Kiitos käynnistäsi Nature.com-sivustolla. Käyttämäsi selainversio tukee CSS:ää rajoitetusti. Parhaan käyttökokemuksen saavuttamiseksi suosittelemme käyttämään päivitettyä selainta (tai poistamaan yhteensopivuustilan käytöstä Internet Explorerissa). Sillä välin tuen jatkuvuuden varmistamiseksi renderöimme sivuston ilman tyylejä ja JavaScriptiä.
C-tyypin asteroidit ovat haihtuvia ja orgaanista ainesta runsaasti sisältäviä, ja ne saattavat olla yksi Maan tärkeimmistä vesilähteistä. Tällä hetkellä hiiltä sisältävät kondriitit antavat parhaan kuvan niiden kemiallisesta koostumuksesta, mutta tiedot meteoriiteista ovat vääristyneitä: vain kestävimmät tyypit selviävät ilmakehään tunkeutuessaan ja sitten vuorovaikutuksessa Maan ympäristön kanssa. Tässä esittelemme yksityiskohtaisen volumetrisen ja mikroanalyyttisen tutkimuksen tulokset Hayabusa-2-luotaimen Maahan toimittamasta ensisijaisesta Ryugu-hiukkasesta. Ryugu-hiukkaset ovat koostumukseltaan läheisiä kemiallisesti fraktioimattomille, mutta veden muuttamille CI (Iwuna-tyyppisille) kondriiteille, joita käytetään laajalti aurinkokunnan kokonaiskoostumuksen indikaattorina. Tämä näyte osoittaa monimutkaisen spatiaalisen suhteen rikkaiden alifaattisten orgaanisten yhdisteiden ja kerrossilikaattien välillä ja osoittaa noin 30 °C:n maksimilämpötilan vesieroosion aikana. Löysimme runsaasti deuteriumia ja diatsoniumia, mikä viittaa niiden aurinkokunnan ulkopuoliseen alkuperään. Ryugu-hiukkaset ovat saastumattomimpia ja erottamattomimpia koskaan tutkittuja vieraita aineita ja sopivat parhaiten aurinkokunnan kokonaiskoostumukseen.
Japanin avaruustutkimusviraston (JAXA) Hayabusa2-luotain suoritti kesäkuun 2018 ja marraskuun 2019 välisenä aikana laajan kaukokartoituksen asteroidi Ryugusta. Hayabusa-2:n lähi-infrapunaspektrometrin (NIRS3) tiedot viittaavat siihen, että Ryugu saattaa koostua materiaalista, joka on samankaltaista kuin termisesti ja/tai shokkimetamorfisesti muuttuneet hiilipitoiset kondriitit. Lähin vastine on CY-kondriitti (Yamato-tyyppi) 2. Ryugun matala albedo voidaan selittää suurella määrällä hiilipitoisia komponentteja sekä hiukkaskoolla, huokoisuudella ja spatiaalisilla rapautumisvaikutuksilla. Hayabusa-2-luotain teki kaksi laskeutumista ja näytteenottoa Ryugalle. Ensimmäisen laskeutumisen aikana 21. helmikuuta 2019 saatiin pintamateriaalia, joka varastoitiin paluukapselin lokeroon A, ja toisen laskeutumisen aikana 11. heinäkuuta 2019 materiaalia kerättiin pienen kannettavan iskulaitteen muodostaman keinotekoisen kraatterin läheltä. Näitä näytteitä säilytetään osastolla C. Vaiheen 1 hiukkasten alustava rikkomaton karakterisointi JAXA:n hallinnoimissa laitoksissa erityisissä, saastumattomissa ja puhtaalla typellä täytetyissä kammioissa osoitti, että Ryugu-hiukkaset olivat samankaltaisia ​​kuin CI4-kondriitit ja niissä esiintyi "erilaisia ​​vaihtelutasoja"3. Ryugun näennäisesti ristiriitainen luokittelu CY- tai CI-kondriittien kaltaiseksi voidaan ratkaista vain Ryugu-hiukkasten yksityiskohtaisella isotooppi-, alkuaine- ja mineralogisella karakterisoinnilla. Tässä esitetyt tulokset tarjoavat vankan perustan sen määrittämiseksi, kumpi näistä kahdesta alustavasta selityksestä asteroidi Ryugun kokonaiskoostumukselle on todennäköisin.
Kahdeksan Ryugu-pellettiä (yhteensä noin 60 mg), neljä kammiosta A ja neljä kammiosta C, määrättiin vaiheeseen 2 Kochi-tiimin johtamiseksi. Tutkimuksen päätavoitteena on selvittää Ryugu-asteroidin luonnetta, alkuperää ja evoluutiohistoriaa sekä dokumentoida yhtäläisyyksiä ja eroja muiden tunnettujen maan ulkopuolisten näytteiden, kuten kondriittien, planeettojen välisten pölyhiukkasten (IDP) ja palaavien komeettojen, kanssa. Näytteet on kerätty NASAn Stardust-tehtävällä.
Viiden Ryugu-jyvän (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) yksityiskohtainen mineraloginen analyysi osoitti, että ne koostuvat pääasiassa hieno- ja karkerakeisista verkkosilikaateista (~64–88 tilavuusprosenttia; kuva 1a, b, lisäkuva 1). Karkearakeiset verkkosilikaatit esiintyvät parilehdykkäisinä aggregaatteina (jopa kymmenien mikronien kokoisina) hienorakeisissa, verkkosilikaattipitoisissa matriiseissa (alle muutaman mikronin kokoisina). Kerrostetut silikaattihiukkaset ovat serpentiini-saponiittisymbiontteja (kuva 1c). (Si + Al)-Mg-Fe-kartta osoittaa myös, että kerrossilikaattimatriisin koostumus on serpentiinin ja saponiitin välimaastossa (kuva 2a, b). Sylosilikaattimatriisi sisältää karbonaattimineraaleja (~2–21 vol.%), sulfidimineraaleja (~2,4–5,5 vol.%) ja magnetiittia (~3,6–6,8 vol.%). Yksi tässä tutkimuksessa tutkituista hiukkasista (C0009) sisälsi pienen määrän (~0,5 vol.%) vedettömiä silikaatteja (oliviinia ja pyrokseenia), mikä voi auttaa tunnistamaan raaka-Ryugu-kiven lähdemateriaalin5. Tämä vedetön silikaatti on harvinainen Ryugu-pelleteissä, ja se tunnistettiin positiivisesti vain C0009-pelletissä. Karbonaatit esiintyvät matriisissa fragmentteina (alle muutaman sadan mikronin kokoisina), enimmäkseen dolomiittina, ja pieniä määriä kalsiumkarbonaattia ja brinelliä. Magnetiittia esiintyy erillisinä hiukkasina, framboideina, plakkeina tai pallomaisina aggregaatteina. Sulfideja edustaa pääasiassa pyrrotiitti epäsäännöllisten kuusikulmaisten prismojen/levyjen tai rimojen muodossa. Matriisi sisältää suuren määrän submikronista pentlandiittia tai yhdessä pyrrotiittiin kanssa. Hiilirikkaita faaseja (kooltaan <10 µm) esiintyy kaikkialla fylosilikaattipitoisessa matriisissa. Hiilirikkaita faaseja (kooltaan <10 µm) esiintyy kaikkialla fylosilikaattipitoisessa matriisissa. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Hiilirikkaita faaseja (kooltaan <10 µm) esiintyy kaikkialla fylosilikaattipitoisessa matriisissa.富含碳的相（尺寸<10 µm）普遍存在于富含层状硅酸盐的基质中.富含碳的相（尺寸<10 µm）普遍存在于富含层状硅酸盐的基质中. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) преобладают в богатой филлосиликатами матрице. Hiilirikkaat faasit (kooltaan <10 µm) ovat vallitsevia fylosilikaattipitoisessa matriisissa.Muita sivumineraaleja on esitetty lisätaulukossa 1. C0087-, A0029- ja A0037-seoksen röntgendiffraktiokuviosta määritetty mineraaliluettelo on hyvin yhdenmukainen CI (Orgueil) -kondriitissa määritetyn kanssa, mutta eroaa suuresti CY- ja CM (Mighei-tyyppi) -kondriiteista (kuva 1 laajennetuin tiedoin ja lisäkuva 2). Ryugu-rakeiden (A0098, C0068) kokonaisalkuainepitoisuus on myös yhdenmukainen kondriitin 6 CI kanssa (laajennetut tiedot, kuva 2 ja lisätaulukko 2). Sitä vastoin CM-kondriiteissa on köyhyyttä kohtalaisen ja erittäin haihtuvien alkuaineiden, erityisesti Mn:n ja Zn:n, suhteen, ja enemmän tulenkestävien alkuaineiden suhteen7. Joidenkin alkuaineiden pitoisuudet vaihtelevat suuresti, mikä voi heijastaa näytteen luontaista heterogeenisyyttä yksittäisten hiukkasten pienen koon ja siitä johtuvan näytteenottovirheen vuoksi. Kaikki petrologiset, mineralogiset ja alkuaineominaisuudet osoittavat, että Ryugu-rakeet ovat hyvin samankaltaisia ​​kuin kondriitit CI8,9,10. Merkittävä poikkeus on ferrihydriitin ja sulfaatin puuttuminen Ryugu-jyvistä, mikä viittaa siihen, että nämä CI-kondriittien mineraalit ovat muodostuneet maanpäällisen rapautumisen seurauksena.
