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Evidencia de isótopos de oxígeno de muestras de Ryugu para el suministro temprano de agua a la Tierra por condritas CI

Sep 08, 2023

Nature Astronomy volumen 7, páginas 29–38 (2023)Citar este artículo

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Detalles de métricas

El suministro de agua al Sistema Solar interior, incluida la Tierra, sigue siendo un tema debatido. El papel preferencial de los asteroides hidratados en este proceso está respaldado por mediciones isotópicas. Los meteoritos de condrita carbonácea (CC) representan nuestra principal fuente de información sobre estos asteroides ricos en volátiles. Sin embargo, la destrucción de materiales más débiles durante la entrada a la atmósfera crea un sesgo en nuestros datos de CC. El regreso de los materiales de la superficie del asteroide de tipo C 162173 Ryugu por parte de la nave espacial Hayabusa2 brinda una oportunidad única para estudiar materiales primitivos de alta porosidad y baja densidad, no representados en el registro de meteoritos. Medimos la composición de isótopos de oxígeno a granel de cuatro partículas Ryugu y mostramos que se parecen más a las raras condritas CI (tipo CC Ivuna), pero con algunas diferencias que atribuimos a la contaminación terrestre de los meteoritos CI. Sugerimos que el material relacionado con CI está muy extendido entre los asteroides carbonosos y es una fuente más importante de agua y otros volátiles de la Tierra de lo que indica su presencia limitada en nuestra colección de meteoritos.

Entre junio de 2018 y noviembre de 2019, la nave espacial JAXA Hayabusa2 realizó observaciones y mediciones espectroscópicas detalladas del asteroide de tipo C 162173 Ryugu. Se recolectó material de dos ubicaciones diferentes en el asteroide y se devolvió a la Tierra el 6 de diciembre de 2020 (ref. 1). Una muestra se almacenó en la Cámara A de la cápsula de retorno y la otra, recolectada cerca de un cráter formado por un impactador, se almacenó en la Cámara C. Los datos espectroscópicos de infrarrojo cercano obtenidos durante las observaciones orbitales del asteroide Ryugu indicaron que estaba compuesto de material " similar a los meteoritos de condritas carbonáceas metamorfoseadas térmicamente y/o por choque" (refs. 2,3), con una coincidencia potencial con las condritas CY (tipo Yamato)4. En contraste con esta interpretación, los estudios iniciales de conservación en las instalaciones de JAXA ISAS sugirieron que las muestras devueltas eran "más similares a las condritas CI" (ref. 1). Estas clasificaciones contradictorias solo pueden resolverse mediante estudios de caracterización detallados de las partículas Ryugu. En particular, el análisis de isótopos de oxígeno de alta precisión es ampliamente reconocido como la técnica más poderosa para establecer las interrelaciones entre muestras individuales y grupos de meteoritos bien caracterizados. Los resultados presentados aquí proporcionan una base firme para evaluar la relación entre las muestras de Ryugu y el inventario de meteoritos de condrita carbonácea (CC).

Se analizaron submuestras de cuatro partículas distintas de Ryugu para determinar sus composiciones isotópicas de oxígeno a granel mediante fluoración láser, utilizando una técnica de "disparo único"5,6 (Métodos). Tres de las cuatro muestras analizadas procedían de la Cámara C (C0014,21; C0068,21; C0087,2) y una de la Cámara A (A0098,2). Las técnicas de transporte, carga y análisis de muestras utilizadas en este estudio aseguraron que en ningún momento las partículas estuvieron expuestas a la contaminación atmosférica (Métodos).

Las cuatro partículas de las que se extrajo el material analizado consisten predominantemente en filosilicatos de grano fino y grueso, que varían entre aproximadamente 64 y 88% en volumen (ref. 7) (Figs. 1a,b). No se han observado silicatos anhidros (olivino y piroxeno) en ninguna de estas cuatro partículas, pero se han identificado ejemplos raros en otras partículas de Ryugu8,9. Los filosilicatos comprenden un intercrecimiento de serpentina-saponita y tienen composiciones a granel que se superponen completamente con las que se encuentran en los CI7. Los minerales de carbonato, principalmente dolomita, con carbonato de Ca y breunnerita en menor cantidad, están presentes en cantidades muy variables (aproximadamente 2 a 21 vol%)7. Magnetita (aproximadamente 3,6 a 6,8 vol%), como framboides, plaquetas y agregados esféricos, y minerales de sulfuro (aproximadamente 2,4 a 5,6 vol%) también están presentes dentro de la matriz rica en filosilicato (Fig. 1a,b)7,9. Las partículas de Ryugu tienen una porosidad media alta del 41 % y, en consecuencia, una densidad media baja de 1528 ± 242 kg m−3, comparable a la de la condrita CI Orgueil o al meteorito primitivo no agrupado Tagish Lake9.

a, Magnetita (Mag) se presenta tanto como grupos de framboides como agregados esféricos. El material dominante oscuro de grano fino comprende serpentina y saponita (Serp/Sap) intercrecidas. La matriz oscura de grano fino representa serpentina y saponita entrelazadas. b, Un gran número de cristales de dolomita (Dol) de grano relativamente grueso están presentes a lo largo del borde derecho. También se pueden ver cristales de sulfuro (Sulf) de diferentes tamaños de grano. Barras de escala, 25 μm.

