An anisotropic distribution of spin vectors in asteroid families
目前的数量~500小行星模型来自光盘集成测光的光变曲线反演方法，使我们能够研究不仅是整个人口的MBA的自旋矢量特性，但也有几个单独的碰撞家庭。我们创建了一个数据集的152个小行星，被确定为10个碰撞家族的成员，其中有31个新衍生的独特的模型和24个新的模型，以及约束极黄道纬度的自旋轴的HCM方法。其余的模型采用DAMIT数据库或文献。我们修改了初步的家庭成员身份识别的HCM方法，根据几个额外的标准-分类类型，颜色，最大Yarkovsky半长轴漂移和一致性的大小频率分布的每个家庭，因此，我们删除闯入者。然后，我们提出了8个小行星家族的自旋矢量分布。我们使用一个相结合的轨道和自旋演化模型来解释所观察到的自旋矢量碰撞家庭之间的对象的属性。一般来说，我们观察到所研究的小行星族在（a_p，β）空间中的类似趋势：（i）较大的小行星位于族中心附近;（ii）β>0°的小行星通常位于族中心右侧;（iii）另一方面，β<0°的小行星位于族中心左侧;（iv）大多数小行星具有大的极黄道纬度（|β| \gtrsim 30°）;最后（v）有些族的β>0°或β<0°的小行星在统计学上显著过剩。我们的数值模拟的长期演化的碰撞家庭是能够再现以及所观察到的自旋矢量属性。使用这种模拟，我们还独立地限制家庭植物（1.0 \pm 0.5 Gyr）和Koronis（2.5-4 Gyr）的年龄。
2013-09-17 astro-ph.EP
313 new asteroid rotation periods from Palomar Transient Factory observations
利用Palomar瞬变工厂（PTF）进行了一次新的小行星自转周期调查。在2013年2月15- 18日期间，在$R$波段以$\sim$ 20 min的节奏观测了12个连续的PTF场，覆盖黄道面上87 deg $^2$的区域。我们发现了2500已知的小行星的直径范围为0.5公里$\leq D \leq$ 200公里。其中，313个天体具有高度可靠的自转周期，并在$\sim2$小时出现“自旋势垒”。与Pravec等人（2008年）显示的3 km $\leq D \leq$ 15 km小行星的平坦自旋率分布相反，我们的结果与麦克斯韦分布略有偏离，并且在自旋率大于5转/天时出现下降。在这项工作中还发现了一个超快速旋转候选者和两个可能的双小行星。
2014-05-06 astro-ph.EP
Distribution of spin-axes longitudes and shape elongations of main-belt asteroids
内容：大型全天巡天观测为我们提供了大量时间上稀疏的光度数据（通常每晚测量很少），并可能用于确定小行星的形状和旋转状态。通常用于导出这些参数的方法是光变曲线反演。然而，对于大多数小行星来说，它们的稀疏数据不够精确，无法导出唯一的模型，因此光变曲线反演方法不是很有效。目的：为了充分利用测光稀疏的时间，我们开发了一个新的简化模型，并将其应用于从洛厄尔光度数据库的数据。我们的目的是获得自旋轴方向和形状伸长的小行星，并重建这些参数的分布为选定的子群，以找到是否有一些差异。方法：我们的模型小行星几何散射三轴椭球。将平均亮度和亮度色散的观测值与由模型参数--极点的黄道经度$λ$和纬度$β$以及椭球轴的比值$a/b$、$b/c$--得到的计算值进行了比较。这些参数进行优化，以获得最佳的协议与观察。结果：我们发现主带小行星的$λ$分布并不均匀（与Bowell等人的发现一致，2014，M&PS，49，95）并且取决于轨道的倾角。令人惊讶的是，对于位于低倾角轨道上的小行星，$λ$分布的不均匀性更大。我们还研究了几组小行星的$a/b$分布，发现小行星（$D<25\,$ km）平均比大行星更长。
2016-10-10 astro-ph.EP
Main-Belt Asteroids in the K2 Engineering Field of View
与美国宇航局最初的开普勒发现任务不同，更新后的K2任务将盯着南极洲的平面，观察每个领域约75天。这将带来新的机遇和挑战，特别是大量主带小行星的存在将污染测光。大的像素尺寸使得K2数据容易受到明显的小行星遭遇的影响。在这里，我们使用2014年2月拍摄的K2工程数据的子样本来研究小行星相遇对测光精度的影响。我们展示了小行星污染的例子，以方便他们的识别和区分这些事件从其他错误来源。我们的结论是，主带小行星将有相当大的影响K2测光的大量测光目标在飞行任务期间，这将不得不考虑。这些结果将很容易适用于未来的空间测光任务应用大格式CCD，如TESS和PLATO。
2015-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Uninterrupted optical light curves of main-belt asteroids from the K2 Mission
由于第二个反作用轮的故障，一个新的任务被设想为其他健康的开普勒太空望远镜。在K2任务的过程中，望远镜正盯着太阳系的平面，因此成千上万的太阳系天体穿过K2场，通常会在高精度的光度数据中产生额外的噪音。在本文中，我们遵循一个人的噪音是另一个人的信号的原则，并探讨了推导连续的小行星光变曲线的可能性，这是前所未有的。总的来说，我们感兴趣的是K2任务可以在移动的太阳系天体上提供的光度精度。特别是，我们调查的主带小行星的空间光度光学光变曲线。我们研究的K2 superstamps覆盖的M35和海王星/Nereid字段中观察到的长节奏（29.4分钟采样）模式。小行星的光变曲线是通过应用拉长的光圈产生的。我们使用Lomb-Scargle方法来寻找由于旋转而产生的周期性。我们推导出了M35场中924颗主带小行星的K2光变曲线，以及海王星和海卫二路径上96颗小行星的K2光变曲线。光变曲线是准连续的，长达数天。K2观测比通常的地基调查对更长的旋转周期敏感。首次推导出26颗主带小行星的自转周期。小行星样本主要是微弱的（>20等）物体。由于小行星的昏暗和M35场中恒星的高密度，只有4.0%的小行星至少有12个数据点显示出明显的周期性或趋势，表明长的旋转周期，而在不太拥挤的海王星场中则有15.9%。我们发现，观测的占空比必须达到~60%，才能成功地恢复旋转周期。
2016-09-09 astro-ph.EP
Euclid: Asteroid rotation periods from the Euclid Ecliptic Survey
Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；ESAC/ESA（欧洲空间应用中心/欧洲空间局）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）；University of Salento（萨莱诺大学）；INFN, Sezione di Lecce（意大利国家核物理研究所莱切分部）；INAF-Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）
利用欧几里得 ecliptic 调查数据，研究2321颗小行星的自转周期，通过改进的光度曲线分析方法，确定了其中大部分小行星的自转周期，发现16个可能的超快速自转体。
2026-04-28 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.space-ph
The Canada-France Ecliptic Plane Survey (CFEPS) - High Latitude Component
