Une histoire de chocs légers subis par les particules de régolithe sur l'astéroïde hydraté Ryugu

Sep 26, 2023

Astronomie de la nature (2023)Citer cet article

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On pense que les micrométéorites , une source majeure possible d'eau de la Terre, se forment à partir de la dispersion explosive de matériaux chondritiques hydratés lors d'événements d'impact sur leurs astéroïdes parents. Cependant, cette provenance et ce mécanisme de formation n'ont pas encore été directement confirmés à l'aide d'échantillons retournés par des astéroïdes. Ici, nous rapportons des preuves d'un léger métamorphisme de choc dans les particules de surface de l'astéroïde Ryugu basé sur la microscopie électronique. Toutes les particules sont dominées par les phyllosilicates mais manquent de textures de déshydratation, ce qui indique des températures de chauffage par choc inférieures à ~ 500 ° C. Des textures de type microfailles associées à des magnétites framboïdales largement déformées par le choc et à un polymorphe à haute pression de Fe–Cr–sulfure ont été identifiées. Ces résultats indiquent que la pression maximale moyenne était d'environ 2 GPa. La grande majorité des éjectas formés lors de l'impact sur des astéroïdes de type Ryugu seraient des matériaux hydratés, de plus d'un millimètre, provenant de loin du point d'impact. Ces caractéristiques sont incompatibles avec les modèles actuels de production de micrométéorites et, par conséquent, un nouveau mécanisme de formation est requis.

Les collisions à hypervitesse entre petits corps étaient fréquentes au début du système solaire1, entraînant une variété de résultats tels que la bréchification, la cratérisation, l'accrétion, la génération de magma et le dégazage2. Ces processus ont été enregistrés comme une grande variété de modifications physiques et chimiques des matériaux de surface des astéroïdes et des planètes, y compris des structures de déformation fragiles/plastiques, des transformations de phase à l'état solide, la recristallisation, la fusion et la vaporisation2. Par conséquent, les spécialistes des matériaux planétaires ont étudié avec enthousiasme les météorites choquées, que l'on pense être dérivées d'astéroïdes, de la Lune et de Mars3, pour comprendre la nature des événements d'impact et des processus associés qui ont eu lieu tout au long de l'histoire du système solaire4,5,6 . Par exemple, la pression maximale et sa durée décodées à partir de météorites choquées fournissent des contraintes sur les vitesses de collision passées ainsi que sur la taille des astéroïdes7,8.

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, les matériaux du noyau cométaire renvoyés par la mission Stardust11,12, et les particules de surface de l'astéroïde de type S Itokawa renvoyées par la mission Hayabusa de l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (JAXA). Dans les particules d'Itokawa, les structures de défauts induites par les chocs (dislocations du réseau cristallin), les éclaboussures de fusion et les microcratères ont été identifiés pour la première fois dans les grains d'olivine13,14. Les effets de choc de l'ensemble de la roche d'Itokawa n'ont pas pu être pleinement évalués, malgré quelques tentatives basées sur des analyses cristallographiques et spectroscopiques de l'olivine et du plagioclase15,16. En effet, la plupart des particules renvoyées sont constituées de grains uniques ou d'agrégats de plusieurs grains d'une taille inférieure à 50 µm seulement.

Les effets de choc liés aux astéroïdes hydratés présentent un intérêt particulier pour les sciences planétaires, car ces astéroïdes sont considérés comme l'une des principales sources de particules de poussière extraterrestres17. La majeure partie de la matière extraterrestre arrivant sur Terre se présente sous la forme de micrométéorites d'une taille comprise entre 50 et 500 μm18, avec un flux estimé à environ 30 000 tonnes par an19. La plupart des micrométéorites non fondues et partiellement fondues sont similaires en chimie et en minéralogie aux matrices des chondrites carbonées de type CI (type Ivuna), CM (type Mighei) et Tagish Lake, qui sont des agrégats poreux composés principalement de phyllosilicates hydratés20,21. Ces matériaux sont susceptibles d'être pulvérisés de manière explosive pour devenir des micrométéorites par la vaporisation de composants volatils, comme H2O, pendant le chauffage par choc et, par conséquent, il est peu probable qu'ils survivent sous forme de météorites22. Cette hypothèse a été confirmée en comparant la pétrologie et la minéralogie d'échantillons récupérés de météorites chondritiques CV anhydres (type Vigarano) et CM hydratées à l'aide d'expériences de choc en laboratoire23,24.

La mission Hayabusa2 de la JAXA a permis d'évaluer directement le métamorphisme de choc des matériaux astéroïdes hydratés. Le vaisseau spatial Hayabusa2 a ramené avec succès sur Terre environ 5,4 g de matériau total de l'astéroïde de type C 162173 Ryugu au début de décembre 202025. Les matériaux renvoyés comprennent les particules de surface de Ryugu collectées lors du premier atterrissage (particules de la chambre A) et du deuxième atterrissage près du cratère d'impact artificiel (particules de la chambre C) formé par le petit impacteur de cabine (SCI)25. La présente étude vise à évaluer le degré de métamorphisme de choc des matériaux de surface de Ryugu par microscopie électronique à balayage (SEM) et microscopie électronique à transmission (TEM) et à évaluer l'hypothèse selon laquelle la production massive de poussière est entraînée par la déshydratation lors du traitement d'impact sur un petit système solaire hydraté. corps, y compris 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. La présente étude se concentre principalement sur les caractéristiques de choc des particules de Ryugu observées en microscopie électronique.

