The surface sensitivity of rubble-pile asteroids during a distant planetary encounter: Influence of asteroid shape elongation
我们数值研究如何一个小行星的伸长控制其表面的潮汐效应的敏感性，在一个遥远的行星遇到超过罗氏极限。我们分析了表面斜率和它的变化，考虑形状的伸长，以及自旋周期和轨道条件。一个更长的小行星往往有更大的斜率变化，而可能不会有一个单调增加的总面积有这样的变化
2020-11-04 astro-ph.EP
Investigating S-type asteroid surfaces through reflectance spectra of Ordinary Chondrites
我们提出了一个深入的研究39个平衡和41个非平衡的普通石墨的反射光谱。我们证明，一致的测量条件是至关重要的光谱特征之间的直接比较，否则会妨碍任何结论。我们包括一个比较，共466 S-型小行星的反射光谱。我们分析（i）EOC和UOC之间以及H，L和LL之间的差异是否可以看出，（ii）是否有可能识别不平衡和平衡的S型小行星表面和（iii）如果我们可以进一步限制OC和S型小行星之间的匹配，所有基于反射光谱。我们检查了31个南极UOC的分类分析，在目前的工作中，使用岩相学和磁性测量，并证明其中74%是错误的分类。利用一组光谱特征（包括谱带深度和位置、峰值反射率值、光谱斜率和OI/（OI + Px）比值）比较了EOCs和UOC之间以及H、L和LL样品之间的反射光谱。UOC和EOCs的反射光谱没有显示出明确的二分法，但一些EOCs显示出较强的吸收带和峰值反射率值，而另一些则与UOC相当。我们的例子表明，6 EOCs，其带深度随晶粒尺寸减小。因此，仅基于反射光谱，客观地从平衡的S型表面识别非平衡的是非常具有挑战性的。没有明确的化学组的区别：只有岩相类型> 4的LL EOC可以通过较深的2-mic带深度和较长波长的1-mic带位置与H和L区分开来。最后，发现小行星的直径和它们的1000 nm波段深度之间存在反相关，这表明较大尺寸的S-型小行星显示出更细的颗粒表面。
2022-06-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Micro-meteoroid seismic uplift and regolith concentration on kilometric scale asteroids
地震震动是一种很有吸引力的机制，可以解释在小行星表面发现的风化层斜坡的不稳定和风化层迁移（Richardson等人，2004年; Miyamoto等人，2007年）。在这里，我们使用连续介质力学方法来模拟小行星中的地震波传播。假设小行星可以用一个被薄的非粘性风化层包围的粘性核心来描述，我们对微流星体引起的振动的数值模拟表明，微流星体撞击引起的表面峰值地面加速度以前可能被低估了。我们的下限估计的垂直加速度引起的地震波是约50倍以上，比以前的估计。这表明，触发地震活动的撞击事件比以前对千米和千米以下大小的小行星所作的假设更为频繁。风化层放样也估计一阶弹道近似。垂直位移很小，但与地震信号的持续时间相比，放样时间很长。风化层运动与到冲击源的距离呈非线性关系，这是由产生第一次运动的地震波的类型引起的。文中还讨论了地表加速度势低值中风化层浓度的意义。我们认为，由此产生的表面热惯性变化的小快速旋转可能会导致这些对象的Yarkovsky效应的敏感性增加。
2015-03-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Q-type asteroids: Possibility of non-fresh weathered surfaces
丝川粒子是隼鸟号航天器从S-复合小行星25143丝川回收的样品，表明S-复合小行星是普通球粒陨石的母体。此外，他们澄清，Itokawa表面的空间风化年龄是几千年的顺序。传统上，Q-型小行星被认为是表面新鲜的。然而，由于空间风化的时间尺度比通常认为的年龄小大约三个数量级，以前提出的Q-型小行星的形成机制不能充分解释表面的翻新。在这项研究中，我们提出了一个新的假设的表面状态的Q型小行星：Q型小行星有一个非新鲜的风化表面的细小颗粒的缺乏。为了验证这一假设，进行了普通花岗岩的空间风化实验。根据这些实验结果，我们发现，大（大于100 μm）的普通陨石粒子的空间风化表现出与Q型小行星一致的光谱。
2019-07-18 astro-ph.EP
Periodic Motion near the Surface of Asteroids
我们感兴趣的是小行星表面附近的周期运动和分叉。研究了不规则小行星的重力场和小行星表面附近粒子的运动方程。讨论了三重小行星216 Kleopatra和OSIRIS REx任务目标小行星101955 Bennu的周期运动。我们发现，不规则小行星表面附近的运动是相当不同的表面附近的同质球状天体的运动。围绕小行星101955 Bennu和216 Kleopatra的周期性运动表明，轨道的几何形状可能非常复杂。同一颗不规则小行星在其表面附近既存在稳定的周期运动，也存在不稳定的周期运动。这种不稳定的周期性运动可以是共振的或非共振的。在三重小行星216 Kleopatra的主星的同一重力场中，周期轨道的倍周期分岔和伪倍周期分岔共存。发现周期轨道的倍周期分岔和周期轨道的伪倍周期分岔都有四条不同的路径。在三重小行星216 Kleopatra的主星位场中发现的伪倍周期分岔表明，在主星赤道面附近存在稳定的周期轨道，这解释了三重小行星216 Kleopatra的两个小卫星Alexhelios和Cleoselene运动稳定性的原因。
2015-11-25 astro-ph.EP
Giant Impact onto a Vesta-Like Asteroid and Formation of Mesosiderites through Mixing of Metallic Core and Surface Crust
中菱陨石是一种由硅酸盐和铁镍金属混合而成的石铁陨石。中陨铁硅酸盐和金属被认为分别来自一颗分化的小行星的地壳和金属核。相比之下，中菱铁矿很少包含橄榄石，而橄榄石主要包含在地幔中。虽然巨大的撞击被认为是一种可能的机制，使地壳和金属物质混合形成中陨星，但这种巨大的撞击如何在不包括地幔物质的情况下形成中陨星状物质并不明显。我们使用光滑粒子流体动力学方法对巨大撞击差异化小行星进行了数值模拟，以研究混合物质在生成物体上的详细分布。对于目标体的内部结构，我们使用了从小行星灶神星的岩浆海洋结晶模型导出的薄地壳模型和从黎明探测器对灶神星的近距离观测中建议的厚地壳和大核模型。在前一个模型的模拟中，金属核心的挖掘需要几乎灾难性的影响，地幔暴露在大面积的表面。因此，在其表面产生的石铁物质很可能包含地幔物质，很难产生中菱铁矿样物质。相反，在后一种模型的模拟中，地幔物质仅在撞击地点暴露，即使撞击挖出了金属核，也有可能形成地幔物质很少的表面和类中菱铁矿物质。因此，我们的模拟表明，一个内部结构与厚地壳和一个大的核心是更有可能作为一个中陨铁母体，而不是从传统的岩浆海洋模型推断的薄地壳内部结构。
