Similar origin for low- and high-albedo Jovian Trojans and Hilda asteroids ?
希尔达小行星和木星特洛伊小行星是两个低相对密度（p $_{\rm v}$ ~ 0.07）的小行星群，Nice模型预测它们起源于原始柯伊伯带。然而，WISE和斯皮策太空望远镜（SST）最近的调查显示，这些天体中约有2%具有高的反射率（p $_{\rm v}$ > 0.15），这可能表明这两个群体中的闯入者-即不是在柯伊伯带形成的天体。在这里，我们报告的光谱观测在可见光和/或近红外光谱范围内的12个高吸收度（p $_{\rm v}$ > 0.15）希尔达小行星和木星特洛伊。这12个天体的光谱特性与低旋度的天体群相似，这表明低旋度和高旋度的希尔达小行星和木星特洛伊小行星的组成相似，因此它们的起源也相似。因此，我们建议，最高的反射率可能是由于统计偏差或不确定性，影响WISE和SST测量。然而，一些高的温度可能是真实的，一些碰撞引起的表面重塑的结果，可能包括水冰。未来的工作应该尝试调查这种所谓的明亮材料的性质。由于我们的样本中没有闯入者，因此我们可以在99.7%的置信水平下将具有意外分类类别的闯入者丰度的上限设定为0.4%（例如，A、S、V型小行星）。
2014-07-25 astro-ph.EP
Three fast-spinning medium-sized Hilda asteroids uncovered by TESS
利用TESS数据发现三颗自转周期3.2-3.7小时的快速自转希尔达小行星，其需较高内聚力或密度以防碎裂，该现象可由早期太阳系混入的C型小行星解释。
2025-05-30 astro-ph.EP
WISE/NEOWISE Observations of the Hilda Population: Preliminary Results
我们提出了1023个已知的小行星在希尔达地区的太阳系观测的广域红外巡天探测器（WISE）的NEOWISE组件的初步分析。希尔达斯观测到的大小范围从$\sim 3 - 200$公里。我们没有发现其他项目报告的大小依赖性。我们的样本的平均值较低，加权平均值为$p_V = 0.055\pm0.018$，适用于NEOWISE调查抽样的所有尺寸。我们观察到一个显着的分数的对象在两个已知的碰撞家庭中的希尔达人口。结果表明，Hilda碰撞族比一般族亮，加权平均消光系数为$p_V = 0.061\pm0.011$，且以D型小行星为主; Schubart碰撞族较暗，加权平均消光系数为（$p_V = 0.039\pm0.013$）.利用反射的太阳光在两个最短的WISE带通，我们能够推导出一种方法的分类学分类的$\sim 10%$的Hildas探测到的NEOWISE调查。对于直径大于30公里的希尔达斯，有$67^{+7}_{-15}%$ D-型小行星和$26^{+17}_{-5}%$ C-/P-型小行星（其中大多数是P-型）。
2011-10-03 astro-ph.EP
Stability of Hilda asteroids at 3:2 resonance point in restricted three-body problem
本文利用椭圆限制性三体问题证明 Hilda 小行星的 3:2 共振可由可积的单共振 Hamilton 量描述，并通过正则变换与 Poincare 截面阐明其轨道稳定，区别于 3:1、2:1 共振的混沌机制。
2024-09-08 astro-ph.EP
Resonant amplitude distribution of the Hilda asteroids and the free-floating planet flyby scenario
本文提出自由漂浮行星飞掠可触发木星快速外迁并改变3:2共振位置，从而解释希尔达小行星最小共振振幅缺失的观测特征，并约束了该行星的轨道与质量参数。
2024-10-01 astro-ph.EP
On the Long-Term Orbital Behaviour of Hilda Asteroids - I. Global Stability Patterns and Catalogue
Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（昆士兰大学南部天体物理中心）；Centro de Investigación y Desarrollo en Ciencias Aeroespaciales, Academia Politécnica Aeronáutica, Fuerza Aérea de Chile（智利空军航空航天科学研发与理工学院）；Centro Espacial Nacional, Fuerza Aérea de Chile（智利空军国家航天中心）；Kindai University（近畿大学）
本研究通过对2699颗希尔达小行星的长期动力学模拟，揭示了其稳定性分布，发现约54.7%高度稳定，支持希尔达群体起源于太阳系早期且过去规模更大的观点。
2026-09-25 astro-ph.EP
Primitive asteroids in the main belt, Cybele, and Hilda populations from Gaia DR3
LIRA, Université Paris Cité, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CY Cergy Paris Université, CNRS（拉伊特研究所，巴黎西岱大学，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Institut Universitaire de France (IUF)（法兰西学院）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（宇宙科学研究所，日本宇宙航空研究开发机构）
