EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 astro-ph.EP
The link between Athor and EL meteorites does not constrain the timing of the giant planet instability
本研究通过全面的动力学模拟反驳了此前结论，证实类Athor天体可在巨行星不稳定性发生后很久被植入小行星带，说明Athor与EL陨石的关联无法约束太阳系巨行星动力学不稳定性的发生时间。
2024-04-16 astro-ph.EP
On The Effect of Giant Planets on the Scattering of Parent Bodies of Iron Meteorite from the Terrestrial Planet Region into the Asteroid Belt: A Concept Study
在他们的铁陨石母体的起源模型中，Bottke等人提出了在最初的150万年期间在1-2 AU区域形成的分化的星子作为母体，并认为这些物体及其碎片由于与行星胚胎的相互作用而分散到小行星带中。虽然这个模型是可行的，但它并没有考虑到一颗可能存在于外层区域或在外层区域生长的巨大行星的影响。我们提出了一个概念研究的结果，我们已经研究了在木星轨道上的行星体的早期散射的星子从陆地区域到小行星带的影响。我们将大量星子的轨道整合在行星胚胎盘中，并研究了它们在行星质量不同值下的演化。结果表明，当行星质量小于10个地球质量时，它对星子和行星胚胎之间相互作用的影响可以忽略不计。然而，当行星质量在10到50个地球质量之间时，模拟指出一个过渡状态，大约50个地球质量是行星扰动效应不能再被忽略的值。模拟还表明，行星质量的进一步增加会大大降低星子从类地行星区域向小行星带散射的效率。我们提出了我们的模拟结果，并讨论其可能的影响，巨大的行星形成的时间。
2012-02-14 astro-ph.EP
Identification of meteorite source regions in the Solar System
在过去的十年里，监控天空中火球的自动摄像机网络的数量大幅增加。这些网络的目标之一是提供必要的信息，以便将陨石与其撞击前的日心轨道联系起来，并最终与其在太阳系的源区联系起来。我们重新计算日心轨道的25个陨石坠落公布的日期从原始数据源。使用这些轨道，我们限制他们最有可能的逃逸路线，从主小行星带和彗星区，利用国家的最先进的轨道模型的近地天体人口，其中包括一个大小依赖的交付效率。虽然我们发现，我们的逃生路线的一般结果与以前的工作相比，逃生路线识别中的轨迹测量不确定性的作用进行了探索。此外，我们改进的大小依赖的交付模型大大改变了几个陨石坠落的可能逃生路线，最值得注意的是塔吉什湖，这似乎不太可能起源于外部主带，如前所述。我们发现，降低火球速度测量低于$\sim0.1$公里/秒的不确定性，并不会导致减少不确定性的识别，他们的逃生路线从小行星带，进一步，他们的最终来源地区。这一分析表明，相机网络应优化陨石回收的最大可能数量与测量速度精度为0.1公里/秒。
2018-04-19 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
Hungaria Asteroid Family as the Source of Aubrite Meteorites
匈牙利小行星位于主小行星带内部，半长轴在1.8至2天文单位之间，离心率低，倾角为16至35度。匈牙利区的小型小行星主要由与（434）匈牙利有关的碰撞族组成。匈牙利族的主要光谱型是E型或X型（Warner et al，2009），主要是由于匈牙利族及其遗传家族的E型组成。人们普遍认为E型小行星与Aubrite陨石有关，也被称为顽火辉石无球粒陨石（Gaffey et al，1992）。在这里，我们探讨的假设，aubrites起源于匈牙利家庭。为了测试这种连接，我们比较模型宇宙射线暴露年龄模型流星体的轨道积分与aubrites。我们发现，长CRE年龄的Aubrites（最长的石质陨石群）反映了从匈牙利到地球的流星体的传递路线是不同的，从主带小行星。我们发现，匈牙利的流星体主要是通过Yarkovsky漂移穿过火星轨道到达地球的，没有轨道共振的帮助。我们的结论是，CRE年龄的Aubrites是完全一致的匈牙利家庭在1.7 AU的内部边界的一个占主导地位的来源。从这里，流星体通过火星穿越区域到达地球，由于碰撞（与匈牙利和内部主带物体），相对较快的交付时间是有利的。我们发现，在灶神星之后，（434）匈牙利是一个无球粒陨石群的小行星源的最佳候选者。
2014-06-03 astro-ph.EP
Tracing the main belt origins of S-complex near-Earth objects: From space mission targets to meteorite sources
Aix-Marseille University（艾克斯-马赛大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Charles University（查理大学）；MIT（麻省理工学院）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）
本研究结合光谱拟合与动力学模型，识别了六颗任务目标近地天体的源族，并发现小尺寸S型复合近地天体成分分布接近陨石，为OC陨石来源提供了观测证据。
2026-10-07 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
New Insights into Erg Chech 002 Analogues in the Main Belt from Near-Infrared Spectroscopy
Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, Istituto Nazionale di Astrofisica（空间天体物理学与行星学研究所，意大利国家天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）；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）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma.（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过近红外光谱学研究主带中可能与Erg Chech 002相似的陨石，发现16颗小行星被归类为V型，1颗为S复杂型，1颗为A型，但未发现匹配Erg Chech 002的类比体，但1991 RY16和1990 QP10与Erg Chech 002光谱特征相似。
2026-03-25 astro-ph.EP
JWST sighting of decameter main-belt asteroids and view on meteorite sources
本文利用JWST红外能力与合成跟踪技术首次在主带探测到138颗十米级最小小行星，发现其尺寸-频率分布在约100米处出现拐折，并指出其来源于Nysa、Polana和Massalia等小行星族，为理解近地天体与陨石来源提供了关键观测约束。
2025-02-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
The contamination of the surface of Vesta by impacts and the delivery of the dark material
黎明号宇宙飞船观测到灶神星表面存在暗物质，而暗物质又被证明与富含OH和H的物质有关。这种暗物质的来源已被确定为低丰度小行星，但仍有争议的是，暗物质的输送是否与少数大型撞击事件有关，是与微陨石有关，还是与灶神星上撞击物的持续长期流量有关。连续通量情景预测，灶神星吸积的外源物质中有很大一部分应该是由于类似于普通陨石的非黑暗撞击物，而这些撞击物只代表HED陨石中的少量污染物。我们探讨了连续通量的情况下，其影响的组成vestan风化层，利用数据从黎明任务和HED陨石。我们使用我们的模型表明，随机事件的情况下，和微陨石流量的情况下，连续流量的情况下的自然后果。然后，我们使用该模型来估计自LHB以来在Vesta上交付的黑暗和羟基化材料的数量，我们展示了我们的结果如何与黎明任务估计的值相匹配。我们用我们的模型来评估Fe和亲铁元素的量，连续流量的撞击物将混合在vestan风化层：关于亲铁元素，我们把注意力集中在Ni的作用。这些结果与HED陨石的Fe和Ni含量的现有数据一致，可用作今后研究黎明号飞行任务和HED陨石数据的参考系。我们的模型还不能提供一个答案，失踪的非碳污染物的命运，但我们讨论了这种差异的可能原因。
2014-06-12 astro-ph.EP
On the puzzle of space weathering alteration of basaltic asteroids
大多数玄武质小行星位于主带内侧，但也有少数在主带外侧和近地空间被观测到。这些被称为V型的小行星，其表面成分类似于直径530公里的灶神星。除了成分相似外，动力学证据也将许多V型小行星与灶神星联系起来。此外，灶神星是少数几颗被确认为特定类别陨石（howardite，eucrite，diogenite achondrites）来源的小行星之一。尽管对所概述的设想达成了普遍共识，但仍有几个问题没有得到解决。特别是，目前尚不清楚灶神星、V型和HED之间观测到的光谱多样性是否是由于空间风化造成的，S型小行星被认为是这种情况。在本文中，SDSS测光是用来解决的问题，候选V型和HEDs之间的光谱差异是否可以解释空间风化。我们发现，V型的可见光谱斜率系统红相对于HEDs，在一个类似的方式，发现普通球粒陨石和S型。假设空间风化是负责的斜率不匹配，我们估计的上限约为0.5Ga的红化时间尺度。然而，所观察到的HED和V型之间的斜率不匹配对理解其起源提出了几个难题。本文还结合黎明号的灶神星任务讨论了这些发现的意义。
2010-09-01 astro-ph.EP
Gaia search for early-formed andesitic asteroidal crusts
上下文安山质陨石是迄今已知的最古老的无球粒陨石之一。它们记录了大约456.5百万年前发生在原始星子中的火山事件和地壳形成事件。然而，迄今为止，在小行星群中没有发现这些陨石的类似物。目标。我们使用盖亚DR3光谱数据集在小行星群中搜索安山岩陨石Erg Chech 002的光谱类似物。方法.为了确定哪些小行星具有与Erg Chech 002最相似的光谱，我们首先确定了Gaia DR3小行星的光谱参数（光谱斜率和波段I深度），并将其与陨石不同样本的光谱参数进行了比较。此外，我们进行了Erg Chech 002和盖亚DR3小行星数据之间的光谱曲线匹配，我们比较了两种方法的结果。结果我们发现，51颗主带小行星的可见光谱与Erg Chech 002相似，91颗小行星的光谱与该陨石的空间风化光谱相似，分别占整个Gaia DR3小行星光谱数据集的0.08%和0.15%。与陨石实验室样本最匹配的小行星大多位于内部主带上，而与空间风化陨石模型匹配的物体在带内的分散程度略高。结论.尽管我们发现了可能与Erg Chech 002相匹配的小行星，但这些小行星非常罕见。此外，单独的可见光谱不能完全诊断Erg Chech 002样组合物。近红外光谱对于确认（或排除）Erg Chech 002和候选小行星群之间的光谱匹配将是重要的。
2023-01-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Trajectory, recovery, and orbital history of the Madura Cave meteorite
2020年6月19日20：05：07 UTC，三个沙漠火球网络观测站在西澳大利亚上空观测到一个持续5.5秒的火球。流星体进入大气层的速度为$14.00 \pm 0.17$ km/s，沿$58^{\circ}$斜坡轨道从75公里高度下降到18.6公里。尽管观测站（29 $^{\circ}$）之间的三角形平面角度很差，而且距离观测站很远，但预测有一个受到良好约束的千级主质量落在西澳大利亚州马都拉以南。然而，由于轨迹的不确定性，预计搜索区域很大。幸运的是，在一次侦察旅行中，这块岩石很快就沿着通道被发现了。这颗重达1.072公斤的陨石名为马都拉洞穴，属于L5级普通球粒陨石。计算出的轨道属于Aten型（大部分包含在地球轨道内），这是继Bunburra Rockhole之后第二次在这样的轨道上观测到陨石。动力学模型显示，马都拉洞穴已经在近地空间存在了很长时间。据预测，前身流星体的近地天体动力学寿命为$\sim87$ Myr。这一奇特的轨道还表明，它是从主小行星带通过$\nu6$共振产生的，因此它的起源是在内带。这一结果有助于描绘出内带存在现今L型球粒陨石母体的图景。