本文报道了2006年6月至2009年7月在加拿大-法国黄道面巡天（CFEPS）高纬度（HiLat）扩展期间发现的外海王星天体（TNOs）的轨道分布。HiLat组件旨在解决黄道调查（如CFEPS）的缺点之一，即对高倾角物体缺乏敏感性。我们搜寻了从12 $^\circ$到85 $^\circ$的701度的天空，发现了\lKBO TNO，其倾角在15 $^\circ$到104 $^\circ$之间。这项调查对经典柯伊伯带热分量的倾角分布有很强的限制，排除了大的内禀分数的高倾斜轨道的任何可能性。使用\citet{2001AJ....121.2804B}的参数化，HiLat示例与CFEPS结合使用时，会施加一个宽度$14^\circ \le σ\le 15.5^\circ$，与$σ= 14.5^\circ$最匹配。HiLat发现了第一个逆行的TNO，2008~KV $_{42}$，轨道倾角为104 $^\circ$，以及（418993），一个近日点位于土星影响区的散射天体，$a \sim 400$ ~AU和$i = 68^\circ$。
2016-08-09 astro-ph.EP
Identification of asteroids using the Virtual Observatory: the WFCAM Transit Survey
小行星的性质和物理特性，特别是在近地空间运行的小行星的性质和物理特性，具有科学意义和实际重要性。系外行星调查可以成为探测小行星的极好资源，包括已知的和新的物体。这是由于它们有相似的观测要求：大视场、长序列和短节奏。如果目标区域离黄道不远，许多小行星会偶尔穿过视野。我们提出了两种互补的方法来识别小行星偶然观察到的大面积天文调查。一种方法侧重于使用虚拟天文台工具SkyBoT探测已知的小行星，该工具预测它们在特定时期在天空中的位置和运动。另一种方法是ssos pipeline，它能够根据小行星的视运动来识别已知和新的小行星。本文介绍了这些方法在J波段宽视场相机经纬仪6.4 ° 2天区中的应用。我们确定了15661个位置的1821个不同的小行星。其中182个是潜在的新发现。创建了一个可供公众在线访问的虚拟天文台兼容目录。我们从外部档案中获得了五颗小行星的形状和周期，这些小行星的光变曲线是通过额外的测光建立的。我们证明，我们的方法是强大的和可靠的方法来找到，在零成本的观测时间，小行星观测的机会，在天文调查。我们未来的目标是将其应用到其他调查有足够的时间覆盖范围。
2019-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamically Excited Outer Solar System Objects in the Hubble Space Telescope Archive
在HST外太阳系天体档案搜索的第二部分，我们提供了最暗的黄道中纬度巡天。本文报道了在距黄道5{ \circ } - 20{ \circ }带发现的28个新的海王星外天体和1个半人马小天体（R ~ 2km）。这些激发天体的倾角分布与较亮的黄道巡天观测结果一致。我们建议，大小和倾角分布应估计一致使用合适的调查校准搜索算法和可靠的轨道信息。
2011-08-25 astro-ph.EP
The binary near-Earth asteroid (175706) 1996 FG3 - An observational constraint on its orbital evolution
利用我们在1996年至2013年之间进行的测光观测和其他已发表的数据，我们得出了近地小行星（175706）1996 FG 3的特性，包括限制相互轨道演变的新测量结果，这些测量结果可能会对整个小行星群产生影响。我们还改进了先前确定的两个组件的参数值，使1996年FG 3最好理解的双小行星系统之一。我们确定的轨道向量比以前精确得多，我们还对轨道的稳定性进行了限制。具体来说，轨道极点的黄道经度和纬度分别为266°和-83°，不确定区域的平均半径为4°，轨道周期为16.1508 +/- 0.0002 h（所有引用的不确定度对应于3 sigma）。我们寻找卫星平均距平的二次漂移，得到的值为0.04 +/- 0.20 deg/yr ^2，即，与零一致。漂移显著低于McMahon和Scheeres的纯二元YORP（BYORP）理论所预测的（McMahon，J.，Scheeres，D. [2010年]。Icarus 209，494-509），并且与Jacobson和Scheeres（Jacobson，S.A.，Scheeres，D. [2011年]。ApJ Letters，736，L19）。基于平衡假设，我们导出了品质因数与潮汐勒夫数的比值Q/k = 2.4 × 10^5，其不确定性为5倍。我们还利用假设小行星物质对潮汐力有弹性响应的理论，推导出刚性和品质因数的乘积μ Q = 1.3 x 10^7…
2014-09-15 astro-ph.EP
Eccentricity distribution in the main asteroid belt
主带小行星的观测完整样本现在跨越两个数量级以上的大小和数量超过64，000（不包括碰撞家族成员）。我们对小行星的偏心率进行了分析，并用简单的物理模型对其进行了解释。我们发现，Plummer（1916）关于小行星的偏心率服从瑞利分布的结论对于大的小行星的密切偏心率也成立，但是适当的偏心率偏离瑞利分布：小于$\sim0.1$的偏心率不足，而较大的偏心率过多。我们进一步发现，适当的偏心率并不显着依赖于小行星的大小，但有很强的依赖于日心距离：外小行星带遵循瑞利分布，但内带是惊人的不同。内带的偏心率可以被建模为从参数$\sim0.06$的瑞利分布中得出的随机取向和幅度的原始偏心率矢量与随机相位和幅度$\sim0.13$的激励的矢量和。这些结果表明，小行星的动力学激发发生在较晚的时期，它与小行星的大小无关，内带的动力学激发比外带强。我们讨论了原始的小行星带的影响，并建议，观测完整的样本大小的主带小行星是足够大，更复杂的模型拟合的偏心率是有道理的，可以用来测试替代理论模型的小行星的动态激发的历史和它的联系的巨行星的迁移历史。
2016-11-17 astro-ph.EP
Main Belt Asteroid Shape Distribution from Gaia DR2
盖亚数据发布2包括14，099个预先选定的小行星的观测数据。从稀疏采样的G波段测光，我们得到了11,665个主带小行星的下限光变曲线振幅，以提供对小行星主带形状分布的限制。假设每个小行星都有一个三轴形状的模型，通过轴向长宽比a > b和b=c来定义，我们发现这个集合的平均b/a=0.80+-0.04，这与以前的结果一致。通过结合盖亚的数据与小行星的属性从文献中，我们调查的长宽比与大小，半长轴，几何椭圆，和内在的颜色可能的相关性。根据我们的模型模拟，我们发现，直径大于50公里的主带小行星平均有更高的b/a纵横比（圆）比小行星。此外，我们发现显着差异的形状分布的主带小行星作为一个功能的其他属性，不影响平均纵横比。我们的结论是，形状分布相关性的更详细的调查需要更大的数据样本比盖亚数据发布2中提供的。
2018-08-27 astro-ph.EP
Effect of rotational disruption on the size-frequency distribution of the Main Belt asteroid population
据推测，主带小行星的大小分布取决于两种情况之间的平衡：一种是较大小行星的撞击碎片产生新的天体，另一种是较小小行星因与较小抛射体碰撞而毁灭。然而，对于一个直径小于6公里，我们发现，YORP引起的旋转破坏显着有助于侵蚀，甚至超过碰撞碎裂的影响。在小行星带的碰撞演化模型中包括这种额外的研磨机制，我们从吸积（Weidenschilling，2011年）或“小行星生来就大”（Morbidelli，2009年）的初始尺寸-频率分布中生成尺寸-频率分布，这些分布与Gladman等人（2009年）报告的观测结果一致。旋转破裂是未来所有小行星碰撞演化模型中必须包括的一种新机制。
