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
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
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
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
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
Coorbital capture at arbitrary inclination
研究了太阳系行星共轨区的俘获过程。1：1共振中的绝对捕获可能性是由随机构造的统计集合来确定的，这些集合对无质量小行星的$7.24\times 10^5$进行编号，这些小行星被设置为从一颗质量为1000亿美元的行星的共轨区域的外边界径向迁移到内边界。轨道状态包括共轨捕获、抛射、与太阳和行星碰撞以及自由穿越共轨区域。逆行捕获相对于顺式捕获的相对效率被确认为共轨共振的固有性质。有一半的小行星穿过共轨区，而不管偏心率和任何小于$120^\circ$的倾角。我们还发现，最近发现的木星逆行共轨小行星2015 BZ 509几乎恰好位于与其轨道参数相关的捕获效率峰值处。
2017-04-03 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
High Ecliptic Latitude Survey for Small Main-Belt Asteroids
主带小行星自形成以来一直在不断相互碰撞。它的大小分布主要取决于小行星强度对灾难性撞击的大小依赖性。作为物体大小函数的强度比例律可能取决于碰撞速度，但这种关系仍然未知，特别是在速度可达10公里/秒的超高速碰撞情况下。我们提出了一个宽视场的成像调查在黄道纬度25度左右的调查，具有高度倾斜的轨道的小主带小行星的大小分布。分析技术允许有效的小行星探测和高精度的光度测量，提供了足够的样本数据，以估计倾角大于14度的亚公里小行星的大小分布。累积粒径分布的最佳拟合幂律斜率在0.6-1.0 km直径范围内为1.25 +/- 0.03，在1.0-3.0 km直径范围内为1.84 +/- 0.27。我们提供了一个简单的尺寸分布模型，考虑到由于从重力缩放制度的强度缩放制度的过渡的幂律斜率的振荡。我们发现，高倾角人口有一个浅的斜率的大小分布的主要组成部分相比，低倾角人口。受到超高速撞击的小行星群会经历碰撞过程，相对于黄道小行星而言，大天体具有更高的破坏强度和更长的寿命。
2013-08-15 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
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
New multi-part collisional model of the main belt: The contribution to near-Earth asteroids
目的。我们建立了主小行星带（MB）的六部分碰撞演化模型，并利用该模型研究了MB不同区域对近地小行星（NEAs）的贡献。方法.我们建立了一个名为ACDC的统计代码，它模拟了MB分裂成六个区域（即内部，中间，原始，外部，Cybele和高倾角带）的碰撞演化，根据那里存在的主要共振（$ν_{6}$，3：1J，5：2J，7：3J和2：1J）的位置。我们认为Yarkovsky效应和上述共振的主要机制，从MB的不同区域删除小行星，并将它们送到近地天体区域。我们计算了来自不同源区的近地小行星的演化，考虑到在近地小行星种群的共振和平均动力学时标交付的机构。结果我们的模型是在协议与MB的主要观测限制，如MB的不同区域的大小分布和大型小行星家族的数量。它还能够重现观测到的H < 16的近地小行星，并与最近对H < 20的估计一致，但对较小的尺寸有偏差。我们发现，大多数来源作出重大贡献的近地小行星，但内带和中间带脱颖而出，作为最重要的来源近地小行星其次是外带。原始和Cybele地区的贡献很小。在实际观测到的高倾角近地小行星中，高倾角带只是一小部分的来源，因为该区域存在使小行星能够增加和减少倾角的动力学过程。
2020-05-26 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
Is the Grand Tack model compatible with the orbital distribution of main belt asteroids?