利用Gaia DR3数据研究主带及Cybele、Hilda区域的原始小行星分布，发现318个新D型和124个Z型小行星，验证理论估算。
2026-01-20 astro-ph.EP
Chasing Tails: Active Asteroid, Centaur, and Quasi-Hilda Discovery with Astroinformatics and Citizen Science
1950年发现的小行星（4015）威尔逊-哈林顿（Wilson-Harrington）放射性活动促使天文学家意识到，类似彗星的活动不仅限于彗星。自那时以来，已经发现了不到30颗活跃的小行星，但它们拥有太阳系基本物理和化学过程的线索。大约一半的活动归因于升华，突出了小行星作为一个“挥发性水库”-一个动态的小行星群，港口挥发物。在木星和海王星轨道之间发现的半人马座，在1977年首次被发现，代表了另一个水库。活跃的半人马也很罕见，已知的不到20个。了解太阳系挥发物的分布具有广泛的意义，从为太空探索计划提供信息，到阐明行星系是如何形成的，挥发物是我们所知的生命的先决条件。我们着手增加已知活动物体的数量，以便能够将它们作为种群进行研究。在这篇论文中，我提出了（1）我们的管道，提取已知的小行星的图像，以介绍给公民科学家，（2）我们的概念证明证明，证明暗能量相机图像是理想的活动检测（Chandler et al. 2018），（3）我们如何确定一种潜在的新的复发活性机制（Chandler等人，2019年），（4）半人马座活动发现，加上一种新技术，以估计哪些物种正在升华（Chandler等人，2020年），（5）我们的项目如何使我们能够将一个物体归类为主带彗星的成员（Chandler等人，2021年），一个罕见的（<10）活跃小行星子集，以升华驱动的活动而闻名，（6）确定了一颗准希尔达彗星和一条动…
2022-08-25 astro-ph.EP
Migratory Outbursting Quasi-Hilda Object 282P/(323137) 2003 BM80
我们报告对象282 P/（323137）2003 BM 80正在经历一个持续的活动爆发，持续超过15个月，迄今为止。这些发现部分源于我们的NASA合作伙伴公民科学项目Active Asteroids（http：activeasteroids.net），我们在这里介绍。我们通过我们的观测活动（梵蒂冈先进技术望远镜，洛厄尔发现望远镜和双子座南方望远镜）获得了282 P的新观测结果，证实282 P在UT 2022年6月7日活跃，大约在2021年3月图像显示2021/2022年活动的15个月后。我们将282 P归类为类希尔达天体（Quasi-Hilda Objects）的一员，类希尔达天体是一组在轨道区域发现的动态不稳定天体，类似于希尔达小行星（与木星有3：2共振的天体），但其动力学特征不同。我们的动力学模拟显示，在过去的180年里，282 P至少经历了五次与木星的近距离接触，一次与土星的近距离接触。282 P很可能是250年前的半人马座或木星家族彗星（JFC）。在350年内，经过大约15次强烈的木星相互作用，282 P很可能迁移成为JFC，或者不太可能成为主带小行星。这些迁移突出了一个连接半人马座和JFC与准希尔达斯和潜在的活跃小行星的动力学路径。综合这些结果与我们的化学模拟和新的活动观察，我们发现挥发升华是主要的活动机制。我们预计在2023年可能观测到静止的282 P，这将有助于通过测…
2022-08-18 astro-ph.EP
PRIMASS visits Hilda and Cybele groups
西贝尔和希尔达动力群划定了小行星带的外缘。它们的组成分布是制约太阳系演化模型的关键因素。在本文中，我们提出了一个组成分析，这些人口使用光谱观测，SDSS和NEOWISE数据。作为PRIMASS（Primitive Asteroids Spectroscopic Survey）的一部分，我们用4.1 m SOAR望远镜的Goodman高光谱仪获得了Hilda或Cybele群中18个天体的可见光谱，用3.56 m TNG的近红外照相光谱仪获得了20个Hilda天体的近红外光谱。为了增加我们的统计分析，样本被放大了，光谱取自文献。检查光谱的水蚀变带和其他光谱特征，可以链接到组成的限制。分析表明，从主带的Cybele，希尔达和特洛伊地区的成分的连续分布。我们还确定了人口中的特洛伊人组不存在于希尔达或Cybele对象。
2017-11-06 astro-ph.EP
Outbursting Quasi-Hilda Asteroid P/2010 H2 (Vales)
类希尔达小行星P/2010 H2（Vales）在2010年经历了一次壮观的光度爆发，亮度为7.5等（1000倍）。在这里，我们提出了我们的光学观测这一事件的四个月期间，从4月20日至8月10日。爆发开始于UT 2010年4月15.76日，释放出总横截面为17，600平方公里（假设为0.1），质量为1.2e9 kg的尘埃颗粒，这大约是核质量的1 e-4，作为半径为1.5 km，密度为500 kg/m3的球体。虽然爆发的上升阶段非常陡峭（亮度加倍时间为数小时），但随后的衰落发生缓慢（衰落时间尺度从数周增加到数月），因为大的低速粒子从核中漂移出来。衰减光变曲线的一个简单模型表明，喷射出的粒子占据了从微米到厘米的广泛尺寸范围，并遵循指数为3.6+/-0.1的微分幂律分布（类似于其他彗星）。最快的粒子的速度为210 m/s，表明小颗粒的气阻加速与气流耦合良好。低能量的过程，包括旋转破裂，热和干燥应力开裂，以及静电排斥，都不能产生P/Vales测量的高粒子速度，因此被低估了。由于类希尔达天体的动力学寿命短，碰撞概率低，因此撞击来源不太可能。喷出物的比能估计为220 J/kg。这次爆发是在上个世纪与木星的一系列遭遇之后发生的，这与近日点向内位移后传导的热量延迟激活掩埋的超挥发物（和/或次表面无定形冰的结晶）相一致。雪崩产生的碎片云的潜在来源也被认为是。