2014-01-08 astro-ph.EP
The DECam Ecliptic Exploration Project (DEEP) IV: Constraints on the shape distribution of bright TNOs
本文介绍了DEEP巡天第一年发现并测量26颗明亮TNOs的方法，通过蒙特卡洛建模光变曲线振幅分布，发现TNO群体平均轴比b/a < 0.5，以接触双星等非球形天体为主，且双星比例可能与大小相关。
2023-09-07 astro-ph.EP
Asteroids dimensions and the Truncated Pareto distribution
在这一章中，首先统计的标准和截断帕累托分布的推导和使用，以适应经验值的小行星直径从不同的家庭，即，Koronis，Eos和Themis，并从Astorb数据库。然后进行了理论分析，并提出了两种可能的物理机制，占小行星直径分布的帕累托尾巴。
2012-10-02 astro-ph.EP
Analysing the Main Belt asteroid distributions by wavelets
我们进行统计小波分析的主带小行星，寻求统计上显着的小行星家族。我们的目标是测试新的小波分析算法，并将其结果与更传统的方法，如层次聚类。我们首先考虑几个一维分布的各种物理和轨道参数的小行星。然后，我们考虑三个二元分布的三个轨道参数（a，e，i）成对。该空间的完整3D分析在这里不可用，但基于2D结果，我们对重叠的2D家族进行了分解，并得出了总共44个具有确认统计学显著性的3D家族。
2020-07-21 astro-ph.EP
Size distributions of bluish and reddish small main-belt asteroids obtained by Subaru/Hyper Suprime-Cam
我们使用安装在8.2米斯巴鲁望远镜上的Hyper Suprime-Cam对小行星进行了宽视场巡天观测。我们探测到了3,000多颗主带小行星，在r波段的探测极限为24.2等，根据每颗小行星的g-r颜色将其分为两组（蓝色C型和红色S型），并获得了每组的大小分布。我们发现在直径为0.4-5 km的小行星范围内，类C色和类S色小行星的尺寸分布形状是一致的。假设在这个尺寸范围内的小行星种群处于碰撞平衡状态，我们的研究结果表明，组成差异几乎不影响碰撞强度的尺寸依赖性，至少对于几百米到几公里的尺寸范围。该尺寸范围对应于"自旋势垒“的尺寸范围，即在旋转速率分布中观察到的上限。我们的研究结果是一致的，认为大多数小行星在这个大小范围内有一个碎石堆结构。
2021-10-01 astro-ph.EP
Olivine-dominated A-type asteroids in the Main Belt: Distribution, Abundance and Relation to Families
在主小行星带中，分化的小行星是罕见的，尽管在陨石记录中有大约100个不同的分化天体的证据。我们试图理解为什么主带小行星的差异如此之少，以及这些差异化的天体或碎片所在的位置。使用斯隆数字巡天（SDSS）搜索大海捞针，我们确定光谱A型小行星候选人，橄榄石为主的小行星，可能代表地幔物质的分化机构。我们已经进行了近红外光谱调查与SpeX的美国宇航局IRTF和火的麦哲伦望远镜。我们报告了已知A型小行星数量增加一倍的结果。我们推导出一个新的估计这类橄榄石为主的小行星的总体丰度和分布。我们发现A型小行星占所有大于2公里的主带天体的不到0.16%，估计总共有600颗A型小行星超过该尺寸。它们被发现相当均匀地分布在整个主带，甚至在Cybele地区的距离被发现，并且在任何小行星家族中没有统计学意义的集中。我们得出的结论是，最有可能的含义是，在主带的橄榄石为主的材料的几个片段并没有形成本地，而是作为碰撞碎片的身体，在其他地方形成植入。
2019-01-09 astro-ph.EP
The effect of the dust size distribution on asteroid polarization
我们已经制定了一个理论描述如何的小行星的极化相位曲线将受到影响的尘埃从表面上去除由于一个大小依赖的现象，如辐射压力驱动的逃逸悬浮粒子。利用夏威夷大学2.2米望远镜上的双光束成像偏振仪对4颗小（D ~ 1 km）近地小行星[（85236），（142348），（162900）和2006 SZ 217]进行了新的观测，并利用（25143）Itokawa和（433）Eros的观测结果对我们的计算进行了检验。我们发现，从小行星反射的光的偏振控制的矿物和化学成分的表面，是独立的尘埃颗粒。因此，超过反转角的极化相位曲线斜率与小行星的倾角之间的关系与表面风化层大小分布无关，对主带和近地小行星都有效。
2009-09-21 astro-ph.EP
Reconstructing the size distribution of the primordial Main Belt
在这项工作中，我们的目标是限制主带小行星的大小分布的斜率，在其原始状态。为此，我们将注意力转向2.82和2.96天文单位之间的主要小行星带部分，即所谓的“原始区”，那里的小行星数量密度低，小行星家族很少，分离良好。利用这些独特的特征，并使用修改后的层次聚类方法，我们能够从该地区删除大多数小行星家族成员。剩下的背景小行星应该是原始起源的，因为与木星强烈的5/2和7/3平均运动共振抑制了小行星在邻近区域的转移。在$17<D(\rm{km})<70$大小范围内的小行星的大小-频率分布有一个斜率$q\simeq-1$。利用Monte-Carlo方法，我们能够模拟和补偿小行星群体的碰撞和动力学演化，并得到其大小分布斜率$q=-1.43$的上界。此外，应用相同的“家庭提取”方法的相邻区域，即中间和外部带，并比较各自的背景人口的大小分布，我们发现的统计证据表明，没有大的原始起源的小行星家庭已经形成在中间或原始区。
2017-06-07 astro-ph.EP
Spins of large asteroids: Hint on a primordial distribution of their spin rates
小行星带和柯伊伯带是我们太阳系形成时留下的遗迹。了解这两个带的大小和自旋分布对于更深入地了解我们的太阳系的形成和支配它的动力学过程至关重要。在本文中，我们研究碰撞对小行星和KBO自旋分布演化的影响。我们发现，幂律性质的冲击器的大小分布导致的Lévy分布的自旋速率。这导致自旋分布的幂律尾部，与通常引用的麦克斯韦分布形成鲜明对比。我们表明，对于大于10公里的机构，碰撞单独导致自旋速率峰值在0.15-0.5转每天。将其与观测到的大小行星的自旋速率（$R>50$ km）进行比较，我们发现大小行星的自旋（峰值为每天$\sim1-2$转）由反映小行星形成机制的原始成分主导。同样地，柯伊伯带也没有经历过碰撞自旋演化，假设现在的密度。碰撞贡献了每天$\sim0.01$转的自旋速率，因此观察到的KBO的快速自旋速率在自然界中也是原始的。
2015-02-19 astro-ph.EP
Nonextensive distributions of rotation periods and diameters of asteroids
上下文调查太阳系不同区域小行星自转周期的分布情况和近地小行星直径的分布情况。目标。验证非扩展统计是否令人满意地描述了数据。方法.光变曲线数据取自行星数据库系统（PDS）和Rel $\ge 2$。还考虑了太阳系的分类类别和区域。NEA的数据来自小行星中心。结果小行星的自转周期遵循$q$ -高斯与$q=2.6$，而不管物体的分类、直径或太阳系的区域如何。自转周期的分布受观测偏差的影响。NEA的直径通过$q$ -与$q=1.3$的指数来描述。根据这一分布情况，预计会有直径大于1公里的$994 \pm 30$近地小行星。