2022-02-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
Scaling forces to asteroid surfaces: The role of cohesion
在小行星表面发现的极低的环境重力加速度制度的物理力的缩放进行。由此发现，小行星表面风化层颗粒之间的范德华力cohesion内聚力应是一种主导力，与颗粒重量竞争，一般来说大于静电力和太阳辐射压力。基于这种缩放，我们解释以前的实验在陆地环境中进行的粘性粉末作为相关的小行星表面上的过程的理解。这些地面实验解释观测小行星表面和宏观孔隙度的影响被认为是，并产生不同的解释，从以前假设的这些环境的过程。基于这一认识，我们提出了一个新的模型的小，快速旋转的小行星的最终状态，使它们能够由相对较细的风化颗粒举行在一起的范德华cohesion内聚力。
2010-02-12 astro-ph.EP
Asteroids were born bigger: An implication of surface mass ablation during gas-assisted implantation into the asteroid belt
本研究模拟木星、土星迁移与气体盘表面烧蚀对植入小行星带星子的影响，表明多数成分星子会缩小并使SFD变陡，暗示最大C型小行星诞生时更大。
2023-12-08 astro-ph.EP
Observed asteroid surface area in the thermal infrared
热红外观测和小行星形状模型的迅速积累导致了对热物理建模的兴趣增加。这些红外观测中的大多数都没有得到解决。我们认为小行星的表面积的一小部分，有助于大部分的热通量的两个模型小行星的不同形状的热参数的范围内。在红外线中观察到的表面通常比在可见光波长中观察到的区域更分散，这表明对形状的高灵敏度。对于热参数值较低的物体，表面的一小部分贡献了大部分的热发射通量。通过计算观测面积，可以利用小行星的非分辨观测数据制作空间分辨热惯性图。
2016-12-06 astro-ph.EP
Rearrangement of Granular Surfaces on Asteroids due to Thermal Cycling
本文通过一维热物理传导模型研究小行星表面热循环引起的颗粒相对位移，发现热循环可驱动厘米级扩散流动，并解释细粒物质在低洼处聚集的机制。
2023-08-07 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.geo-ph
Thermophysical Investigation of Asteroid Surfaces I: Characterization of Thermal Inertia
小行星的热惯性是风化层热物理特性的一个指标，由表面颗粒的大小决定。以前的小行星热物理模型研究已经确定或建议，对象的大小，旋转周期和日心距离（温度的代理）作为重要的因素，分别影响热惯性。在这项工作中，我们提出了新的热惯性239小行星和模型的所有三个因素的多变量模型的热惯性。使用多历元的红外数据的一个大的（239）一组对象观察到的WISE，我们推导出的大小，热惯性，表面粗糙度，并使用热物理建模方法，不需要一个对象的形状或自旋轴方向的先验知识的自旋感。我们的热惯性结果与文献中类似大小的小行星的先前值一致，并且我们在主带小于8公里的小行星中发现了过量的逆行旋转体。然后，我们结合我们的研究结果与热惯性从文献中构建一个多变量模型和量化的依赖小行星直径，旋转周期，和地面温度。这一多变量模型考虑到了三个独立变量之间的相互依存关系，确定小行星直径和地面温度是对热惯性的强有力控制因素。
2021-07-13 astro-ph.EP
Scheila's Scar: Direct Evidence of Impact Surface Alteration on a Primitive Asteroid
小行星（596）Scheila是第一个观测到小行星间碰撞直接后果的天体。2010年12月，这颗113公里大小的小行星被一颗直径不到100米的小行星撞击。撞击器的规模是通过观测逐渐消失的喷出物羽流确定的。通过比较撞击前后的光变曲线，我们可以评估谢拉的表面发生了多大的变化。根据撞击物大小得出的撞击坑物理学结果表明，受影响区域的大小比预期的要大（有效半径为3.5至10公里，取决于表面倾角的变化）。在灶神星和火星的卫星上也观察到了类似但更局部化的日冕变化，但还不清楚。然而，描述喷出物覆盖层的经验法则表明，在距离陨石坑3.5 - 10公里处，Scheila的表面将被2毫米至2厘米厚的薄层覆盖。这种尘埃，可能与明亮的撞击物混合，可能足以解释观察到的亮度增加。我们的研究结果表明，次临界撞击可能在处理小行星表面方面发挥重要作用。小撞击对小行星光变曲线的巨大影响使形状建模复杂化。
2013-11-02 astro-ph.EP
Optical spectropolarimetry of large C-complex asteroids: polarimetric evidence for heterogeneous surface compositions
本研究首次对64颗大型C复合型小行星进行光学光谱偏振分析，发现含与不含层状硅酸盐的小行星偏振光谱存在系统差异，且负偏振分支和反射率曲率随F-B-T-Ch类型递增，表明表面水蚀变调控的碳光学异质性是光学性质多样性的共同机制。
2023-07-28 astro-ph.EP
Mineralogy and Surface Composition of Asteroids
在过去的十年中，随着实验室光谱校准的进步和航天器交会任务对我们的解释方法的验证，限制小行星表面矿物学的方法有了相当大的发展。这使得能够准确地识别主小行星带中的几个陨石母体，并有助于限制普通陨石和玄武质无球粒陨石中的矿物化学和丰度。由于温度，相位角和晶粒大小，系统的差异，由于非成分因素，现在可以更好地量化光谱的影响，几乎可以消除镁铁质硅酸盐轴承小行星。对光谱上没有特征的小行星的解释仍然是一个挑战。本文对目前使用的所有矿物学解释工具进行了回顾，并概述了其应用程序。
2015-02-17 astro-ph.EP
Asteroid Thermal Inertia Estimates from Remote Infrared Observations: The Effects of Surface Roughness and Rotation Rate