小行星带的特点是具有不同物理性质的天体径向混合，与最小质量太阳星云的预期相比，质量非常低，并具有兴奋的轨道分布。小行星带演化的模型表明，其结构的起源与类地行星的形成过程密切相关。Grand Tack模型提出了一个可能的解决方案，以协调火星的小质量与小行星带的性质，包括质量耗尽，径向混合和轨道激发的难题。然而，虽然在大粘性模型中产生的倾角分布与观察到的一致，但偏心率分布偏向于比今天发现的更大的值。在这里，我们评估的小行星带的轨道特性的演变，从年底的大钉模型（在年底的气体星云阶段时，行星出现从分散的气体盘），在整个随后的演变的太阳系，包括一个不稳定的巨行星约400 My后。在不稳定之前，类地行星是在动态冷轨道上建模的，木星和土星锁定在3：2的平均运动共振中。在巨行星不稳定之后，该模型继续额外的4.1 Gy。我们的结果表明，在大粘性模型中得到的偏心率分布演变到一个非常类似于目前观察到的，和半长轴分布也是如此。倾斜度分布几乎保持不变，在低倾斜度时略微倾向于耗尽;这导致得出结论，在Grand Tack末端的倾斜度分布有点过度兴奋。
2017-01-10 astro-ph.EP
Constraints on the original ejection velocity fields of asteroid families
小行星家族是主带小行星之间大规模碰撞的结果。在形成碎片族的撞击之后，碎片的轨道分布可以告诉我们它们的弹射速度。然而，不幸的是，轨道的动态演化受到许多影响，包括雅科夫斯基漂移、混沌扩散和与大质量小行星的引力相遇，因此很难推断每个家族形成后的抛射速度。在这里，我们分析小行星家族的倾角分布，因为适当的倾角可以在很长的时间间隔内保持不变，并可以帮助我们了解垂直于轨道平面的弹射速度分量（$v_{W}$）的分布。通过对初始分裂进行建模，我们发现设法逃离母体重力的碎片的$v_{W}$的分布应该比高斯分布更高（即，即使初始分布是高斯分布，也是尖峰的。我们调查了已知的小行星家族的迹象，一个峰值分布的$v_{W}$使用的分布峰值或平坦度的统计措施，称为峰度。我们确定了8个家庭的$v_{W}$分布是显着的尖峰。这些情况（如Koronis家族）位于主带的动力学平静区域，据推测，$v_{W}$的初始分布没有被随后的轨道演变所改变。我们建议，在这些情况下，倾斜分布可以用来获得有趣的信息，原始喷射速度场。
2016-02-14 astro-ph.EP
On the Astrid asteroid family
在小行星家族中，阿斯特丽德家族因其不寻常的倾角分布而与众不同。位于$a\simeq$ ~2.764 au的天体在这个轨道要素中相当分散，使这个家族看起来像“螃蟹”。最近的工作表明，这一特征是由该家族与谷神星的$s-s_C$节长期共振相互作用造成的，这种共振使小行星的倾角在其分界线附近扩散。因此，目前观测到的由反演高斯方程得到的终端抛射速度的$v_W$分量的分布是非常尖峰的，因为这个参数主要取决于小行星的倾角。阿斯特丽德家族的特殊轨道结构可以用来对描述雅可夫斯基力强度的关键参数设置约束，例如体积和表面密度以及表面材料的热导率。通过模拟具有不同参数值的各种虚构族，并通过要求在族的估计寿命内达到$v_W$中分布的峰度的当前值，我们得到Astrid族成员的热导率应为$\simeq$ 0.001 W/m/K，并且表面和体积密度应高于1000 kg/m $^{3}$。蒙特卡罗方法模拟雅科夫斯基和随机YORP的Astrid家庭的演变表明，它的年龄是$T$ = 140 $\pm$ 30万年，在很好的协议与其他群体的估计。其末端喷射速度参数在$V_{EJ}= 5^{+17}_{-5}$ ~m/s范围内。]大于25 m/s的$V_{EJ}$值不受当前倾角分布的约束。
2016-06-16 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
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
Yarkovsky V-shape identification of asteroid families