2022-02-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Renaissance of Main Belt Asteroid Science
2007年9月，美国宇航局的黎明号宇宙飞船从卡纳维拉尔角起飞，搭载德尔塔II型火箭，开始了前往灶神星和谷神星的雄心勃勃的旅程。灶神星和谷神星是太阳系最大的小行星库--主带--中两个最大的行星。在黎明发射之前，对灶神星和谷神星的地球观测揭示了有趣的特征-从灶神星的崎岖形状到谷神星的稀薄水外逸层-但即使通过最强大的望远镜的镜头，这些物体仍然是模糊的光斑。随着黎明对灶神星（2011-2012）和谷神星（2015-2018）的探索，这两个世界成为焦点。令人叹为观止的细节出现了如何大碰撞雕刻灶神星释放大量的物质在内部主带，提供了一个重要的家庭陨石在地球上恢复的来源。谷神星复杂的地质，可能与地球和火星相媲美，揭示了最近的冰火山活动。这本书致力于这些亮点，以及黎明任务的更多发现。到2018年黎明号完成任务时，由于新的理论模型和新的陨石地球化学数据，我们对太阳系形成的理解已经发生了很大的变化，黎明号对灶神星和谷神星的观测为协同解释模型和数据提供了新的重要约束。黎明遗产的更广泛的影响在一系列专门的章节中提出。编辑们希望这本书将作为一个坚实的参考，为年轻一代以及更有经验的研究人员成功地追求未来的探索主带。我们当然已经学到了很多东西，感谢黎明，但我们知道，我们几乎没有触及表面的什么主带小行星可以告诉我们关于我们的太阳系的黎明。
2022-08-16 astro-ph.EP
The Formation of Jupiter, the Jovian Early Bombardment and the Delivery of Water to the Asteroid Belt: The Case of (4) Vesta
小行星（4）灶神星是霍华陨石-真斜陨石-闪长陨石的母体，是太阳系中最早形成的天体之一，主要由挥发性耗尽的物质形成。黎明任务最近提供的证据表明，在过去的4 Ga中，水合物质可能以连续的方式被运送到灶神星，而对eucritic陨石的研究揭示了一些在水和挥发性元素存在下结晶的样品。木星的形成和它的迁移可能发生在eucrites结晶的时期，并引发了一个撞击阶段，导致冰冷的星子穿过小行星带。在这项工作中，我们研究了木星早期轰击期间，在灶神星冰冷的星子通量，并利用流体动力学模拟，他们与小行星碰撞的结果。我们探讨如何迁移的巨大行星将影响水和挥发性物质的小行星的交付，我们讨论我们的结果的背景下，灶神星的地球物理和碰撞演化。特别是，我们认为，最好的观测数据再现，如果大部分的撞击物是由1-2公里宽的星子，如果木星进行了有限的（一小部分的au）位移。
2014-01-29 astro-ph.EP
Young asteroid families as the primary source of meteorites
本研究揭示约70%的陨石源自三个年轻小行星族的近期解体事件，这些事件产生大量小碎片，解释了H型和L型普通球粒陨石的主导地位。
2024-07-17 astro-ph.EP
Exploring Exogenic Sources for the Olivine on Asteroid (4) Vesta
在灶神星上发现橄榄石很有趣，因为它可能为我们太阳系历史早期的行星分化提供重要的见解。地面和哈勃太空望远镜（HST）对小行星（4）灶神星的观测表明其表面存在橄榄石。近年来，在灶神星发现的富含橄榄石的HED陨石加强了这些观测。然而，对美国宇航局黎明号航天器数据的分析表明，这个含有橄榄石的单元实际上是奥皮亚陨石坑喷出物中的撞击熔化物。缺乏广泛的地幔橄榄石，暴露在形成的19公里深的雷希尔维亚盆地在灶神星的南极，进一步复杂化这一情况。Ammannito等人，（2013年a）报告说，在黎明号上使用可见光和红光光谱仪（VIR）从地幔中挖掘出的物质中发现了局部规模的富含橄榄石的单元。在这里，我们探索替代来源的橄榄石在北半球的灶神星的VIR仪器使用实验室光谱测量陨石的数据进行重新分析。我们认为，这些橄榄石曝光可以解释为富含橄榄石的外生物质的交付。基于我们的光谱带参数分析，缺乏这些富含橄榄石的地形和可能的地幔挖掘事件的位置之间的相关性，并支持HED陨石的观测，我们建议，在北半球看到的橄榄石可能的来源是由富含橄榄石的陨石的撞击物的残留物。最佳匹配表明，这些单位是HED材料与普通陨石混合，或与一些橄榄石为主的陨石，如R-陨石。
2015-02-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Identifying parent bodies of meteorites among near-Earth asteroids
本文利用相似性判据和逆向动力学模拟，在近地小行星中为已知陨石识别母体，发现约25%陨石可能源自内太阳系NEA间的小型碰撞事件。
2023-08-02 astro-ph.EP
Using Dust Shed from Asteroids as Microsamples to Link Remote Measurements with Meteorite Classes
鉴于小行星的成分多样性及其在太空中的分布，不可能考虑从每个小行星上返回样本以确定其起源。然而，原生矿物、水合硅酸盐和有机物质的速度和分子组成可以通过现场粉尘检测仪来确定。这种仪器可以对小行星脱落的微米级粒子云进行采样，从而提供与已知陨石群的直接联系，而无需将样本送回地面实验室。我们从LADEE测量的月球尘埃云模型扩展到显示，丰富的可检测的影响产生的微样本周围的小行星是一个函数的母体半径，日心距离，飞越距离和速度。我们使用蒙特卡洛模型来表明，如果在飞越过程中随机喷射并检测到几十到几百个粒子，那么将有足够的数量将母体归类为普通球粒陨石，玄武质无球粒陨石或其他类别的陨石。遇到和测量从近地和主带小行星脱落的微量样品，再加上补充成像和多光谱测量，可以完成对小型无空气天体的彻底定性。
2019-06-03 astro-ph.EP
Migration of D-type asteroids from the outer Solar System inferred from carbonate in meteorites
