Dielectric Properties of Vesta's Surface as Constrained by Dawn VIR Observations
对小行星的地面和轨道雷达观测为确定其表面粗糙度和介电特性以及可能探索其浅层地下的一些物理特性提供了独特的机会。如果确定小行星表面的介电和地形特性，就可以利用观测到的雷达后向散射来限制其表面结构特性以及潜在的地下挥发物富集。为了实现这一目标，我们建立了小行星灶神星的第一个介电模型的情况下，干燥，挥发性差的风化层-采用类比的月球土壤的介电特性，并调整了表面密度和温度推导出黎明的可见光和红光测绘光谱仪（VIR）。我们的模型表明，在灶神星表面的介电常数的实部是相对恒定的，范围从2.3到2.5从夜到白天的灶神星侧，而损耗角正切值显示出轻微的变化作为昼夜温度的函数，范围从0.006到0.008。我们估计表面孔隙度为~55%的上部米的风化层，来自VIR观测。这比先前从地球X和S波段雷达观测得出的孔隙度估计值高出约12%。我们认为，小行星灶神星的雷达后向散射特性将主要是由表面粗糙度的变化，而不是潜在的介电变化在上层风化层中的X-和S-波段。
2015-08-26 astro-ph.EP
Three-dimensional spectral analysis of compositional heterogeneity at Arruntia crater on (4) Vesta using Dawn FC
我们介绍了一种创新的三维光谱方法（三带参数空间与多面体），可用于定性和定量分析，提高表征（4）灶神星的表面异质性。这是一个先进的和更强大的方法相比，标准的二维光谱方法（两个波段参数空间）。使用了在高海拔测绘轨道（分辨率~ 60米/像素）期间获得的黎明分幅相机（FC）彩色数据。主要关注的是含有碳质磷灰石材料、橄榄石和冲击熔融物的霍华德石-钙铝榴石-闪长岩（HED）岩性。HED及其混合物的存档光谱，从RELAB，HOSERLab和USGS数据库，以及我们的实验室测量的光谱用于本研究。三维凸多面体的定义使用计算的实验室光谱的带参数值。本文选取了基于波段比（R0.92μm/R0.96μm）、中间比（R0.75μm/R0.83 μm/R0.92μm）和0.55 μm处反射率（R0.55μm）的多面体进行分析。采用IDL编程语言中的算法将FC数据点分配到相应的多面体。灶神星北半球的Arruntia地区因其在地质和矿物学上的重要性而被选作案例研究。我们观察到，这一地区是欧利特占主导地位的霍华德组成。在2.5个陨石坑半径的区域内，富含橄榄石的暴露程度比之前的发现大了约12%（Thangjam等人，2014年）。几乎纯的CM 2-球粒陨石，橄榄石，玻璃，和diogenite的岩石没有发现在这个地区。我们的光谱方法可以扩展到整个维斯塔表面，研究非均匀的表面组成和地质。
2015-12-09 astro-ph.EP
Olivine-rich exposures at Bellicia and Arruntia craters on (4) Vesta from Dawn FC
我们提出了一个分析的橄榄石丰富的曝光在贝利西亚和Arruntia陨石坑使用黎明分幅相机（FC）的颜色数据。我们的研究结果证实了Ammannito等人（2013 a）使用可见红外光谱仪（VIR）数据描述的这些地点存在富含橄榄石的物质。分析实验室光谱的各种Howardite-Eucrite-Diogenite陨石，高钙辉石，橄榄石和橄榄石-斜方辉石的混合物，我们得出三个FC光谱带参数，富橄榄石材料的指标。结合这三个波段参数，使我们能够第一次可靠地识别出模态橄榄石含量> 40%的站点。在贝利西亚和Arruntia的橄榄石丰富的曝光映射使用更高的空间分辨率FC数据。这些暴露位于外/内陨石坑壁的斜坡上，在Arruntia的地板上，在喷出物中，以及在附近的新的小撞击坑中。曝光的空间范围从几百米到几公里不等。富橄榄石出露与岩浆海洋和系列岩浆作用模式（如，Righter和Drake 1997; Yamaguchi等人1997）。然而，为什么富橄榄石物质主要集中在北半球（~36-42° N，46-74° E），而在Rhasilvia盆地几乎不存在，至今仍是一个未解之谜。
2014-08-20 astro-ph.EP
The Lunar Polar Icy Regolith and Possible Moonflows
Science Systems and Application, Inc/GSFC/NASA（科学应用公司/戈达德太空飞行中心/美国国家航空航天局）
该研究基于LCROSS、辉夜号等数据，探讨月球极地冰质月壤，发现极地存在含液态水的可能短期流动“月流”，为月球极地水分布及演化提供新证据。
2026-08-12 astro-ph.EP
Impact cratering on porous targets in the strength regime
小天体上的陨石坑对碰撞级联至关重要，也有助于将尘埃颗粒喷射到行星际空间。陨石坑的空洞是在表面的机械强度、重力加速度或两者的共同作用下形成的。中等大小的陨石坑的形成，比小天体上的风化层厚度大得多，其中机械强度起主导作用，而不是重力加速度，是在强度范围内。在表面上的块体上形成微坑也在强度范围内。另一方面，与风化层厚度相当的陨石坑的形成受到重力加速度和风化层颗粒之间的凝聚力的影响。在这篇简短的评论中，我们汇编了有关多孔目标的撞击成坑实验的文献数据，并总结了剥落直径与坑直径的比率，坑腔的深度，直径和体积，以及深度与直径的比率。在迄今为止在实验室中研究的具有各种孔隙度的目标中，基于常规的标度定律（Holsapple和Schmidt，J. Geophys.结果：87，1849-1870，1982）对于多孔沉积岩获得的成坑效率（Suzuki等人，杰·吉奥菲斯。Res. 117，E08012，2012）是中间体。与撞击速度高达14 $km s^{-1}$的玻璃靶上形成的微坑进行比较，表明撞击速度对成坑效率和深度直径比的不同依赖性。