Se realizaron siete análisis individuales sobre el material extraído de las cuatro partículas Ryugu (Métodos). La masa de material analizado varió de 0,18 a 1,83 mg (Cuadro 1). Para la comparación con las partículas Ryugu, las condritas CI Orgueil, Ivuna y Alais y las condritas CY4 Y-82162 y B-7904 también se analizaron como parte de este estudio (Tabla 1). Debido a la amplia gama de masas de partículas Ryugu analizadas en este estudio, se calculó un promedio ponderado con fines de comparación con las condritas CY y CI (Tabla 1). A menos que se especifique lo contrario, en el texto y las figuras, la composición ponderada de Ryugu se ha comparado con los promedios no ponderados de los IC y CY. Los datos promedio ponderados y no ponderados para todas las muestras analizadas en este estudio se proporcionan en la Tabla 1.

La composición isotópica de oxígeno media (ponderada) de los siete análisis de Ryugu se muestra en la Fig. 2 junto con los datos de los grupos CC potencialmente relacionados. Las partículas Ryugu tienen una composición de isótopos de oxígeno promedio que se superpone con la de las condritas CI, pero es considerablemente más ligera con respecto a δ18O que las CY (Fig. 2). También se ha sugerido una posible coincidencia entre las muestras de Ryugu y los IC sobre la base de los datos de isótopos de oxígeno a granel en otros dos estudios recientes9,10.

La figura muestra claramente que las partículas de Ryugu tienen una composición de isótopos de oxígeno promedio cercana a la de los CI (diamante azul), pero distinta de la de los CY (triángulos marrones). Los datos de IC (Alais, Ivuna y Orgueil) y CY (B-7904, Y-82162) se proporcionan en la Tabla 1. Otros datos son condritas de CO357 (círculos azules), CM2 (cuadrados rojos) y C2 no agrupados (cuadrados negros)13 ,58,59,60,61, junto con análisis de Tagish Lake (triángulo rojo invertido) y Sutter's Mill (cuadrado rosa) (Información complementaria). La línea roja es la línea de mejor ajuste a través de datos CM2 (hallazgos y caídas) únicamente. CCAM, línea de minerales anhidros CCs13. El valor n se refiere al número de alícuotas individuales de material que se procesaron de forma independiente en la línea de fluoración láser para cada muestra (Tabla 1).

Los análisis individuales de Ryugu muestran un amplio rango en los valores de δ18O, de 11,46 a 19,30 ‰ (Tabla 1 y Fig. 3). La submuestra más grande asignada para el análisis de isótopos de oxígeno provino de la partícula C0014 y tenía una masa inicial total de 5,5 mg, lo que permitió múltiples mediciones (n = 4) (masa total analizada hasta el momento 3,3 mg) (Tabla 1). Los análisis de C0014 tienen valores de δ18O que varían de 13,73 ± 0,08‰ (2 sd) a 19,30 ± 0,07‰ (2 sd). El rango relativamente grande en los valores de δ18O que muestran las partículas de Ryugu refleja la heterogeneidad isotópica intrínseca en la escala de muestreo involucrada. Tenga en cuenta que los estudios mineralógicos detallados7,9 muestran un nivel considerable de heterogeneidad dentro de las partículas Ryugu individuales (Fig. 1a,b). El análisis de fases minerales individuales en partículas de Ryugu mediante espectrometría de masas de iones secundarios ha revelado una gran variación en δ18O, con magnetita en el rango de -5,3 a 7,4‰, dolomita de 25,4 a 41,6‰ y carbonato de calcio de 34,2 a 39‰ (refs. 9, 10,11). Como fase dominante en las partículas de Ryugu (64 a 88 vol.%), es probable que los filosilicatos tengan una composición de δ18O relativamente cercana al valor volumétrico medio de 15,88‰ determinado en este estudio (Tabla 1). Este valor está dentro del rango determinado para la matriz CI separa12. En vista de la heterogeneidad de las partículas de Ryugu y la amplia variación en δ18O mostrada por diferentes fases minerales, el rango de valores medidos en este estudio no es inesperado. Cuando los valores de isótopos de oxígeno a granel se han determinado en fracciones de tamaño mg tomadas directamente de meteoritos CC, es común obtener un rango de valores de δ18O similares o superiores a los obtenidos en este estudio (Métodos).

Las partículas de Ryugu (cuadrados verdes) muestran una amplia variación en los valores de δ18O, lo que refleja la heterogeneidad isotópica intrínseca en la escala de muestreo involucrada (consulte el texto para obtener más información). Se analizaron condritas CI (diamantes de colores) y condritas CY (triángulos de colores) con fines de comparación con las partículas de Ryugu. En cuanto a sus valores de δ18O, el valor medio ponderado de las partículas de Ryugu y el valor medio de los IC (Alais, Ivuna y Orgueil) tienen una composición muy similar (Tabla 1). Por el contrario, el valor medio de la condrita CY Y-82162 se desplaza sustancialmente a valores de δ18O más altos en comparación con las partículas Ryugu o los CI. La línea CM2 es la extensión de la línea de mejor ajuste a través de las caídas y hallazgos de CM2 que se muestran en la Fig. 2. Barras de error ±2 sd

Los cálculos basados en datos modales medidos para partículas de Ryugu7 y análisis de isótopos de oxígeno de fases minerales de Ryugu10 arrojaron valores de δ18O a granel entre 9,7 y 18,9 ‰ (información complementaria), que está cerca del rango determinado en este estudio. El rango general de valores de δ18O medidos en Orgueil (14,39 a 16,62‰) y Y-82162 (20,77 a 24,47‰) es mayor de lo que cabría esperar sobre la base de la precisión de nuestro sistema medido (±0,1‰). Estos meteoritos se procesaron como polvos de grano relativamente grueso para reflejar el tamaño de grano total del material de Ryugu y no se molieron en polvos muy finos como se requiere para una homogeneización completa. La molienda intensa probablemente modificaría sus composiciones primarias, por ejemplo, existe la posibilidad de cambios sustanciales en el contenido de agua de estas muestras hidratadas.

