V-type candidates and Vesta family asteroids in the Moving Objects VISTA (MOVIS) Catalogue
玄武岩小行星（V型）被认为是大型分化天体的碎片。它们中的大多数被发现在小行星带的内部，是灶神星家族的现任或前任成员。最近，一些远离灶神星家族的V型小行星被发现，支持了早期太阳系存在多颗玄武岩小行星的假说。外层带玄武岩小行星的发现对早期太阳系温度分布的径向范围和可变性的模型提出了挑战。我们的目标是识别新的玄武质V型小行星使用近红外颜色的~40000小行星观测的VHS-VISTA调查和编制的MOVIS-C目录。我们还想研究它们的近红外颜色，并研究灶神星动力家族的近红外颜色分布。我们在MOVIS-C星表中搜索了（Y-J）和（J-Ks）在（Y-J）> 0.5和（J-Ks）< 0.3范围内的所有与V型小行星相关的小行星，并研究了它们的颜色分布。我们还分析了灶神星家族的273个小行星成员的近红外颜色分布，并将它们与WISE和SDSS数据的可见光和可见光颜色进行了比较。我们确定了家庭中V型小行星的比例。我们在MOVIS-C中发现了477个V型候选者，其中244个在灶神星动力学家族之外。在3：1平均运动共振区之外，共发现了19颗V型小行星，其中6颗位于外主带，16颗位于内主带，其正常倾角i_p <3.0度，远低于灶神星族的倾角。我们计算出灶神星动力学家族中约85%的成员是V型小行星，只有1-2%是原始类小行星和不太可能的家族成员。这项工作几乎使灶神星家族以外地区的玄武岩小行星候选者样本增加了一倍。
2017-01-17 astro-ph.EP
Eurybates - the only asteroid family among Trojans?
我们研究了木星特洛伊小行星的轨道和物理性质。我们试图辨别以前在文献中讨论过的所有家庭，但我们得出结论，特洛伊人中只有一个重要的家庭，即围绕小行星（3548）Eurybates的集群。它是唯一一个具有以下所有特征的星团：（一）它明显集中在固有元素空间;（二）大小-频率分布不同于背景小行星;（三）我们有一个合理的碰撞/动力学模型。我们可以把它看作是一个真正的碰撞族。我们还报告了在小行星（4709）Ennomos周围发现的一个可能的家族，主要由小行星组成。小行星（4709）Ennomos已知有一个非常高的$p_V \simeq 0.15$，这可能与假设的暴露冰的陨石坑事件有关（Fernández等人，2003年）。碰撞族与母体暴露表面之间的关系是研究撞击坑事件物理学的一个独特机会。然而，需要更多的数据来证实这个家庭的存在及其与Ennomos的关系。
2011-09-06 astro-ph.EP
Gaia DR3 asteroid reflectance spectra: L-type families, memberships, and ages
本研究利用 Gaia DR3 的 60,518 颗小行星反射光谱，结合颜色分类法与光谱相似性，改进了 Tirela/Klumpkea 和 Watsonia 两个 L 型小行星族的成员识别，修正了尺寸分布与年龄估计，证明了光谱与层次聚类结合的优势。
2024-07-11 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
Identification of a 4.3 billion year old asteroid family and planetesimal population in the Inner Main Belt
通过重新评估主带内侧已知动力学小行星族，发现了一个年龄约43±17亿年的古老小行星族，并整理出最全面的幸存星子列表。
2023-06-13 astro-ph.EP
Asteroid Family Physical Properties
一个小行星家族通常是在一个较大的母体经历灾难性的碰撞破裂时形成的，因此家族成员预计将显示出密切跟踪母体成分和矿物演化的物理特性。最近发布了一些新的数据集，这些数据集探测了大量小行星的物理特性，其中许多小行星属于已确定的家族。我们回顾这些数据集和来自这过多的新数据的小行星家族的复合属性。我们还讨论了目前数据的局限性，以及该领域的开放性问题。
2015-02-03 astro-ph.EP
Discovery of a young subfamily of the (221)~Eos asteroid family
在这项工作中，我们报告了一个年轻的小行星集群的发现，起源于（221）Eos家族的小行星成员的分裂。通过应用层次聚类方法的目录中的适当的元素，我们已经确定了这个新的小行星群的26个成员。我们已经确定这个星团的统计意义是$>99\%$，因此它对应于一个真正的小行星家族，以其最低编号的成员命名为（633）Zelima星团。其成员的轨道是动态稳定的，这一事实使我们能够使用后向积分法，在两个变体中识别潜在的闯入者并估计其年龄。首先将其应用于名义上的家庭成员的轨道上，我们确定了三个小行星作为闯入者。然后，我们将其应用于一组统计学上等价的克隆，以确定集群的年龄，结果是$2.9\pm0.2$ Myrs。
2018-10-25 astro-ph.EP
A dark asteroid family in the Phocaea region
