Dziękujemy za odwiedzenie Nature.com. Wersja przeglądarki, której używasz, ma ograniczoną obsługę CSS. Aby uzyskać najlepsze wrażenia, zalecamy korzystanie ze zaktualizowanej przeglądarki (lub wyłączenie trybu zgodności w programie Internet Explorer). W międzyczasie, aby zapewnić ciągłą obsługę, będziemy renderować witrynę bez stylów i JavaScript.
Lotne i bogate w materię organiczną asteroidy typu C mogą być jednym z głównych źródeł wody na Ziemi. Obecnie chondryty zawierające węgiel dają najlepsze wyobrażenie o ich składzie chemicznym, ale informacje o meteorytach są zniekształcone: tylko najbardziej trwałe typy przetrwały wejście w atmosferę, a następnie interakcję ze środowiskiem Ziemi. Przedstawiamy tutaj wyniki szczegółowego badania objętościowego i mikroanalitycznego pierwotnej cząstki Ryugu dostarczonej na Ziemię przez statek kosmiczny Hayabusa-2. Cząsteczki Ryugu wykazują bliskie dopasowanie składu do chemicznie niefrakcjonowanych, ale zmienionych przez wodę chondrytów CI (typu Iwuna), które są szeroko stosowane jako wskaźnik ogólnego składu Układu Słonecznego. Ten okaz pokazuje złożony związek przestrzenny między bogatymi związkami organicznymi alifatycznymi a warstwowymi krzemianami i wskazuje na maksymalną temperaturę około 30 °C podczas erozji wodnej. Znaleźliśmy obfitość deuteru i diazoni, co jest zgodne z pochodzeniem pozasłonecznym. Cząsteczki Ryugu są najbardziej niezanieczyszczonym i nierozłącznym materiałem obcym, jaki kiedykolwiek zbadano, i najlepiej odzwierciedlają ogólny skład Układu Słonecznego.
Od czerwca 2018 r. do listopada 2019 r. sonda kosmiczna Hayabusa2 Japońskiej Agencji Eksploracji Aerokosmicznej (JAXA) przeprowadziła rozległe zdalne badanie asteroidy Ryugu. Dane ze spektrometru bliskiej podczerwieni (NIRS3) na Hayabusie-2 sugerują, że Ryugu może składać się z materiału podobnego do termicznie i/lub szokowo metamorficznych chondrytów węglistych. Najbliższym odpowiednikiem jest chondryt CY (typ Yamato) 2. Niskie albedo Ryugu można wyjaśnić obecnością dużej liczby bogatych w węgiel składników, a także rozmiarem cząstek, porowatością i efektami wietrzenia przestrzennego. Sonda kosmiczna Hayabusa-2 wykonała dwa lądowania i pobrała próbki na Ryudze. Podczas pierwszego lądowania 21 lutego 2019 r. uzyskano materiał powierzchniowy, który został przechowywany w przedziale A kapsuły powrotnej, a podczas drugiego lądowania 11 lipca 2019 r. materiał został zebrany w pobliżu sztucznego krateru utworzonego przez mały przenośny impaktor. Próbki te są przechowywane w oddziale C. Wstępna nieniszcząca charakterystyka cząstek w etapie 1 w specjalnych, niezanieczyszczonych i czystych komorach wypełnionych azotem w obiektach zarządzanych przez JAXA wykazała, że ​​cząstki Ryugu były najbardziej podobne do chondrytów CI4 i wykazywały „różne poziomy zmienności”3. Pozornie sprzeczna klasyfikacja Ryugu, podobna do chondrytów CY lub CI, może zostać rozwiązana jedynie poprzez szczegółową charakterystykę izotopową, pierwiastkową i mineralogiczną cząstek Ryugu. Wyniki przedstawione tutaj stanowią solidną podstawę do ustalenia, które z tych dwóch wstępnych wyjaśnień ogólnego składu asteroidy Ryugu jest najbardziej prawdopodobne.
Osiem peletek Ryugu (łącznie około 60 mg), cztery z komory A i cztery z komory C, przydzielono do fazy 2, aby zarządzać zespołem Kochi. Głównym celem badania jest wyjaśnienie natury, pochodzenia i historii ewolucji asteroidy Ryugu oraz udokumentowanie podobieństw i różnic z innymi znanymi okazami pozaziemskimi, takimi jak chondryty, cząstki pyłu międzyplanetarnego (IDP) i powracające komety. Próbki zebrane przez misję Stardust NASA.
Szczegółowa analiza mineralogiczna pięciu ziaren Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) wykazała, że ​​składają się one głównie z drobno- i gruboziarnistych krzemianów warstwowych (~64–88% obj.; Rys. 1a, b, Rys. uzupełniający 1). i dodatkowa tabela 1). Gruboziarniste krzemiany warstwowe występują jako pierzaste agregaty (do kilkudziesięciu mikronów wielkości) w drobnoziarnistych, bogatych w krzemiany warstwowe matrycach (mniej niż kilka mikronów wielkości). Warstwowe cząstki krzemianowe to symbionty serpentynowo-saponitowe (rys. 1c). Mapa (Si + Al)-Mg-Fe pokazuje również, że masowa warstwowa matryca krzemianowa ma skład pośredni między serpentynem a saponitem (rys. 2a, b). Matryca krzemianu warstwowego zawiera minerały węglanowe (~2–21% obj.), minerały siarczkowe (~2,4–5,5% obj.) i magnetyt (~3,6–6,8% obj.). Jedna z cząstek badanych w tym badaniu (C0009) zawierała niewielką ilość (~0,5% obj.) bezwodnych krzemianów (oliwinu i piroksenu), co może pomóc w zidentyfikowaniu materiału źródłowego, z którego powstał surowy kamień Ryugu5. Ten bezwodny krzemian jest rzadki w peletach Ryugu i został pozytywnie zidentyfikowany tylko w pelecie C0009. Węglany występują w matrycy jako fragmenty (mniej niż kilkaset mikronów), głównie dolomit, z niewielkimi ilościami węglanu wapnia i Brinella. Magnetyt występuje jako izolowane cząstki, framboidy, płytki lub sferyczne agregaty. Siarczki są reprezentowane głównie przez pirotyn w postaci nieregularnych heksagonalnych pryzmatów/płytek lub listew. Matryca zawiera dużą ilość submikronowego pentlandytu lub jego połączenie z pirotynem. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe. Богатые углеродом фазы (размером <10 мкм) встречаются повсеместно в богатой филлосиликатами матрице. Fazy ​​bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm) występują powszechnie w matrycy bogatej w krzemiany warstwowe.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. W matrycy bogatej w krzemiany warstwowe dominują fazy bogate w węgiel (o rozmiarze <10 µm).Inne minerały pomocnicze przedstawiono w Tabeli uzupełniającej 1. Lista minerałów określona na podstawie dyfraktogramu rentgenowskiego mieszanki C0087 i A0029 oraz A0037 jest bardzo zgodna z tą określoną w chondrycie CI (Orgueil), ale znacznie różni się od chondrytów CY i CM (typ Mighei) (Rysunek 1 z rozszerzonymi danymi i Rysunek uzupełniający 2). Całkowita zawartość pierwiastków w ziarnach Ryugu (A0098, C0068) jest również zgodna z chondrytem 6 CI (rozszerzone dane, Rys. 2 i Tabela uzupełniająca 2). Z kolei chondryty CM są zubożone w pierwiastki umiarkowanie i wysoce lotne, zwłaszcza Mn i Zn, a wyższe w pierwiastki ogniotrwałe7. Stężenia niektórych pierwiastków znacznie się różnią, co może być odzwierciedleniem inherentnej heterogeniczności próbki ze względu na niewielki rozmiar poszczególnych cząstek i wynikające z tego odchylenie próbkowania. Wszystkie cechy petrologiczne, mineralogiczne i pierwiastkowe wskazują, że ziarna Ryugu są bardzo podobne do chondrytów CI8,9,10. Wyjątkiem godnym uwagi jest brak ferrihydrytu i siarczanu w ziarnach Ryugu, co sugeruje, że minerały te w chondrytach CI powstały w wyniku wietrzenia lądowego.
