Grazas por visitar Nature.com. A versión do navegador que estás a usar ten compatibilidade limitada con CSS. Para obter a mellor experiencia, recomendámosche que uses un navegador actualizado (ou que desactives o modo de compatibilidade en Internet Explorer). Mentres tanto, para garantir a compatibilidade continua, renderizaremos o sitio sen estilos nin JavaScript.
Volátiles e ricos en materia orgánica, os asteroides de tipo C poden ser unha das principais fontes de auga na Terra. Na actualidade, as condritas contedoras de carbono dan a mellor idea da súa composición química, pero a información sobre os meteoritos está distorsionada: só os tipos máis duradeiros sobreviven ao entrar na atmosfera e logo interactuar co ambiente terrestre. Aquí presentamos os resultados dun estudo volumétrico e microanalítico detallado da partícula primaria Ryugu entregada á Terra pola nave espacial Hayabusa-2. As partículas Ryugu mostran unha estreita correspondencia en composición coas condritas CI (tipo Iwuna) quimicamente non fraccionadas pero alteradas pola auga, que se usan amplamente como indicador da composición xeral do sistema solar. Este exemplar mostra unha complexa relación espacial entre os orgánicos alifáticos ricos e os silicatos en capas e indica unha temperatura máxima duns 30 °C durante a erosión da auga. Atopamos unha abundancia de deuterio e diazonio consistente cunha orixe extrasolar. As partículas Ryugu son o material alieníxena máis incontaminado e inseparable xamais estudado e as que mellor se axustan á composición xeral do sistema solar.
De xuño de 2018 a novembro de 2019, a nave espacial Hayabusa2 da Axencia de Exploración Aeroespacial do Xapón (JAXA) realizou un extenso estudo remoto do asteroide Ryugu. Os datos do espectrómetro de infravermellos próximos (NIRS3) de Hayabusa-2 suxiren que Ryugu pode estar composto dun material similar ás condritas carbonosas metamórficas térmicamente e/ou por choque. A coincidencia máis próxima é a condrita CY (tipo Yamato) 2. O baixo albedo de Ryugu pódese explicar pola presenza dun gran número de compoñentes ricos en carbono, así como polo tamaño das partículas, a porosidade e os efectos da meteorización espacial. A nave espacial Hayabusa-2 realizou dúas aterraxes e recollida de mostras en Ryuga. Durante a primeira aterraxe, o 21 de febreiro de 2019, obtívose material da superficie, que se almacenou no compartimento A da cápsula de retorno, e durante a segunda aterraxe, o 11 de xullo de 2019, recolleuse material preto dun cráter artificial formado por un pequeno impactor portátil. Estas mostras almacénanse na Sala C. A caracterización non destrutiva inicial das partículas na Fase 1 en cámaras especiais, non contaminadas e cheas de nitróxeno puro en instalacións xestionadas por JAXA indicou que as partículas de Ryugu eran máis semellantes ás condritas CI4 e presentaban "varios niveis de variación"3. A clasificación aparentemente contraditoria de Ryugu, semellante ás condritas CY ou CI, só pode resolverse mediante unha caracterización isotópica, elemental e mineralóxica detallada das partículas de Ryugu. Os resultados presentados aquí proporcionan unha base sólida para determinar cal destas dúas explicacións preliminares para a composición xeral do asteroide Ryugu é a máis probable.
Oito gránulos de Ryugu (aproximadamente 60 mg en total), catro da Cámara A e catro da Cámara C, foron asignados á Fase 2 para xestionar o equipo de Kochi. O obxectivo principal do estudo é dilucidar a natureza, a orixe e a historia evolutiva do asteroide Ryugu, e documentar semellanzas e diferenzas con outros espécimes extraterrestres coñecidos, como condritas, partículas de po interplanetarias (IDP) e cometas que regresan. Mostras recollidas pola misión Stardust da NASA.
A análise mineralóxica detallada de cinco grans de Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) mostrou que están compostos principalmente por filosilicatos de gran fino e groso (~64–88 % en volume; Fig. 1a, b, Fig. suplementaria 1) e táboa adicional 1). Os filosilicatos de gran groso preséntanse como agregados pinnados (de ata decenas de micras de tamaño) en matrices ricas en filosilicatos de gran fino (de menos dunhas poucas micras de tamaño). As partículas de silicato en capas son simbiontes serpentina-saponita (Fig. 1c). O mapa de (Si + Al)-Mg-Fe tamén mostra que a matriz de silicato en capas a granel ten unha composición intermedia entre a serpentina e a saponita (Fig. 2a, b). A matriz de filosilicatos contén minerais de carbonato (~2–21 vol. %), minerais de sulfuro (~2,4–5,5 vol. %) e magnetita (~3,6–6,8 vol. %). Unha das partículas examinadas neste estudo (C0009) contiña unha pequena cantidade (~0,5 vol. %) de silicatos anhidros (olivino e piroxeno), o que pode axudar a identificar o material de orixe que compuxo a pedra de Ryugu en bruto5. Este silicato anhidro é raro nos gránulos de Ryugu e só se identificou positivamente no gránulo C0009. Os carbonatos están presentes na matriz como fragmentos (menos duns centos de micras), principalmente dolomita, con pequenas cantidades de carbonato de calcio e brinella. A magnetita preséntase como partículas illadas, framboides, placas ou agregados esféricos. Os sulfuros están representados principalmente por pirrotita en forma de prismas/placas ou listóns hexagonais irregulares. A matriz contén unha gran cantidade de pentlandita submicrónica ou en combinación con pirrotita. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) atópanse de forma ubicua na matriz rica en filosilicatos. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) atópanse de forma ubicua na matriz rica en filosilicatos. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатататрат. As fases ricas en carbono (<10 µm de tamaño) atópanse de forma ubicua na matriz rica en filosilicatos.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. As fases ricas en carbono (de tamaño <10 µm) predominan na matriz rica en filosilicatos.Outros minerais auxiliares móstranse na Táboa Suplementaria 1. A lista de minerais determinada a partir do patrón de difracción de raios X da mestura C0087 e A0029 e A0037 é moi consistente coa determinada na condrita CI (Orgueil), pero difire moito das condritas CY e CM (tipo Mighei) (Figura 1 con datos ampliados e Figura Suplementaria 2). O contido total de elementos dos grans de Ryugu (A0098, C0068) tamén é consistente coa condrita 6 CI (datos ampliados, Fig. 2 e Táboa Suplementaria 2). Pola contra, as condritas CM están esgotadas en elementos moderadamente e altamente volátiles, especialmente Mn e Zn, e máis en elementos refractarios7. As concentracións dalgúns elementos varían moito, o que pode ser un reflexo da heteroxeneidade inherente da mostra debido ao pequeno tamaño das partículas individuais e ao nesgo de mostraxe resultante. Todas as características petrolóxicas, mineralóxicas e elementais indican que os grans de Ryugu son moi similares ás condritas CI8,9,10. Unha excepción notable é a ausencia de ferrihidrita e sulfato nos grans de Ryugu, o que suxire que estes minerais nas condritas CI se formaron por meteorización terrestre.