小行星表面的热惯性可以提供对风化层性质的深入了解，例如是否存在一层细尘、岩石表面的密度和导热性，以及与其他观测数据一起提供矿物学方面的信息。了解小行星的表面特征对于行星防御举措和资源开采（“小行星采矿”）十分重要。Harris和Drube提出了一种估算小行星热惯性的简单方法，该方法适用于大量热红外观测数据，如红外空间望远镜获得的数据。我们比较结果从哈里斯-Drube估计与最近公布的小行星的热惯性值从详细的热物理模型，并提供了一个解释减少表面粗糙度的一些不一致的结果。覆盖着细小尘埃的光滑表面可以解释一些缓慢旋转的主带小行星（MBA）的热物理模型得出的热惯性值出乎意料的低。在近地天体（NEO）的情况下，我们表明，从估计的结果与热物理建模，只有少数例外。我们讨论的特殊情况下，近地天体（101955）Bennu，（162173）Ryugu和（29075）1950 DA的背景下，从我们的估计结果。鉴于热物理建模的数据要求和复杂性，基于相对简单概念的数据分析工具可在“快速”评估小行星特别是近地天体的热红外数据方面发挥重要作用。
2020-10-05 astro-ph.EP
Spectral evolution of dark asteroid surfaces induced by space weathering over a decade
众所周知，太阳系中小行星等无空气天体的表面会受到太空风化的影响。模拟空间风化的实验对于研究这一过程对陨石样品的影响至关重要，但问题是，在这些实验中再现空间风化所花费的时间比实际现象短数十亿倍。2010年12月，T型小行星596 Scheila与一个几十米的撞击物发生碰撞。十年后，有机会研究这颗小行星的表面层在撞击后如何被太空风化改变。为此，我们对596 Scheila进行了可见分光光度和近红外光谱观测。获得的光谱与2010年撞击事件后不久观测到的光谱一致，在观测不确定性范围内。这表明，黑暗小行星的表面颜色在10年的时间里不会因空间风化而发生明显变化。这项研究是第一个调查颜色变化，由于空间风化的实际小行星表面在太阳系。考虑到碰撞会在小行星表面产生新的层，我们认为D/T型和暗（低丰度）X复合小行星与非常红的天体（如269 Justitia，732 Tjilaki和203 Pompeja）之间存在遗传联系。新的观测表明，203庞贝星有一个类似X型的表面，一些局部表面区域显示出非常红色的光谱。
2022-09-20 astro-ph.EP
Thermal Tomography of Asteroid Surface Structure
了解小行星表面的热惯性可以提供对表面结构的深入了解：多孔材料的热惯性比岩石低。我们开发了一种方法来估计小行星的热惯性值，并用它来表明，热惯性出现的情况下，主带小行星（MBA）的自旋周期增加。在对近地天体进行热物理建模的基础上发现了类似的行为。我们解释了我们的研究结果，在快速增加的材料密度和热导率与深度，并提供证据表明，热惯性增加的10倍（MBA）到20（近地天体）的深度仅为10厘米。我们的研究结果与小行星最上层风化层物质性质迅速变化的一般情况相一致，并对计算Yarkovsky效应具有重要意义，包括其对潜在危险物体轨道的扰动和解体事件后小行星家族成员轨道的扰动。热惯性随深度迅速增加的证据也是行星防御中撞击飞行器（“动能撞击器”）喷射物增强动量转移研究的一个重要结果。
2016-08-24 astro-ph.EP
Mars Encounters cause fresh surfaces on some near-Earth asteroids
所有没有空气的天体都受到太空环境的影响，小行星和陨石之间的光谱差异表明许多小行星在非常短的时间尺度上（<1My）风化。一些小行星的光谱，特别是Q型小行星，表明它们的表面看起来年轻而新鲜，这意味着它们最近才暴露出来。以前的工作发现，与地球的碰撞是主要的清新机制，可能是所有近地天体Q型的原因。在这项工作中，我们将已知的近地天体Q型样本增加了三倍。我们提出了64个Q型近地小行星的轨道分布，并试图确定其表面更新的主导机制。我们的样本揭示了两个重要的结果：i）相对稳定的部分Q型与增加半长轴和ii）存在的Q型近地小行星的最小轨道交点距离（MOID），没有轨道解决方案，通过地球。这两种情况都证明，穿越地球并不是更新近地Q型天体的唯一方式。高地球MOID小行星占Q型小行星总数的10%，并且都在Amor轨道上。虽然表面更新也可能是由主带碰撞或YORP自旋产生的质量脱落造成的，但所有高地球MOID Q型都有可能与火星相遇，这表明火星可能是具有新鲜表面的近地天体的重要组成部分。
2013-09-19 astro-ph.EP
Space weathering of asteroids
对模拟空间风化光学效应对无大气层行星体的实验室实验的分析表明，将普通球粒陨石的光谱改变为类似于S型小行星的整体光谱形状和斜率所需的时间约为0.1百万年。将样品的可见光衰减降低到约0.05所需的时间约为100万年。由于这两个时间尺度都远小于大于几公里大小的小行星的平均碰撞寿命，因此应该观察到许多低能量小行星，它们的光谱呈红色，吸收带减弱，而不是S型占主导地位。事实并非如此，因为小行星表面不像实验室样品那样被视为未受干扰。我们已经估计了发生在105年的时间小行星和各种大小的射弹之间的碰撞的数量，并表明，影响激活的风化层粒子的运动抵消了小行星表面的光学成熟的进展。小行星表面因撞击而不断恢复活力，这使得具有普通球粒陨石成分的天体无法被S型小行星所掩盖。光谱分析使用相对不变的光谱参数，如谱带中心和谱带面积比，可以确定S型小行星的表面是否具有非磁性成分。主小行星带环境与1 AU环境的差异，以及月球与主带小行星之间的物理差异（即，大小）可以解释主带小行星上缺乏月球型风化的原因。
2012-11-27 astro-ph.EP
Dynamic Three-dimensional Simulation of Surface Charging on Rotating Asteroids
本文利用神经网络替代数值积分，高效模拟了旋转小行星在太阳风和太阳风暴等条件下的三维表面充电现象，发现自转周期、倾角及表面矿物显著影响电势变化，为小行星安全着陆探测提供参考。
2024-07-30 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Evidence of a metal-rich surface for the asteroid (16) Psyche from interferometric observations in the thermal infrared
我们描述了利用甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪（WIR）进行的干涉观测首次确定M-型小行星（16）Psyche的热特性和大小。我们使用热物理模型来解释我们的干涉数据。我们的分析表明，Psyche具有较低的宏观表面粗糙度。使用Kaasalainen等人（2002，Icarus 159，369-395）获得的凸三维形状模型，我们推导出（16）Psyche的体积等效直径为247 +- 25 km或238 +- 24 km，取决于表面粗糙度的可能值。我们相应的热惯量估计为133或114 J.m-2.s-0.5.K-1，总的不确定度估计为40 J.m-2.s-0.5.K-1。它们是有史以来对这种大小的小行星测量的最高热惯性值之一。我们认为这是小行星（16）Psyche表面富含金属的新证据。
2013-06-11 astro-ph.EP