2020-10-10 astro-ph.EP
Asteroid families in the first order resonances with Jupiter
与木星处于一阶平均运动共振中的小行星拥有关于确定巨行星最终结构的过程的重要信息。在这里，我们修改了目前的人口对象在J2/1（赫库巴间隙组），J3/2（希尔达组）和J 4/3（图勒组）的共振。发现的多冲小行星的数量是J2/1 274，J3/2 1197，J 4/3 3 3。利用层次聚类技术和颜色识别，我们在J3/2共振中识别了围绕物体（1911）Schubart的碰撞出生的小行星家族。在最大的小行星（153）希尔达周围也有一个较松散的星团。使用N体数值模拟，我们证明了Yarkovsky效应（从小行星表面的红外热辐射）导致系统漂移的偏心率共振小行星，而它们的半长轴几乎是固定的，由于与木星的强耦合。这是一个不同的机制，从主带家庭，其中雅科夫斯基漂移影响基本上是半长轴。我们用离心率演化确定了Schubart族的年龄为（1.7 ± 0.7）Gyr，Hilda族的年龄> 4Gyr。我们还发现，碰撞出生的集群在J2/1共振将有效地动态分散。因此，如果这些天体中的大多数是来自一个年龄超过1 Gyr的事件的碎片，那么这种共振内稳定种群的陡峭尺寸分布就有意义了。最后，我们测试的稳定性共振人口在木星和土星的交叉相互平均运动共振。特别是，我们发现原始的对象在J3/2共振有效地从他们的轨道时，木星和土星越过他们的1：2平均运动共振。
2011-04-20 astro-ph.EP
Binary Candidates in the Jovian Trojan and Hilda Populations from NEOWISE Lightcurves
确定一群小行星的双星比例，特别是作为两个组成部分之间间隔的函数，有助于描述双星形成时的动力环境，这反过来又对太阳系的动力演化提供了制约。我们搜索了NEOWISE档案数据集，通过其诊断性的大光曲线幅度寻找接近和接触的二进制特洛伊木马和希尔达斯。我们提出了48个554希尔达和34个953特洛伊二进制候选人需要跟进，以确认其大的光变曲线振幅，随后限制二进制轨道和组件的大小。从这些候选人中，我们计算出一个初步估计的二进制分数没有确认或去偏14-23%的特洛伊木马大于12公里和30-51%的希尔达斯大于4公里。一旦确认了二元候选项，就可以通过估计调查偏差来推断潜在的、去偏的二元分数。
2014-12-04 astro-ph.EP
The evolution of asteroids in the jumping-Jupiter migration model
在这项工作中，我们调查的原始带的小行星，代表了大量的无质量的测试粒子，迁移的类木行星的引力作用下的跳跃-木星模型的框架下的演化。我们进行了几次模拟，考虑测试粒子分布在主带，以及在希尔达和特洛伊集团。模拟开始时，木星和土星锁定在相互3：2的平均运动共振加上3个海王星质量的行星在一个紧凑的轨道配置。在迁移过程中，行星间的相互作用导致其中一个海王星在不到1000万年的演化中被抛出，导致木星在半长轴上跳跃了约0.3天文单位。这在所研究的小天体的总体中引入了大尺度的不稳定性。迁移阶段后，模拟扩展到4 Gyr，我们比较了模拟测试粒子的最终轨道结构与当前的小行星主带的绝对星等$H<9.7$。结果表明，为了再现现今的主带，原始带的分布在倾角上应在$\sim10^{\circ}$处达到峰值，在偏心率上应在$\sim0.1$处达到峰值。我们讨论的影响，这对大钉模型。结果还表明，无论是原始的希尔达人，还是特洛伊人，都没有在不稳定中幸存下来，证实了这样的人口必须从其他来源植入的想法。特别是，我们解决植入希尔达斯和特洛伊人从主带人口的可能性，但发现这种贡献应该是轻微的。
2015-09-22 astro-ph.EP
Did the Hilda collisional family form during the late heavy bombardment?
我们模拟了希尔达碰撞家庭位于3/2平均运动共振与木星的长期演变。它的偏心率分布的演变主要是由于Yarkovsky/YORP效应，并假设：（一）撞击破裂是各向同性的，（二）小行星的分布与大的一样，我们可以估计希尔达家族的年龄为$4_{-1}^{+0}\,{\rm Gyr}$。我们还计算了J3/2区的碰撞活动。我们的结果表明，目前的碰撞率是非常低的一个200\，km的母体，使预期的事件的数量在陀螺是远远小于一个。大年龄和碰撞破裂的低概率使我们得出结论，希尔达家族可能是在碰撞更加频繁的晚期重轰炸期间创建的。因此，希尔达家族可以作为LHB期间行星轨道行为的测试。我们测试了巨行星迁移对家庭成员分布的影响。与观察到的希尔达族一致的情况是那些具有快速迁移时间尺度$\simeq 0.3\,{\rm Myr}$到$3\,{\rm Myr}$的情况，因为较长的时间尺度产生了耗尽的族和偏心率的太多散布。此外，有迹象表明，在希尔达家族形成时，木星和土星不再处于紧凑的配置（周期比为$P_{\rm S}/P_{\rm J} > 2.09$）。
2011-09-06 astro-ph.EP
Orbital and absolute magnitude distribution of Hilda population