La partícula individual analizada de la cámara A (A0098) tiene el valor de δ18O más bajo (11,46 ± 0,12‰ (2 sd)) de todo el material de Ryugu analizado en este estudio, y uno de los valores de Δ17O más bajos (0,56 ± 0,06‰ (2 sd) )). Sin embargo, también es una de las muestras más pequeñas analizadas aquí y, como tal, una de las más susceptibles a los efectos del muestreo de una mineralogía heterogénea. Otras muestras pequeñas también muestran algunas de las mayores variaciones, por ejemplo, C0014-3 y C0087 con valores de Δ17O de 0,54 y 0,75, respectivamente (Tabla 1). Por lo tanto, la explicación más probable para el bajo valor de δ18O de A0098 es la heterogeneidad de la muestra, lo que posiblemente refleja un mayor contenido modal de magnetita.

A pesar de la gran variación en los valores de δ18O que muestran las partículas de Ryugu, tienden a agruparse cerca de nuestros análisis de Orgueil y Alais en la Fig. 3. Ivuna tiene una composición de δ18O que cae dentro del rango de Ryugu, pero tiene un valor de Δ17O más bajo. Las partículas de Ryugu son isotópicamente distintas de las condritas CY con respecto a δ18O y Δ17O (Fig. 3). Los dos CY analizados en este estudio (Y-82162 y B-7904) tienen valores de δ18O igualmente altos, pero sus valores de Δ17O son distintos. Esto sugiere que los CY, tal como se definen actualmente4, no son un solo grupo homogéneo. Este hallazgo merece una mayor investigación, pero no altera la conclusión principal de este estudio de que las partículas Ryugu están estrechamente relacionadas con las condritas CI. Esta similitud queda bien demostrada cuando se compara la composición media ponderada de las partículas de Ryugu (ponderación por masa del gas O2 liberado durante la fluoración) con el valor medio de CI (Fig. 3), siendo δ18O 15,88 ± 4,85‰ (2 sd) y 15,16 ± 4,05‰ (2 sd), respectivamente (Tabla 1). El valor medio de Δ17O para los IC (0,53 ± 0,21‰ 2 sd) es más bajo que el valor medio ponderado de las partículas de Ryugu (0,66 ± 0,09‰ (2 sd ponderado)), pero claramente hay una superposición significativa en el nivel de 2 sd ( Fig. 3).

Las partículas de Ryugu analizadas en otros estudios9,10 se superponen o tienen composiciones de isótopos de oxígeno similares a las obtenidas aquí, con la notable excepción de un análisis10 que se encuentra en el borde del campo CY* en la Fig. 4. No se cree que este valor refleje diferencias analíticas con el otro laboratorio involucrado en este estudio conjunto, sino que se atribuye a la heterogeneidad intrínseca a pequeña escala dentro del regolito Ryugu10. Los análisis previos de isótopos de oxígeno de las condritas CY13 brindan apoyo adicional a la posibilidad de que estos meteoritos representen dos grupos distintos (Fig. 4).

Los campos para condritas de partículas Ryugu (verde), CI (azul) y CY (amarillo y malva) se basan únicamente en los análisis obtenidos en este estudio (Fig. 3). Las partículas de Ryugu analizadas en otros estudios (cuadrados grises)9,10 se superponen o se acercan a las obtenidas aquí, con la excepción de un análisis que se encuentra en el borde del campo CY*10. También se muestran análisis anteriores de condritas CI y CY13 (rombos y triángulos grises). Las condritas CY parecen representar dos grupos distintos con valores de δ18O similares, pero composiciones distintas de Δ17O. Como consecuencia, los respectivos campos CY se han etiquetado como CY y CY*. La línea CM2 es la extensión de la línea de mejor ajuste a través de las caídas y hallazgos CM2 que se muestran en la Fig. 2.

Está claro a partir de nuestros datos de isótopos de oxígeno que hay un caso mucho más sólido para una conexión entre las partículas de Ryugu y los CI que con los CY (Figs. 2-4). Esta relación potencial también está respaldada por estudios mineralógicos y petrológicos detallados del material de Ryugu7,9,10. Las diferencias entre las partículas de Ryugu y los CI que se han identificado hasta ahora probablemente reflejen la alteración terrestre de estos últimos. Está bien documentado que Orgueil, que cayó en 1864, ha sufrido modificaciones mineralógicas considerables debido a la meteorización terrestre14 y esto necesariamente daría como resultado la incorporación de oxígeno atmosférico y, por lo tanto, acercaría el valor de Δ17O a la línea de fraccionamiento terrestre (TFL). Esta conclusión está en consonancia con la evidencia mineralógica de que las partículas de Ryugu no contienen ferrihidrita ni sulfato7,10, mientras que Orgueil sí lo tiene15. También hay evidencia de que los filosilicatos en al menos algunas muestras de Ryugu pueden carecer de agua entre capas en el componente de saponita10. La pirólisis escalonada de Orgueil ha demostrado que el agua de la capa intermedia presente en el meteorito es de origen terrestre, como también es el caso de la caída CC más reciente del lago Tagish16.

