Una historia de choques leves experimentados por las partículas de regolito en el asteroide hidratado Ryugu

Sep 26, 2023

Astronomía de la naturaleza (2023)Citar este artículo

2205 Accesos

32 Altmetric

Detalles de métricas

Se cree que los micrometeoritos, una posible fuente principal de agua de la Tierra, se forman a partir de la dispersión explosiva de materiales condríticos hidratados durante eventos de impacto en sus asteroides progenitores. Sin embargo, esta procedencia y mecanismo de formación aún no se han confirmado directamente utilizando muestras devueltas por asteroides. Aquí, informamos evidencia de metamorfismo de choque leve en las partículas de la superficie del asteroide Ryugu según la microscopía electrónica. Todas las partículas están dominadas por filosilicatos pero carecen de texturas de deshidratación, que son indicativas de temperaturas de calentamiento por choque por debajo de ~500 °C. Se han identificado texturas similares a microfallas asociadas con magnetitas framboidales extensamente deformadas por choque y un polimorfo de alta presión de Fe-Cr-sulfuro. Estos hallazgos indican que la presión máxima promedio fue de ~2 GPa. La gran mayoría de la eyección formada durante el impacto en asteroides similares a Ryugu serían materiales hidratados, más grandes que un milímetro, que se originarían lejos del punto de impacto. Estas características son inconsistentes con los modelos actuales de producción de micrometeoritos y, en consecuencia, se requiere un nuevo mecanismo de formación.

Las colisiones a hipervelocidad entre cuerpos pequeños ocurrieron con frecuencia en el Sistema Solar primitivo1, lo que resultó en una variedad de resultados tales como brechas, cráteres, acreción, generación de magma y desgasificación2. Estos procesos se han registrado como una amplia variedad de modificaciones físicas y químicas de los materiales de la superficie planetaria y de asteroides, incluidas estructuras de deformación plástica/frágil, transformaciones de fase de estado sólido, recristalización, fusión y vaporización2. Por lo tanto, los científicos de materiales planetarios han estado investigando con entusiasmo meteoritos impactados, que se cree que se derivan de asteroides, la Luna y Marte3, para comprender la naturaleza de los eventos de impacto y los procesos relacionados que han tenido lugar a lo largo de la historia del Sistema Solar4,5,6 . Por ejemplo, la presión máxima y su duración decodificada a partir de meteoritos impactados brindan restricciones sobre las velocidades de colisión pasadas y también sobre los tamaños de los asteroides7,8.

To link such impact event parameters to well-defined Solar System environments, knowledge of the relevant source regions is required. However, at present, there are only limited numbers of returned samples available for detailed study. Shock effects have been reported in lunar rocks returned by the Apollo missions9,4 Ga Apollo 14 and 15 zircons. Meteorit. Planet. Sci. 54, 181–201 (2018)." href="/articles/s41550-023-01947-5#ref-CR10" id="ref-link-section-d2724302e1179"> 10, materiales del núcleo cometario devueltos por la misión Stardust11,12, y las partículas de la superficie del asteroide de tipo S Itokawa devueltos por la misión Hayabusa de la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA). En las partículas de Itokawa, las estructuras defectuosas inducidas por choque (dislocaciones de la red cristalina), las salpicaduras de fusión y los microcráteres se identificaron por primera vez en los granos de olivino13,14. Los efectos de choque de toda la roca de Itokawa no pudieron evaluarse por completo, a pesar de algunos intentos basados ​​en análisis cristalográficos y espectroscópicos de olivino y plagioclasa15,16. Esto se debe a que la mayoría de las partículas devueltas consisten en granos individuales o agregados de varios granos con un tamaño de menos de 50 µm.

Los efectos de choque relacionados con los asteroides hidratados son de particular interés en las ciencias planetarias, ya que se cree que estos asteroides son una de las principales fuentes de partículas de polvo extraterrestres17. La mayor parte del material extraterrestre que llega a la Tierra se presenta en forma de micrometeoritos en un rango de tamaño de 50 a 500 μm18, con un flujo estimado de ~30 000 toneladas por año19. La mayoría de los micrometeoritos no fundidos y parcialmente fundidos son similares en química y mineralogía a las matrices de condritas carbonáceas CI (tipo Ivuna), CM (tipo Mighei) y Tagish Lake, que son agregados porosos compuestos principalmente de filosilicatos hidratados20,21. Es probable que dichos materiales se pulvericen de forma explosiva para convertirse en micrometeoritos por la vaporización de componentes volátiles, como H2O, durante el calentamiento por choque y, por lo tanto, es poco probable que sobrevivan como meteoritos22. Esta hipótesis se confirmó aún más al comparar la petrología y la mineralogía de muestras recuperadas de meteoritos condríticos CV anhidros (tipo Vigarano) y CM hidratados mediante experimentos de choque en laboratorio23,24.

La misión Hayabusa2 de JAXA ha brindado la oportunidad de evaluar directamente el metamorfismo de choque de los materiales de asteroides hidratados. La nave espacial Hayabusa2 trajo con éxito a la Tierra aproximadamente 5,4 g de material total del asteroide de tipo C 162173 Ryugu a principios de diciembre de 202025. Los materiales devueltos incluyen partículas de la superficie de Ryugu recolectadas por el primer aterrizaje (partículas de la cámara A) y el segundo aterrizaje cerca del cráter de impacto artificial (partículas de la cámara C) formado por el pequeño impactador de mano (SCI)25. El presente estudio tiene como objetivo evaluar el grado de metamorfismo de choque de los materiales de la superficie de Ryugu mediante microscopía electrónica de barrido (SEM) y microscopía electrónica de transmisión (TEM) y evaluar la hipótesis de que la producción masiva de polvo es impulsada por la deshidratación durante el procesamiento de impacto en pequeños sistemas solares hidratados. cuerpos, incluido Ryugu.

In the present study, we investigated five Ryugu particles (A0002, A0037, C0009, C0014 and C0068) from both chambers A and C using SEM and/or TEM. The mineralogy and petrology as well as the elemental and isotopic compositions of the Ryugu particles26,27,28,29,30,31,32,33 have close similarities with the CI chondritic meteorites34,35,5 μm) components within CI-chondrites and their individual clasts: mixing of various lithologies on the CI parent body(ies). Geochemistry 79, 125532 (2019)." href="/articles/s41550-023-01947-5#ref-CR36" id="ref-link-section-d2724302e1269">36. El presente estudio se centra principalmente en las características de choque de las partículas de Ryugu observadas mediante microscopía electrónica.