a, Złożony obraz rentgenowski suchego polerowanego przekroju Mg Kα (czerwony), Ca Kα (zielony), Fe Kα (niebieski) i S Kα (żółty) C0068. Frakcja składa się z warstwowych krzemianów (czerwony: ~88% obj.), węglanów (dolomit; jasnozielony: ~1,6% obj.), magnetytu (niebieski: ~5,3% obj.) i siarczków (żółty: siarczek = ~2,5% obj. wypracowanie. b, obraz regionu konturowego elektronów wstecznie rozproszonych na a. Bru – niedojrzały; Dole – dolomit; FeS to siarczek żelaza; Mag – magnetyt; sok – steatyt; Srp – serpentynit. c, obraz wysokiej rozdzielczości z transmisyjnej mikroskopii elektronowej (TEM) typowego przerostu saponitu i serpentynu pokazujący pasma sieci serpentynu i saponitu o wielkości odpowiednio 0,7 nm i 1,1 nm.
Skład matrycy i warstwowego krzemianu (w %) cząstek Ryugu A0037 (pełne czerwone kółka) i C0068 (pełne niebieskie kółka) pokazano w układzie potrójnym (Si+Al)-Mg-Fe. a, Wyniki mikroanalizy sondy elektronowej (EPMA) przedstawione na wykresie w odniesieniu do chondrytów CI (Ivuna, Orgueil, Alais)16 pokazano na szaro dla porównania. b, Analiza skaningowej mikroskopii TEM (STEM) i spektroskopii rentgenowskiej z dyspersją energii (EDS) pokazano dla porównania z meteorytami Orgueil9 i Murchison46 oraz uwodnionym IDP47. Przeanalizowano drobnoziarniste i gruboziarniste krzemiany warstwowe, unikając małych cząstek siarczku żelaza. Linie przerywane w a i b pokazują linie rozpuszczania saponitu i serpentynu. Bogaty w żelazo skład w a może być spowodowany submikronowymi ziarnami siarczku żelaza w ziarnach warstwowego krzemianu, czego nie można wykluczyć na podstawie rozdzielczości przestrzennej analizy EPMA. Punkty danych o wyższej zawartości Si niż saponit w b mogą być spowodowane obecnością nano-rozmiarowego amorficznego materiału bogatego w krzem w szczelinach warstwy krzemianu warstwowego. Liczba analiz: N=69 dla A0037, N=68 dla EPMA, N=68 dla C0068, N=19 dla A0037 i N=27 dla C0068 dla STEM-EDS. c, mapa izotopowa cząstki trioksy Ryugu C0014-4 w porównaniu z wartościami chondrytu CI (Orgueil), CY (Y-82162) i danymi literaturowymi (CM i C2-ung)41,48,49. Uzyskaliśmy dane dla meteorytów Orgueil i Y-82162. CCAM to linia bezwodnych minerałów chondrytu węglistego, TFL to linia podziału lądu. d, mapy Δ17O i δ18O cząstki Ryugu C0014-4, chondrytu CI (Orgueil) i chondrytu CY (Y-82162) (niniejsze badanie). Δ17O_Ryugu: Wartość Δ17O C0014-1. Δ17O_Orgueil: Średnia wartość Δ17O dla Orgueil. Δ17O_Y-82162: Średnia wartość Δ17O dla Y-82162. Dane CI i CY z literatury 41, 48, 49 są również pokazane w celach porównawczych.
Analizę masową izotopów tlenu przeprowadzono na próbce 1,83 mg materiału wyekstrahowanego z granularnego C0014 przez fluorowanie laserowe (Methods). Dla porównania uruchomiliśmy siedem kopii Orgueil (CI) (masa całkowita = 8,96 mg) i siedem kopii Y-82162 (CY) (masa całkowita = 5,11 mg) (Tabela uzupełniająca 3).
Na rys. 2d widać wyraźne rozdzielenie Δ17O i δ18O między cząstkami o średniej masie Orgueil i Ryugu w porównaniu z Y-82162. Δ17O cząstki Ryugu C0014-4 jest wyższe niż cząstki Orgeil, pomimo nakładania się na poziomie 2 SD. Cząsteczki Ryugu mają wyższe wartości Δ17O w porównaniu z Orgeil, co może odzwierciedlać zanieczyszczenie ziemi tego ostatniego od jego upadku w 1864 r. Wietrzenie w środowisku lądowym11 nieuchronnie powoduje włączenie tlenu atmosferycznego, co przybliża ogólną analizę do linii frakcjonowania lądowego (TFL). Wniosek ten jest zgodny z danymi mineralogicznymi (omówionymi wcześniej), że ziarna Ryugu nie zawierają hydratów ani siarczanów, podczas gdy Orgeil je zawiera.
Na podstawie powyższych danych mineralogicznych wyniki te potwierdzają związek między ziarnami Ryugu a chondrytami CI, ale wykluczają związek z chondrytami CY. Fakt, że ziarna Ryugu nie są związane z chondrytami CY, które wykazują wyraźne oznaki mineralogii odwodnienia, jest zagadkowy. Obserwacje orbitalne Ryugu wydają się wskazywać, że uległo ono odwodnieniu i dlatego prawdopodobnie składa się z materiału CY. Przyczyny tej pozornej różnicy pozostają niejasne. Analiza izotopów tlenu innych cząstek Ryugu została przedstawiona w towarzyszącym artykule 12. Jednak wyniki tego rozszerzonego zestawu danych są również zgodne ze związkiem między cząstkami Ryugu a chondrytami CI.
