Discovery of two TNO-like bodies in the asteroid belt
两颗极红的主带小行星：203 Pompeja和269 Justitia是从IRTF和SAO天文台收集的可见光和近红外光谱观测中确定的。这两颗小行星的光谱斜率比其他任何D型天体都要红，D型天体是小行星带中最红的天体，与外太阳系的海王星外天体和半人马座天体中的RR和IR级天体相似。光谱结果表明，在这些小行星的表层存在复杂的有机物质，这意味着它们可能在海王星附近形成，并在行星迁移阶段迁移到主带区域。庞培203是迄今为止在小行星带发现的直径大于110公里（即结构上可能完整）的约250个天体中唯一已知的非常红的小行星。这些发现为主小行星带承载着一群在太阳系外围形成的天体提供了另一个证据。
2021-07-15 astro-ph.EP
How much water was delivered from the asteroid belt to the Earth after its formation?
地球包含1到10个海洋的水，包括地幔中的水，其中一个海洋是今天地球表面的水。通过$n$ -体模拟，我们考虑了在小行星带形成后，有多少水可以从小行星带输送到地球。小行星是从与巨行星共振附近的不稳定区域产生的。我们比较了$ν_6$共振、与木星的2：1平均运动共振和外小行星带的相对撞击效率。$ν_6$共振为地球提供了最大的小行星供应，大约有$2\%$来自该区域的小行星与地球相撞。位于与木星平均运动共振和外部小行星带的小行星与地球相撞的概率可以忽略不计。如果原始小行星带中的小行星在它们的偏心率被激发到足以发生地球碰撞之前首先移动到$ν_6$共振位置（通过小行星-小行星相互作用或其他方式），则发生地球碰撞的次数最多。最多可以向地球输送大约八个海洋的水。如果地球上有十个或更多的海洋，那么地球很可能是由这些水的一大部分形成的。
2021-06-07 astro-ph.EP
Asteroids were born bigger: An implication of surface mass ablation during gas-assisted implantation into the asteroid belt
本研究模拟木星、土星迁移与气体盘表面烧蚀对植入小行星带星子的影响，表明多数成分星子会缩小并使SFD变陡，暗示最大C型小行星诞生时更大。
2023-12-08 astro-ph.EP
The Compositional Structure of the Asteroid Belt
过去十年在大规模小行星发现和定性方面取得了重大进展，已知的小行星超过50万颗，有10万多颗小行星的物理特征得到了一定程度的测量。数据的爆炸使我们能够创造一个新的主小行星带的全球图片。在陨石测量和动力学模型的背景下，一个新的和更完整的太阳系演变的图片已经出现。问题已经从“小行星带最初的成分梯度是什么？“到“整个太阳系中小天体最初的成分梯度是什么？“不再是两个小行星带是原始的主导理论，而是这些带是在太阳系形成后通过进化过程形成和塑造的。本文回顾了小行星成分表征，陨石测量和动力学理论的背景下，日心分布的小行星成分在主带今天看到的前沿的进展。本章还回顾了与小行星组成和分布相关的主要悬而未决的问题，并总结了对这些问题的理解进展和现状，以形成主带小行星形成和演化的总体情况。最后，我们简要回顾了小行星及其组成在我们的太阳系和超越其更大的背景下的相关性。
2015-06-16 astro-ph.EP
Main-belt comets: sublimation-driven activity in the asteroid belt
自1996年发现第一颗已知的主带彗星133 P/Elst-Pizarro以来，我们对主带彗星（MBC）的了解大大增加，这些主带彗星表现出彗星般的活动，可能是由于挥发性冰的升华，但轨道位于主小行星带，并在2005年发现另外两颗MBC后被确认为一类新的太阳系天体。我回顾了过去10年来所做的工作，以提高我们对这些神秘物体的理解，包括开发系统的发现方法和诊断方法，以区分MBC和被破坏的小行星（由于撞击或旋转不稳定等物理破坏而表现出彗星般的活动）。我还讨论了努力了解这些对象的动力学和热性能。
2015-11-05 astro-ph.EP
Dynamical erosion of the asteroid belt and implications for large impacts in the inner solar system
大行星的弱共振和长期扰动的累积效应产生了小行星在长时间尺度上的混沌行为。动力学混乱是目前小行星带中直径D > 10公里的小行星的主要损失机制。通过对主小行星带区域试验粒子长期演化的数值分析，发现主小行星带区域试验粒子的动力学损失历史符合对数衰减规律。在我们的模拟中，在t = 1 My处建立的损失率函数持续到至少t = 4 Gy，几乎没有偏差。我们的研究表明，自小行星带目前的动力学结构建立1百万年以来，由于这种动力学侵蚀，小行星带区域经历了大量的损耗-损失了多达50%的大型小行星。由于小行星从主带的动力消耗近似于对数，在10-200 My和0.2-4 Gy的时间间隔内发生了等量的消耗，大约是每个间隔内主带中大型小行星数量的30%。我们发现，由于动力学混沌而逃离主带的小行星撞击地球的概率约为0.3%。我们的模型表明，在过去的3戈瑞期间，大型小行星的撞击率下降了3倍，目前直径大于10公里的天体撞击类地行星的通量比目前在陨石坑年表和撞击危险风险评估中使用的估计数大约小一个数量级。
2009-12-06 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
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
Excitation and depletion of the asteroid belt in the early instability scenario
