Dynamics of rotationally fissioned asteroids: Source of observed small asteroid systems
我们提出了一个模型的近地小行星（NEA）的旋转裂变和随后的动态，描述了创建同步双星和所有其他观察到的NEA系统，包括：双同步双星，高电子双星，三元系统，接触双星。我们的模型只假定Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应，“碎石堆”小行星物理学和引力相互作用。YORP效应扭转“碎石堆”小行星，直到小行星达到其裂变自旋极限，各组成部分进入相互围绕的轨道（Scheeres，D. J.[2007]。Icarus 189，370-385）。非球形引力势将自旋态耦合到轨道态，并混沌地驱动系统沿着两条主要由质量比区分的演化轨道走向所观察到的小行星类。与此相关的是一个新的双星过程，称为次级裂变-双星系统的次级小行星通过引力扭矩旋转加速，直到它裂变，从而产生一个混乱的三元系统。最初的混沌双星可以通过裂变的次级小行星撞击主小行星、太阳引力扰动和互体潮汐的成分来稳定，以创建同步双星。这些结果强调了母小行星内部初始组件尺寸分布和配置的重要性。近地小行星在内太阳系的大约1000万年的寿命中可能会经历多个双星周期和许多由YORP引起的旋转裂变。旋转裂变和随之而来的动力学是所有NEA系统的原因，包括最常见的同步双星。
2014-04-03 astro-ph.EP
Effect of rotational disruption on the size-frequency distribution of the Main Belt asteroid population
据推测，主带小行星的大小分布取决于两种情况之间的平衡：一种是较大小行星的撞击碎片产生新的天体，另一种是较小小行星因与较小抛射体碰撞而毁灭。然而，对于一个直径小于6公里，我们发现，YORP引起的旋转破坏显着有助于侵蚀，甚至超过碰撞碎裂的影响。在小行星带的碰撞演化模型中包括这种额外的研磨机制，我们从吸积（Weidenschilling，2011年）或“小行星生来就大”（Morbidelli，2009年）的初始尺寸-频率分布中生成尺寸-频率分布，这些分布与Gladman等人（2009年）报告的观测结果一致。旋转破裂是未来所有小行星碰撞演化模型中必须包括的一种新机制。
2014-01-08 astro-ph.EP
Multiple origins of asteroid pairs
旋转裂变的小行星产生了无束缚的子小行星，它们具有非常相似的日心轨道。对它们当前日心轨道的后向积分提供了一个最接近的年龄，可以用来确定旋转裂变事件的日期。大多数小行星对遵循主自旋周期和两对成员质量比之间的预测理论关系，这是YORP引起的旋转裂变假设的直接结果。如果祖先小行星有强度，小行星对可能有高质量比，可能有快速旋转的主星。然而，次级裂变使最初预测的趋势保持不变。我们还描述了对成员产生的四个替代路线从旋转裂变事件的小行星对的特性。与事件本身的直接形成不同，这些对最接近的年龄通常不能用来确定旋转裂变事件的日期，因为可能已经过去了相当长的时间。
2015-11-02 astro-ph.EP
Rotationally Resolved Spectroscopy of Asteroid Pairs: No Spectral Variation Suggests Fission is followed by Settling of Dust
我们研究的光谱特性的小行星对，在过去的200万年被打乱，检查裂变的网站是否可以揭示。我们研究的可能性，子表面的材料，也许在一个半球，具有不同于原来的风化表面的光谱特性，通过执行旋转分辨光谱观测，以寻找当地的变化，因为小行星旋转。我们在近红外和可见光范围内观察到11颗成对的小行星。还进行了测光，以确定小行星光变曲线光谱的旋转相位。我们没有检测到任何旋转的光谱变化内的信号-噪声，这使我们能够限制任何现有的表面异质性的程度。对于每个观测到的光谱的一个小行星的纵向段，我们估计的最大尺寸的未检测到的“点”的光谱特征不同于平均值。对于5颗小行星来说，这样一个斑点的最大直径比次级成员的直径小两倍。因此，裂变的位置大于具有唯一光谱参数的任何区域，并且裂变的位置不具有唯一光谱。在S-复合小行星的情况下，裂变地点预计将呈现非风化光谱，如果旋转-裂变过程之后是尘埃扩散，重新积聚在主小行星上并均匀覆盖它，则可以解释缺乏裂变点。年轻的小行星6070呈现出SQ型光谱，而它的内部物质，可能是在它的次级成员54827的表面上发现的，具有更新鲜的Q型光谱。在小行星P/2013 R3的分裂事件中观察到的尘埃扩散可能是这种过程的一个例子，并表明它确实是在旋转裂变事件中形成的。
2014-08-12 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
Asteroid rotation excitation by subcatastrophic impacts
对小行星的测光观测表明，其中一些小行星处于非主轴旋转状态（自由进动），称为翻滚。小行星之间的碰撞被认为是一种可能的小行星自转激发机制。我们模拟了各种物理和材料参数的小行星之间的亚灾难性碰撞，以找出它们是否可以负责激发旋转。对于碰撞后的每个模拟目标体，我们计算了其旋转光变曲线，并且我们发现，对于旋转轴失准角β大于约15度，翻滚是光度可检测的。我们发现，亚灾难性的碰撞是一个合理的原因，非主轴旋转的小行星缓慢旋转。确定的参数是弹丸轨道角动量与靶转动角动量的比值，并导出了该比值与角β的近似关系。我们还比较了翻滚开始的极限能量和破碎能量。直径100米或更大的缓慢旋转的小行星可以通过能量低于粉碎极限的碰撞而被旋转激发。
2013-04-26 astro-ph.EP
Formation of asteroid pairs by rotational fission
最近发现了共享类似日心轨道的小行星对。对它们轨道的反向积分表明，它们以较低的相对速度轻轻分离，但没有提供对其形成机制的额外见解。先前假设的旋转裂变过程4可以解释它们的形成-临界预测是质量比小于约0.2，并且当质量比接近这个上限时，较大物体的自旋周期变长。在这里，我们报告的光度观测样本的小行星对揭示，小学对质量比远小于0.2迅速旋转，其临界裂变频率附近。当质量比接近0.2时，主周期变长。当系统的总能量接近于零时，这就要求小行星对从主行星的自旋中提取越来越多的能量来逃逸。我们没有发现质量比大于0.2的小行星对。超过这个极限的旋转裂变系统没有足够的能量来破坏。我们的结论是，小行星对是由一个母小行星旋转裂变成一个原始的二元系统，随后在其内部系统动力学破坏后不久形成的。
2010-09-14 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
Rotationally induced failure of irregularly shaped asteroids
