Dynamical feasibility of (3) Juno as a parent body of the H chondrites
本文通过动力学建模检验(3) 婚神星是否为H群球粒陨石母体，发现其族成员无法完全解释观测到的宇宙射线暴露年龄分布，但预测的近地轨道族成员与(52768) 1998 OR2的发现一致。
2023-10-27 astro-ph.EP
Water abundance at the surface of C-complex main-belt asteroids
最近发表的用AKARI望远镜对主带小行星进行的天基观测提供了与含OH矿物的存在有关的3 μm波段的完整描述。在这里，我们使用在受控大气（CI、CM、CO、CV、CR Tagish Lake）下获得的碳质球粒陨石的实验室光谱来推导出与样品中含水量相关的光谱指标。在测试了几种光谱指标后，我们使用了2.75 μm和2.80 μm处的带深组合，该组合显示出与TGA测定的样品中的[H2O]相关，但具有较高的不确定性（4 wt% H2O）。这一关系被用来确定大型C-复合体主带小行星表面的水含量，并讨论所发现的变化性的来源。C-复合体主带小行星（MBA）的平均水含量为4.5wt%（体积平均值，（1）谷神星除外），明显低于CM小行星的平均值。含水量最高的小行星的估计含水量低于含水量最高的陨石，这种差异可能归因于空间风化。水含量和整体光谱斜率之间也存在反相关性，这与实验室模拟暗碳质玄武岩空间风化的预期相反。这表明，不同的C-复合小行星之间的表面水合作用的变化部分不是由于空间风化，而是由于表面物质的组成。当应用于谷神星时，这项工作中提出的湿度计使我们能够估计至少1.22重量%的氢以有机物的形式存在。这种丰富的有机物加强了谷神星和彗星物质之间的联系。
2020-10-31 astro-ph.EP
The Massalia asteroid family as the origin of ordinary L chondrites
本研究通过光谱观测和动力学证据，证明Massalia小行星族是4.66亿年前L球粒陨石大规模坠落事件及当今主要陨石来源的唯一合理源头。
2024-03-13 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
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Tracing the main belt origins of S-complex near-Earth objects: From space mission targets to meteorite sources
Aix-Marseille University（艾克斯-马赛大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Charles University（查理大学）；MIT（麻省理工学院）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）
本研究结合光谱拟合与动力学模型，识别了六颗任务目标近地天体的源族，并发现小尺寸S型复合近地天体成分分布接近陨石，为OC陨石来源提供了观测证据。
2026-10-07 astro-ph.EP
3D shape of asteroid (6)~Hebe from VLT/SPHERE imaging: Implications for the origin of ordinary H chondrites
上下文欧洲南方天文台甚大望远镜的新一代地面自适应光学相机SPHERE具有高角分辨率能力，使我们能够首次从地面评估中型（直径约100-200公里）小行星的撞击坑记录，从而为研究小行星带碰撞历史开辟了新的前景。目的。我们在这里调查小行星（6）Hebe的碰撞历史，并挑战Hebe可能是普通陨石的母体的想法，普通陨石是地球上发现的最常见的陨石类型（约34%的坠落）。方法.我们用SPHERE观察Hebe，作为仪器科学验证的一部分。结合早期的自适应光学图像和光学光变曲线，我们对Hebe的自旋和三维（3D）形状进行了建模，并根据现有的恒星掩星和热测量结果检查了导出模型的一致性。结果我们的三维形状模型适合亚像素残差和光变曲线的图像为0.02马格。旋转周期（7.274 47小时），自旋（343度，+47度），体积等效直径（193 +/-6公里）与以前的确定和热物理建模是一致的。赫伯推断的密度为3.48 +/- 0.64 g.cm-3，与基于其H-球粒陨石组成的完整内部一致。利用三维形状模型推导出最大凹陷（可能是撞击坑）的体积，后者似乎明显小于附近S-型H-球粒陨石类小行星家族的总体积。结论.我们的研究结果表明，（6）Hebe不是最有可能的Hebrites来源。在未来几年中，我们的团队将使用VLT/SPHERE收集涵盖主要成分类别的约40颗小行星的类似高精度形状测量结果，从而为研究小行星带的起源和碰撞演…
2017-05-30 astro-ph.EP
The Formation and Evolution of Ordinary Chondrite Parent Bodies
普通陨石（OC）是迄今为止最丰富的陨石（占所有陨石的80%）。它们的起源长期以来一直是一个激烈争论的问题。大约30年前（例如，Pellas 1988），有人提出OC应该起源于S型天体（小行星带内部最丰富的小行星光谱型），但S型小行星和OC反射光谱之间的明显差异产生了所谓的S型-OC难题。多年来，这一矛盾已逐渐得到解决。现在已经知道，空间风化过程是造成S型天体和OC之间光谱失配的原因。此外，望远镜观测和第一次小行星取样返回任务（隼鸟）都表明，大多数S型天体的矿物学与OC相似。重要的是，30多年来一直保持不育的S型/OC链路近年来一直对星子的形成和演化产生根本性的限制。
2016-11-26 astro-ph.EP