Surface Thermophysical Properties determination of OSIRIS-REx target asteroid (101955) Bennu
在这项工作中，我们调查的OSIRIS-REx目标小行星（101955）Bennu（以下简称Bennu）的热物理性质，其中热惯性起着重要的作用，在了解小行星的表面的性质，并肯定会提供大量的信息采样返回任务。使用一个热物理模型，结合最近更新的三维雷达导出的形状模型\citep{Nolan2013}和Spitzer-PUI，Spitzer-IRAC，Herschel/PACS和ESO VLT/VISIR \citep{Muller2012,Emery2014}的中红外观测，我们推导出Bennu的表面热物理性质。该小行星的有效直径为$510^{+6}_{-40}$ m，几何参数为$0.047^{+0.0083}_{-0.0011}$，粗糙度为$0.04^{+0.26}_{-0.04}$，热惯性为$240^{+440}_{-60}\rm~Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$，在1 $σ$水平上获得最佳拟合解。最佳估计的热惯性表明，细粒风化层可能覆盖了Bennu表面的大面积，粒度范围可能从$1.3$到$31$ ~mm，我们的结果进一步支持Bennu将是OSIRIS-REx任务从小行星返回地球样本的合适目标。
2015-06-04 astro-ph.EP
Basalt or not? Near-infrared spectra, surface mineralogical estimates, and meteorite analogs for 33 Vp-type asteroids
对主要小行星带的调查和限制小行星群物理特征的努力涉及到研究数十万个小天体的艰巨任务。分类系统通常用于研究小行星带的大尺度性质，因为它们利用共同的观测参数，但小行星分类仅定义了广泛的可观测特性，而不是成分诊断（Tholen，1984年; Carvano等人，2010年，Hasselmann等人，2012年）。这项工作以Hardersen等人（2014年、2015年）的结果为基础，其目标是限制玄武岩小行星在整个主要小行星带的丰度和分布。我们报告的近红外（近红外：0.7至2.5微米）反射光谱，表面矿物学特征，光谱带参数分析，和陨石类似物的33 Vp小行星。NIR反射光谱法是检测大多数辉石族矿物的有效遥感技术，辉石族矿物在光谱上不同，在0.9和1.9微米处具有两个非常宽的光谱分辨率（Cloutis等人，1986; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。结合Hardersen等人（2014，2015）的结果，我们确定了95%（41个中的39个）的玄武岩小行星，但只有25%（8个中的2个）的外带Vp样本。内带玄武质小行星最有可能与灶神星4有关，代表了以前碰撞中喷出的撞击碎片。外层带Vp小行星表现出不同的光谱，矿物学和陨石模拟特征，可能来自不同的母体。另外两颗可能的玄武岩小行星的发现为外带玄武岩小行星群提供了额外的证据。
2018-05-08 astro-ph.EP
Analytic theory for the tangential YORP produced by the asteroid regolith
切向YORP效应是小行星表面结构不对称热辐射产生的辐射压力扭矩。作为这样的结构，以前的作品认为不同形状的巨石躺在小行星的表面。我们研究了小行星风化层粗糙界面产生的切向YORP。我们建立了一个近似的解析理论的热传导在一个稍微不平坦的正弦曲面。我们分析了小行星（162173）Ryugu的小尺度形状的公开数据，并估计了由于表面粗糙度引起的切向YORP。我们推导出一个解析公式，表示在其几何和热性质的正弦曲面的TYORP。TYORP是最大的热参数的顺序的统一和形状的不规则性的顺序的热波长。将该方程应用于Ryugu预测TYORP，其比其正常的YORP效应大5-70倍。小尺度风化层粗糙度对小行星的YORP效应的贡献可以与漂砾产生的正常YORP和切向YORP相媲美。同样的理论可以描述小行星巨石上的粗糙度，从而为先前考虑的巨石产生的TYORP增加了一个新的术语。
2022-03-29 astro-ph.EP
Numerical predictions of surface effects during the 2029 close approach of asteroid 99942 Apophis
小行星（99942）Apophis在2029年的近距离接近将是不久的将来最重要的小天体遭遇事件之一，并提供了一个很好的机会进行现场勘探，以确定小行星的表面特性，并测量可能改变其风化层结构的任何潮汐效应。表面重塑力学已成为一个新的焦点，小行星研究人员由于其解释表面观测，包括空间风化效应的重要影响。本文提供了一个预测的潮汐效应，在2029年遇到的，重点是表面刷新是否会发生由于风化层运动。由于潮汐相遇的物体的潜在形状修改首先被证实是可以忽略不计的小系统模拟，因此，只有外部扰动考虑这项工作（尽管如此，地震引起的震动移动块可能仍然发挥微弱的作用，我们将在未来的工作中研究这种机制）。一个两阶段的方法来模拟小行星表面粒子（风化层）的响应的基础上软球实现的并行N体重力树代码pkdgrav。阿波菲斯的全身模型在预测的轨道上经过地球，以生成作用在表面目标点上的所有力的数据。然后使用在局部框架中构建的沙堆来近似风化层材料;沙堆在遭遇过程中感受到的所有力都被施加为外部扰动，以模仿风化层在整个场景中的行为。小行星表面的局部力学环境的详细表示，导致全球表面环境的变化，由于遭遇的估计。典型的扰动模式，取决于小行星的方向和旋转感在近地点。
2014-08-01 astro-ph.EP
Thermophysical Investigation of Asteroid Surfaces II: Factors Influencing Grain Size
小行星表面经受机械风化过程，导致风化层的发展和演变。两个拟议的机制-冲击轰击和热疲劳-已被提议为可行的和主要的风化过程。在此之前，我们编制和估计了数百颗小行星（大部分在主带）的热惯性，并确定了它们对温度、直径和旋转周期的依赖性。在这项工作中，我们估计从这个大的热惯性数据集使用热导率模型的小行星风化层的粒度。在我们之前的工作之后，我们对粒度数据集进行多变量线性模型拟合，并量化其对直径和旋转周期的依赖性。我们发现，最佳拟合模型拟合表明，小行星颗粒大小与小于10公里的小行星的物体大小成反比，并且在此大小截止值以上没有表现出任何关系。当旋转周期大于~5 hr时，旋转周期与粒度成正相关，小于5 hr时，旋转周期与粒度成负相关。我们认为，冲击风化和热疲劳是重要的风化机制。此外，我们运行事后的t-检验光谱组之间，以确定我们的小行星集之间的组成差异。值得注意的是，疑似富含金属的M型和E型小行星的颗粒尺寸大于预期，P型小行星的颗粒明显小于其他类型
2022-03-16 astro-ph.EP
