Dust arcs in the region of Jupiter's Trojan asteroids
目标。特洛伊小行星的表面不断受到行星际微流星体的轰击，释放出小尘埃颗粒的喷出物。这些粒子形成了与小行星云有关的微弱尘埃弧。在这里，我们分析的粒子动力学和结构的弧在该地区的$L_4$特洛伊小行星。方法.我们计算了$L_4$特洛伊小行星的总截面和尘埃粒子的产生率。粒子的运动受到各种力的扰动。我们模拟了尘埃粒子的动力学演化，并探讨了特洛伊尘埃弧的整体特征。结果模拟表明，电弧主要由尺寸范围为4-10微米的晶粒组成。与$L_4$特洛伊小行星相比，尘埃弧在方位角方向上分布得更广，相对于木星延伸到[30，120]度的范围。在$L_4$处未出现峰数密度。存在从$L_4$方位角位移的两个峰。
2018-01-09 astro-ph.EP
Asteroids in retrograde resonance with Jupiter and Saturn
我们在半人马座和达摩克洛星中发现了一组小行星，它们的轨道与太阳系的共同运动方向相反，并与木星和土星发生共振。它们的轨道倾角I >= 140度，半长轴a < 15天文单位。目前有两个天体与木星处于逆行共振：2006 BZ 8处于2/-5共振，2008 SO 218处于1/-2共振。其中一个天体，2009 QY 6，目前与土星处于2/-3逆行共振。这些是太阳系天体逆行共振的第一个例子。目前的共振配置持续了几千年。在20，000年的整合时间跨度内，也可能短暂捕捉到与土星的逆行共振，特别是在1/-1共振（2006 BZ 8）和9/-7共振（1999 LE 31）。
2013-08-01 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
Potential Themis Family Asteroid Contribution to the Jupiter-Family Comet Population
最近的动力学分析表明，一些木星族彗星（JFC）可能起源于主小行星带，而不是外太阳系。这种可能性特别令人感兴趣，因为有证据表明，在忒弥斯小行星家族中存在着主带冰质天体。我们报告的结果，从动态分析，特别是调查的可能性，冰冷的忒弥斯家庭成员可能有助于观察到的人口JFC。数值积分表明，这样的动力学演化确实是可能的，通过离心率激发显然是由附近的2：1平均运动与木星的共振，与木星以外的行星的引力相互作用，和Yarkovsky效应的组合。我们估计，在任何给定的时间，可能有几十个物体从忒弥斯家庭的JFC类轨道的潜力，以模仿活跃的JFC从外太阳系，虽然不是所有的，甚至任何，可能一定是可观察到的活动。我们发现，动态演变的忒弥斯家庭对象JFC类轨道上的半长轴3.15 AU和3.40 AU的绝大多数时间在这样的轨道上，与木星的2：1平均运动共振可能发挥的强大作用在其动力学演化一致。我们的结论是，从忒弥斯家庭的积极JFC人口的贡献是合理的，虽然需要进一步的工作，以更好地描述这种贡献。
2020-02-20 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
The origin of long-lived asteroids in the 2:1 mean-motion resonance with Jupiter
与木星的2：1平均运动共振包含了两组不同的小行星。短寿命种群是由Yarkovsky半长轴漂移维持稳定状态的短暂种群。然而，寿命长的小行星的动力学寿命可与$4\,\mathrm{Gyr}$相比。它们位于相空间的两个孤岛附近，分别表示为$\mathrm{A}$和$\mathrm{B}$，具有不均匀的人口比$\mathrm{B}/\mathrm{A} \simeq 10$。与岛状小行星$\mathrm{B}$相比，$\mathrm{A}$ -岛状小行星的轨道大多高度倾斜。大小频率分布是陡峭的，但轨道分布缺乏任何证据的碰撞集群。这些观测限制有些令人困惑，因此到目前为止，长寿小行星的起源还没有得到解释。为了提供一个可行的解释，我们首先更新共振人口，并重新审视其物理性质。利用一个包含7颗行星的$N$ -体模型，并考虑Yarkovsky效应，我们证明了岛$\mathrm{A}$的动力学消耗比岛$\mathrm{B}$快.然后，我们调查（i）原始共振小行星的生存能力和（ii）捕获人口在行星迁移，最近描述的情况下，逃逸的第五颗巨行星和跳跃木星不稳定。我们还模拟了在过去的$4\,\mathrm{Gyr}$共振布居的碰撞演化。我们的结论是，长寿组是由共振捕获从一个假设的外部主带家庭在行星迁移的一个狭窄的部分。在迁移过程中幸存下来的原始小行星数量可能不足以对观测到的种群做出实质性贡献。
2015-05-16 astro-ph.EP
Comparative Mid-Infrared Spectroscopy of Dark, Primitive Asteroids: Does Shared Taxonomic Class Indicate Shared Silicate Composition?