2017-09-16 astro-ph.EP
Numerical Simulation of Impact Cratering and Induced Seismic Waves in Sand Targets
National Defense Academy（日本防卫大学校）；Kobe University（神户大学）
针对小天体低内聚性表岩屑的撞击问题，以沙子为模型构建数值模型，结合光滑粒子流体动力学模拟撞击坑形成及诱发地震波，复现实验声速、撞击坑半径等数据，为未知小天体撞击坑预测提供支撑。
2025-11-12 astro-ph.EP
The contamination of the surface of Vesta by impacts and the delivery of the dark material
黎明号宇宙飞船观测到灶神星表面存在暗物质，而暗物质又被证明与富含OH和H的物质有关。这种暗物质的来源已被确定为低丰度小行星，但仍有争议的是，暗物质的输送是否与少数大型撞击事件有关，是与微陨石有关，还是与灶神星上撞击物的持续长期流量有关。连续通量情景预测，灶神星吸积的外源物质中有很大一部分应该是由于类似于普通陨石的非黑暗撞击物，而这些撞击物只代表HED陨石中的少量污染物。我们探讨了连续通量的情况下，其影响的组成vestan风化层，利用数据从黎明任务和HED陨石。我们使用我们的模型表明，随机事件的情况下，和微陨石流量的情况下，连续流量的情况下的自然后果。然后，我们使用该模型来估计自LHB以来在Vesta上交付的黑暗和羟基化材料的数量，我们展示了我们的结果如何与黎明任务估计的值相匹配。我们用我们的模型来评估Fe和亲铁元素的量，连续流量的撞击物将混合在vestan风化层：关于亲铁元素，我们把注意力集中在Ni的作用。这些结果与HED陨石的Fe和Ni含量的现有数据一致，可用作今后研究黎明号飞行任务和HED陨石数据的参考系。我们的模型还不能提供一个答案，失踪的非碳污染物的命运，但我们讨论了这种差异的可能原因。
2014-06-12 astro-ph.EP
The Sariçiçek howardite fall in Turkey: Source crater of HED meteorites on Vesta and impact risk of Vestoids
2015年9月2日在土耳其发生的Sariçiçek howardite陨石雨由343块记录在案的石头组成，是第一个记录在案的howardite坠落。宇宙成因同位素表明，萨里奇切克经历了复杂的宇宙射线暴露历史，在约12-14 Ma期间暴露在母小行星表面附近的风化层中，并且在22 +/- 2 Ma前撞击地球时发射了一个约1米大小的流星体（所有HED陨石的三分之一）。锆石和斜锆石SIMS测年结果分别为4550.4 ± 2.5Ma和4553 ± 8.8Ma。磷灰石U-Pb年龄为4525 ± 17 Ma，K-Ar年龄为3.9 Ga，U、Th-He年龄为1.8 ± 0.7和2.6 ± 0.3 Ga，分别代表热变质和碰撞相关的再设定年龄。岩相学、地球化学和O-、Cr-和Ti-同位素研究证实，Sariçiçek属于HED陨石的正常家族。岩相学观察和有机物质分析表明，萨里奇切克风化层中有一小部分碳质球粒陨石物质，陨石在土壤中几天后受到有机污染。对坠落的视频观测显示，从西北方向17.3 +/- 0.8 kms-1处进入大气层，在37、33、31和27公里高度处碎裂，并提供了一个前大气层轨道，这是正常HED陨石族和内部主带之间的第一个动力学联系。光谱数据表明，萨里奇切克与灶神星小行星家族的光谱相似，灶神星是一组延伸到传递共振的小行星，其中包括（4）灶神星。流星体向地球输送的动力学模型表明，需要破坏一个约…
2021-02-07 astro-ph.EP
The collisional evolution of undifferentiated asteroids and the formation of chondritic meteoroids
大多数陨石是最近在小行星带经历的碰撞的碎片。在这种超高速碰撞中，较小的碰撞伙伴被摧毁，而小行星上的陨石坑也会形成或完全破裂。小行星带目前的大小分布表明，在太阳系存在期间，半径大于10厘米的物体会遇到半径为100公里的小行星$10^{14}$次;形成的陨石坑覆盖小行星表面约100次。我们提出了一个蒙特卡洛代码，考虑到统计轰击个别无限小的表面元素，随后压实的底层材料，形成一个陨石坑和风化层。对于整个小行星，计算10，000个单独的表面元素。我们比较喷射的物质从计算出的陨石坑与低岩石类型的陨石的冲击阶段，并发现这些最有可能来自较小的母体，不具有显着的风化层。对于较大的物体，其中加积风化层，厚度取决于最大的可见陨石坑可以作出预测。此外，我们还将一个半径最初为100公里的天体的陨石坑分布与小行星（21）Lutetia的形状模型进行了比较，假设它最初形成为球形，半径等于其目前最长的椭球体长度。在这里，我们发现两个物体的形状显示出彼此的相似之处。
2016-04-08 astro-ph.EP
The surface of (4) Vesta in visible light as seen by Dawn/VIR