Surface slopes of asteroid pairs as indicators of mechanical properties and cohesion
小行星对有一个单一的祖先，分裂由于旋转裂变的软弱，碎石堆结构的机构。通过构造形状模型的小行星对多幻影观测和使用光变曲线反演技术，我们映射的重力和旋转加速度在这些小行星的表面。这使我们能够在小行星表面构建一个局部斜坡的地图。为了测试摩擦失效，我们确定了最大旋转速率，在该最大旋转速率下，大于第二构件（假设是被喷射的部件）表面积一半的区域具有大于40度的斜率值，即月球风化层的摩擦角，松散的材料将开始滑动。我们使用这个标准来约束破坏应力作用在身体上，就在破坏之前，在通常观察到的自旋势垒2.2小时。我们目前的样本包括过去十年从Wise天文台观察到的11个小行星对主要成员的形状模型。在研究的参数空间中，我们发现，形状模型只有达到自旋势垒时，其体积密度大于2克cm-3测量的碎石堆结构25143 Itokawa，这表明公里大小的小行星对是密集的相比，亚公里机构。假设比观测到的更大的次级成分（直到允许分离的最大尺寸）的喷射也可以增加小行星的自旋势垒，从而支持先前提出的次级连续分裂的假设。此外，还需要数百帕斯卡的凝聚力水平，以防止这些形状模型在比通常的自旋势垒慢的自旋速率下破裂。
2019-04-21 astro-ph.EP
Investigation of Thermal Inertia and Surface Properties for Near-Earth Asteroid (162173) 1999 JU3
为了获得隼鸟2号采样返回任务中将要访问的目标小行星（162173）1999 JU3的表面物理和热性质的大量信息，利用先进的热物理模型（ATPM）估算了其表面可能的热惯性分布，并推断了其表面物质的主要物质组成。此外，还推导出了有效直径和几何半径分别为$D_{\rm eff}=1.13\pm0.03\rm~km$和$p_{\rm v}=0.042\pm0.003$，平均热惯量约为$(300\pm50)\rm~J\cdot m^{-2}\cdot s^{-0.5}\cdot K^{-1}$。根据得到的热惯量分布，我们推断目标小行星表面的大部分区域可能被松散的物质覆盖，如岩屑、沙子等，但在很小的区域内可能存在少量裸露的岩石。从这个意义上说，隼鸟2号的样品返回任务是可行的，当它成功执行时，必将为小行星的研究带来重要的科学信息。
2018-05-14 astro-ph.EP
A method for classifying orbits near asteroids
提出了一种多面体引力场作用下小行星附近轨道的分类方法，可为小行星探测航天器轨道设计提供参考。小行星附近的轨道动力学非常复杂。根据近心点通过期间受引力摄动影响后轨道特征的变化，小行星附近的轨道可分为9类：（1）环绕到环绕，（2）环绕到表面，（3）环绕到无限，（4）无限到无限，（5）无限到表面，（6）无限到环绕，（7）表面到表面，（8）表面到周围，和（9）表面到无穷大。在近拱点附近，假设轨道根数为常数，将引力位展开为调和级数。然后，分析了引力摄动对轨道的影响。轨道的类型取决于近心点的幅角、近心点半径和近心点速度。在已知近心辐角的情况下，根据近心点半径和近心点速度，可以得到摄动前后的轨道能量。对216克娄巴特拉的引力场中的轨道进行了模拟。数值结果与解析预测吻合较好。
2017-04-13 astro-ph.EP
The Increasingly Strange Polarimetric Behavior of the Barbarian Asteroids
本研究通过近红外偏振观测发现野蛮人小行星表面存在两相组成，其偏振行为随波长显著变化，支持其为早期原始天体残余的观点。
2023-05-08 astro-ph.EP
The common trend of saltation particles on the surface of fast-rotating asteroids
本文通过考虑颗粒与表面碰撞的数值模型、Monte Carlo 模拟和零速度面分析，揭示快速旋转小行星剥落颗粒从不稳定区经碰撞进入共同非返回轨道的演化趋势。
2023-04-01 astro-ph.EP
Collisions, Cosmic Radiation and the Colors of the Trojan Asteroids
特洛伊小行星的轨道围绕木星的拉格朗日点运行，它们中的大多数在当前位置的停留时间都很长。如果这些天体起源于外太阳系，它们应该主要由水冰组成，但是，与彗星不同的是，所有靠近表面的挥发物早就消失了。不管旋转周期如何，也不管地面温度和冰的升华速率如何，在表面上总是存在一个灰尘层。我们表明，特洛伊小行星的整个表面重新铺设的时间尺度是类似的新尘埃的红色光谱的太阳质子照射的平坦化。如果撞击物体大小分布的截止半径在1毫米至1米之间，其斜率为-3，则整个大小范围都是如此。因此，大多数特洛伊小行星的表面应该主要由未受辐射的尘埃组成。
2009-06-22 astro-ph.EP
Evidence of surface heterogeneity on active asteroid (3200) Phaethon
热红外辐射和热物理模拟技术是破译小行星表面性质的有力工具。近地小行星（3200）法厄同是一颗近日点距离非常小的活跃小行星，很可能是双子座流星雨的源头。我们估计和解释这个非凡的小行星的热惯性使用的观测跨越十个不同的目击。在这些目击热惯性的变化是不一致的预期温度依赖的热惯性从风化层内的辐射热传递理论。因此，我们测试是否可以解释的变化，在热惯性的基岩和两个空间异质性的情况下，通过模拟风化层。我们发现，Phaethon的南北半球具有明显不同的热物理性质的模型可以充分解释这里确定的热惯性。特别是，我们发现，位于纬度-30度和+10度之间的边界分离细粒南半球的北半球，主要是粗粒风化和/或高覆盖率的多孔巨石。我们讨论了与法厄同的活动和潜在的关联与2005年UD的影响。
2022-07-19 astro-ph.EP
Landslides and Mass Shedding on Spinning Spheroidal Asteroids
研究了自转、受重力作用的球状小行星发生风化层滑坡的条件及其后果。这些条件是通过将经典颗粒力学稳定性分析应用于小行星环境而得出的。作为我们研究的一部分，我们确定了这些物体表面的斜率如何随着旋转速率的变化而变化，超过休止角的材料的动态命运，以及如何根据这些结果修改物体形状的分析。我们发现特定的特点，身体表面和形状旋转时，表面附近的破坏极限，并开发它们的可观察到的影响。小的、扁圆的、快速旋转的小行星，如1999 KW 4 Alpha和2008 EV 5，就表现出了这些可观察到的特征。这里概述的详细机制还可以提供对最近观测到的活动小行星（如P/2013 P5）的了解和限制，以及小行星流星流的产生。
2014-09-14 astro-ph.EP
I. Collisional evolution and reddening of asteroid surfaces: The problem of conflicting timescales and the role of size-dependent effects