本研究利用Catalina Sky Survey十年观测数据，计算了Hilda小行星的偏差校正轨道与绝对星等分布，并识别了碰撞族，发现碰撞族成员占比超60%，为外行星形成模型提供了检验。
2025-03-06 astro-ph.EP
Young asteroid pair candidates in the Jovian Trojan population
Bertin VF Nuclear
通过GPU加速积分识别出两个年龄小于250万年的木星特洛伊小行星对候选体，揭示了稀疏群体中年轻小行星对的形成。
2026-06-25 astro-ph.EP
Observational Completion Limit of Minor Planets from the Asteroid Belt to Jupiter Trojans
随着发现的小行星越来越多，确定一个观测上完整的样本对于统计分析和为太阳系动态演化的理论模型提供信息至关重要。本文提出了一种简单的方法来估计作为半长轴函数的绝对星等H_lim的经验观测完备性。我们的方法在应用中需要更少的假设和决策，使结果在实施它的研究中更具可移植性和可重复性，并且可以扩展到预计在未来十年使用Vera C的更大的小行星数据集。鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）。使用的H_lim（a）的值在半长轴，a，在高分辨率下确定的，我们表明，观测完整的样本大小的主带小行星是大于2的因素相比，使用一个保守的单一值的H_lim，在以前的研究中经常采用的方法。此外，通过拟合小行星数据库中H_lim（a）至7e5天体的简单物理模型，我们的模型揭示了主带与主带以外的小行星群（匈牙利、希尔达斯和特洛伊）之间的统计学显著差异，表明可能存在人口差异，如它们的大小、偏心率或倾角分布。
2020-10-15 astro-ph.EP
Spins and shapes of asteroids reconstructed from photometry from surveys
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天文研究所）
利用巡天光度数据和凸光变曲线反演，重建约3万个小行星的自转与形状模型，揭示自转周期分布与分类、自转屏障附近形状及非主轴旋转等规律。
2026-10-06 astro-ph.EP
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
The taxonomic distribution of asteroids from multi-filter all-sky photometric surveys
几十年来，人们一直在研究小行星在主带的分布，以了解其组成分布，以及这告诉我们太阳系的形成和演化。现在，全天空调查提供的数据数量级超过有针对性的调查。我们提出了一种方法来纠正偏置的小行星种群在斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的大小，距离，和duplex。我们对这个数据集进行分类，与总线和总线DeMeo系统一致，并给出了由此产生的分类分布。该数据集包括小至5公里的小行星，直径比以前的作品小三倍。由于我们的样本中的尺寸范围很广，我们按数量，表面积，体积和质量呈现分布，而以前的工作完全是按数量。虽然数量分布是一个有用的数量，并且已经使用了几十年，但这些额外的数量为总物质的分布提供了新的见解。我们在主带内部发现了D型的证据，根据行星迁移过程中天体从外太阳系注入内太阳系的动力学模型（Levison et al. 2009），它们是意想不到的。我们没有发现S型或其他意想不到的类特洛伊人和希尔达之间的证据，虽然偏向于这样的检测。最后，我们首次估计了内太阳系中各类物质的总量。主带最大的质量级依次为C、B、P、V和S。除了谷神星、智神星、灶神星和仙女座这四颗质量最大的小行星外，原始物质（C型和P型）占了主带和特洛伊小行星质量的一半以上，其余大部分质量都是S型。所有其他类都是火星和木星之间物质的次要贡献者。
2013-07-09 astro-ph.EP
The consequences of planetary migration on the minor bodies of the early Solar System
卵石吸积是一种有效的机制，能够建立在原行星盘气相的生命周期内的巨行星的核心。核心通过这个过程增长，直到原行星达到其卵石隔离质量并开始吸积气体。在生长过程中，由于与气态原行星盘的相互作用，原行星经历了快速，大规模的向内迁移。在我们的工作中，我们调查了这种早期迁移如何影响我们太阳系中的次要天体种群。特别是，我们专注于木星特洛伊和希尔达斯小行星。我们发现，一个巨大的和偏心的希尔达组被捕获的迁移过程中从5和8 AU之间的区域，随后耗尽在后期的巨行星的不稳定性。我们的模拟还表明，巨行星的向内迁移总是会产生木星特洛伊人的领先群体，其人口比落后群体更多，其比例与当前观察到的特洛伊人不对称比例相当。另一方面，木星的原位形成会产生对称的前导/尾随群。不对称的原因是迁移行星和共轨共振中的粒子之间的相对漂移。捕获发生在木星核心的成长过程中，特洛伊小行星随后在巨大的行星迁移到它们的最终轨道时被携带。被捕获的特洛伊人的不对称性和偏心率与观测结果很好地吻合，但它们的倾角接近于零，总质量比目前的人口高3-4个数量级。未来的建模将需要了解特洛伊人在数十亿年的动态演化是否会提高倾斜度并将质量消耗到观测值。
2019-02-20 astro-ph.EP
Size distributions of bluish and reddish small main-belt asteroids obtained by Subaru/Hyper Suprime-Cam
