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Preuve d'isotopes d'oxygène provenant d'échantillons de Ryugu pour la livraison précoce d'eau sur Terre par des chondrites CI

Sep 08, 2023

Nature Astronomy volume 7, pages 29–38 (2023)Citer cet article

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La livraison d'eau au système solaire interne, y compris la Terre, est toujours un sujet débattu. Un rôle préférentiel des astéroïdes hydratés dans ce processus est étayé par des mesures isotopiques. Les météorites de chondrite carbonée (CC) représentent notre principale source d'informations sur ces astéroïdes riches en volatils. Cependant, la destruction de matériaux plus faibles lors de l'entrée dans l'atmosphère crée un biais dans nos données CC. Le retour de matériaux de surface de l'astéroïde de type C 162173 Ryugu par le vaisseau spatial Hayabusa2 offre une occasion unique d'étudier des matériaux primitifs à haute porosité et à faible densité, non représentés dans les archives de météorites. Nous avons mesuré la composition isotopique de l'oxygène en vrac à partir de quatre particules de Ryugu et montrons qu'elles ressemblent le plus aux rares chondrites CI (type CC Ivuna), mais avec quelques différences que nous attribuons à la contamination terrestre des météorites CI. Nous suggérons que le matériel lié au CI est répandu parmi les astéroïdes carbonés et qu'il s'agit d'une source plus importante d'eau terrestre et d'autres substances volatiles que ne l'indique sa présence limitée dans notre collection de météorites.

Entre juin 2018 et novembre 2019, le vaisseau spatial JAXA Hayabusa2 a effectué des observations spectroscopiques détaillées et des mesures de l'astéroïde de type C 162173 Ryugu. Du matériel provenant de deux endroits différents sur l'astéroïde a été collecté et renvoyé sur Terre le 6 décembre 2020 (réf. 1). Un échantillon a été stocké dans la chambre A de la capsule de retour et l'autre, collecté à proximité d'un cratère en forme d'impacteur, a été stocké dans la chambre C. similaires aux météorites chondrites carbonées métamorphisées thermiquement et/ou par choc" (réfs. 2,3), avec une correspondance potentielle avec les chondrites CY (type Yamato)4. Contrairement à cette interprétation, les études de curation initiales à l'installation JAXA ISAS ont suggéré que les échantillons retournés étaient "les plus similaires aux chondrites CI" (réf. 1). Ces classifications contradictoires ne peuvent être résolues que par des études de caractérisation détaillées des particules de Ryugu. En particulier, l'analyse isotopique de haute précision de l'oxygène est largement reconnue comme la technique la plus puissante pour établir les relations entre les échantillons individuels et les groupes de météorites bien caractérisés. Les résultats présentés ici fournissent une base solide pour évaluer la relation entre les échantillons de Ryugu et l'inventaire de météorites de chondrite carbonée (CC).

Des sous-échantillons de quatre particules de Ryugu distinctes ont été analysés pour leurs compositions isotopiques d'oxygène en vrac par fluoration au laser, en utilisant une technique « à un seul coup »5,6 (Méthodes). Trois des quatre échantillons analysés provenaient de la chambre C (C0014,21 ; C0068,21 ; C0087,2) et un de la chambre A (A0098,2). Les techniques de transport, de chargement et d'analyse des échantillons utilisées dans cette étude ont assuré qu'à aucun moment les particules n'étaient exposées à la contamination atmosphérique (Méthodes).

Les quatre particules à partir desquelles le matériau analysé a été extrait sont principalement constituées de phyllosilicates à grains fins et grossiers, variant entre environ 64 et 88 % en volume (réf. 7) (Figs. 1a, b). Des silicates anhydres (olivine et pyroxène) n'ont été observés dans aucune de ces quatre particules, mais de rares exemples ont été identifiés dans d'autres particules de Ryugu8,9. Les phyllosilicates comprennent une intercroissance serpentine-saponite et ont des compositions en vrac qui chevauchent entièrement celles trouvées dans les CI7. Les minéraux carbonatés, principalement la dolomite, avec un peu de carbonate de Ca et de breunnerite, sont présents en quantités très variables (environ 2 à 21 % en volume)7. La magnétite (environ 3,6 à 6,8 % en volume), sous forme de framboïdes, de plaquettes et d'agrégats sphériques, et les minéraux sulfurés (environ 2,4 à 5,6 % en volume) sont également présents dans la matrice riche en phyllosilicate (Fig. 1a, b)7,9. Les particules de Ryugu ont une porosité moyenne élevée de 41 % et par conséquent une faible densité moyenne de 1 528 ± 242 kg m−3, comparable à celle de la chondrite CI Orgueil ou de la météorite primitive non groupée Tagish Lake9.

a, la magnétite (Mag) se présente à la fois sous forme d'amas de framboïdes et d'agrégats sphériques. Le matériau dominant foncé à grain fin comprend de la serpentine et de la saponite (Serp/Sap). La matrice sombre à grains fins représente la serpentine et la saponite entrecroisées. b, Un grand nombre de cristaux de dolomite à grains relativement grossiers (Dol) sont présents le long du bord droit. Des cristaux de sulfure (Sulf) de tailles de grains variables peuvent également être observés. Barres d'échelle, 25 μm.