我们使用黎明号航天器上的可见光和红光测绘光谱仪（VIR）的数据，在可见光波长下分析了灶神星的表面。我们绘制了小行星整个表面的各种光谱参数的变化，并得出了岩性图。我们利用最近校正的VIR可见光数据映射在550 nm的辐射因子，三种颜色的复合材料，两个光谱斜率，和相对于930 nm的晶体场在辉石签名的带面积参数。使用howardite-eucrite-diogenite（HED）陨石数据作为参考，我们推导出灶神星的岩性使用的930 nm和506 nm（自旋禁戒）带中心的变化，在VIR数据集观察。我们的光谱参数突出了在灶神星表面的显着的光谱多样性。这种多样性主要由撞击坑证明，并说明了灶神星地下和上地壳的异质性。撞击坑也直接参与了这种光谱多样性，将黑暗的外源物质带到了几乎整个半球。我们得出的岩性同意使用红外和可见光数据的组合获得的结果。因此，我们证明，它是可能的，以获得关键的矿物学信息，从可见光波长。除了506 nm的带，我们确定了550 nm的自旋禁阻带。正如合成辉石的实验室研究所报告的那样，我们也没有观察到灶神星表面这一特征的带中心的任何移动，因此也没有观察到不同矿物的带中心的任何移动，从而阻止了将550 nm的自旋禁带用于岩性推导。最后，最大的以前确定的橄榄石富集点显示了一个特殊的行为，在两个颜色的复合材料，但不是在其他光谱参数。
2021-09-20 astro-ph.EP
Lithologic Mapping of HED Terrains on Vesta using Dawn Framing Camera Color Data
灶神星是小行星带中质量最大的完整玄武岩天体，其表面成分很有趣，因为它为我们提供了一个了解星子岩浆分化的视角，这些星子最终合并形成了类地行星。灶神星表面的岩性和成分单位的分布提供了重要的制约其岩石学演化，影响历史及其与Vestoids和howardite-eucrite-diogenite（HED）陨石的关系。使用颜色参数（波段倾斜和波段曲率）最初开发用于分析月球数据，我们已经确定和映射HED地形灶神星黎明分幅相机（FC）的彩色数据。灶神星的平均光谱与磷硅铝钙石区域的光谱相同，这表明在太阳系历史上，由于撞击园艺，表面风化层广泛混合。我们的研究结果证实了半球形的二分法（东西和南北），已被观察到早期的研究中的颜色/组成。在南半球发现的富含闪长岩的物质表明，它是在Rhasilvia和Veneneia盆地形成期间被挖掘出来的。我们的HED地区的岩性映射提供了直接的证据灶神星的岩浆演化与Diogenite单位在Rhasilvia形成下地壳的分化对象。
2013-05-08 astro-ph.EP
Global regolith thermophysical properties of the Moon from the Diviner Lunar Radiometer Experiment
我们使用月球勘测轨道飞行器（LRO）的红外数据占卜者月球辐射计实验全球地图的月球风化层细粉层的热物理特性。热导率从表面的7.4 $\times$ 10 $^{-4}$ W m $^{-1}$ K $^{-1}$变化到$\sim$ 1 m深度的3.4 $\times$ 10 $^{-3}$ W m $^{-1}$ K $^{-1}$，给定表面的密度值为1100 kg m $^{-3}$，到1 m深度的1800 kg m $^{-3}$。平均而言，这些配置文件的标度高度为$\sim$ 7厘米，对应于55 $\pm$ 2 J m $^{-2}$ K $^{-1}$ s $^{-1/2}$在273 K的热惯性，相关的日常活跃的近地表层，$\sim$ 4-7厘米。热导率和热容的温度依赖性导致赤道热惯性的$\sim$ 2 $\times$日变化。在全球范围内，风化层细粉是非常均匀的，这意味着快速均匀化的影响园艺这一层的时间尺度$<$ 1 Gyr。区域和局部尺度的变化显示出$<$ 1 Gyr old的突出撞击特征，包括哥白尼年龄撞击坑内部和喷出物的较高热惯性（$>$ 100 J m $^{-2}$ K $^{-1}$ s $^{-1/2}$），以及Bandfield等人（2014年）确定的月球冷点内的较低热惯性（$<$ 50 J m $^{-2}$ K $^{-1}$ s $^{-1/2}$）。…
2017-11-02 astro-ph.EP
Dielectric properties and stratigraphy of regolith in the lunar South Pole-Aitken basin: Observations from the Lunar Penetrating Radar
我们检查了嫦娥四号（CE-4）任务上的月球穿透雷达（LPR）获得的数据，以研究月球背面月壤的介电特性和地层学。对2019年1月至2020年9月收集的数据进行了处理，以生成540米雷达图。由雷达图中的双曲线推导出雷达信号的传播速度和风化层的介电常数。由于CE-4 LPR检测到不同的平面反射体，我们根据雷达方程从最大穿透深度评估了介电损耗。导出的介电性能与阿波罗样品和嫦娥二号微波辐射计观测的测量结果进行了比较。结果表明，在着陆点的风化层具有2.64-3.85的介电常数和0.0032-0.0044的损耗角正切，这表明当地的风化层是由细粒度，低损耗的材料，比在嫦娥三号着陆点发现的均匀得多。风化物的总厚度为40 m，在重建的地下结构中发现了几个风化层和一个埋藏的火山口。这些地层清楚地记录了邻近地区的一系列撞击事件。我们认为，顶层主要是由140公里外的一个大陨石坑喷出物组成。相比之下，其他较薄层的物质来源来自附近较小的陨石坑。
