Taxonomic classification of asteroids based on MOVIS near-infrared colors
我们的目标是提供一个小行星的VISTA-VHS调查观察到的分类。我们推导出一种方法，用于分配一个组成类型的对象的基础上，它的（Y-J），（J-Ks）和（H-Ks）的颜色。本文利用概率方法和k-近邻算法对MOVIS星表中的18\,265颗小行星进行了分类。由于我们的分类法仅基于NIR颜色，因此将Bus-DeMeo的几个类别聚类成组，并使用略有不同的符号（即，上标表示基于NIR颜色获得的分类，下标表示与其他类型可能的错误识别）。我们的结果与斯隆数字巡天（SDSS）和宽视场红外巡天探测器（WISE）提供的信息进行了比较。在这项研究中使用的两种算法给出了一个分类类型的所有对象至少有（Y-J）和（J-Ks）观察到的颜色。最后，根据KNN和概率算法给出的相同结果，对6\,496颗小行星进行了分类，得到（Y-J）$_{err}\leq$ 0.118和（J-Ks）$_{err}\leq$ 0.136。该集合包括144个分类为$B_k^{ni}$的体，613个分类为$C^{ni}$的体，197个分类为$C_{gx}^{ni}$的体，91个分类为$X_t^{ni}$的体，440个分类为$D_s^{ni}$的体，665个分类为$K_l^{ni}$的体，233个分类为$A_d^{ni}$的体，315个分类为$S^{ni}$的体，798个分类为$V^{ni}$的体。我们报告每个分类群的分布，并计算主要类型的…
2018-07-02 astro-ph.EP
A Taxonomic Study of Asteroid Families from KMTNet-SAAO Multi-band Photometry
我们在这里介绍了2000多个主带小行星的多波段测光。对于每个目标，我们使用测量的V-R和V-I颜色结合颜色-颜色空间中的机器学习生成的决策表面来报告概率分类。通过这种方法，我们将> 85%的目标分类为四种主要的Bus-DeMeo复合物之一：S-，C-，X-或D-型。大约三分之一的目标有一个已知的相关动态家庭，在我们的数据中有69个家庭。在不确定性，我们的研究结果表明，在家庭成员和非家庭成员之间的分类分布没有明显的差异。在我们观察到的样本中，69个家族中有9个家族有20个或更多的成员，因此我们更详细地研究了这些家族的分类，并发现与文献非常吻合。在这9个采样良好的家庭，我们的数据显示，Themis，Koronis，Eunomia，Massalia和Eunomia家庭显示出高度的分类同质性，Vesta，Flora，Nysa-Polana和Eos家庭在分类上显示出显著的混合水平。使用的分类纯度和分散度观察到的颜色为9个采样良好的碰撞家庭，我们还推测这些家庭可能起源于一个分化的母体和/或一个家庭与一个可能的未确定的嵌套家庭。此外，我们获得了足够的光度数据为433我们的目标，以提取可靠的旋转周期，并观察旋转属性和家庭成员之间没有明显的相关性。
2019-03-19 astro-ph.EP
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
Visible spectroscopy from the Mission Accessible Near-Earth Object Survey (MANOS): Taxonomic dependence on asteroid size
可探测近地天体巡天飞行任务的目的是对航天器可以接近（平均$Δv$ ~ 5.7公里/秒）并与地球近距离接近（平均最小轨道交点距离MOID ~ 0.03天文单位）的小型（平均绝对星等H ~ 25等）近地天体进行观测和定性。我们在这里提出的第一个结果的MANOS可见光谱调查。这些光谱是从2013年8月到2018年3月在洛厄尔天文台的探索频道4.3米望远镜以及双子座南北设施获得的。总共观测到210个近地天体并对其进行了分类。我们的分类分布显示出显着的变化与调查较大的对象。我们怀疑这是由于主带源区对物体大小的依赖。与之前对较大天体的调查（Binzel et al. 2019，2004; Perna et al. 2018）相比，我们报告了43.8 $\pm$ 4.6%的S+ Q复合小行星的比例较低。我们将这种减少与缺乏Phocaea家庭成员在非常小的尺寸。我们还报告了较高的分数的X-复合体和A-型小行星的23.8 $\pm$ 3.3%和3.8 $\pm$ 1.3%，分别由于匈牙利家庭对象在小尺寸的增加。我们发现Q/S比和近日点距离之间有很强的相关性。我们认为这种相关性是由于行星与金星的近距离接触在将小行星从S型转变为Q型方面发挥了重要作用。这一假设得到了Q/S比和金星MOID之间类似相关性的支持。