2011-12-09 astro-ph.EP
Size Distribution of Small Hilda Asteroids
我们提出了希尔达小行星群的大小分布使用光学测量数据获得的8.2米斯巴鲁望远镜与超Suprime-Cam。我们的无偏样本由91颗直径1~km的Hilda小行星组成。我们发现，在~1-10 km的直径范围内，Hildas的尺度分布可以近似为单斜率幂律，在微分绝对星等分布中，最佳拟合的幂律斜率为α = 0.38 +/- 0.02。直接比较希尔达斯的大小分布与从同一数据集Yoshida & Terai（2017）测量的木星特洛伊的大小分布表明，这两个大小分布在直径约10公里的范围内非常相似，而这些形状与主带小行星的形状不同。结果表明，希尔达斯和木星特洛伊有着共同的起源，并且与主带小行星的形成环境不同。直径大于2公里的希尔达星群的总数量估计约为1 x 10^4，比木星特洛伊星群少5倍左右。
2018-05-23 astro-ph.EP
Measuring the Abundance of sub-kilometer sized Kuiper Belt Objects using Stellar Occultations
我们在这里分析了大约19，500个新的低黄道纬度观测（|b| < 20 deg）的星时，这些观测是由哈勃太空望远镜的FGS在九年多的时间跨度内获得的;这是Schlichting等人（2009）之前分析的12，000个星时的补充。我们对小柯伊伯带天体（KBO）的恒星掩星的搜索产生了一个新的候选事件，对应于一个半径为530 +/-70米，距离约40天文单位的天体。使用自举模拟，我们估计约5%的概率，该事件是由于新数据集内的随机统计波动。结合Schlichting等人（2009）报道的KBO掩星结果，我们得到以下结果：1）这两次事件的黄道纬度分别为6.6度和14.4度，与观测到的100 km大小的KBO的倾角分布一致。2)假设小于千米的小型KBO与较大的KBO具有相同的黄道纬度分布，则半径大于250米的KBO的黄道面密度N（r> 250米）= 1.1^{+1.5}-0.7} x10^7 deg^{-2};如果小于千米大小的KBO在-20度< b< 20度时具有均匀的黄道纬度分布，则N（r> 250 m）= 4.4^{+5.8}_{-2.8} x 10^6度^{-2}。这是迄今为止对千米以下KBO表面密度的最佳测量。3)假设KBO的大小分布可以很好地用一个单一的幂律来描述，由N（>r）\propto r^{1-q}给出，其中N（>r）是半径大于r的KBO的数量，q是幂律指数，我们发现，对于…
2012-10-30 astro-ph.EP
Near-Ultraviolet Absorption Distribution of Primitive Asteroids from Spectrophotometric Surveys
本研究利用ECAS与SDSS分析逾9,000颗原始小行星的NUV吸收，证实其与2.7 μm OH带吸收相关，可诊断含水硅酸盐，并揭示其随尺寸、日心距离和分类的分布差异。
2023-02-17 astro-ph.EP
Distribution of shape elongations of main belt asteroids derived from Pan-STARRS1 photometry
上下文许多测光数据是由Pan-STARRS、LONEOS、WISE或Catalina等测量产生的。这些数据是关于小行星物理特性的丰富信息来源。有几种可能的方法来利用这些数据。光变曲线反演是一种适用于单个小行星的典型方法。我们在本文中的方法是统计的，当我们专注于大组的小行星，如动力学家族和分类类，数据是不够的个别模型。目标。我们的目的是研究形状伸长$b/a$和自旋轴纬度$β$的小行星的各种子群的分布，并比较我们的结果，泛星1调查的基础上，与以前使用不同的测光数据（洛厄尔数据库，WISE数据）进行统计。方法.我们使用的LEADER算法比较的$b/a$和$β$分布的小行星的不同子群。该算法创建观测到的亮度变化的累积分布函数（CDF），并使用产生观测到的CDF的分析基函数来计算$b/a$和$β$分布。用LEADER的一个变形求解了合成总体的联合分布，验证了该方法的有效性。结果当比较具有不同直径$D$的小行星群的形状伸长分布时，我们发现对于$D < 25$ km没有差异。我们还构建了不同旋转周期的小行星的分布，并揭示了具有$P = 0 - 4$ h的最快旋转子比具有$P = 4 - 8$ h的种群更接近球形。
2017-09-17 astro-ph.EP
Physical Properties of OSIRIS-REx Target Asteroid (101955) 1999 RQ36 derived from Herschel, ESO-VISIR and Spitzer observations
2011年9月，赫歇尔空间天文台利用PACS光度计进行了一次观测活动，对小行星（101955）1999 RQ 36进行了远红外观测。Herschel观测数据与ESO VLT-VISIR和Spitzer-IRS数据一起通过热物理模型进行了分析，以得出1999年RQ 36的物理性质。我们发现这颗小行星的有效直径在480米到511米之间，形状略微拉长，半长轴比为a/b = 1.04，几何半径为0.045 + 0.015/-0.012，自转矢量在黄道纬度-70度到-90度之间。波长低于12微米的热辐射-源自太阳下的热区域-表明，1999 RQ 36的赤道区表面粗糙度可能有很大的变化，但需要进一步测量才能最终证明。我们确定该小行星的盘平均热惯量为Gamma = 650 Jm-2s-0.5K-1，3-sigma置信区间为350至950 Jm-2s-0.5K-1，相当于25143 Itokawa的观测结果，并暗示1999 RQ36具有类似的表面纹理，也可能是一个碎石堆。这一低丰度表明，1999 RQ 36很可能含有原始的富含挥发物的物质，与其光谱型一致，是OSIRIS-REx取样返回飞行任务的理想目标。
2012-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asteroid taxonomic signatures from photometric phase curves
我们探讨了小行星的分类和光度相位曲线之间的相关性，使用H，G12光度相位函数，用单参数G12描述的相位函数的形状。我们探讨的可用性G12在分类学分类的单个对象，小行星家族，和动态组。我们的结论是，G12的平均值所考虑的分类复合体是统计上不同的，并讨论了G12分布的整体形状为每个分类复合体。基于大约50万颗小行星的G12值，我们计算了每个小行星的C，S和X复合成员的概率。对于单个小行星，这些概率相当均匀地分布在所有复合体中，因此无法进行有意义的分类。然后，我们提出并讨论了小行星家族的G12分布，并预测了小行星家族的分类复杂的优势，G12在每个家族中的分布。对于某些小行星家族，显然可以作出分类复杂优势的概率预测。Nysa-Polana族在真元空间中显示出两个不同的区域，每个区域中具有不同的G12值。我们的结论是，G12为基础的概率分布的分类复合体通过主带同意的一般观点的C复杂的小行星比例增加的外部带。我们的结论是，G12光度参数不能用于确定单个小行星的分类复杂性，但它可以用于小行星家族和主小行星带的不同区域的统计处理。
2012-02-10 astro-ph.EP
Constraints on the original ejection velocity fields of asteroid families