a, Yhdistelmäröntgenkuva Mg Kα:sta (punainen), Ca Kα:sta (vihreä), Fe Kα:sta (sininen) ja S Kα:sta (keltainen) kuivasta kiillotetusta poikkileikkauksesta C0068. Fraktio koostuu kerrossilikaateista (punainen: ~88 tilavuusprosenttia), karbonaateista (dolomiitti; vaaleanvihreä: ~1,6 tilavuusprosenttia), magnetiitista (sininen: ~5,3 tilavuusprosenttia) ja sulfideista (keltainen: sulfidi = ~2,5 tilavuusprosenttia). b, kuva ääriviiva-alueesta takaisinsironneissa elektroneissa a:lla. Bru – epäkypsä; Dole – dolomiitti; FeS on rautasulfidi; Mag – magnetiitti; mehu – vuolukivi; Srp – serpentiini. c, korkearesoluutioinen transmissioelektronimikroskopiakuva (TEM) tyypillisestä saponiitti-serpentiinikasvustosta, jossa näkyvät 0,7 nm:n ja 1,1 nm:n serpentiini- ja saponiittihilavyöhykkeet.
Ryugu A0037:n (punaiset ympyrät) ja C0068:n (siniset ympyrät) hiukkasten matriisin ja kerrossilikaatin (prosenttiosuus) koostumus on esitetty (Si+Al)-Mg-Fe-kolmikomponenttijärjestelmässä. a, Elektroniluotainmikroanalyysin (EPMA) tulokset piirrettynä CI-kondriitteja (Ivuna, Orgueil, Alais)16 vastaan, esitetty harmaalla vertailun vuoksi. b, Pyyhkäisy-TEM (STEM) ja energiadispersiivinen röntgenspektroskopia (EDS) -analyysit vertailun vuoksi Orgueil9- ja Murchison46-meteoriittien ja hydratoidun IDP47:n kanssa. Hienorakeisia ja karkeajakoisia fylosilikaatteja analysoitiin välttäen pieniä rautasulfidihiukkasia. Katkoviivat a- ja b-kohdissa osoittavat saponiitin ja serpentiinin liukenemisviivoja. Rautarikas koostumus a-kohdassa voi johtua kerrossilikaattirakeiden sisällä olevista submikronin rautasulfidirakeista, joita ei voida sulkea pois EPMA-analyysin spatiaalisella resoluutiolla. Korkeamman Si-pitoisuuden omaavat datapisteet kuin b-kohdan saponiitilla, voivat johtua nanokokoisen amorfisen piipitoisen materiaalin läsnäolosta verkkosilikaattikerroksen väleissä. Analyysien lukumäärä: N=69 A0037:lle, N=68 EPMA:lle, N=68 C0068:lle, N=19 A0037:lle ja N=27 C0068:lle STEM-EDS:lle. c, trioksihiukkasen Ryugu C0014-4 isotooppikartta verrattuna kondriittiarvoihin CI (Orgueil), CY (Y-82162) ja kirjallisuustietoihin (CM ja C2-ung)41,48,49. Olemme saaneet dataa Orgueil- ja Y-82162-meteoriiteille. CCAM on vedettömien hiilipitoisten kondriittimineraalien linja, TFL on maanjakolinja. d, Δ17O- ja δ18O-kartat Ryugu-hiukkaselle C0014-4, CI-kondriitille (Orgueil) ja CY-kondriitille (Y-82162) (tämä tutkimus). Δ17O_Ryugu: Δ17O C0014-1:n arvo. Δ17O_Orgueil: Orgueilin keskimääräinen Δ17O-arvo. Δ17O_Y-82162: Y-82162:n keskimääräinen Δ17O-arvo. Vertailua varten on esitetty myös CI- ja CY-tiedot kirjallisuudesta 41, 48, 49.
Hapen massaisotooppianalyysi suoritettiin 1,83 mg:n näytteelle, joka oli uutettu rakeisesta C0014:stä laserfluorauksella (Methods). Vertailun vuoksi analysoitiin seitsemän kopiota Orgueil (CI) -reagenssia (kokonaismassa = 8,96 mg) ja seitsemän kopiota Y-82162 (CY) -reagenssia (kokonaismassa = 5,11 mg) (lisätaulukko 3).
Kuvassa 2d on esitetty selkeä Δ17O:n ja δ18O:n ero Orgueilin ja Ryugun hiukkasten painokeskiarvojen välillä verrattuna Y-82162:een. Ryugu C0014-4 -hiukkasen Δ17O on korkeampi kuin Orgeil-hiukkasen, huolimatta kahden keskihajontakerran päällekkäisyydestä. Ryugu-hiukkasilla on korkeammat Δ17O-arvot verrattuna Orgeiliin, mikä saattaa heijastaa jälkimmäisen maanpäällistä saastumista sen syksystä 1864 lähtien. Maaperän rapautuminen11 johtaa väistämättä ilmakehän hapen liittymiseen, mikä tuo kokonaisanalyysin lähemmäksi maanpäällistä fraktioitumisviivaa (TFL). Tämä johtopäätös on yhdenmukainen aiemmin käsiteltyjen mineralogisten tietojen kanssa, joiden mukaan Ryugu-jyvät eivät sisällä hydraatteja tai sulfaatteja, kun taas Orgeil sisältää.
Yllä olevien mineralogisten tietojen perusteella nämä tulokset tukevat yhteyttä Ryugu-jyvien ja CI-kondriittien välillä, mutta sulkevat pois yhteyden CY-kondriittien kanssa. Se, että Ryugu-jyvät eivät ole yhteydessä CY-kondriitteihin, jotka osoittavat selviä merkkejä kuivumisen mineralogiasta, on hämmentävää. Ryugun kiertoratahavainnot näyttävät viittaavan siihen, että se on kuivunut ja koostuu siksi todennäköisesti CY-materiaalista. Tämän ilmeisen eron syyt ovat edelleen epäselviä. Muiden Ryugu-hiukkasten happi-isotooppianalyysi esitetään rinnakkaisartikkelissa 12. Tämän laajennetun aineiston tulokset ovat kuitenkin myös yhdenmukaisia ​​Ryugu-hiukkasten ja CI-kondriittien välisen yhteyden kanssa.