Les particules Ryugu examinées dans cette étude semblaient initialement non choquées; cependant, nous avons trouvé certaines caractéristiques liées au métamorphisme de choc. Les particules en vrac observées ont des fractures irrégulières, en particulier dans les exemples qui sont particulièrement riches en carbonate27,32. Les fractures subparallèles, qui ont été rapportées dans des chondrites CM hydratées choquées expérimentalement37, n'ont pas été observées (Fig. 1a). Une autre caractéristique possible liée au choc observée au SEM est la déformation cassante des grains d'olivine. Dans la particule C0009, plus de 10 grains d'olivine isolée ont été identifiés dans la matrice phyllosilicate28,32. Les grains d'olivine (<50 µm) présentent en partie des fractures irrégulières mais ne présentent pas de fractures planes, comme on en trouve dans les olivines expérimentalement et naturellement choquées2 (Fig. 1b, c).

a, Image électronique rétrodiffusée (BSE) de la section polie de la particule C0014. Les grains de sulfure et d'oxyde de Fe (parties brillantes) sont noyés dans la matrice riche en phyllosilicate (gris foncé). Les particules n'ont que quelques fractures irrégulières. La zone encadrée est illustrée à la Fig. 2a. b, c, images BSE de deux grains d'olivine (Ols) différents dans la particule C0009. Les deux Ols montrent des fractures irrégulières mais ne montrent pas de fractures planes, qui sont formées par des pressions de pointe uniquement au-dessus de ~ 5 GPa.

Données source

Les veines de fusion induites par les chocs et les poches de fusion sont absentes dans toutes les particules. Cependant, la particule C0014 présente des veines rares, fines et droites de moins de 70 µm de longueur et de moins de 5 µm de largeur. Dans l'une de ces veines, un agrégat de particules sphériques de magnétite a une forme de lentille mince et l'agrégat se termine des deux côtés par des phyllosilicates allongés le long des veines (Fig. 2a, b). La veine de phyllosilicate ne contient ni vésicules ni nanoglobules de Fe–Ni–S, connus pour représenter des produits de déshydratation/fusion37. La composition chimique des phyllosilicates est presque la même que celle de la matrice de phyllosilicate à grains fins (Fig. 2c). Dans la même direction que la veine, un autre agrégat de magnétite framboïdal est déformé en simple cisaillement (Fig. 2a,b).

a, image BSE d'une zone de microcisaillement (indiquée par des triangles jaunes pleins). Un agrégat de magnétite framboïdal est allongé le long de la zone de cisaillement. b, image agrandie de la zone encadrée en a. Les flèches indiquent les directions de cisaillement le long de la microfaute dans une et une autre faille décalée d'un agrégat de magnétite framboïdale. Un grain de phyllosilicate allongé le long de la microfaute est indiqué par des triangles jaunes ouverts. c, cartes aux rayons X de Mg, Al, Si, S, Ca et Fe de la zone en a. La portion de silicate le long de la microfaute a une composition chimique similaire à celle de la matrice de silicate environnante. L'absence de vésicules et de globules de Fe–Ni–S dans la zone de faille suggère que la portion n'a pas été fondue par le choc thermique.

Données source

Quatre particules de Ryugu (A0002, A0037, C0009 et C0068) ont été examinées plus en détail à une résolution spatiale plus élevée par TEM. Les sections ultrafines extraites des particules ci-dessus sont principalement constituées de phyllosilicates contenant des sulfures de Fe et des grains d'oxyde de Fe (Fig. 3a et Fig. 1 et 2 supplémentaires). Des agrégats de phyllosilicate à grains grossiers de plusieurs micromètres de taille se produisent avec des textures plumeuses intégrées dans des matrices de phyllosilicate à grains fins. L'image TEM haute résolution et les modèles de diffraction électronique à zone sélectionnée (SAED) ont précisé que les phyllosilicates sont de la serpentine et de la saponite imbriquées, avec des espacements intercouches de 0, 7 et 1, 1 nm, respectivement (Fig. 3b). Des parties des phyllosilicates à matrice fine sont peu cristallines et présentent des anneaux de diffraction avec des espacements d de 0, 45, 0, 25 et 0, 15 nm (Fig. 3c). Les compositions chimiques des phyllosilicates à grains grossiers et fins dans les particules A0037 et C0068 ont un rapport atomique Mg/(Mg + Fe) de 0,84 ± 0,03 (1σ) (Fig. 3d et Tableau supplémentaire 1), tandis que celles des phyllosilicates dans A0002 et C0009 sont plus vers l'élément d'extrémité Fe. L'enrichissement en Fe pourrait être causé par des particules de sulfure de Fe extrêmement fines (<10 nm) incrustées dans les phyllosilicates et/ou par une hétérogénéité Mg–Fe dans les phyllosilicates. Ces valeurs sont cohérentes avec celles des phyllosilicates dans d'autres particules de Ryugu31,33 et la chondrite d'Orgueil CI34.