目前的小行星带质量只有月球的百分之几，比从圆盘模型中推断出的原始质量小三到四个数量级。然而，动力学研究表明，在过去的~4 Gyr中，小行星带的损耗不可能超过一个数量级。剩余的质量损失一定发生在太阳系演化的早期阶段。在类地行星形成过程中发生的外太阳系轨道不稳定性可以再现内太阳系的广泛特征。在这里，我们测试这个模型的可行性内的限制，主要带的低现今的质量和轨道结构。由于计算能力有限，以前的研究将小行星建模为无质量的测试粒子，而我们的工作使用GPU（图形处理单元）加速来模拟完全自引力的小行星带。我们发现，主带中的耗尽与巨行星在轨道不稳定性范围内的精确演化有关。模拟产生最接近的匹配巨行星的当前轨道消耗主带两到三个数量级。这些模拟的小行星带在径向混合和广阔的轨道结构方面也与实际的小行星带很好地吻合。
2018-11-22 astro-ph.EP
Identification of a 4.3 billion year old asteroid family and planetesimal population in the Inner Main Belt
通过重新评估主带内侧已知动力学小行星族，发现了一个年龄约43±17亿年的古老小行星族，并整理出最全面的幸存星子列表。
2023-06-13 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation Constrained by Mars and the Structure of the Asteroid Belt
要重现大的地球/火星质量比，需要原行星盘内1到3天文单位之间的固体物质有很强的质量损耗。Grand Tack模型调用了巨行星的特定迁移历史，以消除最初超过1 AU的大部分质量，并动态地激发小行星带。然而，人们也可以援引一个陡峭的密度梯度所产生的向内漂移和堆积的小颗粒引起的气体阻力，已被提出来解释形成的近距离超级地球。在这里，我们表明，小行星带的轨道激发提供了一个至关重要的约束，对这种情况下的太阳系。我们进行了一系列的模拟类地行星的形成和小行星带的演变开始从磁盘的星子和行星胚胎具有不同的径向密度梯度，包括木星和土星的近圆形和共面轨道。密度梯度较浅的小行星通过重力自搅拌再现了小行星带的动力学激发，但形成的火星类似物比真正的行星质量大得多。相比之下，表面密度梯度与$r^{-5.5}$成比例的圆盘再现了地球/火星的质量比，但使小行星带处于比真实带冷得多的动态状态。我们的结论是，没有磁盘的轮廓可以同时解释的类地行星和小行星带的结构。小行星带一定是被耗尽了，并被不同的机制动态地激发了，例如，在Grand Tack情景中。
2015-08-06 astro-ph.EP
The mid-plane of the Main Asteroid Belt
利用一个几乎完整的、无偏的小行星样本观测资料，对主小行星带的中面进行了测量，发现主小行星带的倾角为$\bar{I}=0.93\pm0.04$度，升交点经度为$\barΩ=87.6\pm2.6$度（在J2000黄道-秋分坐标系中）。这个平面与先前公布的测量结果有很大的不同，它也明显不同于太阳系的不变平面以及木星的轨道平面。理论上，小行星带的中平面应该是一个轻微弯曲的薄片，其局部法线由主要行星的引力控制。具体地说，它的倾角和升交点经度随半长轴和时间（在长期时标上）而变化，并由长期摄动理论的强迫解定义;预测$ν_{16}$节点长期共振将导致小行星带内部中面的显著弯曲。我们测试的长期理论，通过测量小行星的中平面在更精细的半长轴箱的当前位置。我们发现，在小行星带中部和外侧，测量的中面与长期摄动理论的预测在3-- $σ$置信水平内是一致的，但在靠近$\sim2$ AU的小行星带内侧，测量的中面与长期摄动理论的预测存在显著差异。
2018-01-24 astro-ph.EP
A record of the final phase of giant planet migration fossilized in the asteroid belt's orbital structure
小行星带的特点是在动力激发轨道上的物质总质量极低。尼斯模型解释了太阳系的许多特殊性质，包括太阳带的激发态，通过调用外行星之间的轨道不稳定性。然而，以前关于尼斯模型对小行星带结构影响的研究很难重现最里面的小行星的轨道倾角分布。在这里，我们展示了巨行星迁移的最后阶段是如何塑造小行星带的，特别是它的倾角分布。由于与剩余星子的相互作用导致土星远离木星，它的轨道进动速度随着两颗行星相互作用的减弱而减慢。当行星接近它们的现代分离时，木星完成的轨道比土星的轨道少五圈，木星对土星的偏心作用力加强。我们使用数值模拟表明，没有小行星的轨道进动之间的24-28角秒/年是有关的倾斜问题。当土星的岁差加速时，高倾角的小行星被激发到行星交叉轨道上，并从内部主带中移除。通过这一过程，小行星带的轨道结构被重新塑造，从而显著改善了模拟结果。
2019-12-05 astro-ph.EP
An ancient and a primordial collisional family as the main sources of X-type asteroids of the inner Main Belt
近地小行星群表明存在一个属于光谱X复合体的小行星的内部主带来源，并具有中等的反射率。迄今为止还没有查明这种来源。我们认为，最有可能的来源是一个或多个碰撞小行星家族逃脱发现到现在。我们采用一种新的方法来寻找小行星家族的内部主带人口的小行星属于X-复杂的温和的pronado。我们的方法不是在轨道要素空间中寻找小行星群，当年龄超过数十亿年时，小行星群可能会严重分散，而是寻找轨道半长轴和小行星大小的倒数之间的相关性。这种相关性是碰撞家族成员的标志，它们在雅科夫斯基热效应的影响下从一个共同的中心漂移。我们确定了两个以前未知的家庭在内部的主带之间的温和的X-complex小行星。其中一颗编号最低的小行星是（161）Author，年龄约为3 Gyrs，而第二颗编号最低的小行星是（689）Zita，可能与太阳系一样古老。后一个家族的成员有轨道偏心率和倾角，分布在整个内部主带，这表明这个家族可能是原始的，也就是说，它在巨行星轨道不稳定之前形成。内主带的绝大多数中等偏高的X-复合小行星都有遗传上的相关性，因为它们可以被包括在少数小行星家族中。只有9颗X-复合小行星的内侧主带有中等的倾斜度，不能被列入小行星家族。我们认为，这些天体是由原行星盘中的固体物质直接吸积而成的，因而是幸存下来的星子。
2019-02-05 astro-ph.EP
The Hawaii Trails Project: Comet-Hunting in the Main Asteroid Belt