只有少数已知的主带（MB）小行星家族的年龄大于2 Gyr（Brodegan等人，2013年; Spoto等人，2015年）。基于产生碰撞率的家系的估计表明，缺乏>2 Gyr-old家系可能是由于目前用于鉴定家系的技术中的选择偏差。由于长期共振、与大质量小行星的近距离碰撞和非引力雅可夫斯基力，族碎片在其轨道要素、半长轴、$a$、偏心率、$e$和倾角、$i$上分散。这导致家庭片段与主带的背景难以区分，使得随着家庭年龄的增加，更难以用分层聚类方法（HCM）进行识别。内带的Eulalia和新的Polana家族的发现依赖于新的技术，因为Yarkovsky传播使他们过于分散，无法使用经典的HCM来识别。用于发现新的Polana和Eulalia家族的技术经过修改，通过搜索$a$与小行星直径$D$或绝对星等$H$之间的相关性来识别小行星家族。如果一组小行星在$a$与1/ $D$或$a$与$H$的平面上的边界具有特征性的V形，这是由于与大小相关的雅科夫斯基扩散造成的，那么这组小行星就被认为是一个碰撞家族。用两种不同的技术识别V形边界。第一种方法通过测量边界内外的对象数量之间的落差来识别边界。第二种方法通过测量$a$与1/ $D$、$H$空间中物体的数量密度来识别V形边界。V形技术在已知的科Erigone，Vesta，Koronis和难以通过HCM识别的科如Flora，Baptistina，new P…
2016-09-20 astro-ph.EP
Asteroid taxonomic signatures from photometric phase curves
我们探讨了小行星的分类和光度相位曲线之间的相关性，使用H，G12光度相位函数，用单参数G12描述的相位函数的形状。我们探讨的可用性G12在分类学分类的单个对象，小行星家族，和动态组。我们的结论是，G12的平均值所考虑的分类复合体是统计上不同的，并讨论了G12分布的整体形状为每个分类复合体。基于大约50万颗小行星的G12值，我们计算了每个小行星的C，S和X复合成员的概率。对于单个小行星，这些概率相当均匀地分布在所有复合体中，因此无法进行有意义的分类。然后，我们提出并讨论了小行星家族的G12分布，并预测了小行星家族的分类复杂的优势，G12在每个家族中的分布。对于某些小行星家族，显然可以作出分类复杂优势的概率预测。Nysa-Polana族在真元空间中显示出两个不同的区域，每个区域中具有不同的G12值。我们的结论是，G12为基础的概率分布的分类复合体通过主带同意的一般观点的C复杂的小行星比例增加的外部带。我们的结论是，G12光度参数不能用于确定单个小行星的分类复杂性，但它可以用于小行星家族和主小行星带的不同区域的统计处理。
2012-02-10 astro-ph.EP
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
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
Asteroid families interacting with secular resonances
小行星家族是碰撞的结果。大的碎片以从母体的逃逸速度量级的速度喷射出来。在族形成之后，由于引力和非引力扰动，如雅科夫斯基效应，碎片的轨道在适当元素的空间中演化。解开初始抛射速度场和随后的轨道演变对家族成员当前轨道位置的影响通常是一项困难的任务。在目前已知的100多个小行星家族中，有些与长期共振相互作用。当一颗小行星和一颗行星或一颗大质量小行星的近心经度（g）或节点经度（s）的岁差频率之间存在可互换性时，就会发生线性长期共振。在增加小行星离心率方面最有效的线性长期共振是$ν_6$，它对应于小行星和土星$g_6$的进动频率g之间的可互换性。非线性长期共振涉及更高阶的可伸缩性，并且通常可以表示为线性长期共振的组合。例如，这是$z_k=k(g-g_6)+(s-s_6)$共振的情况。在动力学天文学中，被长期共振穿越的小行星家族特别令人感兴趣。首先，它们通常提供了一个明确的证据，表明小行星轨道的演变是由于雅科夫斯基效应。第二，长期动力学的守恒量可以用来对原始喷射速度场的大小设置有价值的约束。最后，通过改变家族成员的倾角值，与大质量小行星或矮行星的节长期共振可以导致i分布变得越来越尖峰（即，比高斯分布的峰值更多，并且具有更大的尾部）。
2018-04-02 astro-ph.EP
The common origin of family and non-family asteroids
目前，所有小行星都被分为两类：一类是由已知天体分裂而成的小行星家族，另一类是非小行星家族。一个悬而未决的问题是这些非家族小行星的起源。它们是单独形成的，还是作为已知家族的成员，但轨道混乱地演变，或者它们是古老的幽灵家族的成员，也就是说，小行星有一个共同的母体，但轨道不再聚集在轨道元素空间？在这里，我们表明，在内部带的非家庭小行星的大小与它们的轨道偏心率和轨道倾角相关，这表明非家庭和家庭小行星起源于少数大型原始星子。我们估计，内主带中约85%的小行星来自Flora，Vesta，Nysa，Polana和Eulalia家族，其余约15%来自相同的家族，或者更有可能是一些幽灵家族。这些新的结果意味着，我们必须寻求解释的不同特点的陨石群的演化历史中的几个，大的，前体机构。我们的发现也支持了小行星是通过原行星盘中物质的引力坍缩形成的模型。