最近的太阳系演化动力学模型和陨石中造岩元素的同位素研究表明，富含挥发物的小行星形成于木星轨道以外的外太阳系，尽管它们目前位于主小行星带。小行星形成时的环境温度是确定小行星原始位置的一个关键诊断因素，可能由它们所含挥发物的丰度决定。特别是，陨石中碳酸盐的丰度和13 C/12 C比率记录了其母小行星中含碳挥发性物质的丰度。然而，这些碳酸盐的碳源仍然知之甚少。在这里，我们表明，塔吉什湖陨石含有丰富的碳酸盐，一贯高13 C/12 C的比例。塔吉什湖富含13 C的碳酸盐的高丰度排除了有机质作为其主要碳源。因此，塔吉什湖的母体，可能是一颗D型小行星，一定是吸积了大量富含13 C的CO2冰。塔吉什湖冰的13 C/12 C和CO2/H2O比值与彗星冰相似。因此，我们推断，至少有一些D-型小行星形成于寒冷的外太阳系，并随后进入内太阳系由于轨道不稳定的巨行星。
2019-06-23 astro-ph.EP
Asteroids fail to retain cometary impact signatures
针对巨行星动力学不稳定引发的内太阳系彗星轰炸，结合多类模拟与测量发现：灶神星虽可能受大量彗星撞击，但因撞击速度高且引力弱无法保留彗星物质，HED陨石无氙彗星特征，若检测到该特征则需来自67P同源区。
2025-11-17 astro-ph.EP
Lithologic Mapping of HED Terrains on Vesta using Dawn Framing Camera Color Data
灶神星是小行星带中质量最大的完整玄武岩天体，其表面成分很有趣，因为它为我们提供了一个了解星子岩浆分化的视角，这些星子最终合并形成了类地行星。灶神星表面的岩性和成分单位的分布提供了重要的制约其岩石学演化，影响历史及其与Vestoids和howardite-eucrite-diogenite（HED）陨石的关系。使用颜色参数（波段倾斜和波段曲率）最初开发用于分析月球数据，我们已经确定和映射HED地形灶神星黎明分幅相机（FC）的彩色数据。灶神星的平均光谱与磷硅铝钙石区域的光谱相同，这表明在太阳系历史上，由于撞击园艺，表面风化层广泛混合。我们的研究结果证实了半球形的二分法（东西和南北），已被观察到早期的研究中的颜色/组成。在南半球发现的富含闪长岩的物质表明，它是在Rhasilvia和Veneneia盆地形成期间被挖掘出来的。我们的HED地区的岩性映射提供了直接的证据灶神星的岩浆演化与Diogenite单位在Rhasilvia形成下地壳的分化对象。
2013-05-08 astro-ph.EP
Arpu Kuilpu: An H5 from the Outer Main Belt
2019年6月1日，就在当地时间晚上7点30分之前，沙漠火球网络在西澳边境附近的南澳大利亚州上空检测到一个-9.3级的火球。这一事件被六个火球观测站观测到，持续了五秒钟。一个站几乎直接位于轨道下方，极大地限制了轨道解。这一轨迹的向后数值积分表明，该天体起源于半长轴为2.75天文单位的外部主带。还提取了一条光变曲线，表明该尸体在通过大气层期间几乎没有碎裂。与几名沙漠火球网络团队成员和其他志愿者一起进行了一次搜索活动。根据黑暗飞行模型，在预测的坠落区域内回收了一个42 g的碎片。根据对短寿命放射性核素的测量，该碎片被证实是新落下的。陨石Arpu Kuilpu被归类为H5普通球粒陨石。这标志着沙漠火球网络在澳大利亚发现的第五颗流星，也是有史以来最小的流星体（$\simeq 2$ kg）。
2022-02-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chelyabinsk meteorite explains unusual spectral properties of Baptistina Asteroid Family
我们研究了车里雅宾斯克陨石的光谱和成分特性，以确定其可能的母体在主小行星带。我们的分析表明，陨石包含两个光谱不同，但成分无法区分的LL 5球粒陨石和冲击变黑/冲击熔融材料的组成部分。我们的X射线衍射分析证实，车里雅宾斯克陨石的两种岩性在模态矿物学上非常相似。该陨石的成分与LL球粒陨石相似，其最有可能的母小行星是Flora家族的成员。车里雅宾斯克的LL 5球粒陨石和冲击变黑/撞击熔融物质的紧密混合物提供了与（8）Flora的光谱匹配，Flora是Flora家族中最大的小行星。Baptistina族和Flora族在动力学空间上相互重叠。对（298）Baptistina和9个小家族成员的矿物学分析表明，它们的表面组成与LL陨石相似，但与典型的S-型小行星相比，它们的吸收带较弱，吸收率较低。来自车里雅宾斯克的LL 5球粒陨石和冲击变黑/冲击熔融材料的一系列紧密混合物为所有这些BAF成员提供了光谱匹配。我们认为，存在一个显着的冲击/冲击熔体成分在BAF成员的表面风化层可能是较低的吸收带和减弱的吸收带的原因。BAF的母小行星要么是Flora家族的成员，要么与Flora具有相同的基本成分（LL球粒陨石）。在冲击事件期间产生的冲击压力产生足够的冲击熔化或冲击变黑，以改变BAF的光谱特性，但保持BAF的组成基本不变。
2014-04-26 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
Probing the use of spectroscopy to determine the meteoritic analogues of meteors
确定陨石的源区是当前行星科学研究的主要目标之一。虽然小行星观测目前无法确定大多数陨石类别的来源区域，但用摄像机网络观测陨石和随后回收陨石可能有助于在这一问题上取得进展。然而，这种方法的主要警告是，陨石坠落的回收率很低，这意味着至少80%的陨石类似物仍然未知。目的：对火流星的光谱观测可能有可能通过对进入的材料进行分类来缓解这一问题。研究方法：为了探索使用光谱学来确定火流星的陨石类似物，我们在斯图加特大学（德国）的等离子体风洞中收集了五种陨石类型（H，L，LL，CM，eucrite）在大气入口条件下获得的可见光范围（320- 880 nm）的发射光谱。随后对所有光谱进行了详细的光谱分析，包括谱线识别和质量比测定（Mg/Fe，Na/Fe）。结果如下：光谱学，通过一个简单的线识别，使我们能够区分主要的陨石类（陨石，无球粒陨石和铁），但没有潜力，例如从CM球粒陨石区分H。结论：不同陨石类（H、L、LL、CM等）的源区在主带内的位置不同。应继续通过火球观测网络进行调查。进入火流星的光谱学只能勉强帮助精确分类进入的物质（仅铁陨石）。为了在合理的时间范围（10-20年）内获得具有统计意义的回收陨石样本以及准确的轨道（>100），最佳解决方案可能是现有火球观测网络的空间扩展。
