どこかに保存してあるケイ酸塩複合プレソーラー粒子 (F2-8)を透過型電子顕微鏡 (TEM)で観察したら原始星周辺の高温から小惑星内部で液体の水に浸かっていたことまでわかるということらしい。以下、機械翻訳。
前駆体からの異常な複合プレソーラー粒子の歴史をたどる 星から小惑星への親体ホスト
概要
非平衡普通コンドライト セマルコナからの異常な酸化物ケイ酸塩複合プレソーラー粒子 (F2-8) の透過型電子顕微鏡 (TEM) 研究を実施しました。
(LL3.00)。 プレソーラーの複合粒子は比較的大きく (>1 µm)、アメーバ状の形状をしています。
Mg が豊富なカンラン石 (フォルステライト)、Mg-Al スピネル、Ca が豊富な輝石が含まれています。 形と位相
群集は、アメーバ-カンラン石凝集体 (AOA) を連想させ、成長に追加します
プレソーラー耐火性包有物様 (CAI および AOA) 粒子の TEM 観察の数。
主なコンポーネントに加えて、F2-8 には複数のサブグレインも含まれています。
かんらん石内のアラバンダイト-オルダマイト複合粒子といくつかの磁鉄鉱亜粒子
Mg-Al スピネル。 かんらん石、Mg-Al スピネル、およびアラバンダイト-オルダマイトは、
平衡凝縮、一方、非平衡によって形成された Ca に富む輝石
すべてM型AGBスターエンベロープに凝縮。 一方、マグネタイトサブグレインは
セマルコナ小惑星母体の水質変化の結果である可能性が高い。 追加
二次加工の証拠には、Mg-Al スピネルとかんらん石の Fe 濃縮が含まれます。
かんらん石の Al 含有量の増加、かんらん石のビーム感度と変調構造。
化合物プレソーラー粒子、特に F2-8 などの酸化物ケイ酸塩 AOA 様粒子、
幅広い温度範囲で結露状態を記録します。 さらに、
複合粒子内のいくつかの異なるプレソーラーフェーズは、相対速度に関する情報を伝えることができます
および星間を含むさまざまな環境における凝縮後の処理の影響
中間、太陽星雲、およびホスト小惑星の親天体。 たとえば、カンラン石とスピネル
F2-8 は液体の浸透の証拠を示していますが、各成分は異なる方法で反応し、
異なる程度。 F2-8 の TEM 観察は、粒子の寿命全体にわたる洞察を提供します
M 型 AGB スター エンベロープでの凝縮による形成から、
星間物質、およびセマルコナの小惑星親に滞在中の水の変質体。
1.はじめに
プレソーラー粒子は太陽系の最初の構成要素の一部であり、
太陽系星雲の形成は、最大で数十億年に及ぶ (Heck et al., 2020)。 彼らは識別されます
で形成された物質と比較して、それらの非常に異常な同位体組成によって
太陽系。 プレソーラー粒子は、カーバイド、グラファイト、ダイヤモンド、
酸化物、およびケイ酸塩 (Lodders and Amari、2005; Zinner、2014; Nittler and Ciesla、2016)。 彼らの
サイズは nm から µm スケールの範囲です。 プレソーラー酸化物とシリケート相だけで、
現在の研究に最も関連する、以前に同定された酸化物には、コランダム (Al2O3)、Mg Al スピネル (MgAl2O4)、およびあまり一般的ではない二酸化チタン (TiO2)、クロマイト ((Mg,Fe)Cr2O4) が含まれます。
マグネタイト (Fe₂⁺Fe₂⁺O₄)、およびヒボナイト (CaAl₁₂O₁₉)、および以前に観察されたケイ酸塩には、
かんらん石 ((Mg,Fe)2SiO4)、輝石 (Ca0-1(Mg,Fe)1-2Si2O6)、非化学量論的物質など
一般にシリカ (SiO2) およびペロブスカイト構造の MgSiO3 (Lodders and Amari、2005; Zinner、
2014; フロスとハネクール、2016年。 Nittler および Ciesla、2016 年）。 からなる複合プレソーラー粒子
複数の鉱物相も確認されており、そのうちのいくつかは耐火相を含み、
太陽系で最も初期に形成された固体のいくつかを思い起こさせます。カルシウムとアルミニウムが豊富です。