我们使用安装在8.2米斯巴鲁望远镜上的Hyper Suprime-Cam对小行星进行了宽视场巡天观测。我们探测到了3,000多颗主带小行星，在r波段的探测极限为24.2等，根据每颗小行星的g-r颜色将其分为两组（蓝色C型和红色S型），并获得了每组的大小分布。我们发现在直径为0.4-5 km的小行星范围内，类C色和类S色小行星的尺寸分布形状是一致的。假设在这个尺寸范围内的小行星种群处于碰撞平衡状态，我们的研究结果表明，组成差异几乎不影响碰撞强度的尺寸依赖性，至少对于几百米到几公里的尺寸范围。该尺寸范围对应于"自旋势垒“的尺寸范围，即在旋转速率分布中观察到的上限。我们的研究结果是一致的，认为大多数小行星在这个大小范围内有一个碎石堆结构。
2021-10-01 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
Thermophysical Investigation of Asteroid Surfaces II: Factors Influencing Grain Size
小行星表面经受机械风化过程，导致风化层的发展和演变。两个拟议的机制-冲击轰击和热疲劳-已被提议为可行的和主要的风化过程。在此之前，我们编制和估计了数百颗小行星（大部分在主带）的热惯性，并确定了它们对温度、直径和旋转周期的依赖性。在这项工作中，我们估计从这个大的热惯性数据集使用热导率模型的小行星风化层的粒度。在我们之前的工作之后，我们对粒度数据集进行多变量线性模型拟合，并量化其对直径和旋转周期的依赖性。我们发现，最佳拟合模型拟合表明，小行星颗粒大小与小于10公里的小行星的物体大小成反比，并且在此大小截止值以上没有表现出任何关系。当旋转周期大于~5 hr时，旋转周期与粒度成正相关，小于5 hr时，旋转周期与粒度成负相关。我们认为，冲击风化和热疲劳是重要的风化机制。此外，我们运行事后的t-检验光谱组之间，以确定我们的小行星集之间的组成差异。值得注意的是，疑似富含金属的M型和E型小行星的颗粒尺寸大于预期，P型小行星的颗粒明显小于其他类型
2022-03-16 astro-ph.EP
Asteroid lightcurves and detection, shape, and size biases in large-scale surveys
大多数小行星都有些拉长，光变曲线振幅不为零。即使这些小行星的平均星等比规定的灵敏度限值要暗，也可以在大规模巡天中探测到。我们探讨了一组理想化的，但有用的近似细长的小行星的检测。我们发现，物体暗到1等比调查的灵敏度极限可能会被检测到，并且这种效果是最明显的小行星的光变曲线振幅0.1-0.4 mag。这施加了一个偏差的人口，必须适当占的派生大小和形状分布。
2021-05-20 astro-ph.EP
Planetesimal clearing and size-dependent asteroid retention by secular resonance sweeping during the depletion of the solar nebula
与太阳系的其他地方相比，小行星主带区域的重元素分布非常低。观测调查还表明，小行星（$ \le 50$ ~公里大小）的数量不足，比碰撞凝聚和碎裂平衡产生的单一幂律分布所预期的数量低两个数量级。在这里，我们考虑的可能性，一个主要部分的原始小行星人口可能已被清除的木星的长期共振，因为它扫过主小行星带期间耗尽的太阳星云。这种效应导致小行星轨道偏心率的激发。同时，流体动力阻力和行星盘潮汐相互作用有效地阻尼偏心率的次100公里大小和超月球大小的微行星，分别。这些综合效应导致小行星的轨道衰减，并从现在的主带区域（$\sim 2.1-3.3$ ~AU）清除。因此，中等大小（50到几百公里）的微行星在它们的出生地附近优先保留为主带小行星，具有适度的渐近偏心率。较小的小行星是后来发生的分裂性碰撞的碎片，正如当今的小行星家族所表明的那样。这一假设为观测到的主带小行星表面密度低和大小分布提供了一个自然的解释。它还提供了一个解释有限的空间范围内的类地行星积木没有广泛的迁移木星的要求。
2016-10-30 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
The effect of the dust size distribution on asteroid polarization
我们已经制定了一个理论描述如何的小行星的极化相位曲线将受到影响的尘埃从表面上去除由于一个大小依赖的现象，如辐射压力驱动的逃逸悬浮粒子。利用夏威夷大学2.2米望远镜上的双光束成像偏振仪对4颗小（D ~ 1 km）近地小行星[（85236），（142348），（162900）和2006 SZ 217]进行了新的观测，并利用（25143）Itokawa和（433）Eros的观测结果对我们的计算进行了检验。我们发现，从小行星反射的光的偏振控制的矿物和化学成分的表面，是独立的尘埃颗粒。因此，超过反转角的极化相位曲线斜率与小行星的倾角之间的关系与表面风化层大小分布无关，对主带和近地小行星都有效。
2009-09-21 astro-ph.EP
Reconstructing the size distribution of the primordial Main Belt
在这项工作中，我们的目标是限制主带小行星的大小分布的斜率，在其原始状态。为此，我们将注意力转向2.82和2.96天文单位之间的主要小行星带部分，即所谓的“原始区”，那里的小行星数量密度低，小行星家族很少，分离良好。利用这些独特的特征，并使用修改后的层次聚类方法，我们能够从该地区删除大多数小行星家族成员。剩下的背景小行星应该是原始起源的，因为与木星强烈的5/2和7/3平均运动共振抑制了小行星在邻近区域的转移。在$17<D(\rm{km})<70$大小范围内的小行星的大小-频率分布有一个斜率$q\simeq-1$。利用Monte-Carlo方法，我们能够模拟和补偿小行星群体的碰撞和动力学演化，并得到其大小分布斜率$q=-1.43$的上界。此外，应用相同的“家庭提取”方法的相邻区域，即中间和外部带，并比较各自的背景人口的大小分布，我们发现的统计证据表明，没有大的原始起源的小行星家庭已经形成在中间或原始区。