神秘的太阳系天体133 P/（7968）Elst-Pizarro在动力学上是小行星，但却显示出周期性的彗星状尘埃排放。有两种假设可以解释这种不寻常的行为：（1）133 P是一颗来自外太阳系的经典彗星，它已经进化到主带轨道上，或者（2）133 P是一颗动力学上普通的主带小行星，其表面下的冰最近暴露出来。如果（1）是正确的，那么动力学跃迁到小行星轨道上的可能性很小，这意味着133 P可能是主带中唯一的一个。相反，如果（2）是正确的，其他冰主带天体应该存在，也可能表现出彗星活动。我相信133 P是一颗动力学上普通但主带冰冷的小行星，于是着手检验这一假设的主要预测：类似133 P的天体应该很常见，可以通过适当设计的观测调查发现。我进行了这样一个调查-夏威夷小径项目-选择主带小行星在寻找物体显示彗星活动。我对599颗小行星进行了657次观测，发现了一个现在被称为176 P/LINEAR的活跃天体，从而确定了新的彗星类主带彗星。这些结果表明，在低倾角、较大规模的外带小行星中，目前可能有大约100颗活跃的主带彗星。从物理上和统计上看，主带彗星的活动与米级撞击物引发的活动一致。然而，估计的影响率和由此产生的活动场地的大小，意味着133 P大小的机构应成为显着的去挥发化超过Gyr时标，这表明133 P，可能还有其他MBC，可能是二次，甚至多代，从最近的解体事件的片段。
2009-07-31 astro-ph.EP
Jovian Early Bombardment: planetesimal erosion in the inner asteroid belt
小行星带是了解太阳系历史的一扇敞开的窗户，因为它保存了其形成过程和长期演化的记录。今天小行星的祖先形成于太阳星云，几乎与巨行星同时代。产生第一代小行星的实际过程是不确定的，在很大程度上取决于太阳星云的物理特性，不同的设想产生了非常不同的初始大小-频率分布。在这项工作中，我们调查的影响，木星的形成，可能是第一个巨大的行星形成的原始小行星带的演变。木星的形成引发了一段短暂但强烈的原始撞击，这是以前无法解释的，这导致了小行星带早期碰撞演化的增强。我们的研究结果表明，这种木星早期轰击造成的侵蚀或破坏的机构小于一个阈值大小，这强烈依赖于原始星子的大小频率分布。如果小行星带主要是直径小于100公里的微行星，那么原始撞击就会造成直径小于200公里的天体被侵蚀。如果小行星带被较大的星子所控制，撞击将导致500公里大的天体被摧毁。
2012-02-22 astro-ph.EP
Discovery of Dust Emission Activity Emanating from Main-belt Asteroid 2015 FW412
我们介绍了主带小行星2015 FW 412活动的发现，这一发现源于美国宇航局合作伙伴计划的公民科学项目Active Asteroids。我们在2015年4月13日，18日，19日，21日和22日UT的档案Blanco 4-m（智利Cerro Tololo美洲天文台）暗能量相机（DECam）图像中确定了一个明显的尾巴，该尾巴来自2015年FW 412，并朝向反运动方向。活动发生在近日点附近，与主带彗星（MBC）一致，这是一个活跃的小行星子集，在主小行星带中以升华驱动的活动而闻名;因此2015 FW 412是一个候选MBC。当2015 FW 412靠近远日点时，我们没有在UT 2021年12月12日使用6.5米Baade望远镜上的Inamori-Magellan区域相机和光谱仪（IMACS）检测到活动。
2023-02-14 astro-ph.EP
New candidates for active asteroids: main-belt (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira, and near-Earth (162173) Ryugu
2012年9月，在四颗主带原始小行星（145）Adeona、（704）Interamnia、（779）Nina和（1474）Beira的近日点附近，首次同时观测到微弱彗发活动的光谱迹象，这被解释为表面物质中/下H2O冰升华的表现（Busarev等人，2015 a，2015 b）。我们确认了尼娜在2016年9月接近近日点时的现象。与此同时，根据对日本隼鸟2号航天飞行任务的目标近地小行星（162173）Ryugu（Vilas，2008年）的光谱观测结果，我们怀疑Cg型小行星上存在周期性的类似瞬态活动。然而，与主带原始小行星在近日点附近表现出冰的升华不同，对Ryugu的影响显然是在远日点附近记录的。为了解释这种差异，我们计算了太阳下温度取决于小行星的日心距离，考虑了主带和近地原始小行星内部结构的定性模型，包括冰，并进行了一些分析估计。推测的时间升华/脱气活动的Ryugu点存在一个残留的冻结核心在其内部。这可能表明该小行星从主小行星带过渡到近地区域的时间相对较晚。
2017-12-08 astro-ph.EP
Dynamical evolution of the inner asteroid belt
确定小行星带的动态演变是困难的，因为小行星带自小行星形成以来一直在通过各种机制演变，其中包括：（1）灾难性碰撞;（2）旋转破裂;（3）混乱的轨道演变;（4）由亚尔科夫斯基辐射力驱动的轨道演变。这些损失机制的时间尺度是不确定的，需要更多的观测约束。在主带内部，非家族小行星的平均大小随着倾角的增加而增加。在这里，我们利用这一观测结果表明，所有的主带内小行星都来自已知的家族或幽灵家族，即具有分散轨道要素的古老家族。我们估计，幽灵家族中小行星的平均年龄比亚尔科夫斯基轨道演化时间尺度小1/3。然而，这一轨道演化时间尺度是一个长期的平均值，必须考虑到小行星的碰撞演化及其自旋方向的随机变化。通过应用这些限制的轨道演化时标的灶神星小行星家族的大小频率分布的演变，我们估计，这个家庭的年龄大于1.3 $Gyr$，可以与年龄的太阳系。通过估算幽灵族的数量，我们计算出作为陨石和近地小行星的根源的小行星数量约为20颗。
2021-04-04 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 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
Re-examining the main asteroid belt as the primary source of ancient lunar craters
