного энергодисперсионным спектрометром (AZtec). Для каждого образца содержание основных и второстепенных элементов анализировалось с помощью электронно-зондового микроанализатора (EPMA, JEOL JXA-8200). Анализ филлосиликатных и карбонатных частиц проводился при 5 нА, природных и синтетических стандартов — при 15 кэВ, сульфидов, магнетита, оливина и пироксена — при 30 нА. Модальные содержания рассчитывались по картам распределения элементов и изображениям BSE с использованием программного обеспечения ImageJ 1.53 с произвольно установленными пороговыми значениями для каждого минерала.
Анализ изотопов кислорода проводился в Открытом университете (Милтон-Кинс, Великобритания) с использованием системы фторирования с помощью инфракрасного лазера. Образцы Hayabusa2 были доставлены в Открытый университет в контейнерах, заполненных азотом, для транспортировки между лабораториями.
Загрузка образцов проводилась в азотном перчаточном боксе с контролируемым уровнем кислорода ниже 0,1%. Для анализа Hayabusa2 был изготовлен новый никелевый держатель образцов, состоящий всего из двух отверстий для образцов (диаметр 2,5 мм, глубина 5 мм): одно для частиц Hayabusa2, а другое для внутреннего стандарта обсидиана. Во время анализа лунка для образца, содержащая материал Hayabusa2, была закрыта внутренним окном из BaF2 толщиной приблизительно 1 мм и диаметром 3 мм для удержания образца во время лазерной реакции. Подача BrF5 к образцу поддерживалась каналом смешивания газов, вырезанным в никелевом держателе образцов. Камера для образцов также была переконфигурирована таким образом, чтобы ее можно было отсоединить от линии вакуумного фторирования и открыть в заполненном азотом перчаточном боксе. Двухкомпонентная камера была герметизирована медным компрессионным уплотнением и цепным зажимом EVAC Quick Release CeFIX 38. Окно из BaF2 толщиной 3 мм в верхней части камеры позволяет одновременно наблюдать за образцом и лазерным нагревом. После загрузки образца снова закрепите камеру и подсоедините ее к фторированной линии. Перед анализом камеру с образцом нагревали под вакуумом примерно до 95 °C в течение ночи для удаления адсорбированной влаги. После нагревания в течение ночи камере давали остыть до комнатной температуры, а затем часть, контактирующую с атмосферой во время переноса образца, продували тремя порциями BrF5 для удаления влаги. Эти процедуры гарантируют, что образец Hayabusa 2 не будет контактировать с атмосферой и не будет загрязнен влагой из той части фторированной линии, которая выходит в атмосферу во время загрузки образца.
Образцы частиц Ryugu C0014-4 и Orgueil (CI) анализировались в модифицированном «одиночном» режиме42, тогда как анализ Y-82162 (CY) проводился на одном лотке с несколькими лунками для образцов41. Благодаря их безводному составу, нет необходимости использовать единый метод для хондритов CY. Образцы нагревались с помощью инфракрасного CO2-лазера Photon Machines Inc. мощностью 50 Вт (10,6 мкм), установленного на XYZ-портале, в присутствии BrF5. Встроенная видеосистема контролирует ход реакции. После фторирования высвободившийся O2 удалялся с помощью двух криогенных азотных ловушек и нагретого слоя KBr для удаления избытка фтора. Изотопный состав очищенного кислорода анализировался на двухканальном масс-спектрометре Thermo Fisher MAT 253 с разрешением по массе около 200.
В некоторых случаях количество газообразного O2, выделяющегося в ходе реакции образца, составляло менее 140 мкг, что является приблизительным пределом использования сильфонного устройства на масс-спектрометре MAT 253. В таких случаях для анализа используются микрообъемы. После анализа частиц Hayabusa2 внутренний стандарт обсидиана был фторирован, и был определен его изотопный состав кислорода.