许多小行星是形状不规则的碎石堆。虽然大型小行星的不规则形状可能是碰撞事件造成的，但小型小行星的不规则形状不仅可能是撞击事件造成的，也可能是旋转引起的故障造成的，这是太阳辐射压力等造成的小扭矩的长期后果。更好地理解这种小扭矩引起的形状变形将使我们能够对小行星及其结构的演化过程进行约束。然而，没有定量研究报告提供了小行星的形状和其故障模式之间的关系，由于其快速旋转。在这里，我们使用有限元模型（FEM）技术来分析24个直径小于30 - 40公里的小行星的故障模式和条件，这些小行星是由地面雷达或小行星探测任务以高分辨率观测到的。假设物质分布是均匀的，我们研究这些小行星如何在不同的自旋速率下结构失败。我们的有限元模拟描述了每个不规则形状的小行星在快速旋转的详细变形模式。失败的区域取决于原始形状。球形物体从内部发生结构失效，而细长物体在垂直于其结构中间最小转动惯量轴的平面上发生结构失效。接触二元物体在其最敏感的截面上具有结构失效。我们进一步调查，如果我们的有限元分析是一致的，从理论上探讨了一个均匀旋转的三轴椭球体的早期作品。结果表明，全球形状的变化可能会显着改变小行星的故障条件。我们的工作表明，考虑小行星的实际形状以详细探索其故障模式至关重要。
2018-08-07 astro-ph.EP
Matching asteroid population characteristics with a model constructed from the YORP-induced rotational fission hypothesis
从一个全面的小行星种群演化模型的结果，我们得出的结论是，YORP引起的旋转裂变假说可以与观测到的人口统计的小行星在主带，包括联星和接触联星。这一模型的基础是Marzari等人（2011年）的小行星自转模型，其中结合了YORP效应和碰撞演化。这项工作增加了旋转裂变假设和Jacobson & Scheeres（2011）的二元演化模型。小行星种群演化模型受到这些和其他先前工作的高度约束，因此它只有两个重要的自由参数：旋转裂变事件后形成的低质量比双星与高质量比双星的比率和双星YORP（BYORP）效应的平均强度。我们成功地再现了小行星人口的特征统计：二进制分数，快速二进制分数，稳态质量比分数和接触二进制分数。我们发现，为了使模型最好地匹配观测结果，旋转裂变产生高质量比（$> 0.2$）二元组分，其频率是低质量比（$< 0.2$）组分的4到8倍，其中质量比是次级组分的质量除以初级组分的质量。这与旋转后裂变双星系统的质量比是从平坦或正的浅分布中得出的一致，因为高质量比仓的大小是低质量比仓的四倍;这与观察到的稳态双星质量比相反，后者具有负的陡峭分布。这可以在BYORP-潮汐平衡假设的背景下理解，该假设预测低质量比双星比高质量比系统生存的时间要长得多。
2016-05-19 astro-ph.EP
Revisit of rotational dynamics of Asteroid 4179 Toutatis from Chang'e-2's flyby
本文根据嫦娥二号近距离飞越Toutatis的观测结果，对Toutatis的自转参数进行了分析。利用地面雷达观测得到的三维外形模型，计算了飞越时刻的3-1-3欧拉角，分别为$-20.1^\circ\pm1^\circ$、$27.6^\circ\pm1^\circ$和$42.2^\circ\pm1^\circ$。Toutatis翻滚姿态的大幅度被证明是角动量轴和旋转轴的大偏差的结果。基于傅立叶分析，两个旋转周期被评估为绕长轴旋转的$5.38\pm0.03$天和绕角动量矢量的长轴进动的$7.40\pm0.03$天。这些结果提供了对Toutatis转动状态的进一步理解。
2015-11-13 astro-ph.EP
Detection of Rotational Spectral Variation on the M-type asteroid (16) Psyche
小行星（16）Psyche具有科学价值，因为它的质量约占小行星带总质量的1%，被认为是原行星的残余金属核心。雷达观测表明，表面存在大量金属，硅酸盐的百分比很小。先前的地面观测显示，这颗小行星的近红外光谱和雷达回波存在旋转变化。然而，到目前为止，还没有综合多波长数据的综合研究。在这里，我们提出了旋转分辨近红外光谱（0.7-2.5微米）的（16）Psyche获得的美国宇航局红外望远镜设施。这些数据与小行星每个旋转阶段的形状模型相结合。从近红外光谱中提取的光谱带参数显示辉石带中心在~ 0.92至0.94微米之间变化。谱带中心值被用来计算小行星的辉石化学成分，其平均值为Fs 30 En 65 Wo 5。还观察到条带深度的变化，值范围为1.0至1.5%。使用新的实验室光谱校准，我们估计平均斜方辉石含量为6+/-1%。普赛克的质量亏损区，表现出最高的雷达回波，也表现出最高的光谱斜率值和最小的频带深度。普绪客的光谱特征表明，它的母体并不具有分化身体所期望的典型结构，或者导致其当前状态的事件序列比以前认为的更复杂。
2017-01-10 astro-ph.EP
The dependence of the asteroid rotation on their composition
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；CNRS–Lagrange（法国国家科学研究中心-拉格朗日实验室）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；University of Leicester（莱斯特大学）；The University of Tokyo（东京大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）；Charles University（查理大学）；Academy of Sciences of the Czech Republic（捷克科学院）
该研究通过分析小行星自转周期与直径的关系，发现其自转山谷受组成影响，C类小行星过渡周期更长，S类小行星更短。
2026-01-25 astro-ph.EP
Rotational properties of Hilda asteroids observed by the K2 mission
希尔达小行星的轨道位于主带的外缘，与木星的平均运动共振为2：3。已知的是，该群显示了一种混合的分类，表明希尔达成员的混合起源，从外主带和特洛伊群迁移到目前的轨道。但是，仍然有一些比较研究的观察，有助于更深入地了解希尔达集团。我们确定了K2任务观测到的125个希尔达小行星的光变曲线。我们发现，尽管混合分类，希尔达组高度类似于特洛伊的旋转周期和振幅的分布，甚至LR组（主要是C和X型）希尔达遵循这一规则。与主带相反，希尔达组缺乏非常快的旋转器。极慢自转体（P>100 h）的比例是令人惊讶的18%，这在太阳系中是独一无二的。多周期小行星的出现率（4%）和在光变曲线上有三个最大值的小行星（5%）可能是双星比率高的迹象，我们可以估计希尔达群内的双星比率为25%。