Las partículas de Ryugu examinadas en este estudio inicialmente parecían imperturbables; sin embargo, encontramos algunos rasgos característicos relacionados con el metamorfismo de choque. Las partículas a granel observadas tienen fracturas irregulares, especialmente en aquellos ejemplos que son particularmente ricos en carbonatos27,32. No se observaron fracturas subparalelas, que se han informado en condritas CM hidratadas sometidas a choque experimental37 (Fig. 1a). Otra posible característica relacionada con el choque observada en SEM es la deformación frágil de los granos de olivino. En la partícula C0009 se identificaron más de 10 granos de olivino aislado en la matriz de filosilicato28,32. Los granos de olivino (<50 µm) exhiben parcialmente fracturas irregulares, pero no muestran fracturas planas, como se encuentra en olivinos sometidos a choque natural y experimental2 (Fig. 1b,c).

a, Imagen de electrones retrodispersados ​​(BSE) de la sección pulida de la partícula C0014. Los granos de sulfuro y óxido de Fe (porciones brillantes) están incrustados en la matriz rica en filosilicatos (gris oscuro). Las partículas solo tienen algunas fracturas irregulares. El área encuadrada se muestra en la Fig. 2a. b, c, imágenes BSE de dos granos de olivino diferentes (Ols) en la partícula C0009. Ambos Ols muestran algunas fracturas irregulares pero no muestran fracturas planas, que se forman por presiones máximas solo por encima de ~ 5 GPa.

Datos fuente

Las venas de fusión inducidas por choque y las bolsas de fusión están ausentes en todas las partículas. Sin embargo, la partícula C0014 exhibe vetas raras, delgadas y rectas de menos de 70 µm de largo y menos de 5 µm de ancho. En una de estas vetas, un agregado de partículas esféricas de magnetita tiene forma de lente delgada, y el agregado está terminado en ambos lados por filosilicatos alargados a lo largo de las vetas (Fig. 2a,b). La veta de filosilicato no contiene vesículas ni nanoglóbulos de Fe-Ni-S, que se sabe que representan productos de deshidratación/fusión37. La composición química de los filosilicatos es casi la misma que la de la matriz de filosilicatos de grano fino (Fig. 2c). A lo largo de la misma dirección que la veta, otro agregado de magnetita framboidal se deforma en corte simple (Fig. 2a,b).

a, imagen BSE de una zona de microcizallamiento (indicada por triángulos amarillos rellenos). Un agregado de magnetita framboidal se alarga a lo largo de la zona de corte. b, Imagen ampliada del área encuadrada en a. Las flechas indican las direcciones de corte a lo largo de la microfalla en una y otra falla desplazada de un agregado de magnetita framboidal. Un grano de filosilicato alargado a lo largo de la microfalla se indica mediante triángulos amarillos abiertos. c, mapas de rayos X de Mg, Al, Si, S, Ca y Fe del área en a. La porción de silicato a lo largo de la microfalla tiene una composición química similar a la de la matriz de silicato circundante. La ausencia de vesículas y glóbulos de Fe-Ni-S en la zona de falla sugiere que la porción no se fundió por calentamiento de choque.

Datos fuente

Cuatro partículas Ryugu (A0002, A0037, C0009 y C0068) fueron examinadas más a fondo por TEM a una resolución espacial más alta. Las secciones ultrafinas extraídas de las partículas anteriores consisten principalmente en filosilicatos que contienen sulfuros de Fe y granos de óxido de Fe (Fig. 3a y Figs. Suplementarias 1 y 2). Los agregados de filosilicato de grano grueso de varios micrómetros de tamaño se presentan con texturas plumosas incrustadas en matrices de filosilicato de grano fino. La imagen TEM de alta resolución y los patrones de difracción de electrones de área seleccionada (SAED) aclararon que los filosilicatos son serpentina y saponita intercrecidas, con espacios entre capas de 0,7 y 1,1 nm, respectivamente (Fig. 3b). Porciones de los filosilicatos de matriz fina son poco cristalinos y muestran anillos de difracción con espacios d de 0,45, 0,25 y 0,15 nm (Fig. 3c). Las composiciones químicas de los filosilicatos de grano grueso y fino en las partículas A0037 y C0068 tienen una relación atómica Mg/(Mg + Fe) de 0,84 ± 0,03 (1σ) (Fig. 3d y Tabla complementaria 1), mientras que las de los filosilicatos en A0002 y C0009 están más hacia el miembro final de Fe. El enriquecimiento de Fe podría ser causado por partículas de sulfuro de Fe extremadamente finas (<10 nm) incrustadas en los filosilicatos y/o heterogeneidad Mg-Fe dentro de los filosilicatos. Estos valores son consistentes con los de filosilicatos en otras partículas de Ryugu31,33 y la condrita CI de Orgueil34.

a, imagen TEM de escaneo de campo oscuro anular de alto ángulo de una sección ultrafina de C0068. CPh, agregado filosilicato de grano grueso; FPh, matriz de filosilicatos de grano fino; Pn, pentlandita; Po, pirrotita. b, imagen TEM de campo brillante de intercrecimiento de serpentina (Srp)-saponita (Sap) en A0037. Srp y Sap muestran espacios entre capas de 0,7 y 1,1 nm, respectivamente. c, imagen TEM de campo brillante de filosilicatos pobremente cristalinos en C0068. El patrón SAED muestra anillos de difracción de polvo correspondientes a los espacios d de 0,45, 0,25 y 0,15 nm de la parte que se muestra en el recuadro. d, La gráfica ternaria de Mg–(Si + Al)–Fe de filosilicatos en partículas A0002, A0037, C0009 y C0068. Las líneas discontinuas negras muestran las líneas de solución sólida para Srp y Sap. Los rangos de composición química de los filosilicatos de grano grueso y fino en la condrita34 Orgueil CI se muestran como el área de color rojo claro y el área de color azul claro, respectivamente. La línea discontinua gris muestra la tendencia Mg/(Mg + Fe) de los filosilicatos de A0037 y C0068 con 0.84. Las composiciones altamente ricas en Fe en las partículas A0002 y C0009 son probablemente causadas por granos de sulfuro de Fe a escala submicrométrica dentro de los granos de filosilicato, que no pueden ser excluidos por la resolución espacial del análisis de espectroscopía de rayos X dispersivo (EDS) de energía TEM de barrido y/ o heterogeneidad Mg-Fe en los propios filosilicatos. Los datos con contenidos de Si más altos que Sap estarían causados ​​por la presencia de materiales amorfos ricos en Si a escala nanométrica en los intersticios de las capas de filosilicato. Número de análisis: N = 44 para A0002, N = 19 para A0037, N = 20 para C0009 y N = 27 para C0068.

Datos fuente

La pirrotita y la magnetita son los segundos minerales más abundantes después de los filosilicatos. La pirrotita generalmente se presenta como granos euédricos y subédricos de hasta 6 µm de tamaño en toda la matriz de filosilicato de grano fino (Figuras complementarias 2 y 3a, c, e). La magnetita se presenta principalmente como granos esféricos aislados (<8 µm) o agregados de granos esféricos (<0,9 µm) correspondientes a 'framboides' en condritas CI (Figuras complementarias 2c y 3c). La pentlandita se presenta como granos más pequeños (<0,8 µm de tamaño) que la magnetita y la pirrotita (Figuras complementarias 2 y 3e). También se encontraron eskolaitas menores (Cr2O3; <0,8 µm de tamaño) en las partículas C0009 y C0068 (Figuras complementarias 2c y 3g).