2020-10-25 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
Spin states of X-complex asteroids in the inner main belt -- I. Investigating the Athor and Zita collisional families
本研究通过光变曲线反演分析Athor与Zita碰撞族小行星的自旋状态，验证了两族的演化理论预期，为古老小行星族的存在提供独立确认，约束太阳系演化模型。
2024-09-05 astro-ph.EP
Searching for primitive, dark, spectrally red asteroid families in the main belt with Gaia
University of Leicester（莱斯特大学）；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）
利用Gaia数据发现部分主带小行星家族可能属于T-/D型，需进一步红外观测验证。
2025-11-20 astro-ph.EP
A multi-domain approach to asteroid families identification
以前的工作已经确定家庭晕的分析，在适当的元素域，或通过使用斯隆数字巡天移动物体目录数据，第四版（SDSS-MOC 4）多波段测光推断小行星分类，或通过两种方法的组合。直到最近才知道几何距离的小行星数量有限，过去不鼓励广泛使用这一额外参数，但这一参数对确定小行星分类非常重要。宽视场红外巡天探测器飞行任务新近提供了关于大约100，000颗小行星的几何学数据，大大增加了目前已知这类信息（有一些误差）的天体样本。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来识别家庭晕在多域空间组成的适当的元素，SDSS-MOC 4（a*，i-z）的颜色，和WISE几何的整个主带（和匈牙利和Cybele轨道区域）。假设大多数家系是由未分化的母体分裂而产生的，那么它们的颜色和亲缘关系就应该是相同的。新的方法是相当有效的，在确定对象属于一个家庭晕，与低百分比的可能的闯入者，和结果是相当一致的分类学和几何学的晕成员。
2013-05-21 astro-ph.EP
Asteroid family ages
一个新的族分类，其基础是用$\sim 384,000$编号的小行星的固有元素目录和新方法。对于$45$动态家庭与$>250$成员在此分类中确定，我们提出了一种尝试，以获得统计上显着的年龄：我们成功地计算年龄的$37$碰撞家庭。我们使用了一个严格的方法，包括一个最小二乘拟合的两侧的V形图在适当的半长轴，反直径平面，以确定相应的斜率，一个先进的误差模型的小行星直径的不确定性，迭代离群拒绝计划和质量控制。使用最佳可用的Yarkovsky测量来估计每个家族的Yarkovsky效应的校准。结果分别为起源于碎裂或撞击坑事件的家庭，年轻的，紧凑的家庭和截断，片面的家庭。对于所有计算的年龄，提供了相应的不确定性。我们发现两种情况下，两个独立的动力学家族一起形成一个单一的V形兼容的斜率，从而表明一个单一的碰撞事件。我们还发现了3个包含多个碰撞族的动力学族的例子，加上一个可疑的情况。我们已经发现了2个包含一个明显的亚科的族，这样就有可能测量一个明显的V形的斜率，从而确定二次碰撞的年龄。我们还提供了一些家庭中出现的核心差距的数据。本文计算的年龄是用统一的方法获得的，因此可以比较不同族的年龄，为小行星主带碰撞年代学提供了第一个实例。
2015-04-27 astro-ph.EP
On the Ages of Resonant, Eroded and Fossil Asteroid Families