2020-01-18 astro-ph.EP
Rotational variation of the linear polarisation of the asteroid (3200) Phaethon as evidence for inhomogeneity in its surface properties
小行星（3200）法厄同（Phaethon）是一颗近地阿波罗小行星，其轨道不同寻常，使其比任何其他已知的小行星都更接近太阳。它最后一次接近地球是在2017年12月中旬，下一次将在2026年10月。以前的旋转时间分辨光谱法表明，它的光谱斜率是稍微偏蓝的，与它的B/F分类学分类一致，但在某些旋转阶段，它会变成略带红色。出于这一结果，我们进行了时间分辨成像偏振法法厄同在其最近接近地球。法厄同的自旋周期为3.604小时，我们发现了随旋转的线性偏振的变化。这似乎是一个罕见的情况下，这种变化是明确发现，也是其相当大的幅度的结果。结合亮度和颜色变化的新信息，以及以前报道的阿雷西博雷达观测结果，我们得出结论，辉腾表面的矿物学没有变化。然而，观察到的线偏振的变化可能与不同地区或局部地形特征的表面风化层厚度的差异有关。
2018-07-31 astro-ph.EP
Colors of Dynamically Associated Asteroid Pairs
最近的动力学研究已经确定了位于几乎相同的日心轨道上的成对小行星。这些系统可能的形成场景包括二元小行星的解离，单一母体的碰撞破裂，或碎石堆的自旋和旋转裂变。除了详细的动力学分析和旋转光变曲线的测量外，几乎没有做过什么工作来研究这些不寻常物体的颜色或光谱。进行了光度和分光测量，以确定成对小行星的反射特性。对总共34颗小行星进行了新的观测。从斯隆数字巡天移动物体目录中检索了其他光度测量。这里提供了总共42对组分的颜色或光谱。这项工作的主要发现是：（1）在这次调查的不确定性范围内，观测到的对系统中的组件具有相同的颜色，（2）小行星对的颜色分布似乎与所有主带小行星的颜色分布没有区别。这些研究结果支持一个方案的对形成从一个共同的祖先，并建议对形成可能是一个成分独立的过程。与先前的研究一致，这与通过二元分裂和/或旋转裂变的起源最一致。
2012-07-16 astro-ph.EP
Orientation and Rotational Parameters of Asteroid 4179 Toutatis: New Insights from Chang'e-2's Close Flyby
在这项工作中，我们研究了姜黄色的近地小行星4179 Toutatis的旋转动力学，嫦娥二号在2012年12月13日离小行星表面$770\pm120~$米的距离上进行了近距离观测\citep{Huang2013}。在飞越任务期间获得了一系列高分辨率图像。结合过去二十年收集的地面雷达观测，我们分析了这些飞越图像，并确定了小行星在飞越时期的方向。从J2000黄道坐标系到天体固定坐标系的转换矩阵的3-1-3欧拉角分别被计算为$-20.1^\circ\pm1^\circ$、$27.6^\circ\pm1^\circ$和$42.2^\circ\pm1^\circ$。利用最小二乘法确定了Toutatis的转动参数和自旋态。利用数值模拟对自旋态参数和角动量变化的特性进行了广泛的研究，证实了\citet{Takahashi2013}的报道。Toutatis的大幅度岁差被认为是从地球上观察到的翻滚姿态的原因。Toutatis的角动量方向被确定为由$λ_{H}=180.2^{+0.2^\circ}_{-0.3^\circ}$和$β_{H}=-54.75^{+0.15^\circ}_{-0.10^\circ}$描述，这意味着它在二十年内几乎保持不变。此外，利用傅里叶分析探讨Toutatis轴的方向变化，我们发现两个旋转周期分别为5.38和7.40天，与以前的研究结果一致。因此，我们的调查提供了一个清晰的理…
2015-04-08 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
Refined Rotational Period, Pole Solution & Shape Model for (3200) Phaethon
（3200）法厄同具有彗星和小行星的性质，这表明它可能是一个罕见的过渡天体，如休眠彗星或以前挥发性丰富的小行星。这证明了对（3200）法厄同的物理性质进行详细研究的必要性，因为更好地了解小行星-彗星过渡天体可以提供对小天体演化的深入了解。因此，我们从1994年到2013年的15个夜晚获得了（3200）Phaethon的时间序列测光，主要使用夏威夷大学2.2米望远镜上的Tektronix 2048 x2048像素CCD。我们利用光变曲线反演：（1）将（3200）法厄同的旋转周期精确到P=3.6032+/-0.0008 h;（2）估计旋转极点的方位为lambda=+85+/-13度和beta=-20+/-10度;（3）导出形状模型。我们还使用我们广泛的光变曲线数据来估计（3200）Phaethon相位曲线的斜率参数为G~0.06，与C型小行星一致。我们将讨论如何支持（3200）法厄同的起源在内部的主要小行星带以及深埋挥发物燃料的冲动，但罕见的彗星爆发的潜力的证据，这个高度倾斜的极点方向与负黄道纬度。
2014-07-29 astro-ph.EP
On the rotation of M-type asteroids: statistical evidence for higher rotation rates
Light Bridges, Observatorio Internacional del Teide（光桥，特内里费国际天文台）；Universitat Autònoma de Barcelona (UAB)（巴塞罗那自治大学）；Instituto de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA)（阿斯图里亚斯空间科学与技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕尔马大学天体物理学系）
通过蒙特卡洛重采样方法，基于直径分布对比M型小行星与一般小行星的自转周期，发现M型小行星平均自转更快，为M型分类与高自转率的关联提供了统计证据。
2026-05-26 astro-ph.EP
The heart of the swarm: K2 photometry and rotational characteristics of 56 Jovian Trojan asteroids
我们目前完全覆盖的相位光变曲线为56木星特洛伊小行星的开普勒太空望远镜的K2任务所获得的。这组天体在第六次活动期间受到了监测，代表了太阳系小天体总数中几乎没有偏差的子样本。我们推导出所有特洛伊木马的精确周期和振幅，并发现它们的分布与以前的统计数据兼容。然而，我们指出，基于地面的自转周期在20小时以上往往是不可靠的，我们发现与其他小行星种群相比，自转周期超过60小时的行星过多。从振幅分析中，我们得出二进制率为20 $\pm$ 5%。我们的自旋速率分布证实了先前获得的自旋势垒的~ 5小时和相应的~0.5克厘米$^{-3}$彗星样的密度限制，也表明了木星特洛伊的高内部孔隙度。我们的目标之一，小行星65227表现出双重旋转周期，这可能是由于双星或最近碰撞的结果。
