Prospects for detecting surface color heterogeneity on asteroid surfaces from sparse multiband photometric survey data
Institut für Geophysik und Extraterrestrische Physik（地球物理学与外层空间物理研究所）
本文研究如何利用稀疏多波段光度调查数据识别小行星表面颜色异质性，通过模拟数据评估统计测试的灵敏度，并探讨模型假设准确性对检测性能的影响。
2026-05-21 astro-ph.EP
Inversion of asteroid photometry from Gaia DR2 and the Lowell Observatory photometric database
小行星的自转特性（自转轴方向和自转周期）和粗略的形状模型，可以从它们的磁盘集成的亮度时，从各种观察几何测量重建。这些物理特性对于创建主带的结构和动力学演化的全球图像至关重要。形状和自旋模型的数量不仅可以在新数据可用时增加，而且可以通过组合独立的数据集并将它们反演在一起来增加。我们的目标是通过处理现有的光度测定法得出新的小行星模型。我们使用Lowell天文台测光数据库中编译的小行星测光，并使用Gaia Data Release 2中的测光。这两个数据源都可用于大约5400颗小行星。在Asteroids@home分布式计算项目的框架下，我们对每颗小行星应用光变曲线反演方法，以找到符合观测光度学的凸形模型和自旋状态。由于盖亚DR 2数据点数量有限，洛厄尔数据的光度精度较差，我们只能为大约1100颗小行星推导出独特的模型。然而，其中762个是新模型，大大扩大了目前约1600个小行星模型的数据库。我们的研究结果表明，一个综合的方法来反演小行星测光的重要性。虽然我们的模型一般同意通过单独反演洛厄尔和盖亚数据，组合反演更强大，模型参数更受约束，独特的模型可以重建在许多情况下，单独的数据集是不够的。
2019-09-20 astro-ph.EP
Physical Characterization of Asteroid (16583) Oersted Combining Stellar Occultation and Photometric Data
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天体物理研究所）；Université Côte d’Azur, CNRS-Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学法国国家科学研究中心拉格朗日实验室蔚蓝海岸天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）；Department of Physics, The Catholic University of America（美国天主教大学物理系）；Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心天体物理学科学部）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC（NASA/戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）；SETI Institute, Carl Sagan Center（SETI研究所卡尔·萨根中心）；Unistellar
通过结合恒星掩星、光度计和热红外数据，研究小行星(16583)奥斯特的物理特性，确定其形状、自转状态和表面特性。
2025-10-07 astro-ph.EP
Asteroid models from the Lowell Photometric Database
我们使用的光变曲线反演方法来推导新的形状模型和自旋状态的小行星稀疏的时间测光编译在洛厄尔测光数据库。为了加快耗时的过程中，通过使用凸形模型扫描周期参数空间，我们使用分布式计算项目小行星@家，伯克利开放式网络计算基础设施（BOINC）平台上运行。这样，周期搜索间隔被分成数百个较小的间隔。这些时间间隔分别由不同的志愿者扫描，然后连接在一起。我们还使用一种替代的，更快的方法时，通过使用三轴椭球模型搜索最佳拟合期。这样，我们可以独立地确认凸模型发现的周期，也可以找到凸模型方法给出太多解的一些小行星的旋转周期。通过对前100，000颗编号小行星的Lowell光度数据的分析，我们得出了328个新模型。这几乎使可用模型的数量增加了一倍。我们测试了我们的结果的可靠性，通过比较模型，来自纯粹的洛厄尔数据与那些基于密集的光变曲线，我们发现，假阳性的解决方案的比率是非常低的。我们还提出了更新的图的分布的自旋轨道和极黄道轨道，证实了以前的研究结果的非均匀分布的自旋轴。然而，从嘈杂的稀疏数据重建的模型严重偏向于更细长的机构与高的光变曲线振幅。
2016-01-12 astro-ph.EP
Asteroid models reconstructed from the Lowell Photometric Database and WISE data
关于小行星自旋状态的信息对于我们理解影响它们的动力学过程非常重要。然而，小行星的自旋特性仅为整个种群的一小部分所知。为了扩大具有已知旋转状态和基本形状特性的小行星的样本，我们将洛厄尔天文台数据库的时间稀疏测光与美国宇航局WISE卫星的通量测量相结合。我们将光变曲线反演方法应用于组合数据。来自WISE的热红外数据被视为反射光，因为热光曲线和可见光曲线的形状对于我们的目的来说足够相似。虽然稀疏的数据涵盖了多年来广泛的几何形状，但WISE数据通常涵盖数十小时的间隔，这与小行星的典型旋转周期相当。在Asteroids@home分布式计算项目的框架内进行了最佳拟合模型的搜索。通过处理近75，000颗小行星的数据，我们为其中约900颗小行星导出了独特的形状模型。其中一些已经在DAMIT数据库中可用，并作为我们方法的一致性检查。总的来说，我们为662颗小行星推导了新的模型，这大大增加了已知其旋转状态和形状的小行星的总数。对于另外789颗小行星，我们能够确定它们的恒星自转周期，并估计自转轴方向的黄道纬度。我们研究了小行星群中自旋的分布。我们发现了一个显着的差异之间的数量的小行星小于约10公里的逆行和逆行旋转。将光学测光与热红外线曲线相结合是获得新的小行星物理模型的有效途径。
2018-07-05 astro-ph.EP
Asteroid (3200) Phaethon: results of polarimetric, photometric, and spectral observations