2019-09-10 astro-ph.EP
The Ch-class asteroids: Connecting a visible taxonomic class to a 3-μm band shape
属于Ch光谱分类类的小行星被定义为在0.7 μm附近存在吸收，这被解释为由于含铁的层状硅酸盐。层状硅酸盐在3 μm区域也会引起强烈的反射，其他水合和羟基化的矿物和H2O冰也是如此。在过去十年中，光谱观测揭示了小行星群不同的3 μm波段形状。虽然一个正式的分类尚未完全建立，“帕拉斯型”光谱组是最符合层状硅酸盐的存在。如果Ch类和帕拉斯型都是层状硅酸盐的标志，那么所有的Ch类小行星也应该是帕拉斯型。为了验证这一假设，我们在2至4 μm光谱范围内获得了36颗CH级小行星的42次观测结果。我们发现88%的光谱具有与Pallas型群最一致的3 μm带形。这是发现的第一个具有如此强相关性的小行星类别，因为Ch类的定义是在0.7 μm附近存在吸收，这表明0.7 μm波段不仅可以代表3 μm波段的存在，而且可以特别代表Pallas型波段的存在。有一些证据表明，2.95 μm处的带深与绝对星等和/或绝对星等之间存在相关性。然而，我们发现2.95-μm带深和半长轴之间只有微弱的相关性。在0.7-和3-μm区域的带深之间的联系是复杂的，需要进一步的调查。
2015-11-05 astro-ph.EP
NEOWISE Studies of Asteroids with Sloan Photometry: Preliminary Results
我们将NEOWISE和斯隆数字巡天数据结合起来，研究了24，353颗小行星的彗星，这些小行星具有使用斯隆测光得出的候选分类。我们发现了一个广泛的中等到高的候选S-型小行星，是类似的S-复杂的定义以前的基于几何学的分类系统。候选的C-型小行星，虽然通常非常暗，但有一个与S-型重叠的更高弧度的尾巴。具有光度学导出的Q分类的小行星的Ekendo分布与S类型的小行星非常相似。与（4）灶神星颜色相似的小行星比S型小行星有更高的轨道倾角，并且大多数小行星的轨道要素与已知的灶神星家族成员相似。最后，我们表明，在3.4和4.6 $μ$米的相对反射率较高的D型小行星，并建议其红色可见光和近红外光谱斜率延伸到这些波长。由于已分类的天体是从可见光/近红外斯隆移动天体目录中选出的，而该目录偏向于较暗的小行星，包括那些具有较低反射率的小行星，因此理解大小、反射率和分类之间的关系变得复杂。
2011-10-22 astro-ph.EP
Asteroid phase curves from ATLAS dual-band photometry
小行星相位曲线通过确定绝对星等H来导出基本物理性质。即将进行的可见光时空遗留巡天和中红外近地天体监视任务巡天依靠这些绝对星等来确定数百万颗小行星的颜色和亮度。此外，相位曲线的形状反映了它们的表面组成，从而可以对其分类得出结论。我们推导出小行星相位曲线从双波段测光获得的小行星地球撞击最后警报系统望远镜。使用贝叶斯参数推断，我们检索了光度计$H, G_1, G_2$ -和$H, G^*_{12}$ -系统中94，777颗小行星的127，012个相位曲线的绝对星等和斜率参数。小行星的分类复合体在观测到的$G_1, G_2$分布中分开，与它们的平均视觉距离相关。这允许使用斜率参数将X复合体区分为P复合体、M复合体和E复合体，作为对双曲型测量的替代。此外，分类错误的分光光度数据集，以及闯入者的动力家庭的小行星揭示自己在$G_1, G_2$ -空间。应用于偶然观测的$H, G^*_{12}$ -模型无法解析目标分类。的$G_1, G_2$相位系数显示波长依赖性的大多数分类复合物。偶然的小行星观测可以可靠地确定大量小行星的相位曲线。为了确保获得的绝对星等适合于彩色计算，未来的测量必须密集地覆盖相位曲线的反向效应，从而最大限度地减少H的不确定性。相位曲线斜率参数为分类学分类提供了一个可访问的维度。
2020-09-10 astro-ph.EP
NEOWISE Studies of Spectrophotometrically Classified Asteroids: Preliminary Results