Ионы фрагмента NF+ NF3+ мешают пучку с массой 33 (16O17O). Для устранения этой потенциальной проблемы большинство образцов обрабатываются с использованием криогенных методов разделения. Это можно сделать в прямом направлении перед анализом MAT 253 или в качестве второго анализа, возвращая анализируемый газ обратно в специальное молекулярное сито и повторно пропуская его после криогенного разделения. Криогенное разделение включает подачу газа в молекулярное сито при температуре жидкого азота, а затем его выгрузку в первичное молекулярное сито при температуре -130°C. Обширные испытания показали, что NF+ остается на первом молекулярном сите, и при использовании этого метода не происходит существенного фракционирования.
На основании многократных анализов наших внутренних стандартов обсидиана общая точность системы в режиме сильфона составляет: ±0,053‰ для δ17O, ±0,095‰ для δ18O, ±0,018‰ для Δ17O (2 стандартных отклонения). Анализ изотопов кислорода представлен в стандартной дельта-нотации, где дельта18O рассчитывается как:
Также используйте соотношение 17O/16O для δ17O. VSMOW — это международный стандарт Венского стандарта средней морской воды. Δ17O представляет собой отклонение от линии фракционирования земной коры, и формула расчета: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Все данные, представленные в дополнительной таблице 3, скорректированы с учетом зазоров.
Срезы толщиной приблизительно 150–200 нм были получены из частиц Рюгу с помощью прибора FIB Hitachi High Tech SMI4050 в JAMSTEC, Институте отбора кернов Кочи. Следует отметить, что все срезы, полученные методом FIB, были извлечены из необработанных фрагментов необработанных частиц после их извлечения из сосудов, заполненных азотом, для межобъектной передачи. Эти фрагменты не измерялись методом SR-CT, но обрабатывались с минимальным воздействием атмосферы Земли, чтобы избежать потенциальных повреждений и загрязнения, которые могли бы повлиять на спектр K-края углерода. После нанесения защитного слоя вольфрама интересующая область (до 25 × 25 мкм²) была вырезана и истончена пучком ионов Ga+ при ускоряющем напряжении 30 кВ, затем при 5 кВ и токе зонда 40 пА для минимизации повреждения поверхности. Затем ультратонкие срезы помещались на увеличенную медную сетку (сетка Кочи)³⁹ с помощью микроманипулятора, оснащенного прибором FIB.
Гранулы Ryugu A0098 (1,6303 мг) и C0068 (0,6483 мг) были дважды герметично упакованы в листы чистого полиэтилена высокой чистоты в перчаточном боксе, заполненном чистым азотом, на установке SPring-8 без какого-либо взаимодействия с земной атмосферой. Подготовка образца JB-1 (геологический эталонный образец, выданный Геологической службой Японии) проводилась в Токийском столичном университете.
Анализ методом нейтронно-активационного анализа (ИНАА) проводится в Институте интегрированных радиационных и ядерных наук Киотского университета. Образцы облучались дважды с использованием различных циклов облучения, выбранных в соответствии с периодом полураспада нуклида, используемого для количественного определения элементов. Сначала образец облучался в пневматической облучательной трубке в течение 30 секунд. Потоки тепловых и быстрых нейтронов на рис. 3 составляют 4,6 × 10¹² и 9,6 × 10¹¹ см⁻² с⁻¹, соответственно, для определения содержания Mg, Al, Ca, Ti, V и Mn. Для коррекции влияния мешающих ядерных реакций, таких как (n, n), также облучались химические вещества, такие как MgO (чистота 99,99%, Soekawa Chemical), Al (чистота 99,9%, Soekawa Chemical) и металлический кремний (чистота 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical). Образец также был облучен хлоридом натрия (чистота 99,99%; MANAC) для коррекции изменений потока нейтронов.
После облучения нейтронами внешняя полиэтиленовая пленка была заменена новой, и гамма-излучение, испускаемое образцом и эталоном, немедленно измерялось с помощью германиевого детектора. Те же образцы повторно облучались в течение 4 часов в пневматической облучательной трубке. 2 имеет потоки тепловых и быстрых нейтронов 5,6 × 10¹² и 1,2 × 10¹² см⁻² с⁻¹, соответственно, для определения Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, а также Se, Sb, Os, Ir и Au. Контрольные образцы Ga, As, Se, Sb, Os, Ir и Au облучались путем нанесения соответствующих количеств (от 10 до 50 мкг) стандартных растворов известных концентраций этих элементов на два кусочка фильтровальной бумаги, после чего образцы облучались. Подсчет гамма-лучей проводился в Институте интегрированных радиационных и ядерных наук Киотского университета и Научно-исследовательском центре RI Токийского столичного университета. Методы анализа и эталонные материалы для количественного определения элементов методом нейтронно-активационного анализа (ИНАА) аналогичны описанным в нашей предыдущей работе.