a, Imaxe composta de raios X da sección pulida en seco C0068 de Mg Kα (vermello), Ca Kα (verde), Fe Kα (azul) e S Kα (amarelo). A fracción consiste en silicatos en capas (vermello: ~88 % vol.), carbonatos (dolomita; verde claro: ~1,6 % vol.), magnetita (azul: ~5,3 % vol.) e sulfuros (amarelo: sulfuro = ~2,5 % vol. ensaio. b, imaxe da rexión de contorno en electróns retrodispersados ​​en a. Bru – inmaturo; Dole – dolomita; FeS é sulfuro de ferro; Mag – magnetita; zume – xabón; Srp – serpentina. c, imaxe de microscopía electrónica de transmisión (TEM) de alta resolución dun intercrecemento típico de saponita-serpentina que mostra bandas de rede de serpentina e saponita de 0,7 nm e 1,1 nm, respectivamente.
A composición da matriz e o silicato en capas (en %) das partículas de Ryugu A0037 (círculos vermellos sólidos) e C0068 (círculos azuis sólidos) móstrase no sistema ternario (Si+Al)-Mg-Fe. a, Resultados da microanálise con sonda electrónica (EPMA) representados graficamente fronte ás condritas CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 que se mostran en gris para comparación. b, Análise de TEM de varrido (STEM) e espectroscopia de raios X por dispersión de enerxía (EDS) que se mostra para comparación cos meteoritos Orgueil9 e Murchison46 e IDP47 hidratado. Analizáronse filosilicatos de gran fino e gran groso, evitando pequenas partículas de sulfuro de ferro. As liñas punteadas en a e b mostran as liñas de disolución de saponita e serpentina. A composición rica en ferro en a pode deberse a grans de sulfuro de ferro submicrométricos dentro dos grans de silicato en capas, o que non se pode excluír pola resolución espacial da análise EPMA. Os puntos de datos cun contido de Si maior que a saponita en b poden estar causados ​​pola presenza de material rico en silicio amorfo de tamaño nanométrico nos intersticios da capa de filosilicato. Número de análises: N=69 para A0037, N=68 para EPMA, N=68 para C0068, N=19 para A0037 e N=27 para C0068 para STEM-EDS. c, mapa de isótopos da partícula trioxi Ryugu C0014-4 comparado cos valores de condritas CI (Orgueil), CY (Y-82162) e datos da literatura (CM e C2-ung)41,48,49. Obtivemos datos para os meteoritos Orgueil e Y-82162. CCAM é unha liña de minerais de condritas carbonosas anhidras, TFL é unha liña divisoria de terras. d, mapas Δ17O e δ18O da partícula C0014-4 de Ryugu, condrita CI (Orgueil) e condrita CY (Y-82162) (este estudo). Δ17O_Ryugu: O valor de Δ17O C0014-1. Δ17O_Orgueil: Valor medio de Δ17O para Orgueil. Δ17O_Y-82162: Valor medio de Δ17O para Y-82162. Tamén se mostran os datos de CI e CY da literatura 41, 48, 49 para comparación.
A análise isotópica de masa do osíxeno realizouse nunha mostra de 1,83 mg de material extraído de C0014 granular por fluoración láser (Métodos). A modo de comparación, executamos sete copias de Orgueil (CI) (masa total = 8,96 mg) e sete copias de Y-82162 (CY) (masa total = 5,11 mg) (Táboa suplementaria 3).
Na figura 2d móstrase unha clara separación de Δ17O e δ18O entre as partículas medias en peso de Orgueil e Ryugu en comparación con Y-82162. O Δ17O da partícula Ryugu C0014-4 é maior que o da partícula Orgeil, a pesar da superposición a 2 desviacións estándar. As partículas de Ryugu teñen valores de Δ17O máis altos en comparación con Orgeil, o que pode reflectir a contaminación terrestre deste último desde a súa caída en 1864. A meteorización no ambiente terrestre11 resulta necesariamente na incorporación de osíxeno atmosférico, o que achega a análise xeral á liña de fraccionamento terrestre (TFL). Esta conclusión é consistente cos datos mineralóxicos (comentados anteriormente) de que os grans de Ryugu non conteñen hidratos nin sulfatos, mentres que Orgeil si.
Baseándose nos datos mineralóxicos anteriores, estes resultados apoian unha asociación entre os grans de Ryugu e as condritas CI, pero descartan unha asociación de condritas CY. O feito de que os grans de Ryugu non estean asociados con condritas CY, que mostran signos claros de mineraloxía de deshidratación, é desconcertante. As observacións orbitais de Ryugu parecen indicar que sufriu deshidratación e, polo tanto, probablemente está composta por material CY. As razóns desta aparente diferenza seguen sen estar claras. Unha análise de isótopos de osíxeno doutras partículas de Ryugu preséntase nun artigo complementario 12. Non obstante, os resultados deste conxunto de datos ampliado tamén son consistentes coa asociación entre as partículas de Ryugu e as condritas CI.