NEOWISE数据集提供了一个机会，可以根据对大量小行星样本的可见光和近红外观测来研究小行星分类方案的反照率变化。我们已经确定了近1900个小行星的Tholen，巴士和巴士DeMeo分类分类计划分类的Rupdos。我们发现，S-复杂的跨越了广泛的明亮的双折射，部分重叠的低双折射的C-复杂的小尺寸。正如预期的那样，X综合体涵盖了广泛的领域。NEOWISE提供的多波长红外覆盖范围允许测定相对于可见光的3.4和4.6 $μ$ m处的反射率。在3.4和4.6 $μ$ m的反射率的直接计算，使一个新的手段比较各种分类类。虽然C、B、D和T型小行星都有类似的低可见光反射率，但通过检查它们在3.4和4.6 $μ$ m处的相对反射率，可以将D和T型小行星与C和B型小行星区分开来。由于所有被选择用于分类的天体都是根据其可见光亮度选择的，因此所有的可见光分布都受到对小的、低可见光天体的选择偏差的强烈影响。由于这些强烈的选择偏差，我们无法确定是否有大小之间的相关性，weighto和空间风化。我们认为，目前的分类小行星集使得任何这样的相关性难以验证。为了进行这种分析，需要在没有明显的偏误的情况下抽取按分类法分类的小行星样本。
2011-09-29 astro-ph.EP
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
Characterizing spectral continuity in SDSS u'g'r'i'z' asteroid photometry
上下文SDSS移动天体目录（SDSSMOC）的第四版是目前最大的小行星光度数据集。到目前为止，大型小行星数据集的发布总是伴随着对小行星分类的重新定义。在第一个SDSSMOC发布后的几年里，提出了几个使用其数据的分类方案，所有这些方案都使用了以前分类学中的分类类别。然而，没有成功的尝试已经取得了直接从SDSS数据集派生一个新的分类系统。目的。这项工作的范围是根据光谱特征的连续性提出一种不同的解释方案，以衡量u0g0r0i0z0小行星观测结果。该方案是集成到以前的分类标签，但不依赖于他们。方法.我们通过主成分分析分析了小行星采样的行为，以了解SDSSMOC中不确定性的作用。我们利用可见光反射率发现，该空间中的小行星遵循两个独立的线性趋势，这是它们的分光光度特征的特征。结果介绍分类类，我们能够解释这两种趋势的代表性的特色和无特色的光谱。趋势内的演变主要与特征小行星的波段深度和无特征小行星的光谱斜率有关。我们定义了一个不同的分类系统，只允许我们通过两个标签对小行星进行分类。结论.我们已经对所有SDSSMOC样本的69%进行了分类，这比以前的SDSS分类更具有鲁棒性。此外，作为一个例子，我们提出了小行星（5129）新郎的行为，其分类标签的变化，由于相位红化的趋势之一。现在，这种行为可以通过一个单一参数的变化来表征，即它在趋势中的位置。
2017-10-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Deficit of primitive compositions in binary asteroids and pairs
上下文小的双星系统和双星对被认为是通过Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应由自旋引起的裂变形成的。预计这一过程取决于其结构强度，因此也取决于其组成。目的。我们的目标是确定如何分类类，作为组成的代理，分布在二进制小行星和小行星对相比，一般人口。方法.我们比较的分布分类类的二进制系统和对小行星的参考样本。我们通过选择小行星来复制双星和双星对的轨道和大小分布来构建这个样本，以最大限度地减少样本之间的潜在偏差。结果在双星小行星和成对小行星中，原始成分（C、B、P、D型）严重不足，而表面成分富含镁铁质硅酸盐的小行星（S、Q、V、A型）严重过剩。结论.在低质量、快速旋转的小行星中，那些富含镁铁质硅酸盐的小行星比原始的小行星更有可能形成多个小行星系统。
2023-02-06 astro-ph.EP
Near-Earth asteroids spectroscopic survey at Isaac Newton Telescope