小行星家族是主带小行星之间大规模碰撞的结果。在形成碎片族的撞击之后，碎片的轨道分布可以告诉我们它们的弹射速度。然而，不幸的是，轨道的动态演化受到许多影响，包括雅科夫斯基漂移、混沌扩散和与大质量小行星的引力相遇，因此很难推断每个家族形成后的抛射速度。在这里，我们分析小行星家族的倾角分布，因为适当的倾角可以在很长的时间间隔内保持不变，并可以帮助我们了解垂直于轨道平面的弹射速度分量（$v_{W}$）的分布。通过对初始分裂进行建模，我们发现设法逃离母体重力的碎片的$v_{W}$的分布应该比高斯分布更高（即，即使初始分布是高斯分布，也是尖峰的。我们调查了已知的小行星家族的迹象，一个峰值分布的$v_{W}$使用的分布峰值或平坦度的统计措施，称为峰度。我们确定了8个家庭的$v_{W}$分布是显着的尖峰。这些情况（如Koronis家族）位于主带的动力学平静区域，据推测，$v_{W}$的初始分布没有被随后的轨道演变所改变。我们建议，在这些情况下，倾斜分布可以用来获得有趣的信息，原始喷射速度场。
2016-02-14 astro-ph.EP
On the nature of the in-ecliptic interplanetary magnetic field's two-humped distribution at 1AU
研究发现，行星际磁场（IMF）的黄道内（以及径向）分量的分布形状随着日心距的变化而显著变化，这与经典的太阳风模型和行星际磁场（IMF）膨胀模型的对应性较差。例如，径向光球和源面磁场在黄道面内呈高斯分布，径向IMF分量在地球轨道上呈双峰分布，在3-4 AU处又呈高斯分布。这些差异导致在1 AU和观察的IMF行为的模拟之间缺乏对应性。我们的结果表明，IMF向空间的扩展比通常认为的要复杂得多，并且扇形结构不是黄道或径向IMF分量双峰形状的唯一来源。我们已经分析了来自不同航天器的数据，从0.29 AU到4 AU的距离，发现径向IMF分量分布的形状强烈依赖于日心距离和日纬度。“双峰IMF”效应在0.7-2天文单位的低日纬度处表现得最明显，但在3-4天文单位处完全消失。由于活跃的过程，如太阳耀斑和日冕物质抛射，IMF分布的观点也依赖于太阳活动周期。我们假设1天文单位处的黄内太阳风场受太阳活动区的影响较大，实际上是三峰分布：两峰对应于中高日纬度的IMF，第三峰对应于日磁赤道附近太阳场的理论预期分布。IMF零分量随离日距离的增加而消失，部分原因可能是太阳风中电流片处的磁重联。
2011-10-23 astro-ph.EP physics.space-ph
A correct selection of asteroid families and confirmation of a nongravitational effect action
小行星大小按半长轴的分布和小行星数目按独立族的平均值的分布可用于更清楚地选择小行星族。使用D（a）和N（p）的分布对Masiero等人（2013）确定的家族进行了分析，存在正确定义和错误选择的家族。几乎所有正确选择的族都出现了平均振幅随半长轴的增大而减小的现象，并且这些族不被共振截断。对大多数家庭来说，这一下降具有统计意义。没有一个家庭的收入显著增加。这证实了我们以前的结论，即在小行星带中存在非引力效应，这种效应导致具有不同倾角的小行星的空间分离。
2016-02-09 astro-ph.EP
The Canada-France Ecliptic Plane Survey - Full Data Release: The orbital structure of the Kuiper belt
我们报告的轨道分布的trans-neptunian对象（TNOs）发现在加拿大-法国黄道面调查，其发现阶段从2003年初到2007年初。后续观测在第一次发现后不久就开始了，一直持续到2009年底。我们获得了321 sq.deg.我们提供了一个包含169个TNOs的数据库，该数据库具有高精度的动力学分类和已知的发现效率。使用这个数据库，我们发现，经典带是一个复杂的区域，子结构超出了通常的分裂内（内部3：2平均运动共振[MMR]），外部（外部2：1 MMR），和主要（之间）。主要的经典带（a=40- 47 AU）至少需要用三个组成部分来模拟：具有宽倾角分布的“热”组成部分和具有窄得多的倾角分布的两个“冷”组成部分（搅拌和内核）。热分量的绝对星等（Hg）分布必须比其他两个分量的要浅得多。在95%的置信度下，Hg <= 8.0的主带中有8000+1800-1600个物体，其中50%来自热组分，40%来自搅拌组分，10%来自内核;热组分的分数随着Hg的增加而迅速下降。正因为如此，视星族比例取决于跨海王星观测的深度和黄道纬度。搅拌和内核组件仅限于主带的一部分，而我们发现，热组件是一致的，在整个经典带的内部，主要和外部区域的平滑扩展;内部和外部带是一致的，只包含热组件对象。Hg <= 8.0的TNO种群估计数为内带400个，外带10，000个，相差两倍。
2011-08-24 astro-ph.EP
Distribution and spectrophotometric classification of basaltic asteroids
我们的目标是确定玄武岩小行星（分类为V型）的分布的基础上的分光光度数据MOVIS-C目录中报告的。共发现782颗小行星。所有四个过滤器（Y，J，H，Ks）的观测结果，可用于297这些候选人，允许与howardite，eucrite和diogenite陨石的实验室数据进行可靠的比较。我们发现，大多数玄武岩候选者（$\approx$ 95 $\%$）位于内部主带，而只有29（$\approx$ 4 $\%$）和8（$\approx$ 1 $\%$）分别位于中间和外部主带。V型候选者中的一小部分$\approx$ 33 $\%$与Vesta家族相关（相对于AstDyS）。我们还识别了4个属于（15）Eunomia族的中间主带V型候选者，以及另外4个对应于（135）Hertha的低倾角V型候选者。我们报告之间的颜色指数和分布的V型候选人位于内部主带相比，从中间和外部主带的差异。这些结果支持了半长轴超过2.5 A. U的玄武质小行星的不同起源的假设。此外，岩石差异之间存在的vestoids和内部低倾角玄武岩小行星。这些数据使我们能够估计玄武岩小行星在主小行星带中的无偏分布。我们强调，至少有80 $\%$的喷出的玄武质材料从（4）灶神星是失踪或尚未发现，因为它是碎片的大小小于1公里。
2019-11-23 astro-ph.EP
Rotation periods and shape asphericity in asteroid families based on TESS S1-S13 observations
利用TSSYS-DR 1小行星光变曲线数据库中的9912条TESS小行星光变曲线，分析了16个主带族2859颗小行星的自转周期和光变曲线振幅的分布。我们发现，光变曲线的分布特性遵循一个家庭的特定字符在一些小行星家族，包括匈牙利，玛丽亚，朱诺，Eos，Eucharis和Alauda家庭。而在其他大家庭中，这些分布通常彼此非常相似。我们证实，老家庭往往包含更大的比例更球状，低振幅小行星。我们发现，旋转周期分布是不同的核心和外围的弗洛拉和玛丽亚家庭，而灶神星，Eos和Eunomia家庭缺乏这一功能。我们还证实，非常快速旋转的小行星接近球形（或旋转顶部形状），旋转速度低于11小时的小行星也比4- 8小时周期范围内的小行星更接近球形，预计这组包含最细长的天体。
2022-02-09 astro-ph.EP
Asteroid age distributions determined by space weathering and collisional evolution models