Usando técnicas de microanálise coordinadas (Fig. suplementaria 3), examinamos a distribución espacial do carbono orgánico sobre toda a superficie da fracción de feixe de ións enfocado (FIB) C0068.25 (Figs. 3a-f). Os espectros de absorción de raios X de estrutura fina do carbono (NEXAFS) no bordo próximo da sección C0068.25 mostran varios grupos funcionais: aromáticos ou C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH4 (287,5 eV) e C(=O)O4 (288,8 eV); a estrutura do grafeno está ausente a 291,7 eV (Fig. 3a), o que significa un baixo grao de variación térmica. O forte pico de CH4 (287,5 eV) dos orgánicos parciais de C0068.25 difire dos orgánicos insolubles das condritas carbonosas estudadas previamente e é máis similar á IDP14 e ás partículas cometarias obtidas pola misión Stardust. Un pico CH forte a 287,5 eV e un pico aromático ou C=C moi débil a 285,2 eV indican que os compostos orgánicos son ricos en compostos alifáticos (Fig. 3a e Fig. suplementaria 3a). As áreas ricas en compostos orgánicos alifáticos localízanse en filosilicatos de gran groso, así como en áreas cunha estrutura de carbono aromática pobre (ou C=C) (Fig. 3c,d). En contraste, A0037,22 (Fig. suplementaria 3) mostrou parcialmente un menor contido de rexións ricas en carbono alifático. A mineraloxía subxacente destes grans é rica en carbonatos, similar á condrita CI 16, o que suxire unha ampla alteración da auga de orixe (Táboa suplementaria 1). As condicións oxidantes favorecerán concentracións máis altas de grupos funcionais carbonilo e carboxilo nos compostos orgánicos asociados cos carbonatos. A distribución submicrónica dos orgánicos con estruturas de carbono alifático pode ser moi diferente da distribución dos silicatos en capas de gran groso. Atopáronse indicios de compostos orgánicos alifáticos asociados con filosilicato-OH no meteorito do lago Tagish. Os datos microanalíticos coordinados suxiren que a materia orgánica rica en compostos alifáticos pode estar moi estendida nos asteroides de tipo C e estreitamente asociada cos filosilicatos. Esta conclusión é consistente con informes previos de CH alifáticos/aromáticos en partículas de Ryugu demostrados por MicroOmega, un microscopio hiperespectral de infravermello próximo. Unha cuestión importante e sen resolver é se as propiedades únicas dos compostos orgánicos alifáticos ricos en carbono asociados con filosilicatos de gran groso observados neste estudo se atopan só no asteroide Ryugu.
a, Espectros de carbono NEXAFS normalizados a 292 eV na rexión rica en aromáticas (C=C) (vermello), na rexión rica en alifáticas (verde) e na matriz (azul). A liña gris é o espectro orgánico insoluble de Murchison 13 para comparación. au, unidade de arbitraxe. b, Imaxe espectral de microscopía de raios X de transmisión de varrido (STXM) dun bordo K de carbono que mostra que a sección está dominada polo carbono. c, Gráfico composto RGB con rexións ricas en aromáticas (C=C) (vermello), rexións ricas en alifáticas (verde) e matriz (azul). d, os compostos orgánicos ricos en compostos alifáticos están concentrados en filosilicato de gran groso, a área amplíase a partir das caixas brancas punteadas en b e c. e, grandes nanosferas (ng-1) na área amplíase a partir da caixa branca punteada en b e c. Para: pirrotita. Pn: cromita de níquel. f, Espectrometría de masas de ións secundarios a nanoescala (NanoSIMS), imaxes elementais de hidróxeno (1H), carbono (12C) e nitróxeno (12C14N), imaxes da proporción de elementos 12C/1H e imaxes cruzadas de isótopos δD, δ13C e δ15N. Sección PG-1: grafito presolar con enriquecemento extremo en 13C (Táboa suplementaria 4).
Os estudos cinéticos da degradación da materia orgánica nos meteoritos de Murchison poden proporcionar información importante sobre a distribución heteroxénea da materia orgánica alifática rica en grans de Ryugu. Este estudo demostra que os enlaces CH alifáticos na materia orgánica persisten ata unha temperatura máxima duns 30 °C no material orixinal e/ou cambian coas relacións tempo-temperatura (por exemplo, 200 anos a 100 °C e 0 °C 100 millóns de anos). Se o precursor non se quenta a unha temperatura determinada durante máis dun certo tempo, pode conservarse a distribución orixinal dos compostos orgánicos alifáticos ricos en filosilicato. Non obstante, os cambios na auga da rocha nai poden complicar esta interpretación, xa que o A0037, rico en carbonato, non mostra ningunha rexión alifática rica en carbono asociada aos filosilicatos. Este cambio de baixa temperatura corresponde aproximadamente á presenza de feldespato cúbico nos grans de Ryugu (Táboa suplementaria 1)20.
A fracción C0068.25 (ng-1; Figs. 3a–c,e) contén unha nanosfera grande que mostra espectros de C(=O)O e C=O altamente aromáticos (ou C=C), moderadamente alifáticos e débiles. A sinatura do carbono alifático non coincide coa sinatura dos compostos orgánicos insolubles a granel nin as nanosferas orgánicas asociadas ás condritas (Fig. 3a) 17,21. A análise espectroscópica Raman e infravermella das nanosferas no lago Tagish mostrou que constan de compostos orgánicos alifáticos e oxidados e compostos orgánicos aromáticos policíclicos desordenados cunha estrutura complexa 22,23. Debido a que a matriz circundante contén compostos orgánicos ricos en compostos alifáticos, a sinatura do carbono alifático en ng-1 pode ser un artefacto analítico. Curiosamente, ng-1 contén silicatos amorfos incrustados (Fig. 3e), unha textura que aínda non se informou para ningún composto orgánico extraterrestre. Os silicatos amorfos poden ser compoñentes naturais da ng-1 ou resultar da amorfización de silicatos acuosos/anhidros por un feixe de ións e/ou electróns durante a análise.