空间风化是用于改变暴露于空间环境的无大气岩石体表面光学特性的过程的通用术语。当试图进行一些基本的定量估计时，关于空间风化对S-复合小行星光谱特性的影响的相关性的普遍一致意见失败了。特别是，有严重的分歧，关于典型的时间尺度显着的光谱红化发生，范围从1百万年至1千兆年。一般来说，单个物体的光谱红化可以被认为是三项的总和，一项（与统计分析相关）取决于物体在其寿命期间暴露于空间风化，第二项由于原始表面成分，第三项（“噪声”项）由于约束效果差（例如，表面的结构和纹理）。小行星的表面通常覆盖着风化层，风化层的存在和性质大概在风化过程中起着关键作用。在本文中，我们讨论了碰撞演化中发挥的作用，影响小行星的光谱特性和刷新的表面，由于形成喷出物，碰撞和风化过程的同时建模的必要性。我们引入了一个新的想法，基于一种饱和的刷新过程中的可能性，每当发生大规模的再积累的影响喷出物。在这种情况下，整体变红对小行星大小的依赖性自然会显现出来。我们表明，这一结论确实是支持可用的主带小行星光谱数据。
2011-10-11 astro-ph.EP
Internal Structure of Asteroids Having Surface Shedding due to Rotational Instability
小行星的表面脱落是一种失效模式，表面材料由于超过临界旋转期的强大离心力而飞离，而内部结构不会发生显著变形。本文提出了小行星内部的一种可能结构，这种结构会因快速旋转而导致表面脱落。一个碎石堆小行星被模拟成一个球体，由一个表面壳和一个同心的内核组成，整个组件称为测试体。假设试验体绕恒定旋转轴均匀旋转。我们还假设，当体积密度和摩擦角不变时，表层壳的凝聚力不同于内核的凝聚力。首先，建立了基于极限分析的分析模型，给出了实际表面脱落条件的上、下限。其次，我们使用软球离散元法（SSDEM）研究由于准静态自旋的测试体的动态变形。在本文中，我们展示了这两种方法的一致性。此外，SSDEM模拟表明，初始故障总是发生在局部，而不是全局。此外，随着型芯变大，放样构件的尺寸变小。这些结果意味着，如果祖细胞体内有足够强的核心，表面脱落是最可能的失效模式。
2015-06-10 astro-ph.EP
Polarimetry of M-type asteroids in the context of their surface composition
目标。我们的目标是调查如何偏振观测可以提高我们的理解的性质和多样性的M/X型小行星。方法.对选定的M/X型小行星进行了偏振观测：夏威夷哈雷阿卡拉天文台的东北0.6米望远镜（同时使用超视距滤光器）、罗真保加利亚国家天文台的2米望远镜（使用R滤光器）和阿根廷的Complejo El Leoncito天文台的2.15米望远镜（使用V滤光器）。我们分析了M/X型小行星的偏振特性以及通过其他技术获得的现有数据。结果对22颗M/X型小行星进行的新的偏振观测加上已发表的观测结果，提供了41颗小行星的数据集，确定了这些小行星的负偏振分支的深度和/或反转角。我们发现，负偏振分支的深度往往会随着近红外光谱的陡度降低而增加。具有更深负极化分支的小行星往往具有更高的雷达圆极化比。我们发现，基于负极化分支的深度和反转角的关系，两个主要的子类型可以区分M-型小行星。我们认为，这些基团可能与不同的表面组成类似（1）铁和石铁和（2）顽火辉石和富铁碳质方解石。
2022-04-11 astro-ph.EP
Active asteroid (6478) Gault: a blue Q-type surface below the dust?
我们介绍了2019年3月底/4月初在3米NASA/红外望远镜设施天文台收集的零星活动小行星（6478）Gault的近红外光谱。长曝光成像与0.5米NEEMO T05望远镜和以前公布的数据同时监测小行星的活动，为我们的测量提供背景。我们确认Gault是一个富含硅酸盐（Q型或S型）的天体，可能与（25）Phocaea碰撞家族有关。该小行星在0.75-2.45 $μ$ m波长范围内表现出很大的光谱变化，从不寻常的蓝色（s '=-13.5+/-1.1% $μ$ m-1）到典型的红色（s'=+9.1+/-1.2% $μ$ m-1）光谱斜率，似乎与活动无关。与普通球粒陨石样品的光谱比较表明，蓝色与小行星尘埃风化层的部分损失有关，在其表面暴露出新鲜的无尘物质。小行星的旋转接近旋转破裂极限，并具有类似的光谱特性，高尔特进一步支持这一解释。未来光谱观测高尔特，当尾巴消散，将有助于进一步测试我们提出的假设。
2019-07-23 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
Formation of moons and equatorial ridge around top-shaped asteroids after surface landslide
在近地小行星中观察到了顶部形状的小行星。据报道，其中大约一半有卫星（大约$\sim 1$重量%）。其中许多都有一个赤道脊。最近的一项研究表明，神秘的顶部形状的小行星（例如，Ryugu，Bennu和Didymos）可能是由于在分裂旋转期间附近的快速自旋期间的主要轴对称滑坡。这样的滑坡将不可避免地在小行星周围形成一个时间尺度很短（$\sim 3$小时）的微粒盘。然而，长期的完整的动力学演化没有调查。在这里，我们进行了一个连续的模拟（$\sim 700$小时），调查从表面滑坡，形成一个顶部形状的小行星和一个颗粒盘到盘的演变事件的顺序。我们表明，磁盘迅速蔓延，并产生卫星（在$\sim 300$小时内）。形成的月球的质量与在顶部形状的小行星周围观察到的一致。我们还表明，赤道脊是自然形成的，因为一小部分的磁盘颗粒重新选择性地吸积到赤道地区的主要。我们设想，Ryugu和Bennu可能曾经有一个古老的卫星，后来由于连续的卫星轨道演化而丢失。或者，在有卫星的顶部形状的小行星上，如Didymos，没有发生会导致其丢失的重大轨道演变。我们的研究也将定性适用于任何碎石堆小行星附近的分裂旋转周期。
2022-09-15 astro-ph.EP
Evidence for Surface Variegation in Rosetta OSIRIS Images of Asteroid 2867 Steins
2008年9月5日，罗塞塔号上搭载的OSIRIS照相机在飞越小行星2867 Steins时，通过各种彩色滤光片成功地获得了它的图像。这颗直径5公里的小行星的最佳图像分辨率为每像素78米。我们通过用点扩散函数去卷积并通过Mitchell-Netravali滤波器放大来处理图像。通过各种技术（PCA，波段比，立体分析）来分析增强集，以研究表面形态和寻找杂色。我们确定了一个滑坡，这支持了斯坦不寻常的钻石形状的YORP起源。此外，我们发现南极两个大陨石坑之一的内部比身体的其他部分更蓝。
2017-02-01 astro-ph.EP
Composition of Near-Earth Asteroid (4179) Toutatis