Sept analyses individuelles ont été entreprises sur du matériel extrait des quatre particules de Ryugu (Méthodes). La masse de matière analysée variait de 0,18 à 1,83 mg (tableau 1). Pour comparaison avec les particules de Ryugu, les chondrites CI Orgueil, Ivuna et Alais et les chondrites CY4 Y-82162 et B-7904 ont également été analysées dans le cadre de cette étude (Tableau 1). En raison de la large gamme de masses de particules de Ryugu analysées dans cette étude, une moyenne pondérée a été calculée à des fins de comparaison avec les chondrites CY et CI (tableau 1). Sauf indication contraire, dans le texte et les figures, la composition pondérée des Ryugu a été comparée aux moyennes non pondérées des CI et des CY. Les données moyennes pondérées et non pondérées pour tous les échantillons analysés dans cette étude sont présentées dans le tableau 1.

La composition isotopique moyenne en oxygène (pondérée) des sept analyses de Ryugu est illustrée à la figure 2, ainsi que des données pour des groupes CC potentiellement apparentés. Les particules de Ryugu ont une composition isotopique moyenne de l'oxygène qui chevauche celle des chondrites CI, mais est considérablement plus légère par rapport à δ18O que les CY (Fig. 2). Une correspondance possible entre les échantillons de Ryugu et les IC a également été suggérée sur la base des données sur les isotopes de l'oxygène en vrac dans deux autres études récentes9,10.

La figure montre clairement que les particules de Ryugu ont une composition isotopique moyenne de l'oxygène proche de celle des CI (losange bleu), mais distincte des CY (triangles bruns). Les données pour les CI (Alais, Ivuna et Orgueil) et les CY (B-7904, Y-82162) sont présentées dans le tableau 1. Les autres données sont les chondrites CO357 (cercles bleus), CM2 (carrés rouges) et C2 non groupés (carrés noirs)13 ,58,59,60,61, ainsi que des analyses pour le lac Tagish (triangle rouge inversé) et Sutter's Mill (carré rose) (Informations supplémentaires). La ligne rouge est la meilleure ligne d'ajustement à travers les données CM2 (découvertes et chutes) uniquement. CCAM, filière minéraux anhydres CCs13. La valeur n fait référence au nombre d'aliquotes individuelles de matériau qui ont été exécutées indépendamment sur la ligne de fluoration au laser pour chaque échantillon (tableau 1).

Les analyses individuelles de Ryugu montrent une large gamme de valeurs de δ18O, de 11,46 à 19,30‰ (Tableau 1 et Fig. 3). Le plus grand sous-échantillon affecté à l'analyse isotopique de l'oxygène provenait de la particule C0014 et avait une masse initiale totale de 5,5 mg, permettant plusieurs mesures (n = 4) (masse analysée totale jusqu'à présent 3,3 mg) (tableau 1). Les analyses de C0014 ont des valeurs de δ18O qui varient de 13,73 ± 0,08‰ (2 sd) à 19,30 ± 0,07‰ (2 sd). La gamme relativement large des valeurs de δ18O affichées par les particules de Ryugu reflète l'hétérogénéité isotopique intrinsèque à l'échelle d'échantillonnage impliquée. Notez que des études minéralogiques détaillées7,9 montrent un niveau considérable d'hétérogénéité au sein des particules individuelles de Ryugu (Fig. 1a, b). L'analyse des phases minérales individuelles dans les particules de Ryugu par spectrométrie de masse à ions secondaires a révélé une grande variation de δ18O, avec de la magnétite dans la plage de -5,3 à 7,4‰, de la dolomie de 25,4 à 41,6‰ et du carbonate de Ca de 34,2 à 39‰ (réfs. 9, 10,11). En tant que phase dominante dans les particules de Ryugu (64 à 88 vol.%), les phyllosilicates sont susceptibles d'avoir une composition en δ18O relativement proche de la valeur apparente moyenne de 15,88‰ déterminée dans cette étude (tableau 1). Cette valeur se situe dans la plage déterminée pour les séparations de la matrice CI12. Compte tenu de l'hétérogénéité des particules de Ryugu et de la grande variation du δ18O affiché par les différentes phases minérales, la gamme de valeurs mesurées dans cette étude n'est pas inattendue. Lorsque les valeurs des isotopes volumineux de l'oxygène ont été déterminées sur des fractions de taille mg prélevées directement sur des météorites CC, il est courant d'obtenir une plage de valeurs de δ18O similaires ou supérieures à celles obtenues dans cette étude (Méthodes).

Les particules de Ryugu (carrés verts) montrent une grande variation des valeurs de δ18O, ce qui reflète l'hétérogénéité isotopique intrinsèque à l'échelle d'échantillonnage impliquée (voir le texte pour une discussion plus approfondie). Les chondrites CI (losanges colorés) et les chondrites CY (triangles colorés) ont été analysées à des fins de comparaison avec les particules de Ryugu. En termes de valeurs de δ18O, la valeur moyenne pondérée des particules de Ryugu et la valeur moyenne des CI (Alais, Ivuna et Orgueil) sont très proches en composition (tableau 1). En revanche, la valeur moyenne de la chondrite CY Y-82162 est sensiblement déplacée vers des valeurs de δ18O plus élevées par rapport aux particules de Ryugu ou aux CI. La ligne CM2 est l'extension de la ligne de meilleur ajustement à travers les chutes CM2 et les découvertes illustrées à la Fig. 2. Barres d'erreur ±2 sd

Les calculs basés sur les données modales mesurées pour les particules de Ryugu7 et l'analyse isotopique de l'oxygène des phases minérales de Ryugu10 ont donné des valeurs de δ18O en vrac comprises entre 9,7 et 18,9‰ (informations supplémentaires), ce qui est proche de la plage déterminée dans cette étude. La plage globale des valeurs de δ18O mesurées à Orgueil (14,39 à 16,62‰) et Y-82162 (20,77 à 24,47‰) est supérieure à ce qui serait anticipé sur la base de la précision de notre système mesuré (±0,1‰). Ces météorites ont été traitées sous forme de poudres à grains relativement grossiers pour refléter la taille globale des grains du matériau Ryugu et n'ont pas été broyées en poudres très fines comme requis pour une homogénéisation complète. Un broyage intense modifierait probablement leurs compositions primaires, par exemple il existe un potentiel de changements substantiels de la teneur en eau de ces échantillons hydratés.