Wykorzystując skoordynowane techniki mikroanalizy (rys. uzupełniający 3), zbadaliśmy przestrzenny rozkład węgla organicznego na całej powierzchni frakcji skupionej wiązki jonów (FIB) C0068.25 (rys. 3a–f). Widma absorpcji rentgenowskiej drobnej struktury węgla (NEXAFS) przy bliskiej krawędzi w sekcji C0068.25 pokazujące kilka grup funkcyjnych – aromatycznych lub C=C (285,2 eV), C=O (286,5 eV), CH (287,5 eV) i C( =O)O (288,8 eV) – struktura grafenu jest nieobecna przy 291,7 eV (rys. 3a), co oznacza niski stopień zmienności termicznej. Silny pik CH (287,5 eV) częściowych związków organicznych C0068.25 różni się od nierozpuszczalnych związków organicznych wcześniej badanych chondrytów węglistych i jest bardziej podobny do IDP14 i cząstek kometarnych uzyskanych przez misję Stardust. Silny pik CH przy 287,5 eV i bardzo słaby pik aromatyczny lub C=C przy 285,2 eV wskazują, że związki organiczne są bogate w związki alifatyczne (rys. 3a i rys. uzupełniający 3a). Obszary bogate w związki organiczne alifatyczne są zlokalizowane w gruboziarnistych krzemianach warstwowych, a także w obszarach o słabej strukturze węglowej aromatycznej (lub C=C) (rys. 3c,d). Natomiast A0037,22 (rys. uzupełniający 3) częściowo wykazał niższą zawartość regionów bogatych w węgiel alifatyczny. Podstawowa mineralogia tych ziaren jest bogata w węglany, podobnie jak w chondrycie CI 16, co sugeruje rozległą zmianę wody źródłowej (Tabela uzupełniająca 1). Warunki utleniające będą sprzyjać wyższym stężeniom grup funkcyjnych karbonylowych i karboksylowych w związkach organicznych związanych z węglanami. Submikronowy rozkład związków organicznych o alifatycznych strukturach węglowych może znacznie różnić się od rozkładu gruboziarnistych warstwowych krzemianów. Wskazówki dotyczące alifatycznych związków organicznych związanych z krzemianem warstwowym-OH znaleziono w meteorycie Tagish Lake. Skoordynowane dane mikroanalityczne sugerują, że materia organiczna bogata w związki alifatyczne może być szeroko rozpowszechniona w asteroidach typu C i ściśle związana z krzemianami warstwowymi. Wniosek ten jest zgodny z wcześniejszymi raportami dotyczącymi alifatycznych/aromatycznych CH w cząsteczkach Ryugu zademonstrowanych przez MicroOmega, mikroskop hiperspektralny bliskiej podczerwieni. Ważnym i nierozwiązanym pytaniem jest, czy wyjątkowe właściwości bogatych w węgiel alifatyczny związków organicznych, związanych z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi, zaobserwowane w tym badaniu, występują wyłącznie na asteroidzie Ryugu.
a, widma węglowe NEXAFS znormalizowane do 292 eV w obszarze bogatym w związki aromatyczne (C=C) (czerwony), w obszarze bogatym w związki alifatyczne (zielony) i w matrycy (niebieski). Szara linia to widmo nierozpuszczalnych związków organicznych Murchisona 13 dla porównania. au, jednostka arbitrażowa. b, obraz widmowy krawędzi K węgla uzyskany za pomocą mikroskopii rentgenowskiej ze skaningowej transmisji (STXM), pokazujący, że sekcja jest zdominowana przez węgiel. c, wykres kompozytowy RGB z obszarami bogatymi w związki aromatyczne (C=C) (czerwony), obszarami bogatymi w związki alifatyczne (zielony) i matrycą (niebieski). d, związki organiczne bogate w związki alifatyczne są skoncentrowane w gruboziarnistym krzemianie warstwowym, obszar jest powiększony z białych kropkowanych pól w b i c. e, duże nanosfery (ng-1) w obszarze powiększonym z białych kropkowanych pól w b i c. Dla: pirotynu. Pn: chromit niklu. f, spektrometria mas jonów wtórnych w skali nano (NanoSIMS), obrazy pierwiastków wodoru (1H), węgla (12C) i azotu (12C14N), obrazy stosunku pierwiastków 12C/1H oraz obrazy krzyżowych izotopów δD, δ13C i δ15N – Sekcja PG-1: grafit presłoneczny o ekstremalnym wzbogaceniu 13C (Tabela uzupełniająca 4).
Kinetyczne badania degradacji materii organicznej w meteorytach Murchison mogą dostarczyć ważnych informacji na temat niejednorodnego rozmieszczenia alifatycznej materii organicznej bogatej w ziarna Ryugu. Niniejsze badanie pokazuje, że alifatyczne wiązania CH w materii organicznej utrzymują się do maksymalnej temperatury około 30°C w macierzystej materii i/lub zmieniają się wraz z zależnościami czasowo-temperaturowymi (np. 200 lat w 100°C i 0°C 100 milionów lat). Jeśli prekursor nie jest podgrzewany do danej temperatury przez dłużej niż określony czas, pierwotny rozkład alifatycznych związków organicznych bogatych w krzemian warstwowy może zostać zachowany. Jednak zmiany wody w skale źródłowej mogą komplikować tę interpretację, ponieważ bogaty w węglany A0037 nie wykazuje żadnych bogatych w węgiel regionów alifatycznych związanych z krzemianami warstwowymi. Ta niska zmiana temperatury mniej więcej odpowiada obecności skalenia sześciennego w ziarnach Ryugu (Tabela uzupełniająca 1) 20.
Frakcja C0068.25 (ng-1; rys. 3a–c,e) zawiera dużą nanosferę wykazującą silnie aromatyczne (lub C=C), umiarkowanie alifatyczne i słabe widma C(=O)O i C=O. . Sygnatura węgla alifatycznego nie pasuje do sygnatury nierozpuszczalnych związków organicznych w masie i organicznych nanosfer związanych z chondrytami (rys. 3a) 17,21. Analiza spektroskopowa Ramana i w podczerwieni nanosfer w jeziorze Tagish wykazała, że ​​składają się one z alifatycznych i utlenionych związków organicznych oraz nieuporządkowanych wielopierścieniowych aromatycznych związków organicznych o złożonej strukturze22,23. Ponieważ otaczająca matryca zawiera związki organiczne bogate w związki alifatyczne, sygnatura węgla alifatycznego w ng-1 może być artefaktem analitycznym. Co ciekawe, ng-1 zawiera osadzone amorficzne krzemiany (rys. 3e), teksturę, której jeszcze nie zgłoszono dla żadnych pozaziemskich związków organicznych. Krzemiany amorficzne mogą być naturalnymi składnikami ng-1 lub powstawać w wyniku amorfizacji wodnych/bezwodnych krzemianów pod wpływem jonów i/lub wiązki elektronów podczas analizy.