我们提供的证据之间的一致性的动力学演化的主带小行星和它们的颜色演化，由于空间风化。小行星表面\citep{bib.bot05a,bib.nes05}的动态年龄是指自其上次灾难性破裂事件以来的时间，是该物体直径的函数。S复合小行星表面的年龄也可以通过空间风化模型\citep从其颜色中确定[例如]。[]{bib.wil10，bib.jed04，bib.wil08，bib.mar06}.我们使用了SMASS的95颗S-复合小行星样本，并从SDSS获得了它们的绝对星等和$u,g,r,i,z$滤波星等。绝对星等产生了一个由大小决定的年龄分布。$u,g,r,i,z$滤波器幅度导致主成分颜色，通过反转我们的颜色-年龄关系，产生颜色衍生的年龄分布，这是\citet{bib.wil10}的“双$τ$”空间风化模型的增强版本。我们将粒度-年龄分布拟合到增强的双$τ$模型中，并分别找到了$τ_w = 2050 \pm 80$ Myr和$τ_g = 4400^{+700}_{-500}$ Myr的特征风化和园艺时间。该拟合还表明，新鲜小行星表面的$-0.05 \pm 0.01$初始主成分颜色因$ΔPC = 1.34 \pm 0.04$的风化而发生最大可能的颜色变化。我们预测的新鲜小行星表面的颜色与$PC_1 = 0.17 \pm 0.39$新鲜普通行星表面的颜色相匹配。
2010-10-28 astro-ph.EP
Asteroid migration due to the Yarkovsky effect and the distribution of the Eos family
本文基于Yarkovsky效应的线性化模型，研究了天体半长轴漂移$Δa$与天体大小、自转速度、初始轨道和表面热参数的关系。通过适当的简化和近似，得到了小行星运动受Yarkovsky效应影响的摄动方程的解析解，并通过对运动方程的数值模拟进行了验证。这些解决方案提出明确的依赖性的$Δa$的热和动力学参数的小行星。利用这些$Δa$的解析公式，我们研究了季节和昼夜的Yarkovsky效应。计算了迁移方向反转的临界点，并讨论了小行星的大小和自转状态对迁移方向的选择性影响。只有Yarkovsky效应才能在老化的星周碎片盘中产生环状结构。最后，我们应用解析公式来计算Eos家族成员的迁移。很好地再现了小行星的空间分布。计算结果表明，小行星家族成员的自旋轴方向在统计上满足随机-随机分布，小行星的自转速率$ω_{\rm rot}$依赖于小行星的大小$R$，其大小为$ω_{\rm rot}\propto R^{-1}$ .
2020-02-03 astro-ph.EP
Asteroid Rotation Periods: Statistical Analysis in the Diameter-Spin Distribution
本研究利用34326颗小行星的数据集，通过统计建模、聚类分析及多项式拟合，揭示了小行星直径-自转分布的三个群体特征、最密集区域范围及经验下界，为理解小行星自转规律提供了统计依据。
2025-08-24 astro-ph.EP
Albedo Properties of Main Belt Asteroids Based on the Infrared All-Sky Survey of the Astronomical Satellite AKARI
我们提出了一个分析的红外卫星AKARI的全天巡天探测到的主带小行星的轨道特性。这次巡天探测到的5120颗小行星的特征，包括它们的大小和位置，都编入了AKARI小行星目录（AcuA）。大小和温度的测量是基于标准热模型，使用红外通量和绝对星等的输入。在5120颗AcuA小行星中，主带小行星占了4722颗，半长轴在2.06到3.27 AU之间。AcuA提供了亮度超过绝对星等H < 10.3（对应于直径d > 20公里）的所有主带小行星的完整数据集。我们证实了主带小行星的双峰分布是强烈的双峰，从过去的观测已经知道，双峰分布不仅发生在总人口中，而且在主带的内部，中间和外部区域。我们发现，小行星有更多的变化比大的小行星。尽管有像空间风化这样的小行星过渡过程，但每种分类类型的小行星平均轨道的日心分布几乎是平坦的。另一方面，随着半长轴的增加，总的平均反射率逐渐减小。这可以用分类类型的组成比例来解释;也就是说，随着日心距离的增加，C型和D型等暗小行星的比例增加，而S型等亮小行星的比例减少。X-子类的日心分布：E-，M-，和P-型，这可以划分的基础上的Ekrido值，也检查。P型是X型的主要组成部分，分布在主带区域，P型丰度在3AU以上增加。这种分布类似于C型或D型。
2012-11-13 astro-ph.EP
High-Resolution Simulations of Catastrophic Disruptions: Resultant Shape Distributions
小行星家族的成员有各种形状。我们调查的起源，他们的形状高分辨率的影响模拟灾难性的中断使用平滑粒子流体动力学代码。通过我们对灾变破裂的模拟，产生的碰撞残留物主要是球形或双叶形的。然而，没有形成短轴长度与长轴长度之比c/a < 0.5的平坦残留物。模拟结果提供了各种形状的小行星，并解释了小行星家族中的大多数形状，这些形状被认为是通过灾难性的破坏产生的。然而，目前的模拟并不能解释明显平坦的小行星。我们认为，这些扁平的小行星可能是闯入者或通过成员小行星之间的低速碰撞形成的。
2019-11-21 astro-ph.EP
Equilibrium Points and Periodic Orbits in the Vicinity of Asteroids with an Application to 216 Kleopatra
在这项研究中，平衡点和周期轨道的小行星位场进行了研究。给出了相对于平衡点的线性化运动方程和特征方程。我们发现平衡点周围周期轨道的特征乘子的分布与平衡点特征值的分布是相互对应的。平衡点的特征值分布确定了平衡点附近周期轨道的拓扑结构和稳定性。
2015-03-14 astro-ph.EP
LEADER: fast estimates of asteroid shape elongation and spin latitude distributions from scarce photometry
许多具有光变曲线亮度测量的小行星数据库（如WISE、Pan-STARRS 1）包含了大量的小行星形状和自旋建模数据。虽然光变曲线反演对于数据稀少的单个目标来说是不合理的，但对于拥有数千颗小行星的大群体来说是可能的，在那里可以获得群体的形状和自旋特征的分布。我们的目标是介绍一个软件实现的方法，计算人口的联合形状伸长率p和自旋纬度β分布，在小行星数据库中的亮度观测。其他主要目标是包括一种方法，用于执行算法的有效性检查，和一个工具，用于人口的统计比较。LEADER软件包从给定的数据库中读取用户定义的亚群的亮度测量数据。观测结果被用来计算种群成员亮度变化的估计值。一个累积分布函数（CDF）的这些估计构建。已知的分析基函数的叠加产生了这个CDF作为（形状，自旋）分布的函数。联合分布可以通过求解线性约束反问题来重构。为了测试该方法的有效性，该算法可以运行与合成小行星模型，其中的形状和自旋特性是已知的，并通过使用从检查数据库中获取的几何形状。LEADER是一个快速而强大的软件包，用于求解大种群的形状和自旋分布。根据所使用的数据库，测量的质量和覆盖范围存在重大差异，因此在可靠地使用数据库之前，总是需要进行综合模拟。我们展示了切换到另一个数据库时结果的差异。
2017-10-17 astro-ph.EP
The Distribution of Highly Red-sloped Asteroids in the Middle and Outer Main Belt
本研究利用NASA红外望远镜和洛厄尔发现望远镜对主带内高红斜率小行星进行观测调查，发现该群体内部存在光谱斜率变化趋势的多样性，暗示其具有多种不同的起源。
2024-03-27 astro-ph.EP
Lightcurve Survey of V-type Asteroids in the Inner Asteroid Belt