As imaxes de ións NanoSIMS da sección C0068.25 (Fig. 3f) mostran cambios uniformes en δ13C e δ15N, agás para os grans presolares cun gran enriquecemento en 13C do 30.811‰ (PG-1 na imaxe δ13C da Fig. 3f) (Táboa suplementaria 4). As imaxes de grans elementais de raios X e as imaxes TEM de alta resolución mostran só a concentración de carbono e a distancia entre os planos basais de 0,3 nm, que corresponde ao grafito. É salientable que os valores de δD (841 ± 394‰) e δ15N (169 ± 95‰), enriquecidos en materia orgánica alifática asociada a filosilicatos de gran groso, resultan ser lixeiramente superiores á media de toda a rexión C (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15 ‰) en C0068.25 (Táboa suplementaria 4). Esta observación suxire que os orgánicos ricos en alifáticos nos filosilicatos de gran groso poden ser máis primitivos que os orgánicos circundantes, xa que estes últimos poden ter sufrido un intercambio isotópico coa auga circundante no corpo orixinal. Alternativamente, estes cambios isotópicos tamén poden estar relacionados co proceso de formación inicial. Interprétase que os silicatos en capas de gran fino nas condritas CI formáronse como resultado da alteración continua dos clústeres orixinais de silicatos anhidros de gran groso. A materia orgánica rica en alifáticos pode terse formado a partir de moléculas precursoras no disco protoplanetario ou no medio interestelar antes da formación do sistema solar e, a continuación, alterouse lixeiramente durante os cambios de auga do corpo parental Ryugu (grande). O tamaño (<1,0 km) de Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficiente para que a alteración acuosa forme minerais hidratados25. O tamaño (<1,0 km) de Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficiente para que a alteración acuosa forme minerais hidratados25. Размер (<1,0 км) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутренне тепло ни мал длерживать образованием водных минералов25. Tamaño (<1,0 km) Ryugu é demasiado pequeno para manter a calor interna suficiente para que a auga cambie para formar minerais25. 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牴爐含氩25 Ryugu 的尺寸（<1.0 公里）太小，不足以维持内部热量以进行水蚀变形成含水牴爐含氩25 Размер Рюгу (<1,0 км) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для измененения зодинения водерживать водных минералов25. O tamaño de Ryugu (<1,0 km) é demasiado pequeno para soportar a calor interna para transformar a auga e formar minerais acuosos25.Polo tanto, poden ser necesarios predecesores de Ryugu de decenas de quilómetros de tamaño. A materia orgánica rica en compostos alifáticos pode conservar as súas proporcións isotópicas orixinais debido á asociación con filosilicatos de gran groso. Non obstante, a natureza exacta dos portadores pesados ​​isotópicos segue sendo incerta debido á complexa e delicada mestura dos diversos compoñentes nestas fraccións de FIB. Poden ser substancias orgánicas ricas en compostos alifáticos nos gránulos de Ryugu ou nos filosilicatos grosos que os rodean. Cómpre sinalar que a materia orgánica en case todas as condritas carbonosas (incluídas as condritas CI) tende a ser máis rica en D que nos filosilicatos, coa excepción dos meteoritos CM Paris 24 e 26.
Gráficos de volume δD e δ15N das franxas de FIB obtidas para as franxas de FIB A0002.23 e A0002.26, A0037.22 e A0037.23 e C0068.23, C0068.25 e C0068.26 (un total de sete franxas de FIB de tres partículas de Ryugu). Unha comparación de NanoSIMS con outros obxectos do sistema solar móstrase na figura 4 (Táboa suplementaria 4)27,28. Os cambios de volume en δD e δ15N nos perfís A0002, A0037 e C0068 son consistentes cos do IDP, pero maiores que nas condritas CM e CI (Figura 4). Nótese que o rango de valores δD para a mostra do Cometa 29 (-240 a 1655‰) é maior que o de Ryugu. Os volumes δD e δ15N dos perfís de Ryukyu son, por regra xeral, menores que a media dos cometas da familia de Xúpiter e da nube de Oort (Fig. 4). Os valores máis baixos de δD das condritas CI poden reflectir a influencia da contaminación terrestre nestas mostras. Dadas as semellanzas entre Bells, o lago Tagish e o IDP, a gran heteroxeneidade nos valores de δD e δN nas partículas de Ryugu pode reflectir cambios nas sinaturas isotópicas iniciais das composicións orgánicas e acuosas no sistema solar primitivo. Os cambios isotópicos similares en δD e δN nas partículas de Ryugu e IDP suxiren que ambas poderían terse formado a partir de material da mesma fonte. Crese que os IDP se orixinan en fontes cometarias 14. Polo tanto, Ryugu pode conter material similar a un cometa e/ou polo menos o sistema solar exterior. Non obstante, isto pode ser máis difícil do que afirmamos aquí debido a (1) a mestura de auga esferulítica e rica en D no corpo parental 31 e (2) a proporción D/H do cometa en función da actividade cometaria 32. Non obstante, as razóns da heteroxeneidade observada dos isótopos de hidróxeno e nitróxeno nas partículas de Ryugu non se comprenden completamente, en parte debido ao número limitado de análises dispoñibles hoxe en día. Os resultados dos sistemas de isótopos de hidróxeno e nitróxeno aínda plantexan a posibilidade de que Ryugu conteña a maior parte do material de fóra do Sistema Solar e, polo tanto, poida mostrar certa semellanza cos cometas. O perfil de Ryugu non mostrou ningunha correlación aparente entre δ13C e δ15N (Táboa suplementaria 4).
A composición isotópica global de H e N das partículas de Ryugu (círculos vermellos: A0002, A0037; círculos azuis: C0068) correlaciónase coa magnitude solar 27, a familia media de Xúpiter (JFC27) e os cometas da nube de Oort (OCC27), IDP28 e cóndrulos carbonosos. Comparación do meteorito 27 (CI, CM, CR, C2-ung). A composición isotópica indícase na Táboa suplementaria 4. As liñas punteadas son os valores isotópicos terrestres para H e N.
O transporte de compostos volátiles (por exemplo, materia orgánica e auga) á Terra segue a ser unha preocupación26,27,33. A materia orgánica submicrónica asociada aos filosilicatos grosos nas partículas de Ryugu identificadas neste estudo pode ser unha fonte importante de compostos volátiles. A materia orgánica nos filosilicatos de gran groso está mellor protexida da degradación16,34 e a descomposición35 que a materia orgánica nas matrices de gran fino. A composición isotópica máis pesada do hidróxeno nas partículas significa que é pouco probable que sexan a única fonte de compostos volátiles transportados á Terra primitiva. Pódense mesturar con compoñentes cunha composición isotópica de hidróxeno máis lixeira, como se propuxo recentemente na hipótese da presenza de auga impulsada polo vento solar nos silicatos.