我们报告发现了一个新的小行星家族中的黑暗小行星居住在Phocaea地区的塔玛拉家庭。我们利用现有的物理数据，分离小行星在该地区根据其表面反射特性，并建立家庭的成员。我们确定的家庭的累积星等分布的斜率，并发现它是显着陡峭的比所有的小行星在Phocaea地区的相应斜率。这意味着千米以下的暗福caea在数量上与明亮的S型天体相当，从而揭示了福caea小行星组成的一个全新方面。然后，我们使用Yarkovsky V形为基础的方法，估计家庭的年龄为264 $\pm$ 43百万年。最后，我们进行了数值模拟的动力学演化的塔玛拉家庭。结果表明，目前可能在近地区域发现多达50个绝对星等H<19.4的塔玛拉成员。尽管它们在近地空间的数量相对较少，但小而暗的Phocaeas撞击地球的速度是不可忽略的。
2017-04-20 astro-ph.EP
Chaotic diffusion of the Vesta family induced by close encounters with massive asteroids
本文用数值方法估计了灶神星族小行星与11颗大质量主带小行星（1）谷神星，（2）智神星，（3）朱诺，（4）灶神星，（7）鸢尾星，（10）仙女座，（15）Eunomia，（19）仙女座，（324）班贝加，（532）武仙座，（704）Interamnia）近距离碰撞引起的半长轴混沌扩散。我们发现，大部分的扩散是由于谷神星和灶神星。通过外推我们的结果，我们能够限制与所有主带小行星近距离接触的全球影响。将这一漂移估计值与预计的雅科夫斯基效应的漂移估计值进行比较，可以看出，对于直径大于40公里的小行星，近距离碰撞在雅科夫斯基效应中占主导地位。总的来说，我们的发现证实了Vesta家族历史的标准场景。
2011-10-26 astro-ph.EP
Size-dependent modification of asteroid family Yarkovsky V-shapes
小行星表面的热特性决定了雅科夫斯基力造成的漂移率的大小。在主带小行星的一般情况下，雅科夫斯基力与热惯性$Γ$成正比。根据所提出的$Γ$和小行星直径$D$之间的关系，我们发现小行星的雅科夫斯基漂移速率可能比以前认为的更复杂，导致半长轴a与1/ $D$空间的弯曲族V形边界。这意味着小行星在较大尺寸时的漂移速度比以前认为的要快，从而减少了小行星家族的已知平均年龄。V形曲率确定为$>$ 25个家庭位于整个主带量化Yarkovsky大小依赖漂移率。我们发现，家庭年龄与V型曲率之间没有相关性。此外，对于日心距离较大的小行星家族，V形曲率减小，这表明$Γ$和$D$之间的关系在MB外部较弱，可能是由于家族成员之间的均匀表面粗糙度。
2018-03-04 astro-ph.EP
Asteroid spin-states of a 4 Gyr collisional family
利用小行星在其固有轨道要素空间内的聚类方法，确定了由共同母体碰撞碎裂而产生的小行星族。已经开发了一种替代方法，以便根据小行星碎片大小与其距族系中心的适当半长轴距离（V形）之间的相互关系来确定碰撞族系。这种方法已经被证明是有效的情况下，非常分散的家庭，形成了数十亿年前。我们获得了小行星的光度观测，以构建它们的旋转光变曲线;我们将它们与文献光变曲线和稀疏时间光度学相结合;我们将这些数据输入光变曲线反演方法，以确定小行星的形状和自旋极，以评估物体是逆行还是逆行。最终目标是评估我们是否在通过V形方法确定的4 Gyr小行星家族的V形内侧发现了过量的逆行小行星。这种逆行旋转体的过剩是由小行星家族进化理论预测的。我们获得了55颗小行星的自旋极，这些小行星声称属于由低自旋小行星组成的内主带的4 Gyr碰撞家族。在重新评估了天体和光谱信息后，我们发现其中9颗小行星是4 Gyr家族的闯入者。在剩下的46颗小行星中，有31颗是逆行的，15颗是逆行的。我们还发现，这些逆行旋转子有一个非常低的概率（1.29%）是由于随机抽样从一个潜在的均匀分布的自旋极。我们的研究结果构成了确凿的证据，证明被确定为4 Gyr碰撞家族成员的小行星具有共同的起源，从而加强了它们的家族成员资格。
2022-10-05 astro-ph.EP
Lightcurves of the Karin family asteroids
卡琳家族是一个非常年轻的小行星家族，由580万年前的一次小行星分裂产生。由于这个家族的成员可能还没有经历过显著的轨道或碰撞演化，因此它们可能仍然保留了原始家族形成事件的自旋状态。在对卡琳族小行星进行一系列测光观测的基础上，本文给出了包括11颗成员自转周期在内的光变曲线分析结果。Karin家族成员的平均自转速率比小近地小行星或较小的MBA（直径D<12公里）低得多，甚至低于较大的MBA（直径D>130公里）。研究了Karin家族11颗小行星的峰-峰变化幅度与自转周期之间的关系，发现了一种可能的趋势，即拉长的小行星自转速率较低，拉长的小行星自转速率较高.然而，这还有待于未来的一系列观察来证实。
2016-02-01 astro-ph.EP
Discovery of the first olivine-dominated A-type asteroid family
本研究利用Gaia DR3光谱数据发现了首个以橄榄石为主的A型小行星族(36256) 1999 XT17，揭示了其可能起源于分异母体地幔碎片的破碎，解决了橄榄石小行星罕见之谜。