Koordinoituja mikroanalyysitekniikoita käyttäen (lisäkuva 3) tutkimme orgaanisen hiilen spatiaalista jakautumista fokusoidun ionisuihkufraktion (FIB) C0068.25 koko pinta-alalle (kuvat 3a–f). Hiilen hienorakenneröntgenabsorptiospektrit (NEXAFS) C0068.25-leikkauksen lähireunalla osoittavat useita funktionaalisia ryhmiä – aromaattinen eli C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH3 (287,5 eV) ja C(=O)O (288,8 eV) – grafeenirakenne puuttuu 291,7 eV:n arvolla (kuva 3a), mikä tarkoittaa vähäistä lämpötilavaihtelua. C0068.25:n osittaisten orgaanisten yhdisteiden voimakas CH3-piikki (287,5 eV) eroaa aiemmin tutkittujen hiilipitoisten kondriittien liukenemattomista orgaanisista yhdisteistä ja on samankaltaisempi kuin Stardust-luotaimen IDP14 ja komeettahiukkaset. Voimakas CH₃-piikki 287,5 eV:n kohdalla ja hyvin heikko aromaattinen tai C=C-piikki 285,2 eV:n kohdalla osoittavat, että orgaaniset yhdisteet ovat runsaasti alifaattisia yhdisteitä (kuva 3a ja lisäkuva 3a). Alifaattisista orgaanisista yhdisteistä runsaasti olevia alueita esiintyy karkerakeisissa fylosilikaateissa sekä alueilla, joilla on huono aromaattinen (tai C=C) hiilirakenne (kuva 3c,d). Sitä vastoin A0037,22 (lisäkuva 3) osoitti osittain alhaisemman alifaattisten hiilirikkaiden alueiden pitoisuuden. Näiden jyvien taustalla oleva mineralogia on runsas karbonaateista, samoin kuin kondriitti CI 16, mikä viittaa lähdeveden laajaan muuttumiseen (lisätaulukko 1). Hapettavat olosuhteet suosivat karbonyyli- ja karboksyylifunktionaalisten ryhmien suurempia pitoisuuksia karbonaatteihin liittyvissä orgaanisissa yhdisteissä. Alifaattisia hiilirakenteita omaavien orgaanisten yhdisteiden submikronijakauma voi olla hyvin erilainen kuin karkerakeisten kerrossilikaattien jakauma. Tagish-järven meteoriitista löydettiin viitteitä alifaattisista orgaanisista yhdisteistä, jotka liittyvät fylosilikaatti-OH:hon. Koordinoidut mikroanalyyttiset tiedot viittaavat siihen, että alifaattisista yhdisteistä rikastettu orgaaninen aines voi olla laajalle levinnyttä C-tyypin asteroideissa ja läheisesti yhteydessä fylosilikaatteihin. Tämä johtopäätös on yhdenmukainen aiempien raporttien kanssa alifaattisista/aromaattisista CH-yhdisteistä Ryugu-hiukkasissa, jotka on osoitettu lähi-infrapuna-hyperspektrimikroskoopilla MicroOmega. Tärkeä ja ratkaisematon kysymys on, esiintyykö tässä tutkimuksessa havaitut karkeisiin fylosilikaatteihin liittyvien alifaattisten hiilipitoisten orgaanisten yhdisteiden ainutlaatuiset ominaisuudet vain Ryugu-asteroidilla.
a, NEXAFS-hiilispektrit normalisoituna 292 eV:iin aromaattisella (C=C) rikkaalla alueella (punainen), alifaattisella rikkaalla alueella (vihreä) ja matriisissa (sininen). Harmaa viiva on vertailun vuoksi Murchison 13:n liukenemattomien orgaanisten yhdisteiden spektri. au, arbitraasiyksikkö. b, Pyyhkäisytransmissioröntgenmikroskopian (STXM) spektrikuva hiilen K-reunasta, joka osoittaa, että osa on pääasiassa hiilipitoinen. c, RGB-yhdistelmäkuva, jossa on aromaattisilla (C=C) rikkaat alueet (punainen), alifaattisilla rikkaat alueet (vihreä) ja matriisi (sininen). d, Alifaattisista yhdisteistä rikkaat orgaaniset yhdisteet ovat tiivistyneet karkeaan fylosilikaattiin, alue on suurennettu valkoisista pisteviivalaatikoista b- ja c-kohdissa. e, Suuret nanosfäärit (ng-1) alueella, joka on suurennettu valkoisista pisteviivalaatikoista b- ja c-kohdissa. Kohdalle: pyrrhotiitti. Pn: nikkeli-kromiitti. f, Nanoskaalan sekundääri-ionimassaspektrometria (NanoSIMS), vedyn (1H), hiilen (12C) ja typen (12C14N) alkuainekuvat, 12C/1H-alkuainesuhdekuvat sekä risti-δD-, δ13C- ja δ15N-isotooppikuvat – Osa PG-1: aurinkoa edeltävä grafiitti äärimmäisellä 13C-rikastuksella (lisätaulukko 4).
Murchisonin meteoriittien orgaanisen aineen hajoamisen kineettiset tutkimukset voivat antaa tärkeää tietoa Ryugun jyvissä runsaasti esiintyvän alifaattisen orgaanisen aineen heterogeenisestä jakautumisesta. Tämä tutkimus osoittaa, että alifaattiset CH-sidokset orgaanisessa aineessa säilyvät jopa noin 30 °C:n lämpötilaan asti emossa ja/tai muuttuvat aika-lämpötilasuhteiden mukaan (esim. 200 vuotta 100 °C:ssa ja 0 °C:ssa 100 miljoonaa vuotta). Jos lähtöainetta ei lämmitetä tietyssä lämpötilassa tietyn ajan kuluessa, alifaattisten, verkkosilikaattipitoisten orgaanisten yhdisteiden alkuperäinen jakauma voi säilyä. Lähdekivilajin veden muutokset voivat kuitenkin vaikeuttaa tätä tulkintaa, koska karbonaattipitoinen A0037 ei osoita verkkosilikaatteihin liittyviä hiilipitoisia alifaattisia alueita. Tämä pieni lämpötilan muutos vastaa karkeasti kuutiomaasälvän esiintymistä Ryugun jyvissä (lisätaulukko 1)20.
Fraktio C0068.25 (ng-1; kuvat 3a–c,e) sisältää suuren nanosfäärin, jolla on erittäin aromaattisia (tai C=C), kohtalaisen alifaattisia ja heikkoja C(=O)O- ja C=O-spektrejä. Alifaattisen hiilen tunnus ei vastaa kondriitteihin liittyvien liukenemattomien orgaanisten yhdisteiden ja orgaanisten nanosfäärien tunnuslukua (kuva 3a) 17,21. Tagish-järven nanosfäärien Raman- ja infrapunaspektroskopia-analyysi osoitti, että ne koostuvat alifaattisista ja hapettuneista orgaanisista yhdisteistä ja epäjärjestäytyneistä polysyklisistä aromaattisista orgaanisista yhdisteistä, joilla on monimutkainen rakenne 22,23. Koska ympäröivä matriisi sisältää alifaattisista yhdisteistä runsaasti olevia orgaanisia yhdisteitä, alifaattisen hiilen tunnusluku ng-1:ssä voi olla analyyttinen artefakti. Mielenkiintoista on, että ng-1 sisältää sisäänsä upotettuja amorfisia silikaatteja (kuva 3e), rakennetta, jota ei ole vielä raportoitu millekään maan ulkopuoliselle orgaaniselle yhdisteelle. Amorfiset silikaatit voivat olla ng-1:n luonnollisia komponentteja tai olla seurausta vesipitoisten/vedettömien silikaattien amorfisaatiosta ioni- ja/tai elektronisuihkulla analyysin aikana.