包有物 (CAI) およびアメーバ状カンラン石集合体 (AOAs) (Vollmer et al., 2009b; Nguyen et al.,
2010; フロスとスタダーマン、2012年。 Vollmer ら、2013 年。 グエンら、2014; ライトナーら、2018年。
Nittler et al., 2018)。 変更されていない AOA は、ほとんどがフォルステライトと CAI で構成されています。
それ自体は、スピネル、輝石、アノーサイトで構成されています (e.g., Krot et al. 2019)。
プレソーラー粒子は、同位体組成に基づいてグループに分類されます。
彼らの形成への洞察。 酸化物とケイ酸塩の場合、主なグループ (1 ～ 4) は O に基づいています。
同位体 (Nittler et al., 1997)。 プレソーラー粒子の同位体組成は、
私たちの太陽系の既知のメカニズムによる形成ですが、代わりに、
異なる星周環境の核合成産物の凝縮。
酸化物とケイ酸塩のプレソーラー粒子の大部分は、起源と一致する同位体組成を持っています。
進化した低質量星 (<8 Mʘ) の漸近巨星分枝 (AGB) 段階での流出。
AGB 星の周囲で塵が形成されるのは、星の大気が冷えて固体が凝縮したときです。
内部からかき上げられた原子、イオン、分子から、塵が運ばれます。
星間物質は、脈動する星のコアからのガス状の流出物と結合しています。
前太陽系の星間スターダスト粒子の少量は、のマトリックスに保存されています
原始隕石 (ppb から数 100 ppm、マトリックス正規化; Lodders and Amari, 2005; Zinner,
2014; Nittler および Ciesla、2016 年）。 普通コンドライトは、原始隕石のグループの 1 つで、
完全な融解を免れたため、プレソーラー粒子 (例えば、アレクサンダーら、1990; スコットとクロット、2014)。
LL3.0普通コンドライトセマルコナは特に原始的で、流体との相互作用による影響のみを示します (例: Hutchison et al., 1987;
アレクサンダーら、1989年。 Krot ら、1997 年。 グロスマンとブレアリー、2005)。 さらに、アモルファス
比較的原始的なマトリックス材料のケイ酸塩に富む領域。
改変が確認されています (Dobrica and Brearley, 2020)。 一般的には親体処理
プレソーラー粒子を破壊するか、異常な同位体を希釈することにより、プレソーラー粒子の存在量を減少させます
組成物であり、プレソーラーケイ酸塩および酸化物の Fe 含有量を増加させることができます (フロスおよび
ハネクール、2016）。 これらのNanoSIMS（ナノスケール二次イオン質量分析）検索
領域は、最小限の二次処理と一致する、豊富なプレソーラー粒子を特定しました
(バロッシュ他、2022年)。 コンパニオン ペーパーでは、透過電子について報告し、議論しました。
内部で研究されたいくつかのプレソーラーSiC、酸化物、およびケイ酸塩粒子の顕微鏡（TEM）データ
Semarkona (Singerling et al., 2022)。
ここでは、セマルコナのプレソーラー複合粒子 (F2-8) に注目します。 穀物は
異常に大きく (> 1 μm)、AOA を連想させる形態と相の集合体を持っています。 私達
TEMを使用して、粒子の構造および化学組成特性を調査しました
穀物の形成の原因となったプロセスと条件を特定するために
その祖先の AGB スターの大気中、およびそれがさらされた二次処理
星間物質 (ISM)、太陽系星雲、および/またはその小惑星母体に。
複合プレソーラー粒子、特に酸化物ケイ酸塩 AOA 様粒子は凝縮を記録する
広い温度範囲にわたる条件。 さらに、いくつかの異なる存在
複合粒子内のプレソーラー相は、その相対速度と影響に関する情報を伝えることができます
星間物質、太陽からのさまざまな環境での凝縮後処理