2024-02-16 astro-ph.EP
Detection of the Yarkovsky effect for C-type asteroids in the Veritas family
一个年轻小行星家族的年龄可以通过追踪家族成员的轨道来确定，并显示它们在过去的某个时间会聚。这里我们考虑的是Veritas家族。我们发现，自上次对该家族进行详细分析以来，该家族的成员数量大幅增加。利用后向积分，我们证实了节点矩阵$Ω$的收敛性，并首次得到了近中心矩阵$\varpi$的同时收敛性。发现Veritas系列的历史为$8.23^{+0.37}_{-0.31}$ ~Myr。为了使$Ω$和$\varpi$严格地结合在一起，正如预期的那样，碎片的喷射速度较低，需要在对Veritas系列成员过去的轨道历史进行建模时考虑到Yarkovsky效应。使用这种方法，我们计算了Yarkovsky半长轴漂移率，${\rm d}a/{\rm d}t$，为274个成员小行星。${\rm d}a/{\rm d}t$值的分布与低密度和低热导率的C型物体群一致。单个${\rm d}a/{\rm d}t$测量的准确性受到成员小行星与以下小行星近距离相遇的影响的限制：（1）谷神星和其他大质量小行星，无法有信心地进行评估。
2017-05-11 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
Analysis of the Karma asteroid family
Karma小行星家族是一组原始小行星，位于主带的中部，就在3 J：1A平均运动共振的外缘。我们获得了拥有317颗小行星的家庭成员名单，并估计它是由直径在34至41公里之间的母体灾难性破裂形成的。根据V形法，Karma家族的年龄估计约为1.37亿年。一个详细的动力学地图的区域结合数值模拟，使我们能够重建长期的动态演化的家庭，并确定负责这种演变的机制。数值模拟成功地再现了家族成员轨道分布的主要特征，但也表明Karma家族的某些区域可能缺失。更详细的分析显示，这些区域可能由非常暗的天体组成，比绝对星等H = 17更暗，尚未被探测到。根据所得结果，我们得出结论，家庭成员的震级-频率分布，直到H = 16等既不受动力学侵蚀，也没有观测的不完整性，因此代表了碰撞研磨的结果，原来的家庭人口。最后，我们发现Karma家族通过3 J：1A共振向近地区域提供了一些小行星。目前，大约有10个直径大于1公里的家庭成员在近地空间轨道上运行。
2020-12-03 astro-ph.EP
Dynamical evolution and chronology of the Hygiea asteroid family
小行星（10）小行星（10）是主带中体积和质量第四大的小行星，也是其家族中最大的成员。以前的工作研究了在该族轨道区域与小行星近距离相遇的长期影响，并分析了该族成员的分类和动力学特性。在本文中，我们将DeMeo和Carry（2013）的高质量SDSS-MOC 4分类方案应用于海鲶科核心和晕的成员，我们获得了获得$3σ$所需的最小时间和相遇次数的估计（或99.7%）与（10）近距离接触引起的固有$a$变化的相容频率分布函数，本文研究了在存在和不存在Yarkovsky力的情况下，小行星在长期共振位形附近的行为，并利用Yarkovsky效应和YORP效应，用两种方法首次估计了小行星族的年龄。根据Vokrouhlicknick等人（2006 a，b）的方法，该科至少有2亿年的历史，估计年龄为$T = 3200^{+380}_{-120}$ Myr，初始喷射速度场相对较大。令人惊讶的是，我们发现，家庭的年龄可以缩短$\simeq$ 25%，如果近距离接触所造成的动力学流动性与（10）dichroea也考虑在内，这开辟了有趣的新的研究路线与大质量的天体家庭的动力学演化。在我们对小行星家族的分类分析中，我们还确定了一个新的V型候选者：小行星（177904）（2005 SV 5）。如果得到证实，这可能是在外部主带中发现的第四个V型物体。
2013-10-22 astro-ph.EP
Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family
谷神星是小行星主带中最大、质量最大的天体。黎明号航天器的观测数据显示，谷神星表面至少有两个直径约280公里的撞击坑，可能会喷出大量碎片。然而，用于识别动态小行星家族的标准技术没有检测到任何谷神星家族。在这项工作中，我们认为，线性长期共振与谷神星耗尽谷神星附近的对象的人口。此外，由于谷神星的高逃逸速度，家族成员预计非常分散，相当一部分公里大小的碎片应该能够到达主带的原始区域，即5 J：-2 A和7 J：-3 A平均运动共振之间的区域，在那里观测到的小行星数量很少。与其在谷神星附近寻找可能的谷神星家族成员，不如在原始地区进行搜索。我们确定了156颗小行星，它们的分类，颜色，亮度可能与谷神星的碎片兼容。值得注意的是，这些天体中的大多数都有接近谷神星本身的倾角。
2016-02-15 astro-ph.EP
Is the Eureka cluster a collisional family of Mars Trojan asteroids?