2018-02-15 astro-ph.EP
Low-phase spectral reflectance and equivalent geometric albedo of meteorites powders
颗粒表面的反射率取决于观察时的相位角。这对于天然材料粉末的实验室测量以及太阳系表面的远程观测都是如此。在这里，我们测量了反射光谱与相位角的依赖关系，在400-2600 nm范围内的一套72颗陨石。在10-30°相位角范围内研究了阴影隐藏对抗效应对相位行为的贡献。然后使用多项式拟合将该行为外推到0°的相位角，以便为跨陨石组的比较提供依据（能够消除阴影对反射率的贡献），以及提供等效的反射率值，该值应该与针对小天体导出的几何反射率值相当。我们发现了一个普遍的行为，增加强度的鞋与较低的反射率值（无论是样品之间或对于一个给定的样品吸收功能）。这种趋势提供了一种一阶方法来校正在标准条件下（g=30）测量的陨石粉末的任何反射光谱，从阴影的贡献。g=0 degre计算的反射率和等效反射率，然后比较典型的值的反射率的主带小行星。这表明，在碳质陨石中，只有塔吉什湖群、CI和CM陨石具有与C-和D-型小行星相容的相等的碳质同位素。另一方面，用CO、CR和CK小行星导出的等效ERADO与L-和K-型小行星是相容的。普通辉长岩的等效反射率与岩石类型有关，低品位岩石类型（3.6型及以下）通常比高品位岩石类型更暗。这项工作提供了一个框架，进一步了解小行星陨石联系时，结合颜色和光谱。
2020-09-22 astro-ph.EP
The main asteroid belt: the primary source of debris on comet-like orbits
木星族彗星为近地空间提供了大量碎片。然而，对这些天体的望远镜观测似乎表明它们的物理寿命很短。如果这是真的，产生的物质也将是短暂的，但火球观测网络仍然检测到彗星轨道上的物质。这项研究审查了沙漠火球网络从2014年至2020年探测到的来自木星家族彗星状轨道的厘米级零星流星体。通过分析每个事件的动态历史和物理特征，我们确信它们是来自主小行星带还是外海王星区域。我们的研究结果表明，$<4\%$的JFC类轨道上的零星流星体是彗星的遗传。这一观测结果具有统计学意义，表明彗星物质过于脆弱，无法在近地空间生存。即使考虑到流星雨的贡献，JFC类轨道上的流星体也主要来自主带。因此，在地球上收集到真正的彗星陨石是极不可能的。
2021-05-16 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
First disk-resolved spectroscopy of (4) Vesta
灶神星，第二大的主带小行星，将是第一个被探索在2011年由美国宇航局的黎明任务。这是一个干燥的，可能是分化的身体与光谱表明，它已被玄武岩熔岩流重新浮出水面，与月海没有太大的不同。在这里，我们提出了第一个磁盘分辨光谱观测的小行星从地面。我们用ESO-VLT自适应光学装备的积分场近红外光谱仪SINFONI观测了（4）灶神星，作为其科学验证活动的一部分。灶神星表面的最高空间分辨率约为90公里，是在2004年10月视宁度极佳（0.5”）的情况下获得的。我们观察到整个灶神星表面的光谱变化，可以解释为辉石成分的变化，或表面老化的影响。我们比较灶神星的2微米吸收带的howardite-eucrite-diogenite（HED）陨石被认为是来自灶神星，并建立特定的区域和HED子类之间的特定联系。整体组成被发现是大多数与howardite陨石兼容，虽然一个小区域约180度。东经度可以归因于一个富含闪长岩的地方。最后，我们集中我们的光谱分析的特点，灶神星的亮区和暗区所看到的哈勃太空望远镜的可见光和近红外图像。
2009-12-18 astro-ph.EP
Do L chondrites come from the Gefion family?
普通陨石（H，L和LL陨石）是最常见的陨石类型，占地球上陨石的80%。这些陨石在主小行星带中的来源区域一直是小天体界相当大的争论的基础。根据动力学模型，L型小行星被认为来自Gefion小行星家族。我们目前的结果，从我们的观测活动，以验证Gefion小行星家族和L球粒陨石之间的联系。Gefion家族小行星（1839）Ragazza，（2373）Immo，（2386）Nikonov，（2521）Heidi和（3860）Plovdiv的近红外光谱是在美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）获得的。测量了每个光谱的谱带参数，包括谱带中心和谱带面积比，并将其用于确定这些小行星的组成。基于我们的研究结果，我们发现Gefion家族的一些成员具有类似的表面组成的氢氧化镁，原始无球粒陨石，玄武质无球粒陨石。在我们的小样本研究中，在Gefion家族成员中没有发现L-乳酸菌的证据。在Gefion小行星家族中观察到的成分类型的多样性表明，原始母体可能部分分化，或者具有非普通球粒陨石成分的三颗小行星可能是闯入者。
2018-04-26 astro-ph.EP
Multiple and Fast: The Accretion of Ordinary Chondrite Parent Bodies
虽然普通陨石和陨石的岩石学，化学和同位素研究在很大程度上帮助建立了星子形成及其演化的最早事件的年表，但有几个问题不能仅通过实验室测量和/或实验来解决。在这里，我们提出了几个新的限制普通球粒陨石母体的形成和演化的基本原理（并通过扩展大多数星子），从新的光谱测量和矿物学分析的主带S型小行星（83个对象）和不平衡的普通球粒陨石（53个样品）。基于后者，我们建议光谱数据可以用来区分是否一个普通的球粒陨石是在其母体的表面附近或内部形成的。如果这些限制是正确的，建议的影响包括：一）大群组成相似的小行星是小行星形成的自然结果，因此，在一个给定的类陨石可以来自多个母体;（二）大面积（高达~ 200公里）S型主带小行星暴露了大部分原始天体的内部，可能是早期太阳系中小行星（直径<10公里）撞击的结果（Ciesla等人，2013年）; iii）H球粒陨石母体的吸积持续时间可能很短（瞬时或小于10^5年，但肯定不会长达100万年）; iv）LL类天体比H类天体更靠近太阳形成，这可能是吸积前原行星盘中球粒的径向混合和尺寸分选的结果。