我们目前的结果偏振，光度，在2017年底近地小行星（3200）Phaethon接近地球期间，在特殊天体物理观测台的6米BTA望远镜和克里米亚天体物理观测台的2.6米和1.25米望远镜上对该小行星进行了广泛的相位角和光谱观测（19-135度）和2020年α= 52.2度。利用我们和其他文献中的数据，我们发现，Phaethon在V波段的最大程度的线偏振是45%的相位角124度。使用相关性（偏振斜率-旋度），我们发现小行星法厄同的几何旋度为0.06。这一数值属于用不同方法测定的小行星的最小值范围。该小行星的平均颜色指数U-B=0.207和B-V=0.639分别在日心和地心距离1.077 au和0.102 au处导出。根据所测得的绝对星等和几何星等估算了法厄同的有效直径，它等于6.8km。最好的拟合所观察到的偏振数据得到与Sh-矩阵模型的共轭随机高斯粒子组成的富镁硅酸盐（90%）和无定形碳（10%）。
2022-06-02 astro-ph.EP
Photometric and dynamic characterisation of active asteroid (248370) 2005 QN173
我们介绍了最近发现的活跃小行星（248370）2005 QN 173（又名433 P）的物理和动力学特性。根据我们的观测，我们得出了两种可能的自转周期解，分别为2.7小时和4.1小时。校正彗差效应后计算的相应光变曲线振幅分别为0.28和0.58等。这两个周期的解决方案是短于临界旋转极限计算的强度为三轴椭球体，这表明旋转质量脱落应至少部分负责所观察到的活动。我们确认，活动水平正在进一步衰减，但速度非常温和，仅为0.006 mag/天，仍然与升华驱动的活动相一致。我们发现248370可能属于忒弥斯小行星家族，使其成为与该组相关的第四个主带彗星。248370的轨道特征也与它起源于年轻的288 P小行星群相一致。288 P星团与它的同名主带彗星有关，这为比较分析有趣的主带彗星248370和288 P提供了令人兴奋的可能性。
2022-09-02 astro-ph.EP
Photometric analysis of asteroids in the Phocaea region
本研究利用地基及TESS、Gaia测光数据分析Phocaea区域44颗小行星，揭示Yarkovsky/YORP效应印记，并通过密度与孔隙率推断其母体与H球粒陨石同源。
2025-05-12 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
Modelling the brightness increase signature due to asteroid collisions
我们已经开发了一个模型来预测碰撞后亮度增加的小行星之间的亚灾难性碰撞，并评估的可能性调查检测到这些事件。该模型基于Holsapple和Housen（2007年）的成坑比例定律，并将撞击后喷出物的膨胀模拟为在离散壳层中发生，每个壳层都有自己的速度。我们估计一系列的目标/撞击物对之间的幅度变化，假设它是由增加在一个光度孔径内的反射表面积，由于所产生的喷出物。正如预期的那样，光度信号随着撞击物的大小而增加，但我们也发现，由于引力回落，光度信号随着目标小行星直径的增加而迅速减小。我们已经使用模型的结果，以估计D=49- 65米的（596）谢拉碰撞的撞击物的直径取决于撞击物的分类，这与以前的估计大致一致。我们改变了强度制度（高度多孔和砂/粘性土壤）和分类类型（S-，C-和D-型），以检查对幅度变化的影响，发现它在早期阶段是显着的，但只有一个小的影响，对光度信号的整体寿命。将这一模型的结果与Bottke等人（2005年）对碰撞频率的估计相结合，我们发现，如果依靠测光探测，大约每个阴历月访问一次的低节奏调查对D<20公里的小行星的撞击不敏感。
2015-04-23 astro-ph.EP
Photometric study for near-Earth asteroid (155140) 2005 UD
阿波罗型近地小行星（155140）2005 UD被认为是法厄同-双子座流星群（Phaethon-Geminid meteor stream Complex）的成员。它的基本物理参数对于揭示它的起源及其与PGC其他成员以及双子座星系流的关系非常重要。利用2005~UD的光度数据，采用Lommel-Seeliger椭球方法和$H,G_1,G_2$相位函数，进行了自旋、形状和相位曲线的反演。这些数据包括11个新的光变曲线，3个从小行星中心下载的光变曲线，以及166个从Zwicky瞬态设施数据库下载的稀疏数据点。在J2000.0黄道坐标系中，以$5.2340$ h为自转周期，求出了（$285^\circ.8^{+1.1}_{-5.3}$，$ -25^\circ.8^{+5.3}_{-12.5}$）的极解.相应的三轴形状（半轴$a>b>c$）估计为$b/a= 0.76^{+0.01}_{-0.01}$和$c/a=0.40^{+0.03}_{-0.01}$。使用2005年UD的校准光度数据，分别将$H,G_1,G_2$参数估计为$17.19^{+0.10}_{-0.09}$ mag、$0.573^{+0.088}_{-0.069}$和$0.004^{+0.020}_{-0.021}$。相应地，相位积分$q$、测光相位系数$k$和增强因子$ζ$分别为0.2447、-1.9011和0.7344。从…
2020-08-26 astro-ph.EP
Global Photometric Properties of Asteroid (4) Vesta Observed with Dawn Framing Camera
黎明号航天器环绕灶神星飞行了一年多，用分幅相机收集了大量可见光波段的多光谱、高分辨率数据。我们提出了一个详细的磁盘集成和磁盘解决光度分析使用帧相机图像与Minnaert模型和Hapke模型，并报告我们的结果的全球光度特性的灶神星。灶神星的光度特性显示出对波长的微弱依赖或没有依赖，除了太阳外。在554 nm处，灶神星的全球平均几何散射度为0.38+/-0.04，邦德散射度范围为0.20+/-0.02。测辐射热的邦德曲线为0.18+/-0.01。灶神星的相函数与S-型小行星的相函数相似。灶神星表面呈现单峰半峰分布，相对于全球平均值，其半峰全宽约为17%。这一宽度远小于几十公里大小的局部亮区和暗区中的全范围日冕（约为全球平均值的0.55倍至> 2倍），可能是全球范围内大量风化层混合的结果。Rhesilvia盆地的亮度比全球平均值高出约10%。从黎明分幅相机图像测量的灶神星的相位变红与近地小行星Renaissance任务测量的爱神星的相位变红相当或略强，但弱于以前基于灶神星地面观测和HED陨石实验室测量的测量。与Minnaert模型、Lommel-Seeliger模型和Lommel-Seeliger-Lambertian模型相比，Hapke模型和Akimov圆盘函数能更好地描述灶神星的光度行为。传统的光度校正方法在灶神星99%以上的表面得到验证，其中反射率在全球平均值的+/-30%范围内。
2013-08-07 astro-ph.EP