我们探讨的假设，尤里卡家庭的亚公里小行星在L5区域的火星可能已经形成的碰撞。我们估计的家庭成员的现有信息的大小分布指数，碰撞碎片的轨道分散模型，并进行正式计算的碰撞寿命作为大小的函数。我们发现，正如Rivkin等人（2003）最初推测的那样，（5261）尤里卡大小的物体的碰撞寿命至少为几个陀螺，比类似大小的主带小行星显着更长。相比之下，观测到的轨道紧凑程度与所有能量最低的家庭形成碰撞不一致。因此，如果轨道因引力扩散和雅科夫斯基效应而逐渐分散，家族小行星可能是过去约1 Gyr的某个时候撞击事件的喷出物（Cuk等人，2015）。在这种情况下，最大系列成员的可比尺寸需要可忽略的目标强度或特定的撞击几何结构（Durda等人，2007; Benavidez等人，2012）。或者，该家族可能是由一系列YORP引发的裂变事件形成的（Pravec.et.al，2010）。该家族的浅尺寸分布与小型MBA相似（Gladman等人，2009年），解释为由于Eureka家族大小的小行星的这种机制占主导地位（Jacobson等人，2014年）。然而，我们的人口指数估计可能是一个下限，由于家庭小行星的数量很少，观测不完整。未来寻找更微弱的家族成员，进一步观察已知特洛伊人的物理特性以及轨道和旋转演化模型将有助于区分不同的形成模型。
2017-05-30 astro-ph.EP
Rotational properties of Maria asteroid family
Maria家族是一个古老的（~3 +/-1 Gyr）小行星家族，在主带经历了大量的碰撞和动力学演化。它位于为内太阳系提供近地小行星的3：1平均运动共振区附近。从2008年7月到2013年5月，我们对玛丽亚家族小行星进行了134个夜晚的观测，并推导出51个天体的会合旋转周期，其中包括新获得的34个小行星的周期。我们发现，有一个显着的过剩的快，慢转子在观察到的旋转速率分布。双样本Kolmogorov-Smirnov检验证实，在92%的置信水平下，自旋速率分布与麦克斯韦分布不一致。从旋转周期之间的相关性，光变曲线的振幅，和大小，我们得出结论，玛丽亚家族小行星的旋转特性已经发生了很大的变化，如YORP效应的非引力。利用光变曲线反演方法（Kaasalainen & Torppa 2001; Kaasalainen et al. 2001），我们成功地确定了13个Maria成员的极取向，并发现了过剩的顺逆自旋与逆逆自旋之比（N_p/N_r）为3。这意味着，自玛丽亚家族形成以来，逆行旋转子可能已被3：1共振弹射到内太阳系。我们估计，大约37至75玛丽亚家族小行星大于1公里，每1亿年进入近地空间。
2013-11-21 astro-ph.EP
Asteroid family identification using the Hierarchical Clustering Method and WISE/NEOWISE physical properties
使用WISE/NEOWISE的EQUIDOS来区分主带小行星内不同的EQUIDOS组，我们将层次聚类方法应用于这些子种群，并确定动态关联的小行星群。虽然这项调查仅限于NEOWISE检测到的已知主带小行星的约35%，但我们将这些天体的相关家族作为比单独从动态链接中获得的更高的置信度关联。我们发现，超过三分之一的观察到的人口的主带是在高置信度的动态家庭的核心。在主带的同一区域，家庭成员的分布显著不同于背景物体的分布，但这种影响的解释是复杂的低置信度家庭成员的不完整识别。我们总共将38，298颗小行星分为76个不同的家族。这项工作是一个关键步骤，必须消除偏见的小行星在主带和大小分布，并了解我们的太阳系的小天体的形成和历史。
2013-05-07 astro-ph.EP
Do L chondrites come from the Gefion family?
普通陨石（H，L和LL陨石）是最常见的陨石类型，占地球上陨石的80%。这些陨石在主小行星带中的来源区域一直是小天体界相当大的争论的基础。根据动力学模型，L型小行星被认为来自Gefion小行星家族。我们目前的结果，从我们的观测活动，以验证Gefion小行星家族和L球粒陨石之间的联系。Gefion家族小行星（1839）Ragazza，（2373）Immo，（2386）Nikonov，（2521）Heidi和（3860）Plovdiv的近红外光谱是在美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）获得的。测量了每个光谱的谱带参数，包括谱带中心和谱带面积比，并将其用于确定这些小行星的组成。基于我们的研究结果，我们发现Gefion家族的一些成员具有类似的表面组成的氢氧化镁，原始无球粒陨石，玄武质无球粒陨石。在我们的小样本研究中，在Gefion家族成员中没有发现L-乳酸菌的证据。在Gefion小行星家族中观察到的成分类型的多样性表明，原始母体可能部分分化，或者具有非普通球粒陨石成分的三颗小行星可能是闯入者。
2018-04-26 astro-ph.EP
Origin of Asteroid (101955) Bennu and its Connection to the New Polana Family
通过对比波拉纳与贝努在3微米波段的光谱特征，发现波拉纳缺乏含水矿物吸收而贝努具有显著吸收，从而对贝努起源于新波拉纳族的假说提出质疑，并推测其母体可能经历了不均匀的水蚀变或冲击加热脱水。
2024-06-28 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
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
The olivine-dominated composition of the Eureka family of Mars Trojan asteroids