Todas las condritas CI medidas en este estudio tienen composiciones medias de Δ17O más bajas (Alais 0,60 ± 0,01‰; Ivuna 0,41 ± 0,01‰; Orgueil 0,58 ± 0,08‰) que el valor medio ponderado de Ryugu (0,66 ± 0,09‰ 2 sd) (Tabla 1) . Hemos realizado cálculos utilizando nuestros análisis de Orgueil para examinar la posibilidad de que la diferencia de Δ17O entre las partículas de Ryugu y los CI sea el resultado de la contaminación terrestre de estos últimos (Información complementaria). Utilizando la composición modal de Orgueil15 (método 1) o su análisis químico completo17 (método 2), estos cálculos indican que el valor medido de Δ17O de Orgueil (0,58‰) puede explicarse por completo en términos de contaminación terrestre de material con una composición preatmosférica idéntica a la de las partículas Ryugu (0,66‰). Es importante tener en cuenta que estos cálculos no brindan una confirmación inequívoca de que las diferencias de Δ17O entre los CI y Ryugu son únicamente el resultado de la contaminación terrestre de condritas CI y sigue siendo posible que las diferencias primarias entre estos materiales también puedan ser un factor. Sin embargo, la evidencia de que los granos de Ryugu carecen de agua entre capas10 y que dicha agua en los IC puede ser de origen terrestre16 es consistente con que esta diferencia de Δ17O sea el resultado de la contaminación terrestre.

La mayor diferencia de Δ17O entre las partículas de Ivuna y Ryugu en comparación con los otros IC puede reflejar la heterogeneidad a escala local. Los estudios han demostrado que los IC muestran heterogeneidad química en escalas de muestreo de menos de 1 a 2 g (refs. 18,19). Muestras tan grandes de estos importantes meteoritos rara vez están disponibles y los polvos homogéneos normalmente se basan en alícuotas de 100 a 200 mg. Sin embargo, a pesar de la posibilidad de heterogeneidades a escala local, los tres meteoritos CI medidos aquí muestran valores de Δ17O más bajos que el promedio ponderado de Ryugu. Esto es consistente con las otras líneas de evidencia que indican que han experimentado un grado sustancial de contaminación terrestre. Esto puede tener implicaciones importantes para el uso de datos de composición general de meteoritos de CI como sustitutos de los valores del Sistema Solar20. Además, como resultado de agregar un gran componente de agua terrestre y la posibilidad real de contaminación por moléculas orgánicas derivadas de la tierra, los datos de isótopos estables a la luz (C, H, O, N) de los meteoritos CI deben evaluarse cuidadosamente, como es probable que incluya un importante componente no indígena. Como resultado de su falta de contaminación terrestre, los datos químicos e isotópicos de las muestras de Ryugu proporcionarán una nueva perspectiva sobre estos valores a granel del Sistema Solar.

Si bien la nave espacial Hayabusa2 solo recolectó 5,4 g de material, la caracterización espectral inicial de las muestras devueltas indicó que proporcionan una buena coincidencia con los datos promedio globales obtenidos durante las observaciones orbitales de Ryugu1. Por lo tanto, las partículas devueltas son probablemente representativas del asteroide en su conjunto. La estrecha coincidencia entre las composiciones de δ18O de las partículas de Ryugu y los IC y la probabilidad de que ambos tuvieran valores de Δ17O preterrestres muy similares proporciona una base firme para vincular el asteroide Ryugu con las condritas del IC.

Las condritas CI son un grupo raro de meteoritos, con solo nueve ejemplos (noviembre de 2022) incluidos en la base de datos del Meteoritical Bulletin21, de los cuales cuatro son probablemente miembros del grupo CY4. Esto se compara con 724 entradas (noviembre de 2022) para condritas CM2 (similares a Mighei), el grupo más abundante de CC hidratadas. Sin embargo, la aparente escasez de material relacionado con CI que llega a la Tierra puede reflejar simplemente sus características de baja resistencia22. Si bien los meteoritos CC representan solo alrededor del 4 % de las caídas de meteoritos observadas (Meteoritical Bulletin Database)21, comprenden del 55 al 60 % de la población de micrometeoritos (fragmentos en el rango de tamaño de 10 µm a 2 mm), lo que representa la mayor parte de los 40 000 ± 20.000 toneladas métricas de material extraterrestre acumulado por la Tierra cada año23. Las partículas relacionadas con CI se han identificado tentativamente dentro de la fracción de micrometeoritos de mayor tamaño y pueden ser más comunes entre las partículas de menor tamaño menos estudiadas23.