a, Image TEM à balayage annulaire à fond noir à angle élevé d'une section ultrafine de C0068. CPh, granulat de phyllosilicate à gros grains ; FPh, matrice de phyllosilicates à grains fins ; Pn, pentlandite; Po, pyrrhotite. b, image TEM en fond clair de l'intercroissance serpentine (Srp)–saponite (Sap) dans A0037. Srp et Sap montrent des espacements intercouches de 0,7 et 1,1 nm, respectivement. c, image TEM en fond clair de phyllosilicates peu cristallins dans C0068. Le diagramme SAED montre des anneaux de diffraction de poudre correspondant aux espacements d de 0,45, 0,25 et 0,15 nm à partir de la partie qui est montrée dans l'encart. d, Le diagramme ternaire Mg–(Si + Al)–Fe des phyllosilicates dans les particules A0002, A0037, C0009 et C0068. Les lignes brisées noires montrent les lignes de solution solide pour Srp et Sap. Les plages de composition chimique des phyllosilicates à grains grossiers et fins dans la chondrite d'Orgueil CI34 sont représentées par la zone rouge clair et la zone bleu clair, respectivement. La ligne pointillée grise montre la tendance Mg/(Mg + Fe) des phyllosilicates de A0037 et C0068 avec 0,84. Les compositions très riches en Fe dans les particules A0002 et C0009 sont probablement causées par des grains de sulfure de Fe à l'échelle submicrométrique dans les grains de phyllosilicate, ce qui ne peut être exclu par la résolution spatiale de l'analyse par spectroscopie de rayons X à dispersion d'énergie (EDS) TEM à balayage et/ ou hétérogénéité Mg – Fe dans les phyllosilicates eux-mêmes. Les données avec des teneurs en Si plus élevées que Sap seraient causées par la présence de matériaux amorphes riches en Si à l'échelle nanométrique dans les interstices des couches de phyllosilicate. Nombre d'analyses : N = 44 pour A0002, N = 19 pour A0037, N = 20 pour C0009 et N = 27 pour C0068.

Données source

La pyrrhotite et la magnétite sont les deuxièmes minéraux les plus abondants après les phyllosilicates. La pyrrhotite se présente généralement sous forme de grains euhedral et subhedral jusqu'à 6 µm de taille dans toute la matrice de phyllosilicate à grain fin (Figs. 2 et 3a, c, e supplémentaires). La magnétite se présente principalement sous forme de grains sphériques isolés (<8 µm) ou d'agrégats de grains sphériques (<0,9 µm) correspondant aux «framboïdes» dans les chondrites CI (Figs. 2c et 3c supplémentaires). La pentlandite se présente sous forme de grains plus petits (<0,8 µm) que la magnétite et la pyrrhotite (Figs. 2 et 3e supplémentaires). Des eskolaïtes mineures (Cr2O3 ; taille <0,8 µm) ont également été trouvées dans les particules C0009 et C0068 (Figs. 2c et 3g supplémentaires).

Notamment, un grain de sulfure de Fe unique a été observé dans A0002 (Fig. 4a). Ce grain est euhedral et mesure 1,2 µm avec une composition pure de FeCr2S4 (Fig. 4b), et il est situé dans la matrice de phyllosilicate à grain fin (Fig. 2a supplémentaire). Ce type de sulfure est connu sous le nom de daubréelite et a une structure de spinelle cubique. Cependant, les modèles SAED du grain ne sont indexés qu'avec une phase monoclinique FeCr2S4 connue sous le nom de zolenskyite minérale, qui a été récemment découverte dans une chondrite enstatite38 (Fig. 4c, d et Méthodes).

a, image TEM en fond clair d'un grain de sulfure de Fe (Zor) intégré dans la particule FPh A0002. b, spectre de rayons X du grain dans a montrant la composition pure de FeCr2S4. Les pics de Cu dans le spectre EDS en b proviennent de la grille de cuivre utilisée pour la manipulation/placement de la section FIB. c,d, SAED du grain FeCr2S4 avec la structure monoclinique NiAs (zolenskyite) le long de la zone [1\(\bar 1\)0] (c) et [1\(\bar 3\)0] (d) axes. Les flèches indiquent les directions des vecteurs de réseau réciproques [uvw]*. c* désigne un axe de réseau réciproque.

Données source

Des transitions pétrographiques et minéralogiques progressives sont utilisées pour classer les météorites et les roches des cratères d'impact terrestre2. Les caractéristiques de déformation cassante dans les particules en vrac et leurs minéraux constitutifs sont des critères liés à des degrés de choc relativement faibles dans les météorites chondritiques (stades de choc S1 à S3)2,37. Cette classification propose que les fractures subparallèles dans les météorites en vrac et les fractures planes dans les grains d'olivine sont des indicateurs de pressions maximales supérieures à 15 (réf. 37) et 5 GPa (réf. 2), respectivement. Par conséquent, l'absence de ces types de fractures suggère que la pression maximale des particules de Ryugu était inférieure à 5 GPa.