我们使用欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜（VLT）上的XSHOOTER中阶梯光栅光谱仪获得了L5火星特洛伊人尤里卡家族的两个成员的UVB-VIS-NIR（紫外蓝（UVB），可见光（VIS）和近红外（NIR））反射光谱，以测试与尤里卡的遗传关系。除了获得光谱，我们还进行了VRI测光的VLT目标之一，使用2米望远镜在保加利亚国家天文台-罗真和双通道减焦器。我们发现，这些小行星属于橄榄石为主的A，或Sa，分类类。由于尤里卡本身也是一颗以橄榄石为主的小行星，因此所有家族小行星可能都有共同的起源和组成。我们讨论的意义，这些结果在火星特洛伊人口的起源。
2017-01-26 astro-ph.EP
A successful search for hidden Barbarians in the Watsonia asteroid family
野蛮人（英语：Barbarians），是一种罕见的小行星类型，具有反常的偏振特性。它们非常独特的特征是在相对较大的相位角下显示出负极化，而所有“正常”的小行星都显示出正极化。野蛮现象的起源尚不清楚，但它似乎与尖晶石的异常丰度有关，尖晶石是一种通常与陨石上所谓的富含钙铝的包裹体（CAIs）有关的矿物。由于CAIs是我们太阳系中发现的最古老的固体物质的样本，野蛮人是非常有趣的调查目标。受到少数已知野蛮人是Watsonia动力家族成员或非常接近的事实的启发，我们已经检查了这个家族是否是野蛮人的主要储存库，以获得一些关于他们可能的碰撞起源的线索。我们已经测量了一个样本的线性偏振的九个小行星的成员的Watsonia家庭的相位角范围内17-21 °。我们发现其中七颗具有独特的野蛮人极化特征，我们得出结论，Watsonia家族是野蛮人小行星的储存库。在我们的分析中确定的新的野蛮人将是重要的，以确认野蛮人现象和表面上尖晶石的存在之间的可能联系。
2014-01-09 astro-ph.EP
On the age of the Nele asteroid family
Nele群，以前称为Iannini家族，是主带中最年轻的小行星家族之一。以前曾注意到，其最大成员小行星的近心圆线$\varpi$和节圆线$Ω$在目前是成簇的，因此，这表明母体的碰撞破裂一定是最近发生的。在这里，我们验证了这一结论详细的轨道传播的合成Nele家庭，并表明，目前的水平的集群的长期角度的最大的Nele家庭成员需要一个近似的年龄限制为$4.5$百万年。此外，我们利用更新的和大大扩展的Nele成员资格，获得，第一次，这个家庭的年龄估计使用向后集成方法（BIM）。在一个纯引力模型和一个包括由雅科夫斯基效应引起的非引力的模型中，长期角的收敛都与比$7$ Myr年轻的年龄相容。更准确地确定Nele家族的年龄需要更多关于其成员自旋状态的数据。
2018-03-22 astro-ph.EP
Asteroid migration due to the Yarkovsky effect and the distribution of the Eos family
本文基于Yarkovsky效应的线性化模型，研究了天体半长轴漂移$Δa$与天体大小、自转速度、初始轨道和表面热参数的关系。通过适当的简化和近似，得到了小行星运动受Yarkovsky效应影响的摄动方程的解析解，并通过对运动方程的数值模拟进行了验证。这些解决方案提出明确的依赖性的$Δa$的热和动力学参数的小行星。利用这些$Δa$的解析公式，我们研究了季节和昼夜的Yarkovsky效应。计算了迁移方向反转的临界点，并讨论了小行星的大小和自转状态对迁移方向的选择性影响。只有Yarkovsky效应才能在老化的星周碎片盘中产生环状结构。最后，我们应用解析公式来计算Eos家族成员的迁移。很好地再现了小行星的空间分布。计算结果表明，小行星家族成员的自旋轴方向在统计上满足随机-随机分布，小行星的自转速率$ω_{\rm rot}$依赖于小行星的大小$R$，其大小为$ω_{\rm rot}\propto R^{-1}$ .
2020-02-03 astro-ph.EP
Spin states of asteroids in the Eos collisional family
Eos家族是在大约1.3 Gyr前的灾难性撞击中产生的。个体家族成员的轮伐状态包含了整个种群的历史信息。我们的目标是增加Eos碰撞家庭内的小行星形状模型和旋转状态的数量，以及从文献中修改以前发表的形状模型。这些结果可以用来约束理论碰撞和演化模型的家庭，或估计其他物理参数的热物理模拟的热红外数据。我们使用所有可用的磁盘集成光学数据（即，利用从公共数据库和通过一个大型合作网络获得的经典时间密集测光结果以及从几次巡天获得的时间稀疏的单独测量结果）作为凸反演方法的输入，并推导出小行星的三维形状模型及其自转周期和自转轴方向。我们提出了更新的形状模型为15个小行星和新的形状模型确定为16个小行星。连同已经公布的模型从公开可用的DAMIT数据库，我们编制了一个样本的56个Eos家族成员与已知的形状模型，我们使用在我们的分析家庭内的物理特性。小于~20公里的小行星的自转状态受YORP效应的影响很大，而大的天体则或多或少地保留了自家族形成以来的自转状态特性。此外，我们还利用安装在W.M.上的近红外相机（Nirc 2）获得的盘分辨数据，给出了Eos家族中的一颗小行星（423）Diotima的形状模型和体积密度。凯克二号望远镜。
2017-07-18 astro-ph.EP
Efficiency characterization of the V-shape asteroid family detection method