有人假设，在古老的月球高地上形成大部分可观测到的陨石坑的撞击物来自主小行星带，其大小-频率分布保持不变。该假设的一个更有限的版本，被称为E带假设，假设主小行星带的不稳定连续内部延伸产生了仅限于比Nectaris盆地更年轻的陨石坑的撞击。我们调查这些假设与蒙特卡罗代码称为陨石坑地形演化模型（CTEM）。我们发现，要使观测到的月球高地陨石坑的数量与Dc~100 km相匹配，需要撞击Di> 10 km的小行星的总数不少于4x10 - 6 km-2。然而，这一所需的撞击物质量只有不到1%的机会产生一个比约1200公里的Imperial盆地更大的盆地;相反，这些模拟可能会产生比月球上观察到的更大的盆地。用主小行星带SFD重现月球高地陨石坑记录的困难是因为主带中产生这些比小行星大的"巨型陨石坑"的天体相对丰富。我们还发现，主要的小行星带SFD有64公里的陨石坑，而不是产生一个陨石坑大于Imperial，所需的E带假说。<16% chance of producing Nectarian densities of Dc>这些结果表明，月球高地不太可能被其大小-频率分布类似于目前观测到的主要小行星带的人口轰炸。我们认为，撞击月球高地的陨石坑的人口有一个有点类似的大小-频率分布的现代主要小行星带，但有一个较小的比例的对象能够产生兆巴辛相比，对象能够产生约100公里的陨石坑。
2014-08-22 astro-ph.EP
Dynamical evolution of V-type asteroids in the central main belt
V型小行星与玄武岩成分有关，被认为是不同物体的地壳碎片。主带中的大多数V型小行星都是在主带的内部发现的，它们要么是灶神星动力家族（Vestoids）的当前成员，要么是过去漂移的成员。然而，最近在中央和外部主带发现了几个V型光度候选者。这一大群V型天体的起源还不太清楚。由于在3 J：-1A轨道上与木星产生平均运动共振的灶神星似乎不可能解释在主带中部和外部的所有V型小行星，因此有人提出了一种替代机制，即起源于当地的来源，例如Eunomia、Merxia和Agnia小行星家族的母体。在这项工作中，我们调查的V型测光候选人在中央主带的动力学演化，引力和非引力的影响下。我们的研究结果表明，从母体的Eunomia和Merxia/Agnia家庭的时间尺度为2 Byr或更长的动力学演化可能是负责目前的轨道位置的低倾斜的V型小行星。
2014-01-24 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
Scattering V-type asteroids during the giant planets instability: A step for Jupiter, a leap for basalt
V型小行星是一个分类类别，其表面与玄武岩成分有关。主小行星带中唯一已知的V型小行星来源是（4）灶神星，它位于小行星带的内部。然而，许多V型小行星不能与灶神星动力学联系起来。特别是位于小行星带中部和外部的小行星。以前的工作未能找到将V型小行星从内部输送到中间和外部带的机制。在这项工作中，我们提出了一个动力学机制，可以采取行动的原始小行星家族。我们考虑一个模型的巨行星迁移称为跳跃木星模型与五个行星。我们的研究集中在1000万年的时期，包括巨行星的不稳定阶段。我们发现，对于不同的假设灶神星类的古家庭在内部带，所造成的扰动的冰巨人，是分散到小行星带被抛出之前，从太阳系，能够分散的V型小行星的中间和外部带。根据斯隆数字巡天和VISTA巡天的颜色所确定的V型候选者的轨道分布，我们表明，只要假设的古族起源于（4）灶神星表面上挖掘的100至500公里的陨石坑，这种机制就足够有效。这一机制可以解释目前观测到的位于中带和外带的V型小行星，但（1459）Magnya除外。
2017-03-01 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
Newly Disrupted Main Belt Asteroid P/2010 A2
大多数主带小行星都是原始的岩石和金属天体，位于火星和木星之间的太阳轨道上。通过高速碰撞或旋转加速产生的分裂被认为是产生和毁灭小行星的主要机制，也是太阳黄道带云中尘埃的一个贡献者，而其他恒星周围的类似碰撞则将尘埃送入其碎片盘。不幸的是，由于事件很少，缺乏关于破坏机制或破坏率的直接证据。在这里，我们提出了对P/2010 A2的观测，这是一颗以前未知的内带小行星，具有奇特的彗星状形态，很可能是最近小行星破裂的残余物。高分辨率哈勃太空望远镜的观测显示，2009年2月/3月形成了一个直径约120米的核，其尾部由毫米大小的尘埃颗粒组成，所有这些尘埃颗粒都在太阳辐射压力的作用下缓慢演变。
2010-10-13 astro-ph.EP
Anticipating Formation Trends of Binary and Multiple Asteroids in the Main Asteroid Belt Due to Electric Discharge Effects by Using the relation of the Sun's Activity and Binary Asteroids Aggregation Statistics
小行星在太阳系中被归类为微小而轻的物体，然而其中一些拥有轨道卫星。根据调查，15%的近地小行星都有卫星。放电效应提供了一个新的模型，描述了太阳磁场活动影响下的单颗、双颗和三颗小行星的形成。在进一步的研究中，根据各种数据库、星表和航天器，根据小行星与太阳的平均距离，从小行星聚集图中提取了收集到的数据。结果表明，在太阳磁活动高的地区，双星小行星更容易聚集。然后，根据搜索小行星的形状，自旋和轨道类型的目录的结果，本文介绍了一个小行星的列表，可能会从单小行星转化为双（可能是多个小行星）取决于未来太阳磁场活动的增加。
2019-10-14 astro-ph.EP
Basalt or not? Near-infrared spectra, surface mineralogical estimates, and meteorite analogs for 33 Vp-type asteroids