Las condritas CI tienen edades de exposición a los rayos cósmicos muy cortas, que generalmente son menos de 2 Myr (ref. 24). El asteroide Ryugu es probablemente el producto de múltiples eventos de interrupción/resurgimiento del cuerpo principal, pero se estima que se formó en su forma actual de 'peonza' hace más de 8,5 millones de años25. Esto plantea la posibilidad de que Ryugu pueda representar el cuerpo fuente inmediato de los CI, incluidos los importantes meteoritos Orgueil, Ivuna y Alais. Ryugu es un asteroide Apolo que cruza la Tierra con un afelio de 1,419 unidades astronómicas (AU) y un perihelio de 0,96 AU (ref. 26). Por el contrario, los cálculos de la órbita preatmosférica del meteorito Orgueil sugieren un afelio más allá de la órbita de Júpiter27. Todas las trayectorias preatmosféricas determinadas para caídas recientes de CC tienen afelios en el cinturón principal exterior28, de acuerdo con la propuesta de que los objetos cercanos a la Tierra no son una fuente importante de meteoritos, y la mayoría de las caídas se originan directamente en el cinturón principal29. Por lo tanto, parece poco probable que los meteoritos CI conocidos se hayan originado en Ryugu.

Ryugu está clasificado como un asteroide de tipo Cb, posiblemente derivado de las familias de asteroides Eulalia o Polana30. Bennu, el asteroide objetivo de la misión OSIRIS-REx, también se deriva probablemente de una de estas dos familias de asteroides31. Las condritas CI se han emparejado espectralmente con asteroides de tipo C, Cb y B32, que constituyen aproximadamente la mitad de todos los cuerpos del complejo C en el cinturón principal30. Estos tipos también están bien representados en el cinturón principal interior y probablemente suministren una fracción notable del material extraterrestre enviado a la Tierra30. La confirmación de una composición similar a CI para el asteroide Ryugu proporciona evidencia adicional de que este material está muy extendido en el cinturón principal. Lo más probable es que la mayor parte del material similar al CI enviado a la Tierra sea demasiado friable para resistir la entrada a la atmósfera y, por lo tanto, no aparezca en el registro de meteoritos. Esto es potencialmente importante para el envío de volátiles al Sistema Solar interior, ya que las condritas CI son las más hidratadas de todos los meteoritos CC17. Incluso después de restar el agua de la capa intermedia potencialmente contaminada, las condritas CI tienen contenidos de agua superiores a CM2s (ref. 17). Si bien las condritas CM muestran un fuerte vínculo con los asteroides Ch, también tienen afinidades con todas las demás clases de complejos C32. Una mezcla de condritas CI y CM parece una gran posibilidad para la hidratación del Sistema Solar interior, y los datos de Ryugu apuntan a un papel más importante para las CI que su escasez, como podrían sugerir los meteoritos.

Cómo la Tierra obtuvo su agua sigue siendo un tema pendiente en la ciencia planetaria33. Si bien una pequeña fracción puede haber sido heredada de la nebulosa protosolar, los estudios isotópicos y de modelado sugieren que esto puede ser solo alrededor del 1%, con el 99% restante entregado por CC durante la fase principal de acreción de la Tierra33,34,35. Los IC, así como los CM, tienen composiciones isotópicas de H y N cercanas a las de la Tierra en general, mientras que las fuentes cometarias están isotópicamente muy alejadas de los valores terrestres35. Los IC son el único grupo de meteoritos que muestra una coincidencia cercana con la composición de isótopos de Fe nucleosintético de la Tierra (µ54Fe)36. Sobre la base de la evidencia de Ryugu discutida anteriormente, la composición Δ17O no contaminada de los CI de 0,66 ‰ los convierte en el grupo CC hidratado con la composición isotópica de oxígeno más cercana a la Tierra. Sin embargo, sigue existiendo una incertidumbre considerable sobre la cantidad de agua presente en la Tierra y es posible que otros grupos de meteoritos hayan contribuido a su balance hídrico. Las condritas de enstatita se han propuesto como una fuente potencial de agua de la Tierra37. Sin embargo, el agua autóctona en condritas de enstatita es sustancialmente menor que en CCs17. Por lo tanto, si bien las condritas de enstatita podrían haber suministrado hasta tres masas oceánicas (una masa oceánica de 1,38 × 1021 kg), esto estaría en el extremo inferior de las estimaciones de agua terrestre, que podría ser de hasta 18 masas oceánicas38, con evidencia experimental que indica cantidades considerables de hidrógeno repartido en el núcleo de la Tierra39.

Las condritas CI y los asteroides relacionados con CI, como Ryugu, están muy alterados (Fig. 1), habiendo experimentado un extenso procesamiento hidrotermal del cuerpo progenitor, de modo que solo quedan rastros de su mineralogía de silicato original7,8,9,15,18,19. A pesar de esto, los CI son químicamente el grupo CC más primitivo, con una composición a granel cercana a la de la fotosfera solar para la mayoría de los elementos18,19,20. Aunque las heterogeneidades a escala local están presentes en los CI18,19, su composición química a granel es esencialmente no fraccionada, lo que sugiere que la alteración acuosa tuvo lugar isoquímicamente, potencialmente en condiciones de fluido estático40. Por el contrario, los estudios de modelado apuntan a una importante migración de fluidos y, por lo tanto, a un comportamiento de sistema abierto41. Las mediciones recientes realizadas en el fluido atrapado en un cristal de pirrotita de Ryugu indican que contiene halógenos, nitrógeno, azufre, CO2 y compuestos orgánicos disueltos42. Al igual que en los sistemas terrestres43, la alta concentración de soluto puede haber sido importante para controlar el flujo de fluido al reducir el contraste de densidad con el material de silicato que lo encierra. Además, el cuerpo original Ryugu primordial puede haber sido pequeño, potencialmente no más de unos 20 km de diámetro11. Los modelos de alteración CC generalmente se basan en cuerpos mucho más grandes, por ejemplo, de 50 km de radio44. La alteración en un pequeño asteroide en el que el fluido estaba estancado puede resolver las contradicciones entre los estudios que favorecen la alteración isoquímica18,19,39 y el comportamiento de sistema abierto predicho por simulaciones numéricas40.