Dans la présente étude, nous rapportons une nouvelle contrainte sur la pression de pointe à l'aide d'une veine de type microfaille trouvée dans la particule C0014. La veine est dépourvue des microtextures de fusion couramment observées dans les météorites fortement choquées, telles que les vésicules et les nanoglobules de Fe-Ni-S6,37. Ce dernier est la preuve d'un mélange trempé de silicate non miscible et de sulfure métallique fondu. Par conséquent, cette caractéristique de C0014 est probablement une veine lithique à grain fin formée par une déformation cataclastique cassante. L'allongement et le décalage des magnétites framboïdales suggèrent également que la veine est probablement une microfaille produite par le métamorphisme de choc. Cette étude tente d'évaluer les failles induites par les chocs comme un processus analogue aux failles qui provoquent les tremblements de terre sur Terre. Les contraintes appliquées à de telles failles peuvent être exprimées par l'équation suivante basée sur une analyse de la mécanique des failles39 :

où τ, ΔT, C, d, ρ et D sont respectivement la contrainte de cisaillement par frottement, l'augmentation de température, la capacité thermique de la roche en vrac, l'épaisseur de la faille, la densité de la roche en vrac et le déplacement le long de la faille. La contrainte de cisaillement par frottement est convertie en contrainte moyenne Pm ([σ1 + σ3]/2 : σ1 > σ2 ≈ σ3) à l'aide de l'équation suivante40 :

où µ désigne le coefficient de frottement. Ici, ΔT correspond à une augmentation de température localisée uniquement au niveau de la zone de microdéfaut. Nous supposons que le ΔT maximum de ~1 100 K se situe entre la température de surface la plus basse de Ryugu (~300 K)41 et la température de solidus des chondrites carbonées hydratées correspondant à la limite supérieure de température du chauffage par friction sans fusion (~1 400 K)42. Le coefficient de frottement µ a été fixé à 0,1 comme valeur typique du frottement à grande vitesse des roches riches en serpentine et en argile43,44. Les valeurs de C (865 J kg−1 K−1)31 et ρ (1,79 g cm−3)31 sont supposées être celles des particules typiques de Ryugu. D (48,9 µm) et d (5,3 µm) sont des valeurs estimées à partir des dimensions observées d'un agrégat de magnétite framboïde sphérique déformé (les détails sont dans les méthodes). En insérant les paramètres ci-dessus dans les équations (1) et (2), la limite supérieure de la contrainte moyenne, qui est approximée par la pression maximale, est d'environ 2 GPa (Fig. 5 et Méthodes). La particule C0014 pourrait être un éjecta du cratère d'impact artificiel créé par le SCI. On pourrait suggérer que les veines ressemblant à des microfailles ont été produites par une déformation par choc lors de l'opération de cratérisation du SCI. Cependant, la possibilité de microdéfauts causés par l'impact du SCI peut être exclue car seulement <0,003% en volume des éjectas SCI subiraient> 2 GPa de pression sur la base de calculs de physique des chocs (Figs. 8–10 supplémentaires).

Les nombres à côté de chaque courbe représentent l'augmentation de la température (Kelvin) dans la zone de microdéfaut. Le déplacement observé le long de la faille est estimé à 48,9 µm. Bien que la température maximale moyenne soit estimée inférieure à ~ 500 ° C sur la base de la non-déshydratation de Mg – Fe – serpentine45, une température beaucoup plus élevée est attendue dans les zones de cisaillement en raison du chauffage par friction. Étant donné que la limite supérieure de la température maximale est d'environ 1 100 ° C compte tenu de la température de solidus de la chondrite carbonée en vrac, la pression maximale dans la particule de Ryugu est estimée inférieure à environ 2 GPa.

Données source

Les observations à l'échelle submicrométrique fournissent également des preuves concernant la température et la pression maximales subies par les particules de Ryugu. Même à l'échelle TEM, nous n'avons trouvé aucune texture de déshydratation et de fusion des phyllosilicates de Mg – Fe, telles que des vésicules abondantes et la formation de fines particules de sulfure / oxyde de Fe incrustées dans du silicate amorphe riche en Si, qui ont été signalées dans un test expérimental choqué. chondrite hydratée37. Cela suggère que la température de chauffage n'a pas dépassé ~ 500 ° C, ce qui correspond à la température de déshydratation de Mg – Fe – serpentine45 (Fig. 4 supplémentaire). Comme récemment rapporté, les stabilités des matières organiques aliphatiques riches en carbone et de la cubanite (CuFe2S3) trouvées dans les matériaux Ryugu fournissent également des contraintes sur la température supérieure liée à 30 ° C (réf. 27) et 210 ° C (réf. 32), respectivement. L'histoire thermique détaillée induite par le choc des matériaux de Ryugu est incertaine puisque le processus de refroidissement après le chauffage par choc dépend de la taille du corps de l'impacteur/targe. Le carbone aliphatique et la cubanite, qui sont stables à basse température, pourraient être conservés si la durée du chauffage par choc à haute température était très courte (par exemple, de quelques secondes à quelques heures) et fluctuait considérablement. En revanche, les phyllosilicates, en tant que composant le plus abondant, sont sensibles même en quelques microsecondes de chauffage par choc et sont déshydratés à> 580 ° C (réf. 24). Par conséquent, la contrainte de température maximale de Mg–Fe–serpentine est plus fiable. Les précédentes simulations d'impact d'hydrocode de matériaux riches en serpentine ont été optimisées pour étudier les relations de pression de pointe et de température de pointe des chondrites carbonées CM (dominées par les phyllosilicates Mg – Fe) et des chondrites CI46. Lorsque l'impédance de choc des matériaux Ryugu de type CI est adaptée de celle des chondrites CM, la limite supérieure de la pression maximale pour les matériaux Ryugu est d'environ 5 GPa (Fig. 4 supplémentaire).