对主要小行星带的调查和限制小行星群物理特征的努力涉及到研究数十万个小天体的艰巨任务。分类系统通常用于研究小行星带的大尺度性质，因为它们利用共同的观测参数，但小行星分类仅定义了广泛的可观测特性，而不是成分诊断（Tholen，1984年; Carvano等人，2010年，Hasselmann等人，2012年）。这项工作以Hardersen等人（2014年、2015年）的结果为基础，其目标是限制玄武岩小行星在整个主要小行星带的丰度和分布。我们报告的近红外（近红外：0.7至2.5微米）反射光谱，表面矿物学特征，光谱带参数分析，和陨石类似物的33 Vp小行星。NIR反射光谱法是检测大多数辉石族矿物的有效遥感技术，辉石族矿物在光谱上不同，在0.9和1.9微米处具有两个非常宽的光谱分辨率（Cloutis等人，1986; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。结合Hardersen等人（2014，2015）的结果，我们确定了95%（41个中的39个）的玄武岩小行星，但只有25%（8个中的2个）的外带Vp样本。内带玄武质小行星最有可能与灶神星4有关，代表了以前碰撞中喷出的撞击碎片。外层带Vp小行星表现出不同的光谱，矿物学和陨石模拟特征，可能来自不同的母体。另外两颗可能的玄武岩小行星的发现为外带玄武岩小行星群提供了额外的证据。
2018-05-08 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
New phase-magnitude curves for some Main Belt asteroids, fit of different photometric systems and calibration of the albedo - photometry relation
介绍了对选定的主带小行星的小样本进行光度观测的结果。所获得的测量结果可用于更好地校准国际天文学联盟采用的小行星测光系统$(H, G_1, G_2)$，并与使用不同测光系统获得的最佳拟合曲线进行比较。获得这些新数据是作为今后计划开展的一个更广泛项目的第一次可行性研究，该项目旨在对表征相位-星等曲线的某些参数与小行星几何学距离之间可能存在的关系进行可靠的校准。这对分析盖亚空间飞行任务获得的小行星光度数据具有重要的潜在应用。
2019-03-28 astro-ph.EP
The Asteroid Belt as a Relic From a Chaotic Early Solar System
小行星带的轨道结构记录了太阳系的动力学历史。目前的小行星带只包含${\rm \sim 10^{-3}}$地球质量，但小行星的轨道是动态激发的，偏心率和倾角有很大的差异。在类地行星形成模型的背景下，这条带可能是由木星的轨道迁移所激发的。类地行星也可以在不引起木星迁移的情况下重现;然而，由于它需要在地球轨道之外存在严重的质量赤字，这个模型系统地使小行星带处于激发不足状态。在这里，我们表明，如果木星和土星的早期轨道是混乱的，小行星的轨道可能已经被激发到目前的状态。气态巨行星轨道的随机变化导致共振在主带上不断跳跃，并在数千万年的时间尺度上激发小行星的轨道。虽然流体动力学模拟表明，气体巨星在气体盘阶段结束时可能处于平均运动共振状态，但小的扰动可能会使它们进入混乱但稳定的状态。这些气态巨行星目前的轨道是后来在外太阳系的不稳定期间实现的。虽然众所周知，现在的太阳系表现出混沌行为，但我们的研究结果表明，早期的太阳系也可能是混沌的。
2016-09-16 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
Precise Distances for Main-Belt Asteroids in Only Two Nights
我们提出了一种方法，用于计算精确的距离小行星使用只有两个晚上的数据从一个单一的位置-太少的轨道-利用角反射运动的小行星由于地球的轴向旋转。我们称之为旋转反射速度法。虽然这一概念简单而众所周知，但以前从未用于主带小行星的勘测。我们提供了一个数学的发展，估计的近似误差，并使用一个小的，0.9米的望远镜观察了两个晚上的197个小行星的样本演示。这次演示使用数字跟踪来提高微弱小行星的探测灵敏度，但我们的距离测定适用于任何探测方法。在我们的样本中，有48颗小行星在我们观测之前就已经知道了轨道，对于这些小行星，我们证明了我们计算的距离与小行星中心星历表中给出的距离之间的平均分数误差只有1.6%。与我们的两个夜晚的结果相反，通过拟合近似轨道来确定距离需要7- 10个夜晚的观测。一旦知道了小行星的距离，它的绝对星等和大小（给出一个精确估计的绝对星等）就可以立即计算出来。因此，我们的方法将大大提高4米和更大的望远镜可以探测小（例如100米）主带小行星的大小分布的效率。这种分布仍然知之甚少，但编码信息的碰撞演变的小行星带--因此，历史的太阳系。
2015-08-26 astro-ph.EP
Influence of the Centaurs and TNOs on the main belt and its families
半人马座是轨道位于巨行星轨道之间的物体。它们被认为主要来自海王星外天体，也是近地天体的来源之一。海王星外天体（TNO）穿过海王星的轨道，产生了半人马座。我们调查他们与主带小行星的相互作用，以确定如果混乱的散射所造成的近距离接触和这些机构的影响可能发挥了作用，在主带的动力学演化。我们发现，到达内太阳系的半人马座和TNO可以改变主带小行星的轨道，但前提是它们的质量在单次遭遇时比太阳质量小10亿，或者在多次近距离遭遇时比太阳质量小一个数量级。半人马座和TNO不太可能在主带中有大量分散的年轻小行星家族，但它们可能扰乱了一些老的小行星家族。目前起源于半人马座或海王星外天体的主带小行星可能位于外带，寿命短于4 My，最有可能在2.8 au和3.2 au之间，离心率比典型的主带小行星大。
2016-11-17 astro-ph.EP
Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft
主小行星带和外海王星柯伊伯带的动力学质量估计是从它们对行星运动的引力影响中得出的。由移动物质点组成的离散旋转模型已被用于模拟来自小的或尚未被检测到的带体的总吸引力。模型带的质量已被包括在一组正在改进和确定的参数中，并已通过处理80多万颗行星和航天器的现代位置观测而获得。我们已经处理了观测数据，并根据新的EPM2017版本的IAA RAS行星星历确定了参数。离散模型中考虑了观测到的大的带的径向范围（主带超过1.2 AU，柯伊伯带超过8 AU）和柯伊伯带中从观测中发现的距离约为44 AU的天体的浓度。我们还使用了个别质量估计的大型机构的带，以及为对象，航天器已经接近和机构与卫星。我们对主小行星带的质量估计是$(4.008 \pm 0.029)\cdot 10^{-4} \ m_{\oplus}$（3 $σ$）。大部分柯伊伯带天体位于39.4到47.8 AU的环区。其总质量加上31个最大的外海王星柯伊伯带天体的质量估计为$(1.97 \pm 0.030)\cdot 10^{-2} \ m_{\oplus}$（3 $σ$），几乎超过主小行星带质量的50倍。31个最大的海王星外天体（TNOs）的质量仅为总质量的40%左右。
2018-11-13 astro-ph.EP
A six-part collisional model of the main asteroid belt
在这项工作中，我们构建了一个新的模型的碰撞演化的主小行星带。我们的目标是测试Benz和Asphaug（1999）的标度律，并确定它是否可以用于整个带。我们希望找到所考虑的带的六个部分（内部，中间，“原始”，外部，Cybele带，高倾角区域）的初始大小频率分布（SFD），并验证在模拟过程中创建的合成小行星家族的数量是否与观测到的家族数量相匹配。我们使用了来自WISE卫星的新观测数据（Masiero等人，2011年）来构建所观察到的SFD。我们模拟小行星的相互碰撞与修改版本的博尔德代码（Morbidelli等人，2009），其中包括Durda等人（2007）和Benavidez等人（2012）的流体动力学（SPH）模拟结果。由于物质特性会显著影响解体，因此我们创建了两个模型--单体小行星模型和碎石堆模型。为了解释所观察到的SFD的大小范围D = 1至10公里，我们还必须考虑由于雅科夫斯基效应的动力学耗尽。（纯粹）碎石堆小行星的假设导致与观测数据的拟合明显更差，因此我们可以得出结论，大多数主带小行星都是相当单一的。我们的工作也可以作为进一步的SPH模拟破坏较小的目标（与母体大小的顺序为1公里）的动机。
2014-07-23 astro-ph.EP
The Kilometer-Sized Main Belt Asteroid Population as Revealed by Spitzer
利用来自MIPSGAL和金牛座遗产巡天的多历元斯皮策空间望远镜24微米数据，根据小行星的相对运动探测小行星。这些红外探测结果与已知小行星相匹配，旋转平均直径和旋转平均半径是利用近地小行星模型结合蒙特卡罗模拟对1835颗大小从0.2公里到143.6公里不等的小行星进行的模拟得出的。IRAS或MSX也检测到这些对象的一个小的子样本，并且从该数据导出的单波长λ dos和直径拟合在IRAS和/或MSX导出的λ dos和直径的5%以内，证明了我们技术的稳健性。在这个样本中，小的主带小行星的平均几何半径为p_V = 0.138，样本标准差为0.105。该样本的分布比IRAS或MSX样本更加多样化。直接导出了小直径主带小行星的累积尺寸-频率分布。讨论了光学和红外探测的完备性极限。
2012-04-05 astro-ph.EP
Digital Tracking Observations Can Discover Asteroids Ten Times Fainter than Conventional Searches
我们描述了数字跟踪，小行星搜索的方法，大大提高了望远镜的灵敏度，以微弱的未知小行星。它以前曾被用于使用哈勃太空望远镜和大型地面仪器探测微弱的柯伊伯带天体，并在接近地球时发现一颗小的快速移动的小行星。我们补充这一早期的工作，开发数字跟踪方法，使用大幅面CCD成像仪探测小行星。我们证明，该技术使大量的新的微弱的小行星的地面探测。我们的方法解决或规避了大规模应用数字跟踪寻找主带和近地小行星的所有主要障碍。我们发现，对于这两个小行星种群，数字跟踪可以提供比传统搜索提高十倍。长期以来，数字跟踪一直是柯伊伯带深部调查的标准做法，但即使在那里，我们的方法也能实现比以往更深入的整合。我们使用基特峰上0.9米WIYN望远镜上的一度成像仪搜索主带小行星验证了我们的方法，在以前仅用4米和更大的仪器探测的制度中对小行星提供了灵敏度，并导致在单个领域中检测到156颗以前未知的小行星和59个已知物体。数字跟踪有可能彻底改变对从柯伊伯带到主带和近地小行星的微弱移动物体的搜索，甚至可能是低地球轨道上的人为空间碎片。
2015-08-07 astro-ph.EP
Evidence from the asteroid belt for a violent past evolution of Jupiter's orbit
我们利用主小行星带中大（> 50 km）小行星的当前轨道结构来约束巨行星从原始轨道迁移到当前轨道时的演化。Minton和Malhotra（2009年）指出，主带中大型小行星的轨道分布可以通过巨行星在τ ~ 0.5My时间尺度上的指数衰减迁移来重现。然而，自洽的数值模拟表明，在如此短的时间尺度上，巨行星的微行星驱动的迁移与它们的半长轴的指数变化不一致（Hahn & Malhotra，1999）。实际上，典型的时间尺度是τ> 5 My。当巨行星在这个时间尺度上的迁移应用于小行星带时，所得到的轨道分布与观测到的轨道分布不一致。然而，行星间的相遇会大大加快行星迁移的速度。考虑一个演化，木星和土星都与海王星质量的行星（可能是天王星或海王星本身）近距离相遇，第三颗行星在被土星向内散射后，又被木星向外散射。这种情况导致木星和土星之间的轨道间隔非常迅速地增加，我们在这里显示对小行星带的结构只有轻微的影响。这种类型的演化被称为跳跃木星案例。我们的研究结果表明，迁移前的小行星带的总质量和动力学激发与目前观察到的相当。此外，他们暗示，在迁移之前，木星和土星的轨道比现在的轨道要小得多。
2010-09-08 astro-ph.EP
Deconvolving the complex structure of the asteroid belt
本文论证小行星带结构的反卷积应主要由观测约束指导，发现其尺寸-频率分布未达平衡态，并指出尺寸与轨道要素间的部分相关性源于 Hierarchical Clustering Method 的局限。
2023-10-04 astro-ph.EP