La particule unique analysée de la chambre A (A0098) a la valeur δ18O la plus basse (11,46 ± 0,12‰ (2 sd)) de tout le matériel Ryugu analysé dans cette étude, et l'une des valeurs Δ17O les plus basses (0,56 ± 0,06‰ (2 sd )). Cependant, c'est aussi l'un des plus petits échantillons analysés ici, et à ce titre l'un des plus sensibles aux effets de l'échantillonnage d'une minéralogie hétérogène. D'autres petits échantillons montrent également certaines des variations les plus importantes, par exemple C0014-3 et C0087 avec des valeurs de Δ17O de 0,54 et 0,75, respectivement (tableau 1). Par conséquent, l'explication la plus probable de la faible valeur de δ18O de A0098 est l'hétérogénéité de l'échantillon, reflétant peut-être une teneur en magnétite modale plus élevée.

Malgré la grande variation des valeurs de δ18O affichées par les particules de Ryugu, elles ont tendance à se regrouper près de nos analyses d'Orgueil et d'Alais sur la figure 3. Ivuna a une composition de δ18O qui se situe dans la plage de Ryugu, mais a une valeur de Δ17O inférieure. Les particules de Ryugu sont isotopiquement distinctes des chondrites CY en ce qui concerne à la fois δ18O et Δ17O (Fig. 3). Les deux CY analysés dans cette étude (Y-82162 et B-7904) ont des valeurs de δ18O également élevées, mais leurs valeurs de Δ17O sont distinctes. Cela suggère que les EJ, telles qu'elles sont actuellement définies4, ne constituent pas un seul groupe homogène. Cette découverte mérite une enquête plus approfondie mais ne modifie pas la principale conclusion de cette étude selon laquelle les particules de Ryugu sont étroitement liées aux chondrites CI. Cette similarité est bien mise en évidence lorsque la composition moyenne pondérée des particules de Ryugu (pondération en masse de gaz O2 libéré lors de la fluoration) est comparée à la valeur moyenne de l'IC (Fig. 3), δ18O étant de 15,88 ± 4,85‰ (2 sd) et de 15,16 ± 4,05‰ (2 sd), respectivement (tableau 1). La valeur moyenne de Δ17O pour les IC (0,53 ± 0,21‰ 2 sd) est inférieure à la valeur moyenne pondérée pour les particules de Ryugu (0,66 ± 0,09‰ (2 sd pondéré)), mais il y a clairement un chevauchement significatif au niveau 2 sd ( figure 3).

Les particules de Ryugu analysées dans d'autres études9,10 se chevauchent ou ont des compositions d'isotopes d'oxygène similaires à celles obtenues ici, à l'exception notable d'une analyse10 qui se situe à la limite du champ CY* de la Fig. 4. Cette valeur n'est pas censée refléter différences analytiques avec l'autre laboratoire impliqué dans cette étude conjointe, mais est plutôt attribuée à une hétérogénéité intrinsèque à petite échelle au sein du régolithe de Ryugu10. Les analyses antérieures des isotopes de l'oxygène des chondrites CY13 apportent un soutien supplémentaire à la possibilité que ces météorites représentent deux groupes distincts (Fig. 4).

Les champs pour les particules de Ryugu (vert), les chondrites CI (bleu) et CY (jaune et mauve) sont basés uniquement sur les analyses obtenues dans cette étude (Fig. 3). Les particules de Ryugu analysées dans d'autres études (carrés gris)9,10 chevauchent ou sont proches de celles obtenues ici, à l'exception d'une analyse qui se situe à la limite du champ CY*10. Sont également présentées des analyses antérieures des chondrites CI et CY13 (losanges et triangles gris). Les chondrites CY semblent représenter deux groupes distincts avec des valeurs de δ18O similaires, mais des compositions de Δ17O distinctes. En conséquence, les champs CY respectifs ont été étiquetés CY et CY*. La ligne CM2 est l'extension de la ligne de meilleur ajustement à travers les chutes CM2 et les découvertes illustrées à la Fig. 2.

Il ressort clairement de nos données sur les isotopes de l'oxygène qu'il existe des arguments beaucoup plus solides en faveur d'une connexion entre les particules de Ryugu et les CI qu'avec les CY (Figs. 2–4). Cette relation potentielle est également étayée par des études minéralogiques et pétrologiques détaillées du matériel Ryugu7,9,10. Les différences entre les particules de Ryugu et les CI qui ont été identifiées jusqu'à présent reflètent probablement l'altération terrestre de ces derniers. Il est bien documenté qu'Orgueil, tombé en 1864, a subi des modifications minéralogiques considérables dues à l'altération terrestre14 et cela se traduirait nécessairement par l'incorporation d'oxygène atmosphérique et rapprocherait ainsi la valeur Δ17O globale de la ligne de fractionnement terrestre (TFL). Cette conclusion est conforme aux preuves minéralogiques selon lesquelles les particules de Ryugu ne contiennent pas de ferrihydrite ou de sulfate7,10, contrairement à Orgueil15. Il existe également des preuves que les phyllosilicates dans au moins certains échantillons de Ryugu peuvent manquer d'eau intercouche dans le composant saponite10. La pyrolyse par étapes d'Orgueil a démontré que l'eau intercalaire présente dans la météorite est d'origine terrestre, comme c'est également le cas pour la chute CC plus récente du lac Tagish16.