En particular, se observó un grano de sulfuro de Fe único en A0002 (Fig. 4a). Este grano es euhédrico y tiene un tamaño de 1,2 µm con una composición pura de FeCr2S4 (Fig. 4b), y está ubicado dentro de la matriz de filosilicato de grano fino (Fig. 2a complementaria). Este tipo de sulfuro se conoce como daubréelita y tiene una estructura de espinela cúbica. Sin embargo, los patrones de SAED del grano están indexados solo con una fase monoclínica de FeCr2S4 conocida como mineral zolenskyita, que se descubrió recientemente en una condrita de enstatita38 (Fig. 4c, dy Métodos).

a, Imagen TEM de campo claro de un grano de sulfuro de Fe (Zor) incrustado en la partícula FPh A0002. b, espectro de rayos X del grano en una composición pura de FeCr2S4. Los picos de Cu en el espectro EDS en b son de la rejilla de cobre utilizada para el manejo/colocación de la sección FIB. c,d, patrones SAED del grano FeCr2S4 con la estructura monoclínica NiAs (zolenskyita) a lo largo de la zona [1\(\bar 1\)0] (c) y [1\(\bar 3\)0] (d) hachas Las flechas indican las direcciones de los vectores reticulares recíprocos [uvw]*. c* denota un eje reticular recíproco.

Datos fuente

Las transiciones petrográficas y mineralógicas progresivas se utilizan para clasificar meteoritos y rocas de cráteres de impacto terrestres2. Las características de deformación frágil en partículas a granel y sus minerales constituyentes son criterios relacionados con grados de choque relativamente bajos en meteoritos condríticos (etapas de choque S1–S3)2,37. Esta clasificación propone que las fracturas subparalelas en meteoritos a granel y las fracturas planas en granos de olivino son indicadores de presiones máximas superiores a 15 (ref. 37) y 5 GPa (ref. 2), respectivamente. Por lo tanto, la ausencia de este tipo de fracturas sugiere que la presión máxima de las partículas de Ryugu fue inferior a 5 GPa.

En el presente estudio, informamos una nueva restricción en la presión máxima utilizando una vena similar a una microfalla que se encuentra en la partícula C0014. La vena carece de microtexturas de fusión que se observan comúnmente en meteoritos fuertemente impactados, como vesículas y nanoglóbulos de Fe-Ni-S6,37. Este último es evidencia de una mezcla apagada de fundidos de silicato inmiscible y sulfuro de metal. Por lo tanto, esta característica en C0014 es probablemente una veta lítica de grano fino formada por una deformación cataclástica quebradiza. El alargamiento y el desplazamiento de las magnetitas framboidales también sugieren que la vena probablemente sea una microfalla producida por un metamorfismo de choque. Este estudio intenta evaluar las fallas inducidas por choques como un proceso análogo a las fallas que causan los terremotos en la Tierra. Las tensiones aplicadas a dichas fallas se pueden expresar mediante la siguiente ecuación basada en un análisis de mecánica de fallas39:

donde τ, ΔT, C, d, ρ y D son el esfuerzo cortante por fricción, el aumento de temperatura, la capacidad calorífica de la roca a granel, el espesor de la falla, la densidad de la roca a granel y el desplazamiento a lo largo de la falla, respectivamente. El esfuerzo cortante por fricción se convierte en el esfuerzo medio Pm ([σ1 + σ3]/2: σ1 > σ2 ≈ σ3) usando la siguiente ecuación40:

donde µ denota el coeficiente de fricción. Aquí, ΔT corresponde al aumento de temperatura localizado solo en la zona de microfalla. Suponemos que la ΔT máxima de ~1100 K se encuentra entre la temperatura superficial más baja de Ryugu (~300 K)41 y la temperatura solidus de las condritas carbonáceas hidratadas correspondientes al límite de temperatura superior del calentamiento por fricción sin fusión (~1400 K)42. El coeficiente de fricción µ se fijó en 0,1 como un valor típico en la fricción de alta velocidad de rocas ricas en arcilla serpentina43,44. Se supone que los valores de C (865 J kg−1 K−1)31 y ρ (1,79 g cm−3)31 son los de las partículas típicas de Ryugu. D (48,9 µm) y d (5,3 µm) son valores estimados a partir de las dimensiones observadas de un agregado de magnetita framboidal esférica deformada (los detalles se encuentran en Métodos). Al insertar los parámetros anteriores en las ecuaciones (1) y (2), el límite superior de la tensión media, que se aproxima como la presión máxima, es de aproximadamente 2 GPa (Fig. 5 y Métodos). La partícula C0014 podría ser una eyección del cráter de impacto artificial hecho por el SCI. Se podría sugerir que las vetas similares a microfallas fueron producidas por deformación por choque durante la operación de formación de cráteres SCI. Sin embargo, se puede descartar la posibilidad de que el impacto del SCI provoque microfallas porque solo <0,003 vol% de la eyección de SCI experimentaría >2 GPa de presión según los cálculos de la física del choque (Figuras complementarias 8–10).

Los números al lado de cada curva representan el aumento de temperatura (Kelvin) en la zona de microfalla. Se estima que el desplazamiento observado a lo largo de la falla es de 48,9 µm. Aunque se estima que la temperatura máxima promedio está por debajo de ~500 °C en base a la no deshidratación de Mg-Fe-serpentina45, se espera una temperatura mucho más alta dentro de las zonas de cizallamiento debido al calentamiento por fricción. Dado que el límite superior de la temperatura máxima es ~1100 °C considerando la temperatura solidus de la condrita carbonácea a granel42, se estima que la presión máxima en la partícula Ryugu está por debajo de ~2 GPa.

Datos fuente

Las observaciones a escala submicrométrica también proporcionan evidencia sobre la temperatura y la presión máximas experimentadas por las partículas de Ryugu. Incluso en la escala TEM, no pudimos encontrar ninguna deshidratación ni texturas de fusión de los filosilicatos de Mg-Fe, como vesículas abundantes y la formación de partículas finas de sulfuro/óxido de Fe incrustadas en silicato amorfo rico en Si, que se informaron en un ensayo experimental impactado. condrita hidratada37. Esto sugiere que la temperatura de calentamiento no superó los ~ 500 ° C, lo que corresponde a la temperatura de deshidratación de Mg-Fe-serpentine45 (Fig. 4 complementaria). Como se informó recientemente, las estabilidades de los compuestos orgánicos alifáticos ricos en carbono y la cubanita (CuFe2S3) que se encuentran en los materiales de Ryugu también brindan restricciones en la temperatura superior limitada a 30 °C (ref. 27) y 210 °C (ref. 32), respectivamente. La historia térmica detallada inducida por choque de los materiales de Ryugu es incierta, ya que el proceso de enfriamiento después del calentamiento por choque depende del tamaño del cuerpo del impactador/objetivo. El carbono alifático y la cubanita, que son estables en condiciones de baja temperatura, podrían retenerse si la duración del calentamiento por choque a alta temperatura fuera muy corta (por ejemplo, de segundos a horas) y fluctuara mucho. Por el contrario, los filosilicatos, como componente más abundante, son susceptibles incluso en microsegundos de calentamiento por choque y se deshidratan a >580 °C (ref. 24). Por lo tanto, la restricción de temperatura máxima de Mg-Fe-serpentina es más confiable. Las simulaciones previas de impacto de hidrocodificación de materiales ricos en serpentina se optimizaron para investigar las relaciones de presión máxima y temperatura máxima de las condritas carbonáceas CM (dominadas por filosilicatos de Mg-Fe) y las condritas CI46. Cuando la impedancia de choque de los materiales Ryugu similares a CI se adapta a la de las condritas CM, el límite superior de la presión máxima para los materiales Ryugu es ~ 5 GPa (Fig. 4 complementaria).