近地小行星（4179）Toutatis的表面成分与未分化的L-球粒陨石成分一致。这与早期的观察结果不一致，早期的观察结果表明辉石铁含量很高，并且是一个分化的身体。
2012-10-10 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
The effect of the dust size distribution on asteroid polarization
我们已经制定了一个理论描述如何的小行星的极化相位曲线将受到影响的尘埃从表面上去除由于一个大小依赖的现象，如辐射压力驱动的逃逸悬浮粒子。利用夏威夷大学2.2米望远镜上的双光束成像偏振仪对4颗小（D ~ 1 km）近地小行星[（85236），（142348），（162900）和2006 SZ 217]进行了新的观测，并利用（25143）Itokawa和（433）Eros的观测结果对我们的计算进行了检验。我们发现，从小行星反射的光的偏振控制的矿物和化学成分的表面，是独立的尘埃颗粒。因此，超过反转角的极化相位曲线斜率与小行星的倾角之间的关系与表面风化层大小分布无关，对主带和近地小行星都有效。
2009-09-21 astro-ph.EP
Release of meteoroids from asteroids by Earth's tides
本文研究了在罗氏极限内，由地球潮汐引起的飞掠碎石堆体表面释放粒子的轨道演化。最初放置在曲面上的测试粒子离开曲面并逃离母体。释放出的粒子在相对较小的云中保留了大约500年，并在接下来的几百年中沿着母小行星的轨道均匀分布。它们的轨道要素在上述时间范围内的分散度很小。
2009-02-21 astro-ph.EP
Surface Properties of Asteroids from Mid-Infrared Observations and Thermophysical Modeling
这项工作的主题是小行星的物理特性，重点是近地小行星的热惯性。热惯性支配着Yarkovsky效应，这是一种非重力作用，可显著改变直径不超过\sim 20公里的小行星的轨道。然而，以前对包括近地小行星在内的小行星的热惯性知之甚少。观测和理论工作的报告。使用斯皮策空间望远镜和3.0米红外辐射跟踪滤波器在中红外（5-35微米）波长范围内观测到了小行星的热辐射。详细的热物理模型（TPM）已经开发和广泛的测试，这是第一个详细的TPM显示适用于NEA数据。我们的主要结果是确定5个近地小行星的热惯性，增加了近地小行星的总数量与测量的热惯性到6。对于我们的两个目标，以前可用的估计是完善的。我们的研究结果首次确定了近地小行星的典型热惯性，约为300 J s^{-1/2} K^{-1} m^{-2}，比大型主带小行星的典型热惯性大一个数量级以上。特别是，热惯性似乎随着小行星直径的减小而增加。我们的研究结果已被同事估计的Yarkovsky效应的大小依赖，从而解释了明显的差异，在大小频率分布的NEAs和类似大小的MBA。热惯性是表面上存在或不存在颗粒材料的非常敏感的指标。我们的研究结果表明，即使是次公里的小行星覆盖着粗糙的风化层。
2012-08-20 astro-ph.EP
Near-infrared observations of active asteroid (3200) Phaethon reveal no evidence for hydration
小行星（3200）法厄同是一颗活跃的近地小行星，也是双子座流星雨的母体。由于它的近日点距离很小，法厄同的表面温度足以使水合物质不稳定。我们对这颗小行星进行了旋转分辨光谱观测，主要覆盖北半球和赤道地区，超过2.5微米，以寻找其表面水合作用的证据。在这里，我们表明，所观察到的部分Phaethon没有表现出3微米的水合矿物吸收（2 σ内）。这些观察结果表明法厄同的现代活动不是由于其表面层状硅酸盐的挥发性升华或脱挥发分。法厄同被观察到的部分可能最初是水合的，并且已经通过脱水从其表面失去了挥发物，支持其与帕拉斯家族的联系，或者它是由无水材料形成的。
2020-04-29 astro-ph.EP
More chips off of Asteroid (4) Vesta: characterization of eight Vestoids and their HED meteorite analogs
这项工作报告了Carvano等人（2010年）定义的八颗Vp型小行星的高质量近红外光谱及其各自的解释，这些小行星于2013年1月14日在美国宇航局红外望远镜设施观测到。它们包括（3867）Shiretoko，（5235）Jean-Loup，（5560）Amytis，（6331）1992 FZ 1，（6976）Kanatsu，（17469）1991 BT，（29796）1999 CW 77和（30872）1992 EM 17。所有八颗小行星都表现出广泛的0.9和1.9微米矿物吸收特征，表明每个小行星表面都有辉石。通过多种技术进行的数据简化和分析为所有八颗小行星的光谱吸收带中心和平均辉石表面化学性质产生了一致的结果（Reddy等人，2012; Lindsay等人，2013，2014; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。（3867）知床陨石最符合eucrite陨石，而其余七颗小行星最符合howardite陨石。现有的证据表明，所有这八颗Vp型小行星都是起源于灶神星表面的灶神星。
2014-08-12 astro-ph.EP
Thermophysical Modeling of Asteroid Surfaces using Ellipsoid Shape Models
热物理模型已被证明是解释小行星表面红外辐射的有力工具，通常利用事先获得的形状模型和自旋轴作为输入边界条件。然后，我们测试采用TPM的方法-假设的椭圆形-利用组合的热多波长观测获得的前和后反对。在这些观测环境下，热红外数据在限制热惯性和自旋感以及其他物理特性方面具有固有的优势。我们表明，尽管缺乏上述先验知识，一个对象的大小，热惯性和热惯性是很好的约束精度与以前的技术。还可以对表面粗糙度、形状和自旋方向进行有用的估计，并取得不同程度的成功。应用该方法的WISE观测，我们提出了最佳拟合的大小，热惯性，表面粗糙度，形状伸长率和自旋方向感的21个小行星。我们探讨了热惯量与直径的相关性，占其依赖于日心距。
2018-11-07 astro-ph.EP
Probing the surface environment of large T-type asteroids