Toutes les chondrites CI mesurées dans cette étude ont des compositions moyennes en Δ17O (Alais 0,60 ± 0,01‰ ; Ivuna 0,41 ± 0,01‰ ; Orgueil 0,58 ± 0,08‰) inférieures à la valeur moyenne pondérée de Ryugu (0,66 ± 0,09‰ 2 sd) (Tableau 1) . Nous avons entrepris des calculs à partir de nos analyses d'Orgueil pour examiner la possibilité que la différence de Δ17O entre les particules de Ryugu et les CI soit le résultat d'une contamination terrestre de ces derniers (Informations complémentaires). En utilisant soit la composition modale d'Orgueil15 (méthode 1), soit son analyse chimique complète17 (méthode 2), ces calculs indiquent que la valeur mesurée de Δ17O d'Orgueil (0,58‰) peut être entièrement prise en compte en termes de contamination terrestre du matériau par une composition pré-atmosphérique identique à celle des particules de Ryugu (0,66‰). Il est important de noter que ces calculs ne fournissent pas de confirmation sans équivoque que les différences de Δ17O entre les CI et Ryugu sont uniquement le résultat de la contamination terrestre des chondrites CI et il reste possible que les différences primaires entre ces matériaux puissent également être un facteur. Cependant, la preuve que les grains de Ryugu manquent d'eau intercouche10 et que cette eau dans les CI peut être d'origine terrestre16 est cohérente avec le fait que cette différence de Δ17O est le résultat d'une contamination terrestre.

La plus grande différence de Δ17O entre les particules d'Ivuna et de Ryugu par rapport aux autres IC peut refléter une hétérogénéité à l'échelle locale. Des études ont montré que les IC présentent une hétérogénéité chimique à des échelles d'échantillonnage inférieures à 1 à 2 g (réf. 18, 19). Des échantillons aussi importants de ces météorites importantes sont rarement disponibles et les poudres homogènes sont normalement basées sur des aliquotes de 100 à 200 mg. Cependant, malgré la possibilité d'hétérogénéités à l'échelle locale, les trois météorites CI mesurées ici affichent des valeurs de Δ17O inférieures à la moyenne pondérée pour Ryugu. Cela concorde avec les autres éléments de preuve indiquant qu'ils ont subi un degré substantiel de contamination terrestre. Cela peut avoir des implications importantes pour l'utilisation des données de composition en masse des météorites CI comme proxys pour les valeurs du système solaire20. De plus, en raison de l'ajout d'un important composant d'eau terrestre et de la possibilité réaliste de contamination par des molécules organiques d'origine terrestre, les données sur les isotopes stables à la lumière (C, H, O, N) des météorites CI doivent être soigneusement évaluées, car il est susceptible d'inclure une importante composante non autochtone. En raison de leur absence de contamination terrestre, les données chimiques et isotopiques des échantillons de Ryugu fourniront une nouvelle perspective sur ces valeurs globales du système solaire.

Alors que seulement 5,4 g de matériau ont été collectés par le vaisseau spatial Hayabusa2, la caractérisation spectrale initiale des échantillons retournés a indiqué qu'ils correspondent bien aux données moyennes globales obtenues lors des observations orbitales de Ryugu1. Par conséquent, les particules renvoyées sont probablement représentatives de l'astéroïde dans son ensemble. La correspondance étroite entre les compositions de δ18O des particules de Ryugu et les CI et la probabilité que les deux aient des valeurs de Δ17O préterrestres très similaires fournissent une base solide pour relier l'astéroïde Ryugu aux chondrites CI.

Les chondrites CI sont un groupe rare de météorites, avec seulement neuf exemplaires (novembre 2022) répertoriés dans la base de données du Meteoritical Bulletin21, dont quatre sont probablement membres du groupe CY4. Cela se compare aux 724 entrées (novembre 2022) pour les chondrites CM2 (de type Mighei), le groupe le plus abondant de CC hydratées. Cependant, la rareté apparente des matériaux liés au CI arrivant sur Terre peut simplement refléter leurs caractéristiques de faible résistance22. Alors que les météorites CC ne représentent qu'environ 4 % des chutes de météorites observées (Meteoritical Bulletin Database)21, elles représentent 55 à 60 % de la population de micrométéorites (fragments d'une taille comprise entre 10 µm et 2 mm), ce qui représente la plupart des 40 000 ± 20 000 tonnes métriques de matière extraterrestre accrétée par la Terre chaque année23. Les particules liées au CI ont été provisoirement identifiées dans la fraction de plus grande taille des micrométéorites et peuvent être plus courantes parmi les particules de plus petite taille moins bien étudiées23.