Neste estudo, demostramos que os meteoritos CI, a pesar da súa importancia xeoquímica como representantes da composición xeral do sistema solar,6,10 son mostras terrestres contaminadas. Tamén proporcionamos evidencia directa de interaccións entre materia orgánica alifática rica e minerais hidratados veciños e suxerimos que Ryugu pode conter material extrasolar37. Os resultados deste estudo demostran claramente a importancia da mostraxe directa de protoasteroides e a necesidade de transportar as mostras devolvidas en condicións completamente inertes e estériles. A evidencia presentada aquí mostra que as partículas de Ryugu son sen dúbida un dos materiais do sistema solar máis incontaminados dispoñibles para a investigación de laboratorio, e un estudo máis profundo destas preciosas mostras ampliará sen dúbida a nosa comprensión dos procesos do sistema solar primitivo. As partículas de Ryugu son a mellor representación da composición xeral do sistema solar.
Para determinar a complexa microestrutura e as propiedades químicas de mostras a escala submicrométrica, empregamos tomografía computarizada baseada en radiación de sincrotrón (SR-XCT) e análise por difracción de raios X SR (XRD)-CT, FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM. Sen degradación, contaminación debido á atmosfera terrestre e sen danos por partículas finas ou mostras mecánicas. Mentres tanto, realizamos unha análise volumétrica sistemática mediante microscopía electrónica de varrido (SEM)-EDS, EPMA, XRD, análise instrumental de activación neutrónica (INAA) e equipos de fluoración de isótopos de osíxeno por láser. Os procedementos de ensaio móstranse na Figura suplementaria 3 e cada ensaio descríbese nas seguintes seccións.
As partículas do asteroide Ryugu recuperáronse do módulo de reentrada Hayabusa-2 e entregáronse ao Centro de Control JAXA en Sagamihara, Xapón, sen contaminar a atmosfera terrestre4. Tras a caracterización inicial e non destrutiva nunha instalación xestionada por JAXA, utilizáronse recipientes de transferencia entre sitios selables e bolsas de cápsula de mostra (cristal de zafiro de 10 ou 15 mm de diámetro e aceiro inoxidable, dependendo do tamaño da mostra) para evitar interferencias ambientais. contaminantes do chan e/ou do chan (por exemplo, vapor de auga, hidrocarburos, gases atmosféricos e partículas finas) e contaminación cruzada entre mostras durante a preparación e o transporte de mostras entre institutos e universidades38. Para evitar a degradación e a contaminación debido á interacción coa atmosfera terrestre (vapor de auga e osíxeno), todos os tipos de preparación de mostras (incluíndo o triturado cun cincel de tántalo, o uso dunha serra de fío de diamante equilibrada (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) e o corte de epoxi) realizáronse nunha caixa de luvas baixo N2 limpo e seco (punto de orballo: -80 a -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Todos os artigos empregados aquí límpanse cunha combinación de auga ultrapura e etanol mediante ondas ultrasónicas de diferentes frecuencias.
Aquí estudamos a colección de meteoritos do Instituto Nacional de Investigación Polar (NIPR) do Centro de Investigación de Meteoritos Antárticos (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 e CY: Y 980115).
Para a transferencia entre instrumentos para análises SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS e TEM, empregamos o portamostras ultrafino universal descrito en estudos previos38.
A análise SR-XCT das mostras de Ryugu realizouse empregando o sistema de TC integrado BL20XU/SPring-8. O sistema de TC integrado consta de varios modos de medición: campo de visión amplo e modo de baixa resolución (WL) para capturar toda a estrutura da mostra, campo de visión estreito e modo de alta resolución (NH) para unha medición precisa da área da mostra. Interese e radiografías para obter un patrón de difracción do volume da mostra e realizar XRD-TC para obter un diagrama 2D das fases minerais do plano horizontal na mostra. Teña en conta que todas as medicións pódense realizar sen usar o sistema incorporado para retirar o soporte de mostras da base, o que permite medicións de TC e XRD-TC precisas. O detector de raios X en modo WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cunha cámara CMOS (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) adicional de 4608 × 4608 píxeles de semicondutor de óxido metálico (CMOS) cun centelleador que consiste nun monocristal de granate de lutecio e aluminio de 10 µm de espesor (Lu3Al5O12:Ce) e unha lente de relé. O tamaño do píxel no modo WL é duns 0,848 µm. Polo tanto, o campo de visión (FOV) no modo WL é de aproximadamente 6 mm no modo CT de desprazamento. O detector de raios X en modo NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cun centelleador de granate de gadolinio-aluminio-galio (Gd3Al2Ga3O12) de 20 µm de espesor, unha cámara CMOS (C11440-22CU) cunha resolución de 2048 × 2048 píxeles; Hamamatsu Photonics) e unha lente ×20. O tamaño do píxel no modo NH é de ~0,25 µm e o campo de visión é de ~0,5 mm. O detector para o modo XRD (BM AA60; Hamamatsu Photonics) estaba equipado cun centelleador que consistía nunha pantalla de po P43 (Gd2O2S:Tb) de 50 µm de grosor, unha cámara CMOS de resolución de 2304 × 2304 píxeles (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) e unha lente de relé. O detector ten un tamaño de píxel efectivo de 19,05 µm e un campo de visión de 43,9 mm2. Para aumentar o campo de visión, aplicamos un procedemento de TC de desprazamento en modo WL. A imaxe de luz transmitida para a reconstrución por TC consiste nunha imaxe no rango de 180° a 360° reflectida horizontalmente arredor do eixe de rotación e unha imaxe no rango de 0° a 180°.
No modo XRD, o feixe de raios X é enfocado por unha placa de zona de Fresnel. Neste modo, o detector colócase 110 mm detrás da mostra e o tope do feixe está 3 mm por diante do detector. Obtivéronse imaxes de difracción no rango de 2θ de 1,43° a 18,00° (paso da grella d = 16,6–1,32 Å) co punto de raios X enfocado na parte inferior do campo de visión do detector. A mostra móvese verticalmente a intervalos regulares, cun medio xiro para cada paso de exploración vertical. Se as partículas minerais cumpren a condición de Bragg cando se xiran 180°, é posible obter a difracción das partículas minerais no plano horizontal. As imaxes de difracción combináronse entón nunha soa imaxe para cada paso de exploración vertical. As condicións do ensaio SR-XRD-CT son case as mesmas que as do ensaio SR-XRD. No modo XRD-CT, o detector colócase 69 mm detrás da mostra. As imaxes de difracción no rango de 2θ oscilan entre 1,2° e 17,68° (d = 19,73 a 1,35 Å), onde tanto o feixe de raios X como o limitador do feixe están aliñados co centro do campo de visión do detector. Explore a mostra horizontalmente e xire a mostra 180°. As imaxes SR-XRD-CT reconstruíronse coas intensidades minerais máximas como valores de píxeles. Coa exploración horizontal, a mostra adoita explorarse en pasos de 500 a 1000.