Obrazy jonów NanoSIMS przekroju C0068.25 (rys. 3f) pokazują równomierne zmiany w δ13C i δ15N, z wyjątkiem ziaren presolarnych o dużym wzbogaceniu 13C wynoszącym 30 811‰ (PG-1 na obrazie δ13C na rys. 3f) (Tabela uzupełniająca 4). Obrazy elementarnych ziaren rentgenowskich i obrazy TEM o wysokiej rozdzielczości pokazują tylko stężenie węgla i odległość między płaszczyznami podstawowymi wynoszącą 0,3 nm, co odpowiada grafitowi. Warto zauważyć, że wartości δD (841 ± 394‰) i δ15N (169 ± 95‰), wzbogacone w alifatyczną materię organiczną związaną z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi, okazują się być nieznacznie wyższe od średniej dla całego regionu C (δD = 528 ± 139‰). ‰, δ15N = 67 ± 15‰) w C0068.25 (Tabela uzupełniająca 4). Ta obserwacja sugeruje, że bogate w alifatyczne związki organiczne w gruboziarnistych krzemianach warstwowych mogą być bardziej pierwotne niż otaczające je związki organiczne, ponieważ te ostatnie mogły ulec wymianie izotopowej z otaczającą wodą w pierwotnym ciele. Alternatywnie, te zmiany izotopowe mogą być również związane z początkowym procesem formowania. Interpretuje się, że drobnoziarniste warstwowe krzemiany w chondrytach CI powstały w wyniku ciągłej zmiany pierwotnych gruboziarnistych bezwodnych skupisk krzemianów. Bogata w związki alifatyczne materia organiczna mogła powstać z cząsteczek prekursorowych w dysku protoplanetarnym lub ośrodku międzygwiazdowym przed powstaniem układu słonecznego, a następnie została nieznacznie zmieniona podczas zmian wody w ciele macierzystym Ryugu (dużym). Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby utrzymać wystarczające ciepło wewnętrzne do przekształcania się wody w uwodnione minerały25. Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby utrzymać wystarczająco dużo ciepła wewnętrznego, potrzebnego do przemiany wodnej i utworzenia uwodnionych minerałów25. Размер (<1,0 km) Рюгу слишком мал, чтобы поддерживать достаточное внутреннее тепло для водного изменения с образованием водных минералов25. Wielkość (<1,0 km) Ryugu jest zbyt małe, aby utrzymać wystarczającą ilość wewnętrznego ciepła do wymiany wody i tworzenia minerałów25. Ryugu 的尺寸(<1,0 公里)太小,不足以维持内部热量以进行水蚀变形成含水矿物25. Ryugu 的尺寸(<1,0 公里)太小,不足以维持内部热量以进行水蚀变形成含水矿物25. Размер Рюгу (<1,0 km) слишком мал, чтобы поддерживать внутреннее тепло для изменения воды с образованием водных MINералов25. Powierzchnia Ryugu (<1,0 km) jest zbyt mała, aby podtrzymywać wewnętrzne ciepło i przekształcać wodę w minerały25.Dlatego też mogą być wymagane dziesiątki kilometrów wielkości poprzedników Ryugu. Materia organiczna bogata w związki alifatyczne może zachować swoje pierwotne stosunki izotopów ze względu na skojarzenie z gruboziarnistymi krzemianami warstwowymi. Jednak dokładna natura ciężkich nośników izotopowych pozostaje niepewna ze względu na złożone i delikatne mieszanie różnych składników w tych frakcjach FIB. Mogą to być substancje organiczne bogate w związki alifatyczne w granulkach Ryugu lub grube krzemiany warstwowe je otaczające. Należy zauważyć, że materia organiczna w prawie wszystkich chondrytach węglistych (w tym chondrytach CI) ma tendencję do bycia bogatszą w D niż w krzemiany warstwowe, z wyjątkiem meteorytów CM Paris 24, 26.
Wykresy objętości δD i δ15N przekrojów FIB uzyskanych dla przekrojów FIB A0002.23 i A0002.26, A0037.22 i A0037.23 oraz C0068.23, C0068.25 i C0068.26 (łącznie siedem przekrojów FIB z trzech cząstek Ryugu) Porównanie NanoSIMS z innymi obiektami Układu Słonecznego pokazano na rys. 4 (Tabela uzupełniająca 4)27,28. Zmiany objętości δD i δ15N w profilach A0002, A0037 i C0068 są zgodne ze zmianami w profilach IDP, ale wyższe niż w chondrytach CM i CI (rys. 4). Należy zauważyć, że zakres wartości δD dla próbki komety 29 (-240 do 1655‰) jest większy niż dla Ryugu. Objętości δD i δ15N profili Ryuku są z reguły mniejsze niż średnia dla komet z rodziny Jowisza i obłoku Oorta (rys. 4). Niższe wartości δD chondrytów CI mogą odzwierciedlać wpływ zanieczyszczeń ziemskich w tych próbkach. Biorąc pod uwagę podobieństwa między Bells, jeziorem Tagish i IDP, duża heterogeniczność wartości δD i δN w cząstkach Ryugu może odzwierciedlać zmiany w początkowych sygnaturach izotopowych składów organicznych i wodnych we wczesnym Układzie Słonecznym. Podobne zmiany izotopowe w δD i δN w cząstkach Ryugu i IDP sugerują, że oba mogły powstać z materiału pochodzącego z tego samego źródła. Uważa się, że IDP pochodzą ze źródeł kometarnych14. Dlatego Ryugu może zawierać materiał podobny do komety i/lub przynajmniej zewnętrzny układ słoneczny. Może to być jednak trudniejsze niż stwierdzamy tutaj ze względu na (1) mieszankę wody sferolitycznej i bogatej w D na ciele macierzystym 31 i (2) stosunek D/H komety jako funkcję aktywności kometarnej 32 . Jednak przyczyny obserwowanej heterogeniczności izotopów wodoru i azotu w cząstkach Ryugu nie są w pełni zrozumiałe, częściowo z powodu ograniczonej liczby analiz dostępnych obecnie. Wyniki układów izotopów wodoru i azotu nadal podnoszą możliwość, że Ryugu zawiera większość materiału spoza Układu Słonecznego i w związku z tym może wykazywać pewne podobieństwo do komet. Profil Ryugu nie wykazał wyraźnej korelacji między δ13C i δ15N (Tabela uzupełniająca 4).
Całkowity skład izotopowy H i N cząstek Ryugu (czerwone kółka: A0002, A0037; niebieskie kółka: C0068) koreluje z wielkością Słońca 27, średnią rodziną Jowisza (JFC27), kometami z obłoku Oorta (OCC27), IDP28 i chondrami węglistymi. Porównanie meteorytu 27 (CI, CM, CR, C2-ung). Skład izotopowy podano w Tabeli uzupełniającej 4. Linie przerywane to wartości izotopów ziemskich dla H i N.
Transport substancji lotnych (np. materii organicznej i wody) na Ziemię pozostaje problemem26,27,33. Submikronowa materia organiczna związana z grubymi krzemianami warstwowymi w cząstkach Ryugu zidentyfikowanych w tym badaniu może być ważnym źródłem substancji lotnych. Materia organiczna w gruboziarnistych krzemianach warstwowych jest lepiej chroniona przed degradacją16,34 i rozpadem35 niż materia organiczna w matrycach drobnoziarnistych. Cięższy skład izotopowy wodoru w cząstkach oznacza, że ​​prawdopodobnie nie będą one jedynym źródłem substancji lotnych przenoszonych na wczesną Ziemię. Mogą być one mieszane ze składnikami o lżejszym składzie izotopowym wodoru, jak niedawno zaproponowano w hipotezie obecności wody napędzanej wiatrem słonecznym w krzemianach.
W tym badaniu pokazujemy, że meteoryty CI, pomimo ich geochemicznego znaczenia jako przedstawicieli ogólnego składu Układu Słonecznego,6,10 są zanieczyszczonymi próbkami ziemskimi. Dostarczamy również bezpośrednich dowodów na interakcje między bogatą alifatyczną materią organiczną a sąsiadującymi minerałami uwodnionymi i sugerujemy, że Ryugu może zawierać materiał pozasłoneczny37. Wyniki tego badania wyraźnie pokazują znaczenie bezpośredniego pobierania próbek protoasteroidów i potrzebę transportu zwróconych próbek w całkowicie obojętnych i sterylnych warunkach. Dowody przedstawione tutaj pokazują, że cząstki Ryugu są niewątpliwie jednym z najbardziej niezanieczyszczonych materiałów Układu Słonecznego dostępnych do badań laboratoryjnych, a dalsze badanie tych cennych próbek niewątpliwie poszerzy naszą wiedzę na temat wczesnych procesów Układu Słonecznego. Cząsteczki Ryugu są najlepszą reprezentacją ogólnego składu Układu Słonecznego.