2014-05-27 astro-ph.EP
Distant formation and differentiation of outer main belt asteroids and carbonaceous chondrite parent bodies
小行星的挥发性成分提供了有关太阳系历史和地球挥发物起源的信息。波长为$<2.5\ {\rm μm}$的可见光和近红外观测表明，位于$2.5$ - $4\ {\rm au}$的外主带小行星与碳质球粒陨石之间存在遗传联系，碳质球粒陨石的同位素与地球上的挥发性元素相似。然而，最近的大型外部主带小行星的较长波长数据显示，在CC中不存在的氨化层状硅酸盐的$3.1\ {\rm μm}$吸收特征，并且不能容易地从目前距离稳定的材料中形成。在这里，通过结合AKARI空间望远镜收集的数据和水文，地球化学和光谱模型的水-岩反应，我们表明，具有$3.1\ {\rm μm}$吸收功能和CC的小行星的表面材料可以来自不同地区的一个单一的，水-岩-分化的母体。在高水岩比（$>4$）和低温（$<70^\circ$ C）下，含NH $_3$和CO $_2$的分异体的富水地幔内形成氨化层状硅酸盐。CC可以起源于以岩石为主的核心，这可能是优先采样的陨石的破坏和运输过程。我们的研究结果表明，多个大的主带小行星形成超越NH $_3$和CO $_2$雪线（目前$>10$ au），并可能被运送到目前的位置。地球的高氢碳比可以用这些富含水的祖先的增加来解释。
2021-12-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals IV. Temperature dependence of heat conductivity of asteroids and meteorites
要了解来自小行星带和太阳系类地行星区域的星子和原行星的致密化和分化，需要对其内部热演化进行可靠的建模。这方面的一个重要因素是对星子中矿物和金属的混合物的导热性的详细了解。导热系数的温度依赖性在这里由其混合物组分的性质通过理论模型来评估。这允许预测的温度依赖的热导率的整个范围内观察到的陨石成分，也为可能的其他组合物。为此，已发表的结果的热导率的温度依赖性的矿物成分中发现的相变材料适合卡拉威模型的声子在固体中的热导率。对于Ni、Fe合金，使用已发表的实验室数据。然后，利用混合规则计算了绝热材料的导热系数。微裂纹的作用进行了研究，这增加了壁散射的重要性声子为基础的热导率。该模型被应用到已公布的数据上的导热系数的个人propiontes。如果用该模型计算陨石的热导率，则可以很好地再现热导率与温度关系的实验数据。研究发现，微裂纹的存在会减小声子散射长度，从而对热导率的温度依赖性产生显著影响。
2018-04-02 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
Connecting Asteroids and Meteorites with visible and near-infrared spectroscopy
我们识别小行星和陨石之间的光谱相似性。我们确定了500个小行星光谱和1,000多个RELAB陨石光谱样本之间的光谱匹配，这些样本的光谱范围在0.45-2.5微米之间。我们重现了许多主要的和以前已知的陨石-小行星连接，并找到了可能的新的，更罕见或更少建立的连接。已经建立的联系包括：普通陨石（OC）与S-复合小行星;原始CM碳质陨石与CH-型小行星和加热CM与C-型小行星; HED陨石与V-型小行星;顽火辉石陨石与XC-型小行星; CV陨石与K-型小行星; Brachinites，Pallasites和R-型陨石与橄榄石为主的A-型小行星。我们发现从Q，Sq，S，Sr到Sv的趋势与LL到H相关，Q型主要与L和LL普通辉石匹配，Sr和Sv主要与L和H普通辉石匹配。普通球粒陨石样本，匹配的X-复杂，所有测量板和许多标记为黑暗或黑色（休克）OC。我们发现碳质球粒陨石样品的光谱斜率大到足以匹配D型小行星光谱。在许多情况下，小行星类型到陨石类型的链接并不是唯一的。虽然在小行星和陨石之间有很好的匹配，但在许多小行星类型和陨石类型之间存在不太常见但仍然光谱兼容的匹配。这一结果强调了小行星和陨石成分的多样性，并突出了仅按光谱特征分类的退化性。最近和即将进行的航天器任务将揭示许多小行星类别的组成，特别是那些没有诊断特征的小行星（C-，B-，X-和D-型），并测量Ceres，Ryugu，Bennu，Psy…
2022-02-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Composition of M-type asteroids II: Synthesis of spectroscopic and radar observations
这项工作更新和扩展了我们利用阿雷西博雷达和美国航天局红外望远镜设施对主带小行星进行的长期雷达驱动观测活动的结果，这些活动侧重于Bus-DeMeo Xc和Xk型天体（Tholen X和M级小行星）（Ockert-Bell等人，2008年; 2010年; Shepard等人，2008年; 2010年）。我们的18个目标几乎同时被雷达观测到，这些观测结果在Shepard et al.（2010）中有描述。我们将我们的近红外数据与可用的可见光波长数据相结合，对我们的目标进行更完整的成分分析。成分的证据来自我们的目标小行星光谱使用两种不同的方法，一个\c{hi} 2搜索光谱匹配的RELAB数据库和陨石的参数比较。我们提出了四种新的参数比较方法，包括判别分析。判别分析识别陨石类型的准确率为85%。本文综合了这两种模拟搜索算法的结果，并将这些结果与雷达数据（Shepard等人，2010年）中提出的模拟结果进行了协调。我们已经观测到29颗小行星，其中18颗与雷达观测有关。对于观察到的29个对象中的18个（62%），我们的成分预测在两种或更多种方法中是一致的。我们发现，对于我们的Xc和Xk目标，34%的样本最适合的是铁陨石。顽火辉石球粒陨石最适合我们的目标（21%）。石铁陨石最适合我们的目标（7%）。判别分析表明，没有吸收带的小行星可以与铁陨石相比，而同时具有0.9和1.9微米吸收带的小行星可以与石…