Para todos os experimentos, a enerxía dos raios X fixouse en 30 keV, xa que este é o límite inferior de penetración dos raios X en meteoritos cun diámetro de aproximadamente 6 mm. O número de imaxes adquiridas para todas as medicións de TC durante unha rotación de 180° foi de 1800 (3600 para o programa de TC con desprazamento) e o tempo de exposición para as imaxes foi de 100 ms para o modo WL, 300 ms para o modo NH, 500 ms para XRD e 50 ms/ms para XRD-CT. O tempo típico de dixitalización da mostra é de aproximadamente 10 minutos no modo WL, 15 minutos no modo NH, 3 horas para XRD e 8 horas para SR-XRD-CT.
As imaxes de TC reconstruíronse mediante retroproxección convolucional e normalizáronse para un coeficiente de atenuación lineal de 0 a 80 cm-1. O software Slice empregouse para analizar os datos 3D e o software muXRD para analizar os datos de XRD.
As partículas de Ryugu fixadas con epoxi (A0029, A0037, C0009, C0014 e C0068) pulíronse gradualmente na superficie ata o nivel dunha película de lapeado de diamante de 0,5 µm (3 M) en condicións secas, evitando que o material entrase en contacto coa superficie durante o proceso de pulido. A superficie pulida de cada mostra examinouse primeiro mediante microscopía óptica e despois mediante electróns retrodispersados ​​para obter imaxes de mineraloxía e textura (BSE) das mostras e elementos NIPR cualitativos usando un SEM JEOL JSM-7100F equipado cun espectrómetro de dispersión de enerxía (AZtec). Imaxe de enerxía). Para cada mostra, analizouse o contido de elementos maiores e menores usando un microanalizador de sonda de electróns (EPMA, JEOL JXA-8200). Analizáronse as partículas de filosilicato e carbonato a 5 nA, os estándares naturais e sintéticos a 15 keV, os sulfuros, a magnetita, a olivina e o piroxeno a 30 nA. As graos modais calculáronse a partir de mapas de elementos e imaxes de BSE empregando o software ImageJ 1.53 con limiares axeitados establecidos arbitrariamente para cada mineral.
A análise de isótopos de osíxeno realizouse na Open University (Milton Keynes, Reino Unido) empregando un sistema de fluoración por láser infravermello. As mostras de Hayabusa2 entregáronse á Open University 38 en recipientes cheos de nitróxeno para o seu traslado entre instalacións.
A carga da mostra realizouse nunha caixa de luvas de nitróxeno cun nivel de osíxeno monitorizado inferior ao 0,1 %. Para o traballo analítico de Hayabusa2, fabricouse un novo soporte de mostras de Ni, que constaba só de dous orificios para mostras (diámetro 2,5 mm, profundidade 5 mm), un para partículas de Hayabusa2 e o outro para o estándar interno de obsidiana. Durante a análise, o pozo de mostra que contiña o material Hayabusa2 cubriuse cunha xanela interna de BaF2 de aproximadamente 1 mm de grosor e 3 mm de diámetro para conter a mostra durante a reacción láser. O fluxo de BrF5 cara á mostra mantívose mediante un canal de mestura de gas cortado no soporte de mostras de Ni. A cámara de mostra tamén se reconfigurou para que se puidese retirar da liña de fluoración ao baleiro e logo abrir nunha caixa de luvas chea de nitróxeno. A cámara de dúas pezas selouse cun selo de compresión con xunta de cobre e unha abrazadera de cadea EVAC Quick Release CeFIX 38. Unha xanela de BaF2 de 3 mm de grosor na parte superior da cámara permite a observación simultánea da mostra e o quecemento por láser. Despois de cargar a mostra, abrazadera a cámara de novo e volva conectar á liña fluorada. Antes da análise, a cámara de mostras quentouse ao baleiro a uns 95 °C durante a noite para eliminar a humidade adsorbida. Despois de quentala durante a noite, deixouse arrefriar a cámara á temperatura ambiente e, a continuación, a parte exposta á atmosfera durante a transferencia da mostra purgouse con tres alícuotas de BrF5 para eliminar a humidade. Estes procedementos garanten que a mostra de Hayabusa 2 non estea exposta á atmosfera e non estea contaminada pola humidade da parte da liña fluorada que se ventila á atmosfera durante a carga da mostra.
As mostras de partículas de Ryugu C0014-4 e Orgueil (CI) analizáronse nun modo "único" modificado42, mentres que a análise de Y-82162 (CY) realizouse nunha única bandexa con varios pozos de mostra41. Debido á súa composición anhidra, non é necesario usar un único método para as condritas CY. As mostras quentáronse cun láser de CO2 infravermello de Photon Machines Inc. de 50 W (10,6 µm) de potencia montado no pórtico XYZ en presenza de BrF5. O sistema de vídeo incorporado monitoriza o curso da reacción. Despois da fluoración, o O2 liberado foi depurado usando dúas trampas de nitróxeno crioxénico e un leito quentado de KBr para eliminar calquera exceso de flúor. A composición isotópica do osíxeno purificado analizouse nun espectrómetro de masas de dobre canle Thermo Fisher MAT 253 cunha resolución de masa de aproximadamente 200.
Nalgúns casos, a cantidade de O2 gasoso liberada durante a reacción da mostra foi inferior a 140 µg, que é o límite aproximado de uso do dispositivo de fuelle no espectrómetro de masas MAT 253. Nestes casos, utilízanse microvolumes para a análise. Despois de analizar as partículas de Hayabusa2, fluorinouse o estándar interno de obsidiana e determinouse a súa composición isotópica de osíxeno.
Os ións do fragmento NF+ NF3+ interfiren co feixe de masa 33 (16O17O). Para eliminar este posible problema, a maioría das mostras procésanse mediante procedementos de separación crioxénica. Isto pódese facer na dirección cara adiante antes da análise MAT 253 ou como unha segunda análise devolvendo o gas analizado ao peneiro molecular especial e volvendo a pasalo despois da separación crioxénica. A separación crioxénica implica subministrar gas a un peneiro molecular á temperatura de nitróxeno líquido e despois descargalo nun peneiro molecular primario a unha temperatura de -130 °C. Extensas probas demostraron que o NF+ permanece no primeiro peneiro molecular e non se produce un fraccionamento significativo usando este método.