A hypothesis on the origin of C-type asteroids and carbonaceous chondrites
根据观测和理论结果，提出了一个关于C型小行星和碳质小行星起源的假说。C型和接近BGF型的小行星可以由木星生长带中存在的水分异（由于26 Al和其他短寿命同位素衰变）体的核心中积累的水合硅酸盐有机物质形成。这类天体在形成的最后阶段被木星引力散射到主要的小行星带，可能导致其原始物质在许多小行星和/或小行星母体表面碎裂和重新吸积。这一假说澄清了一系列长期以来令人困惑的事实，其中主要有以下几点。谷神星的低丰度和碳质-碳酸盐质表面性质与其可能的分异结构和冰壳相矛盾（如：例如，在一个实施例中，Thomas等人，2005，Nature 437：224-226; Castillo-Rogez等人，2010，伊卡洛斯205，443-459），但它可以解释为原始物质下降的过程。在许多高温类型的小行星表面上发现了非典型的水合硅酸盐（可能是碳质-碳酸盐物质的一种成分）（Rivkin等人，1995，Icarus 117：90-100; Rivkin等人，2000，Icarus 145：351-368; Busarev，1998，Icarus 131：32-40; Busarev，2002，太阳系研究36：39-47），这可能是在它们表面上的碳质-方解石物质沉淀的结果。一些碳质磁铁是单向磁化的（例如，例如，在一个实施例中，Stacey等人，1961年，J. Geophys. Res. 66：1523-1534…
2012-11-13 astro-ph.EP
Chelyabinsk meteorite explains unusual spectral properties of Baptistina Asteroid Family
我们研究了车里雅宾斯克陨石的光谱和成分特性，以确定其可能的母体在主小行星带。我们的分析表明，陨石包含两个光谱不同，但成分无法区分的LL 5球粒陨石和冲击变黑/冲击熔融材料的组成部分。我们的X射线衍射分析证实，车里雅宾斯克陨石的两种岩性在模态矿物学上非常相似。该陨石的成分与LL球粒陨石相似，其最有可能的母小行星是Flora家族的成员。车里雅宾斯克的LL 5球粒陨石和冲击变黑/撞击熔融物质的紧密混合物提供了与（8）Flora的光谱匹配，Flora是Flora家族中最大的小行星。Baptistina族和Flora族在动力学空间上相互重叠。对（298）Baptistina和9个小家族成员的矿物学分析表明，它们的表面组成与LL陨石相似，但与典型的S-型小行星相比，它们的吸收带较弱，吸收率较低。来自车里雅宾斯克的LL 5球粒陨石和冲击变黑/冲击熔融材料的一系列紧密混合物为所有这些BAF成员提供了光谱匹配。我们认为，存在一个显着的冲击/冲击熔体成分在BAF成员的表面风化层可能是较低的吸收带和减弱的吸收带的原因。BAF的母小行星要么是Flora家族的成员，要么与Flora具有相同的基本成分（LL球粒陨石）。在冲击事件期间产生的冲击压力产生足够的冲击熔化或冲击变黑，以改变BAF的光谱特性，但保持BAF的组成基本不变。
2014-04-26 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
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
Style and intensity of hydration among C-complex asteroids: a comparison to dessicated carbonaceous chondrites
在这里，我们报告的反射光谱的陨石在小行星环境（高真空和温度）和主带和近地小行星光谱之间的比较。重点关注3μm附近的OH吸收特征，我们表明小行星环境会导致谱带深度和宽度的减少，以及反射率最小值的移动。然后，我们将OH特征分解为几个分量，并使用指数修正的高斯模型。与以前的研究不同，我们确认了这些成分之间的联系，水蚀变历史和样品内部的水分子量，仅使用这种光谱特征的形状。然后，我们将此反卷积模型应用于用星载望远镜和两个太空探测器获得的小行星光谱，发现与陨石上以及同类型小行星中检测到的成分具有很强的相似性。根据我们的陨石实验结果，建议用3 μm波段作为小天体蚀变历史的示踪剂。仅使用3 μm波段，我们表明Ryugu已经被水严重改变，这与其母体被水冰覆盖，然后经历了超过400°C的高温序列相一致。我们还指出，Bennu的3 μm谱带显示了新发现的表面活性的迹象。
2020-04-21 astro-ph.EP
Isotopic Trichotomy of Main Belt Asteroids from Implantation of Outer Solar System Planetesimals
本研究通过N体模拟表明，外太阳系CI星子被巨行星散射至小行星带并因气体拖曳稳定轨道，揭示了CI小行星与其他C型小行星同位素差异的成因。
2023-11-27 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
The curious case of Mars formation