本文通过比较主带小行星与木星特洛伊小行星的5-40微米中红外硅酸盐发射特征，发现多数原始主带小行星与特洛伊小行星相似，但（368）Haidea缺乏橄榄石证据，表明D型小行星硅酸盐成分差异反映了原始小行星起源的多样性。
2024-04-30 astro-ph.EP
A Crater Chronology for the Jupiter's Asteroids
本研究建立木星特洛伊小行星撞击坑年代学，结合太阳系演化模型预测其碰撞历史，发现相互碰撞主导成坑、植入后约10 Myr内彗星撞击可能显著，并为Lucy任务目标提供具体预测。
2023-12-04 astro-ph.EP
Origin and Evolution of Jupiter's Trojan Asteroids
本文综述木星特洛伊小行星的动力学、光谱与碰撞演化证据，提出它们可能源自原始柯伊伯带并在巨行星不稳定性中被捕获，Lucy任务将检验这一图景。
2023-12-05 astro-ph.EP
Irregular satellites of Jupiter: Capture configurations of binary-asteroids
巨行星的不规则卫星的起源是太阳系形成理论这一巨大“谜题”的重要组成部分。这是公认的，他们不是“原位”形成的物体，在地球周围，因为被认为是定期的。那么，解释它们起源的最合理的假设是它们在其他地方形成并被行星捕获。然而，限制性三体问题动力学的捕获具有暂时性，这就需要辅助捕获机构的作用。然而，并不存在一个完善的捕获机制。在这项工作中，我们试图了解双星小行星捕获机制的哪些方面可能有利于永久捕获双星小行星中的一个成员。我们考虑四体动力系统太阳、木星、双小行星，对捕获轨迹进行了八千多次数值模拟。我们将问题限制在圆平面的椭圆形情况下，积分时间为10^4年。关于二进制特征，我们注意到1）更紧密的二进制比大分离的二进制更容易产生永久捕获。我们还发现，2）次要成员的永久捕获概率比主要成员的永久捕获概率更有表现力。另一方面，在捕获破坏过程的各个方面中，4）伪东正交被认为是二元破坏瞬间非常可能的捕获角配置。此外，我们还发现，在与木星交会时发生分裂的双星小行星被捕获的几率更高。这些结果表明，太阳对双星小行星的捕获动力学起着非常重要的作用。
2010-02-11 astro-ph.EP
The color-magnitude distribution of Hilda asteroids: Comparison with Jupiter Trojans
目前的太阳系演化模型认为，与木星共振的小行星群是由动力学不稳定时期从外太阳系向内散射的天体组成的。在本文中，我们提出了一个新的分析的绝对星等和光学颜色分布的希尔达小行星，这是在3：2的平均运动共振与木星，比较的目标与以前发表的结果从一个类似的研究木星特洛伊。我们报告一个更新的幂律拟合希尔达星等分布通过H=14。使用光度数据中列出的斯隆移动物体目录，我们证实了先前报道的强双峰可见光谱斜率分布，表明两个亚人口具有不同的表面成分。当考虑碰撞家庭分开，我们发现，碰撞碎片遵循单峰的颜色分布与光谱斜率值一致的两个子群的蓝色。希尔达斯和特洛伊人的颜色分布是可比的，并与一个场景中，在这两个人口的颜色双峰性发展到今天的位置进驻之前一致。我们认为，较浅的规模分布的希尔达是一个结果，最初更大的希尔达人口，随后耗尽较小的机构优先通过碰撞从狭窄的3：2共振。总而言之，这些观测结果提供了一个强有力的案例，支持希尔达和特洛伊的共同起源，正如当前太阳系演化的动力学不稳定理论所预测的那样。
2017-01-02 astro-ph.EP
The evolution of asteroids in the jumping-Jupiter migration model
在这项工作中，我们调查的原始带的小行星，代表了大量的无质量的测试粒子，迁移的类木行星的引力作用下的跳跃-木星模型的框架下的演化。我们进行了几次模拟，考虑测试粒子分布在主带，以及在希尔达和特洛伊集团。模拟开始时，木星和土星锁定在相互3：2的平均运动共振加上3个海王星质量的行星在一个紧凑的轨道配置。在迁移过程中，行星间的相互作用导致其中一个海王星在不到1000万年的演化中被抛出，导致木星在半长轴上跳跃了约0.3天文单位。这在所研究的小天体的总体中引入了大尺度的不稳定性。迁移阶段后，模拟扩展到4 Gyr，我们比较了模拟测试粒子的最终轨道结构与当前的小行星主带的绝对星等$H<9.7$。结果表明，为了再现现今的主带，原始带的分布在倾角上应在$\sim10^{\circ}$处达到峰值，在偏心率上应在$\sim0.1$处达到峰值。我们讨论的影响，这对大钉模型。结果还表明，无论是原始的希尔达人，还是特洛伊人，都没有在不稳定中幸存下来，证实了这样的人口必须从其他来源植入的想法。特别是，我们解决植入希尔达斯和特洛伊人从主带人口的可能性，但发现这种贡献应该是轻微的。
2015-09-22 astro-ph.EP
Potential Jupiter-Family Comet Contamination of the Main Asteroid Belt