A method of photometric data extraction for asteroids from time-domain surveys
针对小行星测光数据不足的问题，提出基于机器学习模型树算法的时域巡天移动天体测光数据提取方法，经YNHK巡天和TESS数据验证可靠，已测定13颗小行星自转周期并计划用于中国空间站望远镜巡天。
2024-01-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Physical Characterization of the Potentially-Hazardous Asteroid 2004 BL86: A Fragment of a Differentiated Asteroid
潜在危险小行星的物理特性对于撞击危险评估和评估减缓方案十分重要。近距离飞越PHA为研究其表面光度和光谱特性提供了机会，从而能够在主小行星带中确定其源区。我们于2015年1月26日在距离地球120万公里（0.0080 AU）的近距离飞越期间观察到PHA（357439）2004 BL 86，使用地面望远镜阵列来限制其光度和光谱特性。光变曲线观测表明，这颗小行星是一颗双星，随后的雷达观测证实了这颗双星的性质，并给出了一级直径为300米，二级直径为50 - 100米。利用我们的测光观测资料，导出了2004 BL 86在V波段的位相曲线。两种不同的光度函数被拟合到这个相位曲线，IAU H-G模型（Bowell等人，1989）和Shevchenko模型（Shevchenko 1996）。根据H-G函数的拟合，我们得到了绝对星等H = 19.51 +/-0.02和G = 0.34 +/-0.02。舍甫琴科函数得到的绝对星等为H = 19.03 +/-0.07，相位系数b = 0.0225 +/-0.0006。使用Belskaya和Schevchenko（2000）发现的关系，相位系数用于计算几何相位（Ag），在V波段获得Ag = 40 +/-8%的值。利用H-G函数和Shevchenko函数的几何星等和绝对星等，我们计算了2004 BL 86的直径（D），分别得到D = 263 +/-26和D …
2015-09-23 astro-ph.EP
Astrometric asteroid masses: a simultaneous determination
利用对349，737颗编号小行星的8，900多万次天体测量观测，试图通过同时解决所有轨道要素和质量的校正来确定其中230颗的质量。对于132颗小行星，获得了可接受的结果，其中50颗似乎是新的。
2014-02-18 astro-ph.EP
The representation of asteroid shapes: a test for the inversion of Gaia photometry
现在的普遍做法是从光度光变曲线的反演中推导出小行星的自旋和3D形状。然而，这种方法需要大量的测光点和专门的观察会话。另一方面，盖亚飞行任务进行的光度观测将是稀疏的，其数量相对较少。由于这个原因，由大量基本面描述的多参数形状可能无法单独从盖亚数据中导出。因此，数据处理和分析联盟（DPAC）实现了一个更简单的解决方案，作为无人值守的数据简化管道，它依赖于三个轴向椭圆体的形状表示。然而，这种三轴形状的解决方案的整体精度进行评估。用椭球近似法来表示不规则体的全部性质有多充分？与不规则形状的更精确模型相比，体积上的误差是什么？为了回答这些问题，我们已经实施了数值程序比较椭球更复杂和不规则的形状，我们进行了一个完整的模拟，从这些对象的光度信号，使用两种形状表示。采用将用于分析盖亚小行星光度测定的相同软件算法，根据对选定的主带小行星的模拟观测，假定采用几何散射模型，推导出自转周期、自转轴方向和椭球形状（目前正在研究更复杂的散射模型）。我们发现，光度反演的椭球体非常相似的模拟复杂形状的最佳拟合椭球体和小行星体积（相对于复杂形状）的误差一般较低，通常在$10\%$左右。
2019-03-28 astro-ph.EP
Small asteroid system evolution
利用雷达、测光和直接成像技术进行的观测发现，多个小行星系统可以明确地分为少数几种不同的形态，最近，被称为小行星对的小型无约束小行星系统的发现使小型小行星系统的研究发生了革命性的变化。与此同时，新的理论进展表明，太阳辐射决定了小行星的演变，对小行星的内部结构有着强烈的影响。我们回顾了我们目前对小行星系统如何演变的理解，并指出了未来。
2014-10-09 astro-ph.EP
Photometric characterization of near-Earth asteroids: rotation, taxonomy, and candidate evidence for internal cohesion
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所）
本研究通过测光与光变曲线观测，对15颗近地小行星完成分类，发现部分天体自转超无内聚力自旋屏障，提出内聚力碎石堆模型可解释该现象。
2026-09-03 astro-ph.EP
Anomalous flux event in the TESS Sector 43 light curve of the white dwarf photometric standard HZ 4 was caused by a passing asteroid
本文指出白矮星测光标准星 HZ 4 在 TESS Sector 43 光变曲线中的异常通量变化是由主带小行星 4382 Stravinsky 穿过附近像素引起的，证实其不影响 HZ 4 作为标准星的继续使用。
2023-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Physical Characterization of Active Asteroid (6478) Gault
主带小行星（6478）高尔特与两个重叠的小行星家族有动态联系：福西亚，主要是S-型小行星，塔玛拉，主要是低丰度的C-型小行星。这个物体最近成为一个有趣的研究案例，因为2018年底获得的图像显示它是活跃的，并显示出彗星般的尾巴。以前的作者提出，最有可能的情况下，解释观测到的活动高尔特旋转激发或合并的近接触双星。在这里，我们使用新的光度和光谱数据的高尔特，以确定其物理和成分特性。从测光数据得到的光变曲线在三个晚上的观测中几乎没有变化，这使我们无法确定小行星的旋转周期。利用Gault的WISE观测和近地小行星热模型（NEATM），我们确定这颗小行星的直径为$<$ 6公里。用红外望远镜设备获得的近红外光谱数据显示光谱与S-复合小行星相似，表面成分与H球粒陨石一致。这些结果支持Gault和小行星（25）Phocaea之间的成分相似性，并排除了与Tamara家族的成分联系。从光谱数据中，我们没有发现任何证据表明新的物质可能在爆发期间暴露出来。