2016-09-09 astro-ph.EP
Observations of "Fresh" and Weathered Surfaces on Asteroid Pairs and Their Implications on the Rotational-Fission Mechanism
一颗碎石堆小行星的旋转裂变可能会产生一对“小行星”，两颗未绑定的小行星共享相似的轨道。这种机制可能会暴露以前从未暴露在太空风化条件下的材料。因此，小行星对的表面提供了观察未风化的新鲜光谱的机会。我们报告的近红外光谱观测31小行星对。我们分析了它们的光谱斜率、1 μm吸收带、分类，并估计了它们分离后的时间。分析我们样本中的19个S-复合体天体，我们发现了两个新的Q-型小行星，这是在整个可见光和近红外范围内在主带中首次观察到的。这有力地证明了Q型天体并不局限于NEA星群。在我们的样本中的对呈现出一系列新鲜和风化的表面，没有明确的证据表明与对的年龄相关。然而，我们的样本包括旧的对（1至2 My），目前低光谱斜率。这表明，在一个物体形成S型小行星典型的高光谱斜率之前，至少有~2 My的时间尺度。我们讨论了解释年轻动力学年龄的风化对存在的机制，发现“二次裂变”模型（Jacobson & Scheeres 2011）是我们观测中最稳健的，因为：1）我们样本中的次级成员呈现出比其风化的初级成员更新鲜的新参数; 2）我们样本中的大多数新鲜对在次级和初级之间具有较低的尺寸比; 3）我们样本中33%的初级是新鲜的，与该模型的预测集相似;（4）已知的卫星轨道中的两对在我们的样品具有低尺寸比和新鲜的表面;（5）风化状态与其他模型预测的原始形状之间没有相关性。
2014-01-17 astro-ph.EP
Lightcurve Survey of V-type Asteroids in the Inner Asteroid Belt
我们观测了13颗V型小行星的光变曲线（（1933）Tinchen，（2011）Veteraniya，（2508）Alpka，（3657）Ermolova，（3900）Knezevic，（4005）Dyagilev，（4383）Suruga，（4434）Nikulin，（4796）Lewis，（6331）1992 $\mathrm{FZ_{1}}$，（8645）1998 TN，（10285）Renemichelsen和（10320）Reiland）。利用这些观测结果，我们确定了小行星的自转速率，但尼库林和勒内米切尔森除外。在内主带的59颗V型小行星，包括被认为是小行星（4）灶神星喷出物的灶神星家族的29颗成员，其自转率分布与最佳拟合麦克斯韦分布不一致。这种不一致性可能是由于热辐射Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskiiii-Paddack（YORP）扭矩的影响造成的，这意味着形成V型小行星的碰撞事件的年龄在10亿年至几十亿年之间。
2013-11-19 astro-ph.EP
Rapid formation of binary asteroid systems post rotational failure: a recipe for making atypically shaped satellites
本研究通过模拟碎石堆小行星旋转失效后的碎片盘演化，提出潮汐遭遇与合并机制可快速形成扁球或双瓣状卫星，解释了观测到的非典型卫星形状。
2024-07-22 astro-ph.EP
Collisional and Rotational Disruption of Asteroids
小行星是行星形成时代遗留下来的碎片，有助于我们了解早期太阳系的状况。不像较大的行星体在其形成过程中和形成之后会受到全球性的热改造，这些小天体至少保留了一些来自太阳星云的未被改造的原始物质。然而，小行星的结构特性自其形成以来已经发生了相当大的变化。因此，我们可以在它们中间找到各种各样的物理构形和动力学历史。事实上，除了少数可能的例外，所有的小行星在太阳系的时代都被修改或完全破坏了很多次。这张照片得到了太空任务遇到的小行星的数据的支持，这些小行星显示出形状，体积密度，表面形态和其他特征的多样性。此外，这些天体的引力是如此之小，以至于某些物理过程的发生方式与我们在地球上的共同经历相去甚远。因此，每次访问一个小机构，提出的问题与回答的问题一样多。在这篇评论中，我们讨论了目前的状态研究小行星破裂过程，侧重于碰撞和旋转机制。我们发现，最近的进展，在模拟灾难性的破坏碰撞提供了重要的见解小行星内部结构和更深入的了解小行星家族。潮汐碰撞或热效应造成的旋转破坏，是许多较小小行星改变的原因，也是许多双小行星和形状奇特的天体的起源。
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Uninterrupted optical light curves of main-belt asteroids from the K2 Mission
由于第二个反作用轮的故障，一个新的任务被设想为其他健康的开普勒太空望远镜。在K2任务的过程中，望远镜正盯着太阳系的平面，因此成千上万的太阳系天体穿过K2场，通常会在高精度的光度数据中产生额外的噪音。在本文中，我们遵循一个人的噪音是另一个人的信号的原则，并探讨了推导连续的小行星光变曲线的可能性，这是前所未有的。总的来说，我们感兴趣的是K2任务可以在移动的太阳系天体上提供的光度精度。特别是，我们调查的主带小行星的空间光度光学光变曲线。我们研究的K2 superstamps覆盖的M35和海王星/Nereid字段中观察到的长节奏（29.4分钟采样）模式。小行星的光变曲线是通过应用拉长的光圈产生的。我们使用Lomb-Scargle方法来寻找由于旋转而产生的周期性。我们推导出了M35场中924颗主带小行星的K2光变曲线，以及海王星和海卫二路径上96颗小行星的K2光变曲线。光变曲线是准连续的，长达数天。K2观测比通常的地基调查对更长的旋转周期敏感。首次推导出26颗主带小行星的自转周期。小行星样本主要是微弱的（>20等）物体。由于小行星的昏暗和M35场中恒星的高密度，只有4.0%的小行星至少有12个数据点显示出明显的周期性或趋势，表明长的旋转周期，而在不太拥挤的海王星场中则有15.9%。我们发现，观测的占空比必须达到~60%，才能成功地恢复旋转周期。
2016-09-09 astro-ph.EP
Dynamics of asteroid systems post rotational fission