我们提出了“快照”数值积分的测试粒子代表彗星和小行星状物体在内部太阳系旨在调查的短期动态演变的物体接近小行星和彗星之间的动态边界定义的Tisserand参数相对于木星，T_J（即，T_J=3）。正如预期的那样，我们发现单个测试粒子的T_J并不总是初始轨道类型的可靠指标。此外，我们发现，百分之几的测试粒子与彗星一样的起始元素（即，在我们的200万年积分期间，即使不包括非引力，也有一些（类似于彗星族彗星）到达主带状轨道（至少是暂时的），显然是通过与类地行星的引力相互作用和与木星的平均运动共振的暂时捕获。我们估计，在百万年时间尺度上，偶尔到达主带状轨道的真正彗星族彗星的比例可能在0.1- 1%的数量级，尽管在这样的轨道上停留相当长时间的比例肯定要低得多。因此，在任何特定时间，主带彗星群中类似JFC的闯入者数量可能很小，但仍然不为零，这一发现对于利用主带彗星追踪挥发性物质的原始分布具有重要意义。内太阳系。在我们的积分中，具有彗星状起始轨道要素的测试粒子过渡到主带状轨道，似乎在很大程度上被阻止到达低偏心率，低倾角轨道。因此，我们发现，低偏心率，低倾角的主带彗星可能提供一个更可靠的手段来跟踪原始冰含量的主小行星带比主带彗星人口作为一个整体。
2016-04-28 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
128383 (2004 JW52) is an Ordinary Jupiter Trojan Asteroid
木星特洛伊小行星128383（2004 JW 52）最近被报道具有与其动力学类别不一致的光学颜色。新的和存档的观察表明，情况并非如此。这是一个提醒，我们必须始终排除的可能性，点扩散函数的小行星是混合在调查图像的背景恒星源之前，它的颜色在相关的调查目录可以被认为是可靠的。
2022-01-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Color and Size Distributions of Small Jupiter Trojans
University of Occupational and Environmental Health, Japan（日本劳动科学大学）；Chiba Institute of Technology（千叶工业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kobe University（神户大学）
利用夏威夷大学射电望远镜和宽视场相机进行双波段成像调查，研究木星特洛伊小行星的颜色和大小分布，发现小特洛伊小行星颜色分布无双峰，与先前研究一致，但大小分布相似。
2026-03-17 astro-ph.EP
Transient Jupiter Co-orbitals from Solar System Sources
我们展示了从主带小行星和半人马座轨道到与木星共轨运动的动力学路径，包括逆行（倾角$i>90^o$）状态。我们估计，在任何给定的时间，都应该有$\sim1$更大规模或更大的逃逸小行星在一个短暂的直接（EQUIDE）轨道上，其半长轴接近木星（$a\simeq a_J$），与按比例更多的较小物体，这取决于它们的大小分布。这些天体中的大多数将处于马蹄形动力学状态，由于它们的中等偏心率（大部分时间超过5天文单位）和相对于木星几乎遍布天空的轨道，因此很难被探测到。我们还表明，$\approx$ 1%的瞬态小行星共轨人口是逆行轨道与木星。这个种群，就像最近发现的小行星（514107）2015 BZ $_{509}$，可以与$a\simeq a_J$一起度过数百万年，包括数万年或数十万年的逆行1：-1共轨共振。因此，逃逸的近地小行星很可能是少数已知具有$a\simeq a_J$的高倾角天体的前兆。我们比较生产的木星合作轨道从逃逸NEAs与那些从传入半人马座。我们发现，临时直接合作轨道可能是由半人马座捕获为主，但我们只发现生产（临时）逆行木星合作轨道（包括非常长寿的）从NEA源。我们假设，原始消除内太阳系的微行星人口可以提供一个供应路线的亚稳定外太阳系水库的高倾角半人马座。
2020-07-29 astro-ph.EP
Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families
小行星形成于一个动态静止的圆盘中，但它们的轨道被木星的引力搅动得足以导致高速碰撞。因此，在太阳系的年龄范围内，有数十颗大型小行星受到撞击而解体，产生了被称为小行星家族的碎片群。在这里，我们解释了如何识别小行星家族，审查他们目前的库存，并讨论如何使用它们来深入了解主带小行星的长期动态。在行星数据系统节点上报告了122个著名家庭成员的电子表格。
2015-02-05 astro-ph.EP
Terrestrial planet and asteroid belt formation by Jupiter-Saturn chaotic excitation
本研究发现木星-土星近共振引发的盘天体混沌激发可形成内太阳系窄盘，模拟显示该机制能复现类地行星的轨道、质量等特征，还可解释小行星带的结构、质量与分类属性。
2023-02-22 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
Young asteroid pair candidates in the Jovian Trojan population
Bertin VF Nuclear
通过GPU加速积分识别出两个年龄小于250万年的木星特洛伊小行星对候选体，揭示了稀疏群体中年轻小行星对的形成。
2026-06-25 astro-ph.EP
Discovery of four young asteroid families
小行星家族中一个特别有趣的亚群是年轻的小行星，即那些形成于不到1000万年前的小行星。自从2002年发现第一个这样的家庭以来，他们吸引了很多关注。到目前为止已经发现了大约20个年轻的家庭，但新的发现仍然非常重要。在这里，我们报告发现了四个新的年轻小行星家族。其中三颗位于内小行星带，分别是（525）Adelaide、（6142）Tantawi和（18429）1994 AO 1，而（2258）Viipuri家族则位于小行星带的中部。