La découverte d'une phase unique de sulfure de Fe (zolenskyite) dans la particule A0002 contraint fortement le pic de pression. L'équilibre de phase de FeCr2S4 a été étudié expérimentalement47 (Fig. 5 supplémentaire). La Daubréelite est stable à pression ambiante et à température ambiante. À 700 °C, une phase hexagonale désordonnée de type NiAs était stable au-dessus de ~4 GPa, et la pression de transition augmentait avec la diminution de la température. L'étude a également rapporté qu'une phase monoclinique ordonnée de type NiAs (zolenskyite) a été récupérée à 520 °C et 5,5 GPa. Bien que les relations de phase précises des phases hexagonales et monocliniques n'aient pas été clarifiées en détail, la densité plus élevée de la zolenskyite (4,09 g cm−3)38 par rapport à la daubréelite (3,83 g cm−3)48 suggère que la zolenskyite est une haute pression phase de FeCr2S4. En considérant la température maximale d'échauffement par choc de ~500 °C pour l'ensemble des particules de Ryugu, qui a été déduite de la survie des phyllosilicates, la daubréelite se serait transformée en zolenskyite dans A0002 à près de 2 GPa.

Une analyse TEM récente à haute résolution a rapporté que certaines surfaces de particules de Ryugu présentent des caractéristiques d'altération de l'espace causées par l'irradiation du vent solaire et/ou le bombardement de (micro-)météorites49. Parmi eux, la couche mousseuse la plus externe est interprétée comme les produits de fusion de la matrice riche en phyllosilicates par ce dernier processus à la surface de Ryugu. Les effets de choc sont limités aux portions proches de la surface de <1 µm d'épaisseur ; par conséquent, ils ne représentent pas les caractéristiques de choc de la particule entière. Dans la présente étude, nous concluons que la pression maximale moyenne des particules de Ryugu est d'environ 2 GPa, correspondant à une vitesse d'impact d'environ 1 km s-1, sur la base des caractéristiques pétrologiques et minéralogiques liées aux chocs (Figs. 4 et 6 supplémentaires). ); il convient également de noter que la pression de pointe estimée peut comporter une certaine incertitude.

La présence de minéraux hydrothermaux, tels que les phyllosilicates, la dolomie et la magnétite framboïdale, indique que les matériaux de surface de Ryugu ont subi une altération aqueuse importante, comme documenté pour les chondrites hydratées34,50. Cependant, la taille de Ryugu (<1 km) est trop petite pour maintenir la chaleur interne causée par la désintégration de 26Al assez longtemps pour que l'altération aqueuse forme des minéraux hydrothermaux51, indiquant que cet astéroïde doit provenir d'un corps parent précurseur plus grand. La datation 53Mn–53Cr des carbonates dans les particules de Ryugu suggère que les carbonates se sont formés dans les 1,8 millions d'années après la formation d'inclusions riches en Ca–Al29, bien plus tôt que prévu dans les études précédentes30,33. Cela implique que le grand corps précurseur doit être brisé en morceaux de moins de 20 km de diamètre avant ou peu de temps après l'âge de formation du carbonate; sinon, la quantité de 26Al dans le grand corps à ce moment-là (26Al/27Al = ~10−5) produirait suffisamment de chaleur pour provoquer la déshydratation des minéraux hydratés puis leur fusion suite à une altération aqueuse29. Par conséquent, le Ryugu actuel, en tant qu'astéroïde hydraté en tas de décombres52, s'est probablement formé par l'agrégation de fragments d'un événement d'impact important sur le corps précurseur avant le début de tout métamorphisme thermique étendu dans ce corps plus grand. Alternativement, les matériaux de Ryugu sont apparus suite à un impact sur la couche de surface de type CI/CM d'un grand corps précurseur différencié pendant le métamorphisme thermique prograde comme précédemment proposé pour l'astéroïde Ceres53.

Des expériences d'impact récentes et des simulations d'hydrocode54 ont modélisé la collision d'un astéroïde impacteur de 20 km de diamètre et d'un astéroïde cible de 100 km de diamètre, tous deux constitués de matériau hydraté et poreux, simulant ainsi des matériaux de type Ryugu. La libération volatile induite par l'impact pendant la collision était limitée à seulement 2 à 4 % en poids de la masse de l'impacteur, même à une vitesse d'impact typique (6 à 7 km s-1) dans la ceinture d'astéroïdes principale55. En résumant les résultats d'observation théoriques et actuels, la plupart des masses d'astéroïdes entrés en collision seraient simplement perturbées mécaniquement sans déshydratation pour former le corps Ryugu en tas de décombres. Seule une petite masse près du point d'impact sur un corps précurseur de Ryugu peut avoir été largement chauffée au-dessus de la température de déshydratation de la serpentine Mg – Fe et pulvérisée pour comprendre des particules de poussière partiellement / complètement déshydratées et de taille submillimétrique, ainsi que la libération de vapeur, comme prédit précédemment par des expériences de choc23,24.