星雲、およびホスト小惑星の親体。
図 1. 粒子 F2-8 の選択された NanoSIMS 元素および同位体マップ: (a) コンポジット RGB
画像 (赤 = 24Mg、緑 = 27Al、青 = 28Si)、(b) δ17Ｏ、(c) δ26Mg、および (d) δ29Si 同位体比
マップ。 NanoSIMS の空間分解能は、比較した Ｏ 同位体マップの方が高いことに注意してください。
他のマップに、粒子は自動化されたO 画像の端で識別されましたが、その後の測定のために中央に再配置されました。 点線の円はスピネルの位置を示します
成分。 デルタ値の定義については、表 1 を参照してください。
図 2. プレソーラー複合粒子の SE および STEM HAADF 画像と組成データ
F2-8 および非晶質シリケート マトリックス材料。 (a–b) SE 画像は、
研磨された薄片の表面。破線の輪郭は粒子の範囲を示します。
NanoSIMS同位体マッピングに基づいています。 SE画像は、（a）前と（b）後に収集されました
NanoSIMS 同位体マッピング。したがって、(b) ではよりくぼんだ外観になっています。 (b) も示しています。
C および Pt 基準マーカーの位置と、FIB セクションの向き。 の
(c) の HAADF 画像は、隣接する隕石マトリックス物質とともに粒子全体を示しています
FIB セクションで表示されます。 高倍率の HAADF 画像 (d) は、テクスチャを示しています。
プレソーラー物質と密接に関連する非晶質ケイ酸塩の特徴。 破線
白い線は、a-sil-A と a-sil-B を分割する骨折を示します。 a-sil-Aが行うという事実
同位体異常がないということは、これらの物質が太陽であることを意味します。 しかし、彼らは持っているようです
a-sil-B などのマトリックスの他の領域よりも母体の酸化が少ないため、
Fe炭化物の周りに磁鉄鉱の縁がないことによって証明されます。 (d) のオレンジ色の矢印
下にリムが存在し、上にリムがないことを示す鉄炭化物粒子を指します。
白い破線。 (e) は、2 種類の非晶質を比較した組成データを示しています。
FIBセクションのケイ酸塩からセマルコナの他の場所の非晶質ケイ酸塩まで、
ドブリカとブレアリー (2020)。 Ol – かんらん石、sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、a-sil-A または -B –非晶質ケイ酸塩。
図 3. プレソーラー粒子 F2-8 かんらん石の TEM 画像、回折データ、EDS 複合 X 線
マップ、EELS スペクトル。 (a) の STEM HAADF 画像は、全体的な粒子と 4 つの
かんらん石の結晶ドメイン (L、R、mid、および lo)。 HRTEM 画像 (b) は境界を示しています
LドメインとRドメインの間、および変調の存在。 逆 FFT (c) と FFT
から得られた回折パターンは、変調をよりよく示しています。 余分な回折
中央のスポットの横にあるスポット (矢印で示されている例) は、衛星の反射と
変調に由来します。 逆 FFT は、2 つを除くすべてをマスクすることによって得られました。
中央の送信スポット周辺の衛星反射。 高倍率 HAADF 画像
(d) アラバンダイト オルダマイト (MnS-CaS) サブグレインと細孔を示しています。
ビームダメージの結果。 Ca、Fe、および Mn の EDS 複合 X 線マップ (e) は、
アラバンダイト - オルダマイトのサブグレインに加えて、中央ドメインの鉄を含むカンラン石。 (f) EELS
スペクトルは、さまざまなカンラン石ドメインの O K エッジに関するデータを示しています。 縦の破線
エッジ自体ではなくピークに対応し、後者はエッジの開始として定義されます
特徴。 L – 左のカンラン石ドメイン、R – 右のドメイン、mid – 中間のドメイン、lo – 下のドメイン、
sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、alb – アラバンダイト、old – オルダマイト。
図 4. プレソーラー粒子 F2-8 スピネル STEM HAADF 画像、EDS 複合 X 線マップ、および
EELSスペクトル。 (a) の HAADF 画像は、全体的な粒子を示しています。
(c) の拡大 HAADF 画像は、マグネタイト亜結晶粒 (1 ～ 3) の存在を示しています。
スピネルの変更された領域。 (b) EELS スペクトルは、磁鉄鉱サブグレインに関するデータを提示します。
OK エッジ。533 eV のピークを持つエッジ前の特徴を示しています。 縦の破線
エッジ自体ではなくピークに対応し、後者は開始として定義されます
機能の。 Si、Fe、および Mg の EDS 複合 X 線マップ (d) は、Fe が豊富で多孔質であることを示しています。
多くの場合、結晶粒界と相関しているスピネルの領域。 Ol – かんらん石、sp – スピネル、Ca-px
– Ca に富む輝石、Fe に富む – Fe に富む材料。
図 5. プレソーラー粒子 F2-8 輝石 STEM HAADF と高分解能 TEM 画像
EDS複合X線マップとして。 (a) の HAADF 画像は、全体的な粒子と 2 つの
輝石のドメイン。 HRTEM 画像 (b) は、
非晶質領域が結晶性領域に隣接している輝石。 より高い
拡大 HAADF 画像 (c) は、Fe が埋め込まれた非晶質ケイ酸塩材料を示しています。
カーバイド、ピロータイト、ペントランダイトは輝石と密接に関連しています。 明らかなものはありません
このマトリックス材料と輝石の間の粒界。 代わりに、(d) の Al、Fe、および Ca の EDS 複合 X 線マップは、2 つの輝石ドメインの位置を示しています。 オル - カンラン石、
sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、crb – 炭化鉄、po – 磁硫鉄鉱、pn – ペントランダイト、Fe に富む
– Fe が豊富な材料、a-sil – 非晶質ケイ酸塩。
5。結論
プレソーラーAOAのような複合粒子F2-8のTEM研究は、
プレソーラー粒子を包括的に理解するためのその場分析。
星周、星間、星雲、および小惑星のプロセスの記録を識別します。 グレイン F2-8 は
最初のプレソーラーのカンラン石-スピネル-輝石であり、増加する耐火性包有物に追加されます
(CAI と AOA) に似たプレソーラー粒子を TEM で観察。 私たちの観察は、
かんらん石、Mg-Al スピネル、Ca に富む輝石、およびアラバンダイト - オルダマイトが凝縮によって形成されます。
M 型 AGB スター エンベロープ、Ca リッチな輝石が非平衡状態で凝縮
条件と平衡条件の下で形成される他の相。 さらに、この研究は、
プレソーラーカンラン石内のオルダマイトとプレソーラー物質内のアラバンダイトを最初に特定した
日付、天体物理モデルと天文学との比較にさらなる制約を提供します
観察。
粒子 F2-8 の二次的特徴には、Mg-Al スピネルとカンラン石の Fe 濃縮が含まれます。
かんらん石の Al 含有量の増加、Mg-Al スピネルの磁鉄鉱サブグレイン、およびビーム感度
かんらん石の変調された構造は、親体の水質変化とすべて一致しています。
ホストですが、主要な機能のオーバープリントは制限されています。 複合粒子により、比較が可能になります
二次プロセスの相対速度と影響。 カンラン石とスピネルが証拠を示すことがわかりました
液体の浸潤の違いですが、それぞれが異なる方法で、異なる程度で反応しました。 追加の高
解像度 原始隕石の NanoSIMS 測定により、より多くの隕石を特定できる可能性があります。
複合粒子。 それらがプレソーラー粒子のかなりの部分である場合、ひいては、
これは、天文学者の考え方に重要な意味を持ちます。