我们观测了13颗V型小行星的光变曲线（（1933）Tinchen，（2011）Veteraniya，（2508）Alpka，（3657）Ermolova，（3900）Knezevic，（4005）Dyagilev，（4383）Suruga，（4434）Nikulin，（4796）Lewis，（6331）1992 $\mathrm{FZ_{1}}$，（8645）1998 TN，（10285）Renemichelsen和（10320）Reiland）。利用这些观测结果，我们确定了小行星的自转速率，但尼库林和勒内米切尔森除外。在内主带的59颗V型小行星，包括被认为是小行星（4）灶神星喷出物的灶神星家族的29颗成员，其自转率分布与最佳拟合麦克斯韦分布不一致。这种不一致性可能是由于热辐射Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskiiii-Paddack（YORP）扭矩的影响造成的，这意味着形成V型小行星的碰撞事件的年龄在10亿年至几十亿年之间。
2013-11-19 astro-ph.EP
On the influence of impact effect modelling for global asteroid impact risk distribution
欧空局和美国宇航局维护着小行星危险清单，其中包括所有已知的小行星，这些小行星在未来与地球相撞的可能性不是零。现有的一些软件工具或者能够计算这些小行星的撞击点，或者能够估计特定撞击事件的撞击效应。然而，没有一个单一的工具可以将这两个方面结合起来，进行全面的风险分析。因此，问题是能否使用能够计算撞击位置的工具来从质量上了解小行星撞击风险的分布情况。为了回答这个问题，生成并比较了两种控制影响效应模型的影响风险分布。小行星风险缓解优化和研究工具与免费提供的OrbFit软件结合使用，用于预测所列最小直径为30米的小行星撞击地球表面的概率，这些小行星代表危险清单中的一个随机样本（占所有物体的15%）。由此产生的261个撞击走廊在全球地图上可视化。此外，还将撞击走廊与地球人口数据结合起来，以根据这一样本估计各国从现在到2100年面临的与小行星直接撞击有关的简化风险（无撞击影响）和高级风险（有撞击影响）。对40个人口最多的国家的风险与人口规模之间的关系进行了检查，很明显，人口规模是相对风险的良好代表。比较了改进的和简化的风险分布，讨论了物理碰撞效应的引入对结果的影响。人口仍然是相对撞击风险的有效替代指标，但纳入撞击效应导致风险显著不同，特别是在国家一级考虑时。
2016-08-24 astro-ph.EP
Secular resonance sweeping of the main asteroid belt during planet migration
计算了太阳系早期由小行星驱动的巨行星迁移时期由扫掠的$ν_6$长期共振产生的小行星偏心率激发。我们推导出解析表达式的偏心率变化的大小和它的依赖于扫描速率和行星参数;的$ν_6$扫描导致要么增加或减少偏心率取决于小行星的初始轨道。基于最慢的$ν_6$扫描速度，允许残留的小行星带生存，我们得出的$ν_6$共振扫过内小行星带（半长轴范围2.1- $2.8\AU$）的时代，土星的$\sim0.15\AU\My^{-1}$迁移速度的下限。这个速率限制是针对土星目前的偏心率，并与土星偏心率的平方成比例;如果土星在迁移期间的偏心率较低，则土星迁移速率的限制可能会较低。应用到一个虚构的小行星系综，我们的计算表明，一个先前的单峰分布的小行星偏心率将转化为双峰分布由于扫过的$ν_6$。对主带小行星轨道数据的研究表明，已知明亮（$H \leq10.8$）小行星的固有离心率可能符合双峰分布。如果是这样的话，我们的理论分析就为土星的迁移速率和迁移前小行星带的动力学状态提供了两种可能的解决方案：动态冷态（单峰偏心率分布与$\sim0.05$的平均值）与土星的迁移速度$\sim 4\AU\My^{-1}$，或动态热状态（单峰偏心率分布与平均$\sim0.3$）与土星的迁移速度$\sim 0.8\AU\My^{-1}$。
2011-03-04 astro-ph.EP
Planetesimal clearing and size-dependent asteroid retention by secular resonance sweeping during the depletion of the solar nebula
与太阳系的其他地方相比，小行星主带区域的重元素分布非常低。观测调查还表明，小行星（$ \le 50$ ~公里大小）的数量不足，比碰撞凝聚和碎裂平衡产生的单一幂律分布所预期的数量低两个数量级。在这里，我们考虑的可能性，一个主要部分的原始小行星人口可能已被清除的木星的长期共振，因为它扫过主小行星带期间耗尽的太阳星云。这种效应导致小行星轨道偏心率的激发。同时，流体动力阻力和行星盘潮汐相互作用有效地阻尼偏心率的次100公里大小和超月球大小的微行星，分别。这些综合效应导致小行星的轨道衰减，并从现在的主带区域（$\sim 2.1-3.3$ ~AU）清除。因此，中等大小（50到几百公里）的微行星在它们的出生地附近优先保留为主带小行星，具有适度的渐近偏心率。较小的小行星是后来发生的分裂性碰撞的碎片，正如当今的小行星家族所表明的那样。这一假设为观测到的主带小行星表面密度低和大小分布提供了一个自然的解释。它还提供了一个解释有限的空间范围内的类地行星积木没有广泛的迁移木星的要求。
2016-10-30 astro-ph.EP
A spectroscopic survey of the small near-Earth asteroid population: peculiar taxonomic distribution and phase reddening
我们提出了有史以来第一次完全致力于小（绝对星等H>20）近地小行星（NEA）人口的可见光谱调查的结果。在欧洲联盟委员会资助的近地天体盾牌-2项目的框架内，在一个30夜保证时间观测方案期间，在欧洲南方天文台的新技术望远镜上进行了观测。获得了147个天体的可见光谱，并进行了分类。相对于较大的近地小行星，它们在分类上的分布情况特殊。特别是，富含橄榄石的A型和富含有机物的D型比通过推断较大近地小行星的分类分布所能预期的要丰富。这些结果对研究太阳系历史的第一阶段，包括早期地球上的生命前物质的传递具有影响。我们的数据是在太阳相位角的大范围内获得的，使我们能够证明属于不同分类类型的小行星的特殊相位红化行为。与中等和高散射度的天体相比，低散射度的小行星不显示或显示有限的相位红化。这一结果表明了一种有希望的新方法来区分X复合体中的原始小行星。与以前的实验室实验，橄榄石丰富的表面是最受影响的相红化。
2018-03-23 astro-ph.EP
Brightness variation distributions among main belt asteroids from sparse light curve sampling with Pan-STARRS 1
小行星的旋转状态受各种物理机制控制，包括碰撞、内部阻尼和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应。我们分析了PanSTARRS 1号探测器在运行的头18个月期间连续探测到的约60，000颗小行星之间的星等变化。我们试图通过一个简单的模型的应用程序来解释所产生的亮度变化。我们发现，对于1 < D < 8 km的天体，随着直径的减小，其星等变化有减小的趋势。假设在这个大小范围内的物体的形状分布是独立的大小和组成，我们的模型表明，人口与平均轴比1：0.85 \pm 0.13：0.71 \pm 0.13，与较大的物体更有可能有自旋轴垂直于轨道平面。
2016-04-15 astro-ph.EP
Is the Grand Tack model compatible with the orbital distribution of main belt asteroids?