近地小行星群在物理和动力学特性方面显示出种类繁多的天体。它们会受到行星碰撞和强烈的太阳风和辐射效应的影响。他们的研究也是出于空间探索和与地球长期撞击可能性方面的实际原因。我们的目标是从光谱上确定大小在$\sim$ 0.25 - 5.5公里范围内（归类为大型）的近地小行星的重要样本，并寻找其光谱型与轨道参数之间的联系。近地小行星的光谱是使用配备IDS摄谱仪的艾萨克·牛顿望远镜获得的。这些意见进行了分析，使用分类学分类，并与实验室的陨石光谱比较。共观测到76个近地小行星。我们将其中44个分类为Q/S-复合体，16个为B/C-复合体，8个为V-型，另外8个属于其余的分类类别。我们的样本包含27颗被归类为潜在危险的小行星和31个可能的太空任务目标，包括（459872）2014 EK 24，（436724）2011 UW 158和（67367）2000 LY 27。对应于（276049）2002 CE 26和（385186）1994 AW 1的光谱数据显示0.7 $μ$ m特征，这表明在其表面上存在水合矿物。我们报告说，Q型有最低的近日点（中位数和绝对偏差为$0.797\pm0.244$ AU），并系统地大于我们的样本中观察到的S型小行星。我们解释了这些观测证据的主要过程为年轻的NEA表面的热疲劳破碎。总的来说，我们的样本的分类分布与以前的研究相似，与主带内的大部分小行星相匹配。然而，我们发…
2019-06-04 astro-ph.EP
Spectral properties of the largest asteroids associated with Taurid Complex
我们获得了与金牛座复合体相关的六颗最大小行星（2201，4183，4486，5143，6063和269690）的光谱。这些观测是用配备了光谱成像仪SpeX的IRTF望远镜进行的。它们的分类学分类使用Bus-DeMeo分类法。将小行星光谱与Relab数据库中的陨石光谱进行比较。应用矿物学模型确定其表面组成。所有的光谱分析都是在已经公布的物理数据的背景下进行的。在本文中研究的对象提出了类似的S分类复杂的光谱特征。普通小行星的光谱（包括H、L和LL亚型）是这些小行星光谱的最佳匹配。{ \bf The asteroid}（269690）1996 RG 3呈现出平坦的无特征光谱，可能与原始C型天体有关。高于2.1微米的增加的反射率将其几何反射率限制为约0.03的值。虽然金牛座复合体小行星之间存在着重要的动力学分组，但最大天体的光谱数据并不支持共同的彗星起源。此外，到目前为止获得的光谱之间存在显著差异。
2014-09-17 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
Compositional properties of planet-crossing asteroids from astronomical surveys
本文利用SDSS、SkyMapper、Gaia及地面观测数据对7401个近地天体进行分类，揭示其组成与轨道参数的关系，并预测主带源区小行星的分类分布。
2023-09-07 astro-ph.EP
Taxonomic analysis of asteroids with artificial neural networks
Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Deep Space Exploration Laboratory（深空探测实验室）
针对暗弱小行星成分信息缺失问题，基于CSST巡天模块设计构建了准确率超92%的人工神经网络小行星分类模型，并验证了其在已知光谱分类中的有效性与未来应用潜力。
2023-11-18 astro-ph.EP cs.LG
Gaia DR3 supervised classification of asteroid reflectance spectra
Université Côte d’Azur, CNRS-Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，CNRS-拉格朗日实验室，蔚蓝海岸天文台）；University of Leicester, School of Physics and Astronomy（莱斯特大学，物理与天文学学院）；University of Leicester, School of Natural Sciences（莱斯特大学，自然科学学院）
利用Gaia DR3数据对小行星反射光谱进行有监督分类，揭示了小行星碰撞家族的组成结构及光谱多样性。
2026-02-27 astro-ph.EP
Zero-phase angle asteroid taxonomy classification using unsupervised machine learning algorithms