2019-07-15 astro-ph.EP
Photometric survey, modelling, and scaling of long-period and low-amplitude asteroids
可用的自旋和形状建模的小行星集对缓慢旋转的目标和那些具有低光变曲线振幅的小行星有很大的偏见。由于这些选择效应，目前小行星自转轴分布、自转速率或辐射特性的图像也可能受到影响。为了抵消这些选择效应，我们正在对大多数以前的研究中遗漏的大样本主带小行星进行光度测量。我们确定了会合旋转周期，并验证了以前的决定。当给定目标的数据集足够大且变化时，我们使用两种不同的方法进行自旋和形状建模。我们使用了凸反演方法和非凸SAGE算法，应用于相同的密集光变曲线数据集。与凸反演不同，SAGE方法允许仅基于光变曲线的形状上存在谷和凹痕。我们获得了样本中前五个目标的详细自旋和形状模型：（159）Aemilia，（227）Philosophia，（329）Svea，（478）Tergeste和（487）Venetia。与星掩星弦相比，我们的模型得到了绝对的大小尺度，形状模型的主要地形特征也得到了证实。当应用于热物理建模时，它们提供了与红外数据非常好的拟合，并允许确定它们的尺寸、热惯性和热惯性。凸形和非凸形模型提供了与光变曲线相当的拟合。然而，一些非凸模型适合显着更好的恒星掩星弦和复杂的热物理模拟（TPM）的红外数据。在某些情况下，TPM表现出强烈的偏好之一的自旋和形状的解决方案。此外，我们证实，缓慢旋转的小行星往往具有高于平均值的热惯性。
2017-11-06 astro-ph.EP
Observations of asteroid magnitude-phase relations at the Kharadze Abastumani Astrophysical Observatory
在执行Kharadze Abastumani天体物理观测台和维也纳天文研究所之间的小行星研究合作方案的框架内，Karazin Kharkiv国立大学对五颗主带小行星进行了观测，以获得它们的星等-相位关系和其他物理特征。本文介绍了对大型暗小行星（1390）Abastumani进行光度观测的初步结果。
2022-01-02 astro-ph.EP
Asteroid models reconstructed from ATLAS photometry
小行星撞击地球最后警报系统（ATLAS）是一个全天观测系统，主要目的是探测具有潜在危险的近地小行星。除了对小行星进行天体测量外，它还产生包含小行星旋转及其形状信息的光度测量。为了增加目前已知形状和自旋状态的小行星数量，我们从ATLAS测光中重建了小行星模型，该模型可用于2015年至2018年期间观察到的约180，000颗小行星。我们利用Asteroid@home项目中实施的光变曲线反演方法，对大约100，000颗小行星进行了ATLAS测光，并进行了100多个单独的亮度测量。通过扫描周期和极点参数空间，我们选择了那些最适合的模型，根据我们的设置，这些模型是逆问题的唯一解决方案。我们得到了约2750个独特的模型，其中950个已经从其他数据中重建并发表。剩下的1800个型号是新的。其中大约一半只是部分模型，具有不受约束的极点黄道经度。除了形状和自旋，我们还根据ATLAS调查使用的青色和橙色滤光片确定了每个建模小行星的颜色指数。我们还显示了颜色指数，相位角函数的斜率之间的相关性。目前的分析是ATLAS小行星测光的第一次反演，也是开发ATLAS测光所具有的巨大科学潜力的第一步。ATLAS将继续进行观测，将来，这些数据与其他独立的光度测量一起，可以被反演，以产生更精确的小行星模型。
2020-10-05 astro-ph.EP
Dust productivity and impact collision of the asteroid (596) Scheila
小行星（596）Scheila在2010年爆发期间和之后获得了测光观测。用不同方法估计的天体半径（小行星天体的球面近似值）分别为51.2公里和50.67公里。根据不同的方法，小行星喷出的尘埃质量从2.5* 10^7到3.4*10^7千克不等。触发Scheila的活动的影响机制进行了讨论。在撞击前几天，谢拉穿过了两条潜在彗星流的走廊。
2020-12-15 astro-ph.EP
Secular light curves of 25 members of the Themis family of asteroids, suspected of exhibiting low level cometary activity
从1996年到2015年，共发现了16颗彗星活动的主带小行星（每年不到一颗），所有这些都是在望远镜搜索期间发现的。在本书中，我们将探索另一种方法来发现它们。我们减少了192016等观测的165颗小行星的忒弥斯家庭，使用的数据从天体测量光度数据库的小行星中心，MPCOBS，并测量的绝对星等的相位图。165个天体中有25个（15.2%）表现出亮度的凸起或增强，这可能表明彗星活动水平较低。由于活动在不同轨道的同一地点重复，并且在许多情况下以近日点为中心，活动可能是由于水冰升华。截至2016年9月，有717768颗小行星被列入MPC文件。如果我们假设我们没有任何误报，并且上述百分比可以外推到整个主带，那么潜在活动小行星的数量将达到非常大的数量~111.000。这个数字比以前的调查中预测的要大得多，并表明三种情况之一：A）在我们的探测中有许多误报，活动小行星的实际数量比我们发现的要小得多，这意味着MPC天体测量-光度数据库只是天体测量而不是光度测量。B）活跃小行星的位置仅限于忒弥斯家族，不可能外推到整个小行星带。或者C）在我们的候选者中几乎没有误报，主带实际上包含许多目前调查未发现的低水平活动小行星。情况C）意味着主带不是一片裸露的岩石，而是灭绝彗星的墓地，改变了我们目前对主带的看法。因此，最重要的是从观测上验证我们的候选人，并确定这些情景中的哪一个是有效的。
2017-03-29 astro-ph.EP
Debiasing astro-Photometric Observations with Corrections Using Statistics (DePhOCUS)
针对小行星光度观测的波段校正偏差，提出统计去偏方案DePhOCUS，综合考虑波段、参考星表和天文台，使残差减少36%，提升H-G星等系统及大小推断的准确性。
2024-10-10 astro-ph.EP astro-ph.IM
Analysis of the rotation period of asteroids (1865) Cerberus, (2100) Ra-Shalom, and (3103) Eger - search for the YORP effect