Для получения дифракционных картин образцов Рюгу A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в NIPR использовался рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab). Для получения дифракционных картин образцов Рюгу A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в NIPR использовался рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab). Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в НИПР. Для получения дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в NIPR использовался рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab).使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) 和C0087 (<1 мг) 的衍射图案。使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) 和C0087 (<1 мг) 的衍射图案。 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) и C0087 (<1 мг) были получены в НИПР с использованием рентгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab). Рентгенодифракционные спектры образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) и C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использованием рентгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab).Все образцы были измельчены в мелкий порошок на кремниевой неотражающей подложке с использованием сапфировой стеклянной пластины, а затем равномерно распределены по кремниевой неотражающей подложке без использования каких-либо жидкостей (воды или спирта). Условия измерения следующие: рентгеновское излучение Cu Kα генерируется при напряжении трубки 40 кВ и токе трубки 40 мА, предельная длина щели составляет 10 мм, угол расходимости — (1/6)°, скорость вращения в плоскости — 20 об/мин, диапазон — 2θ (удвоенный угол Брэгга) 3–100°, время анализа — около 28 часов. Использовалась оптика Брэгга-Брентано. Детектор представляет собой одномерный кремниевый полупроводниковый детектор (D/teX Ultra 250). Рентгеновское излучение Cu Kβ удалялось с помощью никелевого фильтра. Используя имеющиеся образцы, были проведены сравнительные измерения синтетического магнезиального сапонита (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), серпентина (листовой серпентин, Миядзу, Никка) и пирротита (моноклинный 4C, Чиуа, Мексика, Уоттс) для идентификации пиков, а также использованы данные дифракции из Международного центра дифракционных данных, доломита (PDF 01-071-1662) и магнетита (PDF 00-019-0629). Данные дифракции из Рюгу также были сопоставлены с данными по гидроизмененным углеродистым хондритам Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 и Y 980115 CY (стадия нагрева III, 500–750 °C). Сравнение показало сходство с Orgueil, но не с Y-791198 и Y 980115.
Спектры NEXAFS с углеродным краем K ультратонких срезов образцов, полученных методом FIB, были измерены с использованием канала STXM BL4U на синхротронном комплексе UVSOR в Институте молекулярных наук (Окадзаки, Япония). Размер пятна пучка, оптически сфокусированного с помощью зонной пластины Френеля, составляет приблизительно 50 нм. Шаг энергии составляет 0,1 эВ для тонкой структуры ближней краевой области (283,6–292,0 эВ) и 0,5 эВ (280,0–283,5 эВ и 292,5–300,0 эВ) для передней и задней частей передней областей. Время для каждого пикселя изображения было установлено на 2 мс. После откачки аналитическая камера STXM была заполнена гелием под давлением около 20 мбар. Это помогает минимизировать тепловой дрейф рентгеновской оптики в камере и держателе образца, а также уменьшить повреждение и/или окисление образца. Спектры углерода K-края NEXAFS были получены из суммированных данных с использованием программного обеспечения aXis2000 и фирменного программного обеспечения для обработки данных STXM. Следует отметить, что для предотвращения окисления и загрязнения образцов использовались контейнер для переноса образцов и перчаточный бокс.