Aby określić złożoną mikrostrukturę i właściwości chemiczne próbek w skali submikronowej, zastosowaliśmy tomografię komputerową opartą na promieniowaniu synchrotronowym (SR-XCT) i dyfrakcję rentgenowską SR (XRD)-CT, analizę FIB-STXM-NEXAFS-NanoSIMS-TEM. Brak degradacji, zanieczyszczenia spowodowanego przez atmosferę ziemską i brak uszkodzeń spowodowanych przez drobne cząstki lub próbki mechaniczne. W międzyczasie przeprowadziliśmy systematyczną analizę objętościową przy użyciu skaningowej mikroskopii elektronowej (SEM)-EDS, EPMA, XRD, instrumentalnej analizy aktywacji neutronowej (INAA) i sprzętu do fluorowania izotopów tlenu laserowego. Procedury badania przedstawiono na rysunku uzupełniającym 3, a każde badanie opisano w następujących sekcjach.
Cząstki z asteroidy Ryugu zostały odzyskane z modułu powrotnego Hayabusa-2 i dostarczone do Centrum Kontroli JAXA w Sagamihara w Japonii, bez zanieczyszczania atmosfery ziemskiej4. Po wstępnej i nieniszczącej charakterystyce w obiekcie zarządzanym przez JAXA, należy użyć zamykanych pojemników do transferu międzyobiektowego i torebek na kapsuły z próbkami (o średnicy 10 lub 15 mm ze szkła szafirowego i stali nierdzewnej, w zależności od rozmiaru próbki), aby uniknąć zakłóceń środowiskowych. środowiska. y i/lub zanieczyszczeń gruntowych (np. pary wodnej, węglowodorów, gazów atmosferycznych i drobnych cząstek) oraz zanieczyszczenia krzyżowego między próbkami podczas przygotowywania próbek i transportu między instytutami i uniwersytetami38. Aby uniknąć degradacji i zanieczyszczenia w wyniku interakcji z atmosferą ziemską (parą wodną i tlenem), wszystkie rodzaje przygotowania próbek (w tym odłupywanie dłutem tantalowym, przy użyciu wyważonej piły diamentowej (Meiwa Fosis Corporation DWS 3400) i cięcie żywicy epoksydowej) do instalacji) przeprowadzono w komorze rękawicowej w czystym, suchym N2 (punkt rosy: -80 do -60 °C, O2 ~50-100 ppm). Wszystkie elementy użyte tutaj są czyszczone za pomocą kombinacji ultraczystej wody i etanolu przy użyciu fal ultradźwiękowych o różnych częstotliwościach.
W tym artykule zajmiemy się kolekcją meteorytów Narodowego Instytutu Badań Polarnych (NIPR) z Antarktycznego Centrum Badań Meteorytów (CI: Orgueil, CM2.4: Yamato (Y)-791198, CY: Y-82162 i CY: Y 980115).
Do przenoszenia danych pomiędzy urządzeniami do analizy SR-XCT, NanoSIMS, STXM-NEXAFS i TEM wykorzystaliśmy uniwersalny, ultracienki uchwyt na próbki opisany w poprzednich badaniach38.
Analizę SR-XCT próbek Ryugu przeprowadzono przy użyciu zintegrowanego systemu CT BL20XU/SPring-8. Zintegrowany system CT składa się z różnych trybów pomiaru: szerokiego pola widzenia i trybu niskiej rozdzielczości (WL) w celu uchwycenia całej struktury próbki, wąskiego pola widzenia i trybu wysokiej rozdzielczości (NH) w celu dokładnego pomiaru powierzchni próbki. zainteresowania i radiogramów w celu uzyskania wzoru dyfrakcyjnego objętości próbki oraz wykonania XRD-CT w celu uzyskania dwuwymiarowego diagramu faz mineralnych w płaszczyźnie poziomej w próbce. Należy pamiętać, że wszystkie pomiary można wykonać bez użycia wbudowanego systemu do wyjmowania uchwytu próbki z podstawy, co umożliwia dokładne pomiary CT i XRD-CT. Detektor rentgenowski w trybie WL (BM AA40P; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w dodatkową kamerę metal-tlenek-półprzewodnik (CMOS) o rozdzielczości 4608 × 4608 pikseli (C14120-20P; Hamamatsu Photonics) ze scyntylatorem składającym się z 10 µm grubości pojedynczego kryształu granatu lutetowo-aluminiowego (Lu3Al5O12:Ce) i soczewki przekaźnikowej. Rozmiar piksela w trybie WL wynosi około 0,848 µm. Zatem pole widzenia (FOV) w trybie WL wynosi około 6 mm w trybie offset CT. Detektor rentgenowski w trybie NH (BM AA50; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w scyntylator z granatu gadolinowo-aluminiowo-galowego (Gd3Al2Ga3O12) o grubości 20 µm, kamerę CMOS (C11440-22CU) o rozdzielczości 2048 × 2048 pikseli; Hamamatsu Photonics) i soczewkę ×20. Rozmiar piksela w trybie NH wynosi ~0,25 µm, a pole widzenia ~0,5 mm. Detektor dla trybu XRD (BM AA60; Hamamatsu Photonics) został wyposażony w scyntylator składający się z ekranu proszkowego P43 (Gd2O2S:Tb) o grubości 50 µm, kamery CMOS o rozdzielczości 2304 × 2304 pikseli (C15440-20UP; Hamamatsu Photonics) i soczewki przekaźnikowej. Detektor ma efektywny rozmiar piksela 19,05 µm i pole widzenia 43,9 mm2. Aby zwiększyć pole widzenia, zastosowaliśmy procedurę offset CT w trybie WL. Obraz światła przesyłanego do rekonstrukcji CT składa się z obrazu w zakresie od 180° do 360° odbitego poziomo wokół osi obrotu i obrazu w zakresie od 0° do 180°.
W trybie XRD wiązka promieni rentgenowskich jest skupiana przez płytkę strefową Fresnela. W tym trybie detektor jest umieszczony 110 mm za próbką, a ogranicznik wiązki znajduje się 3 mm przed detektorem. Obrazy dyfrakcyjne w zakresie 2θ od 1,43° do 18,00° (skok siatki d = 16,6–1,32 Å) uzyskano przy użyciu plamki promieni rentgenowskich skupionej na dole pola widzenia detektora. Próbka porusza się pionowo w regularnych odstępach, z półobrotem na każdy krok skanowania pionowego. Jeśli cząstki mineralne spełniają warunek Bragga po obróceniu o 180°, możliwe jest uzyskanie dyfrakcji cząstek mineralnych w płaszczyźnie poziomej. Obrazy dyfrakcyjne zostały następnie połączone w jeden obraz dla każdego kroku skanowania pionowego. Warunki badania SR-XRD-CT są prawie takie same jak warunki badania SR-XRD. W trybie XRD-CT detektor jest umieszczony 69 mm za próbką. Obrazy dyfrakcyjne w zakresie 2θ mieszczą się w zakresie od 1,2° do 17,68° (d = 19,73 do 1,35 Å), gdzie zarówno wiązka promieni rentgenowskich, jak i ogranicznik wiązki są ustawione w linii ze środkiem pola widzenia detektora. Przeskanuj próbkę poziomo i obróć ją o 180°. Obrazy SR-XRD-CT zrekonstruowano z intensywnością szczytowych minerałów jako wartościami pikseli. Przy skanowaniu poziomym próbkę zazwyczaj skanuje się w 500–1000 krokach.