小型小行星的自旋状态可因Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应而在很长时间尺度上发生变化，这种效应是由形状不规则的小行星各向异性散射的阳光和适当的热辐射产生的净扭矩。由YORP效应引起的自转周期的长期变化可以通过分析小行星的光度光变曲线来检测。我们分析了近地小行星（1865）Cerberus，（2100）Ra-Shalom和（3103）Eger的光度光变曲线，目的是检测由YORP效应引起的恒定旋转的可能偏差。我们对这三颗小行星进行了新的光度观测，将新的光变曲线与存档数据相结合，并使用光变曲线反演方法来模拟小行星的形状，极方向和旋转速率。将YORP效应建模为旋转速率随时间dω/dt的线性变化。由观测得到的dω/ dt值与理论预测值进行了比较。我们推导出了这三颗小行星的物理模型。我们不得不将埃格尔模型作为一个非凸体，因为凸模型无法拟合在高相位角下观察到的光变曲线。我们可能探测到埃格星自转速率的加速dω/ dt =（1.4 +/- 0.6）x 10^{-8} rad/d（3σ误差），这相当于自转周期减少4.2 ms/yr。Cerberus和Ra-Shalom的测光与恒定周期模型一致，并且没有检测到自旋速率的长期变化。我们只能限制|dω/ dt| Cerberus < 8 x 10^{-9} rad/d，|dω/ dt| Ra-Shalom < 3…
2012-10-08 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
A new approach to feature-based asteroid taxonomy in 3D color space: 1. SDSS photometric system
对小行星的分类主要是根据波长从可见光到近红外的分光观测。$\sim$ 2500小行星的可见-近红外光谱自20世纪70年代以来就已获得; SDSS MOC 4与$\sim$ 4 $\times$ 10 $^{5}$测量小行星的位置和颜色在21世纪初发布。一些作品，然后设计的方法来分类这些数据的框架内现有的分类系统。然而，这些作品中的一些使用了2D参数空间，该空间显示了数据点云的连续分布，从而导致人为定义的边界。我们在这里介绍一个更先进的方法来分类小行星的基础上现有的系统。这种方法简单地由SDSS颜色的三元组表示。每个分类类型的分布和成员由机器学习方法以无监督和半监督学习的形式确定。我们应用我们的计划MOC 4校准的可见-近红外反射光谱。我们成功地分离出七种不同的分类法，我们有足够数量的光谱数据集。我们发现，在一个2D平面上的分类类型的重叠区域分离与相对清晰的边界在三维空间中新定义的这项工作。我们的计划明确区分不同的分类类型，这是对现有系统的改进。这种新的分类方法对于小行星研究具有很大的可扩展性，例如S-复合体中的空间风化以及小行星家族的起源和演化。我们提出了小行星带的结构，并描述了轨道分布的基础上，我们新分配的分类。也有可能将这里提出的方法扩展到其他光度系统，如约翰逊-费洛蒙和LSST滤波系统。
2021-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Results of Complex Observations of Asteroid (596) Scheila at the Sanglokh International Astronomical Observatory
本文介绍了对活动小行星（596）Scheila的天体测量和BVRI测光观测结果。这些观测于2017年6月16日和17日以及7月30日至8月1日在塔吉克斯坦共和国科学院天体物理研究所Sanglokh国际天文台的Zeiss 1000望远镜上进行。确定了该物体及其轨道的坐标，并获得了四个滤光片中的视亮度、V和R滤光片中的绝对亮度以及颜色指数。光变曲线表明，在观测期间，小行星的亮度没有发生实质性变化。小行星在V和R滤镜中的绝对亮度分别为9.1等和8.8等。小行星直径的平均值为119公里。颜色指数B-V=0.72等、V-R=0.29等和R-I=0.31等的平均值与P型和D型小行星及其平均值吻合得很好。根据光度观测估计，小行星的自转周期为16.1小时。对数据的分析表明，该小行星的绝对亮度值和其他特征继续与2010年12月与一个小天体碰撞前相同，尽管后者导致了该小行星的爆发事件和彗星活动。最有可能的是，小行星（596）Scheila与一个小天体的碰撞并没有导致小行星表面的灾难性变化或其完全解体。
2020-12-15 astro-ph.EP
J-PLUS: A first glimpse at spectrophotometry of asteroids -- The MOOJa catalog
内容：Javalambre测光局部宇宙巡天（J-PLUS）是一项观测活动，目的是在Javalambre（Teruel，西班牙）观测到的约8 500 deg {^2}的天空中获得12个紫外-可见滤光片（0.3 - 1 μ m）的测光。由于它的特点和观测策略，这次巡天将使我们能够分析大量的太阳系小天体，与以前的大面积光学波长测光巡天相比，提高了分光光度分辨率。目的：这项工作的主要目标是在这里提出的第一个目录的大小和颜色的小天体的太阳系汇编使用的第一个数据发布（DR 1）的J-PLUS观测活动：移动物体观测从Javalambre（MOOJa）目录。方法：使用汇编的光度数据，我们获得了小行星的极低分辨率反射（光谱）光谱。我们首先使用σ-裁剪算法来去除离群值并清理数据。然后，我们设计了一种方法来选择J-PLUS测光系统中的最佳太阳颜色。这些太阳颜色是使用两种不同的方法计算的：一方面，我们使用不同的太阳光谱，与J-PLUS系统的滤波器传输进行卷积，另一方面，我们根据计算的恒星参数在J-PLUS DR 1中选择了一组太阳型恒星。最后，我们使用太阳的颜色来获得小行星的反射光谱。结果如下：本文给出了3122个小天体（剔除异常值前为3666个）的J-PLUS滤波器测光数据，并讨论了这些数据中存在的主要问题，以及解决这些问题的一些指导原则
2021-06-01 astro-ph.EP
Asteroid Photometry
小行星测光有三个主要应用：提供有关小行星表面物理性质和组成的线索，促进测光校正，并帮助设计和规划地面和航天器观测。在过去十年中，小行星测光方面最重要的进展是由收集空间分辨成像和光谱数据的航天器观测推动的。与此同时，实验室测量和理论发展揭示了关于模型和模型参数值的物理解释的争议。我们将回顾过去十年中在观测、实验室工作和理论这三个互补领域中小行星测光的新发展。最后，我们将总结和讨论最近的研究结果的影响。
2015-05-15 astro-ph.EP
Searching for color variation on fast rotating asteroids with simultaneous V-J observations