2022-03-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Global Photometric Properties of Asteroid (4) Vesta Observed with Dawn Framing Camera
黎明号航天器环绕灶神星飞行了一年多，用分幅相机收集了大量可见光波段的多光谱、高分辨率数据。我们提出了一个详细的磁盘集成和磁盘解决光度分析使用帧相机图像与Minnaert模型和Hapke模型，并报告我们的结果的全球光度特性的灶神星。灶神星的光度特性显示出对波长的微弱依赖或没有依赖，除了太阳外。在554 nm处，灶神星的全球平均几何散射度为0.38+/-0.04，邦德散射度范围为0.20+/-0.02。测辐射热的邦德曲线为0.18+/-0.01。灶神星的相函数与S-型小行星的相函数相似。灶神星表面呈现单峰半峰分布，相对于全球平均值，其半峰全宽约为17%。这一宽度远小于几十公里大小的局部亮区和暗区中的全范围日冕（约为全球平均值的0.55倍至> 2倍），可能是全球范围内大量风化层混合的结果。Rhesilvia盆地的亮度比全球平均值高出约10%。从黎明分幅相机图像测量的灶神星的相位变红与近地小行星Renaissance任务测量的爱神星的相位变红相当或略强，但弱于以前基于灶神星地面观测和HED陨石实验室测量的测量。与Minnaert模型、Lommel-Seeliger模型和Lommel-Seeliger-Lambertian模型相比，Hapke模型和Akimov圆盘函数能更好地描述灶神星的光度行为。传统的光度校正方法在灶神星99%以上的表面得到验证，其中反射率在全球平均值的+/-30%范围内。
2013-08-07 astro-ph.EP
Delivery of Dark Material to Vesta via Carbonaceous Chondritic Impacts
美国宇航局的黎明号航天器对小行星（4）灶神星的观测显示，它的表面是我们迄今为止观测到的任何小行星中最高的亮度和颜色变化。使用黎明分幅相机（FC）0.75微米滤光片图像，在几种地质环境中发现了富含低散射暗物质的地形：与撞击坑有关（在喷出物覆盖层材料中和/或撞击坑壁和边缘上）;通常与地形高点有关的流动状沉积物或射线;以及撞击坑附近的暗点（可能是二次撞击）。这DM可能是一个遗迹的古代火山活动或外源的起源。我们报告说，DM的光谱的大部分是类似的碳质球粒陨石混合的材料土著灶神星。使用高分辨率的七色图像，我们比较了DM的颜色特性（色度，带深）与实验室测量的可能的模拟材料。DM的条带深度和宽度与富碳球粒陨石捕虏体的Howardite Mt.普拉特（PRA）04401。Murchison CM 2碳质球粒陨石和玄武质钙铝榴石Millbillillie的实验室混合物也显示了带深度和对DM的亲合力。DM（1-6体积%）中碳质球粒陨石丰度的建模与豪威陨石一致。我们没有发现大规模的火山活动（暴露的岩脉/火山碎屑瀑布）作为DM的来源的证据。我们使用撞击坑比例律和喷出物再增生的数值模型进行的建模工作表明，在低速（<2公里/秒）碳质撞击物形成约400公里Veneneia盆地期间，该DM在灶神星上的输送和就位。这一发现很重要，因为它强化了长期以来的观点，即原始天体是早期太阳系中碳和可能挥发物的来源。
2012-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
The Opposition Effect of the Asteroid 4 Vesta
我们提出的结果进行光度观测的小行星4灶神星的$B$，$R_{\rm C}$，和$z'$波段的最小相位角为0.1 $\timeform{D}$的四个小望远镜。的幅度，减少到单位距离和零相位角，分别为$M_{B}(1, 1, 0) = 3.83 \pm 0.01, M_{R_{\rm C}}(1, 1, 0) = 2.67 \pm 0.01$，和$M_{z'}(1, 1, 0) = 3.03 \pm 0.01$马格。从国际天文学联合会$H$-$G$函数获得的绝对幅度是$\sim$ 0.1马格暗于0 $\timeform{D}$的相位角的幅度确定从舍甫琴科函数和Hapke模型与相干后向散射效应项。我们的光度测量使我们能够推导出几何的$B$带0.35，在$R_{\rm C}$带0.41，和0.31的$z'$带通过使用Hapke模型与相干后向散射效应项。利用Hapke模型，估计灶神星光学活性风化层的孔隙度为$ρ$ = 0.4 - 0.7，得到的块密度为0.9 - 2.0 $\times$ $10^3$ kg $\mathrm{m^{-3}}$。很明显，灶神星的对射效应不仅对阴影隐藏效应有贡献，而且对相干后向散射效应也有贡献。$1\timeform{D}$。灶神星相干后向散射对映效应的幅度随反射率的增亮而增大。通过与其他太阳系天体的比较，我们认为光学活性尺度上的多次散射可能有助于相干后向散射对…
2014-06-18 astro-ph.EP
Resolved Spectrophotometric Properties of the Ceres Surface from Dawn Framing Camera Images