We wszystkich eksperymentach energia promieniowania rentgenowskiego została ustalona na 30 keV, ponieważ jest to dolna granica penetracji promieniowania rentgenowskiego do meteorytów o średnicy około 6 mm. Liczba obrazów uzyskanych dla wszystkich pomiarów CT podczas obrotu o 180° wyniosła 1800 (3600 dla programu offsetowego CT), a czas ekspozycji obrazów wynosił 100 ms dla trybu WL, 300 ms dla trybu NH, 500 ms dla XRD i 50 ms. ms dla XRD-CT ms. Typowy czas skanowania próbki wynosi około 10 minut w trybie WL, 15 minut w trybie NH, 3 godziny dla XRD i 8 godzin dla SR-XRD-CT.
Obrazy CT zrekonstruowano metodą projekcji wstecznej splotowej i znormalizowano dla współczynnika tłumienia liniowego od 0 do 80 cm-1. Do analizy danych 3D użyto oprogramowania Slice, a do analizy danych XRD użyto oprogramowania muXRD.
Utrwalone żywicą epoksydową cząstki Ryugu (A0029, A0037, C0009, C0014 i C0068) były stopniowo polerowane na powierzchni do poziomu 0,5 µm (3M) diamentowej warstwy ściernej w warunkach suchych, zapobiegając kontaktowi materiału z powierzchnią podczas procesu polerowania. Wypolerowaną powierzchnię każdej próbki najpierw zbadano za pomocą mikroskopii świetlnej, a następnie elektronów rozproszonych wstecznie, aby uzyskać obrazy mineralogii i tekstury (BSE) próbek oraz jakościowe elementy NIPR przy użyciu mikroskopu SEM JEOL JSM-7100F wyposażonego w spektrometr z dyspersją energii (AZtec). obraz energii). Dla każdej próbki zawartość głównych i pobocznych pierwiastków analizowano za pomocą mikroanalizatora z sondą elektronową (EPMA, JEOL JXA-8200). Przeanalizuj cząstki krzemianu warstwowego i węglanu przy 5 nA, naturalne i syntetyczne standardy przy 15 keV, siarczki, magnetyt, oliwin i piroksen przy 30 nA. Stopnie modalne obliczono z map pierwiastków i obrazów BSE przy użyciu oprogramowania ImageJ 1.53 z odpowiednimi progami ustawionymi arbitralnie dla każdego minerału.
Analiza izotopów tlenu została przeprowadzona na Open University (Milton Keynes, Wielka Brytania) przy użyciu podczerwonego systemu fluoryzacji laserowej. Próbki Hayabusa2 zostały dostarczone do Open University 38 w pojemnikach wypełnionych azotem w celu transferu między placówkami.
Ładowanie próbki przeprowadzono w komorze rękawicowej wypełnionej azotem, przy monitorowanym poziomie tlenu poniżej 0,1%. Do prac analitycznych Hayabusa2 wykonano nowy uchwyt na próbki Ni, składający się tylko z dwóch otworów na próbki (średnica 2,5 mm, głębokość 5 mm), jeden na cząstki Hayabusa2, a drugi na wewnętrzny standard obsydianu. Podczas analizy studzienka na próbkę zawierająca materiał Hayabusa2 została przykryta wewnętrznym okienkiem BaF2 o grubości około 1 mm i średnicy 3 mm, aby utrzymać próbkę podczas reakcji laserowej. Przepływ BrF5 do próbki był utrzymywany przez kanał mieszania gazu wycięty w uchwycie na próbkę Ni. Komora próbki została również przekonfigurowana tak, aby można ją było wyjąć z linii fluorowania próżniowego, a następnie otworzyć w komorze rękawicowej wypełnionej azotem. Dwuczęściowa komora została uszczelniona uszczelką kompresyjną z miedzianą uszczelką i zaciskiem łańcuchowym EVAC Quick Release CeFIX 38. Okienko BaF2 o grubości 3 mm na górze komory umożliwia jednoczesną obserwację próbki i nagrzewanie laserowe. Po załadowaniu próbki ponownie zaciśnij komorę i podłącz ją ponownie do przewodu fluorowanego. Przed analizą komorę próbki ogrzewano pod próżnią do około 95°C przez noc, aby usunąć zaadsorbowaną wilgoć. Po podgrzaniu przez noc komorę pozostawiono do ostygnięcia do temperatury pokojowej, a następnie część wystawiona na działanie atmosfery podczas przenoszenia próbki została oczyszczona trzema alikwotami BrF5 w celu usunięcia wilgoci. Procedury te zapewniają, że próbka Hayabusa 2 nie jest wystawiona na działanie atmosfery i nie jest zanieczyszczona wilgocią z części przewodu fluorowanego, która jest odpowietrzana do atmosfery podczas ładowania próbki.
Próbki cząstek Ryugu C0014-4 i Orgueil (CI) analizowano w zmodyfikowanym trybie „pojedynczym”42, natomiast analizę Y-82162 (CY) przeprowadzono na pojedynczej tacy z wieloma studzienkami na próbki41. Ze względu na ich bezwodny skład nie jest konieczne stosowanie pojedynczej metody dla chondrytów CY. Próbki ogrzewano za pomocą lasera podczerwonego CO2 firmy Photon Machines Inc. o mocy 50 W (10,6 µm) zamontowanego na gantry XYZ w obecności BrF5. Wbudowany system wideo monitoruje przebieg reakcji. Po fluoryzacji uwolniony O2 został wypłukany za pomocą dwóch kriogenicznych pułapek azotowych i podgrzewanego złoża KBr w celu usunięcia nadmiaru fluoru. Skład izotopowy oczyszczonego tlenu analizowano na dwukanałowym spektrometrze masowym Thermo Fisher MAT 253 o rozdzielczości masowej około 200.
W niektórych przypadkach ilość gazowego O2 uwolnionego podczas reakcji próbki była mniejsza niż 140 µg, co stanowi przybliżony limit stosowania urządzenia miechowego w spektrometrze masowym MAT 253. W takich przypadkach do analizy należy używać mikroobjętości. Po przeanalizowaniu cząstek Hayabusa2, wewnętrzny standard obsydianu został fluorowany i określono jego skład izotopowy tlenu.
Jony fragmentu NF+ NF3+ zakłócają wiązkę o masie 33 (16O17O). Aby wyeliminować ten potencjalny problem, większość próbek jest przetwarzana przy użyciu procedur separacji kriogenicznej. Można to zrobić w kierunku do przodu przed analizą MAT 253 lub jako drugą analizę, zwracając analizowany gaz z powrotem do specjalnego sita molekularnego i ponownie przepuszczając go po separacji kriogenicznej. Separacja kriogeniczna obejmuje dostarczanie gazu do sita molekularnego w temperaturze ciekłego azotu, a następnie odprowadzanie go do pierwotnego sita molekularnego w temperaturze -130°C. Obszerne testy wykazały, że NF+ pozostaje na pierwszym sicie molekularnym i nie występuje żadne znaczące frakcjonowanie przy użyciu tej metody.