行星形成的动力学模型与来自火星陨石的宇宙化学数据相结合，表明火星的同位素组成与地球不同。形成模型与陨石数据的协调要求火星比现在的位置更远离太阳。在这里，我们通过比较两个$N$天体行星形成模型的输出，更详细地评估这种成分差异。这些行星形成模型中的第一个模拟了所谓的“经典”情况，其中木星和土星保持在它们当前的轨道上。我们比较这些结果与另一个模型的基础上的“大钉”，其中木星和土星迁移通过原始小行星带。我们估计组装成地球和火星的球粒陨石的平均分数假设，最初的固体盘只包括内部区域的顽火辉石球粒陨石成分的来源，和外部区域的普通球粒陨石。这些分析的结果表明，这两个模型往往产生地球和火星的类似物的吸积区重叠。经典的情况下票价更好地形成火星与其记录的组成（29%至68%顽火辉石球粒陨石加上32%至67%普通球粒陨石），虽然火星类似物通常太大。然而，如果我们在火星类似物上考虑质量的限制，经典模型并不能更好地工作。我们还进一步计算了火星地幔中$^{17} \rm O$、$^{50} \rm Ti$、$^{54} \rm Cr$、$^{142} \rm Nd$、$^{64} \rm Ni$和$^{92} \rm Mo$的同位素组成。我们发现，计算得到的火星地幔中上述元素的同位素组成与实测值吻合是可能的，但由此产生的不确定性太大，不能很好地制约火星早期的动力学演化和诞生地。
2018-06-13 astro-ph.EP
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Olivine-dominated asteroids: Mineralogy and origin
橄榄石为主的小行星是一种罕见的天体类型，无论是在星云过程中还是通过岩浆分异形成的。对陨石样本的分析表明，主带中至少有100个母体在被破坏之前经历了部分或完全熔融和分化。然而，只有少数以橄榄石为主的小行星，代表了被破坏的分化天体的地幔，已知存在。由于这些天体在主带中的数量很少，它们的起源和演化多年来一直是一个有争议的问题。在这项工作中，我们提出了一个详细的矿物学分析的12个橄榄石为主的小行星。在我们的样本中，我们区分了两类，一类我们称之为单矿物橄榄石小行星，另一类称为富含橄榄石的小行星。对于单矿物-橄榄石小行星的橄榄石化学被发现的范围从~ Fo 49到Fo 70，与测得的brachinites和R brachinites的值一致。在富含橄榄石的小行星的情况下，我们确定了它们的橄榄石和低钙辉石的丰度使用一套新的光谱校准来自分析的R辉石光谱。我们发现，这些小行星的橄榄石丰度从0.68到0.93不等，而低钙辉石总辉石的分数范围从0.6到0.9。对以橄榄石为主的小行星和小行星家族之间动力学联系的研究发现，这些天体之间没有（核-幔-壳类型的）遗传联系。
2013-11-12 astro-ph.EP
Dark Primitive Asteroids Account for a Large Share of K/Pg-Scale Impacts on the Earth
本文建立了一个大型近地小行星（NEAs）的动力学模型，以了解K/Pg尺度撞击地球的发生率和性质。我们发现，预计在1 Gyr内将有16- 32（2- 4）个直径为$D>5$ km（$D>10$ km）的近地小行星撞击地球，其中约一半的撞击物是黑暗的原始小行星（其中大多数以半长轴$a>2.5$ au开始）。这些结果解释了为什么希克苏鲁伯陨石坑，地球上发现的第三大撞击结构（直径$\simeq180$公里），是由碳质球粒陨石的影响。他们建议，当结合以前公布的小（$D \lesssim 1$公里）近地小行星的结果，一个大小依赖的主带的抽样。我们的结论是，触发K/Pg大灭绝的撞击物$\simeq 66$百万年前是一个主带小行星，很可能（$\simeq 60$ \%的概率）起源于2.5 au以上。
2021-07-07 astro-ph.EP
Constraining the Regolith Composition of Asteroid (16) Psyche via Laboratory Near-infrared Spectroscopy
(16)Psyche是主带中最大的M-型小行星，也是美国宇航局发现级Psyche任务的目标。尽管在科学界获得了相当大的兴趣，但普绪客的组成和形成仍然不受限制。最初，普绪客被认为几乎完全由金属组成，因为它的雷达散射率高，光谱与铁陨石相似。最近的望远镜观测表明，在小行星表面还存在低铁辉石和外源碳质辉石。为了更好地了解这些额外的材料的丰度，我们研究了金属，低铁辉石和碳质球粒陨石的三组分实验室混合物的可见近红外（0.35 - 2.5微米）光谱特性。我们将这些混合物的带深和光谱斜率与（16）Psyche的望远镜光谱进行了比较，以限制物质丰度。我们发现与Psyche最匹配的混合物由82.5%的金属，7%的低铁辉石和10.5%的碳质组成，这表明小行星的金属含量低于最初估计的金属含量（约94%）。从我们的实验室实验中估计的碳质球粒陨石材料相对较高的丰度意味着这种外源物质通过低速碰撞到Psyche的表面。假设Psyche的表面是其散装材料含量的代表，我们的研究结果表明，35%的孔隙率，以配合最近的密度估计。
2021-05-26 astro-ph.EP
Surface thermophysical properties investigation of the potentially hazardous asteroid (99942) Apophis
在这项工作中，我们研究了小行星（99942）Apophis的表面热物理性质（热发射率，热惯性，粗糙度和几何曲率），使用现有的热红外观测的CanariCam的大望远镜CANARIAS和远红外数据的PACS的Herschel，先进的热物理模型的基础上。结果表明，阿波菲斯的热发射率在$8.70~μm$到$160~μm$之间具有波长依赖性，最大热发射率可能出现在$20~μm$附近，与灶神星相似.此外，我们进一步推导了Apophis在$Γ=100^{+100}_{-52}\rm~Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$，$f_{\rm r}=0.78\sim1.0$，$p_{\rm v}=0.286^{+0.030}_{-0.026}$，$D_{\rm eff}=378^{+19}_{-25}\rm~m$的一个可能的1 $σ$尺度和$Γ=100^{+240}_{-100}\rm~Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$，$f_{\rm r}=0.2\sim1.0$，$p_{\rm v}=0.286^{+0.039}_{-0.029}$，$D_{\rm eff}=378^{+27}_{-29}\rm~m$的3 $σ$尺度下的热惯性，粗糙度分数，几何半径和有效直径。小行星Apophis的热惯量较低，但表面粗糙度较高，这可能意味着Apophis表面可能存在风化层，并且与小行星Itokawa…