在近地天体中发现的小行星双星被认为是由旋转裂变形成的。在本文中，我们的目标是研究小行星系统裂变后的动力学演化。初始条件被建模为接触二进制，类似于Boldrin等人。（2016）。两个物体都被建模为椭球体，并且次级物体被赋予围绕其物体固定的$y$轴的初始旋转角度。此外，我们考虑六种不同的情况，其中三种是次级的密度变化，三种是我们改变其形状。模拟考虑了45个不同的初始倾角的次级，每个有37个不同的质量比。我们在接触双星达到自旋裂变极限的时刻开始动力学模拟，我们的模型确保两个物体表面之间的最近距离始终保持在1 cm。两个机构之间的力，力矩和引力势建模使用新开发的表面积分方案，给出两个椭球体的精确结果。我们发现，超过80%的模拟结束与两个机构的影响，和机构之间的碰撞是更常见的，当次级的密度较低，或当它变得更长。当与Pravec等人（2019）的小行星对数据进行比较时，我们发现次级小行星的密度和形状的变化可以解释观测到的小行星对在旋转期间的一些扩散。此外，次级也可能达到表面破裂的自旋极限，从而形成三元/多元系统。我们发现二次裂变通常发生在接触双星分离后的前五个小时内，并且当二次不太密集或更长时更常见。
2022-06-23 astro-ph.EP
Physical and dynamical properties of selected Earth co-orbital asteroids
我们提出了我们的调查的物理和动力学特性的选定地球共轨小行星。对四颗共轨小行星（138175）2000 EE 104的光度学光学光变曲线、自转周期和极解进行了研究（P=13.9476+/-0.0051小时），（418849）2008 WM 64（P=2.4077+/-0.0001小时）、2016 CA 138（P=5.3137+/-0.0016小时）和2017 SL 16（P=0.3188+/-0.0053小时）的细胞因子水平被确定或改进并呈现在本工作中。对于这项调查，我们结合了在保加利亚国家天文台进行的观测-罗真使用的FoReRo 2仪器连接到2 mRCC望远镜以及稀疏的数据从AstDys 2数据库。与旋转性质平行，我们进行了数值动力学模拟，以研究这些物体的轨道稳定性，并找出是否与它们的旋转性质有关。结果表明，轨道稳定性受轨道本身的影响，主要是轨道偏心率和轨道倾角的影响，这两个因素是造成与其他太阳系行星近距离碰撞的主要原因。我们不能对轨道稳定性和小行星旋转状态之间的关系做出明确的结论，因此我们需要进一步的调查和观测来证明或反驳它。
2023-01-09 astro-ph.EP
Top-shaped Asteroids as Lens-shaped Bodies
本文将陀螺形小行星建模为均匀对称透镜体并推导其能量，检验后否定了其形状为给定质量、密度和角动量下最低总能量形态的假说。
2023-05-22 astro-ph.EP
Rotational Characterization of Hayabusa II Target Asteroid (162173) 1999 JU3
日本航天局的隼鸟二号飞行任务计划与近地小行星（162173）1999 JU3会合并从其上返回一个样本。这个物体以前的可见波长光谱显示出多个时期的显着变化，这可能是组成不均匀的表面的结果。我们提出了新的可见光和近红外光谱，以证明热蚀变碳质方解石是合理的组成类似物，但这是一个试探性的协会，由于缺乏任何突出的吸收功能，在我们的数据。我们还进行了一系列高信噪比的可见光波长观测，以调查报告的表面异质性。我们的可见光谱的时间序列没有显示出在几个百分点的精度水平的变化的证据。这一结果表明了两种最有可能的可能性。第一，1999年JU3的表面是均匀的，未考虑到的系统性影响导致了各个时期的光谱变化。或者，1999年JU3的表面是区域性的异质性，在这种情况下，现有的形状模型表明，任何异质性必须限于小于总表面积约5%的地形。这些新的观测是隼鸟二号航天器发射和返回之前对这颗小行星进行地面定性的最后机会。最终，这些成分和表面性质的预测将在任务完成后进行测试。
2013-02-05 astro-ph.EP
A 2 km-size asteroid challenging the rubble-pile spin barrier - a case for cohesion
碎石堆旋转障碍是大于~200-300米的小行星旋转速率的上限。在数千颗直径大于~300米的小行星中，只有少数小行星的自转速度已知超过2.0小时，所有小行星的自转速度都在千米以下（<=0.6千米）。在这里，我们提供的测光测量表明，（60716）2000 GD 65，一个S-复合体，内主带小行星，相对较大的直径为2.3 + 0.6 - 0.7公里，完成一个旋转1.9529+-0.0002小时。它独特的直径和旋转周期使我们能够研究关于小行星内部结构和演化的场景：一个仅受重力约束的碎石堆;一个具有强大凝聚力的碎石堆;一个整体结构;一个经历质量脱落的小行星;一个经历YORP自旋上升/下降的小行星;以及一个具有独特八面体形状的小行星，其光变曲线有四个峰值，周期为3.9小时。我们发现，最有可能的情况包括一个类似月球的凝聚力，可以防止（60716）2000 GD 65破坏，而不需要一个整体结构或独特的形状。由于（60716）2000 GD 65的独特性，我们认为大多数小行星的凝聚力通常小于月壤。
2015-12-22 astro-ph.EP
The Strength and Detectability of the YORP Effect in Near-Earth Asteroids: A Statistical Approach
除了碰撞和引力之外，现在人们普遍承认，太阳光的不对称反射和热再辐射产生的光子反冲力和扭矩是控制小行星旋转演化的主要机制。Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应导致形状不规则的小行星的自转速率和极方向发生变化。我们提出了一个简单的Monte Carlo方法来估计的范围内的YORP旋转加速度作用于近地小行星（NEA），而不知道其详细的形状，并估计其可探测性使用光变曲线观测。该方法需要了解小行星的轨道特性和大小，并假定已经对小行星的未来观测情况进行了全面考虑。它通过应用于YORP所研究的七颗小行星的观测情况而得到验证，然后应用于540个近地小行星的NEOWISE和（或）其他直径测量值，并应用于所有近地小行星的MPCORB绝对星等。研究发现，YORP的可探测性是小行星轨道和直径特性综合作用的一个强函数，对于自转速率不快或不慢的近地小行星，它与自转周期无关。预期作用于特定NEA的YORP旋转加速度的中值和1-sigma扩展可以通过使用（等式）从其半长轴、偏心率和直径估计。1)和/或通过使用（eq. 2)如果通过假设几何星等为0.1而从绝对星等估计直径。在某一特定近地天体上达到探测到YORP效应的概率为50%所需的光变曲线观测活动的时间长度可使用（等式10）估算。3)和/或通过使用（eq. 4)一个绝对大小估计直径。
2012-12-31 astro-ph.EP
Active Asteroid 311P/PANSTARRS: Rotational Instability as the Origin of Multi-tails?