Na podstawie powtarzanych analiz naszych wewnętrznych standardów obsydianu, ogólna dokładność systemu w trybie miechowym wynosi: ±0,053‰ dla δ17O, ±0,095‰ dla δ18O, ±0,018‰ dla Δ17O (2 odchylenia standardowe). Analiza izotopów tlenu jest podawana w standardowej notacji delta, gdzie delta18O jest obliczana jako:
Użyj również stosunku 17O/16O dla δ17O. VSMOW to międzynarodowy standard dla Vienna Mean Sea Water Standard. Δ17O reprezentuje odchylenie od linii frakcjonowania ziemi, a wzór obliczeniowy jest następujący: Δ17O = δ17O – 0,52 × δ18O. Wszystkie dane przedstawione w tabeli uzupełniającej 3 zostały skorygowane o szczelinę.
Sekcje o grubości około 150 do 200 nm zostały wyekstrahowane z cząstek Ryugu za pomocą instrumentu Hitachi High Tech SMI4050 FIB w JAMSTEC, Kochi Core Sampling Institute. Należy zauważyć, że wszystkie sekcje FIB zostały odzyskane z nieprzetworzonych fragmentów nieprzetworzonych cząstek po wyjęciu ich z naczyń wypełnionych gazem N2 w celu transferu międzyobiektowego. Te fragmenty nie zostały zmierzone za pomocą SR-CT, ale zostały przetworzone przy minimalnej ekspozycji na atmosferę ziemską, aby uniknąć potencjalnych uszkodzeń i zanieczyszczeń, które mogłyby wpłynąć na widmo krawędzi K węgla. Po osadzeniu ochronnej warstwy wolframu, obszar zainteresowania (do 25 × 25 μm2) został przecięty i przerzedzony wiązką jonów Ga+ przy napięciu przyspieszającym 30 kV, a następnie przy 5 kV i prądzie sondy 40 pA w celu zminimalizowania uszkodzeń powierzchni. Następnie ultracienkie sekcje umieszczono na powiększonej siatce miedzianej (siatka Kochi) 39 przy użyciu mikromanipulatora wyposażonego w FIB.
Granulki Ryugu A0098 (1,6303 mg) i C0068 (0,6483 mg) zostały zamknięte dwukrotnie w czystych arkuszach polietylenu o wysokiej czystości w wypełnionej czystym azotem komorze rękawicowej na SPring-8 bez żadnej interakcji z atmosferą ziemską. Przygotowanie próbki dla JB-1 (skała geologiczna odniesienia wydana przez Geological Survey of Japan) zostało przeprowadzone na Tokyo Metropolitan University.
INAA odbywa się w Instytucie Zintegrowanego Promieniowania i Nauk Jądrowych Uniwersytetu w Kioto. Próbki napromieniowano dwukrotnie różnymi cyklami napromieniowania wybranymi w zależności od okresu półtrwania nuklidu użytego do ilościowego oznaczania pierwiastków. Najpierw próbkę napromieniowano w pneumatycznej rurze napromieniowującej przez 30 sekund. Strumienie neutronów termicznych i szybkich na rys. 3 wynoszą odpowiednio 4,6 × 1012 i 9,6 × 1011 cm-2 s-1, w celu określenia zawartości Mg, Al, Ca, Ti, V i Mn. Substancje chemiczne, takie jak MgO (czystość 99,99%, Soekawa Chemical), Al (czystość 99,9%, Soekawa Chemical) i metaliczny Si (czystość 99,999%, FUJIFILM Wako Pure Chemical) również napromieniowano w celu skorygowania zakłócających reakcji jądrowych, takich jak (n, n). Próbkę napromieniowano również chlorkiem sodu (czystość 99,99%; MANAC) w celu skorygowania zmian w strumieniu neutronów.
Po napromieniowaniu neutronami zewnętrzną folię polietylenową wymieniono na nową, a promieniowanie gamma emitowane przez próbkę i odniesienie natychmiast zmierzono detektorem Ge. Te same próbki ponownie napromieniowano przez 4 godziny w pneumatycznej rurze napromieniowującej. 2 ma cieplny i szybki strumień neutronów wynoszący odpowiednio 5,6 1012 i 1,2 1012 cm-2 s-1, w celu określenia Na, K, Ca, Sc, Cr, Fe, Co, Ni, Zn, Ga, As, zawartości Se, Sb, Os, Ir i Au. Próbki kontrolne Ga, As, Se, Sb, Os, Ir i Au napromieniowano, nakładając odpowiednie ilości (od 10 do 50 μg) roztworów standardowych o znanych stężeniach tych pierwiastków na dwa kawałki bibuły filtracyjnej, a następnie napromieniowując próbki. Liczenie promieni gamma przeprowadzono w Institute of Integrated Radiation and Nuclear Sciences, Kyoto University i RI Research Center, Tokyo Metropolitan University. Procedury analityczne i materiały odniesienia do ilościowego oznaczania pierwiastków INAA są takie same, jak te opisane w naszej poprzedniej pracy.
Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab). Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab). Рентгеновский дифрактометр (Rigaku SmartLab) использовали для сбора дифракционных картин образцов Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (≪1 мг) и C0087 (<1 мг) в NIPR. Do zebrania wzorów dyfrakcyjnych próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (≪1 mg) i C0087 (<1 mg) w NIPR użyto dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab).使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的衍射图案.使用X 射线衍射仪(Rigaku SmartLab) 在NIPR 收集Ryugu 样品A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) 和C0087 (<1 mg) 的衍射图案. Produkty dla Ryugu A0029 (<1 мг), A0037 (<1 мг) i C0087 (<1 мг) dla NIPR z использованием рентгеновского дифрактометра (Rigaku SmartLab). Wzory dyfrakcji rentgenowskiej próbek Ryugu A0029 (<1 mg), A0037 (<1 mg) i C0087 (<1 mg) uzyskano w NIPR przy użyciu dyfraktometru rentgenowskiego (Rigaku SmartLab).Wszystkie próbki zmielono na drobny proszek na krzemowym nieodblaskowym waflu przy użyciu płytki ze szkła szafirowego, a następnie równomiernie rozprowadzono na krzemowym nieodblaskowym waflu bez żadnej cieczy (wody lub alkoholu). Warunki pomiaru są następujące: promieniowanie rentgenowskie Cu Kα jest generowane przy napięciu lampy 40 kV i natężeniu prądu lampy 40 mA, graniczna długość szczeliny wynosi 10 mm, kąt rozbieżności wynosi (1/6)°, prędkość obrotowa w płaszczyźnie wynosi 20 obr./min, a zakres wynosi 2θ (podwójny kąt Bragga) wynosi 3-100°, a analiza trwa około 28 godzin. Użyto optyki Bragg Brentano. Detektor jest jednowymiarowym detektorem półprzewodnikowym z krzemu (D/teX Ultra 250). Promienie rentgenowskie Cu Kβ usunięto przy użyciu filtra Ni. Wykorzystując dostępne próbki, porównano pomiary syntetycznego saponitu magnezowego (JCSS-3501, Kunimine Industries CO. Ltd), serpentynu (serpentynu liściowego, Miyazu, Nikka) i pirotynu (jednoskośnego 4C, Chihua, Meksyk Watts), aby zidentyfikować piki i wykorzystać dane dyfrakcyjne z pliku proszkowego z International Center for Diffraction Data, dolomitu (PDF 01-071-1662) i magnetytu (PDF 00-019-0629). Dane dyfrakcyjne z Ryugu porównano również z danymi dotyczącymi hydroalterowanych chondrytów węglistych, Orgueil CI, Y-791198 CM2.4 i Y 980115 CY (stopień ogrzewania III, 500–750°C). Porównanie wykazało podobieństwa z Orgueil, ale nie z Y-791198 i Y 980115.