Baseándose en repetidas análises dos nosos estándares internos de obsidiana, a precisión global do sistema en modo de fuelle é: ±0,053‰ para δ17O, ±0,095‰ para δ18O, ±0,018‰ para Δ17O (2 desviacións estándar). A análise de isótopos de osíxeno dáse na notación delta estándar, onde delta18O se calcula como:
Empregar tamén a proporción 17O/16O para δ17O. VSMOW é o estándar internacional para o Estándar Medio de Viena para a Auga do Mar. Δ17O representa a desviación da liña de fraccionamento terrestre e a fórmula de cálculo é: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Todos os datos presentados na Táboa Suplementaria 3 foron axustados por diferenzas.
Extraéronse seccións de aproximadamente 150 a 200 nm de grosor das partículas de Ryugu empregando un instrumento Hitachi High Tech SMI4050 FIB en JAMSTEC, Instituto de Mostraxe de Núcleos de Kochi. Teña en conta que todas as seccións FIB recuperáronse de fragmentos de partículas sen procesar despois de seren retiradas de recipientes cheos de gas N2 para a transferencia entre obxectos. Estes fragmentos non se mediron mediante SR-CT, pero procesáronse cunha exposición mínima á atmosfera terrestre para evitar posibles danos e contaminación que poderían afectar o espectro do bordo K do carbono. Despois da deposición dunha capa protectora de tungsteno, a rexión de interese (ata 25 × 25 μm2) cortouse e adelgazouse cun feixe de ións Ga+ a unha tensión de aceleración de 30 kV, despois a 5 kV e unha corrente de sonda de 40 pA para minimizar os danos superficiais. As seccións ultrafinas colocáronse entón nunha malla de cobre ampliada (malla Kochi) 39 empregando un micromanipulador equipado con FIB.
Os gránulos de Ryugu A0098 (1,6303 mg) e C0068 (0,6483 mg) seláronse dúas veces en láminas de polietileno puro de alta pureza nunha caixa de luvas chea de nitróxeno puro no SPring-8 sen ningunha interacción coa atmosfera terrestre. A preparación da mostra para JB-1 (unha rocha de referencia xeolóxica emitida polo Servizo Xeolóxico do Xapón) levouse a cabo na Universidade Metropolitana de Toquio.
O INAA celébrase no Instituto de Radiación Integrada e Ciencias Nucleares da Universidade de Quioto. As mostras foron irradiadas dúas veces con diferentes ciclos de irradiación escollidos segundo a semivida do núclido empregado para a cuantificación dos elementos. Primeiro, a mostra foi irradiada nun tubo de irradiación pneumático durante 30 segundos. Os fluxos de neutróns térmicos e rápidos na figura 3 son 4,6 × 1012 e 9,6 × 1011 cm-2 s-1, respectivamente, para determinar o contido de Mg, Al, Ca, Ti, V e Mn. Tamén se irradiaron produtos químicos como MgO (99,99 % de pureza, Soekawa Chemical), Al (99,9 % de pureza, Soekawa Chemical) e Si metal (99,999 % de pureza, FUJIFILM Wako Pure Chemical) para corrixir as reaccións nucleares interferentes como (n, n). A mostra tamén foi irradiada con cloruro de sodio (pureza do 99,99 %; MANAC) para corrixir os cambios no fluxo de neutróns.
Despois da irradiación con neutróns, a lámina exterior de polietileno substituíuse por unha nova e a radiación gamma emitida pola mostra e a referencia mediuse inmediatamente cun detector de Ge. As mesmas mostras foron reirradiadas durante 4 horas nun tubo de irradiación pneumática. O modelo 2 ten fluxos de neutróns térmicos e rápidos de 5,6 x 1012 e 1,2 x 1012 cm-2 s-1, respectivamente, para determinar Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, contido de Se, Sb, Os, Ir e Au. As mostras de control de Ga, As, Se, Sb, Os, Ir e Au foron irradiadas aplicando cantidades axeitadas (de 10 a 50 μg) de solucións estándar de concentracións coñecidas destes elementos en dous anacos de papel de filtro, seguido da irradiación das mostras. A contaxe de raios gamma realizouse no Instituto de Radiación Integrada e Ciencias Nucleares da Universidade de Quioto e no Centro de Investigación RI da Universidade Metropolitana de Toquio. Os procedementos analíticos e os materiais de referencia para a determinación cuantitativa dos elementos INAA son os mesmos que os descritos no noso traballo anterior.
Empregouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller os patróns de difracción das mostras de Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) a NIPR. Empregouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller os patróns de difracción das mostras de Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) a NIPR. Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин оборазционных картин оборазц10вали для сбора дифракционных A0037 (≪1 мг) e C0087 (<1 мг) en NIPR. Empregouse un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab) para recoller patróns de difracción de mostras de Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) e C0087 (<1 mg) en NIPR.使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg)、A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的品样品使用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) 和C0087 (<1 mg) 的品样品 Дифрактограммы образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) e C0087 (<1 мг) были получены в NIPR с исполов рентгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab). Os patróns de difracción de raios X das mostras Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) e C0087 (<1 mg) obtivéronse mediante NIPR empregando un difractómetro de raios X (Rigaku SmartLab).Todas as mostras moéronse ata obter un po fino sobre unha oblea de silicio non reflectante empregando unha placa de vidro de zafiro e logo estendéronse uniformemente sobre a oblea de silicio non reflectante sen ningún líquido (auga ou alcohol). As condicións de medición son as seguintes: a radiación de raios X de Cu Kα xérase a unha tensión de tubo de 40 kV e unha corrente de tubo de 40 mA, a lonxitude límite da fenda é de 10 mm, o ángulo de diverxencia é de (1/6)°, a velocidade de rotación no plano é de 20 rpm e o rango de 2θ (ángulo de Bragg dobre) é de 3-100° e tarda unhas 28 horas en analizarse. Empregouse óptica Bragg Brentano. O detector é un detector de semicondutores de silicio unidimensional (D/teX Ultra 250). Os raios X de Cu Kβ elimináronse empregando un filtro de Ni. Usando mostras dispoñibles, comparáronse as medicións de saponita magnesiana sintética (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentina (serpentina foliar, Miyazu, Nikka) e pirrotita (monoclínica 4C, Chihua, México Watts) para identificar picos e usar datos de difracción de ficheiros de po do Centro Internacional de Datos de Difracción, dolomita (PDF 01-071-1662) e magnetita (PDF 00-019-0629). Os datos de difracción de Ryugu tamén se compararon cos datos sobre condritas carbonosas hidroalteradas, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 e Y 980115 CY (fase de quentamento III, 500–750 °C). A comparación mostrou semellanzas con Orgueil, pero non con Y-791198 e Y 980115.