После анализа методом STXM-NEXAFS изотопный состав водорода, углерода и азота в срезах Рюгу, полученных методом FIB, был проанализирован с помощью изотопной визуализации на приборе JAMSTEC NanoSIMS 50L. Фокусированный первичный пучок ионов Cs+ с током около 2 пА для анализа изотопов углерода и азота и около 13 пА для анализа изотопов водорода сканировался на площади от 24 × 24 мкм² до 30 × 30 мкм² на образце. После 3-минутного предварительного распыления при относительно высоком токе первичного пучка каждый анализ начинался после стабилизации интенсивности вторичного пучка. Для анализа изотопов углерода и азота изображения 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– и 12C15N– были получены одновременно с использованием мультиплексного детектирования с семью электронными умножителями и разрешением по массе приблизительно 9000, чего достаточно для разделения всех соответствующих изотопных соединений и интерференции (например, 12C1H на 13C и 13C14N на 12C15N). Для анализа изотопов водорода были получены изображения 1H-, 2D- и 12C- с разрешением по массе приблизительно 3000 с использованием множественного детектирования с помощью трех электронных умножителей. Каждый анализ состоит из 30 отсканированных изображений одной и той же области, при этом одно изображение имеет размер 256 × 256 пикселей для анализа изотопов углерода и азота и 128 × 128 пикселей для анализа изотопов водорода. Время задержки составляет 3000 мкс на пиксель для анализа изотопов углерода и азота и 5000 мкс на пиксель для анализа изотопов водорода. В качестве стандартов изотопов водорода, углерода и азота для калибровки инструментального масс-фракционирования мы использовали гидрат 1-гидроксибензотриазола45.
Для определения изотопного состава кремния в досолнечном графите в профиле FIB C0068-25 мы использовали шесть электронных умножителей с разрешением по массе около 9000. Изображения состоят из 256 × 256 пикселей с задержкой 3000 мкс на пиксель. Мы откалибровали прибор для масс-фракционирования, используя кремниевые пластины в качестве стандартов изотопов водорода, углерода и кремния.
Изотопные изображения обрабатывались с помощью программного обеспечения NASA NanoSIMS45. Данные были скорректированы с учетом мертвого времени электронного умножителя (44 нс) и эффектов квазиодновременного прихода. Для коррекции дрейфа изображения во время сбора данных использовалось различное выравнивание сканирования для каждого изображения. Окончательное изотопное изображение создается путем сложения вторичных ионов из каждого изображения для каждого пикселя сканирования.
После анализа методом STXM-NEXAFS и NanoSIMS те же срезы, полученные методом FIB, были исследованы с помощью просвечивающего электронного микроскопа (JEOL JEM-ARM200F) при ускоряющем напряжении 200 кВ в Кочи, JAMSTEC. Микроструктура наблюдалась с помощью просвечивающего электронного микроскопа в светлом поле и просвечивающего электронного микроскопа с высокоугловым сканированием в темном поле. Минеральные фазы были идентифицированы методом точечной электронной дифракции и визуализации решеточных полос, а химический анализ проводился методом энергодисперсионной спектроскопии (ЭДС) с кремниевым дрейфовым детектором площадью 100 мм² и программным обеспечением JEOL Analysis Station 4.30. Для количественного анализа интенсивность характеристического рентгеновского излучения для каждого элемента измерялась в режиме сканирования просвечивающего электронного микроскопа с фиксированным временем сбора данных 30 с, областью сканирования пучка ~100 × 100 нм² и током пучка 50 пА. Соотношение (Si + Al)-Mg-Fe в слоистых силикатах определяли с использованием экспериментального коэффициента k, скорректированного по толщине, полученного из стандарта природного пиропагарнета.
Все изображения и результаты анализа, использованные в этом исследовании, доступны в системе архивирования и передачи данных JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. В данной статье представлены исходные данные.
Китари, К. и др. Поверхностный состав астероида 162173 Рюгу, наблюдаемый с помощью прибора NIRS3 аппарата Hayabusa2. Science 364, 272–275.
Ким, А.Дж. Углеродистые хондриты типа Ямато (CY): аналоги поверхности астероида Рюгу? Геохимия 79, 125531 (2019).
Пилоржет, С. и др. Первый анализ состава образцов Рюгу был выполнен с использованием гиперспектрального микроскопа MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Яда, Т. и др. Предварительный анализ образца Hyabusa2, доставленного с астероида типа С Рюгу. Национальная астрономия 6, 214–220 (2021).