結露について。 分光を決定するための将来のIR分光研究
そのような複合粒子の特性は有用であろう。
前駆体からの異常な複合プレソーラー粒子の歴史をたどる 星から小惑星への親体ホスト
概要
非平衡普通コンドライト セマルコナからの異常な酸化物ケイ酸塩複合プレソーラー粒子 (F2-8) の透過型電子顕微鏡 (TEM) 研究を実施しました。
(LL3.00)。 プレソーラーの複合粒子は比較的大きく (>1 µm)、アメーバ状の形状をしています。
Mg が豊富なカンラン石 (フォルステライト)、Mg-Al スピネル、Ca が豊富な輝石が含まれています。 形と位相
群集は、アメーバ-カンラン石凝集体 (AOA) を連想させ、成長に追加します
プレソーラー耐火性包有物様 (CAI および AOA) 粒子の TEM 観察の数。
主なコンポーネントに加えて、F2-8 には複数のサブグレインも含まれています。
かんらん石内のアラバンダイト-オルダマイト複合粒子といくつかの磁鉄鉱亜粒子
Mg-Al スピネル。 かんらん石、Mg-Al スピネル、およびアラバンダイト-オルダマイトは、
平衡凝縮、一方、非平衡によって形成された Ca に富む輝石
すべてM型AGBスターエンベロープに凝縮。 一方、マグネタイトサブグレインは
セマルコナ小惑星母体の水質変化の結果である可能性が高い。 追加
二次加工の証拠には、Mg-Al スピネルとかんらん石の Fe 濃縮が含まれます。
かんらん石の Al 含有量の増加、かんらん石のビーム感度と変調構造。
化合物プレソーラー粒子、特に F2-8 などの酸化物ケイ酸塩 AOA 様粒子、
幅広い温度範囲で結露状態を記録します。 さらに、
複合粒子内のいくつかの異なるプレソーラーフェーズは、相対速度に関する情報を伝えることができます
および星間を含むさまざまな環境における凝縮後の処理の影響
中間、太陽星雲、およびホスト小惑星の親天体。 たとえば、カンラン石とスピネル
F2-8 は液体の浸透の証拠を示していますが、各成分は異なる方法で反応し、
異なる程度。 F2-8 の TEM 観察は、粒子の寿命全体にわたる洞察を提供します
M 型 AGB スター エンベロープでの凝縮による形成から、
星間物質、およびセマルコナの小惑星親に滞在中の水の変質体。
1.はじめに
プレソーラー粒子は太陽系の最初の構成要素の一部であり、
太陽系星雲の形成は、最大で数十億年に及ぶ (Heck et al., 2020)。 彼らは識別されます
で形成された物質と比較して、それらの非常に異常な同位体組成によって
太陽系。 プレソーラー粒子は、カーバイド、グラファイト、ダイヤモンド、
酸化物、およびケイ酸塩 (Lodders and Amari、2005; Zinner、2014; Nittler and Ciesla、2016)。 彼らの
サイズは nm から µm スケールの範囲です。 プレソーラー酸化物とシリケート相だけで、
現在の研究に最も関連する、以前に同定された酸化物には、コランダム (Al2O3)、Mg Al スピネル (MgAl2O4)、およびあまり一般的ではない二酸化チタン (TiO2)、クロマイト ((Mg,Fe)Cr2O4) が含まれます。
マグネタイト (Fe₂⁺Fe₂⁺O₄)、およびヒボナイト (CaAl₁₂O₁₉)、および以前に観察されたケイ酸塩には、
かんらん石 ((Mg,Fe)2SiO4)、輝石 (Ca0-1(Mg,Fe)1-2Si2O6)、非化学量論的物質など
一般にシリカ (SiO2) およびペロブスカイト構造の MgSiO3 (Lodders and Amari、2005; Zinner、
2014; フロスとハネクール、2016年。 Nittler および Ciesla、2016 年）。 からなる複合プレソーラー粒子
複数の鉱物相も確認されており、そのうちのいくつかは耐火相を含み、
太陽系で最も初期に形成された固体のいくつかを思い起こさせます。カルシウムとアルミニウムが豊富です。
包有物 (CAI) およびアメーバ状カンラン石集合体 (AOAs) (Vollmer et al., 2009b; Nguyen et al.,