小行星带的特点是具有不同物理性质的天体径向混合，与最小质量太阳星云的预期相比，质量非常低，并具有兴奋的轨道分布。小行星带演化的模型表明，其结构的起源与类地行星的形成过程密切相关。Grand Tack模型提出了一个可能的解决方案，以协调火星的小质量与小行星带的性质，包括质量耗尽，径向混合和轨道激发的难题。然而，虽然在大粘性模型中产生的倾角分布与观察到的一致，但偏心率分布偏向于比今天发现的更大的值。在这里，我们评估的小行星带的轨道特性的演变，从年底的大钉模型（在年底的气体星云阶段时，行星出现从分散的气体盘），在整个随后的演变的太阳系，包括一个不稳定的巨行星约400 My后。在不稳定之前，类地行星是在动态冷轨道上建模的，木星和土星锁定在3：2的平均运动共振中。在巨行星不稳定之后，该模型继续额外的4.1 Gy。我们的结果表明，在大粘性模型中得到的偏心率分布演变到一个非常类似于目前观察到的，和半长轴分布也是如此。倾斜度分布几乎保持不变，在低倾斜度时略微倾向于耗尽;这导致得出结论，在Grand Tack末端的倾斜度分布有点过度兴奋。
2017-01-10 astro-ph.EP
The taxonomic distribution of asteroids from multi-filter all-sky photometric surveys
几十年来，人们一直在研究小行星在主带的分布，以了解其组成分布，以及这告诉我们太阳系的形成和演化。现在，全天空调查提供的数据数量级超过有针对性的调查。我们提出了一种方法来纠正偏置的小行星种群在斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的大小，距离，和duplex。我们对这个数据集进行分类，与总线和总线DeMeo系统一致，并给出了由此产生的分类分布。该数据集包括小至5公里的小行星，直径比以前的作品小三倍。由于我们的样本中的尺寸范围很广，我们按数量，表面积，体积和质量呈现分布，而以前的工作完全是按数量。虽然数量分布是一个有用的数量，并且已经使用了几十年，但这些额外的数量为总物质的分布提供了新的见解。我们在主带内部发现了D型的证据，根据行星迁移过程中天体从外太阳系注入内太阳系的动力学模型（Levison et al. 2009），它们是意想不到的。我们没有发现S型或其他意想不到的类特洛伊人和希尔达之间的证据，虽然偏向于这样的检测。最后，我们首次估计了内太阳系中各类物质的总量。主带最大的质量级依次为C、B、P、V和S。除了谷神星、智神星、灶神星和仙女座这四颗质量最大的小行星外，原始物质（C型和P型）占了主带和特洛伊小行星质量的一半以上，其余大部分质量都是S型。所有其他类都是火星和木星之间物质的次要贡献者。
2013-07-09 astro-ph.EP
SPH/N-body simulations of small (D = 10 km) asteroidal breakups and improved parametric relations for Monte-Carlo collisional models
我们报告我们的研究小行星解体，即破碎的目标，随后的重力重新积累和形成的小行星家族。我们重点研究直径为$D_{\rm pb} = 10$ km的母体。模拟进行了平滑粒子流体动力学（SPH）代码结合一个有效的N体积分。我们假设了不同的射弹尺寸、撞击速度和撞击角度（总共125次）。所得的尺寸-频率分布与使用$D_{\rm pb} = 100$ km目标的按比例缩小的模拟显著不同（Durda等人，2007年）。我们推导出适合蒙特卡罗碰撞模型的描述碎片分布的新参数关系。我们还描述了碎片的速度场和角分布，这可以作为小行星族的N体模拟的初始条件。最后，我们讨论了一些SPH模拟相关的不确定性。
2018-03-28 astro-ph.EP
Asteroid family identification using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE physical properties
使用WISE/NEOWISE的EQUIDOS来区分主带小行星内不同的EQUIDOS组，我们将层次聚类方法应用于这些子种群，并确定动态关联的小行星群。虽然这项调查仅限于NEOWISE检测到的已知主带小行星的约35%，但我们将这些天体的相关家族作为比单独从动态链接中获得的更高的置信度关联。我们发现，超过三分之一的观察到的人口的主带是在高置信度的动态家庭的核心。在主带的同一区域，家庭成员的分布显著不同于背景物体的分布，但这种影响的解释是复杂的低置信度家庭成员的不完整识别。我们总共将38，298颗小行星分为76个不同的家族。这项工作是一个关键步骤，必须消除偏见的小行星在主带和大小分布，并了解我们的太阳系的小天体的形成和历史。
2013-05-07 astro-ph.EP
The Albedo Distribution of Near Earth Asteroids
2010年的低温WISE任务对小行星极为敏感，对探测暗天体没有偏见。WISE在全低温任务期间观测到的428颗近地小行星（NEAs）的轨道可以用两个Rayleigh分布之和的三参数函数很好地拟合。对于负值，瑞利分布为零，对于正值x，瑞利分布遵循$f(x) = x \exp[-x^2/(2σ^2)]/σ^2$。峰值在x=σ处，因此位置和宽度是联系在一起的。这三个参数是暗总体中的对象的分数、暗峰的位置和较亮峰的位置。我们发现，25.3%的小行星观测到的WISE是在一个非常黑暗的人口在$p_V = 0.03$峰值，而其他74.7%的小行星观测到的WISE是在一个中等黑暗的人口峰值在$p_V = 0.168$。这种双峰分布的一个后果是，国会要求找到90%的直径大于140米的近地小行星，而测量到H=22等则无法满足这一要求，因为一颗直径为140米的小行星在非常暗的峰值处的H=23.7等，而超过10%的近地小行星的暗度超过p_V = 0.03。
2016-06-23 astro-ph.EP
Spins and shapes of asteroids reconstructed from photometry from surveys
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天文研究所）
利用巡天光度数据和凸光变曲线反演，重建约3万个小行星的自转与形状模型，揭示自转周期分布与分类、自转屏障附近形状及非主轴旋转等规律。
2026-10-06 astro-ph.EP