Se ha propuesto que Ryugu puede ser de origen cometario9,45, como también se ha sugerido para Orgueil27. La medición directa de la atmósfera gaseosa del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko por parte de la nave espacial Rosetta dio un valor de δ18O cercano a 120‰ (ref. 46). Si bien esta medición está sujeta a errores muy grandes, sugiere que el hielo del cometa está muy reducido en 16O. Los materiales de la matriz, denominados simplectitas cósmicas, de la condrita primitiva no agrupada Acfer 094 tienen valores de δ18O que son ligeramente más altos que las medidas del cometa 67P y se consideran representativos de la composición del hielo primordial47,48 (Fig. 5). Por el contrario, los fluidos finales en el cuerpo/cuerpos originales de CI/Ryugu habrían evolucionado a valores más ricos en 16O, debido al intercambio prolongado con sólidos ricos en 16O8,9. Hay poca evidencia de que hayan tenido lugar niveles tan extensos de alteración acuosa dentro de los núcleos cometarios, con partículas del cometa 81P/Wild 2 muestreadas durante la misión Stardust dominada por un conjunto de alta temperatura rico en 16O49. La evidencia de Ryugu y CI es que sus fuentes parentales fueron asteroides de formación temprana7,9,11 que sufrieron una amplia alteración acuosa, en respuesta a la desintegración de radionúclidos de vida corta, como 26Al (t1/2 = 0,73 Myr)43.

La composición del Sol y el Viento Solar (SW)62, los sólidos refractarios63 se trazan en la parte inferior izquierda de las líneas de pendiente 1 de CCAM/Y&R. Los materiales de la matriz de Acfer 094, conocidos como simplectitas cósmicas47,48 y algunas partículas de polvo interplanetario (IDP)64 se trazan en valores más altos de δ18O a lo largo de las líneas de pendiente 1. En la escala de este diagrama, los análisis de Ryugu, la Tierra y la composición del agua inferida del gráfico de condrita ordinaria65 de Semarkona cerca de la intersección de las líneas TFL y pendiente 1. Se cree que los análisis de simplectitas cósmicas47,48 de Acfer 094 son representativos de la composición de isótopos de oxígeno del hielo de agua primordial. La composición de las partículas de Ryugu se puede explicar en términos de intercambio de sistema cerrado relativamente extenso entre fluidos pobres en 16O que se interpreta que tienen una composición similar a los materiales de matriz de Acfer 094 (refs. 47, 48) y sólidos ricos en 16O como los comúnmente encontrado en meteoritos CC. Esta evidencia parece estar en desacuerdo con la propuesta de que el asteroide Ryugu es de origen cometario44 (consulte el texto principal para obtener más información). Las líneas de mezcla son CCAM13 e Y&R66, que es la línea Young and Russell.

Orgueil contiene un 10,8 % en peso de agua ligada estructuralmente17 que, sobre la base de los resultados de la pirólisis escalonada16, es probable que sea de origen extraterrestre. Como se discutió anteriormente, la magnitud del inventario de agua de la Tierra está mal restringida33,37. Tomar una estimación mediana de diez masas oceánicas33 requiere una contribución de IC del 2,1 % a la masa de la Tierra, equivalente a 54 veces la masa del cinturón de asteroides. Existe un debate sobre cuándo se agregó dicho material a Earth50. Los estudios de modelado sugieren que se podría haber agregado agua a la Tierra a lo largo de su formación, con cuerpos más pequeños involucrados en las primeras etapas y algunos cuerpos más grandes que se acumularon más tarde, entregando la mayor parte del agua durante las etapas finales de la formación terrestre50. La evidencia isotópica de O, Ru y Mo sugiere que el material CC no se agregó después del impacto gigante que formó la Luna51,52. Sobre la base de la evidencia isotópica de Mo, se ha propuesto que gran parte del agua de la Tierra fue entregada durante el evento de formación de la Luna por un impactador de composición CC53.

El suministro de agua al Sistema Solar interior, incluida la Tierra, parece haber tenido lugar en tres etapas, probablemente superpuestas: (1) entrada de gas nebular temprana32,38, (2) suministro por pequeños cuerpos asteroidales, posiblemente en respuesta a la migración de planetas gigantes50 y finalmente, (3) efectos de protoplanetas gigantes, posiblemente de composición CC, durante las etapas finales de acreción de la Tierra50,52. Habría sido durante la etapa 2 cuando los cuerpos relacionados con CI, que eran pequeños y probablemente se originaron en el Sistema Solar exterior7,54, habrían hecho su contribución más importante a la hidratación del Sistema Solar interior, incluida la Tierra.