针对活跃小行星311P的多尾现象，通过图像处理与同步-同步线拟合及表面测光，估计喷发时长、尘埃尺寸与质量损失，排除升华、撞击及潮汐力，提出旋转不稳定性为最可能的激活机制。
2023-10-16 astro-ph.EP
Shape and Rotational Motion Models for Tumbling and Monolithic Asteroid 2012 $\mathrm{TC_4}$:High Time Resolution Lightcurve with the Tomo-e Gozen Camera
我们介绍对近地天体2012 $\mathrm{TC_4}$的可见光和近红外观测。NEO 2012 $\mathrm{TC_4}$于2017年10月以约50，000公里的距离接近地球。这种近距离的接近为行星防御提供了一个实际的练习。这一现象也是一个调查2012 $\mathrm{TC_4}$的适当机会，它是一颗单体小行星\citep{Polishook13}。我们使用六台中小型望远镜进行了2012年$\mathrm{TC_4}$的观测活动。多波段光度分析表明，2012年$\mathrm{TC_4}$的分类类别为X型。特别是，我们成功地获得了高时间分辨率的光曲线2012年$\mathrm{TC_4}$与Tomo-e Gozen相机，这是世界上第一个宽视场的CMOS相机，安装在1.05米施密特望远镜在木曾天文台。根据光变曲线推导了2012 $\mathrm{TC_4}$的形状和旋转运动模型。假设2012年$\mathrm{TC_4}$是一个三轴椭球体，在长轴模式下，自转周期和岁差周期分别为8.47 $\pm$ 0.01 min和12.25 $\pm$ 0.01 min。这表明2012 $\mathrm{TC_4}$是一颗翻滚的单体小行星。形状模型显示合理的轴长为6.2 $\times$ 8.0 $\times$ 14.9 m或3.3 $\times$ 8.0 $\times$ 14.3 …
2019-03-13 astro-ph.EP
Confined tumbling state as the origin of the excess of slowly rotating asteroids
本研究提出小行星慢自转过剩源于翻滚态，通过碰撞与内摩擦竞争模型解释观测分布，并约束μQ值，表明碎石堆小行星可能多孔或具厚表土层。
2025-02-26 astro-ph.EP
Determination of 1929 Asteroid Rotation Periods from WISE Data
我们使用了22 $μ$ m（W4）宽视场红外巡天探测器（WISE）对4420颗小行星的观测，分析了1929颗小行星的光变曲线，并确定了自旋周期估计。我们拟合二阶傅立叶模型在大量的试验频率的W4数据，并分析由此产生的周期图。我们最初排除了超过每天7.57转（P < 3.17小时）的旋转频率，这是WISE没有充分采样的，以及超过WISE观察间隔两倍的周期，通常为36小时。三种解决方案准确地捕获了我们样本中的绝大多数旋转频率：最佳拟合频率及其镜像约为每天3.78和7.57转。通过将我们的解决方案与752个小行星旋转周期的高质量控制组进行比较，我们发现我们的解决方案在88%的情况下是准确的（在5%以内）。最佳拟合、二级和三级解决方案的准确率分别为55%、27%和6%。我们还观察到，抑制混叠的解决方案是更有效的非均匀采样比准均匀采样。
2023-03-15 astro-ph.EP
A Fireball and Potentially Hazardous Binary Near-Earth Asteroid (164121) 2003 YT$_1$
我们在SonotaCo Network的${\rm 15^{h}\,58^{m}\,19^{s}}$上展示了UT 2017年4月28日在日本京都夜空中检测到的火球。绝对视星等为$M_{\rm v}$ = $-$ 4.10 $\pm$ 0.42等。发光的光变曲线得到流星体的质量$m$ =29 $\pm$ 1 g，对应的大小为$a_{\rm s}$ =2.7 $\pm$ 0.1 cm。通过D-准则评估的轨道相似性（参见$D_{\rm SH}$ =0.0079）已经确定了一个可能的母星，即近地小行星（164121）2003 YT $_1$。建议的双星形成过程是一个YORP驱动的旋转解体（Pravec & Harris 2007）。非同步状态表明$<$的年龄为10 $^4$年，接近或短于流星体流寿命的上限。我们研究了小行星的潜在尘埃产生机制，包括旋转不稳定性，表面重塑，影响，光电离，辐射压力扫描，热断裂和冰的升华。我们发现其中一些能够产生流星体尺度的粒子。考虑到最近的先例（例如小行星（6478）Gault），旋转不稳定性被认为会导致大量脱落，可能会释放毫米-厘米尺度的尘埃颗粒。大小为$\simeq$ 1毫米的微陨石的撞击可能是喷射厘米大小颗粒的触发因素。辐射压可以扫出毫米级的尘埃颗粒，而对厘米级的尘埃颗粒则不足够。对于其他机制，无法证明或身份不明。2003年YT $_1$在母星方面的可行性…
2019-10-15 astro-ph.EP
Simultaneous Linear and Circular Optical Polarimetry of Asteroid (4) Vesta
从一个单一的，3.8小时的观测小行星（4）灶神星在$13.7^\circ$相位角与POLISH 2偏振仪在利克天文台谢恩3米望远镜，我们确认旋转调制的线性偏振$B$和$V$波段。我们测量线性偏振度的峰-峰调制为$ΔP = (294 \pm 35) \times 10^{-6}$（ppm）和时间平均的$ΔP / P = 0.0577 \pm 0.0069$。在将线偏振平面旋转到散射平面之后，小行星旋转调制以$12 σ$置信度被检测到，并且仅在斯托克斯$Q/I$中观察到。POLISH 2同时测量Stokes $I$、$Q$、$U$（线偏振）和$V$（圆偏振），但我们在$B$带中未检测到具有140 ppm上限的$1 σ$的显著圆偏振。圆偏振被认为是太阳光被粗糙表面多次散射的结果，除了小行星之外，几乎所有其他类型的太阳系天体都曾发现过圆偏振。随后的观测结果可以与黎明号飞行任务的表面反射图进行比较，从而可以确定整个小行星表面的成分变化。这些结果证明了Lick 3-m望远镜上的POLISH 2达到的高精度，该望远镜旨在直接探测空间无法分辨的系外行星的散射光。
2014-12-18 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
Breakup of the Synchronous State of Binary Asteroid Systems
在前人工作的基础上，提出了一个考虑热力和潮汐效应的同步双星系统共面平均椭球-椭球模型。利用该模型，我们分析了同步BAS的崩溃机制。与经典的自旋-轨道耦合模型忽略了转动运动对轨道运动的影响不同，我们的模型同时考虑了轨道运动和转动运动。我们的发现如下。(1)次级同步状态的稳定区域主要取决于次级的形状。随着次级形状参数$a_B/b_B$的增大，稳定区不断缩小。在$a_B/b_B=\sqrt{2}$值之外，次级同步旋转的平面稳定区域很小但不为零。(3)考虑BYORP力矩的影响，该模型在向外迁移过程中与1自由度绝热不变性理论一致，但在向内迁移过程中与1自由度绝热不变性理论有明显差异。特别是，我们的研究表明，所谓的“长期”稳定的BYORP扭矩和潮汐扭矩之间的平衡是从来没有一个真正的平衡态，虽然双小行星系统可以被捕获在这种状态相当长的时间。(4)在初级粒子的角速度由于YORP效应而逐渐减小的情况下，当初级粒子的旋转运动穿过一些主要的自旋轨道共振时，次级粒子的同步状态可能被打破。