2014-07-03 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
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
The Massalia asteroid family as the origin of ordinary L chondrites
本研究通过光谱观测和动力学证据，证明Massalia小行星族是4.66亿年前L球粒陨石大规模坠落事件及当今主要陨石来源的唯一合理源头。
2024-03-13 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
Characteristics and Large Bulk Density of the C-type Main-Belt Triple Asteroid (93) Minerva
根据W.M. 2009年8月至9月期间，我们利用凯克望远镜，推导出最近发现的大型C型小行星（93）密涅瓦卫星的轨道参数。密涅瓦的卫星直径约为3和4公里，轨道非常接近主小行星带中的$\sim$ 5和$\sim$ 8（$\times$ Rp和$\sim$ 1%和$\sim$ 2%（$\times$ RHill）），与主小行星带中的大多数三重小行星系统具有共同的特征。结合这些AO观测与自1980年以来收集的光变曲线数据和2010年和2011年的两次恒星掩星，我们消除了Minerva的主要极解的模糊性，并表明它具有几乎规则的形状，等效直径Deq = 154 $\pm$ 6 km，与IRAS观测一致。这颗C型小行星的体积密度高达1.75 $\pm$ 0.30 g/cm $\^3$，这表明这一分类是由不同成分的小行星组成的。我们讨论了系统起源的可能情况，并得出结论，未来的观测可能会照亮这第五个已知的三重主带小行星的性质和组成。
2013-10-11 astro-ph.EP
Water abundance at the surface of C-complex main-belt asteroids
最近发表的用AKARI望远镜对主带小行星进行的天基观测提供了与含OH矿物的存在有关的3 μm波段的完整描述。在这里，我们使用在受控大气（CI、CM、CO、CV、CR Tagish Lake）下获得的碳质球粒陨石的实验室光谱来推导出与样品中含水量相关的光谱指标。在测试了几种光谱指标后，我们使用了2.75 μm和2.80 μm处的带深组合，该组合显示出与TGA测定的样品中的[H2O]相关，但具有较高的不确定性（4 wt% H2O）。这一关系被用来确定大型C-复合体主带小行星表面的水含量，并讨论所发现的变化性的来源。C-复合体主带小行星（MBA）的平均水含量为4.5wt%（体积平均值，（1）谷神星除外），明显低于CM小行星的平均值。含水量最高的小行星的估计含水量低于含水量最高的陨石，这种差异可能归因于空间风化。水含量和整体光谱斜率之间也存在反相关性，这与实验室模拟暗碳质玄武岩空间风化的预期相反。这表明，不同的C-复合小行星之间的表面水合作用的变化部分不是由于空间风化，而是由于表面物质的组成。当应用于谷神星时，这项工作中提出的湿度计使我们能够估计至少1.22重量%的氢以有机物的形式存在。这种丰富的有机物加强了谷神星和彗星物质之间的联系。
2020-10-31 astro-ph.EP
The compositional diversity of non-Vesta basaltic asteroids
本文给出了9颗主带中部和外部（a > 2.5AU）玄武岩小行星的近红外（0.78-2.45 μm）反射光谱。其中三个天体在光谱上与Bus-DeMeo系统中的所有分类不同，可能代表现有分类中的光谱末端成员，也可能代表新的光谱型。其余样品被分类为V型或R型。所有这些小行星都是从灶神星碰撞家族中动态分离出来的，但它们太小了，不可能是完整的分化母体，这意味着它们起源于分化的微行星，这些微行星后来被摧毁或从太阳系中喷出。使用修正高斯模型（MGM）确定的所有物体的1-和2-μm带中心与已知成分的47颗Vestoid陨石和15颗HED陨石进行了比较。HEDs使我们能够确定公式有关带1和带2中心辉石硅铁（Fs）的组合物。使用这些公式，我们提出了最全面的成分分析，迄今为止的中带和外带玄武岩小行星。我们还进行了仔细的误差分析的MGM衍生的频带中心，在未来的分析中实施。六颗外层带的V型和R型小行星在参数空间上比灶神星更分散，反映出比灶神星及其相关天体更大的成分多样性。分析的天体的Fs数平均比Vestoids低5%到10%;然而，对其他外带玄武岩小行星的识别和成分分析将有助于证实或反驳这一结果。考虑到太阳星云内存在的氧化态梯度，这些结果初步表明，这些物体形成于与灶神星4不同的时间或位置。
2017-05-17 astro-ph.EP
Different arrival times of CM and CI-like bodies from the outer Solar System to the asteroid belt
本研究通过N体模拟结合小行星带天体观测分布，发现CM类和CI类外太阳系天体分不同时期植入小行星带，明确二者起源区域与迁移驱动机制，得出球粒形成位置及类地行星水来源的相关结论。
2025-07-30 astro-ph.EP
Spatial distribution of isotopes and compositional mixing in the inner protoplanetary disk
通过N体模拟研究内原行星盘Cr和O同位素空间分布，发现Cr同位素异常存在空间梯度，而$Δ^{17}$O无梯度，可能因质量无关分馏改变了其分布。
2024-07-20 astro-ph.EP
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Style and intensity of hydration among C-complex asteroids: a comparison to dessicated carbonaceous chondrites