2017-06-07 astro-ph.EP
High Ecliptic Latitude Survey for Small Main-Belt Asteroids
主带小行星自形成以来一直在不断相互碰撞。它的大小分布主要取决于小行星强度对灾难性撞击的大小依赖性。作为物体大小函数的强度比例律可能取决于碰撞速度，但这种关系仍然未知，特别是在速度可达10公里/秒的超高速碰撞情况下。我们提出了一个宽视场的成像调查在黄道纬度25度左右的调查，具有高度倾斜的轨道的小主带小行星的大小分布。分析技术允许有效的小行星探测和高精度的光度测量，提供了足够的样本数据，以估计倾角大于14度的亚公里小行星的大小分布。累积粒径分布的最佳拟合幂律斜率在0.6-1.0 km直径范围内为1.25 +/- 0.03，在1.0-3.0 km直径范围内为1.84 +/- 0.27。我们提供了一个简单的尺寸分布模型，考虑到由于从重力缩放制度的强度缩放制度的过渡的幂律斜率的振荡。我们发现，高倾角人口有一个浅的斜率的大小分布的主要组成部分相比，低倾角人口。受到超高速撞击的小行星群会经历碰撞过程，相对于黄道小行星而言，大天体具有更高的破坏强度和更长的寿命。
2013-08-15 astro-ph.EP
The Kilometer-Sized Main Belt Asteroid Population as Revealed by Spitzer
利用来自MIPSGAL和金牛座遗产巡天的多历元斯皮策空间望远镜24微米数据，根据小行星的相对运动探测小行星。这些红外探测结果与已知小行星相匹配，旋转平均直径和旋转平均半径是利用近地小行星模型结合蒙特卡罗模拟对1835颗大小从0.2公里到143.6公里不等的小行星进行的模拟得出的。IRAS或MSX也检测到这些对象的一个小的子样本，并且从该数据导出的单波长λ dos和直径拟合在IRAS和/或MSX导出的λ dos和直径的5%以内，证明了我们技术的稳健性。在这个样本中，小的主带小行星的平均几何半径为p_V = 0.138，样本标准差为0.105。该样本的分布比IRAS或MSX样本更加多样化。直接导出了小直径主带小行星的累积尺寸-频率分布。讨论了光学和红外探测的完备性极限。
2012-04-05 astro-ph.EP
Eccentricity distribution in the main asteroid belt
主带小行星的观测完整样本现在跨越两个数量级以上的大小和数量超过64，000（不包括碰撞家族成员）。我们对小行星的偏心率进行了分析，并用简单的物理模型对其进行了解释。我们发现，Plummer（1916）关于小行星的偏心率服从瑞利分布的结论对于大的小行星的密切偏心率也成立，但是适当的偏心率偏离瑞利分布：小于$\sim0.1$的偏心率不足，而较大的偏心率过多。我们进一步发现，适当的偏心率并不显着依赖于小行星的大小，但有很强的依赖于日心距离：外小行星带遵循瑞利分布，但内带是惊人的不同。内带的偏心率可以被建模为从参数$\sim0.06$的瑞利分布中得出的随机取向和幅度的原始偏心率矢量与随机相位和幅度$\sim0.13$的激励的矢量和。这些结果表明，小行星的动力学激发发生在较晚的时期，它与小行星的大小无关，内带的动力学激发比外带强。我们讨论了原始的小行星带的影响，并建议，观测完整的样本大小的主带小行星是足够大，更复杂的模型拟合的偏心率是有道理的，可以用来测试替代理论模型的小行星的动态激发的历史和它的联系的巨行星的迁移历史。
2016-11-17 astro-ph.EP
Sizes of main-belt asteroids by combining shape models and Keck adaptive aptics observations
我们选择了50个主带小行星的直径在20和400公里之间，我们有（一）的形状模型推导出的光变曲线反演方法（LI）和（ii）解决的观测质量好收集的凯克II自适应光学（AO）系统在近红外。我们推导出这些小行星的大小，通过最大限度地减少从反卷积AO图像的轮廓和投影轮廓计算的形状模型在AO观测的时间之间的差异。我们计算了其中48颗小行星的体积当量直径。对于其中的15个，我们去除了由LI导出的形状模型的典型极点方向的模糊性。我们已经发现，我们的等效直径分别比由IRAS，WISE和AKARI提供的中红外测光观测得出的有效直径小3%，7%和2%。对于40个小行星与先前确定的质量估计，我们计算它们的体积密度和讨论的质量密度依赖分类类型。
2013-08-02 astro-ph.EP
ATM: An Open-Source Tool for Asteroid Thermal Modeling
我们公开发布ATM，这是一个Python包，旨在对小行星通量测量进行建模，以估计小行星的大小、地面温度分布和发射率。完整的多维后验概率密度函数是使用马尔可夫链蒙特卡罗。该软件包还包括$\sim$ 150，000颗小行星的$\sim$ 250万WISE通量测量数据文件和其他MPC数据，以及带有分析示例的Python编译器笔记本。这里介绍的整个分析，包括所有的图，表和目录，可以很容易地复制这些公开发布的笔记本。我们表明，ATM可以匹配NEOWISE团队（Mainzer et al. 2016）在2016年发表的观测良好的小行星的最佳拟合大小估计值，偏差小于百分之一，分散度仅为6%。我们估计，基于WISE的小行星大小估计的准确性对于大多数物体来说大约在15-20%的范围内。我们还研究了斯隆数字巡天（SDSS）收集的光学数据，并表明光学颜色和基于WISE的最佳拟合模型参数的相关性表明后者的鲁棒性。我们的分析还支持Harris和Drube（2014年）的主张，即可以使用最佳拟合温度参数和红外线反射率来选择候选金属小行星。我们调查的SDSS颜色和光学之间的相关性，来自使用基于WISE的大小估计，并表明，这种相关性可用于估计小行星的大小与光学数据单独，精度约为21%，相对于基于WISE的大小估计。在考虑了系统误差之后，基于红外和光学颜色的尺寸估计之间的精度差异变得小于两倍。（节略）