2021-06-29 astro-ph.EP
Thermophysical characteristics of the large main-belt asteroid (349) Dembowska
(349)Dembowska是一颗巨大而明亮的主带小行星，自转速度快，自转轴倾斜。它可能经历了部分融化和分化。我们约束Dembowska的热物理性质，例如，利用先进热物理模型（ATPM）对IRAS、AKARI、WISE和Subaru/COMICS四组不同时期的热红外数据进行了分析，得到了$Γ=20^{+12}_{-7}\rm~Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$、$f_{\rm r}=0.25^{+0.60}_{-0.25}$、$p_{\rm v}=0.309^{+0.026}_{-0.038}$和$D_{\rm eff}=155.8^{+7.5}_{-6.2}\rm~km$在3个$σ$不确定度范围内的热惯性、粗糙度、几何半径和有效直径。此外，通过对WISE观测到的热光曲线进行建模，我们得到了每个数据集的旋转相位。这些旋转分辨的数据并没有显示出整个表面的热惯性和粗糙度的显着变化，表明Dembowska的表面应该被一个尘土飞扬的风化层覆盖，岩石或巨石很少。此外，Dembowska的低热惯性与其他大于100公里的小行星没有显着差异，表明这些大型小行星的动力学寿命足够长，使其表面具有足够低的热惯性。此外，基于导出的表面热物理性质，以及已知的轨道和旋转参数，我们可以模拟Dembowska的表面和地下温度在整个轨道周期。地面温度从$\sim40$ K到$\sim220$ K变化，表现…
2017-08-10 astro-ph.EP
Spin Parameters and Shape Models of Near-Earth Asteroids (4660) Nereus, (21088) Chelyabinsk, (66146) 1998 TU3, and (297418) 2000 SP43
Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA), University of Oviedo（阿斯图里亚斯太空科学与技术大学研究所，奥维耶多大学）；Departamento de Matemáticas, Facultad de Ciencias, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学理学院数学系）；Departamento de Informática, Facultad de Ciencias, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学理学院计算机系）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Light Bridges S. L., Observatorio Astronómico del Teide（光桥有限公司，泰德天文台）；Observatorio Isaac Aznar-MPC Z95（艾萨克·阿兹纳尔小行星中心观测站 Z95）；Departamento de Explotación y Prospección de Minas, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学矿产开发与勘探系）
本文基于新的光变曲线数据和存档数据，利用光变曲线反演方法确定了四颗近地小行星的形状模型、自转参数和精确自转周期，其中(66146)1998 TU3检测到可能的YORP效应加速。
2026-03-14 astro-ph.EP
Zwicky Transient Facility Observations of Trojan Asteroids: A Thousand Colors, Rotation Amplitudes, and Phase Functions
我们介绍了一种新的方法来分析稀疏的光度数据的小行星，并将其应用到Zwicky瞬态设施观测木星特洛伊小行星。该方法依赖于创建似然模型，该模型包括在未知旋转相位处的旋转亮度变化的概率分布。通过马尔可夫链蒙特卡罗分析的可能性模型，以量化我们的参数估计的不确定性。利用这种方法，我们提供了1049颗木星特洛伊星的颜色、相位参数、绝对星等和自转幅度的测量结果。我们发现，相位参数与颜色相关，特洛伊小行星的旋转振幅的分布是不可区分的主带小行星。
2020-11-02 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Constraining the origin of the planetary debris surrounding ZTF J0139+5245 through rotational fission of a triaxial asteroid
白矮星包含轨道微行星或其碎片是重要的基准，通过这些基准可以校准后主序星行星系统的理论研究。在ZTF J0139+5245白矮星系统中，可能是行星碎片的测光凌日特征的轨道周期约为110天。一颗小行星分裂产生这些碎片，可能会在不进入其洛希半径的情况下，在不受白矮星光度影响的情况下，通过与恒星的反复近距离接触而自行旋转毁灭。在这里，我们把耦合约束的轨道pericentre（$q$）和比例（$β$）的中间最长的半轴的三轴小行星的破坏外，这白矮星的罗氏半径（$r_{\rm Roche}$）后不久，达到其110天的轨道。我们发现，当$β\lesssim 0.6$和$q\approx 1.0-2.0r_{\rm Roche}$，以及当$β\lesssim 0.2$到$q\approx 2.5r_{\rm Roche}$时，几十年内的中断是可能的。分析ZTF J0139+5245周围三轴小行星的长时间尺度破裂是可取的，但可能需要依赖于遍历理论或新的数值技术的分析方法。
2020-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The triaxial ellipsoid dimensions, rotational pole, and bulk density of ESA Rosetta target asteroid (21) Lutetia
我们寻求小行星（21）Lutetia的最佳尺寸估计，其自旋轴的方向，和它的体积密度，假设它的形状是很好地描述了一个光滑的无特征的三轴椭球体，并评估偏离这一假设。方法.我们从307张用凯克II和VLT的自适应光学（AO）获得的小行星视星盘的图像中获得这些量，并将这些与最近的质量测定相结合，以估计体积密度。我们的最佳三轴椭球的Lutetia直径，仅基于我们的AO图像，是a x b x c = 132 x 101 x 93 km，不确定性为4 x 3 x 13 km，包括估计的系统学，旋转极点在5度内。ECJ 2000 [长，纬度] = [45，-7]或EQJ 2000 [RA，DEC] = [44，+9]。AO模型拟合本身具有1 x 1 x 8 km的内部精度，但很明显，无论是从有限的视角导出的模型还是在配套文件中给出的半径矢量模型，Lutetia都与理想化的椭球体有显着的偏差。特别是，长轴可能会被高估约10公里，单独从AO图像。因此，我们将半径矢量和椭球模型的最佳方面结合到一个混合椭球模型中，作为我们的最终结果，124 +/- 5 x 101 +/- 4 x 93 +/- 13 km，可用于估计体积，大小和投影面积。所采用的极位在5度以内。[长，纬度] = [52，-6]或[RA DEC] = [52，+12]。使用两个单独确定的质量和我们的混合模型的体积，我们估计密度为3.5 +/…