2017-03-20 astro-ph.EP
Aqueous alteration on main belt primitive asteroids: results from visible spectroscopy
本工作重点研究了作用于主带并在蚀变小行星上产生水化矿物的水蚀变过程。水蚀变对于揭示太阳系历史最早期发生的过程特别重要，因为它可以提供关于小行星热演化和小行星带中水源定位的信息。我们提出了新的光谱观测属于原始类C，G，F，B和P的80颗小行星的可见光区域。我们结合目前的观测与文献中提供的小行星的可见光光谱，共600原始主带小行星。我们的分析表明，水蚀变序列从P型物体开始，几乎没有改变，并通过F，B，C和G小行星增加。大约50%的观测到的C-型小行星在可见光中表现出吸收特征。由于水合硅酸盐，这意味着超过70%的硅酸盐将具有3 $μ$ m的吸收带，因此在其表面上具有水合矿物。这一过程在位于2.3至3.1天文单位之间的原始小行星中占主导地位，这比以前提出的日心距离要小。在50 - 240公里大小的原始小行星中，水蚀变过程占主导地位，而对于小于50公里的天体，水蚀变过程的影响较小。水蚀变过程和小行星的轨道参数之间没有相关性。比较了水化硅酸盐和CM 2碳质陨石的$\sim$ 0.7 $μ$ m带参数，发现陨石的带中心比小行星的带中心波长长。这种中心位置的差异可能归因于不同的矿物丰度，以及地球上可用的CM2可能不能代表整个水蚀变小行星群的事实。
2014-02-02 astro-ph.EP
On the origin of the Almahata-Sitta meteorite and 2008TC3 asteroid
小行星2008 TC 3是一颗近地小行星，于2008年10月7日撞击地球。陨石是由2008 TC 3在高层大气中的分裂产生的，目前，大约有600颗来自2008 TC 3的陨石-称为Almahata Sitta -已经被回收。对Almahata Sitta碎片的矿物学研究表明，小行星2008 TC 3是由不同类型的陨石（尿石、H、L和E陨石）组成的。了解这个机构的起源以及它是如何组合在一起的仍然是一个挑战。在这里，我们进行了详细的光谱和动力学研究，以显示2008 TC 3最有可能的源区是在低倾角（i<8度）的内部主带。我们表明，小行星的光谱类，可以与不同的陨石类型的Almahata Sitta是目前在该地区的主带，其中包括Nysa-Polana家庭和对象的背景在低倾角。寻找2008 TC 3形成的可能方案，我们发现，在目前的小行星带中，2008 TC 3是由不同矿物的小行星之间的低速碰撞形成的可能性很小。更有可能的是，2008 TC 3的异质成分是从小行星带处于不同动力学状态的时候继承而来的，最有可能是在太阳系的早期。由于脲伊利石是一个大型热变质小行星的碎片，这表明碰撞侵蚀（脲伊利石母体的破裂）和碰撞吸积（2008 TC 3母体的形成）的阶段在原始小行星带中重叠了一段时间。
2012-06-14 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
Prediction for close approaches with terrestrial planets of asteroids from the main belt
本文通过纳入Yarkovsky效应并采用精细时间步长的数值模拟，预测主带小行星转化为水星、金星、地球和火星CAPHAs的数量与频率，结果与观测及既往研究相符。
2025-02-19 astro-ph.EP
Arpu Kuilpu: An H5 from the Outer Main Belt
2019年6月1日，就在当地时间晚上7点30分之前，沙漠火球网络在西澳边境附近的南澳大利亚州上空检测到一个-9.3级的火球。这一事件被六个火球观测站观测到，持续了五秒钟。一个站几乎直接位于轨道下方，极大地限制了轨道解。这一轨迹的向后数值积分表明，该天体起源于半长轴为2.75天文单位的外部主带。还提取了一条光变曲线，表明该尸体在通过大气层期间几乎没有碎裂。与几名沙漠火球网络团队成员和其他志愿者一起进行了一次搜索活动。根据黑暗飞行模型，在预测的坠落区域内回收了一个42 g的碎片。根据对短寿命放射性核素的测量，该碎片被证实是新落下的。陨石Arpu Kuilpu被归类为H5普通球粒陨石。这标志着沙漠火球网络在澳大利亚发现的第五颗流星，也是有史以来最小的流星体（$\simeq 2$ kg）。
2022-02-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Grain Size Effects on UV-MIR (0.2-14 micron) Spectra of Carbonaceous Chondrite Groups
本研究测量七类碳质球粒陨石在0.2–14微米、五种粒度下的反射光谱，揭示粒度对反射率、谱带和分类的影响，并为贝努母体关联提供依据。
2024-01-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Insight into the Distribution of High-pressure Shock Metamorphism in Rubble-pile Asteroids