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（CONICET-UNC理论与实验天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（西班牙国家研究委员会安达卢西亚天体物理研究所）；Instituto de Física Aplicada a las Ciencias y las Tecnologías, Universidad de Alicante（阿利坎特大学科学与技术应用物理研究所）；Observatório Nacional/MCTIC（国家天文台（巴西科学、技术、创新和通信部））
我们正处于一个大目录的时代，因此，大型数据集的统计分析工具，如机器学习，发挥着基础性的作用。这种巡天的一个例子是斯隆移动天体目录（MOC），它列出了斯隆视场捕获的所有移动天体的天体测量和光度信息。这台望远镜的一大优势是它的五个过滤器，允许通过研究它们的颜色对小行星进行分类分析。然而，直到现在，由物体的相位角的变化所产生的颜色变化尚未被考虑。在本文中，我们解决这个问题，使用绝对星等的分类。我们的目标是产生一个新的小行星分类的基础上，它们的大小是不受相位角的变化所造成的变化。我们选择了9481颗小行星，其绝对星等为Hg、Hi和Hz，这些小行星是使用HG 12系统从斯隆移动天体目录中计算出来的。我们用它们计算绝对颜色。为了进行分类，我们应用了一种称为模糊C均值的无监督机器学习算法。这是一个有用的软聚类工具，用于处理{数据集，其中不同的组没有完全分离，并且它们之间存在重叠区域。我们选择了四个主要的分类复合体，C，S，X和V，因为它们包含了大多数已知的光谱特征。我们共对6329颗小行星进行了分类，其中60%以上的概率属于指定的分类类别，其中162颗小行星过去的分类模糊不清。通过分析在半长轴与倾角平面中获得的样本，我们在灶神星家族区域之外确定了15个新的V型小行星候选者。
2022-04-11 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
New phase-magnitude curves for some Main Belt asteroids, fit of different photometric systems and calibration of the albedo - photometry relation
介绍了对选定的主带小行星的小样本进行光度观测的结果。所获得的测量结果可用于更好地校准国际天文学联盟采用的小行星测光系统$(H, G_1, G_2)$，并与使用不同测光系统获得的最佳拟合曲线进行比较。获得这些新数据是作为今后计划开展的一个更广泛项目的第一次可行性研究，该项目旨在对表征相位-星等曲线的某些参数与小行星几何学距离之间可能存在的关系进行可靠的校准。这对分析盖亚空间飞行任务获得的小行星光度数据具有重要的潜在应用。
2019-03-28 astro-ph.EP
Photometric observations of the asteroid 3200 Phaethon using small and middle telescopes
对小行星3200 Phaethon进行光度观测的主要目的是寻找其在近日点前经过时的低层彗星活动（可能的彗发和/或尘埃尾）。我们进行了观测运行的望远镜范围从0.61米到2米和超视距彩色成像。三个较长的光度系列被用于法厄同的3D形状建模。估计了小行星的颜色指数和大小。
2019-06-03 astro-ph.EP
Shape model of the asteroid (2501) Lohja from long-term photometric observations
我们提出了主带小行星（2501）Lohja的光变曲线，形状和3D凸自旋轴模型。这些模型是使用2006年至2017年期间出现的密集光度数据进行光变曲线反演过程获得的。分析发现恒星周期为3.80835小时，可能存在黄道极解（J2000.0），椭球模型的旋转和主要比率的绝对值。
2018-03-01 astro-ph.EP
Albedo Properties of Main Belt Asteroids Based on the Infrared All-Sky Survey of the Astronomical Satellite AKARI