C0068.25-osan NanoSIMS-ionikuvat (kuva 3f) osoittavat tasaisia ​​muutoksia δ13C:ssä ja δ15N:ssä, lukuun ottamatta aurinkoa edeltäviä jyviä, joilla on suuri 13C-rikastusaste, 30 811‰ (PG-1 δ13C-kuvassa kuvassa 3f) (lisätaulukko 4). Röntgenrakeiden alkeisjyväkuvat ja korkean resoluution TEM-kuvat näyttävät vain hiilipitoisuuden ja perustasojen välisen etäisyyden, joka on 0,3 nm, mikä vastaa grafiittia. On huomionarvoista, että karkeisiin fylosilikaatteihin liittyvän alifaattisen orgaanisen aineen rikastuma δD:n (841 ± 394‰) ja δ15N:n (169 ± 95‰) arvot osoittautuvat hieman korkeammiksi kuin koko alueen C keskiarvo (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) C0068.25:ssä (lisätaulukko 4). Tämä havainto viittaa siihen, että karkeanrakeisten fylosilikaattien alifaattipitoiset orgaaniset yhdisteet saattavat olla primitiivisempiä kuin ympäröivät orgaaniset yhdisteet, koska jälkimmäiset ovat saattaneet käydä läpi isotooppivaihdon ympäröivän veden kanssa alkuperäisessä kappaleessa. Vaihtoehtoisesti nämä isotooppimuutokset voivat liittyä myös alkuperäiseen muodostumisprosessiin. On tulkittu, että CI-kondriitien hienorakeiset kerrossilikaatit muodostuivat alkuperäisten karkeanrakeisten vedettömien silikaattiryppäiden jatkuvan muuttumisen seurauksena. Alifaattipitoinen orgaaninen aine on saattanut muodostua protoplanetaarisen kiekon tai tähtienvälisen väliaineen esiastemolekyyleistä ennen aurinkokunnan muodostumista, ja sitten ne ovat muuttuneet hieman Ryugun (suuren) emokappaleen vedenvaihdosten aikana. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni ylläpitääkseen riittävästi sisäistä lämpöä vesipitoisten mineraalien muodostamiseksi25. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni ylläpitääkseen riittävästi sisäistä lämpöä vesipitoisten mineraalien muodostamiseksi25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного измено водных минералов25. Koko (<1,0 km) Ryugu on liian pieni ylläpitääkseen riittävästi sisäistä lämpöä veden vaihdolle ja vesimineraalien muodostamiselle25. 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的形成含水的尺寸（ 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的形成含水的尺寸（ Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с одниебрахвова минералов25. Ryugun koko (<1,0 km) on liian pieni ylläpitääkseen sisäistä lämpöä, joka voisi muuttaa vettä vesimineraalien muodostamiseksi25.Siksi Ryugun edeltäjien koko voi olla kymmeniä kilometrejä. Alifaattisista yhdisteistä rikas orgaaninen aines saattaa säilyttää alkuperäiset isotooppisuhteensa karkeisiin fylosilikaatteihin liittyvän yhteyden vuoksi. Isotooppisten raskaiden kantajien tarkka luonne on kuitenkin edelleen epävarma näiden FIB-fraktioiden eri komponenttien monimutkaisen ja herkän sekoittumisen vuoksi. Nämä voivat olla Ryugun rakeissa olevia alifaattisista yhdisteistä rikastettuja orgaanisia aineita tai niitä ympäröiviä karkeita fylosilikaatteja. On huomattava, että lähes kaikkien hiilipitoisten kondriitien (mukaan lukien CI-kondriitit) orgaaninen aines on yleensä D-rikkaampaa kuin fylosilikaatteja, lukuun ottamatta CM Paris 24, 26 -meteoreita.
A0002.23- ja A0002.26-, A0037.22- ja A0037.23- sekä C0068.23-, C0068.25- ja C0068.26-FIB-viipaleiden tilavuuksien δD ja δ15N kuvaajat (yhteensä seitsemän FIB-viipaletta kolmesta Ryugu-hiukkasesta). NanoSIMSin vertailu muihin aurinkokunnan kohteisiin on esitetty kuvassa 4 (lisätaulukko 4)27,28. A0002-, A0037- ja C0068-profiilien δD- ja δ15N-tilavuuksien muutokset ovat yhdenmukaisia ​​IDP-profiilien kanssa, mutta suurempia kuin CM- ja CI-kondriiteissa (kuva 4). Huomaa, että komeetta 29 -näytteen δD-arvojen vaihteluväli (-240 - 1655‰) on suurempi kuin Ryugun. Ryukyu-profiilien tilavuudet δD ja δ15N ovat yleensä pienempiä kuin Jupiter-perheen komeettojen ja Oort-pilven keskiarvo (kuva 4). CI-kondriittien pienemmät δD-arvot saattavat heijastaa maanpäällisen kontaminaation vaikutusta näissä näytteissä. Ottaen huomioon Bellsin, Tagish-järven ja IDP:n samankaltaisuudet, Ryugu-hiukkasten δD- ja δN-arvojen suuri heterogeenisuus saattaa heijastaa muutoksia orgaanisten ja vesipitoisten koostumusten alkuperäisissä isotooppiominaisuuksissa varhaisessa aurinkokunnassa. Samankaltaiset isotooppimuutokset δD:ssä ja δN:ssä Ryugu- ja IDP-hiukkasissa viittaavat siihen, että molemmat ovat voineet muodostua samasta lähteestä peräisin olevasta materiaalista. Uskotaan, että IDP:t ovat peräisin komeetoista 14. Siksi Ryugu saattaa sisältää komeetan kaltaista materiaalia ja/tai ainakin ulkoaurinkokuntaa. Tämä voi kuitenkin olla vaikeampaa kuin tässä esitämme johtuen (1) emokappaleen pinnalla olevan sferoliittisen ja D-rikkaan veden seoksesta 31 ja (2) komeetan D/H-suhteesta komeetan aktiivisuuden funktiona 32. Ryugun hiukkasten havaitun vedyn ja typen isotooppien heterogeenisyyden syitä ei kuitenkaan täysin ymmärretä, osittain nykyään saatavilla olevien analyysien rajallisen määrän vuoksi. Vety- ja typpiisotooppijärjestelmien tulokset herättävät edelleen mahdollisuuden, että Ryugu sisältää suurimman osan aurinkokunnan ulkopuolelta tulevasta materiaalista ja saattaa siten osoittaa jonkin verran samankaltaisuutta komeettojen kanssa. Ryugun profiilissa ei havaittu ilmeistä korrelaatiota δ13C:n ja δ15N:n välillä (lisätaulukko 4).
Ryugu-hiukkasten H- ja N-isotooppikoostumus (punaiset ympyrät: A0002, A0037; siniset ympyrät: C0068) korreloi Auringon magnitudin 27, Jupiterin keskiarvon perheen (JFC27) ja Oortin pilvikomeettojen (OCC27), IDP28:n ja hiilipitoisten kondrulien kanssa. Meteoriitin 27 (CI, CM, CR, C2-ung) vertailu. Isotooppikoostumus on esitetty lisätaulukossa 4. Katkoviivat ovat H:n ja N:n maanpäälliset isotooppiarvot.