在快速旋转的小行星（小于2.5小时）上的巨石、岩石和风化层被模拟为由于强大的离心力和低凝聚力而向赤道滑动。因此，可以暴露新鲜地下材料的区域。因此，我们寻找小而快速旋转的小行星的颜色变化。我们描述了一种新的技术，其中的小行星是同时观察在可见光和近红外波长范围内。在这种技术中，由于大气消光效应引起的亮度变化可以在可见光和近红外图像上进行校准。我们使用V波段和J波段滤光片，因为普通类花岗岩体上风化和未风化表面的颜色差异在这些波长下最为显著，可达~ 25%。为了测试我们的方法，我们用Cerro Tololo的1.3米望远镜观测了3颗小行星。我们发现平均V-J颜色的变化约为5%，但通过多次旋转没有发现任何明显重复的颜色特征。这表明，在空间风化的时间尺度内没有发生滑坡，或者发生了滑坡，但暴露的斑块太小，测量的不确定性。
2015-11-16 astro-ph.EP
Simultaneous Linear and Circular Optical Polarimetry of Asteroid (4) Vesta
从一个单一的，3.8小时的观测小行星（4）灶神星在$13.7^\circ$相位角与POLISH 2偏振仪在利克天文台谢恩3米望远镜，我们确认旋转调制的线性偏振$B$和$V$波段。我们测量线性偏振度的峰-峰调制为$ΔP = (294 \pm 35) \times 10^{-6}$（ppm）和时间平均的$ΔP / P = 0.0577 \pm 0.0069$。在将线偏振平面旋转到散射平面之后，小行星旋转调制以$12 σ$置信度被检测到，并且仅在斯托克斯$Q/I$中观察到。POLISH 2同时测量Stokes $I$、$Q$、$U$（线偏振）和$V$（圆偏振），但我们在$B$带中未检测到具有140 ppm上限的$1 σ$的显著圆偏振。圆偏振被认为是太阳光被粗糙表面多次散射的结果，除了小行星之外，几乎所有其他类型的太阳系天体都曾发现过圆偏振。随后的观测结果可以与黎明号飞行任务的表面反射图进行比较，从而可以确定整个小行星表面的成分变化。这些结果证明了Lick 3-m望远镜上的POLISH 2达到的高精度，该望远镜旨在直接探测空间无法分辨的系外行星的散射光。
2014-12-18 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
A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method
数以万计的来自天体测量项目的时间稀疏光变曲线是公开的。我们调查这些数据，并使用它们的光变曲线反演方法，以获得新的小行星模型。通过拥有更多具有已知物理特性的模型，我们可以更好地了解单个物体的性质和整个小行星群。我们使用稀疏测光从选定的天文台AstDyS数据库，单独或与密集的光变曲线相结合，以确定新的小行星模型的光变曲线反演方法。我们提出了80个新的小行星模型来自组合的数据集，稀疏测光是从AstDyS数据库和密集的光变曲线是从乌普萨拉小行星测光表（UAPC）和几个独立的观察员。对于18个小行星，我们提出了更新的形状解决方案的基础上新的光度数据。新模型的加入使由光变曲线反演方法导出的模型总数增加到约200个。我们还提出了一个简单的统计分析的物理性质的小行星，我们寻找各种物理参数之间的可能的相关性，重点是自旋矢量。我们提出了观测和偏置的黄道纬度分布相对于不同大小范围的小行星，以及一个简单的理论模型的纬度分布，然后比较其预测与观测分布。从分析中我们发现，小行星（D < 30 km）的纬度分布集中在黄道两极，这可以用YORP热效应来解释，而较大的小行星（D > 60 km）的纬度分布则表现出明显的超顺时针自转，可能是原始起源的。
2011-04-20 astro-ph.EP
Catalogue of ISO LWS observations of asteroids
红外空间天文台（ISO）上的长波光谱仪（LWS）多次观测了四颗大型主带小行星（1）谷神星，（2）智神星，（4）灶神星和（10）仙女座。光度和光谱数据涵盖了43和197微米之间的波长范围，是未来调查和详细表征这些机构的独特数据集。通过最后一个任务后LWS管道制作的标准ISO档案产品仍然受到仪器伪影的影响。我们的目标是提供最好的数据产品，以充分利用这些观测的科学潜力。我们对所有测量值进行了精确的还原，对各种仪器效应进行了校正，并重新校准了数据。我们概述了数据简化过程，并概述了可用的数据和观测的质量。我们应用一个热物理模型的流量测量，以获得远红外线为基础的小行星的直径和辐射值。（4）Vesta的热旋转光变曲线的测量值与模型预测值进行了比较。数据产品的绝对光度精度优于10%。校准后的光谱将作为未来矮行星和矮行星候选者的矿物学研究的来源。
2009-01-28 astro-ph.EP
Equilibrium rotation states of doubly synchronous binary asteroids
双同步双星小行星同时经历YORP和BYORP，前者与轨道半径无关，而后者与半径线性相关。在许多系统中，YORP和BYORP可以在某个半径处相互补偿，从而导致平衡态，其他轨道在其演化过程中收敛到该平衡状态。我们推导出数学形式主义的无量纲的YORP和BYORP系数的平衡。我们计算YORP和BYORP系数的一组光度和雷达形状模型，并找到平衡是比较常见的。
2017-08-26 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
Testing the inversion of asteroids' Gaia photometry combined with ground-based observations
我们研究了遗传算法的可靠性，该算法将用于反演欧洲航天局盖亚任务收集的小行星的光度测量。为了做到这一点，我们对10000颗具有不同旋转轴方向、旋转周期和形状的小行星进行了几组模拟。每次模拟所用的观测历元取自蓝色海岸天文台开发的盖亚任务模拟器，而亮度则使用Z缓冲标准图形方法生成。我们还探讨了不同$σ$值的高斯噪声污染数据集对反演结果的影响。这项研究使我们能够确定反演方法的可靠性与小行星极纬度之间的相关性。特别是，对于具有准球形和低极纬度的小行星，结果有偏差。这种效应是由在这种情况下观察到的低光变曲线振幅引起的，因为当两个值相当时，周期信号可能会在光度随机噪声中丢失，导致反演失败。在分析反演结果时可考虑到这种偏差，而不是用非重力等物理效应来误导。最后，我们研究了结合全光变曲线和同时采集的盖亚测光对反演结果的影响。使用这个程序，我们已经表明，它是可能的，以减少错误的解决方案的小行星有不到50个数据点的数量。后者对于规划地面观测小行星以加强盖亚对太阳系科学的影响具有特别重要的意义。
2015-04-10 astro-ph.EP
Aperture photometry on asteroid trails: detection of the fastest rotating near-Earth object