在这项工作中，我们估计了9个家庭的10个碰撞年龄，由于不同的原因，我们以前的尝试失败了。一般来说，这些都是需要专门努力的困难情况，例如对平均运动共振中的小行星进行新的族分类，以及对$3/2$共振中的分类进行修订。在锁定在平均运动共振中的家族中，我们成功地确定了（1911）Schubart家族和“超级希尔达”家族的年龄，假设这实际上是（153）Hilda的严重侵蚀的原始家族。在特洛伊地区，我们发现了几乎没有雅科夫斯基进化的家族，我们只能计算出物理上难以置信的年龄。因此，我们将它们适当的偏心率和倾角的适度分散解释为暗示特洛伊小行星家族是化石家族，冻结在由原始喷射速度场决定的适当元素上。我们发现了一个新的家族，在与木星2/1共振的Griquas中：（11097）1994 UD 1。我们估计了受世俗共振影响的6个家庭的年龄：（5）Astraea，（25）Phocaea，（283）Emma，（363）Padua，（686）Gersuind和（945）Barcelona的家庭。通过数值校准方法，我们证明了长期共振对固有频率的长期变化没有显著影响。对于（145）Adeona的家庭，我们只能在排除一些假定的闯入者后估计年龄。本文总结了用统一方法测定小行星年龄的系列工作。我们计算了总共57个家庭的年龄与$>100$成员。目前仍有家庭太小，无法提供可靠的估计，以及一些复杂的家庭（221，135，298…
2016-07-07 astro-ph.EP
Discovery of 63 New Young Asteroid Families
本研究利用五维层次聚类法分析轨道元星表，复现40余个已知年轻小行星族并新发现63个，多数形成年龄小于100万年，为小行星带碰撞演化及星族形成机制研究提供新约束。
2025-08-01 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
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
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
Gaia view of primitive inner-belt asteroid families: Searching for the origins of asteroids Bennu and Ryugu
本文利用Gaia DR3反射光谱系统研究11个内主带C复合体小行星族，发现Eulalia族和Polana族的光谱分别与贝努和龙宫最相似，为这两颗近地小行星的起源提供了新的观测约束。
2023-08-26 astro-ph.EP
The Hoffmeister asteroid family
Hoffmeister家族是位于中央主带的C型群。在动力学上，它是重要的，因为它与谷神星的$ν_{1C}$节点长期共振的相互作用，显着增加了家庭成员在较低的半长轴倾斜的分散。作为一种效应，霍夫迈斯特族在半长轴低于其中心处的倾斜值分布是显著的尖峰，这可以用来在产生时对族的末端喷射速度场设置约束。通过对从高斯方程中得到的不同假想的Hoffmeister族的抛射速度场的$v_W$分量（$γ_2(v_W)$）的峰度的时间行为进行分析，我们能够排除Hoffmeister族的年龄应大于3.35亿年。根据目前观测到的Hoffmeister族倾角分布的限制，其末端喷射速度参数$V_{EJ}$应小于25 m/s。Yarko-YORP MonteCarlo法测定族年龄的结果，结合倾角和$γ_2(v_W)$的其他约束，表明Hoffmeister族的年龄应为$220^{+60}_{-40}$~Myr，抛射参数为$V_{EJ}= 20\pm5$~m/s。
2016-11-18 astro-ph.EP
Space Weathering within C-Complex Main Belt Asteroid Families
使用数据从斯隆数字巡天移动物体目录，我们研究的颜色作为一个功能的大小为C-复杂的家庭在主小行星带，以提高我们的理解空间风化的碳质材料。我们发现两个不同的光谱斜率趋势：Escherea型和Themis型。的dexhaea型的家庭表现出减少的光谱斜率随着物体的大小，直到达到最小的斜率值，并随着物体的大小增加，增加斜率的趋势逆转。忒弥斯家族的光谱斜率随着物体尺寸的增加而增加，直到达到最大斜率，光谱斜率开始略微下降或最大物体的稳定。研究的家系大多数表现出亚热带型的趋势。负责这些不同的光谱斜率的变化的过程中影响几个不同的分类类内的C-复杂的，似乎迅速采取行动，改变家庭成员的光谱斜率。
2021-01-21 astro-ph.EP
Debiased population of very young asteroid families