我们探测了大型（直径$>$ 80公里）T型小行星的表面环境，这是一种分类学上作为一个独立的小行星群相对不受约束的类型，并讨论了它们的起源地。我们用斯巴鲁望远镜对两颗T型小行星（96）Aegle和（570）Kythera进行了2.8- 4.0 $μ$ m的光谱观测。通过文献和调查数据集中的其他T型光谱，我们努力寻找这一群体的共性和全球趋势。我们还利用小行星的偏振数据和陨石光谱来限制它们的表面纹理和成分。我们的目标表现出红色$L$ -带连续斜率类似于（1）谷神星和67 P/Churyumov-Gerasimenko，并具有OH吸收特征，带中心$<$ 2.8 $μ$ m。(96)Aegle暗示在3.1 $μ$ m附近有一个浅的N-H带，在3.4- 3.6 $μ$ m以上有有机物质的C-H带，而在这两颗小行星上没有看到超过数据噪声的水冰和其他挥发物的诊断带。除了（596）Scheila外，其他大型T型小行星的光谱形状与我们的目标相似。$\sim$ 50 \%的大T型含有接近0.6- 0.65 $μ$ m的吸收带，可能与水合矿物有关。对于所有大小的T型小行星（除了木星特洛伊），我们发现了一个微弱的相关性：直径越小，离太阳越近，可见斜率越红。大型T型小行星的2.9- $μ$ m波段深度表明，它们可能经历了与CH型小行星相当的水蚀变，但比大多数主带小行星更强烈。T型的极化相曲线由特殊的表面结构很…
2022-06-23 astro-ph.EP
Dynamical Environment and Surface Characteristics of Asteroid (16) Psyche
雷达观测显示，（16）Psyche是位于主带的M级小行星中最大和质量最大的一颗，直径约为230公里。这一事实使普绪客成为一个独特的天体，因为观测表明它是由铁镍组成的。据信，这个天体可能是一颗早期行星的金属核心所留下的，由于剧烈的碰撞，该金属核心在数百万年的时间里已经支离破碎。在这项工作中，我们研究了与表面相关的各种动态方面，以及这颗小行星周围的环境。我们使用计算工具来探索这个天体所产生的引力场，假设它的密度和旋转周期为常数。然后，我们确定了一组物理和动力学特性在其整个表面。结果包括几何高度、位势高度、倾斜、坡度等。我们还探索了小行星（16）Psyche附近的平衡点的位置和线性稳定性，发现了四个外部平衡点，其中两个是线性稳定的。我们通过对小行星周围的无质量粒子进行数值模拟来证实这些点的稳定性，这也表明稳定区域的大小不对称。此外，我们在（16）Psyche附近积分粒子云，以验证粒子最有可能在其表面的哪些区域碰撞。
2020-03-23 astro-ph.EP
Constraining surface properties of asteroid (162173) Ryugu from numerical simulations of Hayabusa2 mission impact experiment
隼鸟2号飞行任务对小行星Ryugu的撞击实验意外地造成了一个大弹坑。到目前为止，与之相关的低重力、低强度撞击坑仍然基本上未被探索，因为这些撞击条件无法在地球上的实验室实验中重现。在这里，我们表明，目标的凝聚力可能是非常低的影响可能发生在过渡的陨石坑制度，强度和重力之间。在这样的条件下，我们的数值模拟能够再现对Ryugu的影响的结果，包括最初位于撞击点附近的巨石的影响。与最近对Ryugu和Bennu的分析一致，从我们的结果中得出的陨石坑比例定律表明，小行星的表面必须非常年轻。然而，我们的结果还表明，极少量凝聚力的存在会强烈影响弹坑效率。因此，不同地质表面单元的年龄不同，可能是由于凝聚力的影响。
2022-12-08 astro-ph.EP
Laboratory Impact Splash Experiments to Simulate Asteroid Surfaces
被小行星的低重力束缚的粒状物质会因低速撞击而移动。撞击产生的这些飞溅物可能在塑造小行星表面方面发挥重要作用。在实验室实验中，我们的特点所产生的喷出物球形150 $\rm μm$直径玄武岩颗粒冲击颗粒床在0.8米/秒。我们发现，这样的影响通常会导致不到10个颗粒被喷射的颗粒床，与典型的喷出物的轨迹上升到小于一个颗粒直径以上的表面。也就是说，观察到的撞击是高度耗散的，只有一小部分撞击能量被传递到喷出物上。虽然撞击物本身仍然会反弹，但它通常会显著减慢至其撞击速度的平均约20%。按小行星的比例计算，沙粒大小的颗粒撞击产生的撞击物和喷出物无法遍布小行星的表面，但会留在撞击地点附近。因此，这些高度非弹性的冲击到软颗粒床有效地捕获颗粒，与裸露的岩石表面上的弹性冲击形成对比，证实了Shinbrot（2017）的建议。这也与小行星上观察到的特征一致，因为这种拓扑弹性偏差表明颗粒的重新分布导致了尺寸分离。
2020-07-02 astro-ph.EP cond-mat.soft
Asteroid Models from Multiple Data Sources
在过去的十年中，数百个小行星的形状模型已经推导出使用光变曲线反演方法。与此同时，一个新的框架的3-D形状建模的基础上，广泛不同的数据源，如光学光变曲线，磁盘分辨图像，恒星掩星定时，中红外热辐射测量，光学干涉测量和雷达延迟多普勒数据的综合分析，已经开发出来。这种多数据方法可以在一次连贯的反演中确定小行星的大多数物理和表面特性，结果令人瞩目。我们回顾了小行星光变曲线反演的主要结果，也在多数据建模的最新进展。我们表明，遥感数据的基础上的模型得到了航天器与小行星的相遇，我们讨论了如何倍增的高度详细的3-D模型将有助于完善我们的小行星种群的一般知识。小行星的物理和表面特性，即，它们的旋转、三维形状、密度、热惯性、表面粗糙度，是所有小行星属性中最不为人所知的。除了小行星和直径，我们只能看到几百颗小行星的全貌。然而，理解这些量非常重要，因为它们会影响到负责陨石运送到地球的非引力Yarkovsky效应，或小行星的整体组成和内部结构。
2015-02-17 astro-ph.EP
Asteroid age distributions determined by space weathering and collisional evolution models
我们提供的证据之间的一致性的动力学演化的主带小行星和它们的颜色演化，由于空间风化。小行星表面\citep{bib.bot05a,bib.nes05}的动态年龄是指自其上次灾难性破裂事件以来的时间，是该物体直径的函数。S复合小行星表面的年龄也可以通过空间风化模型\citep从其颜色中确定[例如]。[]{bib.wil10，bib.jed04，bib.wil08，bib.mar06}.我们使用了SMASS的95颗S-复合小行星样本，并从SDSS获得了它们的绝对星等和$u,g,r,i,z$滤波星等。绝对星等产生了一个由大小决定的年龄分布。$u,g,r,i,z$滤波器幅度导致主成分颜色，通过反转我们的颜色-年龄关系，产生颜色衍生的年龄分布，这是\citet{bib.wil10}的“双$τ$”空间风化模型的增强版本。我们将粒度-年龄分布拟合到增强的双$τ$模型中，并分别找到了$τ_w = 2050 \pm 80$ Myr和$τ_g = 4400^{+700}_{-500}$ Myr的特征风化和园艺时间。该拟合还表明，新鲜小行星表面的$-0.05 \pm 0.01$初始主成分颜色因$ΔPC = 1.34 \pm 0.04$的风化而发生最大可能的颜色变化。我们预测的新鲜小行星表面的颜色与$PC_1 = 0.17 \pm 0.39$新鲜普通行星表面的颜色相匹配。
2010-10-28 astro-ph.EP