普通陨石中的冲击变质作用可以重建主小行星带中小行星之间的撞击事件。普通辉长岩的冲击变暗发生在岩石完全冲击熔融（>70 GPa）或硫化物和金属熔体注入固体硅酸盐（\sim 50 GPa）内的裂缝时。暗化的普通陨石掩盖了在S-复合小行星反射光谱中观察到的诊断硅酸盐特征，因此它们看起来与C/X-复合小行星相似。在这项工作中，我们研究的冲击压力和相关的变质模式的碎石堆小行星在碰撞速度为4-10公里/秒。我们使用的iSALE冲击物理代码和实现二维模型的简化属性，以量化以下参数对冲击变暗效率的影响：冲击速度，小行星内的孔隙度，撞击器的大小和弹射效率。我们观察到，在碎石堆小行星，撞击物的速度和大小是记录高级冲击变质的约束参数。然而，记录到的较高激波级的比例仍然很低（<0.2）。从10%到30%的砾石的孔隙度变化不会显着影响压力的分布和冲击变暗的材料的分数。碎石堆小行星中的压力分布与具有相同孔隙率的整体小行星中的压力分布非常相似。因此，要产生大量的高度冲击的普通陨石，就需要发生强碰撞事件（撞击速度超过8公里/秒和/或撞击物尺寸较大）。大量的小行星物质在撞击事件中逃逸（高达90%）;然而，只有一小部分逃逸的物质被冲击变暗（6%）。
2022-08-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
MARTIANS (MARs2020, TIANwen and So on) would see more potentially hazardous asteroids than Earthlings
本文将潜在威胁小行星概念扩展至火星，通过含雅可夫斯基效应的数值模拟估算出火星CAPHAs数量约为地球的3.6倍、出现频率为地球的2.6倍，揭示了未来火星观测的巨大潜力。
2024-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
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
(6478) Gault: Physical characterization of an active main-belt asteroid
2018年12月，主带小行星（6478）~Gault被报告显示活动。高尔特是一颗属于福凯亚动力家族的小行星，以前并不知道它是活跃的，福凯亚家族的任何其他成员也是如此。在这项工作中，我们提出的光度和光谱观测的结果，发现活动后不久开始。我们获得了对两个幽灵的观测，以监测其活动，旋转周期，组成和可能的非引力轨道演化。我们发现高尔特的自转周期为$P = 2.4929 \pm 0.0003$小时，光变振幅为$0.06$等。这种接近自旋势垒极限的短旋转周期与Gault具有不小于$ρ= 1.85$ ~g/cm $^3$的密度并且其活性由YORP自旋上升机制触发是一致的。在从$0.4^{\circ}$到$23.6^{\circ}$的相位角范围内对高尔特相位曲线的分析提供了$H = 14.81 \pm 0.04$、$G1=0.25 \pm 0.07$和$G2= 0.38 \pm 0.04$的绝对幅度。模型拟合相位曲线发现表面风化层粒度限制在100-500 $\rmμ$ m之间。利用相位曲线与λ d之间的关系，我们确定Gault的几何λ d为$p_{\rm v} = 0.26 \pm 0.05$，对应于$D = 2.8^{+0.4}_{-0.2}$ km的当量直径。我们的光谱观测结果都与普通的类方解石组成（S，或Q型的Bus-DeMeo分类）。通过对档案摄影底片调查的搜索发现，以前未被识别的高尔特探测…
2021-04-22 astro-ph.EP
Composition of Near-Earth Asteroid 2008 EV5: Potential target for Robotic and Human Exploration
我们在可见光（0.30-0.92微米）和近红外（0.75-2.5微米）波长下观察了潜在危险的小行星（PHA）2008 EV 5，以确定其表面成分。这颗小行星特别令人感兴趣，因为它是两个样本返回任务提案（马可波罗-R和隼鸟-2）和人类探索的潜在目标，因为它的低delta-v交会。2008 EV 5的光谱除了一个0.48微米的弱自旋禁戒Fe 3+吸收带外，基本上没有什么特征。光谱也有一个整体的蓝色斜率。2008年EV 5的最大值仍然不确定，根据热模型，下限为0.05，上限为0.20。Busch等人（2011年）估计的0.12与我们的热建模结果一致。2008年EV 5的基因组和组成也与C型分类学分类一致（Somers等人，2008年）。最佳光谱匹配是与类似于Orgueil的Cl碳质方解石，其也具有弱的0.48微米特征和整体蓝色斜率。这个0.48微米的特征也可以在磁铁矿的光谱中看到。CI卫星的最大值是我们对2008年EV 5最大值的估计范围的下限。
2012-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Size and Albedo Constraints for (152830) Dinkinesh Using WISE Data
本文利用WISE红外数据对主带小行星Dinkinesh进行孔径测光与热建模，测定其直径约0.76 km、反照率约0.27，表明其为典型S型石质小行星，为Lucy任务飞越提供重要预研约束。
2023-09-22 astro-ph.EP
Dynamics of asteroids and near-Earth objects from Gaia Astrometry
盖亚是一个天体测量任务，将于2013年春季发射。这一任务产生了许多科学成果，就我们的太阳系而言，该卫星将能够绘制数千颗主带小行星和近地天体的地图，这些小行星的星等降至20等以下。高精度天体测量（0.3-5质量标准的精度）将允许轨道改进，质量测定，并在预测和星历表的潜在危险的小行星（PHA）更好的精度。本文以小行星（99942）Apophis为例，给出了分析Gaia数据对已知小行星轨道影响的一些模拟试验，及其对近地天体分析的价值。然后，我们提出需要一个后续网络的新发现的小行星盖亚，坚持地面和空间数据的协同作用，轨道改进。