2019-05-08 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
Thermophysical Investigation of Asteroid Surfaces I: Characterization of Thermal Inertia
小行星的热惯性是风化层热物理特性的一个指标，由表面颗粒的大小决定。以前的小行星热物理模型研究已经确定或建议，对象的大小，旋转周期和日心距离（温度的代理）作为重要的因素，分别影响热惯性。在这项工作中，我们提出了新的热惯性239小行星和模型的所有三个因素的多变量模型的热惯性。使用多历元的红外数据的一个大的（239）一组对象观察到的WISE，我们推导出的大小，热惯性，表面粗糙度，并使用热物理建模方法，不需要一个对象的形状或自旋轴方向的先验知识的自旋感。我们的热惯性结果与文献中类似大小的小行星的先前值一致，并且我们在主带小于8公里的小行星中发现了过量的逆行旋转体。然后，我们结合我们的研究结果与热惯性从文献中构建一个多变量模型和量化的依赖小行星直径，旋转周期，和地面温度。这一多变量模型考虑到了三个独立变量之间的相互依存关系，确定小行星直径和地面温度是对热惯性的强有力控制因素。
2021-07-13 astro-ph.EP
Combining asteroid models derived by lightcurve inversion with asteroidal occultation silhouettes
小行星的大小可以通过观测小行星对恒星的掩星来直接测量。当有足够的观测穿过阴影的路径时，可以重建小行星的投影轮廓。小行星的形状模型来自测光的光变曲线反演方法，使我们能够预测的小行星的掩星时间的方向。通过缩放形状模型以适应掩星弦，我们可以确定小行星的大小，相对准确度通常为10%。我们结合44个小行星的形状和自旋状态模型（其中14个是新的或更新的模型）与现有的掩星数据，以获得小行星的有效直径。在许多情况下，掩星允许我们拒绝两个可能的极点解决方案，来自测光。我们表明，通过结合从光变曲线反演与掩星时间，我们可以得到独特的物理模型的小行星。
2011-04-21 astro-ph.EP
A Search for Subkilometer-sized Ordinary Chondrite Like Asteroids in the Main-Belt
小行星对表面风化层和碰撞寿命的影响取决于其大小，这表明小行星比大行星年轻。在这项研究中，我们进行了斯巴鲁望远镜/Suprime-Cam的主带小行星（MBA）调查，以寻找次超新星大小的普通球粒陨石（Q型），如MBA。总测面积为1.5度^2，靠近黄道面，接近对日面。共检测到150例MBA，其中B、V、R、I四条带。探测到的小行星的绝对星等范围在13到22等之间，相当于MBA中直径从千米到亚千米的大小范围。从这次观测中，150个色不确定度小于0.1的MBA中有75个被用于光谱型分析，并检测到两个可能的Q型星状体。这意味着MBA中Q型与S型的比例< 0.05。同时，近地小行星（NEAs）的Q/S比估计为0.5至2（Binzel等人，2004; Dandy等人，2003年）。因此，Q型近地小行星可能从主带地区的风化，S型表面输送到近地球区，然后在那里经过重新表面处理后获得它们的Q型，非风化表面。再面对机制可以是：1。在行星相遇期间，由于潮汐效应引起的表面物质的扩散（Binzel等人，2010; Nesvorny等人，2010），2. YORP上旋诱导旋转裂变（Polishaked等人，2014）或表面重新布置，或3.热降解（Delbo等人，2014年）。
2015-04-07 astro-ph.EP
Asteroid thermophysical modeling
小行星热物理建模领域在过去十年中经历了非凡的增长，因为可以获得数十万小行星的新的热红外数据。小行星的红外辐射取决于天体的大小、形状、旋度、热惯性、粗糙度和旋转特性。因此，这些参数可以通过红外数据的热物理建模得到。热物理模型得出了小行星大小的估计，这些估计在后来的航天器访问中得到了确认。我们讨论了仪器的进步，现在允许中红外干涉观测以及高精度分光光度法，提出了自己的一套热modelingchallenges.We提出的热惯量，小行星土壤的性质的敏感指标，使我们能够，例如，确定小行星风化层的粒度研究取得的重大突破。热惯性也支配着对小行星轨道的非重力影响，因此需要建立热物理模型，以便进行精确的小行星动力学研究。来自太阳的小行星、流星体和彗星的辐射加热也控制着地表物质的热应力;直到最近才被认为是一个重要的风化过程。目前，所有主要航天机构都在研究使用热红外仪器的小行星空间飞行任务。这将需要高度复杂的热物理模型，以便分析高质量的航天器数据。
2015-08-23 astro-ph.EP
Space weathering of asteroids