2010; フロスとスタダーマン、2012年。 Vollmer ら、2013 年。 グエンら、2014; ライトナーら、2018年。
Nittler et al., 2018)。 変更されていない AOA は、ほとんどがフォルステライトと CAI で構成されています。
それ自体は、スピネル、輝石、アノーサイトで構成されています (e.g., Krot et al. 2019)。
プレソーラー粒子は、同位体組成に基づいてグループに分類されます。
彼らの形成への洞察。 酸化物とケイ酸塩の場合、主なグループ (1 ～ 4) は O に基づいています。
同位体 (Nittler et al., 1997)。 プレソーラー粒子の同位体組成は、
私たちの太陽系の既知のメカニズムによる形成ですが、代わりに、
異なる星周環境の核合成産物の凝縮。
酸化物とケイ酸塩のプレソーラー粒子の大部分は、起源と一致する同位体組成を持っています。
進化した低質量星 (<8 Mʘ) の漸近巨星分枝 (AGB) 段階での流出。
AGB 星の周囲で塵が形成されるのは、星の大気が冷えて固体が凝縮したときです。
内部からかき上げられた原子、イオン、分子から、塵が運ばれます。
星間物質は、脈動する星のコアからのガス状の流出物と結合しています。
前太陽系の星間スターダスト粒子の少量は、のマトリックスに保存されています
原始隕石 (ppb から数 100 ppm、マトリックス正規化; Lodders and Amari, 2005; Zinner,
2014; Nittler および Ciesla、2016 年）。 普通コンドライトは、原始隕石のグループの 1 つで、
完全な融解を免れたため、プレソーラー粒子 (例えば、アレクサンダーら、1990; スコットとクロット、2014)。
LL3.0普通コンドライトセマルコナは特に原始的で、流体との相互作用による影響のみを示します (例: Hutchison et al., 1987;
アレクサンダーら、1989年。 Krot ら、1997 年。 グロスマンとブレアリー、2005)。 さらに、アモルファス
比較的原始的なマトリックス材料のケイ酸塩に富む領域。
改変が確認されています (Dobrica and Brearley, 2020)。 一般的には親体処理
プレソーラー粒子を破壊するか、異常な同位体を希釈することにより、プレソーラー粒子の存在量を減少させます
組成物であり、プレソーラーケイ酸塩および酸化物の Fe 含有量を増加させることができます (フロスおよび
ハネクール、2016）。 これらのNanoSIMS（ナノスケール二次イオン質量分析）検索
領域は、最小限の二次処理と一致する、豊富なプレソーラー粒子を特定しました
(バロッシュ他、2022年)。 コンパニオン ペーパーでは、透過電子について報告し、議論しました。
内部で研究されたいくつかのプレソーラーSiC、酸化物、およびケイ酸塩粒子の顕微鏡（TEM）データ
Semarkona (Singerling et al., 2022)。
ここでは、セマルコナのプレソーラー複合粒子 (F2-8) に注目します。 穀物は
異常に大きく (> 1 μm)、AOA を連想させる形態と相の集合体を持っています。 私達
TEMを使用して、粒子の構造および化学組成特性を調査しました
穀物の形成の原因となったプロセスと条件を特定するために
その祖先の AGB スターの大気中、およびそれがさらされた二次処理
星間物質 (ISM)、太陽系星雲、および/またはその小惑星母体に。
複合プレソーラー粒子、特に酸化物ケイ酸塩 AOA 様粒子は凝縮を記録する
広い温度範囲にわたる条件。 さらに、いくつかの異なる存在
複合粒子内のプレソーラー相は、その相対速度と影響に関する情報を伝えることができます
星間物質、太陽からのさまざまな環境での凝縮後処理
星雲、およびホスト小惑星の親体。
図 1. 粒子 F2-8 の選択された NanoSIMS 元素および同位体マップ: (a) コンポジット RGB