2019-11-03 astro-ph.EP
Behavior of Jupiter Non-Trojan Co-Orbitals
为了寻找非特洛伊木星的共轨道，我们对2010年10月发现的31，160颗小行星和24颗彗星的轨道进行了数值积分，这些小行星和彗星位于行星共轨道区域内或附近。利用这个样本，我们已经能够选择八颗小行星和三颗彗星，并详细分析了它们的轨道行为。其中，我们已经确定了五个新的木星共轨道：\cu，\sa，\ql，\gh和\Larsen，以及我们已经分析了六个以前确定的共轨道：\hr，\ug，\qq，\aee，\wc \和\ar。\cu \目前在准卫星轨道上，可重复转换为蝌蚪状态。类似的行为显示了\gh \，它还在复合蝌蚪-准卫星轨道上进行自由落体运动。\ql \和\Larsen \是木星的共轨道，它们暂时在马蹄形轨道上运动，偶尔会被准卫星行为打断。\sa \正沿纯马蹄形轨道运行。后三个物体的轨道是不稳定的，根据我们的计算，这些物体将在几百年内离开马蹄形状态。两颗小行星\qq \和\aee是木星的长寿命准卫星。他们将保持这种状态至少几千年。彗星\ar \和\wc \也是木星的准卫星。然而，非引力效应可能在这些彗星的运动中很重要。我们已经表明，\wcs \是在一个准卫星轨道上移动，并将留在这个制度，至少2500年。小行星\hr \将在2050年附近的准卫星轨道上被暂时捕获，我们已经确定了另一个表现出类似行为的物体-小行星\ug，尽管它的引导中心包围了原点，但它不是准卫星。这两个物体的轨道可以精确地计…
2012-06-04 astro-ph.EP
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
Comparison of the physical properties of the L4 and L5 Trojan asteroids from ATLAS data
木星有近8000颗已知的共轨小行星在L4和L5拉格朗日点运行，称为木星特洛伊小行星。除了L4云的数密度更大之外，这两个云在许多方面被认为是相同的。使用稀疏的光度数据采取的小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）的863 L4特洛伊和380 L5特洛伊，我们推导出的形状分布为每个云，并发现，平均而言，L4小行星比L5小行星更细长。这种形状上的差异很可能是由于L4云团中的碰撞率更高，这是由于其更大的人口造成的。此外，还给出了266个天体的相位函数和$c-o$颜色。
2021-01-12 astro-ph.EP
A record of planet migration in the Main Asteroid Belt
主要的小行星带位于火星和木星的轨道之间，但该区域并不均匀地充满了小行星。在小行星分布的不同位置有一些空隙，称为柯克伍德空隙，这些空隙与巨行星的轨道共振有关;放置在这些位置的小行星遵循混乱的轨道并逃离小行星带。在这里，我们表明，所观察到的分布的主带小行星并不均匀，即使是动态稳定的年龄超过太阳系的那些地区。我们发现了一种小行星过度消耗的模式，特别是在柯克伍德间隙的外部，与5：2，7：3和2：1木星共振有关。这些特征在太阳系目前的结构中不能用行星摄动来解释，但与约40亿年前木星和土星迁移期间引力共振扫过而产生的小行星动力抛射是一致的。
2009-06-24 astro-ph.EP
Influence of the Yarkovsky force on Jupiter Trojan asteroids
目标。我们调查的Yarkovsky力对木星特洛伊小行星的长期轨道演化的影响。方法.克隆的观察到的人口具有不同的大小和不同的热性能进行了数值积分为1 Gyr的Yarkovsky效应和没有。这些物体从特洛伊区域的逃逸率以及天平动振幅、偏心率和倾角的变化被用作衡量Yarkovsky效应对特洛伊轨道的强度。结果半径为$R\leq$ 1 km的物体受亚尔科夫斯基力的影响很大。这种效应导致这些物体在数亿年的时间尺度上耗尽。因此，我们预计小特洛伊人的大小频率分布显示出比目前可观察到的人口（$R$ $\gtrsim$ 1公里）更浅的斜率，转折点在$R$ = 100米和$R$ = 1公里之间。Yarkovsky加速度对特洛伊轨道的影响以复杂的方式取决于旋转的意义。顺转转子的振动振幅随时间减小，而偏心率增大。逆行旋转体经历相反的效果，这导致逆行旋转体更快地从1：1共振区域射出。此外，对于受Yarkovsky力影响的物体，我们发现有迹象表明，该效应往往会消除两个云之间轨道分布的差异。
2019-09-19 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
The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability
主要的小行星带（MB）质量较低，但受到动力学的激发。在这里，我们提出了一种新的机制，以激发MB在巨行星（“尼斯模型”）不稳定，这是预计有特色的木星和一个或多个冰巨人（“跳跃木星”- JJ）之间的反复密切接触。我们表明，当木星暂时达到足够高的水平的激励，无论是在偏心率和倾斜度，它会导致强大的强制矢量的偏心率和倾斜度在MB区域。因为在JJ不稳定性期间，木星的轨道“跳跃”，强迫矢量在整个MB区域的幅度和相位都不断变化。因此，整个冷的原始MB作为JJ不稳定性的自然结果而被激发。然而，这种激发的水平通常大于在MB中观察到的当前轨道激发。我们发现，随后的演变，太阳系是能够重塑由此产生的过激发MB到目前的轨道状态，并强烈的质量耗尽（$\sim$ 90 $\%$）与JJ不稳定相及其随后的演变在整个年龄的太阳系。