随着母天体的分裂，雅科夫斯基效应导致小行星家族成员以通常与其直径成反比的速度在轨道半长轴上扩散。这种尺寸依赖的半长轴漂移导致家族成员在半长轴与直径倒数平面中形成具有字母V形状的结构。V形方法包括找到未知中心和开口的这种V形的边界。虽然V形搜索方法已成功地应用于寻找内主小行星带中的一些非常古老的族，但它对许多参数非常敏感。在这项工作中，我们首先创造并进化了一个合成小行星家族，历时数十亿年。然后，通过增加不确定性的半长轴和直径的进化合成家庭组件，我们随机产生了额外的99个类似的，但不是完美的V形，家庭克隆。我们为我们的家庭选择了一个相当低的初始速度分散20米/秒。因此，我们可以更容易地将半长轴的扩展与家庭的年龄（V的斜率）联系起来。一个最初随机分布的合成背景也被创造出来，并进化了1亿年。因此，通过设定不同水平的合成家族和背景小行星的比率，我们得出了V形方法的探测效率图，并根据信噪比水平确定了结果的灵敏度。我们还确定了该方法的效率的最佳参数值。我们发现，年龄超过3 Gyr的家庭可能无法检测到，方法效率为50%或更低，而年轻的家庭（0.5- 2.5 Gyr）更容易被该方法检测到，效率> 80%。
2020-11-18 astro-ph.EP
Evolution of an asteroid family under YORP, Yarkovsky and collisions
任何小行星群，就像小行星家族一样，由于雅科夫斯基效应，会在半长轴上分散。漂移量的调制小行星自旋状态的演变，决定了昼夜和季节Yarkovsky力之间的平衡。小行星的自旋状态反过来又部分受到YORP效应的控制。小行星的平稳演化可能会因碰撞而突然改变，这可能会导致自旋状态的脉冲变化，并可能使小行星进入不同的YORP轨道。此外，碰撞还可能通过改变小行星的表面特征和整体形状来改变YORP参数。因此，YORP和Yarkovsky之间的耦合也强烈地影响到每个机构的影响历史。为了研究这种耦合，我们开发了一个统计代码建模的时间演变的半长轴下YORP-Yarkovsky耦合。它包括NYORP（正常YORP），TYORP（切向YORP）和碰撞的影响是确定性计算，而不是以统计方式添加的贡献。我们发现，碰撞和TYORP都增加了半长轴上的色散，使自旋轴的演化变得不那么光滑和规则。我们表明，一个家庭的结构随时间的演变是复杂的，碰撞随机化的YORP演变。在我们的测试系列中，即使经过很长一段时间，我们也没有观察到在半长轴与直径分布中形成“YORP眼”。如果存在的话，“YORP-eye”可能是碰撞碎片初始喷射速度模式的遗迹。
2020-09-01 astro-ph.EP
Thermophysical Modeling of 20 Themis Family Asteroids with WISE/NEOWISE Observations
Themis家族是主带中最大和最古老的小行星群之一。水冰可能广泛存在于母体（24）忒弥斯。在这项工作中，我们采用先进的热物理模型，以及从美国宇航局的宽视场红外探测探测器中红外测量，探索热参数的20忒弥斯家庭成员。这里我们证明了平均热惯量和几何惯量分别为~ $39.5\pm26.0 ~\rm J m^{-2} s^{-1/2} K^{-1}$和$0.067\pm0.018$。家族成员在其表面上具有相对中等的粗糙度分数。我们发现Themis成员的相对较低的反射率与B型和C型小行星的典型值一致。如前所述，Themis家族具有非常低的热惯性，这表明其表面具有精细且成熟的风化层。Themis成员的热惯性和几何相似性可能揭示了它们在起源和演化上的密切联系。此外，我们给出了几个主要家庭的热参数的比较结果。
2021-05-17 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
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
Compositional study of asteroids in the Erigone collisional family using visible spectroscopy at the 10.4 m GTC
两颗原始近地小行星（101955）Bennu和（162173）Ryugu将由一艘航天器访问，目的是将样品送回地球。由于这些天体被认为起源于主带内部原始碰撞族（Erigone、Polana、Clarissa和Sulamitis）或这些族以外的小行星背景，因此对这些原始种群的定性将提高飞行任务的科学回报。这项工作的主要目标是阐明的组成Erigone碰撞家庭的可见光谱。小行星（163）Erigone已被归类为原始天体，我们期望这个家族的成员与母体的光谱型一致。我们已经获得了可见光谱（0.5至0.9微米）的Erigone家庭的101名成员，使用OSIRIS仪器在10.4米大加那利望远镜。我们发现，87%的天体具有典型的原始可见光谱，与（163）Erigone一致。此外，我们发现这些物体中有很大一部分（约50%）存在水蚀变的证据。
2017-01-13 astro-ph.EP
The Euphrosyne family's contribution to the low albedo near-Earth asteroids
Euphrosyne小行星家族是唯一位于高倾角的外部主带，平分的nu_6长期共振。因此，这一大而低的天体族可能是近地天体特定亚群的重要组成部分。我们提出了模拟的Euphrosyne家庭成员的轨道演变从解体的时间到现在的一天，专注于那些进入近地轨道的成员。我们发现，家庭成员通常演变成一个特定的区域的轨道元素空间，半长轴近3 AU，高倾角，非常大的偏心率，和Tisserand参数类似木星家族彗星。用我们推导出的轨道要素限制对所有已知近地天体进行过滤后，我们发现，在南半球的候选天体数量明显低于近地天体总数，尽管我们的许多候选天体也比Euphrosyne族暗，并且可能具有与彗星核更相似的性质。这些候选者的后续表征将使我们能够将它们与已知的家族属性进行比较，并确认哪些起源于（31）Euphrosyne的分裂。
2015-07-28 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
Determination of size, albedo and thermal inertia of 10 Vesta family asteroids with WISE/NEOWISE observations