Late Accretion of Ceres-like Asteroids and Their Implantation into the Outer Main Belt
低丰度小行星保存了原始太阳系微行星的记录，以及太阳星云活跃的条件。然而，这些小行星的起源和演化并没有受到很好的约束。在这里，我们测量了可见光和近红外（0.5 - 4.0微米）光谱的低散射小行星在中部和外部的主带。我们发现，矮行星谷神星轨道外的许多大（d > 100 km）和暗（几何半径< 0.09）小行星与谷神星具有相同的光谱特征，并且可能是由相同的成分组成。我们还开发了一个热演化模型，表明这些谷神星状小行星具有高度多孔的内部，在富含钙铝的包裹体形成后的1.5 - 3.5百万年相对较晚地吸积，并且经历了< 900 K的最高内部温度。类似谷神星的小行星位于3.0 - 3.4天文单位之间的一个封闭的日心区域，但很可能是在这颗巨行星动力学不稳定期间从太阳系更遥远的区域注入的。
2023-02-17 astro-ph.EP
Non-Vestoid candidate asteroids in the inner main belt
大多数霍华石-真绿石-闪长石（HED）陨石（类似于V型小行星）被认为是来自小行星（4）灶神星。然而，一些HED显示出不同的氧同位素比例，因此被认为是来自其他小行星。在这项研究中，我们试图确定小行星，可能代表那些不匹配的HED的母体。特别是，异常的Bunburra Rockhole陨石的起源被追溯到内部主小行星带，表明内部主带中可能存在与小行星（4）Vesta（V型小行星和HED陨石的主要来源）没有遗传联系的小行星。在这项工作中，我们确定V-型小行星的动态灶神星家庭的旋转特性（逆行与逆旋转）建议的方向Yarkovsky漂移，使他们除了典型的灶神星和灶神星逃犯。具体而言，Nesvorny等人（2008年）模拟了灶神星家族的逃逸路径，并表明在半长轴a < 2.3天文单位的内主小行星带中，典型的灶神星逃逸者必须具有逆行旋转以及使雅科夫斯基力最大化的物理和热参数，以便在1-2 Gyrs（灶神星碰撞家族的年龄）内演化到分散的轨道。因此，灶神星家族以外的大型小行星，其天文单位小于2.3天文单位，并且具有使雅科夫斯基漂移最小化或显示雅科夫斯基漂移方向朝向（4）灶神星的热和旋转特性，是非灶神星V型小行星的最佳候选者，因此是异常HED的母体。在这项研究中，我们进行了精确的光度观测，并确定了几个小行星的旋转方向，测试它们与灶神星和异常HED的联系。我们已经发现了几个潜在的非维斯妥候选人。这些物体必须进行…
2016-12-22 astro-ph.EP
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Aqueous alteration on main belt primitive asteroids: results from visible spectroscopy
本工作重点研究了作用于主带并在蚀变小行星上产生水化矿物的水蚀变过程。水蚀变对于揭示太阳系历史最早期发生的过程特别重要，因为它可以提供关于小行星热演化和小行星带中水源定位的信息。我们提出了新的光谱观测属于原始类C，G，F，B和P的80颗小行星的可见光区域。我们结合目前的观测与文献中提供的小行星的可见光光谱，共600原始主带小行星。我们的分析表明，水蚀变序列从P型物体开始，几乎没有改变，并通过F，B，C和G小行星增加。大约50%的观测到的C-型小行星在可见光中表现出吸收特征。由于水合硅酸盐，这意味着超过70%的硅酸盐将具有3 $μ$ m的吸收带，因此在其表面上具有水合矿物。这一过程在位于2.3至3.1天文单位之间的原始小行星中占主导地位，这比以前提出的日心距离要小。在50 - 240公里大小的原始小行星中，水蚀变过程占主导地位，而对于小于50公里的天体，水蚀变过程的影响较小。水蚀变过程和小行星的轨道参数之间没有相关性。比较了水化硅酸盐和CM 2碳质陨石的$\sim$ 0.7 $μ$ m带参数，发现陨石的带中心比小行星的带中心波长长。这种中心位置的差异可能归因于不同的矿物丰度，以及地球上可用的CM2可能不能代表整个水蚀变小行星群的事实。
2014-02-02 astro-ph.EP
The Dynamical Evolution of the Asteroid Belt
小行星带是内太阳系原始小行星群的残留物。然而，目前小行星的轨道具有与长期动力学稳定性相容的所有可能的偏心率和倾角值，而初始的微行星轨道应该是准圆形的，几乎是共面的。小行星群的总质量是原始存在的一小部分。此外，具有不同化学/矿物特性的小行星并不像人们从原行星盘中存在径向温度梯度所预期的那样，以平均日心距离有序排列，但它们部分混合。这些性质表明，小行星带在其生命周期中受到一个或一系列过程的严重雕刻。本文回顾了迄今为止提出的过程，讨论了它们所解释的性质以及它们所面临的问题。重点是支付之间的相互作用的动力和碰撞的小行星种群的演变，它允许使用的大小分布来约束动力学模型。我们把小行星带的演化分为三个阶段。第一阶段开始于气态原行星盘的生命期，当巨行星形成并可能经历大规模迁移时，并在气体移除后继续，在类地行星的积累期间。第二阶段发生在气态原行星盘被移除之后，当巨行星由于相互动力学不稳定性和与海王星外微行星盘的相互作用而突然改变轨道时，小行星带变得特别活跃。第三阶段涵盖了巨行星不稳定的后果，直到今天。
2015-01-25 astro-ph.EP
A Census Before Rubin of Asteroid Families in the Main Belt
Southwest Research Institute（西南研究所）
研究通过普查主小行星带中的335个碰撞家族，揭示了碰撞家族形成年龄、母体大小与Yarkovsky效应的关系，提供了新的小行星家族目录。
2026-02-23 astro-ph.EP
A photometric search for active Main Belt asteroids
众所周知，一些主带小行星具有彗星般的特征。一个典型的例子是已知的第一颗主带彗星133 P/（7968）Elst-Pizarro。如果导致这种活动的机制太弱，无法形成视觉上明显的彗发或尾巴，那么物体就不会被注意到。我们提出了一种新的方法来寻找活跃的小行星，基于在数据库中寻找偏离其预期亮度的物体。通过使用MPCAT-OBS观测档案，我们发现了五个新的候选对象，它们可能显示出一种类似彗星的活动，以及已知的主带彗星133 P/（7968）Elst-Pizarro。其中四颗新的候选天体，（315）Constantia，（1026）Ingrid，（3646）Aduatiques和（24684）1990 EU 4，显示出亮度偏差与天体的日心距离无关，而（35101）1991 PL 16显示出依赖于其日心距离的偏差，这可能是热触发机制的指示。这种方法可以在未来的天空观测方案中实施，以便几乎在主带天体爆发的同时探测到它们的爆发。