El análisis isotópico de oxígeno se llevó a cabo en la Universidad Abierta (Milton Keynes, Reino Unido) utilizando un sistema de fluoración asistido por láser infrarrojo6. Se transportaron cuatro muestras distintas de Ryugu a la Universidad Abierta en dos FFTC (contenedores de transporte de instalación a instalación) sellados y llenos de nitrógeno. Uno de los dos FFTC contenía granos de la colección inicial de aterrizaje de Hayabusa2 (partícula A0098,2, cinco granos), el otro FFTC contenía tres conjuntos de partículas de la segunda colección posterior al impacto: C0014,2 una partícula de 5,5 mg; C0068,2 una partícula 0,5 mg y C0087,2 aproximadamente diez granos, 0,8 mg. Ambos soportes se almacenaron en la Universidad Abierta en un gabinete dedicado con una atmósfera de nitrógeno purgada continuamente.

La carga de la muestra se llevó a cabo en una "caja de guantes" de nitrógeno con niveles de oxígeno controlados por debajo del 0,1 %. Se fabricó un nuevo portamuestras de Ni para el trabajo de análisis de Ryugu que constaba de solo dos pocillos de muestra, uno para las partículas de Ryugu y otro para el patrón interno de obsidiana. Durante el análisis, el pozo de muestra que contenía el material de Ryugu se cubrió con una ventana interna de BaF2 de 1 mm de espesor y 3 mm de diámetro para retener la muestra durante la reacción del láser. El flujo de BrF5 a la muestra se mantuvo mediante canales de mezcla de gas trazados en el portamuestras de Ni. La configuración de la cámara de muestra también se modificó para que pudiera retirarse de la línea de fluoración al vacío y luego abrirse dentro de la guantera llena de nitrógeno. La cámara de dos partes se hizo hermética al vacío utilizando un sello de compresión con una junta de cobre y una abrazadera KFX de liberación rápida6. Una ventana de BaF2 de 3 mm de espesor en la parte superior de la cámara permitía la visualización y el calentamiento láser simultáneos de las muestras. Después de la carga de la muestra, la cámara se volvió a sujetar dentro de la guantera llena de nitrógeno y luego se volvió a conectar a la línea de fluoración. Antes del análisis, la cámara de muestra se calentó durante la noche al vacío a una temperatura de aproximadamente 95 °C para eliminar la humedad adsorbida. Después del calentamiento durante la noche, la cámara se dejó enfriar a temperatura ambiente y luego la sección flexible que se había llevado a la atmósfera durante el proceso de transferencia de la muestra se purgó con tres alícuotas de BrF5 para eliminar la humedad. La composición de isótopos de oxígeno de estos espacios en blanco 'flexi' se analizó utilizando la instalación de microvolúmenes MAT 253. Estos procedimientos garantizaron que las muestras de Ryugu nunca se abrieran a la atmósfera ni se contaminaran con la humedad de aquellas partes de la línea de fluoración que se habían llevado a la atmósfera durante el procedimiento de carga de la muestra.

Todas las muestras de Ryugu se ejecutaron en modo de disparo único modificado5. Este procedimiento involucró un solo blanco de cámara de 5 min para reducir y eliminar cualquier humedad residual adsorbida en las paredes de la cámara de muestra. La composición de isótopos de oxígeno de este blanco se analizó utilizando la instalación de microvolumen MAT 253. Después de este análisis en blanco, se analizó la propia muestra. El calentamiento de la muestra en presencia de BrF5 se llevó a cabo utilizando un láser de CO2 infrarrojo de 50 W de Photon Machines Inc. (10,6 μm) montado en una platina XYZ. El progreso de la reacción fue monitoreado por medio de un sistema de video integrado. Después de la fluoración, el O2 liberado se purificó pasándolo a través de dos trampas de nitrógeno criogénico y sobre un lecho de KBr calentado para eliminar el exceso de flúor. La composición isotópica del oxígeno gaseoso purificado se analizó utilizando un espectrómetro de masas de doble entrada Thermo Fisher MAT 253 con un poder de resolución de masas de aproximadamente 200.

Para cinco de las siete muestras de Ryugu, la cantidad de gas O2 liberado durante la reacción fue muy inferior a 140 µg, el límite aproximado para usar la función de fuelle en el espectrómetro de masas MAT 253. En estos casos, el análisis se realizó utilizando el microvolumen. A continuación, con fines de seguimiento, se realizó un blanco posterior a la reacción y también se determinó su composición de isótopos de oxígeno. Finalmente, se fluoró y analizó el patrón interno de obsidiana. El gas liberado durante el procedimiento en blanco de "prerreacción" de 5 min invariablemente tenía una composición cercana a la TFL, lo que indica que estaba compuesto predominantemente por humedad atmosférica residual adsorbida.

El ion fragmento NF+ de NF3+ puede causar interferencia con el haz de masa 33 (16O17O). Para eliminar este problema potencial, todas las muestras se trataron mediante un procedimiento de separación criogénica. Esto se hizo en sentido directo antes del análisis en el MAT 253, o como un segundo análisis con el gas ya analizado retirado a un tamiz molecular dedicado y luego vuelto a ejecutar después de la separación criogénica. La separación criogénica implicó llevar el gas al tamiz molecular a la temperatura del nitrógeno líquido y luego liberarlo al tamiz molecular principal elevando la temperatura a -130 °C. Extensas pruebas han demostrado que NF+ se retiene en el primer tamiz molecular y que el fraccionamiento es mínimo o nulo con el uso de esta técnica.