2018-08-02 astro-ph.EP
The dynamical evolution of escaped Jupiter Trojan asteroids, link to other minor body populations
木星特洛伊小行星位于L4和L5拉格朗日点附近，轨道相对稳定，与木星的MMR为1：1。然而，并不是所有的行星都在太阳系的轨道上保持稳定。不稳定的区域允许一些特洛伊人在比太阳系年龄更短的时间尺度内逃脱。这可能有助于填充其他小身体群体。在本文中，我们通过对观察到的特洛伊木马进行长期数值模拟来研究这一过程，重点关注那些离开共振的轨迹。以当前特洛伊人的轨道为初始条件，在太阳和行星的引力作用下进行演化。我们发现特洛伊人从L5逃脱的速度是从L4逃脱的1.1倍。大多数逃脱的特洛伊人都遇到了木星，尽管他们也遇到了其他行星。几乎所有逃脱的特洛伊人都到达彗星区，约90%穿过半人马区，只有L4特洛伊人到达海王星带。考虑到L4和L5之间的真实不对称性，我们发现每百万年有18个直径D > 1 km的L4特洛伊和14个L5特洛伊从共振中喷出。逃脱的特洛伊人对其他次要群体的贡献可以忽略不计，因为L4和L5对JFC和非JFC的贡献几乎相同，而L4对半人马和TNO的贡献比L5大几个数量级。考虑到碰撞移除，除了动力学移除，并假设由于碰撞而逃逸的特洛伊木马遵循与动力学移除的特洛伊木马相同的动力学行为，我们将对彗星和半人马座有微小的贡献。然而，在某些特定的区域，逃脱的特洛伊人可能是重要的，如ACOs，Encke型彗星，S-L 9型对木星的撞击和近地天体。
2018-11-01 astro-ph.EP
Secular evolution of asteroid families: the role of Ceres
我们认为矮行星谷神星的小行星主带的长期动力学的作用。具体来说，我们研究后的小行星家族的影响演变，由于其成员的相互作用与谷神星的线性节长期共振。首先，我们找到了共振的位置，并确定了共振路径与哪些小行星族相交，然后，我们总结了（1726）Hoffmeister，（1128）Astrid和（1521）Seinajoki这三个小行星族的结果，这些小行星族的成员在本征元素空间中的分布不规则，表明了共振的影响。我们通过一组数值模拟证实了这一点，展示了谷神星通过其线性节长期共振的扰动作用是必不可少的，以重现家庭的实际形状。
2016-01-05 astro-ph.EP
Pairs and groups of asteroids with nearest orbits in known families
小行星族的起源和年龄问题得到了非常深入的研究。首先，最年轻的家庭是有趣的，因为重建他们的碰撞历史的可能性。但在最古老的家族中，目前轨道非常接近的物体中，有些是最近碰撞的产物。本文的主要目的是寻找和研究这类轨道对的动力学。结果，发现了两个新的年轻小行星群以及一些已知家族的新成员。
2015-09-15 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
Asteroid Families: properties, recent advances and future opportunities
碰撞是形成行星系的关键过程之一。小行星家族是这种碰撞的结果，在我们的太阳系中仍然可以识别。这些家族为灾难性的破坏现象提供了独特的视角，一个多世纪以来一直是行星科学家的焦点。它们中的大多数位于主带，即火星和木星之间的小行星环。在这里，我们回顾了家庭的基本属性，讨论了一些最近的进展，并预测未来的挑战。这篇综述更加关注动态方面，如家庭认同，年龄决定和长期演变。然而，案文的内容不止于此。特别是，我们涵盖了年轻家庭的细节，这些家庭在过去几年中取得了重大进展，我们预计未来会发展得更快。我们还讨论了小行星家庭的相关性水冰含量的小行星带和我们目前的知识家庭和主带彗星之间的联系。
2022-05-12 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
Broadband Linear Polarization of Jupiter Trojans
特洛伊小行星在太阳-行星-小行星系统的拉格朗日点上运行。它们的动力学稳定性使它们的物理性质成为我们太阳系早期演化的重要代理。为了研究它们的起源，我们希望描述木星特洛伊小行星的表面，并检查与主带和柯伊伯带物体的可能相似性。我们已经获得了高精度的宽带线性偏振测量6木星特洛伊的L4人口，并试图估计其偏振行为的主要特点。我们已经比较了我们的目标本身的偏振特性，以及与我们太阳系中其他没有大气层的天体的偏振特性。我们的样品显示近似均匀的极化行为，虽然它们之间发现了一些不同的功能。一般来说，特洛伊小行星的偏振特性与D型和P型主带小行星的偏振特性相似。在任何观察到的物体中都没有检测到昏迷活动的迹象。扩展的偏振测量可能有助于进一步研究木星特洛伊的起源和表面演化。
2015-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Why are Jupiter-family comets active and asteroids in cometary-like orbits inactive?