在这里，我们报告的反射光谱的陨石在小行星环境（高真空和温度）和主带和近地小行星光谱之间的比较。重点关注3μm附近的OH吸收特征，我们表明小行星环境会导致谱带深度和宽度的减少，以及反射率最小值的移动。然后，我们将OH特征分解为几个分量，并使用指数修正的高斯模型。与以前的研究不同，我们确认了这些成分之间的联系，水蚀变历史和样品内部的水分子量，仅使用这种光谱特征的形状。然后，我们将此反卷积模型应用于用星载望远镜和两个太空探测器获得的小行星光谱，发现与陨石上以及同类型小行星中检测到的成分具有很强的相似性。根据我们的陨石实验结果，建议用3 μm波段作为小天体蚀变历史的示踪剂。仅使用3 μm波段，我们表明Ryugu已经被水严重改变，这与其母体被水冰覆盖，然后经历了超过400°C的高温序列相一致。我们还指出，Bennu的3 μm谱带显示了新发现的表面活性的迹象。
2020-04-21 astro-ph.EP
Dynamical evolution of basaltic asteroids outside the Vesta family in the inner main belt
本文通过对主小行星带内侧V型小行星进行2 Gy后向轨道积分，发现大多数天体可追溯至灶神星，但（3307）Athabasca和（17028）1999 FJ5等天体与灶神星无明确动力学联系，可能代表异常HED陨石的母体。
2023-03-15 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
Composition, Mineralogy, and Porosity of Multiple Asteroid Systems from Visible and Near-infrared Spectral Data
我们提供了一个位于主带（MB）使用可见光和近红外（0.45-2.5 μ m）光谱数据的42 MB的多个小行星系统（MASs）的分类和成分特征。矿物学分析用于确定MAS的陨石类似物，进而将其应用于Marchis等人（2012）的MAS密度测量，以估计系统孔隙度。大孔隙度被用来评估MAS形成的主要假设。可见光观测活动包括使用SOAR望远镜和古德曼高光谱仪获得的25个MAS。红外观测活动包括使用NASA IRTF和SpeX光谱仪获得的34个MAS。使用Bus-DeMeo分类系统对MAS进行分类。我们使用一种新的分析程序，小行星光谱分析程序（SARA）进行近红外光谱带参数分析。SARA例行确定带中心，面积和深度，利用诊断吸收功能附近的1和2微米。带参数分析提供了Gaffey亚型的S-型质谱;橄榄石辉石的相对丰度比;和橄榄石和辉石模态丰度的S-复合物和V-型质谱。这些矿物学信息被应用于确定陨石类似物。我们确定的H，L，和LL陨石类似物15个MAS与普通的方解石类（OC）矿物。我们观察到过量（10/15）的LL样矿物。在具有LL类矿物的MAS中，有7个与Flora家族成员一致，支持Flora家族是地球上LL类近地小行星和LL陨石来源的假设。使用陨石模拟物的测量密度和Marchis等人（2012）的MAS密度，我们估计了13个MAS的大孔隙度，发现所有估计的大孔隙度都与形成假设一致。
2014-09-01 astro-ph.EP
Spectral characterization of V-type asteroids - II. A statistical analysis
近年来，在主带周围发现了几颗小型玄武质V型小行星。它们中的大多数都是灶神星动力家族的成员，但越来越多的天体似乎与灶神星动力家族没有联系，由此产生的问题是，是否所有这些玄武岩天体都确实来自灶神星。为了找到上述问题的答案，我们决定对大量V型样品的光谱和矿物学性质进行统计分析，目的是突出它们之间的相似性和差异性，并阐明它们的独特性，或者不是起源。分析使用了文献中117颗V型小行星的190个可见光和近红外光谱。根据小行星的动力学特性对它们进行了分组，并对它们的计算光谱参数进行了比较。还与HED陨石样品的光谱参数和黎明号航天器上的VIR仪器拍摄的灶神星表面数据进行了比较。我们的分析表明，虽然大多数的V型小行星在内部主带的表面成分与灶神星的起源兼容，这似乎不是在中间和外部主带的V型的情况。
2015-10-29 astro-ph.EP
Compositional Diversity Among Primitive Asteroids
从紫外线到中红外线的光谱观测揭示了原始小行星之间新的诊断差异。我们回顾了这些小行星的光谱特征和推断的成分和物理性质。原始的小行星在整个带显示富碳化合物，不同程度的水蚀变，甚至表面冰;最近的观测提供了重要的新的限制成分，热惯性，和其他表面性质。原始小行星和行星际尘埃粒子之间新的中红外线联系表明，后者比陨石更大比例地采样主带小行星。与彗星组成的联系与原始小行星和彗星之间的连续性是一致的。OSIRIS-REx和Hayabusa 2这两个采样返回飞行任务将访问原始近地小行星。大多数航天器可进入的近地小行星起源于内部小行星带，其中包含几个原始小行星家族和这些家族以外的原始小行星背景。从这些家庭的初步结果提供了一个诱人的预览的性能预期在他们生产的小行星。到目前为止，内带的原始小行星分为两个光谱组。第一组包括Polana-Eulalia家族，尽管它们的动力学和碰撞复杂性，但它们表现出相当大的光谱均匀性。相比之下，Erigone和Sulamitis家族在光谱上是多样的，并且它们的大多数成员显示出清晰的0.7微米水合特征。两个样本返回目标（101955）Bennu和（162173）Ryugu，最有可能起源于Polana家族。
2018-09-04 astro-ph.EP
Chaotic diffusion of asteroids in the exterior 1:2 mean motion resonance with Mars
2.1至2.5天文单位之间的内小行星带具有特别的动力学意义，因为它是南极陨石和近地小行星的主要来源。这条内带的边界是偏心型长期共振和与木星的1：3平均运动共振。除非小行星的近日点足够低，可以被火星散射，否则逃逸需要转移到其中一个边界共振点。此外，对于直径为$\gtrsim$ 30公里的小行星，雅可夫斯基力一般不能改变其偏心率和（或）倾角。因此，近心点远离火星的大型小行星可能只有通过离心率的巨大变化才能逃离内带。本文系统地研究了与火星1：2平均运动共振附近轨道的混沌扩散。我们发现，虽然在共振和非共振轨道的混沌轨道演化增加了分散的倾角和偏心率，它并没有显着改变其平均值。我们进一步表明，虽然色散增长是最大的共振轨道，在高$e$的共振作用，以减轻小行星散射火星-使小行星的寿命在带比它本来是一个非共振轨道。对于共振轨道和非共振轨道上的各种大小的小行星来说，观测所需的偏心率变化无法仅通过引力来实现。还分析了共振捕获在保护小行星不与火星相遇方面的作用。
2022-08-05 astro-ph.EP