Les chondrites CI ont des âges d'exposition aux rayons cosmiques très courts, qui sont généralement inférieurs à 2 Myr (réf. 24). L'astéroïde Ryugu est probablement le produit de plusieurs événements de perturbation/resurfaçage du corps parent, mais on estime qu'il s'est formé dans sa forme actuelle de « toupie » il y a plus de 8,5 millions d'années25. Cela soulève la possibilité que Ryugu puisse représenter le corps source immédiat pour les CI, y compris les importantes météorites Orgueil, Ivuna et Alais. Ryugu est un astéroïde Apollo traversant la Terre avec un aphélie de 1,419 unités astronomiques (UA) et un périhélie de 0,96 UA (réf. 26). En revanche, les calculs de l'orbite pré-atmosphérique de la météorite d'Orgueil suggèrent un aphélie au-delà de l'orbite de Jupiter27. Les trajectoires pré-atmosphériques déterminées pour les chutes récentes de CC ont toutes des aphélies dans la ceinture principale externe28, ce qui est cohérent avec la proposition selon laquelle les objets proches de la Terre ne sont pas une source majeure de météorites, la plupart des chutes provenant directement de la ceinture principale29. Il semble donc peu probable que les météorites CI connues soient originaires de Ryugu.

Ryugu est classé comme un astéroïde de type Cb, peut-être dérivé des familles d'astéroïdes Eulalia ou Polana30. Bennu, l'astéroïde cible de la mission OSIRIS-REx, est également probablement issu de l'une de ces deux familles d'astéroïdes31. Les chondrites CI ont été appariées spectralement aux astéroïdes de type C, Cb et B32, qui représentent environ la moitié de tous les corps du complexe C dans la ceinture principale30. Ces types sont également bien représentés dans la ceinture principale intérieure et fournissent probablement une fraction notable du matériel extraterrestre livré sur Terre30. La confirmation d'une composition de type CI pour l'astéroïde Ryugu fournit une preuve supplémentaire que ce matériau est répandu dans la ceinture principale. Il est probable que la majeure partie du matériau de type CI livré sur Terre soit trop friable pour résister à l'entrée dans l'atmosphère et n'apparaisse donc pas dans l'enregistrement de la météorite. Ceci est potentiellement important pour la livraison de volatils au système solaire interne, car les chondrites CI sont les plus hydratées de toutes les météorites CC17. Même après soustraction de l'eau intercalaire potentiellement contaminée, les chondrites CI ont des teneurs en eau supérieures à CM2s (réf. 17). Alors que les chondrites CM montrent un lien fort avec les astéroïdes Ch, elles ont également des affinités avec toutes les autres classes du complexe C32. Un mélange de chondrites CI et CM semble une forte possibilité d'hydratation du système solaire interne, les données de Ryugu indiquant un rôle plus important pour les CI que leur rareté en tant que météorites pourrait le suggérer.

Comment la Terre a obtenu son eau reste une question en suspens en sciences planétaires33. Alors qu'une petite fraction peut avoir été héritée de la nébuleuse protosolaire, la modélisation et les études isotopiques suggèrent que cela pourrait n'être que d'environ 1 %, les 99 % restants étant délivrés par les CC pendant la phase principale de l'accrétion de la Terre33,34,35. Les CI, ainsi que les CM, ont des compositions isotopiques H et N proches de celle de la masse terrestre, tandis que les sources cométaires sont isotopiquement très éloignées des valeurs terrestres35. Les IC sont le seul groupe de météorites qui montre une correspondance étroite avec la composition isotopique nucléosynthétique du Fe de la Terre (µ54Fe)36. Sur la base des preuves de Ryugu discutées ci-dessus, la composition Δ17O non contaminée des CI de 0,66 ‰ en fait le groupe CC hydraté avec la composition isotopique en oxygène la plus proche de la Terre. Cependant, il reste une incertitude considérable quant à la quantité d'eau présente sur Terre et il est possible que d'autres groupes de météorites aient contribué à son bilan hydrique. Les chondrites à enstatite ont été proposées comme source potentielle d'eau de la Terre37. Cependant, l'eau indigène dans les chondrites à enstatite est nettement inférieure à celle des CC17. Ainsi, alors que les chondrites à enstatite auraient pu fournir jusqu'à trois masses océaniques (une masse océanique de 1,38 × 1021 kg), ce serait à l'extrémité inférieure des estimations de l'eau terrestre, qui pourraient aller jusqu'à 18 masses océaniques38, avec des preuves expérimentales indiquant des quantités considérables d'hydrogène réparti dans le noyau terrestre39.

Les chondrites CI et les astéroïdes liés au CI tels que Ryugu, sont fortement altérés (Fig. 1), ayant subi un traitement hydrothermique étendu du corps parent, de sorte qu'il ne reste que des traces de leur minéralogie de silicate d'origine7,8,9,15,18,19. Malgré cela, les CI sont chimiquement le groupe CC le plus primitif, avec une composition globale proche de celle de la photosphère solaire pour la plupart des éléments18,19,20. Bien que des hétérogénéités à l'échelle locale soient présentes dans les IC18,19, leur composition chimique globale est essentiellement non fractionnée, ce qui suggère que l'altération aqueuse s'est produite de manière isochimique, potentiellement dans des conditions de fluide statique40. En revanche, les études de modélisation indiquent une importante migration des fluides et donc un comportement en système ouvert41. Des mesures récentes effectuées sur un fluide piégé dans un cristal de pyrrhotite de Ryugu indiquent qu'il contient des halogènes, de l'azote, du soufre, du CO2 et des composés organiques dissous42. Comme dans les systèmes terrestres43, une concentration élevée de soluté peut avoir joué un rôle important dans le contrôle de l'écoulement du fluide en réduisant le contraste de densité avec le matériau de silicate enveloppant. De plus, le corps parent primordial de Ryugu était peut-être petit, potentiellement pas plus d'environ 20 km de diamètre11. Les modèles d'altération CC sont généralement basés sur des corps beaucoup plus grands, par exemple de 50 km de rayon44. L'altération sur un petit astéroïde dans lequel le fluide était stagnant peut résoudre les contradictions entre les études qui favorisent l'altération isochimique18,19,39 et le comportement en système ouvert prédit par les simulations numériques40.