2010-06-17 astro-ph.EP
Optical observations of NEA 162173 (1999 JU3) during the 2011-2012 apparition
近地小行星162173（1999 JU 3）是两次小行星取样返回飞行任务的潜在目标，这不仅是因为它可以接近，而且也是因为它是第一颗可用于探索飞行任务的C型小行星。在2011-2012年的显灵期间，研究了该物体的光曲相关物理特性。我们的目标是确认日本宇宙航空研究开发机构的隼鸟2号任务有用的物理参数，如旋转周期，绝对星等和相位函数。我们的数据补充了以前的研究，没有涵盖低相位角。利用光学成像仪和1-2米级望远镜，我们获得了不同相位角下的光度数据。我们独立地导出了小行星的自转光变曲线和相位曲线。我们分析了162173（1999 JU 3）的光变曲线，得出了其会合自转周期为7.625 ± 0.003 h，轴比a/b = 1.12。根据2011-2012年期间的观测，还获得了绝对星等HR = 18.69 +/-0.07等，相位斜率G = -0.09 +/- 0.03。
2013-02-19 astro-ph.EP
Insights on the Rotational State and Shape of Asteroid (203) Pompeja from TESS Photometry
本研究针对小行星(203)Pompeja地面光变观测受限的问题，利用TESS全帧图像提取密集光变曲线，测定其自转周期与光变幅度，优化了形状和自转极模型，为解释其光谱变异性提供支撑。
2024-12-05 astro-ph.EP
New observational evidence of active asteroid P/2010 A2: Slow rotation of the largest fragment
我们报告了对活跃小行星P/2010 A2的新观测，该小行星在2010年首次发现后，于2017年1月最接近地球（1.06 au）。尽管旋转周期在澄清其喷射机制中起着至关重要的作用，但由于这个微小物体（直径$\sim$ 120米）的极端模糊，P/2010 A2的旋转特性尚未被研究。利用自发现以来最好的观测几何，我们成功地获得了最大碎片的旋转光变曲线与Gemini/GMOS-N。我们发现：（1）最大的碎片有一个$11.36\pm0.02$ hr的双峰周期，它的自旋比它的临界自旋周期慢得多;（2）最大的碎片是一个高度拉长的物体（$a/b\geqslant 1.94$），有效半径为$61.9^{+16.8}_{-9.2}$ m;（3）喷出物的粒径分布服从破幂律（4）尘埃和碎片的累积粒径分布的幂指数分别为$2.5\pm0.1$和$5.2\pm0.1$）：（4）最大碎片与总喷出物的质量比约为0.8;（5）尘埃云形态与Kim等人（2017）的各向异性喷射模型一致。这些新的喷出物特征支持了撞击破碎假说。
2017-06-13 astro-ph.EP
The fast spin of near-Earth asteroid (455213) 2001 OE84, revisited after 14 years: constraints on internal structure
近地小行星（455213）2001 OE 84（简称OE 84）的平均直径约为650米，自转周期为0.486542+-0.000002小时，这在直径大于约200米的小行星中并不常见。在Pravec等人（2002）首次也是最后一次观测到OE 84的14年后，我们再次对其进行了观测，以再次测量其自旋速率并寻找变化。我们已经证实了快速旋转，并通过使用光变曲线反演技术拟合2001年和2016年的光度数据，我们确定了逆行旋转方向，旋转轴接近黄道南极;扁圆形模型a/b=1.32+-0.04，b/c=1.8+-0.2; 2001年至2016年之间的旋转速率没有变化。使用这些参数，我们限制了身体的内部强度，并发现目前估计的小行星凝聚力（高达~80帕）是不足以维持一个完整的碎石堆在测量的旋转速度OE 84。因此，我们认为，一个整体的小行星，可以在不脱落质量和不减慢其自旋速率的情况下以OE 84的速率旋转，是最合理的OE 84，我们给出了它的年龄限制，因为它从母体中解放出来的时间，在2-10百万年之间。
2017-07-05 astro-ph.EP
Direct $N$-body simulations of satellite formation around small asteroids: insights from DART's encounter with the Didymos system
本文利用$N$体模拟研究Didymos-Dimorphos型双小行星，发现主星抛射约$2-3\%$质量后数天内即可混沌吸积出卫星，并解释其形状、自转及多体系统形成。
2024-01-18 astro-ph.EP
Rotation-induced granular motion on the secondary component of binary asteroids: Application to the DART impact on Dimorphos
美国航天局的双小行星重定向试验（DART）任务将对Didymos双小行星系统的第二个组成部分Dimorphos进行动力学撞击，这将激发Dimorphos的动力学状态，并导致关于同步状态的显著天平动和可能的混沌非主轴旋转。虽然这种特殊的结果是人为造成的，但双星系统的许多其他次级成分也倾向于这种奇异的自旋状态。对于处于受激自旋状态的卫星，随时间变化的潮汐和旋转环境可导致显著的表面加速度。根据具体情况，这种机制可能会驱动次级表面上的颗粒运动。我们模拟了一个Didymos一样的二进制小行星系统的动力学演化，使用完全耦合，三维模拟代码。然后，我们计算了时变的重力和旋转加速度的感觉在整个表面上产生的次级的扰动动力学状态。我们发现，一个激发的自旋和轨道可以引起大的变化，在有效的表面斜率，潜在地触发颗粒运动和表面刷新。然而，对于DART撞击的情况，这种影响高度依赖于许多未知因素，例如Dimorphos的详细形状，体积密度，表面地质和转移的动量。除了Didymos系统和DART任务之外，这种效应对一般的双星系统也有重要的影响。
2022-07-28 astro-ph.EP
Rotational effect as the possible cause of the east-west asymmetric crater rims on Ryugu observed by LIDAR data
小行星162173 Ryugu是一颗碎石堆小行星，其顶部形状与旋转变形模型兼容。龙谷上的主要陨石坑的边缘呈东西不对称的轮廓;它们的西部陨石坑边缘尖锐而高，而东部陨石坑边缘则是圆形而低。虽然有各种可能的解释，我们从理论上评估小行星旋转的影响，作为这种东西不对称的可能原因。众所周知，喷出物的轨迹和命运受到旋转的影响。旋转表面的科氏力和惯性速度是改变喷出物轨迹的因素。因此，我们发现，东西不对称的环形山边缘可能是旋转的结果，当旋转表面的惯性速度接近等于身体的第一宇宙速度。换句话说，观测到的浦岛、森德里隆和科洛博克陨石坑的东西不对称边缘可能是在龙宫自转周期约3.6小时时形成的。
2022-05-11 astro-ph.EP
Axisymmetric landslides on small planetary bodies
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究小行星体轴对称滑坡对形状和自转的影响，通过深度平均模型分析滑坡、自转、地形变化及重力场作用，发现滑坡抑制自转分裂并形成顶部形状。
2025-08-21 astro-ph.EP