Haihtuvien aineiden (esim. orgaanisen aineen ja veden) kulkeutuminen Maahan on edelleen huolenaihe26,27,33. Tässä tutkimuksessa tunnistettujen Ryugu-hiukkasten karkeisiin fylosilikaatteihin liittyvä submikronin kokoinen orgaaninen aines voi olla tärkeä haihtuvien aineiden lähde. Karkeissa fylosilikaateissa oleva orgaaninen aines on paremmin suojassa hajoamiselta16,34 ja rappeutumiselta35 kuin hienorakeisissa matriiseissa oleva orgaaninen aines. Hiukkasten raskaampi vedyn isotooppikoostumus tarkoittaa, että ne eivät todennäköisesti ole ainoa varhaiseen Maahan kulkeutuneiden haihtuvien aineiden lähde. Niitä voidaan sekoittaa komponentteihin, joilla on kevyempi vedyn isotooppikoostumus, kuten äskettäin ehdotettiin hypoteesissa aurinkotuulen aiheuttaman veden esiintymisestä silikaateissa.
Tässä tutkimuksessa osoitamme, että CI-meteoriitit, huolimatta niiden geokemiallisesta merkityksestä aurinkokunnan koko koostumuksen edustajina,6,10 ovat maanpäällisiä saastuneita näytteitä. Tarjoamme myös suoria todisteita rikkaan alifaattisen orgaanisen aineksen ja viereisten vesipitoisten mineraalien välisistä vuorovaikutuksista ja ehdotamme, että Ryugu saattaa sisältää aurinkokunnan ulkopuolista materiaalia37. Tämän tutkimuksen tulokset osoittavat selvästi protoasteroidien suoran näytteenoton tärkeyden ja tarpeen kuljettaa palautetut näytteet täysin inertissä ja steriilissä olosuhteissa. Tässä esitetyt todisteet osoittavat, että Ryugun hiukkaset ovat epäilemättä yksi saastuneimmista aurinkokuntamateriaaleista, joita on saatavilla laboratoriotutkimukseen, ja näiden arvokkaiden näytteiden lisätutkimukset epäilemättä laajentavat ymmärrystämme varhaisista aurinkokuntaprosesseista. Ryugun hiukkaset edustavat parhaiten aurinkokunnan koko koostumusta.
Submikronin mittakaavan näytteiden monimutkaisen mikrorakenteen ja kemiallisten ominaisuuksien määrittämiseksi käytimme synkrotronisäteilyyn perustuvaa tietokonetomografiaa (SR-XCT) ja SR-röntgendiffraktio- (XRD)-CT- sekä FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM-analyysiä. Ei hajoamista, maan ilmakehän aiheuttamaa saastumista eikä hienopartikkelien tai mekaanisten näytteiden aiheuttamia vaurioita. Sillä välin olemme suorittaneet systemaattista volumetrista analyysiä käyttämällä pyyhkäisyelektronimikroskopiaa (SEM)-EDS:ää, EPMA:ta, XRD:tä, instrumentaalista neutroniaktivaatioanalyysiä (INAA) ja laserhappi-isotooppifluorauslaitteita. Määritysmenetelmät on esitetty lisäkuvassa 3 ja jokainen määritys on kuvattu seuraavissa osioissa.
Asteroidi Ryugun hiukkasia kerättiin Hayabusa-2:n paluumoduulista ja toimitettiin JAXA:n valvontakeskukseen Sagamiharaan, Japaniin, saastuttamatta Maan ilmakehää4. JAXA:n hallinnoimassa laitoksessa tehdyn alustavan ja rikkomattoman karakterisoinnin jälkeen käytetään suljettavia laitosten välisiä siirtosäiliöitä ja näytekapselipusseja (halkaisijaltaan 10 tai 15 mm safiirilasi ja ruostumaton teräs näytteen koosta riippuen) ympäristöhäiriöiden välttämiseksi. Y:n ja/tai maaperän epäpuhtauksien (esim. vesihöyryn, hiilivetyjen, ilmakehän kaasujen ja hienojen hiukkasten) sekä näytteiden välisen ristikontaminaation välttämiseksi näytteenvalmistuksen ja laitosten ja yliopistojen välisen kuljetuksen aikana38. Maan ilmakehän (vesihöyryn ja hapen) kanssa tapahtuvan vuorovaikutuksen aiheuttaman hajoamisen ja saastumisen välttämiseksi kaikenlaiset näytteenvalmistusmenetelmät (mukaan lukien haketus tantaalitaltalla, tasapainotetun timanttisahan (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) käyttö ja epoksin leikkaus asennusta varten) suoritettiin hansikaskaapissa puhtaassa ja kuivassa N2-atmosfäärissä (kastepiste: -80 - -60 °C, O2 ~50–100 ppm). Kaikki tässä käytetyt esineet puhdistetaan ultrapuhtaan veden ja etanolin yhdistelmällä eri taajuuksilla toimivia ultraääniaaltoja käyttäen.
Tässä tutkimuksessa tutkimme Etelämantereen meteoriittitutkimuskeskuksen (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 ja CY: Y 980115) meteoriittikokoelmaa National Polar Research Institute (NIPR).
SR-XCT-, NanoSIMS-, STXM-NEXAFS- ja TEM-analyysilaitteiden väliseen siirtoon käytimme aiemmissa tutkimuksissa38 kuvattua yleismaailmallista ultraohutta näytepidikettä.
Ryugu-näytteiden SR-XCT-analyysi suoritettiin käyttämällä integroitua BL20XU/SPring-8-tietokonetomografiajärjestelmää. Integroitu tietokonetomografiajärjestelmä koostuu useista mittaustiloista: laajan näkökentän ja matalan resoluution (WL) tila näytteen koko rakenteen taltioimiseksi, kapean näkökentän ja korkean resoluution (NH) tila näytteen pinta-alan tarkkaan mittaamiseen. Kiinnostavien aineiden ja röntgenkuvien avulla saadaan näytteen tilavuuden diffraktiokuvio, ja röntgendiffraktiokuvauksen avulla saadaan näytteen vaakasuoran tason mineraalifaasien 2D-kaavio. Huomaa, että kaikki mittaukset voidaan suorittaa ilman, että näytepitimen irrottamiseen tarvitaan sisäänrakennettua järjestelmää, mikä mahdollistaa tarkat tietokonetomografia- ja röntgendiffraktiomittaukset. WL-moodin röntgenilmaisin (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) oli varustettu lisäksi 4608 × 4608 pikselin metallioksidipuolijohdekameralla (CMOS) (C14120-20P; Hamamatsu Photonics), jossa oli 10 µm paksuisesta lutetiumalumiinigranaatin yksittäiskiteestä (Lu3Al5O12:Ce) koostuva tuikelevy ja releobjektiivi. Pikselin koko WL-tilassa on noin 0,848 µm. Näin ollen näkökenttä (FOV) WL-tilassa on noin 6 mm offset-CT-tilassa. NH-moodin röntgenilmaisin (BM AA50; Hamamatsu Photonics) oli varustettu 20 µm paksuisella gadolinium-alumiini-galliumgranaatti (Gd3Al2Ga3O12) -tuikelevyllä, CMOS-kameralla (C11440-22CU), jonka resoluutio oli 2048 × 2048 pikseliä. Hamamatsu Photonics) ja ×20-linssi. Pikselikoko NH-tilassa on ~0,25 µm ja näkökenttä on ~0,5 mm. XRD-tilan detektori (BM AA60; Hamamatsu Photonics) oli varustettu tuikelaitteella, joka koostui 50 µm paksusta P43 (Gd2O2S:Tb) -jauheverkosta, 2304 × 2304 pikselin resoluution CMOS-kamerasta (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) ja rele-linssistä. Detektorin efektiivinen pikselikoko on 19,05 µm ja näkökenttä 43,9 mm2. Kuva-alan parantamiseksi käytimme offset-CT-menetelmää WL-tilassa. TT-rekonstruktion läpivalaiseva kuva koostuu 180° - 360°:n alueella olevasta kuvasta, joka heijastuu vaakasuunnassa pyörimisakselin ympäri, ja 0° - 180°:n alueella olevasta kuvasta.