Il a été proposé que Ryugu puisse être d'origine cométaire9,45, comme cela a également été suggéré pour Orgueil27. La mesure directe de l'atmosphère gazeuse de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko par la sonde Rosetta a donné une valeur de δ18O proche de 120‰ (réf. 46). Bien que cette mesure soit sujette à de très grandes erreurs, elle suggère que la glace cométaire est très appauvrie en 16O. Les matériaux matriciels, appelés symplectites cosmiques, de la chondrite primitive non groupée Acfer 094 ont des valeurs de δ18O légèrement supérieures aux mesures de la comète 67P et sont considérés comme représentatifs de la composition de la glace primordiale47,48 (Fig. 5). En revanche, les fluides finaux sur le ou les corps parents CI / Ryugu auraient évolué vers des valeurs plus riches en 16O, en raison d'un échange prolongé avec des solides riches en 16O8,9. Il y a peu de preuves que des niveaux aussi étendus d'altération aqueuse aient eu lieu dans les noyaux cométaires, avec des particules de la comète 81P/Wild 2 échantillonnées pendant la mission Stardust dominées par un assemblage à haute température riche en 16O49. La preuve de Ryugu et des CI est que leurs sources parentales étaient des astéroïdes de formation précoce7,9,11 qui ont subi une altération aqueuse importante, en réponse à la désintégration de radionucléides à courte durée de vie, tels que 26Al (t1/2 = 0,73 Myr)43.

La composition du soleil et du vent solaire (SW)62, solides réfractaires63 est tracée en bas à gauche des lignes de pente 1 CCAM/Y&R. Les matériaux matriciels d'Acfer 094, connus sous le nom de symplectites cosmiques47,48 et certaines particules de poussière interplanétaires (IDP)64 tracent à des valeurs de δ18O plus élevées le long des lignes de pente 1. À l'échelle de ce diagramme, analyses de Ryugu, de la Terre et de la composition de l'eau déduite de la parcelle de chondrite ordinaire de Semarkona65 près de l'intersection des lignes TFL et pente 1. On pense que les analyses d'Acfer 094 symplectites cosmiques47,48 sont représentatives de la composition isotopique de l'oxygène de la glace d'eau primordiale. La composition des particules de Ryugu peut être expliquée en termes d'échange de système fermé relativement étendu entre des fluides pauvres en 16O interprétés comme ayant une composition similaire aux matériaux de matrice d'Acfer 094 (réfs. 47,48) et des solides riches en 16O tels que ceux couramment trouvé dans les météorites CC. Cette preuve semble être en contradiction avec la proposition selon laquelle l'astéroïde Ryugu est d'origine cométaire44 (voir le texte principal pour une discussion plus approfondie). Les lignes de mélange sont CCAM13 et Y&R66, qui est la ligne Young et Russell.

Orgueil contient 10,8 % en poids d'eau structurellement liée17 qui, sur la base des résultats de la pyrolyse par étapes16, est susceptible d'être d'origine extraterrestre. Comme indiqué précédemment, l'ampleur de l'inventaire de l'eau de la Terre est mal limitée33,37. Prendre une estimation médiane de dix masses océaniques33 nécessite une contribution de CI de 2,1 % à la masse de la Terre, ce qui équivaut à 54 fois la masse de la ceinture d'astéroïdes. Il y a un débat sur le moment où un tel matériel a été ajouté à Earth50. Des études de modélisation suggèrent que de l'eau aurait pu être ajoutée à la Terre tout au long de sa formation, avec des corps plus petits impliqués dans les premiers stades et quelques corps plus grands et tardifs, délivrant la majeure partie de l'eau au cours des dernières étapes de la formation terrestre50. Les preuves isotopiques O, Ru et Mo suggèrent que le matériau CC n'a pas été ajouté plus tard que l'impact géant formant la Lune51,52,. Sur la base des preuves isotopiques de Mo, il a été proposé qu'une grande partie de l'eau de la Terre ait été délivrée pendant l'événement de formation de la Lune par un impacteur de composition CC53.

L'apport d'eau au système solaire interne, y compris la Terre, semble avoir eu lieu en trois étapes, qui se chevauchent probablement : (1) début de l'ingassage nébulaire32,38, (2) apport par de petits corps astéroïdes, peut-être en réponse à la migration des planètes géantes50 et enfin, (3) les effets des protoplanètes géantes, éventuellement de composition CC, lors des phases finales de l'accrétion de la Terre50,52. C'est au cours de l'étape 2 que les corps liés au CI, qui étaient petits et probablement originaires du système solaire externe7,54, auraient apporté leur contribution la plus importante à l'hydratation du système solaire interne, y compris la Terre.

L'analyse isotopique de l'oxygène a été entreprise à l'Open University (Milton Keynes, Royaume-Uni) à l'aide d'un système de fluoration assisté par laser infrarouge6. Quatre échantillons distincts de Ryugu ont été transportés à l'Open University dans deux FFTC scellés et remplis d'azote (conteneurs de transport d'installation à installation). L'un des deux FFTC contenait des grains de la collection de toucher des roues Hayabusa2 initiale (particule A0098,2, cinq grains), l'autre FFTC contenait trois ensembles de particules de la deuxième collection post-impacteur : C0014,2 une particule 5,5 mg ; C0068,2 une particule 0,5 mg et C0087,2 environ dix grains, 0,8 mg. Les deux supports ont été stockés à l'Open University dans une armoire dédiée avec une atmosphère d'azote purgée en continu.