El descubrimiento de una fase de sulfuro de Fe única (zolenskyita) en la partícula A0002 restringe fuertemente la presión máxima. El equilibrio de fase de FeCr2S4 se ha investigado experimentalmente47 (Fig. 5 complementaria). Daubréelite es estable a presión ambiente y temperatura ambiente. A 700 °C, una fase de tipo NiAs hexagonal desordenada se mantuvo estable por encima de ~4 GPa, y la presión de transición aumentó con la disminución de la temperatura. El estudio también informó que se recuperó una fase monoclínica ordenada de tipo NiAs (zolenskyita) a 520 °C y 5,5 GPa. Aunque las relaciones de fase precisas de las fases hexagonal y monoclínica no se han aclarado en detalle, la mayor densidad de la zolenskyita (4,09 g cm−3)38 en comparación con la daubréelita (3,83 g cm−3)48 sugiere que la zolenskyita es una sustancia de alta presión. fase de FeCr2S4. Teniendo en cuenta la temperatura máxima de calentamiento por choque de ~500 °C para las partículas de Ryugu en su conjunto, que se dedujo de la supervivencia de los filosilicatos, la daubréelita se habría transformado en zolenskyita en A0002 cerca de 2 GPa.

Un análisis TEM de alta resolución reciente informó que algunas superficies de partículas de Ryugu tienen características de meteorización espacial causadas por la irradiación del viento solar y/o el bombardeo de (micro)meteoritos49. Entre ellos, la capa espumosa más externa se interpreta como los productos de fusión de la matriz rica en filosilicatos por este último proceso en la superficie de Ryugu. Los efectos de choque se limitan a porciones cercanas a la superficie de <1 µm de espesor; por lo tanto, no representan las características de choque de la partícula completa. En el presente estudio, concluimos que la presión máxima promedio de las partículas de Ryugu es de ~2 GPa, lo que corresponde a una velocidad de impacto de ~1 km s−1, según las características petrológicas y mineralógicas relacionadas con el choque (Figs. 4 y 6 complementarias). ); cabe señalar también que la presión máxima estimada podría tener cierta incertidumbre.

La aparición de minerales hidrotermales, como filosilicatos, dolomita y magnetita framboidal, indica que los materiales de la superficie de Ryugu experimentaron una amplia alteración acuosa, como se documenta para las condritas hidratadas34,50. Sin embargo, el tamaño de Ryugu (<1 km) es demasiado pequeño para mantener el calor interno causado por la descomposición del 26Al durante el tiempo suficiente para que la alteración acuosa forme minerales hidrotermales51, lo que indica que este asteroide debe haberse originado a partir de un cuerpo precursor más grande. La datación con 53Mn–53Cr de carbonatos en partículas de Ryugu sugiere que los carbonatos se formaron dentro de los 1,8 millones de años posteriores a la formación de inclusiones ricas en Ca–Al29, mucho antes de lo estimado en estudios previos30,33. Esto implica que el gran cuerpo precursor debe romperse en pedazos de menos de 20 km de diámetro antes o poco después de la edad de formación de carbonato; de lo contrario, la cantidad de 26Al en el cuerpo grande en ese momento (26Al/27Al = ~10−5) produciría suficiente calor para causar la deshidratación de los minerales hidratados y luego, la fusión posterior a la alteración acuosa29. Por lo tanto, el Ryugu actual, como un asteroide52 hidratado con una pila de escombros, probablemente se formó por la agregación de fragmentos de un evento de gran impacto en el cuerpo precursor antes del inicio de cualquier metamorfismo térmico extenso en este cuerpo más grande. Alternativamente, los materiales de Ryugu se originaron luego de un impacto en la capa superficial similar a CI/CM de un gran cuerpo precursor diferenciado durante el metamorfismo térmico progresivo como se propuso previamente para el asteroide Ceres53.

Recientes experimentos de impacto y simulaciones de hidrocódigo54 modelaron la colisión de un asteroide impactador de 20 km de diámetro y un asteroide objetivo de 100 km de diámetro, ambos hechos de material hidratado y poroso, simulando así materiales similares a Ryugu. La liberación de volátiles inducida por el impacto durante la colisión se limitó a solo un 2% a un 4% en peso de la masa del impactador, incluso a una velocidad de impacto típica (6 a 7 km s−1) en el cinturón principal de asteroides55. Resumiendo los resultados de observación teóricos y actuales, la mayoría de las masas de los asteroides en colisión serían meramente rotas mecánicamente sin deshidratación para formar el cuerpo Ryugu de pila de escombros. Solo una pequeña masa cerca del punto de impacto en un cuerpo precursor de Ryugu puede haber sido calentada extensamente por encima de la temperatura de deshidratación de la serpentina de Mg-Fe y pulverizada para comprender partículas de polvo de tamaño submilimétrico y parcial/completamente deshidratadas, junto con la liberación de vapor, como se predijo previamente. por experimentos de choque23,24.

La falta total de texturas de deshidratación y características minerales en las partículas de Ryugu observadas en el presente estudio demuestra que los asteroides hidratados conservaron su agua como hidroxilo en filosilicatos durante los eventos de impacto que experimentaron. Este estudio también sugiere que la producción de micrometeoritos (<500 µm de tamaño18) debido a la volatilización inducida por el calentamiento por choque durante tales eventos de ruptura se limitaría a la vecindad del punto de impacto, y su cantidad total es mucho menor de lo que se esperaba previamente23. Por lo tanto, la gran mayoría de los materiales hídricos de asteroides similares a CI llegarían a la Tierra como meteoritos (>500 µm de tamaño) en lugar de micrometeoritos. Este hallazgo parece estar en desacuerdo con el hecho de que la mayoría de los micrometeoritos no fundidos y parcialmente fundidos recolectados en la superficie de la Tierra tienen relaciones genéticas con condritas carbonáceas hidratadas CI, CM y Tagish Lake20,21. Una posible explicación para reconciliar esta discrepancia es la ruptura de meteoritos hidratados debido al calentamiento aerodinámico al entrar en la atmósfera terrestre56,57. Sin embargo, los gases nobles del viento solar retenidos en la mayoría de los micrometeoritos58 sugieren que esas partículas mantuvieron sus tamaños originales al entrar en la atmósfera terrestre.

Recientes observaciones de teledetección del asteroide hidratado Bennu por parte de la nave espacial OSIRIS REx de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio encontraron que las partículas (en una escala de centímetros o menos) estaban siendo expulsadas repetidamente desde la superficie del asteroide59. Nuestra hipótesis es que el agrietamiento de las rocas superficiales de los asteroides hidratados debido a la fracturación térmica es un mecanismo alternativo para producir una gran cantidad de micrometeoritos. Los análisis adicionales de las muestras devueltas por Bennu proporcionarán información más detallada sobre cómo los asteroides hidratados conservan su agua y cómo esta agua puede luego ser entregada a la Tierra.