XRD-tilassa röntgensäde fokusoidaan Fresnel-vyöhykelevyllä. Tässä tilassa detektori sijoitetaan 110 mm näytteen taakse ja säteen pysäytin on 3 mm detektorin edellä. Diffraktiokuvat 2θ-alueella 1,43° - 18,00° (hilaväli d = 16,6–1,32 Å) saatiin röntgentäplän fokusoituna detektorin näkökentän alaosaan. Näyte liikkuu pystysuunnassa säännöllisin välein, puoli kierrosta jokaista pystysuuntaista skannausvaihetta kohden. Jos mineraalihiukkaset täyttävät Braggin ehdon 180° käännettäessä, on mahdollista saada mineraalihiukkasten diffraktio vaakatasossa. Diffraktiokuvat yhdistettiin sitten yhdeksi kuvaksi jokaista pystysuuntaista skannausvaihetta kohden. SR-XRD-CT-määritysolosuhteet ovat lähes samat kuin SR-XRD-määrityksessä. XRD-CT-tilassa detektori sijoitetaan 69 mm näytteen taakse. 2θ-alueen diffraktiokuvat vaihtelevat välillä 1,2° - 17,68° (d = 19,73 - 1,35 Å), missä sekä röntgensäde että säteenrajoitin ovat ilmaisimen näkökentän keskipisteen kanssa. Skannaa näyte vaakasuunnassa ja käännä sitä 180°. SR-XRD-CT-kuvat rekonstruoitiin käyttäen huippumineraali-intensiteettejä pikseliarvoina. Vaakasuunnassa näyte skannataan tyypillisesti 500–1000 vaiheessa.
Kaikissa kokeissa röntgenenergia kiinnitettiin 30 keV:iin, koska tämä on röntgensäteilyn tunkeutumisen alaraja noin 6 mm:n halkaisijaltaan oleviin meteoriitteihin. Kaikissa TT-mittauksissa 180° rotaation aikana otettiin 1800 kuvaa (3600 offset-TT-ohjelmassa), ja kuvien valotusaika oli 100 ms WL-tilassa, 300 ms NH-tilassa, 500 ms XRD-kuvauksessa ja 50 ms XRD-TT-kuvauksessa. Tyypillinen näytteen skannausaika on noin 10 minuuttia WL-tilassa, 15 minuuttia NH-tilassa, 3 tuntia XRD-kuvauksessa ja 8 tuntia SR-XRD-TT-kuvauksessa.
TT-kuvat rekonstruoitiin konvoluutiotakaisinprojektiolla ja normalisoitiin lineaarisen vaimennuskertoimen suhteen välillä 0–80 cm⁻¹. 3D-datan analysointiin käytettiin Slice-ohjelmistoa ja XRD-datan analysointiin muXRD-ohjelmistoa.
Epoksikiinnitetyt Ryugu-hiukkaset (A0029, A0037, C0009, C0014 ja C0068) kiillotettiin pinnalta vähitellen 0,5 µm:n (3M) timanttihiontakalvon tasolle kuivissa olosuhteissa välttäen materiaalin kosketusta pinnan kanssa kiillotusprosessin aikana. Kunkin näytteen kiillotettu pinta tutkittiin ensin valomikroskopialla ja sitten takaisinsironneilla elektroneilla, jotta saatiin näytteiden mineralogia- ja tekstuurikuvat (BSE) sekä kvalitatiiviset NIPR-alkuaineet käyttäen JEOL JSM-7100F SEM -elektronmikroskooppia, joka oli varustettu energiadispersiivisellä spektrometrillä (AZtec). Kunkin näytteen pää- ja sivualkuaineiden pitoisuudet analysoitiin elektroniluotainmikroanalysaattorilla (EPMA, JEOL JXA-8200). Analysoi verkkosilikaatti- ja karbonaattihiukkaset 5 nA:n virranvoimakkuudella, luonnolliset ja synteettiset standardit 15 keV:n virranvoimakkuudella, sulfidit, magnetiitti, oliviini ja pyrokseeni 30 nA:n virranvoimakkuudella. Modaaliarvosanat laskettiin alkuainekarttoista ja BSE-kuvista käyttäen ImageJ 1.53 -ohjelmistoa, jossa kullekin mineraalille asetettiin mielivaltaisesti sopivat kynnysarvot.
Happi-isotooppianalyysi suoritettiin Avoimessa yliopistossa (Milton Keynes, Iso-Britannia) käyttäen infrapunalaserfluorausjärjestelmää. Hayabusa2-näytteet toimitettiin Avoimeen yliopistoon 38 typellä täytetyissä säiliöissä siirrettäväksi laitosten välillä.
Näytteen lataaminen suoritettiin typpikäsinekaapissa, jossa valvottu happipitoisuus oli alle 0,1 %. Hayabusa2-analyyttistä työtä varten valmistettiin uusi Ni-näytepidike, jossa oli vain kaksi näytereikää (halkaisija 2,5 mm, syvyys 5 mm), toinen Hayabusa2-hiukkasille ja toinen obsidiaanin sisäiselle standardille. Analyysin aikana Hayabusa2-materiaalia sisältävä näytekuoppa peitettiin noin 1 mm paksulla ja 3 mm halkaisijaltaan olevalla BaF2-ikkunalla näytteen pitämiseksi laserreaktion aikana. BrF5-virtaus näytteeseen ylläpidettiin Ni-näytepidikkeeseen leikatulla kaasusekoituskanavalla. Näytekammio konfiguroitiin myös uudelleen siten, että se voitiin irrottaa tyhjiöfluorauslinjasta ja avata sitten typpitäytetyssä hansikaskaapissa. Kaksiosainen kammio suljettiin kuparitiivisteellä varustetulla puristustiivisteellä ja EVAC Quick Release CeFIX 38 -ketjupuristimella. Kammion päällä oleva 3 mm paksu BaF2-ikkuna mahdollistaa näytteen ja laserlämmityksen samanaikaisen tarkkailun. Näytteen lataamisen jälkeen kammio suljetaan uudelleen puristimilla ja kytketään se uudelleen fluorattuun linjaan. Ennen analyysia näytekammio lämmitettiin tyhjiössä noin 95 °C:seen yön yli mahdollisen adsorboitunut kosteuden poistamiseksi. Yön yli lämmityksen jälkeen kammion annettiin jäähtyä huoneenlämpöiseksi, ja sitten näytteensiirron aikana ilmakehälle altistunut osa huuhdeltiin kolmella BrF5-alikvootilla kosteuden poistamiseksi. Nämä menetelmät varmistavat, että Hayabusa 2 -näyte ei altistu ilmakehälle eikä kontaminoidu kosteudella fluoratun letkun siitä osasta, joka tuuletetaan ilmakehään näytteen lataamisen aikana.
Ryugu C0014-4- ja Orgueil (CI) -hiukkasnäytteet analysoitiin muunnetulla ”yksittäisellä” moodilla42, kun taas Y-82162 (CY) -analyysi tehtiin yhdellä tarjottimella, jossa oli useita näytekaivoja41. Vedettömän koostumuksensa vuoksi CY-kondriiteille ei tarvitse käyttää yhtä menetelmää. Näytteet lämmitettiin käyttämällä Photon Machines Inc:n infrapuna-CO2-laseria, jonka teho oli 50 W (10,6 µm) ja joka oli asennettu XYZ-kanturin päälle BrF5:n läsnä ollessa. Sisäänrakennettu videojärjestelmä valvoo reaktion kulkua. Fluorauksen jälkeen vapautunut O2 puhdistettiin kahdella kryogeenisellä typpiloukulla ja lämmitetyllä KBr-pedillä ylimääräisen fluorin poistamiseksi. Puhdistetun hapen isotooppikoostumus analysoitiin Thermo Fisher MAT 253 -kaksikanavaisella massaspektrometrillä, jonka massaresoluutio oli noin 200.