2016-08-29 astro-ph.EP
Inhomogeneities on the surface of 21 Lutetia, the asteroid target of the Rosetta mission
背景：2010年7月，欧空局的罗塞塔号航天器将飞越主带小行星21 Lutetia。到目前为止，已经对这颗小行星进行了几次观测，但它的表面组成和性质仍然是一个有争议的问题。很长一段时间以来，Lutetia被认为具有金属性质，因为它具有高的IRAS反射率。后来有人提出它的表面成分类似于原始的碳质球粒陨石，而进一步的观察则提出它可能与更进化的顽火辉石球粒陨石有遗传联系。目标：为了在解决Lutetia性质的难题方面做出重要贡献，我们于2008年11月在Telescopio Nazionale Galileo（TNG，La Palma，西班牙）对这颗小行星进行了可见光谱观测。方法：在不同旋转相位下获得13个可见光谱。研究结果：我们证实了Lazzarin等人（2009年）在Lutetia光谱中发现的约0.47-0.48微米处的窄光谱特征的存在。我们还发现了Lazzarin等人（2004年）在Lutetia光谱中发现的约0.6微米的光谱特征。更重要的是，我们的光谱在0.6和0.75微米之间表现出不同的光谱斜率，特别是，我们发现高达20%的Lutetia表面可以具有更平坦的光谱。结论：我们在不同的旋转阶段检测到光谱斜率的变化，这可以解释为可能是由于化学/矿物成分的差异，以及Lutetia表面结构的不均匀性（例如，在南半球的陨石坑或火山点的存在）。
2010-03-25 astro-ph.EP
Composition, Mineralogy, and Porosity of Multiple Asteroid Systems from Visible and Near-infrared Spectral Data
我们提供了一个位于主带（MB）使用可见光和近红外（0.45-2.5 μ m）光谱数据的42 MB的多个小行星系统（MASs）的分类和成分特征。矿物学分析用于确定MAS的陨石类似物，进而将其应用于Marchis等人（2012）的MAS密度测量，以估计系统孔隙度。大孔隙度被用来评估MAS形成的主要假设。可见光观测活动包括使用SOAR望远镜和古德曼高光谱仪获得的25个MAS。红外观测活动包括使用NASA IRTF和SpeX光谱仪获得的34个MAS。使用Bus-DeMeo分类系统对MAS进行分类。我们使用一种新的分析程序，小行星光谱分析程序（SARA）进行近红外光谱带参数分析。SARA例行确定带中心，面积和深度，利用诊断吸收功能附近的1和2微米。带参数分析提供了Gaffey亚型的S-型质谱;橄榄石辉石的相对丰度比;和橄榄石和辉石模态丰度的S-复合物和V-型质谱。这些矿物学信息被应用于确定陨石类似物。我们确定的H，L，和LL陨石类似物15个MAS与普通的方解石类（OC）矿物。我们观察到过量（10/15）的LL样矿物。在具有LL类矿物的MAS中，有7个与Flora家族成员一致，支持Flora家族是地球上LL类近地小行星和LL陨石来源的假设。使用陨石模拟物的测量密度和Marchis等人（2012）的MAS密度，我们估计了13个MAS的大孔隙度，发现所有估计的大孔隙度都与形成假设一致。
2014-09-01 astro-ph.EP
Ground-based Characterization of Hayabusa2 Mission Target Asteroid 162173 Ryugu: Constraining Mineralogical Composition in Preparation for Spacecraft Operations
作为航天器任务目标的小行星很有趣，因为它们为我们提供了验证地面光谱观测的机会。其中一个天体是近地小行星（NEA）（162173）Ryugu，它是日本航天局（JAXA）隼鸟2号采样返回飞行任务的目标。我们于2016年7月13日在夏威夷莫纳克亚使用3米NASA红外望远镜设施（IRTF）观测Ryugu，以限制该物体的表面成分，陨石类似物，并与主带和NEA种群中的其他小行星联系起来。我们还利用档案数据对其光度特性进行了建模。使用Lommel-Seeliger模型，我们计算了Ryugu在各种各样的观察几何形状以及诸如几何势、相位积分和球面键势等势量的预测通量。我们计算出的双相量与Ishiguro et al.（2014）的结果一致。我们的光谱分析发现我们的Ryugu光谱与NEA（85275）1994 LY和火星穿越小行星（316720）1998 BE 7的光谱几乎完美匹配，这表明它们的表面风化层具有相似的成分。我们将Ryugu的光谱与主带小行星（302）Clarissa的光谱进行了比较，Clarissa是Clarissa小行星家族中最大的小行星，Campins等人（2013）认为Ryugu可能是其来源。我们发现Clarissa的光谱与我们的Ryugu光谱有显著差异，但与Moskovitz等人（2013）获得的光谱相似。我们对Ryugu光谱的最佳可能的陨石类似物是两个CM 2碳质陨石，Migh…
2017-12-09 astro-ph.EP
Surface Composition of (99942) Apophis