Las partículas de la superficie de Ryugu recolectadas por la nave espacial Hayabusa2 se recuperaron de la cápsula de reentrada y se transportaron a las instalaciones de conservación de JAXA, Japón, sin exposición a la atmósfera terrestre25. Después de la catalogación y el análisis preliminar en las instalaciones de conservación de JAXA, se asignaron ocho partículas de hasta 4,1 mm de tamaño al equipo de conservación de fase 2 de Kochi para realizar investigaciones en profundidad. Se utilizó un recipiente de transporte de muestras hermético con un paquete de cápsulas de muestra hecho de vidrio de zafiro y acero inoxidable60 para evitar contaminantes terrestres durante el transporte de muestras entre institutos.

Las partículas se pulieron en seco para evitar la elución de cualquier material de la superficie durante el pulido. La superficie pulida de cada muestra se examinó con un microscopio electrónico de barrido (JEOL JSM-7100F) equipado con un EDS (Oxford Instruments AZtec Energy) para obtener una descripción general de la mineralogía y las texturas de las muestras utilizando imágenes de alta resolución en el Instituto Nacional. de Polar Research, Japón. Los detalles de las transferencias de muestras, el procesamiento y las observaciones SEM se describen en Ito et al.27 y Yamaguchi et al.32.

Se prepararon secciones de partículas Ryugu de aproximadamente 150 a 200 nm de espesor utilizando un instrumento de haz de iones enfocado (FIB) (Hitachi High-Tech SMI4050) en el Instituto Kochi para la Investigación de Muestras de Núcleo (Kochi), Agencia Japonesa de Ciencias Marinas y Terrestres y Tecnología. Todas las secciones se extrajeron de piezas rotas sin procesar de partículas originales inmediatamente después de retirarlas de recipientes herméticos de transporte de muestras, que se llenaron con gas N2 purificado. Las piezas se montaron en cinta de carbón y se transportaron a la cámara de la FIB. Después de la deposición de las capas de protección de tungsteno, las regiones de interés (hasta ~25 × 25 µm2) se cortaron y adelgazaron usando un haz de iones de Ga+ a un voltaje de aceleración de 30 kV y luego se finalizó a 5 kV y una corriente de prueba de 40 pA para minimizar las capas superficiales dañadas por iones. Posteriormente, las secciones ultrafinas se montaron en rejillas de Cu escaladas (Kochi grid60) usando un micromanipulador equipado con un FIB.

Once secciones FIB con y sin análisis de microscopía de rayos X de transmisión de barrido, espectroscopía de estructura fina de absorción de rayos X cerca del borde (STXM-NEXAFS) y espectrometría de masas de iones secundarios de alta resolución espacial (NanoSIMS) se examinaron utilizando un microscopio electrónico de transmisión (JEOL JEM- ARM200F) operado a un voltaje de aceleración de 200 kV en Kochi, Agencia Japonesa para la Ciencia y Tecnología Marina-Terrestres. Las observaciones microtexturales se realizaron mediante TEM de campo claro y TEM de escaneo de campo oscuro anular de alto ángulo. Las fases minerales se identificaron mediante imágenes SAED y de franjas de celosía (TEM de alta resolución), y los análisis químicos se realizaron mediante EDS con un detector de deriva de silicio de 100 mm2 y el software JEOL Analysis Station 4.30. Para los análisis cuantitativos, las intensidades de los rayos X característicos de cada elemento se midieron utilizando un tiempo de adquisición fijo de 30 s, un área de exploración del haz de ~100 × 100 nm2 y una corriente del haz de 50 pA en el modo TEM de exploración. Las relaciones (Si + Al)-Mg-Fe de los filosilicatos se determinaron utilizando factores k corregidos por espesor experimentales obtenidos a partir de un estándar de granate piropo-almandina natural.

En la presente estimación de presión máxima mediante cálculos de mecánica de fallas, la tensión de corte en el plano de microfallas se calculó mediante la ecuación (1) en el texto utilizando las siguientes propiedades físicas para las partículas de Ryugu: 865 J kg−1 K−1 a 298 K para la capacidad calorífica C y 1,79 g cm−3 para la densidad ρ (ref. 31). En cuanto al aumento de temperatura ΔT, no se reconoció ninguna de las características de descomposición en los filosilicatos en asociación con la vena similar a una microfalla observada por SEM. Esto puede sugerir que los filosilicatos experimentaron temperaturas por debajo de los 500 °C45. Sin embargo, en contraste con la partícula completa calentada a la temperatura de choque media, las porciones calentadas localmente cerca de la microfalla deberían enfriarse más rápidamente por conducción térmica a los materiales circundantes relativamente fríos. Si la cinética de deshidratación de los filosilicatos es lenta, es probable que los filosilicatos no se hayan descompuesto incluso por encima de los 500 °C durante el calentamiento transitorio por fallas. Por lo tanto, el límite de temperatura superior de la microfalla se estableció en la temperatura solidus de las partículas de Ryugu a granel (~1100 °C) en los cálculos actuales.

Para estimar el desplazamiento D de las microfallas, asumimos un modelo de corte simple para la deformación de esfera-elipsoide. La deformación por cortante γ se expresa mediante la siguiente ecuación:

donde r0 es el radio del objeto esférico predeformado. La deformación por corte γ se calculó utilizando la siguiente ecuación:

donde a y b son los ejes largo y corto de un objeto deformado elípticamente, respectivamente61. El radio r0 (9,5 µm) de un agregado de magnetita framboidal esférica original se estimó midiendo el área total del agregado de magnetita framboidal alargada en una imagen de electrones retrodispersados ​​observada tomada de la partícula C0014 usando el software ImageJ. El eje largo a (45,2 µm) y el eje corto b (5,3 µm) de la magnetita framboidal se midieron directamente mediante la imagen de electrones retrodispersados. A partir de estos parámetros medidos y las ecuaciones (3) y (4), el desplazamiento D de la microfalla se estimó en 48,9 µm. Finalmente, el esfuerzo medio Pm se calculó utilizando el esfuerzo cortante por fricción τ de las ecuaciones (1) y (2), como se muestra en el texto. Aunque el análisis de mecánica de fallas y los cálculos de física de choque no se comparan simplemente entre sí, la tensión media Pm ([σ1 + σ3]/2: σ1 > σ2 ≈ σ3) en el análisis anterior40 determinada por las ecuaciones (1) y (2) es comparable con la presión máxima denominada tensión media ([σ1 + 2σ3]/3: σ1 > σ2 ≈ σ3) en el último análisis62.

Cálculos recientes de física de choque utilizando el código iSALE aclararon la presión máxima y el historial de estrés desviador en el metamorfismo de choque para las partículas en el granito como material objetivo modelo62. El componente más grande de la tensión desviadora se maximiza alrededor del momento de la presión máxima. Además, la tensión diferencial se vuelve máxima en el momento en que la presión cae a varias decenas de porcentaje de la presión máxima. Es probable que una microfalla sea la más desplazada inmediatamente después del final de la fase de compresión (es decir, al comienzo de la fase de descompresión) porque la tensión normal de la falla comienza a disminuir.