我们提出了一个全球性的分光光度表征谷神星表面使用黎明分幅相机（FC）的图像。我们确定的光度模型，产生最好的结果，光度校正图像。在接近谷神星时获得的校正FC图像被组装成全球地图和彩色地图。一般来说，谷神星上的色彩和颜色变化是静音的。该地图主要由Vendimia Planitia中的一个大型圆形特征主导，该特征从HST图像中已知（Li等人，2006年），并点缀着较小的明亮特征，主要与新鲜的陨石坑有关。表面上的主要颜色变化是由这些陨石坑内和周围的“蓝色”物质表示的，与平均地形相比，这些陨石坑在可见光波长范围内具有负的光谱斜率。我们还采用指数光度模型绘制了相位曲线的变化，这是一种以前应用于小行星灶神星的技术（Schröder et al.，2013年b）。谷神星的表面散射光线的方式与灶神星不同，因为几个看起来很新鲜的陨石坑的喷出物可能是光滑的而不是粗糙的。高弹性、蓝色和身体光滑度似乎都是年轻的指标。蓝色可能是由喷射物质的干燥造成的，类似于Poch等人实验中的层状硅酸盐/水冰混合物。一些蓝色地形的物理平滑度与最初的液体状态一致，可能是由于地下水冰的撞击融化。我们在Ernutet陨石坑附近发现了红色地形（正光谱斜率），De Sanctis等人（2017）在那里检测到有机物质。大型Vendimia Planitia特征的分光光度特性表明它是一个palimplant，与Marchi等人（2016）…
2020-11-07 astro-ph.EP
Physical Analysis of Bennu Samples Reveals Regolith Production by Collisional Disruption on Near-Earth Asteroids
Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Hopkins Extreme Materials Institute, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学霍普金斯极端材料研究所）；Jacobs-JETS, NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心雅各布斯-JETS）；University of Calgary（卡尔加里大学）；EAPS, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院地球、大气与行星科学系）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；National Air and Space Museum, Smithsonian Institution（史密森尼学会国家航空和航天博物馆）；Astromaterials Research and Exploration Science (ARES), NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心天体物质研究与探索科学部）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；INAF, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Rochester（罗切斯特大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Department of Geology, Rowan University（罗恩大学地质系）；Department of Earth and Planetary Sciences, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆地球与行星科学系）
研究通过分析贝努样本和实验室实验发现，碰撞碎片在微重力环境下被保留，表明碰撞破坏是松散层形成的主要机制，适用于其他高孔隙率的近地小行星。
2026-04-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Closing the gap between Earth-based and interplanetary mission observations: Vesta seen by VLT/SPHERE
上下文在过去的几十年里，几次行星际飞行任务对小型天体进行了原位研究，使我们对它们的地质和地球物理特性的理解取得了重大进展。然而，这些特派团的目标数量有限。其中，美国航天局的黎明号任务详细描述了小行星（4）灶神星表面的地形和星斑，空间分辨率约为20米/像素。目的。在这里，我们的目标是确定在灶神星的情况下，VLT/SPHERE可以从地面检索到多少地形和地形信息，以前的太空任务（黎明）为我们提供了可以用作基准的地面实况。方法.作为ESO大型项目（ID 199.C-0074）的一部分，我们在六个不同的时期使用VLT/SPHERE/ZIMPOL观测了灶神星，并使用参数点扩散函数（PSF）对收集的图像进行了去卷积。然后，我们将我们的图像与从黎明任务的3D形状模型生成的灶神星合成视图进行了比较，我们将灶神星的卫星信息投射到该模型上。结果我们表明，VLT/SPHERE图像的参数PSF的反卷积允许检索的主要地形和ESPRIDO功能，目前整个灶神星表面的空间分辨率约为20-30公里。轮廓提取显示出约1个像素（3.6mas）的精度。本研究首次对小行星表面地面自适应光学成像观测的准确性进行了定量估计。结论.在灶神星的情况下，下一代30- 40米望远镜（ELT，TMT，GMT）原则上应该能够解决其表面的所有主要特征，包括槽和南北火山口二分法，只要它们在衍射极限下工作。
2019-02-04 astro-ph.EP
The shape of (7) Iris as evidence of an ancient large impact?