我们提出了一个分析的红外卫星AKARI的全天巡天探测到的主带小行星的轨道特性。这次巡天探测到的5120颗小行星的特征，包括它们的大小和位置，都编入了AKARI小行星目录（AcuA）。大小和温度的测量是基于标准热模型，使用红外通量和绝对星等的输入。在5120颗AcuA小行星中，主带小行星占了4722颗，半长轴在2.06到3.27 AU之间。AcuA提供了亮度超过绝对星等H < 10.3（对应于直径d > 20公里）的所有主带小行星的完整数据集。我们证实了主带小行星的双峰分布是强烈的双峰，从过去的观测已经知道，双峰分布不仅发生在总人口中，而且在主带的内部，中间和外部区域。我们发现，小行星有更多的变化比大的小行星。尽管有像空间风化这样的小行星过渡过程，但每种分类类型的小行星平均轨道的日心分布几乎是平坦的。另一方面，随着半长轴的增加，总的平均反射率逐渐减小。这可以用分类类型的组成比例来解释;也就是说，随着日心距离的增加，C型和D型等暗小行星的比例增加，而S型等亮小行星的比例减少。X-子类的日心分布：E-，M-，和P-型，这可以划分的基础上的Ekrido值，也检查。P型是X型的主要组成部分，分布在主带区域，P型丰度在3AU以上增加。这种分布类似于C型或D型。
2012-11-13 astro-ph.EP
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
Spectral properties of near-Earth and Mars-crossing asteroids using Sloan photometry
在近地空间运行的小行星，包括那些处于具有潜在危险轨道上的小行星，其性质和起源既具有科学意义，又具有实际重要性。在这里，我们的目标是确定一个大样本的近地（NEA）和火星交叉（MC）小行星的分类，并分析这些类与轨道的分布。我们使用这个分布来确定它们的源区，并研究行星相遇的强度，以刷新小行星表面。我们在SDSS拍摄的图像上测量这些小行星在可见光波长下的四个滤光片的光度。这些颜色用于将小行星分类为与广泛使用的基于光谱学的Bus-DeMeo分类法一致的分类法。我们在这里报告的206个NEAs和776个MCs的SDSS光度测定的分类学分类，增加了40%和663%的已知的分类学分类在这些人群中。我们使用Greenstreet等人（2012年）的源区制图仪，比较了近地小行星和直径相似的主带小行星的分类分布。这两个分布同意在百分之几的水平，为内部的主要带，我们确认该地区作为近地天体的主要来源。还研究了行星相遇对小行星表面的影响，方法是建立一个行星相遇期间作用于表面颗粒的力的简单模型，该模型提供了近距离接近触发表面重塑事件的最小距离。通过对519颗S型和46颗Q型小行星的轨道进行数值积分，并监测它们与行星的相遇距离，我们试图了解重新出现事件的条件。Q型的人口被发现在统计上比S型更多地遇到金星和地球，尽管这两种类型与火星的遭遇数量相同。
2016-01-09 astro-ph.EP
The potential of sparse photometric data in asteroid shape modeling
我们调查的潜在的稀疏数据产生的Catalina巡天天体测量项目（简称CSS）在小行星的形状和旋转状态的光变曲线反演方法确定。我们表明，虽然CSS数据的光度质量，相比密集的数据，是显着更差，它是在原则上可能的，这些数据是为一些小行星具有高的光变曲线振幅足够的一个独特的形状确定。$\sim$ 180个小行星的CSS数据可用，这些小行星的形状模型以前是从不同的光度数据集得出的。对于13个小行星从这个样本中，我们得出他们独特的形状模型的基础上，只有CSS数据，比较两个独立的形状模型在一起，并讨论模型的可靠性，仅来自CSS数据。我们还使用CSS数据来确定形状模型的小行星与已知的旋转周期值，推导出12个独特的模型，并比较以前公布的周期从全三维建模的光曲线反演方法确定的周期。最后，我们测试不同的形状分辨率中使用的光变曲线反演方法，以找到可靠的小行星模型。
2013-01-30 astro-ph.EP
Near-Ultraviolet Absorption Distribution of Primitive Asteroids from Spectrophotometric Surveys
本研究利用ECAS与SDSS分析逾9,000颗原始小行星的NUV吸收，证实其与2.7 μm OH带吸收相关，可诊断含水硅酸盐，并揭示其随尺寸、日心距离和分类的分布差异。
2023-02-17 astro-ph.EP
Astrometric and Photometric Investigations of 2009 WZ104 Near Earth Asteroid