在这项工作中，我们调查的大小，热惯性，表面粗糙度和几何粗糙度的10个灶神星家族小行星使用先进的热物理模型（ATPM）的基础上获得的热红外数据，主要是美国宇航局的宽视场红外巡天探测器（WISE）。在这里，我们表明，平均热惯量和几何常数的灶神星家庭成员的调查分别为42 $\rm J m^{-2} s^{-1/2} K^{-1}$和0.314，其中导出的有效直径小于10公里。此外，家族成员在其表面上具有相对低的粗糙度分数。V型灶神星家族成员在热惯量和几何转动惯量上的相似性可能揭示了它们在起源和演化上的密切联系。作为灶神星撞击事件的碎片，族成员可能经历了相似的演化过程，从而导致非常接近的热性质。最后，我们估计了不同体积填充因子下的风化层粒度。
2020-04-21 astro-ph.EP
The resonance perturbations of the (39991) Iochroma family
研究了与小行星39991 Iochroma相关的一个非常年轻的致密小行星团的动力学。结果表明，Iochroma族介于3 J-1 M-3和5 J-3S-2两个三体共振之间。在本文中，我们确定了这些共振的位置和它们之间的边界。我们已经包括了轨道要素的近似，这可能是有用的，在未来的研究动态的家庭。此外，我们报告了一个新的候选成员，即小行星2016 UT 3。
2022-09-06 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
Dynamical evolution of basaltic asteroids outside the Vesta family in the inner main belt
本文通过对主小行星带内侧V型小行星进行2 Gy后向轨道积分，发现大多数天体可追溯至灶神星，但（3307）Athabasca和（17028）1999 FJ5等天体与灶神星无明确动力学联系，可能代表异常HED陨石的母体。
2023-03-15 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
Non-Vestoid candidate asteroids in the inner main belt
大多数霍华石-真绿石-闪长石（HED）陨石（类似于V型小行星）被认为是来自小行星（4）灶神星。然而，一些HED显示出不同的氧同位素比例，因此被认为是来自其他小行星。在这项研究中，我们试图确定小行星，可能代表那些不匹配的HED的母体。特别是，异常的Bunburra Rockhole陨石的起源被追溯到内部主小行星带，表明内部主带中可能存在与小行星（4）Vesta（V型小行星和HED陨石的主要来源）没有遗传联系的小行星。在这项工作中，我们确定V-型小行星的动态灶神星家庭的旋转特性（逆行与逆旋转）建议的方向Yarkovsky漂移，使他们除了典型的灶神星和灶神星逃犯。具体而言，Nesvorny等人（2008年）模拟了灶神星家族的逃逸路径，并表明在半长轴a < 2.3天文单位的内主小行星带中，典型的灶神星逃逸者必须具有逆行旋转以及使雅科夫斯基力最大化的物理和热参数，以便在1-2 Gyrs（灶神星碰撞家族的年龄）内演化到分散的轨道。因此，灶神星家族以外的大型小行星，其天文单位小于2.3天文单位，并且具有使雅科夫斯基漂移最小化或显示雅科夫斯基漂移方向朝向（4）灶神星的热和旋转特性，是非灶神星V型小行星的最佳候选者，因此是异常HED的母体。在这项研究中，我们进行了精确的光度观测，并确定了几个小行星的旋转方向，测试它们与灶神星和异常HED的联系。我们已经发现了几个潜在的非维斯妥候选人。这些物体必须进行…
2016-12-22 astro-ph.EP
Physical and dynamical characterization of the Euphrosyne asteroid Family
Euphrosyne小行星家族在3.15天文单位附近的轨道要素空间中占据一个独特的区域，可能是低轨道近地天体的一个重要来源。这个家族的母体可能是一个星子，它将水和有机物质输送到成长中的类地行星上。我们的目标是表征的组成特性以及动力学性质的家庭。我们进行了系统的研究，通过低分辨率光谱仪使用IRTF望远镜的Euphrosyne家庭成员的物理特性。此外，我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和N体模拟，以调查碰撞的起源，确定一个现实的速度场，研究轨道演化，并限制年龄的Euphrosyne家庭。我们的光谱调查表明，家庭成员表现出紧密的分类分布，这表明母体的均匀组成。我们的SPH模拟是一致的Euphrosyne家庭已经形成通过再积累过程，而不是一个陨石坑事件。最后，我们的N体模拟表明，该家族的年龄为2.8亿+1.8亿/-8.0亿，比之前的估计要年轻。
2020-09-09 astro-ph.EP
Revising the age for the Baptistina asteroid family using WISE/NEOWISE data
我们已经使用数值程序来模拟Baptistina家族的演化，以限制其年龄，根据宽视场红外巡天探测器对家族成员的直径和直径的新测量。我们还研究了不同的假设的物理和轨道参数的最佳拟合年龄的影响。我们发现，物理上允许的范围内的密度和热导率的假设值引起了很大的不确定性的演变速度。当考虑到家庭成员的物理参数的现实不确定性时，我们发现最合适的年龄可以落在140-320百万年的范围内。如果没有更多的信息的物理属性的家庭成员，这是很难放置一个更坚定的限制Baptistina的年龄。
2012-09-07 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
Asteroid secular dynamics: Ceres' fingerprint identified