Os espectros NEXAFS con bordo de carbono K de seccións ultrafinas de mostras feitas de FIB medíronse usando o canal STXM BL4U nas instalacións de sincrotrón UVSOR do Instituto de Ciencias Moleculares (Okazaki, Xapón). O tamaño do punto dun feixe enfocado opticamente cunha placa de zona de Fresnel é de aproximadamente 50 nm. O paso de enerxía é de 0,1 eV para a estrutura fina da rexión do bordo próximo (283,6–292,0 eV) e de 0,5 eV (280,0–283,5 eV e 292,5–300,0 eV) para as rexións frontal e traseira. O tempo para cada píxel da imaxe axustouse a 2 ms. Despois da evacuación, a cámara analítica STXM encheuse con helio a unha presión duns 20 mbar. Isto axuda a minimizar a deriva térmica do equipo de óptica de raios X na cámara e no soporte da mostra, así como a reducir os danos e/ou a oxidación da mostra. Os espectros de carbono de bordo K de NEXAFS xeráronse a partir de datos apilados usando o software aXis2000 e o software propietario de procesamento de datos STXM. Teña en conta que a caixa de transferencia de mostras e a guantera utilízanse para evitar a oxidación e a contaminación da mostra.
Tras a análise STXM-NEXAFS, analizouse a composición isotópica de hidróxeno, carbono e nitróxeno das láminas de FIB de Ryugu mediante imaxes de isótopos cun JAMSTEC NanoSIMS 50L. Rasterizouse un feixe primario de Cs+ enfocado duns 2 pA para a análise de isótopos de carbono e nitróxeno e duns 13 pA para a análise de isótopos de hidróxeno sobre unha área duns 24 × 24 µm2 a 30 × 30 µm2 na mostra. Despois dunha prepulverización de 3 minutos a unha corrente de feixe primario relativamente forte, iniciouse cada análise despois da estabilización da intensidade do feixe secundario. Para a análise dos isótopos de carbono e nitróxeno, obtivéronse simultaneamente imaxes de 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– e 12C15N– mediante detección multiplex de multiplicadores de sete electróns cunha resolución de masa de aproximadamente 9000, o que é suficiente para separar todos os compostos isotópicos relevantes. interferencia (é dicir, 12C1H en 13C e 13C14N en 12C15N). Para a análise dos isótopos de hidróxeno, obtivéronse imaxes 1H-, 2D- e 12C- cunha resolución de masa de aproximadamente 3000 con detección múltiple usando tres multiplicadores de electróns. Cada análise consta de 30 imaxes dixitalizadas da mesma área, cunha imaxe que consiste en 256 × 256 píxeles para a análise de isótopos de carbono e nitróxeno e 128 × 128 píxeles para a análise de isótopos de hidróxeno. O tempo de retardo é de 3000 µs por píxel para a análise de isótopos de carbono e nitróxeno e de 5000 µs por píxel para a análise de isótopos de hidróxeno. Empregamos hidrato de 1-hidroxibenzotriazol como estándares de isótopos de hidróxeno, carbono e nitróxeno para calibrar o fraccionamento de masa instrumental45.
Para determinar a composición isotópica do silicio do grafito presolar no perfil FIB C0068-25, empregamos seis multiplicadores de electróns cunha resolución de masa de aproximadamente 9000. As imaxes constan de 256 × 256 píxeles cun tempo de retardo de 3000 µs por píxel. Calibramos un instrumento de fraccionamento de masa utilizando obleas de silicio como estándares de isótopos de hidróxeno, carbono e silicio.
As imaxes isotópicas foron procesadas co software de imaxe NanoSIMS45 da NASA. Os datos foron corrixidos para o tempo morto do multiplicador de electróns (44 ns) e os efectos de chegada case simultánea. Aliñamento de varrido diferente para cada imaxe para corrixir a desviación da imaxe durante a adquisición. A imaxe isotópica final créase engadindo ións secundarios de cada imaxe para cada píxel de varrido.
Tras a análise STXM-NEXAFS e NanoSIMS, as mesmas seccións FIB examináronse cun microscopio electrónico de transmisión (JEOL JEM-ARM200F) a unha tensión de aceleración de 200 kV en Kochi, JAMSTEC. A microestrutura observouse cun TEM de campo brillante e un TEM de varrido de alto ángulo nun campo escuro. As fases minerais identificáronse mediante difracción electrónica puntual e imaxe de banda de rede, e a análise química realizouse mediante EDS cun detector de deriva de silicio de 100 mm2 e o software JEOL Analysis Station 4.30. Para a análise cuantitativa, a intensidade característica dos raios X para cada elemento mediuse no modo de varrido TEM cun tempo de adquisición de datos fixo de 30 s, unha área de varrido do feixe de ~100 × 100 nm2 e unha corrente de feixe de 50 pA. A proporción (Si + Al)-Mg-Fe en silicatos en capas determinouse usando o coeficiente experimental k, corrixido para o grosor, obtido dun estándar de piropagarneta natural.
Todas as imaxes e análises empregadas neste estudo están dispoñibles no Sistema de Arquivo e Comunicación de Datos (DARTS) da JAXA https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Este artigo proporciona os datos orixinais.
Kitari, K. et al. Composición superficial do asteroide 162173 Ryugu observada polo instrumento Hayabusa2 NIRS3. Science 364, 272–275.
Kim, AJ Condritas carbonosas (CY) de tipo Yamato: análogos da superficie do asteroide Ryugu? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. et al. A primeira análise composicional de mostras de Ryugu realizouse cun microscopio hiperespectral MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. et al. Análise preliminar da mostra de Hyabusa2 obtida do asteroide de tipo C Ryugu. National Astron. 6, 214–220 (2021).