L'absence totale de textures de déshydratation et de caractéristiques minérales dans les particules de Ryugu observées dans la présente étude démontre que les astéroïdes hydratés ont conservé leur eau sous forme d'hydroxyle dans les phyllosilicates tout au long des événements d'impact qu'ils ont subis. Cette étude suggère également que la production de micrométéorites (<500 µm de taille18) due à la volatilisation induite par le chauffage par choc lors de tels événements de rupture serait limitée au voisinage du point d'impact, et sa quantité totale est beaucoup plus faible que prévu23. Par conséquent, la grande majorité des matériaux hydratés des astéroïdes de type CI arriveraient sur Terre sous forme de météorites (> 500 µm de taille) plutôt que de micrométéorites. Cette découverte semble être en contradiction avec le fait que la plupart des micrométéorites non fondues et partiellement fondues collectées à la surface de la Terre ont des relations génétiques avec des chondrites carbonées hydratées de type CI, CM et Tagish Lake20,21. Une explication possible pour concilier cet écart est la rupture des météorites hydratées due au réchauffement aérodynamique lors de l'entrée dans l'atmosphère terrestre56,57. Cependant, les gaz nobles du vent solaire retenus dans la plupart des micrométéorites58 suggèrent que ces particules ont conservé leur taille d'origine lorsqu'elles sont entrées dans l'atmosphère terrestre.

De récentes observations de télédétection de l'astéroïde hydraté Bennu par le vaisseau spatial OSIRIS REx de la National Aeronautics and Space Administration ont révélé que des particules (d'une échelle centimétrique ou inférieure) étaient éjectées à plusieurs reprises de la surface de l'astéroïde59. Nous émettons l'hypothèse que la fissuration des roches de surface des astéroïdes hydratés due à la fracturation thermique est un mécanisme alternatif pour produire un grand nombre de micrométéorites. Des analyses plus poussées des échantillons renvoyés par Bennu fourniront des informations plus détaillées sur la manière dont les astéroïdes hydratés conservent leur eau et sur la manière dont cette eau peut ensuite être acheminée vers la Terre.

Les particules de surface de Ryugu collectées par le vaisseau spatial Hayabusa2 ont été récupérées de la capsule de rentrée et transportées vers le JAXA Curation Facility, au Japon, sans exposition atmosphérique terrestre25. Après catalogage et analyse préliminaire à l'installation de curation JAXA, huit particules d'une taille allant jusqu'à 4,1 mm ont été attribuées à l'équipe de curation de phase 2 de Kochi pour des investigations approfondies. Un récipient de transport d'échantillons étanche à l'air avec un ensemble de capsules d'échantillons en verre saphir et en acier inoxydable60 a été utilisé pour éviter les contaminants terrestres pendant le transport des échantillons entre les instituts.

Les particules ont été polies dans des conditions sèches pour éviter l'élution de tout matériau de la surface pendant le polissage. La surface polie de chaque échantillon a été examinée à l'aide d'un microscope électronique à balayage (JEOL JSM-7100F) équipé d'un EDS (Oxford Instruments AZtec Energy) pour obtenir un aperçu de la minéralogie et des textures des échantillons à l'aide d'une imagerie haute résolution à l'Institut National de recherche polaire, Japon. Les détails des transferts d'échantillons, du traitement et des observations SEM sont décrits dans Ito et al.27 et Yamaguchi et al.32.

Des sections d'environ 150 à 200 nm d'épaisseur de particules de Ryugu ont été préparées à l'aide d'un instrument à faisceau ionique focalisé (FIB) (Hitachi High-Tech SMI4050) au Kochi Institute for Core Sample Research (Kochi), Japan Agency for Marine-Earth Science et la technologie. Toutes les sections ont été extraites de morceaux de particules d'origine non traités immédiatement après leur retrait des récipients de transport d'échantillons étanches à l'air, qui ont été remplis de gaz N2 purifié. Les pièces ont été montées sur du ruban de carbone et transportées vers la chambre FIB. Après le dépôt des couches de protection en tungstène, les régions d'intérêt (jusqu'à ~25 × 25 µm2) ont été découpées et amincies à l'aide d'un faisceau d'ions Ga+ à une tension d'accélération de 30 kV puis finalisées à 5 kV et un courant de sonde de 40 pA pour minimiser les couches de surface endommagées par les ions. Par la suite, les sections ultrafines ont été montées sur des grilles de Cu agrandies (grille de Kochi60) à l'aide d'un micromanipulateur équipé d'un FIB.