背景：在可见光和近红外光谱范围内进行的测量显示，在彗星状轨道上存在着低丰度小行星。与木星族彗星（JFC）不同，ACO是不活跃的，但具有相似的轨道参数。目的：在这项工作中，我们讨论了为什么ACO是不活跃的，而JFC显示气体驱动的尘埃活动，虽然两者都属于同一类原始太阳系机构。研究方法：我们假设，ACO和JFC的形成在相同的物理条件下，即通过引力坍缩的合奏冰和尘埃聚集。我们利用尘埃聚集层在重力压缩下的记忆效应来讨论在何种条件下这些天体的气体驱动尘埃活动是可能的。结果如下：由于其较小的尺寸，JFC可以维持气体驱动的尘埃活动比较大的ACO更长的时间，其次表面区域由于材料的重力压缩而具有增加的拉伸强度。增加的拉伸强度导致在相对短的活性时间后对粉尘活性的钝化。结论：星子形成的引力坍缩模型，以及次表层物质的引力压缩，同时解释了ACO的不活动和JFC的气体驱动的尘埃活动。它们最初较大的尺寸意味着ACO具有更高的次表面材料拉伸强度，这导致气体驱动的尘埃活动更快终止。大多数半径大于$2 \, \mathrm{km}$的天体由于其当前表面物质的重力压缩而已经失去了活动性。
2016-05-13 astro-ph.EP
Initial velocity V-shapes of young asteroid families
小行星家族的抛射速度场在很大程度上是不受约束的，这是由于成员在百万年时间尺度上通过长期共振和雅科夫斯基效应相对较快地分散。在$a$中由雅科夫斯基效应引起的碎片扩散与由碎片初始喷射引起的扩散是不可区分的。通过检查家族$<$ 20万年的历史，我们可以使用V形识别技术，以分离家庭的形状，是由于初始喷射速度场和那些是由于Yarkovsky效应。$<$ 2000万年前的小行星家族提供了一个机会，在家族碎片变得过于分散之前对其速度场进行研究。只有Karin家族的初始速度场已经确定，并且与直径$D^{-1}$成反比。我们应用V形识别技术来约束年轻族的初始喷射速度场，通过测量它们的碎片在半长轴$a$与$D^{-1}$空间中的V形相关的曲率。从直线的曲率意味着从$D^{-1}$的缩放的偏差。我们测量了11个年轻小行星家族的V形曲率，包括\FYnospace，Aeolia，Brangane，Brasilia，Clarissa，Iannini，Karin，Konig，Koronis（2），Theobalda和Veritas小行星家族。我们发现，大多数小行星家族的初始弹射速度场与$\sim D^{-1}$支持实验室的影响实验和计算机模拟破坏小行星母体一致。
2017-09-26 astro-ph.EP
Introducing the Eulalia and new Polana asteroid families: re-assessing primitive asteroid families in the inner Main Belt
所谓的Nysa-Polana小行星复合体是一个多样化和广泛的群体。它似乎是两个不同小行星分类的重叠家族：（44）Nysa是一颗E型小行星，在一个以S型为主的星团中数量最少;（142）Polana是一颗B型小行星，靠近低丰度的B型和C型星团。利用宽视场红外探测器（WISE）任务的数据，我们重新分析了内主带内Nysa-Polana复合体周围的区域，重点是低密度人口。(142)波拉纳似乎并不是尼萨-波拉纳复合体中的低丰度小行星家族的成员。最大的是小行星（495）欧拉莉亚。这颗小行星以前从未与这个复合体联系在一起，这是一个重要的动力学原因：它目前的偏心率略低于大多数家庭成员的范围。然而，它的轨道非常接近与木星的3：1平均运动共振，处于弱的长期共振。我们发现，密切偏心率在短时间尺度上变化很大，平均值在长时间尺度上扩散。扩散轨道、低离心率、分类学上的相似性和半长轴强烈地表明，尽管它目前的离心率是正确的，但（495）Eulalia最近可能处于该家族非常中心的轨道上。系统聚类法检验证实，在偏心率e=0.15时，（495）Eulalia可能是该家系的父代。“Eulalia家族”形成于900- 1500百万年前，可能是100- 160公里母体解体的结果。还有令人信服的证据表明，在小行星（142）Polana的小行星带的同一区域，存在着一个更古老、分布更广的原始家族。
2013-05-13 astro-ph.EP
Giga-Year Evolution of Jupiter Trojans and the Asymmetry Problem
我们提出了一系列的数值积分的观测和虚构的木星特洛伊小行星，在四个外行星的引力作用下，时间跨度相当于太阳系的年龄。从这些结果中，我们计算了从每个拉格朗日点的逃逸率，并在相空间的不同区域构建了“持久性”时间的动力学映射。L4和L5中的Ficlonal小行星没有显着差异，显示出几乎相同的动力学地图和逃逸率。然而，对于真正的特洛伊人，我们发现大约23%的领先群体成员在4.5 Gyrs后逃脱，而L5的这一数字增加到28.3%。这意味着这两个群体之间的不对称性随着时间的推移而增加，表明在这些小行星形成/捕获时它可能较小。然而，混沌扩散的差异本身不能解释目前观察到的不对称性（约40%），而必须是特洛伊人捕获机制的主要原始特征。最后，我们使用Beaugé和Roig（2001）的半解析方法计算了所有编号特洛伊木马的新的固有元，并将结果与Brodge和Rosehnal（2011）的数值估计进行了比较。对于2011年已经编号的小行星，两种方法得出的结果非常相似，而对于2011年之后编号的小行星，发现存在显着差异。
2016-04-18 astro-ph.EP
The orbit and density of the Jupiter Trojan satellite system Eurybates-Queta