本研究提出一种针对快速运动近地天体拖迹图像的创新孔径测光方法，通过调整孔径控制有效曝光时间提高采样率，成功探测到小行星2024 BX1仅2.5888±0.0002秒的已知最快自转周期，为近地天体撞击风险评估提供关键支持。
2024-04-05 astro-ph.EP
Lightcurves for asteroids 18301 Konyukhov and 2022 West
我们报告在墨西哥下加利福尼亚州圣佩德罗马蒂尔山脉国家天文台观测到的两颗主带小行星的光度分析。对于18301 Konyukhov，我们推导出的内在旋转周期为2.6667 $\pm$ 0.0003 h，振幅为0.16等。据我们所知，这是该小行星报告的第一个光变曲线。在2022年西的情况下，我们推导出的内在旋转周期为14.1385 $\pm$ 0.0031小时，振幅为0.54等。
2018-06-10 astro-ph.EP
Photometric Survey of Neptune's Trojan Asteroids I: The Color Distribution
本研究针对15颗海王星特洛伊小行星开展测光巡天，通过主成分分析识别超红与蓝色天体，更新了红超红天体比例，发现颜色-绝对星等相关性迹象，为探究其源族群及演化提供观测依据。
2023-07-20 astro-ph.EP
NEOROCKS project: surface properties of small near-Earth asteroids
我们介绍了观测方案的新成果，该方案是近地天体项目的一部分，旨在增进对近地天体物理特性的了解，以利于行星防御。在2021年6月至2022年4月期间，使用上普罗旺斯天文台（法国）的1.2米望远镜在约翰逊-瓦兰测光系统的BVRI滤波器中进行测光观测。我们获得了42个近地天体的新表面颜色。基于测量的颜色，我们将20个对象分类为S-复合体，9个为C-复合体，9个为X-复合体，2个为D-型，一个对象为V-型，还有一个对象未分类。对于所有观测到的天体，我们估计了它们的绝对星等和直径。将这些新的观测结果与NEOROCKS项目中先前获得的数据相结合，将我们的数据集扩展到93个对象。数据集中直径D<500米的大多数天体属于一组硅酸盐天体，这可能与观测偏差有关。基于MOID和$Δ$ V值，我们选择了14个可以由航天器访问的对象。值得注意的是，我们发现D型小行星（163014）2001 UA 5和A型小行星2017 SE 19作为可能的太空任务目标特别感兴趣。
2023-02-02 astro-ph.EP
Dynamical evolution of V-type photometric candidates in the outer Main-belt
V型小行星的特征是在1.0和2.0 $μm$处有两个吸收带，通常被认为是分异或部分分异天体的地壳部分。大多数V型小行星都是在主带内发现的，被认为是灶神星动力家族的当前或过去成员。最近，在中央和外部主带中已经确定了几个V型光度候选者。虽然最近对中央主带中V型光度候选者的动力学演化进行了研究，但对整个外主带中玄武岩物质的轨道演化关注较少。在这里，我们确定了已知的和新的V型光度候选人在这一地区，并研究其轨道演化的引力和非引力的影响下。假设至少有三个可能与（349）Dembowska，（221）Eos和（1459）Magnya的母天体有关的本地源，原则上可以解释该区域V型测光候选者的当前轨道分布。
2014-08-29 astro-ph.EP
Against the biases in spins and shapes of asteroids
对小行星的物理研究取决于光变曲线数据的可用性。容易观测和分析的目标自然有更多的数据可用，因此它们的会合周期可以从多个来源得到确认。此外，由于从一些幽灵的数据可用性，他们的自旋和形状模型往往可以获得。在已知光变曲线参数的明亮（H<=11等）的主带小行星群中，几乎有一半的自转周期被认为很长（P>12小时），很少被选作测光观测。对于低光变振幅（a_max<=0.25等）的小行星也有类似的选择效应。因此，这样的目标，虽然在这个亮度范围内有很多，但在自旋和形状建模的小行星样本中代表性不足。在较暗的目标范围内，这种效应更强。这些选择效应可以影响到现在对小行星自旋与大小分布、小行星内部结构和密度以及小行星自旋轴的空间方向的了解。为了同时减少这两种偏差，我们开始对那些明亮的主带小行星的大量样本进行光度测量，这些小行星具有两种特征：周期超过12小时，振幅不超过0.25等。首先，我们的目标是找到会合周期的旋转，并在几个观察到的幻影，获得自旋和形状模型。作为我们调查的初步结果，我们发现四分之一的研究样本（34个目标中的8个）的旋转周期与广泛接受的旋转周期不同。我们在这里公布这些新发现的周期值和光变曲线。在长周期范围内，大小/频率图实际上可能看起来不同。对小行星旋转、形状和结构的进一步研究应该考虑到目前可用参数中存在的严重偏差。
2017-11-07 astro-ph.EP
Statistical survey and analysis of photometric and spectroscopic data on NEAS
对近地小行星的研究有助于发现、识别、轨道预测和民用警报能力，包括潜在的小行星撞击危险。由于各种新的观测计划，近地小行星的发现率在过去几年中急剧增加。本文介绍了来自IAU小行星中心、欧洲小行星研究节点（E.A.R.N.）等各种数据库的大量近地小行星样本的基本参数（来自光度和光谱观测）的统计调查和分析，近地天体-动态网站（NEODyS- 2）、M4AST和SMASSMMTT门户网站。我们还讨论了NEAs的表征的基础上，从不同的观测研究的参数和它们的物理含义在理解这些对象的性质和物理特性的相关性。关键词：近地天体;阿波罗;阿莫尔;阿滕;观测：光度计，光谱。
2016-07-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical Characterization of Near-Earth Asteroid (52768) 1998 OR2: Evidence of Shock 1 Darkening/Impact Melt
我们在2020年4月近距离接近地球期间对近地小行星（52768）1998 OR 2进行了光度和光谱表征。我们的测光测量确认小行星的旋转周期为4.126 +/- 0.179小时，与先前公布的4.112 +/- 0.001小时的值一致。通过结合我们的可见光谱测量（0.45 - 0.93微米）与档案MITHNEOS近红外光谱（0.78 - 2.49微米），我们将小行星分类为Bus-DeMeo分类中的Xn型。组合光谱显示两个弱吸收带：带I在0.926 +/- 0.003微米，带II在2.07 +/- 0.02微米，带深分别为4.5 +/- 0.15%和4.0 +/-0.21%。带面积比为1.13 +/-0.05。这些光谱带参数位于加菲S-小行星子类型图的S（IV）区域的尖端，表明与普通球粒陨石有亲和力。我们使用带I中心计算橄榄石和辉石的化学成分为20.1 +/- 2.3 mol%铁橄榄石和18.2 +/- 1.5 mol%硅铁石，与氢氧化镁石一致。对1998年OR 2的可见-近红外组合光谱的主成分分析落在α线的C/X复合物一侧，接近激波变暗趋势的末端，与其弱吸收带（带深< 5%）一致。我们使用一个空中混合模型与实验室测量的冲击变暗的H5球粒陨石，Chergach，以限制在小行星的表面上的冲击变暗的材料的量在~63%的黑暗岩性和~37%的轻岩性。