Onze sections FIB avec et sans analyse par microscopie à rayons X à transmission par balayage - spectroscopie de structure fine à absorption de rayons X proche du bord (STXM-NEXAFS) et analyses par spectrométrie de masse à ions secondaires à haute résolution spatiale (NanoSIMS) ont été examinées à l'aide d'un microscope électronique à transmission (JEOL JEM- ARM200F) fonctionnait à une tension d'accélération de 200 kV à Kochi, Agence japonaise pour les sciences et technologies marines et terrestres. Les observations microtexturales ont été effectuées par TEM à champ clair et TEM à balayage annulaire à champ noir à angle élevé. Les phases minérales ont été identifiées à l'aide de SAED et d'imagerie des franges de réseau (TEM haute résolution), et les analyses chimiques ont été effectuées à l'aide d'EDS avec un détecteur à dérive de silicium de 100 mm2 et le logiciel JEOL Analysis Station 4.30. Pour les analyses quantitatives, les intensités des rayons X caractéristiques de chaque élément ont été mesurées en utilisant un temps d'acquisition fixe de 30 s, une zone de balayage du faisceau d'environ 100 × 100 nm2 et un courant de faisceau de 50 pA en mode TEM à balayage. Les rapports (Si + Al)–Mg–Fe des phyllosilicates ont été déterminés à l'aide de facteurs k expérimentaux corrigés en fonction de l'épaisseur obtenus à partir d'un étalon naturel de pyrope-grenat almandin.

Dans la présente estimation de pression de pointe par des calculs de mécanique des failles, la contrainte de cisaillement sur le plan de la microfaute a été calculée par l'équation (1) dans le texte en utilisant les propriétés physiques suivantes pour les particules de Ryugu : 865 J kg−1 K−1 à 298 K pour la capacité calorifique C et 1,79 g cm-3 pour la densité ρ (réf. 31). En ce qui concerne l'augmentation de température ΔT, aucune des caractéristiques de décomposition n'a été reconnue dans les phyllosilicates en association avec la veine de type microfaille observée par MEB. Cela peut suggérer que les phyllosilicates ont connu des températures inférieures à 500 °C45. Cependant, contrairement à la particule entière chauffée à la température moyenne de choc, les parties localement chauffées à proximité du microdéfaut devraient être refroidies plus rapidement par conduction thermique vers les matériaux environnants relativement froids. Si la cinétique de déshydratation des phyllosilicates est lente, il est probable que les phyllosilicates n'aient pas été décomposés même au-dessus de 500 °C lors d'un chauffage transitoire par faille. Par conséquent, la limite de température supérieure du microdéfaut a été fixée à la température de solidus des particules de Ryugu en vrac (~ 1 100 ° C) dans les calculs actuels.

Pour estimer le déplacement D des microfailles, nous avons supposé un modèle de cisaillement simple pour la déformation sphère-ellipsoïde. La déformation de cisaillement γ est exprimée par l'équation suivante :

où r0 est le rayon de l'objet sphérique prédéformé. La déformation de cisaillement γ a été calculée à l'aide de l'équation suivante :

où a et b sont respectivement les axes long et court d'un objet déformé elliptiquement61. Le rayon r0 (9, 5 µm) d'un agrégat de magnétite framboïdale sphérique d'origine a été estimé en mesurant la surface totale de l'agrégat de magnétite framboïdale allongée dans une image électronique rétrodiffusée observée prise à partir de la particule C0014 à l'aide du logiciel ImageJ. Le grand axe a (45,2 µm) et le petit axe b (5,3 µm) de la magnétite framboïdale ont été directement mesurés par l'image électronique rétrodiffusée. A partir de ces paramètres mesurés et des équations (3) et (4), le déplacement D du microdéfaut a été estimé à 48,9 µm. Enfin, la contrainte moyenne Pm a été calculée à l'aide de la contrainte de cisaillement par frottement τ des équations (1) et (2), comme indiqué dans le texte. Bien que l'analyse de la mécanique des failles et les calculs de la physique des chocs ne soient pas simplement comparés, la contrainte moyenne Pm ([σ1 + σ3]/2 : σ1 > σ2 ≈ σ3) dans la première analyse40 déterminée par les équations (1) et (2) est comparable à la pression maximale appelée contrainte moyenne ([σ1 + 2σ3]/3 : σ1 > σ2 ≈ σ3) dans cette dernière analyse62.

Des calculs récents de physique des chocs utilisant le code iSALE ont clarifié l'historique des pressions de pointe et des contraintes déviatoriques dans le métamorphisme de choc pour les particules de granit en tant que matériau cible modèle62. La composante la plus importante de la contrainte déviatorique est maximisée autour du moment de la pression maximale. De plus, la contrainte différentielle devient maximale au moment où la pression chute à plusieurs dizaines de pour cent de la pression maximale. Une microfaute est susceptible d'être la plus déplacée immédiatement après la fin de la phase de compression (c'est-à-dire au début de la phase de décompression) car la contrainte normale à la faille commence à diminuer.

Les diagrammes de diffraction d'électrons monocristallins d'un grain de FeCr2S4 ont été indexés par la cellule unitaire de zolenskyite avec le groupe d'espace C2/m et les paramètres de réseau a = 1,284 nm, b = 0,344 nm, c = 0,594 nm et β = 117° (réf. 38 ).

Toutes les données nécessaires pour évaluer les conclusions sont présentes dans le document et les informations supplémentaires. Ils seront également mis sur le système d'archives et de transmission de données de l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2) après une période de propriété d'un an. Les données sources sont fournies avec ce document.