La precisión general del sistema en el modo de fuelle, según lo definido por los análisis replicados de nuestro patrón interno de obsidiana (n = 38), es: ±0,05‰ para δ17O; ±0,10‰ para δ18O; ±0,02‰ para Δ17O (2 sd)55. La precisión general del sistema en el modo de microvolumen es ligeramente menor que en el modo de fuelle debido a la cantidad reducida de gas que se mide (<140 µg). Los análisis isotópicos de oxígeno se informan en notación δ estándar, donde δ18O se ha calculado como:

y de manera similar para δ17O utilizando la relación 17O/16O. VSMOW es el estándar internacional, Vienna Standard Mean Ocean Water, Δ17O, que representa la desviación del TFL y se ha calculado como: Δ17O = δ17O − 0,52δ18O.

La caja de guantes utilizada para la carga de muestras era un modelo de flujo continuo de nitrógeno de Plas-Labs. Esto logró niveles bajos de humedad y oxígeno (<0,1% en peso de O2). Pesar las muestras durante la carga resultó problemático debido a las fluctuaciones de presión que comprometían el equilibrio. Por lo tanto, se adoptó un procedimiento de normalización utilizando el valor de 0,5 mg para la partícula C0068 obtenido durante la preparación inicial de la muestra en la instalación de sincrotrón SPring-8 antes del envío al Reino Unido. El C0068 se midió en su totalidad como una sola medición y dio un rendimiento del 17 % (Tabla 1). Un valor del 17% es razonable en vista del 12,1% promedio alcanzado en los CY medidos (Y-82162,82) y el 25,2% medido en los IC (Orgueil) (Tabla 1).

Los datos de corrección en blanco para todas las muestras analizadas en este estudio se proporcionan en la Información complementaria. El tamaño relativamente pequeño de las muestras de Ryugu disponibles para el análisis de isótopos de oxígeno significó que fue necesario aplicar una corrección en blanco a todas las muestras analizadas en este estudio56:

donde nT = cantidad total medida y es igual a ns + nb

nb = cantidad de blanco

ns = cantidad de muestra

δT = cantidad total delta

δb = delta en blanco

δs = muestra delta

Los valores de nb y δb se determinaron cargando una bandeja Ryugu con solo un estándar de obsidiana presente. Los espacios en blanco 'flexi' se llevaron a cabo normalmente. A continuación, se procesó un blanco de cámara de muestra de 5 min y los 4 µg de O2 que se desarrollaron durante este procedimiento se procesó en el microvolumen MAT 253. Los resultados obtenidos fueron: δ17O = −5,15‰; δ18O = −9,95‰ y Δ17O = 0,02‰. Como la cantidad de tiempo que se ejecutó este blanco fue mayor que nuestro tiempo habitual de láser de aproximadamente 2 minutos, la corrección del blanco aplicada se redujo a 2,4 µg de O2. Los detalles de la corrección en blanco aplicada a cada análisis se proporcionan en la Información complementaria.

En la mayoría de los casos, cuando se determina la composición de isótopos de oxígeno a granel de un meteorito, se tritura y homogeneiza un trozo relativamente grande de típicamente entre 100 y 200 mg de la muestra. A continuación, se toman alícuotas de aproximadamente 2 mg de este polvo homogeneizado y se analizan mediante fluoración con láser. El objetivo es determinar una composición a granel representativa del meteorito. Sin embargo, para algunos estudios, se han extraído fracciones de mg mucho más pequeñas de meteoritos primitivos y se han analizado mediante fluoración láser. El rango de δ18O obtenido de estas pequeñas submuestras a menudo coincide o supera el rango observado en este estudio. Así, en el caso de NWA 7891 δ18O las medidas oscilaron entre: −15,42 a −2,39‰; NWA 8781: −6,09 a 1,22‰; NWA 11961: −2,48 a 6,43‰; Telakoast 001 −3,15 a 2,15‰ y Tarda: 15,94 a 21,97‰ (Información complementaria). De acuerdo con los resultados de la presente investigación, los resultados de estos estudios de meteoritos indican que cuando una muestra muestra un nivel sustancial de heterogeneidad isotópica inherente entre las fases minerales, las muestras del tamaño de mg, sin la homogeneización previa de una fracción más grande de material, mostrarán un alto grado de heterogeneidad δ18O.

Como se comenta en el texto principal, las partículas de Ryugu analizadas en este estudio muestran un rango significativo en los valores de δ18O (11,46 a 19,30‰). Los cálculos muestran que esta variación se puede explicar completamente en términos de la distribución heterogénea de las principales fases portadoras de oxígeno, filosilicato, magnetita y dolomita (Información complementaria).

Como se discutió en el texto principal, la pequeña diferencia entre las composiciones de Δ17O de las partículas Ryugu y las condritas CI probablemente esté relacionada con la contaminación terrestre de los meteoritos CI. Se han utilizado dos enfoques distintos para modelar la contaminación del CIsl (Información complementaria). Ambos conjuntos de cálculos dan resultados esencialmente idénticos.

Todos los datos relevantes para esta publicación están disponibles en la Tabla 1 y en la Información complementaria. Todas las imágenes y los datos utilizados en este estudio están disponibles en el Sistema de Transmisión y Archivos de Datos de JAXA (DARTS). Los datos de las muestras de Hayabusa2 y otros datos de la misión están disponibles en el archivo de DARTS en https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2 y https://www.darts.isas.jaxa.jp/planet /proyecto/hayabusa2/, respectivamente.

Yada, T. et al. Análisis preliminar de las muestras de Hayabusa2 devueltas desde el asteroide de tipo C Ryugu. Nat Astron. 6, 214–220 (2021).