2029年4月13日，近地小行星（NEA）（99942）阿波菲斯将在距离地球6个地球半径的地方通过。这一事件将为研究人员提供一个独特的机会，研究小行星在与类地行星近距离接触期间所经历的潮汐力的影响。Binzel等人（2010年）预测，近地小行星近距离飞越类地行星时，由于地震震动，将导致其风化层的重新形成。在这项工作中，我们提出了迄今为止获得的最好的阿波菲斯遭遇前近红外光谱。这些新数据是在2013年的显灵期间使用NASA红外望远镜设施（IRTF）获得的。我们发现，我们的光谱数据与Binzel等人（2009）之前的观测结果一致，但具有更高的信噪比。从光谱中提取了谱带参数，用于确定小行星的组成。使用朴素贝叶斯分类器，我们基于Fa与Fs的摩尔%计算阿波菲斯是LL球粒陨石的可能性>99%。使用相同的方法，我们估计的概率为89%的阿波菲斯是LL球粒陨石的基础上的ol/（ol+px）和Fs。动力学模型的结果表明，阿波菲斯最可能的源区是内主带的nu 6共振。本研究中提供的数据（特别是I带深度）可以作为验证2029年遭遇期间地震震动的基线。
2018-03-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Measurements of three exo-planetesimal compositions: a planetary core, a chondritic body, and an icy Kuiper belt analogue
本研究通过分析三颗白矮星吸积的行星子成分，揭示了系外行星核、球粒陨石体和冰质柯伊伯带类似物的不同组成与演化历史。
2025-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Survey Simulations of a New Near-Earth Asteroid Detection System
我们进行了模拟，以预测在热红外波长下运行的新的天基望远镜测量的性能，该测量旨在发现和确定大部分具有潜在危险的近地小行星群的特征。两个潜在的架构调查被认为是：一个位于地球-太阳L1拉格朗日点，和一个在金星拖尾轨道。制定并测试了一个样本节奏，以便对在地球白天天空中发现的物体进行必要的自我跟踪。利用最近对其物理和轨道特性的测定，模拟了有效球径大于等于140米的合成近地小行星群。两种架构的仪器灵敏度、积分时间和转换速度的估计值均包括在内，假设新的大型10 μ m探测器阵列能够在~35 K下工作。我们的模拟包括创建一个初步版本的移动对象处理流水线，适合在试验节奏上操作。我们在模拟的天空中测试了这条管道，模拟的天空中充满了天体物理学来源，如从斯皮策和WISE数据外推的恒星和星系，已知小行星的目录（包括主带小行星，彗星，木星特洛伊等），和合成NEA模型。对从综合测量中提取的模拟位置-时间对计算了试验轨道，以验证测试的节奏将产生适合于以后回收物体的轨道。我们的研究结果表明，地球-太阳L1和金星跟踪调查达到类似水平的潜在危险的小行星大于140米的整体完整性，放置在内部轨道的望远镜并没有提高发现率。这项工作是详细规划下一代NEA调查的必要的第一步。
2015-01-09 astro-ph.EP
Origin of Earth's water: sources and constraints
我们回顾了关于地球水的起源的知识状态。经验上的限制来自对太阳系天体和地球本身的化学和同位素测量。动力学模型已经揭示了地球形成期间向地球输送水的途径;大多数模型都与类地行星形成的特定模型相关联。与此同时，磁盘化学模型专注于确定行星构建块的同位素比率如何作为径向距离和时间的函数而变化，定义沿着这些路径传输的物质的标记。碳质球粒陨石--外小行星带的代表--与地球的水同位素相匹配（尽管地幔柱在较低的D/H下测量）。但是这种联系是如何建立起来的--地球上的水是否起源于小行星（就像经典的类地行星形成模型一样）？或者，更有可能的是，地球上的水是从与含水小行星相同的母体中输送出来的（例如，外部污染，如在大钉模型）？我们认为外小行星带--内、外太阳系的边界--是新发现的下一个前沿。外小行星带包含一群冰体，在12个主带彗星（MBC）上看到了挥发物驱动的活动;其中7个在反复的近日点通道上表现出升华驱动的活动。MBCs的同位素特征的测量将提供盘模型和动力学模型之间的链中的重要缺失环节。最后，我们推断岩石系外行星。迁移是唯一可能产生富含水的行星的机制，其中水的质量百分比超过百分之几（即使有迁移，一些行星也是纯岩石）。虽然水的流失机制仍有待更详细的研究，但我们预计水应该被输送到绝大多数岩石系外行星。
2019-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
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
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals IV. Temperature dependence of heat conductivity of asteroids and meteorites
要了解来自小行星带和太阳系类地行星区域的星子和原行星的致密化和分化，需要对其内部热演化进行可靠的建模。这方面的一个重要因素是对星子中矿物和金属的混合物的导热性的详细了解。导热系数的温度依赖性在这里由其混合物组分的性质通过理论模型来评估。这允许预测的温度依赖的热导率的整个范围内观察到的陨石成分，也为可能的其他组合物。为此，已发表的结果的热导率的温度依赖性的矿物成分中发现的相变材料适合卡拉威模型的声子在固体中的热导率。对于Ni、Fe合金，使用已发表的实验室数据。然后，利用混合规则计算了绝热材料的导热系数。微裂纹的作用进行了研究，这增加了壁散射的重要性声子为基础的热导率。该模型被应用到已公布的数据上的导热系数的个人propiontes。如果用该模型计算陨石的热导率，则可以很好地再现热导率与温度关系的实验数据。研究发现，微裂纹的存在会减小声子散射长度，从而对热导率的温度依赖性产生显著影响。
2018-04-02 astro-ph.EP
Compositional characterisation of asteroid (84) Klio with JWST