小行星（7）Iris由于其亮度（V $\sim$ 7-8）和出现时0.33角秒的大角尺寸而成为盘分辨成像的理想目标。虹膜被认为属于避免内部分化的大型完整小行星类别，这意味着它目前的形状和地形可能记录了太阳系碰撞演化的前几个亿。我们恢复信息的形状和表面形貌的虹膜从磁盘分辨VLT/SPHERE/ZIMPOL图像中获得的框架，我们的ESO大程序。我们使用全数据小行星建模（ADAM）形状重建算法来建模虹膜的3D形状，使用光盘集成数据和光盘解析图像作为输入。我们分析了SPHERE图像，以推断小行星的整体形状及其主要陨石坑的形态。我们提出了鸢尾属植物的体积当量直径D $_{\rm eq}$ =214 $\pm$ 5 km，体积密度$ρ$ =2.7 $\pm$ 0.3 g cm $^{-3}$。它的形状似乎是一个大的赤道凹陷扁球体一致。我们确定了8个假定的表面特征，直径20- 40公里，在几个时代，我们解释为撞击坑检测。虹膜上的陨石坑的深度与直径比与灶神星上类似的10公里陨石坑相似。Iris的体积密度与其陨石类似物LL普通陨石的体积密度一致。考虑到没有一个碰撞家庭有关的虹膜和大陨石坑的数量在其表面上，我们认为，它的赤道凹陷可能是一个古老的（至少3 Gyr）的影响的残余。虹膜的形状进一步打开了大的星子形成为几乎完美的扁球体的可能性。最后，我们把虹膜和灶神星之间的陨石坑形态的差异归因于它们不同的表面…
2019-02-25 astro-ph.EP
Resurfacing processes constrained by crater distribution on Ryugu
了解小行星的地质变化过程可以提供有关其表面历史的信息。航天器拍摄的小行星图像显示，小陨石坑已经耗尽。地震震动被认为是造成陨石坑消失的原因，也是通过风化层对流或巴西坚果效应改变小行星地质的主要驱动力。然而，日本隼鸟2号飞行任务最近对小行星龙谷进行的一次人工撞击实验显示，地震活动微乎其微。为了研究地震震动模型是否能再现观测到的火山口记录，使用无粘性条件下的火山口生产函数分析了Ryugu火山口的分布。使用陨石坑大小-频率分布和陨石坑产生函数估算了Ryugu、Itokawa、Eros和Bennu的陨石坑保留年龄与陨石坑直径的函数关系。我们发现幂律指数“a”与扩散过程不一致（例如，地震震动，a=2）。这一结果表明，基于扩散方程的地震震动模型无法解释小行星上的陨石坑分布。替代过程包括表面流，可能是Ryugu地貌和光谱特征的起源。我们证明，在10^3-10^5年内，浅于1 m深度的物质通过撞击坑和湮没发生垂直混合。Ryugu年轻的表面年龄与先前研究中提出的陨石坑造成的缓慢空间风化一致。在2-4米深处重铺表面所需的时间尺度（10^4-10^6年）可以与返回样品的宇宙射线暴露年龄进行比较，以限制与Ryugu碰撞的撞击物的分布。
2021-12-28 astro-ph.EP
Photometry of LROC NAC resolved rock-rich regions on the Moon
研究米和亚米尺度的地质特征，特别是无气物体表面的巨石和巨石场，可以深入了解风化层的演变及其形成的各种过程的贡献。先前的研究已经使用图像比率检查了年轻陨石坑周围的月壤的光度特性。我们将这种方法扩展到提取表面特性，特别是粗糙度特性，专属于巨石场和巨石，构成他们周围的撞击坑。在这项研究中，月球上的岩石丰富的地区进行了调查，使用光度粗糙度采用归一化对数相位比差度量测量和比较的斜率的相位曲线（反射率与相位角）的岩石丰富的领域，以岩石自由领域。我们比较了模拟图像上的岩石丰富的领域与LROC NAC图像（0.5米/像素）上的岩石丰富的领域的光度粗糙度。使用这种技术，我们确定，岩石丰富的表面不一定是光度粗糙比岩石免费的地区。此外，我们发现粗糙度的解决岩石领域，以表明存在不同的亚毫米尺度的岩石粗糙度（微地形），并可能，变量岩石单散射。后者的性质可能是由岩石岩石学和材料的风化和侵蚀的反应。在两个陨石坑的下行和上行的光度平滑和粗糙的巨石场的空间聚类观察，反映喷出物的不对称性，并可能表明在影响挖掘过程中喷出物岩石表面的不对称修改。
2023-01-24 astro-ph.EP
Variegation and space weathering on asteroid 21 Lutetia
在2010年飞越期间，罗塞塔号上的OSIRIS相机通过一系列窄带滤光片获得了数百张小行星Lutetia表面的高分辨率图像。虽然Lutetia在可见光波长范围内看起来非常平淡，但Magrin等人（2012年）在Baetica星团中初步确定了紫外线颜色的变化，Baetica星团是一组靠近北极的相对年轻的陨石坑。由于Lutetia仍然是一颗知之甚少的小行星，这种颜色变化可能会为其表面的性质提供线索。我们将颜色分析更进一步。首先，我们使用形状模型和改进的相机指向的图像进行正射校正，然后应用各种技术（光度校正，主成分分析）得到的彩色立方体。我们在Baetica陨石坑集群的特点杂色在高空间分辨率，确定陨石坑射线和小，新鲜的撞击坑。我们认为，至少有一些颜色的变化是由于空间风化，这使得Lutetia的风化层更红，更亮。
2017-01-04 astro-ph.EP
The brittle boulders of dwarf planet Ceres