Le chargement des échantillons a été effectué dans une « boîte à gants » d'azote avec des niveaux d'oxygène surveillés inférieurs à 0,1 %. Un nouveau porte-échantillon Ni a été fabriqué pour le travail d'analyse de Ryugu qui consistait en seulement deux puits d'échantillon, l'un pour les particules de Ryugu et l'autre pour l'étalon d'obsidienne interne. Au cours de l'analyse, le puits d'échantillon contenant le matériau Ryugu a été recouvert d'une fenêtre BaF2 interne de 1 mm d'épaisseur et de 3 mm de diamètre pour retenir l'échantillon pendant la réaction au laser. Le flux de BrF5 vers l'échantillon a été maintenu par des canaux de mélange de gaz gravés dans le porte-échantillon de Ni. La configuration de la chambre d'échantillon a également été modifiée afin qu'elle puisse être retirée de la ligne de fluoration sous vide, puis ouverte dans la boîte à gants remplie d'azote. La chambre en deux parties a été rendue étanche au vide à l'aide d'un joint de compression avec un joint en cuivre et une pince KFX à dégagement rapide6. Une fenêtre BaF2 de 3 mm d'épaisseur au sommet de la chambre a permis la visualisation simultanée et le chauffage au laser des échantillons. Après le chargement de l'échantillon, la chambre a été refermée dans la boîte à gants remplie d'azote, puis rattachée à la ligne de fluoration. Avant l'analyse, la chambre d'échantillon a été chauffée pendant une nuit sous vide à une température d'environ 95°C pour éliminer toute humidité adsorbée. Après un chauffage pendant la nuit, la chambre a été laissée refroidir à température ambiante, puis la section flexible qui avait été amenée à l'atmosphère pendant le processus de transfert d'échantillon a été purgée à l'aide de trois aliquotes de BrF5 pour éliminer toute humidité. La composition isotopique de l'oxygène de ces blancs « flexi » a été analysée à l'aide de l'installation de micro-volume MAT 253. Ces procédures garantissaient que les échantillons de Ryugu n'étaient jamais ouverts à l'atmosphère ou contaminés par l'humidité provenant des parties de la ligne de fluoration qui avaient été amenées à l'atmosphère pendant la procédure de chargement de l'échantillon.

Tous les échantillons de Ryugu ont été exécutés en mode monocoup modifié5. Cette procédure impliquait un seul blanc de chambre de 5 min pour réduire et éliminer toute humidité résiduelle adsorbée sur les parois de la chambre d'échantillon. La composition isotopique de l'oxygène de ce blanc a été analysée à l'aide de l'installation micro-volume MAT 253. Suite à cette analyse à blanc, l'échantillon lui-même a été analysé. Le chauffage de l'échantillon en présence de BrF5 a été réalisé à l'aide d'un laser CO2 infrarouge Photon Machines Inc. 50 W (10,6 μm) monté sur une platine XYZ. La progression de la réaction a été surveillée au moyen d'un système vidéo intégré. Après fluoration, l'O2 libéré a été purifié en le faisant passer à travers deux pièges à azote cryogéniques et sur un lit de KBr chauffé pour éliminer tout excès de fluor. La composition isotopique de l'oxygène gazeux purifié a été analysée à l'aide d'un spectromètre de masse à double entrée Thermo Fisher MAT 253 avec un pouvoir de résolution de masse d'environ 200.

Pour cinq des sept échantillons de Ryugu, la quantité de gaz O2 libéré pendant la réaction était bien inférieure à 140 µg, la limite approximative pour l'utilisation de l'installation à soufflet sur le spectromètre de masse MAT 253. Dans ces cas, l'analyse a été entreprise en utilisant le micro-volume. À des fins de surveillance, un blanc post-réaction a ensuite été exécuté et sa composition en isotopes de l'oxygène a également été déterminée. Enfin, l'étalon interne d'obsidienne a été fluoré et analysé. Le gaz libéré au cours de la procédure à blanc de « pré-réaction » de 5 minutes avait invariablement une composition proche du TFL indiquant qu'il était principalement composé d'humidité atmosphérique résiduelle adsorbée.

L'ion fragment NF+ de NF3+ peut provoquer des interférences avec le faisceau de masse 33 (16O17O). Pour éliminer ce problème potentiel, tous les échantillons ont été traités à l'aide d'une procédure de séparation cryogénique. Cela a été fait soit dans le sens direct avant l'analyse sur le MAT 253, soit en tant que deuxième analyse avec le gaz déjà analysé ramené sur un tamis moléculaire dédié, puis réexécuté après la séparation cryogénique. La séparation cryogénique consistait à amener le gaz sur le tamis moléculaire à la température de l'azote liquide, puis à le relâcher sur le tamis moléculaire principal en élevant la température de -130 ° C. Des tests approfondis ont montré que NF+ est retenu sur le premier tamis moléculaire et que peu ou pas de fractionnement résulte de l'utilisation de cette technique.