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Institute of Space Sciences and Technologies of Asturias（阿斯图里亚斯空间科学与技术研究所）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）；Amentum, NASA Johnson Space Center（阿门塔姆，NASA约翰逊航天中心）
本研究利用 JWST NIRSpec 首次对 asteroid (84) Klio 进行 3 μm 区域光谱分析，发现其光谱与 CM2 陨石相似，并检测到层状硅酸盐和碳酸盐特征，为约束该原始小行星的成分提供了新证据。
2025-10-22 astro-ph.EP
The Composition of M-type asteroids II: Synthesis of spectroscopic and radar observations
这项工作更新和扩展了我们利用阿雷西博雷达和美国航天局红外望远镜设施对主带小行星进行的长期雷达驱动观测活动的结果，这些活动侧重于Bus-DeMeo Xc和Xk型天体（Tholen X和M级小行星）（Ockert-Bell等人，2008年; 2010年; Shepard等人，2008年; 2010年）。我们的18个目标几乎同时被雷达观测到，这些观测结果在Shepard et al.（2010）中有描述。我们将我们的近红外数据与可用的可见光波长数据相结合，对我们的目标进行更完整的成分分析。成分的证据来自我们的目标小行星光谱使用两种不同的方法，一个\c{hi} 2搜索光谱匹配的RELAB数据库和陨石的参数比较。我们提出了四种新的参数比较方法，包括判别分析。判别分析识别陨石类型的准确率为85%。本文综合了这两种模拟搜索算法的结果，并将这些结果与雷达数据（Shepard等人，2010年）中提出的模拟结果进行了协调。我们已经观测到29颗小行星，其中18颗与雷达观测有关。对于观察到的29个对象中的18个（62%），我们的成分预测在两种或更多种方法中是一致的。我们发现，对于我们的Xc和Xk目标，34%的样本最适合的是铁陨石。顽火辉石球粒陨石最适合我们的目标（21%）。石铁陨石最适合我们的目标（7%）。判别分析表明，没有吸收带的小行星可以与铁陨石相比，而同时具有0.9和1.9微米吸收带的小行星可以与石…
2014-07-03 astro-ph.EP
Do Planetary Encounters Reset Surfaces of Near Earth Asteroids?
诸如太阳风溅射和微陨石撞击等过程可以改变无空气物体表面的光学特性。这就解释了为什么暴露于这些“空间风化”过程的主带小行星的光谱与普通球粒陨石的实验室光谱不匹配。相比之下，近地小行星（NEA）的一个重要部分（在小行星分类中定义为Q型）显示出与OC很好匹配的光谱属性。在这里，我们研究的可能性，Q-型近地小行星经历了最近遇到的类地行星和潮汐重力（或其他影响）在这些遭遇暴露新鲜的OC材料的表面上（从而给它的Q-型光谱特性）。我们使用数值积分来确定近地小行星与行星相遇的统计数据。这些结果被用来计算模型中预期的Q型小行星的比例和轨道分布，它们是空间风化时间尺度t_sw（定义见正文）和最大距离r* 的函数，在最大距离r* 上，行星相遇可以使表面复位。我们发现t_sw ~ 1 e6 yr（在1 AU处）和r* ~ 5 R_pl（其中R_pl是行星半径）最适合数据。值t_sw <1 e5 yr将要求r* > 20 R_pl，这可能是不可信的，因为这些非常遥远的遭遇应该是无关紧要的。如果t_sw > 1 e7年，Q型近地小行星的比例可能比观测到的小行星比例大得多。我们发现，t_sw ~ q^2，其中q是近日点距离，预计如果太阳风溅射控制t_sw，提供了一个更好的匹配的Q型近地小行星的轨道分布比模型与固定的t_sw。我们还讨论了如何地球磁层和辐射效应，如YORP可以影响近地小行星的光谱特性。
2010-05-19 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
280 one-opposition near-Earth asteroids recovered by the EURONEAR with the Isaac Newton Telescope
一个反对近地小行星（NEAs）的数量正在增加，必须回收它们以防止损失和失配风险，并改善其轨道，因为它们可能太微弱，无法在未来出现的浅层调查中检测到。我们的目标是恢复一半以上的小行星中心（MPC）建议使用艾萨克牛顿望远镜（INT）在软覆盖模式下进行观测的一个反对NEAs和一些可用的D-夜的分数。在2013年至2016年期间的大约130个小时内，我们瞄准了368颗近地小行星，其中56颗具有潜在危险的小行星（PHAs），观测了437个INT宽视场相机（WFC）场，并回收了280颗近地小行星（占所有目标的76%）。由大约10名学生和业余爱好者组成的核心团队参与，我们使用THELI、Astrometrica和Find_Orb软件，对最微弱的目标使用闪烁和跟踪叠加方法来识别所有移动物体，并绘制NEODyS的位置不确定性椭圆。大多数目标和回收的天体的视星等都集中在V~22.8等左右，其中一些变得像V~24等一样微弱。轨道弧通常从几个星期延长到几年;我们最古老的恢复达到16年。我们的1，854个NEA天体测量位置的O-C残差显示，大多数测量结果都紧密地聚集在原点周围。除了回收的近地小行星外，我们的团队还及时向MPC报告了大约3，500颗已知小行星的22，000个位置以及大约1，500个未知物体（主要是主带物体）的10，000个观测结果。在分析的领域中偶然发现了四个新的近地小行星，使欧洲近地天体在2…
2017-11-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