Widma NEXAFS z krawędzią węglową K ultracienkich przekrojów próbek wykonanych z FIB mierzono przy użyciu kanału STXM BL4U w ośrodku synchrotronowym UVSOR w Instytucie Nauk Molekularnych (Okazaki, Japonia). Rozmiar plamki wiązki optycznie skupionej płytką strefową Fresnela wynosi około 50 nm. Krok energetyczny wynosi 0,1 eV dla drobnej struktury obszaru bliskiej krawędzi (283,6–292,0 eV) i 0,5 eV (280,0–283,5 eV i 292,5–300,0 eV) dla obszarów przednich i tylnych. Czas dla każdego piksela obrazu ustawiono na 2 ms. Po ewakuacji komora analityczna STXM została wypełniona helem pod ciśnieniem około 20 mbar. Pomaga to zminimalizować dryft cieplny sprzętu optycznego promieni rentgenowskich w komorze i uchwycie próbki, a także zmniejszyć uszkodzenia i/lub utlenianie próbki. Widma węglowe NEXAFS K-edge wygenerowano z danych ułożonych w stos przy użyciu oprogramowania aXis2000 i zastrzeżonego oprogramowania do przetwarzania danych STXM. Należy zauważyć, że skrzynia transferowa próbek i schowek rękawicowy są używane w celu uniknięcia utleniania i zanieczyszczenia próbki.
Po analizie STXM-NEXAFS, skład izotopowy wodoru, węgla i azotu w plastrach Ryugu FIB został przeanalizowany przy użyciu obrazowania izotopowego z JAMSTEC NanoSIMS 50L. Skupiona wiązka pierwotna Cs+ o natężeniu około 2 pA do analizy izotopów węgla i azotu oraz około 13 pA do analizy izotopów wodoru jest rastrowana na obszarze około 24 × 24 µm2 do 30 × 30 µm2 na próbce. Po 3-minutowym wstępnym natryskiwaniu przy stosunkowo silnym prądzie wiązki pierwotnej, każdą analizę rozpoczynano po ustabilizowaniu się intensywności wiązki wtórnej. Do analizy izotopów węgla i azotu obrazy 12C–, 13C–, 16O–, 12C14N– i 12C15N– uzyskano jednocześnie przy użyciu detekcji multipleksowej z siedmioma mnożnikami elektronowymi o rozdzielczości masowej wynoszącej około 9000, co jest wystarczające do rozdzielenia wszystkich istotnych związków izotopowych. interferencji (tj. 12C1H na 13C i 13C14N na 12C15N). Do analizy izotopów wodoru uzyskano obrazy 1H-, 2D- i 12C- o rozdzielczości masowej wynoszącej około 3000 z wielokrotną detekcją przy użyciu trzech mnożników elektronowych. Każda analiza składa się z 30 zeskanowanych obrazów tego samego obszaru, przy czym jeden obraz składa się z 256 × 256 pikseli w przypadku analizy izotopów węgla i azotu oraz 128 × 128 pikseli w przypadku analizy izotopów wodoru. Czas opóźnienia wynosi 3000 µs na piksel dla analizy izotopów węgla i azotu oraz 5000 µs na piksel dla analizy izotopów wodoru. Użyliśmy hydratu 1-hydroksybenzotriazolu jako wzorców izotopów wodoru, węgla i azotu do kalibracji instrumentalnego frakcjonowania masy45.
Aby określić skład izotopowy krzemu w graficie presolarnym w profilu FIB C0068-25, użyliśmy sześciu mnożników elektronów o rozdzielczości masowej około 9000. Obrazy składają się z 256 × 256 pikseli z czasem opóźnienia 3000 µs na piksel. Skalibrowaliśmy instrument frakcjonowania masy, używając płytek krzemowych jako wzorców izotopów wodoru, węgla i krzemu.
Obrazy izotopowe przetworzono przy użyciu oprogramowania do obrazowania NanoSIMS45 firmy NASA. Dane skorygowano pod kątem martwego czasu mnożnika elektronów (44 ns) i efektów quasi-jednoczesnego przybycia. Różne wyrównanie skanowania dla każdego obrazu w celu skorygowania dryfu obrazu podczas akwizycji. Ostateczny obraz izotopowy jest tworzony przez dodanie jonów wtórnych z każdego obrazu dla każdego piksela skanowania.
Po analizie STXM-NEXAFS i NanoSIMS te same sekcje FIB zbadano przy użyciu transmisyjnego mikroskopu elektronowego (JEOL JEM-ARM200F) przy napięciu przyspieszającym 200 kV w Kochi, JAMSTEC. Mikrostrukturę obserwowano przy użyciu jasnego pola TEM i skaningowego TEM o dużym kącie w ciemnym polu. Fazy mineralne zidentyfikowano za pomocą punktowej dyfrakcji elektronowej i obrazowania pasma sieci, a analizę chemiczną wykonano za pomocą EDS z detektorem dryfu krzemowego 100 mm2 i oprogramowaniem JEOL Analysis Station 4.30. W przypadku analizy ilościowej charakterystyczną intensywność promieniowania rentgenowskiego dla każdego pierwiastka mierzono w trybie skanowania TEM ze stałym czasem akwizycji danych 30 s, obszarem skanowania wiązki ~100 × 100 nm2 i prądem wiązki 50 pA. Stosunek (Si + Al)-Mg-Fe w krzemianach warstwowych określono przy użyciu współczynnika eksperymentalnego k, skorygowanego o grubość, uzyskanego ze standardu naturalnego piropagarnetu.
Wszystkie obrazy i analizy wykorzystane w tym badaniu są dostępne w systemie archiwizacji danych i komunikacji JAXA (DARTS) https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2. Niniejszy artykuł zawiera oryginalne dane.
Kitari, K. i in. Skład powierzchni asteroidy 162173 Ryugu obserwowany przez instrument Hayabusa2 NIRS3. Science 364, 272–275.
Kim, AJ Yamato-type węgliste chondryty (CY): analogi powierzchni asteroidy Ryugu? Geochemistry 79, 125531 (2019).
Pilorjet, S. i in. Pierwszą analizę składu próbek Ryugu przeprowadzono przy użyciu mikroskopu hiperspektralnego MicroOmega. National Astron. 6, 221–225 (2021).
Yada, T. i in. Wstępna analiza próbki Hyabusa2 pobranej z asteroidy typu C Ryugu. National Astron. 6, 214–220 (2021).