La précision globale du système en mode soufflet, telle que définie par des analyses répétées de notre étalon interne d'obsidienne (n = 38), est : ±0,05‰ pour δ17O ; ±0,10‰ pour δ18O ; ±0,02‰ pour Δ17O (2 sd)55. La précision globale du système en mode micro-volume est légèrement inférieure à celle du mode soufflet en raison de la quantité réduite de gaz mesuré (<140 µg). Les analyses isotopiques de l'oxygène sont rapportées en notation standard δ, où δ18O a été calculé comme suit :

et de même pour δ17O en utilisant le rapport 17O/16O. VSMOW est la norme internationale, Vienna Standard Mean Ocean Water, Δ17O, qui représente l'écart par rapport à la TFL et a été calculée comme suit : Δ17O = δ17O − 0,52δ18O.

La boîte à gants utilisée pour le chargement des échantillons était un modèle Plas-Labs à flux continu d'azote. Cela a permis d'obtenir de faibles niveaux d'humidité et d'oxygène (<0,1 % en poids d'O2). La pesée des échantillons lors du chargement s'est avérée problématique en raison des fluctuations de pression compromettant l'équilibre. Une procédure de normalisation a donc été adoptée en utilisant la valeur de 0,5 mg pour la particule C0068 obtenue lors de la préparation initiale de l'échantillon au synchrotron SPring-8 avant son expédition au Royaume-Uni. C0068 a été mesuré dans son intégralité en tant que mesure unique et a donné un rendement de 17 % (tableau 1). Une valeur de 17% est raisonnable au vu des 12,1% moyens atteints sur les CY mesurés (Y-82162,82) et 25,2% mesurés sur les IC (Orgueil) (Tableau 1).

Les données de correction vierges pour tous les échantillons analysés dans cette étude sont données dans les informations supplémentaires. La taille relativement petite des échantillons de Ryugu disponibles pour l'analyse des isotopes de l'oxygène signifiait qu'il était nécessaire d'appliquer une correction à blanc à tous les échantillons analysés dans cette étude56 :

où nT = quantité totale mesurée et est égal à ns + nb

nb = quantité de blanc

ns = quantité d'échantillon

δT = montant total delta

δb = delta blanc

δs = échantillon delta

Les valeurs de nb et δb ont été déterminées en chargeant un plateau Ryugu avec seulement un étalon d'obsidienne présent. Les flans « flexi » ont été réalisés normalement. Un blanc de chambre d'échantillon de 5 minutes a ensuite été analysé et les 4 µg d'O2 dégagés au cours de cette procédure ont été analysés sur le microvolume MAT 253. Les résultats obtenus sont : δ17O = −5,15‰ ; δ18O = −9,95‰ et Δ17O = 0,02‰. Comme la durée d'exécution de ce blanc était supérieure à notre temps de laser habituel d'environ 2 min, la correction du blanc appliquée a été réduite à 2,4 µg d'O2. Les détails de la correction à blanc appliquée à chaque analyse sont donnés dans les informations supplémentaires.

Dans la plupart des cas, lors de la détermination de la composition isotopique de l'oxygène en vrac d'une météorite, une puce relativement grande de généralement entre 100 et 200 mg de l'échantillon est broyée et homogénéisée. Des aliquotes d'environ 2 mg sont alors prélevées sur cette poudre homogénéisée et analysées par fluoration laser. L'objectif est de déterminer une composition globale représentative de la météorite. Cependant, pour certaines études, des fractions beaucoup plus petites de la taille de mg ont été retirées des météorites primitives et analysées par fluoration au laser. La plage de δ18O obtenue à partir de ces petits sous-échantillons correspond souvent ou dépasse la plage observée dans cette étude. Ainsi, dans le cas de NWA 7891, les mesures de δ18O variaient de : -15,42 à -2,39‰ ; NWA 8781 : −6,09 à 1,22 ‰ ; NWA 11961 : -2,48 à 6,43 ‰ ; Telakoast 001 −3,15 à 2,15‰ et Tarda : 15,94 à 21,97‰ (Informations complémentaires). Conformément aux résultats de la présente enquête, les résultats de ces études de météorites indiquent que lorsqu'un échantillon présente un niveau substantiel d'hétérogénéité isotopique inhérente entre les phases minérales, des échantillons de taille mg, sans homogénéisation préalable d'une plus grande fraction de matériau, montreront un degré élevé d'hétérogénéité δ18O.

Comme discuté dans le texte principal, les particules de Ryugu analysées dans cette étude montrent une gamme significative de valeurs de δ18O (11,46 à 19,30‰). Les calculs montrent que cette variation s'explique pleinement par la répartition hétérogène des principales phases oxygénées, phyllosilicate, magnétite et dolomite (Informations complémentaires).

Comme discuté dans le texte principal, la petite différence entre les compositions en Δ17O des particules de Ryugu et des chondrites CI est très probablement liée à la contamination terrestre des météorites CI. Deux approches distinctes ont été utilisées pour modéliser la contamination du CIsl (Information Supplémentaire). Les deux ensembles de calculs donnent des résultats essentiellement identiques.

Toutes les données pertinentes pour cette publication sont disponibles dans le tableau 1 et dans les informations supplémentaires. Toutes les images et données utilisées dans cette étude sont disponibles au système d'archives et de transmission de données JAXA (DARTS). Les données des échantillons Hayabusa2 et d'autres données de la mission sont disponibles dans les archives DARTS sur https://www.darts.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa2 et https://www.darts.isas.jaxa.jp/planet /project/hayabusa2/, respectivement.

Yada, T. et al. Analyse préliminaire des échantillons Hayabusa2 renvoyés par l'astéroïde de type C Ryugu. Nat Astron. 6, 214–220 (2021).