2022-10-06 astro-ph.EP
Asteroid Photometry with PIRATE: Optimizations and Techniques for Small Aperture Telescopes
小孔径望远镜提供了对近地小行星进行高频、有针对性的观测的机会，由于时间分配要求竞争激烈，大型设施不可行。由于难以实现高精度的光度校准，使用这些类型的设施观测小行星往往侧重于旋转亮度变化，而不是长期的相位角相关变化（相位曲线）。我们已经开发了一个自动化的小行星光变曲线提取和校准管道从0.43米物理创新机器人望远镜探测器（海盗）的移动物体的图像。这就考虑到了构建小行星相位曲线所需的观测频率和质量。确定了标准数据简化程序中的优化，这可能允许类似的小孔径设施，由市售/现成的组件构成，以提高图像和后续数据质量。通过10个月观测活动的观测统计数据以及近地小行星8014（1990 MF）和19764（2000 NF 5）的光度特征，演示了硬件和软件能力。
2021-07-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
Asteroid (21) Lutetia: Disk-resolved Photometric Analysis of Baetica Region
(21)2010年7月，罗塞塔飞行任务访问了Lutetia，并以0.15至156.8度的相位角进行了观测。位于北极的Baetica地区已被OSIRIS相机系统广泛观测。Baetica包含一个称为北极陨石坑群（NPCC）的区域，显示了一组叠加的陨石坑，在小相位角图像上呈现出杂色的迹象。为了研究位置，我们使用了分布在14个过滤器中的187张图像，这些图像由NAC（窄角相机）和WAC（广角相机）在飞越过程中拍摄。我们使用Minnaert圆盘函数和Akimov相位函数对该区域进行光度建模，最终在5度和20度的相位角处重建分辨光谱斜率图。我们在NPCC中观察到Gallicum和Danuvius-Sarnus Labes之间的二分法，但没有显著的相位变红。在下一步中，我们将Hapke（2008，2012）模型应用于NAC F82+F22（649.2 nm），WAC F13（375 nm）和WAC F17（631.6 nm），使我们能够构建NAC F82+F22的正常Applido和Hapke参数图。在Baetica上，649 nm的全局属性为：几何散射系数0.205 ± 0.005，平均单次散射系数0.181 ± 0.005，平均不对称因子-0.342 ± 0.003，平均掩影对抗效应幅度和宽度分别为0.824 ± 0.002和0.040 ± 0.0007，平均粗糙度为11.45 ± 3 °。…
2017-10-03 astro-ph.EP
Polarimetric and Photometric Observations of NEAs; (422699) 2000 PD3 and (3200) Phaethon with the 1.6m Pirka Telescope
我们报告了2017年使用1.6米Pirka望远镜对两颗阿波罗型近地小行星（422699）2000 PD 3和（3200）Phaethon的光学偏振观测以及2000 PD 3的BVRI光度观测。我们得到了2000 PD 3的几何参数pv = 0.22 ± 0.06，颜色指数B-V = 0.282 ± 0.072，V-R = 0.198 ± 0.035和V-I = 0.203 ± 0.022，它们与S型（包括Q型）小行星的几何参数一致。使用我们推导出的几何模型，2000 PD 3的有效直径为0.69 +- 0.15 km。我们发现，我们在2017年对Phaethon的偏振数据偏离了使用相同仪器设置在2016年不同时期拍摄的偏振剖面（Ito等人，2018年）。这一结果表明，Phaethon将有一个区域性的粒度和/或表面的粗糙度的异质性。
2019-10-09 astro-ph.EP
Updated in-flight calibration of the Hayabusa2/NIRS3 spectrometer: new global near-infrared photometric properties of asteroid (162173) Ryugu
Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（宇宙科学研究所（ISAS），日本宇宙航空研究开发机构（JAXA））；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所 (IAC)）；Department of Astrophysics, University of La Laguna（拉帕尔马大学天体物理系）；Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo（东京大学地球行星科学系）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CNRS, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台 LIRA，PSL 大学，索邦大学，巴黎西岱大学，法国国家科学研究中心，CY 塞吉巴黎大学）
本研究更新隼鸟2号NIRS3光谱仪的在轨校准，修正两次着陆后数据偏差，揭示龙宫表面存在弱东西二分性，为后续小行星观测提供支持。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive aptics observations
我们选择了50个主带小行星的直径在20和400公里之间，我们有（一）的形状模型推导出的光变曲线反演方法（LI）和（ii）解决的观测质量好收集的凯克II自适应光学（AO）系统在近红外。我们推导出这些小行星的大小，通过最大限度地减少从反卷积AO图像的轮廓和投影轮廓计算的形状模型在AO观测的时间之间的差异。我们计算了其中48颗小行星的体积当量直径。对于其中的15个，我们去除了由LI导出的形状模型的典型极点方向的模糊性。我们已经发现，我们的等效直径分别比由IRAS，WISE和AKARI提供的中红外测光观测得出的有效直径小3%，7%和2%。对于40个小行星与先前确定的质量估计，我们计算它们的体积密度和讨论的质量密度依赖分类类型。
2013-08-02 astro-ph.EP