本文利用卡特琳娜巡天数据对四个非常年轻小行星族进行去偏种群建模，发现其中三个族的星等分布在300–400米处由陡变浅，Hobson族符合单一幂律，并支持Lucascavin族由母体旋转裂变形成三成员的解释。
2023-10-27 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
On the highly inclined $v_W$ leptokurtic asteroid families
$v_W$尖峰小行星族是这样的小行星族，其末端喷射速度场$v_W$的法向分量的分布特征在于$γ_2$皮尔逊峰度为正值，即，它们具有比高斯分布更集中的峰和更大的尾的分布。目前，已知有八个家庭患有$γ_2(v_W) > 0.25$。其中，有三个是高度倾斜的小行星家族，Hansa，Barcelona和Gallia家族。观察到的情况下，Astrid家庭，尖峰倾角分布似乎是由这些家庭与节点长期共振的相互作用。特别是，汉萨和加利亚家族通过与灶神星的$s-s_V$共振而交叉，这显著地改变了他们中一些成员的倾角。在这项工作中，我们使用的时间演化的$γ_2(v_W)$模拟家庭的所有行星和三个最大的机构在主带的重力影响下，评估动态的重要性（或缺乏）节点长期共振谷神星，灶神星，智星考虑家庭，并获得独立的家庭年龄的限制。虽然长期共振与大规模机构在主带不显着影响巴塞罗那家庭的动力学演化，他们显着增加的$γ_2(v_W)$值的模拟汉莎和加利亚家庭。目前的$γ_2(v_W)$的Gallia家庭的价值超过估计的家庭年龄，只有当世俗的共振与灶神星占。
2016-08-11 astro-ph.EP
Constraining the cometary flux through the asteroid belt during the late heavy bombardment
在尼斯模型中，晚期重撞击（LHB）与巨行星的轨道不稳定性有关，这种不稳定性导致了穿海王星彗星盘的快速动力学色散。我们研究这些假设的彗星抛射体对主带小行星产生的影响。特别是，我们要检查所观察到的碰撞家庭是否提供了一个下限或上限的彗星流量在LHB。我们提出了一个更新的列表中所观察到的小行星家庭的空间中确定的合成适当的元素的层次聚类方法，颜色数据，数据和动力学的考虑，我们估计他们的物理参数。我们根据动态年龄筛选出12个可能与LHB有关的家系。然后，我们使用碰撞模型和N体轨道模拟，以深入了解超过4 Gyr的合成LHB家族的长期动力学演化。我们占相互碰撞，彗星的物理破坏，Yarkovsky/YORP漂移，混乱的扩散，或可能的巨行星迁移的扰动。假设原始彗星的“标准”尺寸-频率分布，我们预测了母体尺寸D_PB >= 200 km的族数，这似乎与观测相符。然而，应该同时产生100多个D_PB >= 100 km的小行星家族，这些家族没有被观测到。然而，这种差异可以用以下过程来解释：i）小行星家族被粉碎（通过碰撞级联）有效地摧毁，ii）低于某个临界近日点距离（q <~ 1.5 AU）的彗星破裂是常见的。考虑到彗星分裂定律的自由度，我们无法对彗星通量提供严格的限制，但我们可以得出结论，观测到的小行星家族的分布与彗星LHB并不矛盾。
2013-01-26 astro-ph.EP
Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-Band Photometry
我们在这里介绍了小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）历史数据集（2015-2018）中已识别的Flora，Vesta，Nysa-Polana，Themis和Koronis家族成员的c-o颜色。Themis和Koronis家族被认为是相对纯的C-和S-型Bus-DeMeo分类学家族，分别从这两个家族的ATLAS宽带c-和o-滤波器提取的颜色数据被用来证明ATLAS c-o颜色是区分C-和S-型分类学的足够参数。Vesta和Nysa-Polana科被认为是混合分类，可能是由于Vesta的母体来源不同，而Nysa-Polana科实际上是由两个不同分类的嵌套科组成的。我们的数据表明，植物家族也显示了很大程度的分类混合和数据揭示了大量的H-幅度依赖于颜色。我们提出并排除几种解释所观察到的分类组合。此外，我们提取旋转周期的所有目标在这里报告，并找到良好的协议与目标，以前报告的周期。
2020-02-19 astro-ph.EP
Where are the Uranus Trojans?