我们报告的观测木星特洛伊小行星（3548）Eurybates和它的卫星Queta与哈勃太空望远镜，并使用这些意见进行轨道适合系统。奎塔的轨道是欧律巴提斯，半长轴为$2350\pm11$公里，周期为$82.46\pm0.06$天，离心率为$0.125\pm0.009$。从这个轨道我们得到了欧律贝特的质量为$1.51\pm0.03 \times 10^{17}$ kg，对应于估计的密度为$1.1\pm0.3$ g cm $^{-3}$，与其他特洛伊、外主小行星带中的C型小行星和柯伊伯带中的小型冰质天体的密度大致一致。欧律贝忒斯是木星特洛伊族中唯一一个主要的碰撞族的母体;它的低密度表明它是特洛伊族的典型成员。在2027年，露西飞船飞越该系统的详细研究应该可以让我们对特洛伊带的冰冷物体之间的碰撞过程有重要的了解。
2021-06-03 astro-ph.EP
Collisional Formation and Modeling of Asteroid Families
在过去十年中，由于开发了复杂的数字代码，我们对大型母体灾难性分裂形成小行星家族的理解取得了重大突破。在这篇评论中，我们描述了小行星碰撞的数值模拟，再现了家庭的主要属性，占小行星在撞击时的碎片和随后产生的碎片的引力相互作用。模拟结果表明，直径大于几百米的天体的灾难性分裂会导致较小碎片的重力再积累而形成大的聚集体，这有助于解释小行星家族中存在大型成员的原因。因此，数值模拟第一次成功地再现了代表性家族成员的大小和喷射速度。此外，模拟家庭的动态历史和家庭成员及其母体的可能的内部结构提供了约束。
2015-02-13 astro-ph.EP
Chaos in some young asteroid families
小行星家族是一组小行星，它们在分裂事件中有着共同的起源。非常年轻的致密小行星群是研究共振相关混沌和非线性动力学的天然实验室。小行星群目前的动力学结构和演化在很大程度上取决于它们的年龄。在本文中，我们分配子类非常年轻的小行星家族（小于1万年）。我们表明，共振相关的混乱可以发挥非常重要的作用，非常年轻的小行星家族的动力学。在曼陀罗族的情况下，混沌可以解释为高阶平均运动共振9：16与火星。以防霍布森家族的混乱受到世俗共鸣的影响。在其他考虑的情况下（Kappos集群和Lucascavin集群）混沌行为的起源仍然未知。共振的影响在所有情况下都是非常有选择性的：我们在混沌轨道附近看到非常稳定的轨道。在高阶共振中，从初始轨道到最终轨道的转移是通过精确共振中的暂时捕获来实现的。大的小行星（谷神星、灶神星）在共振时对小天体的动力学有重要影响。在某些情况下（如曼陀罗和卢卡斯卡文族），它们的扰动可以扩大混沌运动的范围。
2016-12-15 astro-ph.EP
An automatic approach to exclude interlopers from asteroid families
小行星家族是许多小行星相关研究的宝贵信息来源，前提是可以获得其成员的可靠列表。然而，随着已知小行星数量的快速增加，获得小行星家族成员的可靠列表变得越来越困难。在这里，我们提出了一种新的方法来处理这个问题，基于著名的层次聚类方法（HCM）。在整个过程中引入了附加步骤，以减少所谓的连锁效应。其主要思想是防止通过一个已经确定的闯入者链接。我们表明，通过这种方式，家庭成员之间的一些潜在的闯入者显着减少。此外，我们开发了一个自动的在线门户网站，应用这一程序，即生成一个家庭成员名单以及潜在的闯入者名单。小行星家族门户网站（AFP）免费提供给所有感兴趣的研究人员。
2017-05-25 astro-ph.EP
Exogenous origin of hydration on asteroid (16) Psyche: The role of hydrated asteroid families
小行星（16）Psyche，长期以来是最大的M型，在其光谱中没有检测到水合特征，最近被发现有一个弱的3微米带，因此它最终被添加到水合小行星组。它相对较高的密度加上高雷达散射，导致将小行星归类为金属物体，可能是一个分化的天体的核心，是“打了就跑”碰撞的残余物。原则上，水合作用的检测与该主体的纯金属来源不一致。在这里，我们考虑的情况下，其表面上的水合作用是外源性的，并提供了水合撞击。我们表明，影响小行星属于家庭的成员有3米波段可以提供水合材料Psyche。我们开发了一个碰撞模型，我们测试所有的黑暗碳质小行星家族，其中包含水合成员。我们发现，水化撞击物的主要来源是忒弥斯家族，在普绪客上植入的总质量约为10^14千克。然而，水合部分可能只占注入质量的百分之几，因为碳质球粒陨石-忒弥斯小行星家族的最佳类似物-中的水含量通常只占其质量的百分之几。
2018-01-08 astro-ph.EP
A study of 3-dimensional shapes of asteroid families with an application to Eos
为了充分了解小行星族在固有元素$(a_{\rm p}, e_{\rm p}, \sin I_{\rm p})$三维空间中的形状，有必要将观测到的小行星与N体模拟进行比较。在这一点上，我们描述了一个严格而简单的方法，它允许选择观察到的小行星，确保相同的大小频率分布的合成小行星，占背景人口，并计算一个$χ^2$度量。我们研究的Eos家庭作为一个例子，我们能够充分解释其非各向同性的功能，包括极纬度$β$的分布。我们确认它的年龄$t = (1.3\pm0.3)\,{\rm Gyr}$，而这个值仍然与体积密度的比例，它是由蒙特卡罗碰撞模型验证。该方法可应用于其他人口众多的家庭（植物，Eunomia，Eunea，Koronis，Themis，Vesta等）。
2018-10-09 astro-ph.EP
Similar origin for low- and high-albedo Jovian Trojans and Hilda asteroids ?