Joissakin tapauksissa näytteen reaktion aikana vapautuneen kaasumaisen O2:n määrä oli alle 140 µg, mikä on MAT 253 -massaspektrometrin paljelaitteen käytön likimääräinen raja. Näissä tapauksissa analyysiin käytetään mikrotilavuuksia. Hayabusa2-hiukkasten analysoinnin jälkeen obsidiaanin sisäinen standardi fluorattiin ja sen happi-isotooppikoostumus määritettiin.
NF+ NF3+ -fragmentin ionit häiritsevät massaltaan 33 (16O17O) olevan säteen kanssa. Tämän mahdollisen ongelman poistamiseksi useimmat näytteet käsitellään kryogeenisillä erotusmenetelmillä. Tämä voidaan tehdä eteenpäin ennen MAT 253 -analyysiä tai toisena analyysinä palauttamalla analysoitu kaasu takaisin erityiseen molekyyliseulaan ja johtamalla se uudelleen kryogeenisen erotuksen jälkeen. Kryogeeninen erottelu käsittää kaasun syöttämisen molekyyliseulaan nestemäisen typen lämpötilassa ja sen poistamisen sitten ensisijaiseen molekyyliseulaan -130 °C:n lämpötilassa. Laajat testit ovat osoittaneet, että NF+ jää ensimmäiseen molekyyliseulaan eikä merkittävää fraktioitumista tapahdu tätä menetelmää käytettäessä.
Sisäisten obsidiaanistandardiemme toistuvien analyysien perusteella järjestelmän kokonaistarkkuus paljetilassa on: ±0,053‰ δ17O:lle, ±0,095‰ δ18O:lle, ±0,018‰ Δ17O:lle (2 sd). Happi-isotooppianalyysi on annettu standardideltamerkintätavalla, jossa delta18O lasketaan seuraavasti:
Käytä myös 17O/16O-suhdetta δ17O:lle. VSMOW on Wienin keskimeren vedenpinnan kansainvälinen standardi. Δ17O edustaa poikkeamaa maan fraktioitumisviivasta, ja laskentakaava on: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Kaikki lisätaulukossa 3 esitetyt tiedot on korjattu aukkojen suhteen.
Noin 150–200 nm:n paksuiset leikkeet erotettiin Ryugu-hiukkasista Hitachi High Tech SMI4050 FIB -laitteella JAMSTECissä, Kochi Core Sampling Institutessa. Huomaa, että kaikki FIB-leikkeet otettiin talteen käsittelemättömien hiukkasten käsittelemättömistä fragmenteista sen jälkeen, kun ne oli poistettu N2-kaasulla täytetyistä astioista objektien välistä siirtoa varten. Näitä fragmentteja ei mitattu SR-CT:llä, mutta ne käsiteltiin minimoimalla altistuminen maan ilmakehälle mahdollisten vaurioiden ja kontaminaation välttämiseksi, jotka voisivat vaikuttaa hiilen K-reunaspektriin. Volframista valmistetun suojakerroksen levittämisen jälkeen kiinnostuksen kohteena oleva alue (enintään 25 × 25 μm2) leikattiin ja ohennettiin Ga+-ionisuihkulla 30 kV:n kiihtyvyysjännitteellä, sitten 5 kV:n jännitteellä ja 40 pA:n koetinvirralla pintavaurioiden minimoimiseksi. Erittäin ohuet leikkeet asetettiin sitten suurennetulle kupariverkolle (Kochi-verkko) 39 käyttämällä FIB:llä varustettua mikromanipulaattoria.
Ryugu A0098 (1,6303 mg) ja C0068 (0,6483 mg) -pelletit suljettiin kahdesti puhtaisiin, erittäin puhtaisiin polyeteenilevyihin puhtaalla typellä täytetyssä hansikaskaapissa SPring-8-laitteella ilman minkäänlaista vuorovaikutusta maan ilmakehän kanssa. JB-1:n (Japanin geologisen tutkimuskeskuksen julkaisema geologinen vertailukivi) näytteenvalmistus suoritettiin Tokion metropoliyliopistossa.
INAA pidetään Kioton yliopiston integroidun säteily- ja ydintieteiden instituutissa. Näytteitä säteilytettiin kahdesti eri säteilytyssykleillä, jotka valittiin alkuaineiden kvantifioinnissa käytetyn nuklidin puoliintumisajan mukaan. Ensin näytettä säteilytettiin pneumaattisessa säteilyputkessa 30 sekunnin ajan. Kuvassa 3 esitettyjen termisten ja nopeiden neutronien vuot ovat 4,6 × 1012 ja 9,6 × 1011 cm-2 s-1 Mg-, Al-, Ca-, Ti-, V- ja Mn-pitoisuuksien määrittämiseksi. Kemikaaleja, kuten MgO:ta (puhtaus 99,99 %, Soekawa Chemical), Al:a (puhtaus 99,9 %, Soekawa Chemical) ja Si-metallia (puhtaus 99,999 %, FUJIFILM Wako Pure Chemical), säteilytettiin myös häiritsevien ydinreaktioiden, kuten (n, n), korjaamiseksi. Näytettä säteilytettiin myös natriumkloridilla (puhtaus 99,99 %; MANAC) neutronivuon muutosten korjaamiseksi.
Neutronisäteilytyksen jälkeen ulompi polyeteenilevy korvattiin uudella, ja näytteen ja referenssin lähettämä gammasäteily mitattiin välittömästi Ge-detektorilla. Samoja näytteitä säteilytettiin uudelleen neljän tunnin ajan pneumaattisessa säteilyputkessa. Näytteen 2 terminen ja nopea neutronivuo on 5,6 x 1012 ja 1,2 x 1012 cm-2 s-1 Na-, K-, Ca-, Sc-, Cr-, Fe-, Co-, Ni-, Zn-, Ga- ja As-pitoisuuksien sekä Se-, Sb-, Os-, Ir- ja Au-pitoisuuksien määrittämiseksi. Ga-, As-, Se-, Sb-, Os-, Ir- ja Au-kontrollinäytteitä säteilytettiin levittämällä sopivia määriä (10-50 μg) näiden alkuaineiden tunnettujen pitoisuuksien standardiliuoksia kahdelle suodatinpaperille, minkä jälkeen näytteet säteilytettiin. Gammasäteilylaskenta suoritettiin Kioton yliopiston integroidun säteilyn ja ydintieteiden instituutissa ja Tokion metropoliyliopiston RI-tutkimuskeskuksessa. INAA-alkuaineiden kvantitatiivisen määrityksen analyyttiset menetelmät ja referenssimateriaalit ovat samat kuin edellisessä työssämme kuvatut.
Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu-näytteiden A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä. Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu-näytteiden A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов () Ryugu A0029 (≤0013м7) C0087 (<1 мг) NIPR. Röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab) käytettiin Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) ja C0087 (<1 mg) -näytteiden diffraktiokuvioiden keräämiseen NIPR:ssä.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) 的囂桍尡尾使用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) 的囂桍尡尾 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) ja C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с использоватнием дифрактометра (Rigaku SmartLab). Näytteiden Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) ja C0087 (<1 mg) röntgendiffraktiokuviot saatiin NIPR:ssä käyttäen röntgendiffraktometriä (Rigaku SmartLab).Kaikki näytteet jauhettiin hienoksi jauheeksi heijastamattomalla piikiekolla safiirilasilevyä käyttäen ja levitettiin sitten tasaisesti heijastamattomalle piikiekolle ilman nestettä (vettä tai alkoholia). Mittausolosuhteet olivat seuraavat: Cu Kα -röntgensäteilyä tuotetaan 40 kV:n putkijännitteellä ja 40 mA:n putkivirralla, rajaraon pituus on 10 mm, hajaantumiskulma on (1/6)°, pyörimisnopeus tasossa on 20 rpm ja alue on 2θ (kaksinkertainen Braggin kulma), 3–100° ja analysointi kestää noin 28 tuntia. Käytettiin Bragg Brentano -optiikkaa. Detektori on yksiulotteinen piipuolijohdedetektori (D/teX Ultra 250). Cu Kβ -röntgensäteet poistettiin Ni-suodattimella. Käyttäen saatavilla olevia näytteitä, verrattiin synteettisen magnesium saponiitin (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentiinin (lehtiserpentiini, Miyazu, Nikka) ja pyrrotiitin (monokliininen 4C, Chihua, Meksiko Watts) mittauksia piikkien tunnistamiseksi ja käytettiin International Center for Diffraction Datan jauhediffraktiotietoja, dolomiittia (PDF 01-071-1662) ja magnetiittia (PDF 00-019-0629). Ryugun diffraktiotietoja verrattiin myös hydromuunneltujen hiilipitoisten kondriittien, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 ja Y 980115 CY (lämmitysvaihe III, 500–750 °C), tietoihin. Vertailu osoitti yhtäläisyyksiä Orgueilin kanssa, mutta ei Y-791198:n ja Y 980115:n kanssa.
FIB-näytteiden erittäin ohuiden leikkeiden NEXAFS-spektrit hiilireuna-K:lla mitattiin STXM BL4U -kanavalla UVSOR-synkrotronilaitteistossa molekyylitieteiden instituutissa (Okazaki, Japani). Fresnel-vyöhykelevyllä optisesti fokusoidun säteen täpläkoko on noin 50 nm. Energia-askel on 0,1 eV lähireunan alueen hienorakenteelle (283,6–292,0 eV) ja 0,5 eV (280,0–283,5 eV ja 292,5–300,0 eV) etu- ja takaetualueille. Kunkin kuvapikselin aika asetettiin 2 millisekuntiin. Tyhjennyksen jälkeen STXM-analyysikammio täytettiin heliumilla noin 20 mbarin paineessa. Tämä auttaa minimoimaan röntgenoptisten laitteiden lämpödrivingin kammiossa ja näytepidikkeessä sekä vähentämään näytteen vaurioitumista ja/tai hapettumista. NEXAFS K-reunan hiilispektrit luotiin pinotusta datasta käyttämällä aXis2000-ohjelmistoa ja patentoitua STXM-tiedonkäsittelyohjelmistoa. Huomaa, että näytteensiirtokoteloa ja hansikaslokeroa käytetään näytteen hapettumisen ja kontaminaation välttämiseksi.
STXM-NEXAFS-analyysin jälkeen Ryugu FIB -viipaleiden vedyn, hiilen ja typen isotooppikoostumus analysoitiin isotooppikuvantamisen avulla JAMSTEC NanoSIMS 50L -laitteella. Fokusoitu Cs+ -primäärisäde, jonka energia on noin 2 pA hiili- ja typpi-isotooppianalyysissä ja noin 13 pA vedyn isotooppianalyysissä, rasteroidaan noin 24 × 24 µm2 - 30 × 30 µm2:n alueelle näytteelle. Kolmen minuutin esisuihkutuksen jälkeen suhteellisen voimakkaalla primäärisädevirralla kukin analyysi aloitettiin sekundäärisäteen intensiteetin vakiintumisen jälkeen. Hiili- ja typpi-isotooppien analysoinnissa saatiin samanaikaisesti kuvia 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– ja 12C15N– -isotoopeista käyttämällä seitsemän elektronin moninkertaista multipleksidetektoria, jonka massaresoluutio oli noin 9000, mikä riittää erottamaan kaikki merkitykselliset isotooppiyhdisteet. interferenssi (eli 12C1H 13C:n päällä ja 13C14N 12C15N:n päällä). Vetyisotooppien analysointia varten saatiin 1H-, 2D- ja 12C-kuvia noin 3000 massaresoluutiolla käyttäen moninkertaista detektiota kolmella elektronikertoimella. Jokainen analyysi koostuu 30 skannatusta kuvasta samalta alueelta, joista yksi kuva koostuu 256 × 256 pikselistä hiili- ja typpi-isotooppianalyysissä ja 128 × 128 pikselistä vedyn isotooppianalyysissä. Viiveaika on 3000 µs pikseliä kohden hiili- ja typpi-isotooppianalyysissä ja 5000 µs pikseliä kohden vedyn isotooppianalyysissä. Olemme käyttäneet 1-hydroksibentsotriatsolihydraattia vety-, hiili- ja typpi-isotooppistandardina instrumentaalisen massafraktioinnin kalibrointiin45.
FIB C0068-25 -profiilin aurinkoa edeltävän grafiitin piin isotooppikoostumuksen määrittämiseksi käytimme kuutta elektronikerrointa, joiden massaresoluutio oli noin 9000. Kuvien koko on 256 × 256 pikseliä, ja viiveaika on 3000 µs pikseliä kohden. Kalibroimme massafraktiointilaitteen käyttämällä piikiekkoja vedyn, hiilen ja piin isotooppistandardeina.
Isotooppikuvat käsiteltiin NASAn NanoSIMS45-kuvantamisohjelmistolla. Data korjattiin elektronien moninkertaistajan kuolleen ajan (44 ns) ja lähes samanaikaisten saapumisvaikutusten suhteen. Jokaiselle kuvalle tehtiin erilainen skannauskohdistus kuvan ajautumisen korjaamiseksi hankinnan aikana. Lopullinen isotooppikuva luodaan lisäämällä jokaisesta kuvasta sekundäärisiä ioneja jokaista skannauspikseliä kohden.
STXM-NEXAFS- ja NanoSIMS-analyysien jälkeen samoja FIB-leikkeitä tutkittiin läpäisyelektronimikroskoopilla (JEOL JEM-ARM200F) 200 kV:n kiihtyvyysjännitteellä Kochissa, JAMSTECissä. Mikrorakennetta tarkasteltiin kirkaskenttä-TEM:llä ja tummakenttäskannaus-TEM:llä. Mineraalifaasit tunnistettiin täpläelektrondiffraktiolla ja hilavyöhykekuvauksella, ja kemiallinen analyysi suoritettiin EDS:llä käyttäen 100 mm2:n piiajelehtimisdetektoria ja JEOL Analysis Station 4.30 -ohjelmistoa. Kvantitatiivista analyysia varten kunkin alkuaineen ominaisröntgenintensiteetti mitattiin TEM-skannaustilassa kiinteällä 30 sekunnin tiedonkeruuajalla, noin 100 × 100 nm2:n skannausalueella ja 50 pA:n sädevirralla. Kerrossilikaattien (Si + Al)-Mg-Fe-suhde määritettiin käyttämällä kokeellista kerrointa k, joka oli korjattu paksuuden suhteen ja joka saatiin luonnonpyropagarnetin standardista.
Kaikki tässä tutkimuksessa käytetyt kuvat ja analyysit ovat saatavilla JAXA Data Archiving and Communication System (DARTS) -järjestelmässä osoitteessa https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Tämä artikkeli tarjoaa alkuperäisen datan.
Kitari, K. ym. Asteroidi 162173 Ryugun pintakoostumus Hayabusa2 NIRS3 -havaintolaitteella havaittuna. Science 364, 272–275.
Kim, AJ Yamato-tyyppiset hiilikondriitit (CY): Ryugu-asteroidin pinnan analogeja? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. ym. Ryugu-näytteiden ensimmäinen koostumusanalyysi suoritettiin käyttämällä MicroOmega-hyperspektrimikroskooppia. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. ym. C-tyypin asteroidi Ryugulta palanneen Hyabusa2-näytteen alustava analyysi. National Astron. 6, 214–220 (2021).