我们使用在低海拔测绘轨道（LAMO）中获得的黎明分幅相机的图像绘制了矮行星谷神星表面上大于105米的所有巨石。我们发现谷神星上的巨石在高纬度地区数量更多，根据陨石坑计数，它们的最大寿命为$150 \pm 50$ Ma。这些特征与黎明号早期的目标小行星（4）灶神星上的巨石明显不同，这意味着谷神星巨石的机械强度较弱。它们的性质的线索可以在谷神星复杂的地壳成分中找到，其中富含层状硅酸盐和盐。由于水冰只存在于地表以下几米处，我们认为巨石中也有冰。此外，巨石的大小频率分布是最好的拟合威布尔分布，而不是习惯的幂律，就像灶神星巨石。鉴于可能的尺寸测量误差类型，这一发现是稳健的。
2021-05-25 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
Quantitative grain size estimation on airless bodies from the negative polarization branch. II. Dawn mission targets (4) Vesta and (1) Ceres
本研究利用近红外偏振观测Dawn任务目标灶神星与谷神星，通过负极化分支特征定量估算表面粒度，验证了方法的有效性，为小行星分类和表土演化研究提供新途径。
2024-03-31 astro-ph.EP astro-ph.IM
Hypotheses for near-surface exchange of methane on Mars
最近，好奇号探测器在火星上探测到了0.7 ppb的甲烷背景和7 ppb的甲烷峰值。这种原位测量重新定位了我们对火星环境及其生命潜力的理解，因为目前的理论并不涉及任何每年变化的甲烷地质源或汇。特别是，南部冬季的10倍海拔表明甲烷的来源尚未被发现。在这里，我们建议近地表水库可以解释这种变化。使用的温度和湿度测量从漫游车，我们发现，高氯酸盐在风化层潮解形成液体溶液，潮解进展到更深的地下在季节的甲烷尖峰。因此，我们提出以下三个可检验的假设。第一种情况是盖尔陨石坑的风化层在干燥时吸附甲烷，并在潮解时将甲烷释放到大气中。吸附能需要为36 kJ/mol，以解释甲烷峰值的大小，高于现有的实验室测量。第二种情况是微生物在液体溶液中将土壤中的有机物转化为甲烷。这种情况不需要风化层吸附，但需要火星上现存的生命。第三种情况是深层地下含水层产生甲烷爆发。对甲烷和水的持续现场测量以及对吸附和潮解的实验室研究将检验这些假设，并为近地表储层的存在及其与大气的交换提供信息。
2016-04-28 astro-ph.EP
The dynamical surface of Phobos: a morphodynamic atlas
Centro de Astrobiología CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所天体生物学中心）；Universidad Carlos III de Madrid（马德里卡洛斯三世大学）；Université Paris Cité, Institut de Physique du Globe de Paris, CNRS（巴黎 Cité 大学、巴黎地球物理研究所、法国国家科学研究中心）
研究火卫一表面形态及光谱异质性成因，核心方法是用RAVEL代码结合动力学模型计算风化层轨迹，主要贡献是揭示风化层迁移路径，提供3D形态动力学图谱，有助于确定火星卫星探测航天器样本地理来源。
2026-07-23 astro-ph.EP physics.comp-ph
Asteroid (21) Lutetia: Disk-resolved Photometric Analysis of Baetica Region
(21)2010年7月，罗塞塔飞行任务访问了Lutetia，并以0.15至156.8度的相位角进行了观测。位于北极的Baetica地区已被OSIRIS相机系统广泛观测。Baetica包含一个称为北极陨石坑群（NPCC）的区域，显示了一组叠加的陨石坑，在小相位角图像上呈现出杂色的迹象。为了研究位置，我们使用了分布在14个过滤器中的187张图像，这些图像由NAC（窄角相机）和WAC（广角相机）在飞越过程中拍摄。我们使用Minnaert圆盘函数和Akimov相位函数对该区域进行光度建模，最终在5度和20度的相位角处重建分辨光谱斜率图。我们在NPCC中观察到Gallicum和Danuvius-Sarnus Labes之间的二分法，但没有显著的相位变红。在下一步中，我们将Hapke（2008，2012）模型应用于NAC F82+F22（649.2 nm），WAC F13（375 nm）和WAC F17（631.6 nm），使我们能够构建NAC F82+F22的正常Applido和Hapke参数图。在Baetica上，649 nm的全局属性为：几何散射系数0.205 ± 0.005，平均单次散射系数0.181 ± 0.005，平均不对称因子-0.342 ± 0.003，平均掩影对抗效应幅度和宽度分别为0.824 ± 0.002和0.040 ± 0.0007，平均粗糙度为11.45 ± 3 °。…