画像 (赤 = 24Mg、緑 = 27Al、青 = 28Si)、(b) δ17Ｏ、(c) δ26Mg、および (d) δ29Si 同位体比
マップ。 NanoSIMS の空間分解能は、比較した Ｏ 同位体マップの方が高いことに注意してください。
他のマップに、粒子は自動化されたO 画像の端で識別されましたが、その後の測定のために中央に再配置されました。 点線の円はスピネルの位置を示します
成分。 デルタ値の定義については、表 1 を参照してください。
図 2. プレソーラー複合粒子の SE および STEM HAADF 画像と組成データ
F2-8 および非晶質シリケート マトリックス材料。 (a–b) SE 画像は、
研磨された薄片の表面。破線の輪郭は粒子の範囲を示します。
NanoSIMS同位体マッピングに基づいています。 SE画像は、（a）前と（b）後に収集されました
NanoSIMS 同位体マッピング。したがって、(b) ではよりくぼんだ外観になっています。 (b) も示しています。
C および Pt 基準マーカーの位置と、FIB セクションの向き。 の
(c) の HAADF 画像は、隣接する隕石マトリックス物質とともに粒子全体を示しています
FIB セクションで表示されます。 高倍率の HAADF 画像 (d) は、テクスチャを示しています。
プレソーラー物質と密接に関連する非晶質ケイ酸塩の特徴。 破線
白い線は、a-sil-A と a-sil-B を分割する骨折を示します。 a-sil-Aが行うという事実
同位体異常がないということは、これらの物質が太陽であることを意味します。 しかし、彼らは持っているようです
a-sil-B などのマトリックスの他の領域よりも母体の酸化が少ないため、
Fe炭化物の周りに磁鉄鉱の縁がないことによって証明されます。 (d) のオレンジ色の矢印
下にリムが存在し、上にリムがないことを示す鉄炭化物粒子を指します。
白い破線。 (e) は、2 種類の非晶質を比較した組成データを示しています。
FIBセクションのケイ酸塩からセマルコナの他の場所の非晶質ケイ酸塩まで、
ドブリカとブレアリー (2020)。 Ol – かんらん石、sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、a-sil-A または -B –非晶質ケイ酸塩。
図 3. プレソーラー粒子 F2-8 かんらん石の TEM 画像、回折データ、EDS 複合 X 線
マップ、EELS スペクトル。 (a) の STEM HAADF 画像は、全体的な粒子と 4 つの
かんらん石の結晶ドメイン (L、R、mid、および lo)。 HRTEM 画像 (b) は境界を示しています
LドメインとRドメインの間、および変調の存在。 逆 FFT (c) と FFT
から得られた回折パターンは、変調をよりよく示しています。 余分な回折
中央のスポットの横にあるスポット (矢印で示されている例) は、衛星の反射と
変調に由来します。 逆 FFT は、2 つを除くすべてをマスクすることによって得られました。
中央の送信スポット周辺の衛星反射。 高倍率 HAADF 画像
(d) アラバンダイト オルダマイト (MnS-CaS) サブグレインと細孔を示しています。
ビームダメージの結果。 Ca、Fe、および Mn の EDS 複合 X 線マップ (e) は、
アラバンダイト - オルダマイトのサブグレインに加えて、中央ドメインの鉄を含むカンラン石。 (f) EELS
スペクトルは、さまざまなカンラン石ドメインの O K エッジに関するデータを示しています。 縦の破線
エッジ自体ではなくピークに対応し、後者はエッジの開始として定義されます
特徴。 L – 左のカンラン石ドメイン、R – 右のドメイン、mid – 中間のドメイン、lo – 下のドメイン、
sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、alb – アラバンダイト、old – オルダマイト。
