Asteroids of size larger than 150 m generally do not have rotation periods smaller than 2.2 hours. This spin cutoff is believed to be due to the gravitationally bound rubble-pile structures of the asteroids. Rotation with periods exceeding this critical value will cause asteroid breakup. Up until now, only one object, 2001 OE84, has been found to be an exception to this spin cutoff. We report the discovery of a new super-fast rotator, (335433) 2005 UW163, spinning with a period of 1.290 hours and a lightcurve variation of $r'\sim0.8$ mag from the observations made at the P48 telescope and the P200 telescope of the Palomar Observatory. Its $H_{r'} = 17.69 \pm 0.27$ mag and multi-band colors (i.e., $g'-r' = 0.68\pm0.03$ mag, $r'-i' = 0.19\pm0.02$ mag and SDSS $i-z = -0.45$ mag) show it is a V-type asteroid with a diameter of $0.6 +0.3/-0.2$ km. This indicates (335433) 2005 UW163 is a super-fast rotator beyond the regime of the small monolithic asteroid.
A multilayer model for thermal infrared emission of Saturn's rings. III: Thermal inertia inferred from Cassini CIRS
土星的主要环（A，B，C环和卡西尼司）的热惯性值来自我们的热模型，方位角扫描的卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）所采取的光谱。模型拟合表明，环粒子的热惯性分别为16，13，20和11 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$的A，B和C环，和卡西尼司，分别。然而，在土星阴影中的模拟和观测温度之间存在系统偏差，这取决于太阳相位角，这些偏差表明表观热惯性随太阳相位角增加。如果大的慢旋转颗粒具有比小的快旋转颗粒更低的热惯性值，则可能解释这种依赖性，因为慢旋转体的热发射在低相位时比快旋转体的热发射相对更强，反之亦然。附加的参数拟合，假设慢和快旋转体具有不同的热惯性值，显示出慢（快）旋转体的导出的热惯性值分别为8（77），8（27），9（34），5（55）JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$，对于A，B和C环，以及Cassini分区。快速旋转体的数值仍然比没有孔隙的固体冰的数值小得多。因此，快速旋转器可能有表面风化层，但这些可能不像慢速旋转器那样蓬松，可能是因为快速旋转器保持风化颗粒的能力有限，因为快速旋转器表面上的强大离心力。其他额外的参数拟合，其中快速旋转体的半径是不同的，表明小于$\sim$ 1厘米的粒子不应该占据超过一半的截面的A，B和C环。
A dedicated survey of fast-rotating near-Earth asteroids with the Two-meter Twin Telescope. I. Observational strategy and first results
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕尔马大学天体物理系）；Light Bridges, Observatorio Astronómico del Teide（特德天文台光桥）
Low thermal conductivity of the superfast rotator (499998) 2011 PT
背景：直径达几十米的小行星可能旋转得非常快，并在几分钟内完成整个旋转。这些小而快速旋转的物体被认为是整体物体，因为它们的小尺寸所产生的引力不足以抵消快速旋转所产生的强大向心力。此外，尚不清楚快速旋转是否会阻止灰尘和小颗粒（风化层）留在其表面。目的：我们开发了一个模型，用于限制小型快速旋转的近地小行星表面的热导率。这个模型可能表明这些物体上是否可能存在风化层。研究方法：我们的方法是基于测量的Yarkovsky漂移和预测值的比较，使用的理论模型，取决于轨道，物理和热参数的对象。必要的参数要么从近地小行星群的统计分布中推导出来，要么从具有相关不确定性的观测中确定。利用这些信息，我们进行了蒙特卡罗模拟，并产生了热导率的概率密度分布。结果如下：将我们的模型应用于超高速旋转小行星（499998）2011 PT，我们发现只有当小行星表面的热导率$K$较低时，才能测量到Yarkovsky漂移。所得的电导率的概率密度函数是双峰的，其中两个最可能的值为约0.0001和0.005 W m $^{-1}$ K $^{-1}$。在此基础上，我们发现$K$小于0. 1 W m $^{-1}$ K $^{-1}$的概率至少为95%。这种低导热性可能表明2011 PT的表面覆盖着一层隔热层，由类似月球尘埃的风化物组成。
Simulation of the spin evolution of some selected exoplanets and inferences on their climate
Università di Padova（帕多瓦大学）；Università di Bari（巴里大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；Università del Salento（萨伦托大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica（意大利国家天体物理研究所）
Thermal properties of slowly rotating asteroids: Results from a targeted survey
上下文早期的研究表明，缓慢旋转的小行星应该比快速旋转的小行星具有更高的热惯性，因为热浪穿透更深的次表面。然而，热惯性已被确定主要是快速转子由于选择效应，在现有的光度法用于获得热物理建模（TPM）所需的形状模型。目的。我们的目标是减轻这些选择的影响，通过生产形状模型的慢转子，缩放它们，并计算其热惯性与TPM，并验证是否热惯性随旋转周期的增加。方法.为了减少对慢旋转小行星的偏见，我们从世界各地的多个站对周期超过12小时的主带小行星进行了光度观测活动，在某些情况下还增加了WISE和开普勒太空望远镜的数据。对于自旋和形状的重建，我们使用的光变曲线反演方法，并推导出热惯性，我们应用热物理模型，以适应现有的红外数据从IRAS，AKARI，和WISE。结果我们提出了11个慢转子，提供了一个很好的适合的热数据的新模型。在两种情况下，TPM分析显示出对两种可能的镜像解决方案之一的明显偏好。我们导出了目标的直径和半径以及它们的热惯性，其范围在3 $^{+33}_{-3}$和45 $^{+60}_{-30}$ Jm $^{-2}$ s $^{-1/2}$ K $^{-1}$之间。结论.加上我们以前的工作，我们已经分析了16个慢旋转器，从我们的密集调查与大小之间的30和150公里。目前的样品的热惯性变化很大，这并不证实较早的建议，较慢的转子有较高的热惯性。