在这里，我们报告了一个迄今为止被忽视的动力学方面的重要作用，即矮行星谷神星和其他小行星之间的长期共振。我们证明，这种类型的长期共振可以在某些地区的主要小行星带的主导动力学因素。具体来说，我们进行了属于（1726）霍夫迈斯特家族的小行星的动力学分析。为了确定在主小行星带的这一部分中实际上起作用的动力学机制，即为了分离出主要的扰动，我们研究了这个家族随时间的演变。该研究是使用不同的动力学模型内进行的测试粒子的数值积分。所获得的结果表明，Hoffmeister小行星家族的撞击后演变是与谷神星的节长期共振的直接后果。这使我们得出这样的结论，即类似的影响一定存在于小行星带的其他部分。在这方面，所获得的结果揭示了一个重要的和全新的方面的长期动力学的小机构。谷神星在小行星动力学中的指纹，通过发现的长期共振效应来表达，完全改变了我们对谷神星类天体扰动影响附近天体轨道的方式的理解。
2015-06-16 astro-ph.EP
Secular light curves of 25 members of the Themis family of asteroids, suspected of exhibiting low level cometary activity
从1996年到2015年，共发现了16颗彗星活动的主带小行星（每年不到一颗），所有这些都是在望远镜搜索期间发现的。在本书中，我们将探索另一种方法来发现它们。我们减少了192016等观测的165颗小行星的忒弥斯家庭，使用的数据从天体测量光度数据库的小行星中心，MPCOBS，并测量的绝对星等的相位图。165个天体中有25个（15.2%）表现出亮度的凸起或增强，这可能表明彗星活动水平较低。由于活动在不同轨道的同一地点重复，并且在许多情况下以近日点为中心，活动可能是由于水冰升华。截至2016年9月，有717768颗小行星被列入MPC文件。如果我们假设我们没有任何误报，并且上述百分比可以外推到整个主带，那么潜在活动小行星的数量将达到非常大的数量~111.000。这个数字比以前的调查中预测的要大得多，并表明三种情况之一：A）在我们的探测中有许多误报，活动小行星的实际数量比我们发现的要小得多，这意味着MPC天体测量-光度数据库只是天体测量而不是光度测量。B）活跃小行星的位置仅限于忒弥斯家族，不可能外推到整个小行星带。或者C）在我们的候选者中几乎没有误报，主带实际上包含许多目前调查未发现的低水平活动小行星。情况C）意味着主带不是一片裸露的岩石，而是灭绝彗星的墓地，改变了我们目前对主带的看法。因此，最重要的是从观测上验证我们的候选人，并确定这些情景中的哪一个是有效的。
2017-03-29 astro-ph.EP
Spectroscopic study of Ceres' collisional family candidates
内容：尽管观察到谷神星表面有大规模撞击的迹象，但没有确认与这颗矮行星有关的碰撞家族。经过动力学和光度学研究，提出了156颗小行星的样本，作为谷神星碰撞家族的候选成员。目的：我们的主要目标是研究谷神星与候选样本中总共14颗观测到的小行星之间的联系，以探索它们与谷神星的遗传关系。方法：我们获得了这14颗小行星的可见光谱，使用OSIRIS光谱仪在10.4米大加那利望远镜（GTC）。我们计算了两个不同波长范围内的光谱斜率，从0.49到0.80μm和从0.80到0.92μm，将获得的值与先前使用NASA黎明号航天器上的可见光和红外光谱仪（VIR）计算的谷神星表面的值进行比较。我们还计算了光谱斜率在同一范围内的地面观测Cerescollected从文献中。结果：给出了14颗观测到的小行星的可见光谱和分类。我们发现只有两颗小行星的光谱与谷神星的表面兼容。对这两颗小行星的进一步分析表明，它们在光谱上很年轻，因此不太可能是谷神星家族的成员。结论：总而言之，我们的结果表明，观测到的14颗小行星中的大多数不太可能属于谷神星碰撞家族。尽管其中两个与谷神星的年轻表面光谱兼容，但需要进一步评估以确认或拒绝它们来自谷神星。
2021-12-04 astro-ph.EP
P/2006 VW139: A Main-Belt Comet Born in an Asteroid Collision?
在本文中，我们采用不同的方法来研究的可能性，一小群24颗小行星动态连接到主带彗星P/2006 VW 139，最近发现的泛星1调查望远镜，共享一个共同的物理起源。通过应用层次聚类和后向积分方法，我们发现强有力的证据表明，这些小行星中的11个形成一个子组，可能起源于最近的碰撞事件，这组包括P/2006 VW 139。没有发现的对象是11成员子组的一部分，我们指定为P/2006 VW 139家庭，要么被发现是动态不稳定的，或者这些可能是闯入者，由于忒弥斯家庭的密切接近，应该是预期的。正如我们所证明的那样，P/2006 VW 139家族的统计学显著性> 99%。我们确定该家族的年龄为7.5 +/- 0.3百万年，并估计母体的直径约为11 km。结果表明，家庭产生的影响，可以最好的特点是从灾难性的陨石坑制度的过渡。这个家庭的动力学环境进行了研究，以及，包括最有影响力的平均运动和长期共振在该地区的识别。我们的研究结果使P/2006 VW 139成为第二个与年轻小行星家族动态相关的主带彗星，这一事实对此类天体的起源和激活机制具有重要意义。
2012-05-22 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
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
Near-infrared spectroscopic characterization of the Pallas family
本研究通过近红外光谱观测Pallas家族小行星，发现其光谱均匀且与CY/CI陨石相似，蓝色源于水蚀变产物，并揭示(3200) Phaethon可能与Pallas家族有共同起源。
2025-03-06 astro-ph.EP