図 4. プレソーラー粒子 F2-8 スピネル STEM HAADF 画像、EDS 複合 X 線マップ、および
EELSスペクトル。 (a) の HAADF 画像は、全体的な粒子を示しています。
(c) の拡大 HAADF 画像は、マグネタイト亜結晶粒 (1 ～ 3) の存在を示しています。
スピネルの変更された領域。 (b) EELS スペクトルは、磁鉄鉱サブグレインに関するデータを提示します。
OK エッジ。533 eV のピークを持つエッジ前の特徴を示しています。 縦の破線
エッジ自体ではなくピークに対応し、後者は開始として定義されます
機能の。 Si、Fe、および Mg の EDS 複合 X 線マップ (d) は、Fe が豊富で多孔質であることを示しています。
多くの場合、結晶粒界と相関しているスピネルの領域。 Ol – かんらん石、sp – スピネル、Ca-px
– Ca に富む輝石、Fe に富む – Fe に富む材料。
図 5. プレソーラー粒子 F2-8 輝石 STEM HAADF と高分解能 TEM 画像
EDS複合X線マップとして。 (a) の HAADF 画像は、全体的な粒子と 2 つの
輝石のドメイン。 HRTEM 画像 (b) は、
非晶質領域が結晶性領域に隣接している輝石。 より高い
拡大 HAADF 画像 (c) は、Fe が埋め込まれた非晶質ケイ酸塩材料を示しています。
カーバイド、ピロータイト、ペントランダイトは輝石と密接に関連しています。 明らかなものはありません
このマトリックス材料と輝石の間の粒界。 代わりに、(d) の Al、Fe、および Ca の EDS 複合 X 線マップは、2 つの輝石ドメインの位置を示しています。 オル - カンラン石、
sp – スピネル、Ca-px – Ca に富む輝石、crb – 炭化鉄、po – 磁硫鉄鉱、pn – ペントランダイト、Fe に富む
– Fe が豊富な材料、a-sil – 非晶質ケイ酸塩。
5。結論
プレソーラーAOAのような複合粒子F2-8のTEM研究は、
プレソーラー粒子を包括的に理解するためのその場分析。
星周、星間、星雲、および小惑星のプロセスの記録を識別します。 グレイン F2-8 は
最初のプレソーラーのカンラン石-スピネル-輝石であり、増加する耐火性包有物に追加されます
(CAI と AOA) に似たプレソーラー粒子を TEM で観察。 私たちの観察は、
かんらん石、Mg-Al スピネル、Ca に富む輝石、およびアラバンダイト - オルダマイトが凝縮によって形成されます。
M 型 AGB スター エンベロープ、Ca リッチな輝石が非平衡状態で凝縮
条件と平衡条件の下で形成される他の相。 さらに、この研究は、
プレソーラーカンラン石内のオルダマイトとプレソーラー物質内のアラバンダイトを最初に特定した
日付、天体物理モデルと天文学との比較にさらなる制約を提供します
観察。
粒子 F2-8 の二次的特徴には、Mg-Al スピネルとカンラン石の Fe 濃縮が含まれます。
かんらん石の Al 含有量の増加、Mg-Al スピネルの磁鉄鉱サブグレイン、およびビーム感度
かんらん石の変調された構造は、親体の水質変化とすべて一致しています。
ホストですが、主要な機能のオーバープリントは制限されています。 複合粒子により、比較が可能になります
二次プロセスの相対速度と影響。 カンラン石とスピネルが証拠を示すことがわかりました
液体の浸潤の違いですが、それぞれが異なる方法で、異なる程度で反応しました。 追加の高
解像度 原始隕石の NanoSIMS 測定により、より多くの隕石を特定できる可能性があります。
複合粒子。 それらがプレソーラー粒子のかなりの部分である場合、ひいては、
これは、天文学者の考え方に重要な意味を持ちます。
結露について。 分光を決定するための将来のIR分光研究
そのような複合粒子の特性は有用であろう。
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