Los patrones de difracción de electrones monocristalinos de un grano de FeCr2S4 se indexaron mediante la celda unitaria de zolenskyita con el grupo espacial C2/m y los parámetros de red a = 1,284 nm, b = 0,344 nm, c = 0,594 nm y β = 117° (ref. 38 ).

Todos los datos necesarios para evaluar las conclusiones están presentes en el documento y la información complementaria. También se colocarán en el Sistema de Transmisión y Archivos de Datos de la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2) después de un período de propiedad de 1 año. Los datos de origen se proporcionan con este documento.

Gillet, P. & El Goresy, A. Eventos de choque en el Sistema Solar: el mensaje de los minerales en planetas terrestres y asteroides. año Rev. Planeta Tierra. ciencia 41, 257–285 (2013).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Stöffler, D., Hamann, C. & Metzler, K. Metamorfismo de choque de sedimentos y rocas de silicato planetario: propuesta para un sistema de clasificación actualizado. Meteorito. Planeta. ciencia 53, 5–49 (2018).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

McSween, HY Meteorites and Their Parent Planets (Cambridge University Press, 1999).

Sharp, TG & Decarli, P. en Meteorites and the Early Solar System II (eds Lauretta, DS & McSween, HY) 653–677 (Univ. of Arizona Press, 2006).

Bischoff, A., Schleiting, M., Wieler, R. & Patzek, M. Brecciación entre 2280 condritas ordinarias: limitaciones en la evolución de sus cuerpos progenitores. Geochim. Cosmoquim. Acta 238, 516–541 (2018).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Miyahara, M. et al. Investigaciones sistemáticas de polimorfos de alta presión en condritas ordinarias impactadas. Meteorito. Planeta. ciencia 55, 2619–2651 (2020).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Ohtani, E. et al. Formación de minerales de alta presión en la condrita L6 impactada Yamato 791384: restricciones en las condiciones de choque y el tamaño del cuerpo principal. Planeta Tierra. ciencia Letón. 227, 505–515 (2004).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Xie, Z., Sharp, TG y DeCarli, PS Fases de alta presión en una veta de fusión inducida por choque de la condrita Tenham L6: restricciones en la presión y duración del choque. Geochim. Cosmoquim. Acta 70, 504–515 (2006).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Kaneko, S. et al. Descubrimiento de stishovita en la muestra de Apolo 15299. Soy. Mineral. 100, 1308–1311 (2015).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Crow, CA, Moser, DE & McKeegan, KD Historia metamórfica de choque de >4 Ga Apolo 14 y 15 circones. Meteorito. Planeta. ciencia 54, 181–201 (2018).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Zolensky, M. et al. Mineralogía y petrología de las muestras del núcleo del cometa 81P/Wild2. Ciencia 314, 1735-1739 (2006).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Tomeoka, K., Tomioka, N. y Ohnishi, I. Minerales de silicato y vidrio de Si-O en muestras del cometa Wild 2: estudio con microscopio electrónico de transmisión. Meteorito. Planeta. ciencia 43, 273–284 (2008).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Nakamura, T. et al. Partículas de polvo de Itokawa: un vínculo directo entre los asteroides de tipo S y las condritas ordinarias. Ciencia 333, 1113–1116 (2011).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Nakamura, E. et al. Entorno espacial de un asteroide conservado en microgranos devueltos por la nave espacial Hayabusa. proc. Academia Nacional. ciencia EE. UU. 109, E624–E629 (2012).

Artículo Google Académico

Noguchi, T. et al. Un intento de identificar minerales en las partículas de polvo de Itokawa mediante espectroscopia micro-Raman. Bunseki Kagaku 61, 299–310 (2012).

Artículo Google Académico

Zolensky, M. et al. Medición de la etapa de choque de Itokawa y los granos de regolito de asteroide mediante difracción de retrodispersión de electrones, petrografía óptica y difracción de rayos X de sincrotrón. Meteorito. Planeta. ciencia 57, 1060–1078 (2022).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Genge, MJ, Grady, M. & Hutchison, R. Las texturas y composiciones de micrometeoritos antárticos de grano fino: implicaciones para las comparaciones con meteoritos. Geochim. Cosmoquim. Acta 61, 5149–5162 (1997).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Engrand, C. & Maurette, M. Micrometeoritos carbonosos de la Antártida. Meteorito. Planeta. ciencia 33, 565–580 (1998).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Taylor, S., Lever, JH & Harvey, RP Tasa de acumulación de esférulas cósmicas medidas en el Polo Sur. Naturaleza 392, 899–903 (1998).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Nakamura, T., Noguchi, T., Yada, T., Nakamuta, Y. y Takaoka, N. Mineralogía a granel de micrometeoritos individuales determinada por análisis de difracción de rayos X y microscopía electrónica de transmisión. Geochim. Cosmoquim. Acta 65, 4385–4397 (2001).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Noguchi, T., Nakamura, T. y Nozaki, W. Mineralogía de micrometeoritos ricos en filosilicatos y comparación con los meteoritos del lago Tagish y Sayama. Planeta Tierra. ciencia Letón. 202, 229–246 (2002).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Scott, ERD, Keil, K. & Stöffler, D. Shock memorfismo de condritas carbonáceas. Geochim. Cosmoquim. Acta 56, 4281–4293 (1992).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Tomeoka, K., Kiriyama, K., Nakamura, K., Yamahana, Y. y Sekine, T. Polvo interplanetario de la dispersión explosiva de asteroides hidratados por impactos. Naturaleza 423, 60–62 (2003).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Tomioka, N., Tomeoka, K., Nakamura-Messenger, K. y Sekine, T. Efectos de calentamiento de la matriz de condrita CM de Murchison chocada experimentalmente: comparación con micrometeoritos. Meteorito. Planeta. ciencia 42, 19–30 (2007).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Yada, T. et al. Análisis preliminar de las muestras de Hayabusa2 devueltas desde el asteroide de tipo C Ryugu. Nat. Astron. 6, 214–220 (2022).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Greenwood, RC et al. Evidencia de isótopos de oxígeno de muestras de Ryugu para el suministro temprano de agua a la Tierra por condritas CI. Nat. Astron. 7, 29–38 (2023).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Ito, M. et al. Un registro prístino de materiales del Sistema Solar exterior de la muestra devuelta del asteroide Ryugu. Nat. Astron. 6, 1163–1171 (2022).

Artículo ADS MathSciNet Google Scholar

Liu, M.-C. et al. Incorporación de silicatos anhidros ricos en 16O en el protolito del asteroide muy hidratado Ryugu. Nat. Astron. 6, 1172–1177 (2022).

Artículo ADS MathSciNet Google Scholar

McCain, KA et al. Actividad temprana de fluidos en Ryugu inferida por análisis isotópicos de carbonatos y magnetita. Nat. Astron. 7, 309–317 (2023).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Nakamura, E. et al. Sobre el origen y evolución del asteroide Ryugu: una perspectiva geoquímica integral. proc. Jpn. Academia Ser. B 98, 227–282 (2022).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Nakamura, T. et al. Formación y evolución del asteroide carbonoso Ryugu: evidencia directa de muestras devueltas. Ciencia 379, eabn8671 (2022).