2014-01-22 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
Isotopic Trichotomy of Main Belt Asteroids from Implantation of Outer Solar System Planetesimals
本研究通过N体模拟表明，外太阳系CI星子被巨行星散射至小行星带并因气体拖曳稳定轨道，揭示了CI小行星与其他C型小行星同位素差异的成因。
2023-11-27 astro-ph.EP
Asteroid Discovery and Light Curve Extraction Using the Hough Transform -- A Rotation Period Study for Sub-Kilometer Main-Belt Asteroids
小行星的夜间轨迹可以近似为直线，它们的夜间探测也是如此。因此，Hough变换是一种直线检测算法，可以用来连接直线检测来发现小行星。我们将该算法应用于高节奏的Pan-STARRS 1（PS1）观测，该观测最初旨在收集小行星光变曲线用于旋转周期测量（Chang等人，2019年）。该算法恢复了观测场中大部分已知的小行星，此外，还发现了3574颗新的小行星，其星等主要为21.5 < w_p1 < 22.5等。使用3574颗新小行星的光变曲线，我们获得了122个可靠的旋转周期，其中13个是超快旋转体（SRF;即，旋转周期< 2小时）。在这些SFR中生存所需的凝聚力范围从数十到数千Pa，这个值与已知的SFR和月球和火星上的风化层一致。在这里发现SFR的几率更高，这表明低于千米的MBA可能拥有更多的SFR。
2019-10-16 astro-ph.EP
Recent arrivals to the main asteroid belt
主小行星带现在所在的区域可能一开始是空的，在太阳系历史的早期，随着物质被类地行星向外散射和被巨行星向内散射，这些物质开始被填充。这些通往主带的动力学路径今天可能仍然活跃。在这里，我们提出了数据挖掘实验的结果，旨在挑选出当今的主要小行星带的成员，可能已经达到了带在过去几百年。可能的新成员包括2003 BM 1，2007 RS 62，457175（2008 GO98）、2010 BG18、2010 JC 58、2010 JV52、2010 KS 6、2010 LD 74、2010 OX38、2011 QQ99、2013 HT 149、2015 BH 103、2015 BU525、2015 RO 127、2015 RS139、2016 PC41，2016 UU231，2020 SA75，2020 UO43，2021 UJ5，都在外带。这些候选者中的一些可能是在最近与木星近距离接触后被插入到当前轨道的。我们还调查了这些新移民的可能来源地区。小行星2020 UO 43，如果是真的，有一个不可忽略的概率起源于奥尔特云，甚至星际空间。小行星2003 BM 1可能来自天王星附近。然而，大多数新来的天体，包括457175、2011 QQ99和2021 UJ5，可能都起源于半人马座轨道空间。在现有轨道确定的不确定性的背景下，对这些发现的可靠性进行了评估。
2022-07-15 astro-ph.EP
A Spectroscopic Comparison of HED Meteorites and V-type Asteroids in the Inner Main Belt
内主带的V型小行星（a < 2.5天文单位）和HED陨石被认为是来自大型玄武质小行星4灶神星表面的碰撞碎片，在遗传学上彼此相关。我们通过比较39颗V型小行星的近红外（0.7-2.5微米）光谱与HED陨石的实验室光谱来研究这种关系。中心波长和面积跨越1和2微米的辉石橄榄石吸收带的行星玄武岩的特点是测量小行星和陨石的数据。谱带中心的相关性很好，但是小行星的1微米和2微米吸收谱带所占的面积比要比陨石大得多。我们认为，这种带面积比的偏移与我们目前对空间风化作用的有限理解是一致的，但是我们不能排除这种偏移是由于成分差异造成的可能性。这种偏移的其他几个可能的原因进行了讨论。在这些主带内的小行星中，我们没有发现非Vestoid矿物的证据。相反，这些小行星似乎代表了一个连续的组成，与来自单一分化母体的起源一致。此外，我们的分析表明，具有低倾角（i < 6度）的V型小行星往往具有向长波长轻微移动的带中心。这可能意味着灶神星表面不止一次的碰撞是产生观测到的内带V型小行星群的原因。最后，我们提供了几个预测，可以测试时，黎明飞船进入轨道灶神星在2011年夏天。
2010-03-12 astro-ph.EP
Observational Completion Limit of Minor Planets from the Asteroid Belt to Jupiter Trojans
随着发现的小行星越来越多，确定一个观测上完整的样本对于统计分析和为太阳系动态演化的理论模型提供信息至关重要。本文提出了一种简单的方法来估计作为半长轴函数的绝对星等H_lim的经验观测完备性。我们的方法在应用中需要更少的假设和决策，使结果在实施它的研究中更具可移植性和可重复性，并且可以扩展到预计在未来十年使用Vera C的更大的小行星数据集。鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）。使用的H_lim（a）的值在半长轴，a，在高分辨率下确定的，我们表明，观测完整的样本大小的主带小行星是大于2的因素相比，使用一个保守的单一值的H_lim，在以前的研究中经常采用的方法。此外，通过拟合小行星数据库中H_lim（a）至7e5天体的简单物理模型，我们的模型揭示了主带与主带以外的小行星群（匈牙利、希尔达斯和特洛伊）之间的统计学显著差异，表明可能存在人口差异，如它们的大小、偏心率或倾角分布。
2020-10-15 astro-ph.EP