2009年11月25日，美国亚利桑那州莱蒙山天文台的68厘米施密特卡特琳娜巡天望远镜发现了WZ 104小行星。新物体的观测结果得到了Schiaparelli天文台（意大利）60厘米反射镜和Alter Saltzberg天文台（奥地利维也纳）35厘米施密特-卡塞格伦望远镜的证实。这颗小行星被认为是潜在的危险近地小行星。最小轨道相交距离为0.0304 a.e.。自2009年底以来，普尔科沃天文台（俄罗斯）的MTM-500 M 50厘米弯月望远镜和ZA-320 M 32厘米镜面天体照相机继续对2009 WZ 104小行星进行观测。这些观测是在近地天体调查方案的框架内进行的。为调查确定了以下任务：获得天体测量和测光（BVRI波段）系列观测，根据观测数据改进小行星轨道，确定其分类类别和绝对星等，调查其旋转动力学，估计其物理参数。这颗小行星属于小行星群中的Aten。
2011-03-02 astro-ph.EP
Density of asteroids
在我们太阳系的小天体中，仍然存在着关于早期微行星吸积过程的大量信息。本文综述了我们目前对小天体密度的认识。小天体的内在物理性质是通过寻找动力学和分类学类别、大小和密度之间的关系来寻找的。从文献中收集了287个小天体的质量和体积估计。影响这些数量估计方法的准确性和偏差进行了讨论，并严格选择最佳估计。随后计算体积密度，并与陨石密度进行比较，从而估计这些机构内的大孔隙度。矮行星显然没有大孔隙，而较小的天体可能有大空洞。这种趋势显然与大小有关：C和S复合小行星的密度往往随着直径的增加而增加。计算每个Bus-DeMeo分类类的平均密度。S-复合体小行星的平均密度比C-复合体小行星的密度高，而C-复合体小行星的大孔隙度也更大，尽管两个复合体都有部分重叠。在C-复合体中，B-型在反射率、反射光谱和密度方面突出，表明其组成独特。X复合体中的小行星密度范围很广，这表明复合体中包含许多成分。彗星和TNO具有高的大孔隙度和低密度，支持目前由冰聚集体组成的内部结构模型。在过去的十年中，密度估计的数量从少数飙升到287，但只有三分之一的估计值比20%更精确。几条线的调查，以完善这一设想，包括多个系统的观测，3-D形状建模，并从盖亚天体测量轨道分析。
2012-03-20 astro-ph.EP
First Results from the Rapid-Response Spectrophotometric Characterization of Near-Earth Objects using UKIRT
我们利用联合王国红外望远镜的宽视场照相机测量近地天体的近红外颜色，以便对其分类加以限制。我们的观测具有快速反应的特点，这使我们能够在近地天体靠近地球并且明亮时对其进行观测。在此，我们介绍了86个近地天体的近红外颜色测量结果，其中大多数是在发现后几天内观测到的，使我们能够确定直径仅为几米的近地天体的特征。使用机器学习方法，我们将我们的测量结果与现有的小行星光谱数据进行比较，并为我们的目标提供概率分类。我们的观测使我们能够区分S-复合体，C/X-复合体，D-型和V-型小行星。我们的研究结果表明，S-复合小行星在整个近地天体群中所占的比例低于陨石坠落统计数据中普通小行星所占的比例。UKIRT获得的未来数据将用于研究这种差异的意义。
2016-02-18 astro-ph.EP
Nonextensive distributions of rotation periods and diameters of asteroids
上下文调查太阳系不同区域小行星自转周期的分布情况和近地小行星直径的分布情况。目标。验证非扩展统计是否令人满意地描述了数据。方法.光变曲线数据取自行星数据库系统（PDS）和Rel $\ge 2$。还考虑了太阳系的分类类别和区域。NEA的数据来自小行星中心。结果小行星的自转周期遵循$q$ -高斯与$q=2.6$，而不管物体的分类、直径或太阳系的区域如何。自转周期的分布受观测偏差的影响。NEA的直径通过$q$ -与$q=1.3$的指数来描述。根据这一分布情况，预计会有直径大于1公里的$994 \pm 30$近地小行星。
2011-12-09 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
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
How Many Hydrated NEOs Are There?