Artículo Google Académico

Yamaguchi, A. et al. Información sobre la evolución geológica de varios pasos de los asteroides de tipo C a partir de partículas Ryugu. Nat. Astron. https://doi.org/10.1038/s41550-023-01925-x (2023).

Artículo Google Académico

Yokoyama, T. et al. Las muestras devueltas por el asteroide Ryugu son similares a los meteoritos carbonosos de tipo Ivuna. Ciencia 379 https://doi.org/10.1126/science.abn7850 (2022).

Tomeoka, K. & Buseck, PR Mineralogía matricial de la condrita carbonácea Orgueil CI. Geochim. Cosmoquim. Acta 52, 1627–1640 (1988).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

King, AJ, Schofield, PF, Howard, KT & Russell, SS Mineralogía modal de CI y condritas similares a CI por difracción de rayos X. Geochim. Cosmoquim. Acta 165, 148–160 (2015).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Alfing, J., Patzek, M. y Bischoff, A. Abundancia modal de componentes de grano grueso (> 5 μm) dentro de condritas CI y sus clastos individuales: mezcla de varias litologías en los cuerpos parentales de CI. Geoquímica 79, 125532 (2019).

Artículo Google Académico

Tomeoka, K., Yamahana, Y. y Sekine, T. Metamorfismo de choque experimental de la condrita carbonácea Murchison CM. Geochim. Cosmoquim. Acta 63, 3683–3703 (1999).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Ma, C. & Rubin AE Zolenskyite, FeCr2S4, un nuevo mineral de sulfuro del meteorito Indarch. Soy. Mineral. 107, 1030–1033 (2022).

Kanamori, H., Anderson, DL & Heaton, TH Fusión por fricción durante la ruptura del terremoto de Bolivia de 1994. Ciencia 279, 839–842.

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Jaeger, JC, Cook, NG y Zimmerman, R. Fundamentos de la mecánica de rocas (Wiley, 2009).

Sugita, S. et al. La geomorfología, el color y las propiedades térmicas de Ryugu: implicaciones para los procesos del cuerpo principal. Ciencia 364, eaaw0422 (2019).

Artículo Google Académico

Jurewicz, AJG, Mittlefehldt, DW & Jones, JH Fusión parcial experimental de las condritas de Allende (CV) y Murchison (CM) y el origen de los basaltos asteroidales. Geochim. Cosmoquim. Acta 57, 2123–2139 (1993).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Hirose, T. & Bystricky, M. Debilitamiento dinámico extremo de fallas durante la deshidratación por calentamiento por cizallamiento cosísmico. Geofísico. Res. Letón. 34, L14311 (2007).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

El Toro, G. et al. Lubricación de fallas durante terremotos. Naturaleza 471, 494–498.

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Akai, J. Diagrama TTT de serpentina y saponita, y estimación del grado de calentamiento metamórfico de condritas carbonáceas antárticas. proc. Síntoma NIPR Antártida. Meteorito. 5, 120–135 (1992).

Google Académico

Bland, PA et al. Evolución presión-temperatura de sólidos primordiales del sistema solar durante la compactación inducida por impacto. Nat. común 5, 5451 (2014).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Tressler, RE, Hummel, FA & Stubican, VS Estudio de presión y temperatura de las sulfospinelas. Mermelada. Cerámica. Soc. 51, 648–651 (1968).

Artículo Google Académico

Raccah, PM, Bouchard, RJ & Wold, A. Estudio cristalográfico de espinelas de cromo. Aplicación J. física 37, 1436-1437 (1966).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Noguchi, T. et al. Una piel desgastada por el espacio deshidratada encubría el interior hidratado de Ryugu. Nat. Astron. 7, 170–181 (2023).

ANUNCIOS Google Académico

Brearley, A. en Meteorites and the Early Solar System II (eds Lauretta, DS & McSween, HY) 587–624 (Univ. of Arizona Press, 2006).

Grimm, RE & McSween, HY Zonificación heliocéntrica del cinturón de asteroides por calentamiento con aluminio-26. Ciencia 259, 653–655 (1993).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Morota, T. et al. Colección de muestras del asteroide (162173) Ryugu por Hayabusa2: implicaciones para la evolución de la superficie. Ciencia 368, 654–659 (2020).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

McSween, HY et al. Condritas carbonáceas como análogos para la composición y alteración de Ceres. Meteorito. Planeta. ciencia 53, 1793–1804 (2018).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Kurosawa, K. et al. La pérdida volátil observada por Ryugu no surgió solo del calentamiento por impacto. común Entorno terrestre. 2, 146 (2021).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Bottke, WF, Nolan, MC, Greenberg, R. & Kolvoord, RA Distribuciones de velocidad entre asteroides en colisión. Ícaro 107, 255–268 (1994).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Baldwin, B. & Sheaffer, Y. Ablación y ruptura de grandes meteoroides durante la entrada atmosférica. J. Geophys. Res. 76, 4653–4668 (1971).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Popova, O. et al. Fuerzas muy bajas de meteoroides interplanetarios y pequeños asteroides. Meteorito. Planeta. ciencia 46, 1525–1550 (2011).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Okazaki, R. et al. Mineralogía e isótopos de gases nobles de micrometeoritos recolectados de la nieve antártica. Tierra Planetas Espacio 67, 90 (2015).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Hergenrother, CW, Adam, CD, Chesley, SR & Lauretta, DS Introducción al número especial: exploración de la actividad del asteroide (101955) Bennu. J. Geophys. Res. Planetas 125, e2020JE006549 (2020).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Ito, M. et al. Los portamuestras universales de instrumentos microanalíticos de FIB, TEM, NanoSIMS y STXM-NEXAFS para el análisis coordinado de materiales extraterrestres. Tierra Planetas Espacio 72, 133 (2020).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Ramsay, JG Geometría de la zona de corte: una revisión. J. Estructura. Geol. 2, 83–99 (1980).

Artículo ANUNCIOS Google Académico

Rae, ASP, Poelchau, MH & Kenkmann, T. Estrés y tensión durante el metamorfismo de choque. Ícaro 370, 114687 (2021).

Artículo Google Académico

Descargar referencias

Agradecemos a todos los científicos e ingenieros del proyecto Hayabusa2 por su dedicación y habilidades para traer de vuelta a la Tierra estas preciosas partículas desde el asteroide Ryugu. También agradecemos a Marine Works Japan por la asistencia en la actividad curativa, la investigación inicial no destructiva y la preparación de muestras de partículas Ryugu. Agradecemos a los desarrolladores de iSALE, incluidos G. Collins, K. Wünnemann, B. Ivanov, J. Melosh y D. Elbeshausen. También agradecemos a T. Davison por el desarrollo de pySALEPlot. El modelado de física de choque se llevó a cabo en parte en un clúster de PC en el Centro de Astrofísica Computacional del Observatorio Astronómico Nacional de Japón. Esta investigación fue financiada en parte por JSPS KAKENHI (Subvenciones JP20H01965 a NT; JP18K18795 y JP18H04468 a MI; JP19H01959 a AY; JP18H05479 (áreas innovadoras MFS Materials Science) a MU; JP18K03729 a MK; JP21K03652 a NI; JP17H06459 a TU, JP19K03958 a MA, JP17H06459 a T. Ohigashi, JP18K03830 a TY, JP17H06459 y JP19H01951 a S.-iW, y JP18KK0092, JP19H00726, JP21K18660 y JP21H01140 a KK) y por el Proyecto de Investigación del Instituto Nacional de Investigación Polar (Grant KP307 a AY).