稳定运动的虚构特洛伊小行星天王星的等边平衡点周围的区域进行了调查，相对于小行星的轨道倾角，以确定该地区的大小和它们的形状。对于这项任务，我们使用的结果广泛的数值积分的轨道网格的初始条件周围的点L4和L5，并分析了稳定性的个人轨道。我们的基本动力学模型是外太阳系（木星、土星、天王星和海王星）。我们集成了运动方程的虚构特洛伊附近的稳定平衡点的选定轨道的年龄太阳系的50亿年。一个实验已经进行了切割通过拉格朗日点的固定值的倾角，而半长轴是不同的。稳定区相对于初始半长轴的延伸范围在19.05 < a < 19.3 AU之间，但取决于初始倾角。在另一次运行中，小行星轨道的倾角在0 < i < 60的范围内变化，半长轴是固定的。结果发现，只有四个稳定轨道的“窗口”幸存下来：这些是初始倾角0 < i < 7，9 < i < 13，31 < i < 36和38 < i < 50的轨道。我们假设至少有一些特洛伊围绕天王星拉格朗日点的稳定窗口在小，也高倾角的存在。
2010-02-01 astro-ph.EP
On the origin of the Almahata-Sitta meteorite and 2008TC3 asteroid
小行星2008 TC 3是一颗近地小行星，于2008年10月7日撞击地球。陨石是由2008 TC 3在高层大气中的分裂产生的，目前，大约有600颗来自2008 TC 3的陨石-称为Almahata Sitta -已经被回收。对Almahata Sitta碎片的矿物学研究表明，小行星2008 TC 3是由不同类型的陨石（尿石、H、L和E陨石）组成的。了解这个机构的起源以及它是如何组合在一起的仍然是一个挑战。在这里，我们进行了详细的光谱和动力学研究，以显示2008 TC 3最有可能的源区是在低倾角（i<8度）的内部主带。我们表明，小行星的光谱类，可以与不同的陨石类型的Almahata Sitta是目前在该地区的主带，其中包括Nysa-Polana家庭和对象的背景在低倾角。寻找2008 TC 3形成的可能方案，我们发现，在目前的小行星带中，2008 TC 3是由不同矿物的小行星之间的低速碰撞形成的可能性很小。更有可能的是，2008 TC 3的异质成分是从小行星带处于不同动力学状态的时候继承而来的，最有可能是在太阳系的早期。由于脲伊利石是一个大型热变质小行星的碎片，这表明碰撞侵蚀（脲伊利石母体的破裂）和碰撞吸积（2008 TC 3母体的形成）的阶段在原始小行星带中重叠了一段时间。
2012-06-14 astro-ph.EP
Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation
我们继续研究仅使用小行星固有元素（Milani等人，2014年）确定的小行星动力学家族的整体性质，以提供合理的碰撞解释。我们专注于由大量母体和许多小碎片组成的陨石坑家族。我们提出了一个定量的定义的基础上的碎片的体积分数的母体的陨石坑家庭的碎片家庭以上的经验边界。我们评估的组成均匀性的家庭和他们的形状在适当的元素空间通过计算的差异相对于的主要机构的片段的适当的元素，寻找异常的不对称性所产生的形成后的动力学演化，或由多个碰撞/陨石坑事件，或失败的分层聚类方法（HCM）的家庭识别。我们确定了共有25个动态家庭，超过100名成员，从中度到重度陨石坑。对于三个家庭（4，15和283），我们确认发生了两个独立的陨石坑事件。对于家庭20，我们提出了一个双碰撞的起源，以前没有确定。在四种情况下（31，480，163和179），我们进行了专门的搜索动力学共振输运机制，可以大大改变家庭的形状。通过使用一种新的合成方法来计算长期频率，我们发现了族31、480和163的可能解，但没有发现族179的可能解，我们提出了一种新的解释，基于污染该族的长期共振：179族应该被分成两个独立的簇，一个包含（179）本身，另一个包含（9506）Telramund族，是碎裂型的，我们已经计算了它的年龄。
2018-12-18 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