希尔达小行星和木星特洛伊小行星是两个低相对密度（p $_{\rm v}$ ~ 0.07）的小行星群，Nice模型预测它们起源于原始柯伊伯带。然而，WISE和斯皮策太空望远镜（SST）最近的调查显示，这些天体中约有2%具有高的反射率（p $_{\rm v}$ > 0.15），这可能表明这两个群体中的闯入者-即不是在柯伊伯带形成的天体。在这里，我们报告的光谱观测在可见光和/或近红外光谱范围内的12个高吸收度（p $_{\rm v}$ > 0.15）希尔达小行星和木星特洛伊。这12个天体的光谱特性与低旋度的天体群相似，这表明低旋度和高旋度的希尔达小行星和木星特洛伊小行星的组成相似，因此它们的起源也相似。因此，我们建议，最高的反射率可能是由于统计偏差或不确定性，影响WISE和SST测量。然而，一些高的温度可能是真实的，一些碰撞引起的表面重塑的结果，可能包括水冰。未来的工作应该尝试调查这种所谓的明亮材料的性质。由于我们的样本中没有闯入者，因此我们可以在99.7%的置信水平下将具有意外分类类别的闯入者丰度的上限设定为0.4%（例如，A、S、V型小行星）。
2014-07-25 astro-ph.EP
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
Asteroid families classification: exploiting very large data sets
具有精确确定轨道的小行星数量迅速增加。小行星物理观测目录也有所增加，但物体数量仍少于轨道目录。我们开发了一种新的方法来小行星家族的分类相结合的层次聚类方法（HCM）的方法来添加新的成员到现有的家庭。这一程序利用了固有元素目录中所包含的大量信息，而对较少数量的小行星也利用了物理观测进行分类。我们的工作是基于大目录的高精度合成适当的元素（可从AstDyS）。我们首先确定了一些核心的家庭，这些我们属性的下一层较小的对象。然后，我们从目录中删除所有族成员，并将HCM重新应用于其余族成员。这就产生了扩展核心家族的光环家族和新的独立家族，主要由小行星组成。这两种情况下区分的另一个步骤的归属的新成员和合并相交的家庭。通过使用绝对星等的信息，我们利用某些星族较大的尺寸范围来分析它们在适当的半长轴与反直径平面上的形状。这导致了一种新的方法来估计家庭年龄（或年龄）。然后分析前面步骤的结果，还使用物理属性的辅助信息，包括WISE色度和SDSS颜色指数。这允许解决一些困难的情况下，家庭重叠在适当的元素空间，但产生不同的碰撞事件。我们分析了一些例子的陨石坑家庭（Massalia，灶神星，Eunomia），显示内部结构，解释为多次碰撞。我们还讨论了为什么谷神星没有家庭。
2014-01-14 astro-ph.EP
Asteroid Family Associations of Active Asteroids
我们报告的结果，系统搜索相关的小行星家族的所有已知的活动小行星。我们发现，12个主带彗星（MBC）中的10个和7个被破坏的小行星中的5个与已知或候选家族有关，概率分别为~0.1%和~6%，偶然发生，考虑到内太阳系小行星的整体家族关联率为37%。我们发现238 P/Read和候选Gorchakov家族，311 P/PANSTARRS和候选Behrens家族，324 P/La Sagra和Alauda家族，354 P/LINEAR和Baptistina家族，P/2013 R3-B之间存在先前未确定的家族关联。（Catalina-PANSTARRS）和曼德拉草家族，P/2015 X6（PANSTARRS）和Aeolia家族，P/2016 G1（PANSTARRS）和Adeona家族，以及P/2016 J1-A/B（PANSTARRS）和Theobalda家族。所有具有家族关联的MBC都属于包含具有原始分类学分类和低平均报告丰度（pV_avg < 0.10）的小行星的家族，而具有家族关联的破裂小行星则属于包含跨越更广泛分类学类型和平均报告丰度（0.06 < pV_avg < 0.25）的小行星的家族。这些发现与MBC活性与组成密切相关（即，一个物体是否可能含有冰），而中断的小行星活动对成分不那么敏感。鉴于我们的研究结果，我们描述了一系列的过程，通过这些过程，年轻的小行星家族的形成可能会导致…
2018-01-03 astro-ph.EP
On the oldest asteroid families in the main belt
小行星族是高速碰撞产生的小天体群。在母体碎片最初分散之后，由于若干引力和非引力效应，例如平均运动共振的扩散、Yarkovsky和YORP效应、近距离碰撞等，它们的轨道会发生变化。最终，整个家庭将动态分散，不再被识别。一个自然会出现的问题是大家庭分散的时间尺度。特别是，主带中最古老的家族是什么？是否有任何家族可以追溯到晚期重轰炸的晚期阶段，并可以为我们了解原始太阳系提供线索？在这项工作中，我们调查的动态稳定性的七个据称最古老的家庭在小行星主带。我们的研究结果表明，没有一个研究的7个家庭有一个名义上的平均估计年龄大于2.7 Gyr，假设标准值的参数描述的强度的Yarkovsky力。大多数在2.7至3.8 Gyr之间形成的“古族”的特征是规模-频率分布非常浅，只有位于动力学活动较弱的区域（如Koronis族）才能识别。位于中央主带的V型小行星可能与古欧诺米亚家族的形成相一致。
2016-03-02 astro-ph.EP
Occultation Evidence for a Satellite of the Trojan Asteroid (911) Agamemnon
2012年1月19日，美利坚合众国东北部的观测者观测到8.0等HIP 41337恒星被特洛伊-特洛伊（911）阿伽门农（Agamemnon）掩星，其中包括一段用36厘米望远镜记录的视频，该视频显示了一个深而短暂的二次掩星，可能是由于卫星造成的，大约5公里（最有可能3至10公里），在278公里$\pm$ 5公里（0.0931弧秒）从小行星的中心投影在天空的平面。在2003年记录的阿伽门农的VLT自适应光学观测中，无法分辨出如此小且如此接近小行星的卫星。阿伽门农的轮廓很适合一个椭圆，尺寸为190.6 $\pm$ 0.9公里乘143.8 $\pm$ 1.5公里。HIP 41337的角直径为0.5 $\pm$ 0.1毫弧秒。在（624）Hektor之后，这可能是第二颗已知拥有小卫星的木星特洛伊小行星。
2013-10-11 astro-ph.EP
Exploring rotational properties and the YORP effect in asteroid families
University of Padova（帕多瓦大学）；University of Tokyo（东京大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）
该研究通过分析小行星家族的旋转特性，揭示了YORP效应及碰撞对自转演化的影响，为小行星家族年龄估算提供了新方法。
2026-01-19 astro-ph.EP