水合矿物是早期太阳系历史的示踪物，并已被提议作为空间经济活动的可能重点。近地天体对这两个方面都很重要，特别是对这一群体中最容易接触到的成员。由于已查明的水合近地天体很少，我们使用Ch光谱类小行星作为水合小行星的替代，并使用已发表的关于近地天体交付、主带分类分布、近地天体分类分布和观测轨道分布的工作来估计具有不同阈值大小和不同可接近程度的水合小行星的数量。我们预计，在已知的直径为1公里的近地天体中，将有53颗$>$ 27 Ch小行星，并使用两种不同的方法来估计可进入性，我们预计，其中17颗$\pm$ 9在往返旅行中比月球表面更容易进入。如果不需要定义最小尺寸，我们预计将有700个$\pm$ 350水合物体符合该可访问性标准。虽然直径大于1公里的未知近地天体很少，但预计在尚未发现的较小近地天体中也会有相当多的含水物体。最后，我们估计含水近地天体不太可能带来足够的水来解释在月球两极发现的冰，尽管有可能在月球表面的撞击地点附近发现小行星运送的含水矿物。
2018-12-06 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
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
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
Simultaneous Spectroscopic and Photometric Observations of Binary Asteroids
我们目前的结果可见波长光谱测量（0.45至0.72微米）的两个二元小行星，获得了1米望远镜在明智的天文台于2008年1月。小行星（90）Antiope和（1509）Esclangona被观察到寻找与其旋转相关的光谱变化，同时向观察者展示其表面的不同区域。同时进行光度观测与明智的天文台的0.46米望远镜，以调查旋转相位行为和可能的日食事件。(90)在我们的观测中，安提俄珀出现了一次日食。我们无法测量到任何斜率变化的分光光度在3%的误差范围内，除了一个稳定的下降，在总的光通量，而日食发生。我们的结论是，这两个组件的表面成分没有显着不同，这意味着一个共同的起源和历史。（1509）埃斯克兰戈纳没有出现日食，而是出现了一条独特的光变曲线，有三个峰值和一个宽而平的最小值，重复周期为3.2524小时。对光谱斜率的仔细测量揭示了（1509）Esclangona表面7%到10%的颜色变化，这与光度曲线中的特定区域相关。这一结果表明，光变曲线上的不同特征至少部分是由颜色变化造成的，也许可以用（1509）Esclangona上存在暴露的新鲜表面来解释。
2009-09-02 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
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
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
Study of hydrated asteroids via their polarimetric properties at low phase angles
本研究通过建立暗色小行星多观测量数据库，发现Ch型小行星的深负偏振分支与含水矿物光谱等特性显著相关，推断风化层颗粒中的亚微米级结构是导致其偏振独特性的原因。
2024-06-01 astro-ph.EP
Spins and shapes of asteroids reconstructed from photometry from surveys
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天文研究所）
利用巡天光度数据和凸光变曲线反演，重建约3万个小行星的自转与形状模型，揭示自转周期分布与分类、自转屏障附近形状及非主轴旋转等规律。
2026-10-06 astro-ph.EP
Photometry of selected outer main belt asteroids
我们对12颗小行星（（122）Gerda，（152）Atala，（260）Huberta，（665）Sabine，（692）Hippodamia，（723）Hammonia，（745）Alzona，（768）Struveana，（863）Benkoela，（1113）Katja，（1175）Margo，（2057）Rosemary）的震级-相位曲线，并根据其震级-相位特征验证其几何相似性和分类级别。测得的星等-相位关系证实了先前确定的成分类型：（260）Huberta（C型）、（692）Hippodamia（S型）和（1175）Margo（S型）。小行星（665）Sabine和（768）Struveana先前被归类为X型，它们的相位曲线是中等偏高小行星的典型特征，可能属于M型。（723）Hammonia的相曲线是典型的S型相，这与先前确定的C型相矛盾。我们确认了小行星（122）Gerda和（152）Atala的中等偏高，但它们的相位曲线与典型的S型不同，可能表明更罕见的成分类型。根据星等相位行为和V-R颜色，（2057）Rosemary最可能属于M型，而（745）Atena和（1113）Katja属于S型复合体。A型小行星（863）Benkoela的相位曲线未涵盖冲日效应范围，需要进一步观测，以了解A型小行星与其他类型小行星相比相位曲线的典型特征。我们还确定了所观察到的小行星的光变…
2021-05-20 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
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