Ming Chang Liu

Dirección actual: Laboratorio Nacional Lawrence Livermore, Livermore, CA, EE. UU.

Yu Kodama

Dirección actual: Toyo Corporation, Tokio, Japón

Instituto Kochi para la Investigación de Muestras de Núcleo, X-star, Agencia Japonesa para la Ciencia y Tecnología Marina-Terrestre, Nankoku, Japón

Naotaka Tomioka, Motoo Ito y Keishi Okazaki

Instituto Nacional de Investigación Polar, Tachikawa, Japón

Akira Yamaguchi, Naoya Imae y Makoto Kimura

La Universidad de Graduados de Estudios Avanzados, Hayama, Japón

Akira Yamaguchi, Naoya Imae y Yuichi Tsuda

Instituto de Investigación de Radiación Sincrotrón de Japón, Sayo, Japón

Masayuki Uesugi y Kentaro Uesugi

Escuela de Graduados en Ciencias, Departamento de Química, Universidad Metropolitana de Tokio, Hachioji, Japón

Naoki Shirai

Departamento de Química, Facultad de Ciencias, Universidad de Kanagawa, Hiratsuka, Japón

Naoki Shirai

Instalación de Sincrotrón UVSOR, Instituto de Ciencias Moleculares, Okazaki, Japón

Takuji Ohigashi y Hayato Yuzawa

Instituto de Ciencias de la Estructura de Materiales, Organización de Investigación de Aceleradores de Alta Energía, Tsukuba, Japón

Takuji Ohigashi

Departamento de Ciencias de la Tierra, Planetarias y Espaciales, Universidad de California, Los Ángeles, CA, EE. UU.

Ming Chang Liu

Ciencias Planetarias y Espaciales, The Open University, Milton Keynes, Reino Unido

Richard C. Greenwood

Instituto de Ciencias Espaciales y Astronáuticas, Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón, Sagamihara, Japón

Aiko Nakato, Kasumi Yogata, Yuzuru Karouji, Satoru Nakazawa, Tatsuaki Okada, Takanao Saiki, Satoshi Tanaka, Makoto Yoshikawa, Akiko Miyazaki, Masahiro Nishimura, Toru Yada, Masanao Abe, Tomohiro Usui y Yuichi Tsuda

Marine Works Japan, Ltd., Yokosuka, Japón

Yu Kodama

Departamento de Ingeniería Mecánica, Universidad de Osaka, Suita, Japón

kaori hirahara

Centro de Investigación de Radiación Sincrotrón, Universidad de Nagoya, Nagoya, Japón

Ikuya Sakurai y Ikuo Okada

Programa de Ciencias de la Tierra y Sistemas Planetarios, Escuela de Graduados en Ciencias e Ingeniería Avanzadas, Universidad de Hiroshima, Higashi-Hiroshima, Japón

Keishi Okazaki y Masaaki Miyahara

Centro de Investigación de Exploración Planetaria, Instituto de Tecnología de Chiba, Narashino, Japón

Kosuke Kurosawa

División de Ciencias Planetarias y de la Tierra, Universidad de Kyoto, Kyoto, Japón

Takaaki Noguchi, Akira Miyake, Toru Matsumoto y Yohei Igami

Departamento de Geociencias, Universidad Metropolitana de Osaka, Osaka, Japón

yusuke seto

Instituto de Tecnología de Kanagawa, Atsugi, Japón

Fuyuto Terui

Escuela de Graduados en Estudios Ambientales, Universidad de Nagoya, Nagoya, Japón

Sei-ichiro Watanabe

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

También puede buscar este autor en PubMed Google Scholar

NT, MI y AY organizó el proyecto de investigación. NT, MI, AY, MU, NI, NS, T.Ohigashi, MK MC.L., RCG, KU, AN, KY, HY e Y.Kodama realizaron procesos de manipulación, preparación y montaje de muestras de granos Ryugu. MI, NT, T.Ohigashi, MU, KU, HY, Y.Kodama, KH, IS, IO e Y.Karouji desarrollaron portamuestras universales para múltiples instrumentos. El análisis de microscopía electrónica de barrido fue realizado por AY, MK, NI, MI y NT. El procesamiento de muestras de haces de iones enfocados fue realizado por Y.Kodama y NT. El trabajo de microscopía electrónica de transmisión fue realizado por NT. Los cálculos de mecánica de fallas fueron realizados por NT y KO, y la presión máxima. causado por el pequeño impactor de mano fue evaluado por KKTN, A. Miyake, MM, YSTM y YI proporcionaron valiosos comentarios y discusiones sobre la mineralogía de las partículas de Ryugu y las condritas carbonáceas. AN, KY, A.Miyazaki, MN, TY, T.Okada, MA y TU dirigieron las actividades de conservación de JAXA para la caracterización inicial de las partículas Ryugu asignadas. SN, TS, ST, FT, MY, S.-iW e YT administraron el proyecto y actuaron como investigadores principales. NT escribió el artículo, y todos los autores discutieron los resultados y comentaron el artículo.

Correspondencia a Naotaka Tomioka.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature Astronomy agradece a Christopher Hamann y a los otros revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a los reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

Texto complementario 1–3, Figs. 1–10 y tablas 1–4.

Imágenes sin procesar por SEM.

Imágenes sin procesar por SEM y mapas de rayos X sin procesar por SEM-EDS.

Imágenes sin procesar por S(TEM) y datos analíticos de la trama ternaria por STEM-EDS.

Imagen sin procesar y patrones de difracción de electrones por TEM y datos de espectro de rayos X por TEM-EDS.

Datos calculados para el diagrama de la Fig. 5.

Acceso abierto Este artículo tiene una licencia internacional Creative Commons Attribution 4.0, que permite el uso, el intercambio, la adaptación, la distribución y la reproducción en cualquier medio o formato, siempre que se otorgue el crédito correspondiente al autor o autores originales y a la fuente. proporcionar un enlace a la licencia Creative Commons e indicar si se realizaron cambios. Las imágenes u otro material de terceros en este artículo están incluidos en la licencia Creative Commons del artículo, a menos que se indique lo contrario en una línea de crédito al material. Si el material no está incluido en la licencia Creative Commons del artículo y su uso previsto no está permitido por la regulación legal o excede el uso permitido, deberá obtener el permiso directamente del titular de los derechos de autor. Para ver una copia de esta licencia, visite http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/.

Reimpresiones y permisos

Tomioka, N., Yamaguchi, A., Ito, M. et al. Una historia de choques leves experimentados por las partículas de regolito en el asteroide hidratado Ryugu. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01947-5

Descargar cita

Recibido: 12 mayo 2022

Aceptado: 16 de marzo de 2023

Publicado: 20 abril 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-01947-5

Cualquier persona con la que compartas el siguiente enlace podrá leer este contenido:

Lo sentimos, un enlace para compartir no está disponible actualmente para este artículo.

Proporcionado por la iniciativa de intercambio de contenido Springer Nature SharedIt