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Nous remercions tous les scientifiques et ingénieurs du projet Hayabusa2 pour leur dévouement et leurs compétences pour ramener sur Terre ces précieuses particules depuis l'astéroïde Ryugu. Nous remercions également Marine Works Japan pour l'assistance de l'activité curative, l'enquête initiale non destructive et la préparation d'échantillons de particules de Ryugu. Nous remercions les développeurs d'iSALE, notamment G. Collins, K. Wünnemann, B. Ivanov, J. Melosh et D. Elbeshausen. Nous remercions également T. Davison pour le développement de pySALEPlot. La modélisation de la physique des chocs a été en partie réalisée sur un cluster de PC au Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan. Cette recherche a été soutenue en partie par le JSPS KAKENHI (Grants JP20H01965 à NT ; JP18K18795 et JP18H04468 à MI ; JP19H01959 à AY ; JP18H05479 (Innovative Areas MFS Materials Science) à MU ; JP18K03729 à MK ; JP21K03652 à NI ; JP17H06459 à TU ; JP19K03958 à MA ; JP17H06459 à T. Ohigashi ; JP18K03830 à TY ; JP17H06459 et JP19H01951 à S.-iW ; et JP18KK0092, JP19H00726, JP21K18660 et JP21H01140 à KK) et par le National Institute of Polar Research Research Project (Grant KP307 à AY).

Ming-Chang Liu

Adresse actuelle : Lawrence Livermore National Laboratory, Livermore, Californie, États-Unis

Yu Kodama

Adresse actuelle : Toyo Corporation, Tokyo, Japon

Kochi Institute for Core Sample Research, X-star, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology, Nankoku, Japon

Naotaka Tomioka, Motoo Ito et Keishi Okazaki

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Naoki Shiraï

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Naoki Shiraï

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Takuji Ohigashi

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Ming-Chang Liu

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Yu Kodama

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Ikuya Sakurai et Ikuo Okada

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Keishi Okazaki et Masaaki Miyahara

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Kosuke Kurosawa

Division des sciences de la Terre et des planètes, Université de Kyoto, Kyoto, Japon

Takaaki Noguchi, Akira Miyake, Toru Matsumoto et Yohei Igami

Département de géosciences, Université métropolitaine d'Osaka, Osaka, Japon

Yusuke Seto

Institut de technologie de Kanagawa, Atsugi, Japon

Fuyuto Terui

École supérieure d'études environnementales, Université de Nagoya, Nagoya, Japon

Sei-ichiro Watanabe

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NT, MI et AY ont organisé le projet de recherche. NT, MI, AY, MU, NI, NS, T.Ohigashi, MK MC.L., RCG, KU, AN, KY, HY et Y.Kodama ont mené des processus de manipulation, de préparation et de montage d'échantillons de grains de Ryugu. MI, NT, T.Ohigashi, MU, KU, HY, Y.Kodama, KH, IS, IO et Y.Karouji ont développé des porte-échantillons universels pour plusieurs instruments. L'analyse par microscopie électronique à balayage a été effectuée par AY, MK, NI, MI et NT Le traitement des échantillons par faisceau d'ions focalisé a été effectué par Y.Kodama et NT Le travail de microscopie électronique à transmission a été effectué par NT Les calculs de mécanique des défauts ont été effectués par NT et KO, et la pression de pointe causé par le petit impacteur à main a été évalué par KKTN, A. Miyake, MM, YSTM et YI ont fourni des commentaires et une discussion précieux sur la minéralogie des particules de Ryugu et des chondrites carbonées. AN, KY, A.Miyazaki, MN, TY, T.Okada, MA et TU ont dirigé les activités de curation JAXA pour la caractérisation initiale des particules Ryugu attribuées. SN, TS, ST, FT, MY, S.-iW et YT ont administré le projet et ont agi en tant que chercheurs principaux. NT a rédigé l'article, et tous les auteurs ont discuté des résultats et commenté l'article.

Correspondance à Naotaka Tomioka.

Les auteurs ne déclarent aucun intérêt concurrent.

Nature Astronomy remercie Christopher Hamann et les autres examinateurs anonymes pour leur contribution à l'examen par les pairs de ce travail.

Note de l'éditeur Springer Nature reste neutre en ce qui concerne les revendications juridictionnelles dans les cartes publiées et les affiliations institutionnelles.

Texte supplémentaire 1–3, fig. 1–10 et Tableaux 1–4.

Images non traitées par SEM.

Images non traitées par SEM et cartes radiographiques non traitées par SEM-EDS.

Images non traitées par S(TEM) et données analytiques du tracé ternaire par STEM-EDS.

Image non traitée et schémas de diffraction des électrons par TEM et données du spectre des rayons X par TEM-EDS.

Données calculées pour le diagramme de la Fig. 5.

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Réimpressions et autorisations

Tomioka, N., Yamaguchi, A., Ito, M. et al. Une histoire de chocs légers subis par les particules de régolithe sur l'astéroïde hydraté Ryugu. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-01947-5

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Reçu : 12 mai 2022

Accepté : 16 mars 2023

Publié: 20 avril 2023

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

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