2017-10-03 astro-ph.EP
Ceres' opposition effect observed by the Dawn framing camera
行星风化层的表面反射率可能会在接近零相位角时急剧增加，这种现象被称为对冲效应（OE）。被认为是亮度激增的主要贡献者的两个物理过程是阴影隐藏（SH）和相干后向散射（CB）。阴影隐藏在行星风化层中的发生是不言而喻的，但事实证明，很难从遥感观测中明确地证明CB。CB理论的一个预测是OE角宽度的波长依赖性。黎明号宇宙飞船在矮行星谷神星的表面观测到了OE。我们的特点OE的解决表面，包括明亮的谷物光斑，并找到SH和/或CB的证据。我们分析图像的黎明分幅相机的光度建模的相位曲线。我们发现，大多数被调查的表面的OE具有非常相似的特性，增强因子为1.4，半高宽为3°（宽OE）。一个值得注意的例外是阿扎卡陨石坑的新鲜喷出物，它显示出非常窄的亮度增强，仅限于相位角$< 0.5$ °（窄OE）;因此，这是在CB被认为占主导地位的范围内。我们没有发现宽OE的宽度与波长的依赖关系，并且缺乏研究窄OE的依赖关系的数据。波长依赖CB宽度的预测是相当模糊的。零相位观测使我们能够确定谷神星的可见几何轨道为$p_V = 0.094 \pm 0.005$。与其他小行星的比较表明，谷神星广泛的OE是其光谱型小行星的典型特征，其特征主要与表面的散射有关。我们的分析表明，CB可能发生在谷神星的黑暗表面在一个高度本地化的方式。
2018-11-13 astro-ph.EP
Puzzling asteroid 21 Lutetia: our knowledge prior to the Rosetta fly-by
2004-2009年开展了广泛的观测活动，目的是在2010年7月罗塞塔号飞越之前完成对卢泰西亚的地面调查。我们已经获得了BVRI光度和V波段偏振测量在很宽的相位角范围内，可见光和红外光谱在0.4-2.4微米范围内。我们分析了他们与以前公布的数据一起检索信息Lutetia的表面特性。测定了Lutetia表面在极面附近的光变曲线振幅、绝对星等、相对效应、相位系数和BVRI颜色。我们更精确地定义了偏振相位曲线的参数，并显示了它们与其他中等偏高小行星的明显差异。为了解释不同技术发现的特征，我们提出：（一）Lutetia具有非凸形形状，可能是由于存在一个大的陨石坑，以及可能与表面形态有关的不均匀表面特性;（ii）至少部分表面被粒度小于20微米的细粒风化层覆盖;（三）与Lutetia的表面成分最接近的陨石类似物是特殊类型的碳质陨石，或者Lutetia具有不具有代表性的特定表面成分在研究的陨石中。
2010-03-09 astro-ph.EP
Thermal properties of large main-belt asteroids observed by Herschel PACS
非分辨热红外观测有助于研究小行星表面的热特性和物理特性，条件是通过热物理模型很好地确定目标的形状和旋转特性。我们使用校准程序赫歇尔PACS数据（70，100，160 $μ$ m）和国家的最先进的形状模型来自自适应光学观测和/或光学光变曲线，以限制第一次的12个大的主带小行星的热惯性。我们还模拟了以前特征良好的目标，如（1）谷神星或（4）灶神星，因为它们构成了重要的基准。使用比例作为自由参数，大多数目标需要重新缩放$\sim$ 5\%，与给定绝对校准误差条的预期一致。这构成了一个很好的交叉验证的缩放形状模型，虽然一些目标需要更大的重新缩放，以重现红外数据。我们得到了典型的大型主带小行星的低热惯性研究之前，这继续支持的概念，这些表面覆盖着细粒绝缘风化层。虽然PACS观测到的波长是主带小行星的发射峰值的方向，但它们被证明对限制小行星的大小和热惯性非常有价值，而且对表面粗糙度不太敏感。最后，我们还提出了一个图形化的方法来帮助检查如何不同的值的指数用于缩放作为日心距离（即温度）的函数的热惯性影响我们的解释的结果。
2020-05-04 astro-ph.EP
Spectral properties of the surface reflectance of the northern polar region of Mercury
我们分析信使反射率测量覆盖水星的北极地区，北水星半球的研究最少的地区。我们使用水星双成像系统广角相机（MDIS/WAC）和水星大气和表面成分光谱仪（MASCS/VIRS）的观测结果来研究表面反射率的光谱依赖性。从这两种仪器的观测中得到的结果是非常一致的。我们发现，测量的反射光谱的二次多项式描述给出了非常好的拟合的数据，他们携带的信息，可以最好的特点是由两个参数，平均反射率和平均相对光谱斜率，平均在探索的波长范围。四种主要类型的地形已知形成水星的风化层在北部地区，平坦的平原（SP），严重的陨石坑地形（HCT），新鲜喷出物/材料和红色坑坑洼洼的地面（RPG）的属性进行检查，在这两个参数。结果进行了比较，并发现与早期的研究所获得的一致，尽管在获得准确的反射率测量的大入射角条件下的极性地区的特点遇到的困难。这些结果将有助于BepiColombo飞行任务的准备工作，并支持其观测战略。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