对模拟空间风化光学效应对无大气层行星体的实验室实验的分析表明，将普通球粒陨石的光谱改变为类似于S型小行星的整体光谱形状和斜率所需的时间约为0.1百万年。将样品的可见光衰减降低到约0.05所需的时间约为100万年。由于这两个时间尺度都远小于大于几公里大小的小行星的平均碰撞寿命，因此应该观察到许多低能量小行星，它们的光谱呈红色，吸收带减弱，而不是S型占主导地位。事实并非如此，因为小行星表面不像实验室样品那样被视为未受干扰。我们已经估计了发生在105年的时间小行星和各种大小的射弹之间的碰撞的数量，并表明，影响激活的风化层粒子的运动抵消了小行星表面的光学成熟的进展。小行星表面因撞击而不断恢复活力，这使得具有普通球粒陨石成分的天体无法被S型小行星所掩盖。光谱分析使用相对不变的光谱参数，如谱带中心和谱带面积比，可以确定S型小行星的表面是否具有非磁性成分。主小行星带环境与1 AU环境的差异，以及月球与主带小行星之间的物理差异（即，大小）可以解释主带小行星上缺乏月球型风化的原因。
2012-11-27 astro-ph.EP
How to form asteroids from mm-sized grains
太阳系中小行星的尺寸分布表明，它们是自上而下形成的，100-1000公里长的天体是由致密的小固体颗粒团块的引力坍缩形成的。我们调查的条件下，固体颗粒可以形成致密的团块在原行星盘。我们使用流体动力学代码来模拟圆盘中的固-气相互作用。我们发现，小到毫米大小的颗粒可以形成致密的团块，但仅在固体占局部表面密度$\sim$ 8%的区域。更一般地说，我们绘制了与颗粒团块形成一致的颗粒尺寸和浓度范围。
2016-04-07 astro-ph.EP
Physical Properties of Asteroids in Comet-like Orbits in Infrared Asteroid Survey Catalogs
我们利用红外天文卫星、AKARI和广域红外巡天探测器根据其轨道特性（即，相对于木星的Tisserand参数TJ和远日点距离Q）。我们发现，（i）根据我们的标准，有123颗小行星在彗星状轨道上（即，（2）80%的低轨道天体具有低轨道密度，pv < 0.1，与彗星核一致;（3）低轨道天体的尺度分布比活动彗星核的尺度分布浅，即累积尺度分布的幂指数在1.1左右;（4）出乎意料地，有相当数量的天体（即，25）的小行星在彗星般的轨道有很高的pv，pv > 0.1。我们注意到，这种高散射度天体大多由分布在近地空间（近日点距离q < 1.3天文单位）的小天体（D < 3公里）组成。我们认为，这种高能量的小天体容易受到雅科夫斯基效应的影响，并通过与行星的混沌共振漂移到彗星般的轨道上。
2014-05-12 astro-ph.EP
Thermophysical modeling of main-belt asteroids from WISE thermal data
通过Hanus等人（2015）的变形状热物理模型（VS-TPM），考虑到小行星的形状和极的不确定性，我们分析了NASA的WISE卫星获得的约300颗小行星的热红外数据，并推导出凸形模型。我们利用公开的凸形模型和旋转状态作为TPM的输入。对于一百多颗小行星，TPM为我们提供了一个可以接受的热红外数据拟合，使我们能够报告它们的大小，热惯性，表面粗糙度或可见的几何形状。这项工作使具有确定的热物理性质的小行星数量增加了一倍多。在其余情况下，形状模型和极取向的不确定性，比旋度或热物理性质，差的热红外数据或其覆盖范围，阻止了可靠的热物理性质的确定。最后，我们提出的主要结果的统计研究得出的热物理参数在整个人口的主带小行星和小行星家族内。平均而言，我们的尺寸与Mainzer等人（2016）报告的辐射尺寸一致。热惯性随尺度减小而增大，但在D~10-100 km的相似尺度范围内，热惯性值的变化范围很大。我们得到了一些尺寸为10<D<50 km的小行星的意外低的热惯性（<20 SI），表明它们的表面上有非常精细和成熟的风化层。热惯性值似乎是一致的几个碰撞家庭。P<4 h的快速旋转体的热惯性值往往稍大，因此可能没有被细风化层覆盖。这可以解释为，例如，由于离心力造成的细风化层损失，或风化层生产的无效性（例如，通过Delbo等人2014的热裂解机制）。
2018-05-25 astro-ph.EP
Asteroids' Size Distribution and Colors from HiTS
我们报告的观测太阳系物体在2015年活动的高踏频瞬态调查（HiTS）。我们发现了5740个天体（大部分是主带小行星），其中1203个是在不同的夜晚和$g'$和$r'$中探测到的。在重心系统中将物体连接起来，并假设开普勒运动计算其轨道参数。我们确定了6个近地天体，1738个主带小行星和4个外海王星天体。我们没有发现$14<H_{g'}<18$（$1<D<10$ km）小行星的$g'-r'$颜色-大小相关性。我们发现小行星的颜色被HiTS的1.6小时节奏所干扰，并估计观测最多应该间隔14分钟，以避免在未来的宽场调查中出现混乱，如LSST。主带天体的大小分布可以用一个简单的幂律来描述，斜率$\sim0.9$比任何其他调查都要陡，而HiTS 2014活动的数据与以前的数据一致（斜率$\sim0.68$在亮端，斜率$\sim0.34$在暗端）。这种差异可能是由于自2015年以来主带的黄道分布调查比2014年和大多数以前的调查更远离黄道。
2020-03-13 astro-ph.EP
Asteroids Were Born Big
第一个星子有多大？我们试图回答这个问题，通过进行凝聚模拟，其中微行星通过相互碰撞生长，形成更大的机构和行星胚胎。初始星子的大小频率分布（SFD）被认为是一个自由参数在这些模拟中，我们搜索的一个产生在结束时的对象与SFD是一致的小行星带的约束。我们发现，如果最初的星子是小的（例如公里大小），最终的SFD无法满足这些约束。特别是，要重现目前小行星SFD中直径D~ 100 km处观测到的撞击，需要初始微行星的最小尺寸也是~ 100 km。这支持了星子形成大的想法，也就是说，原行星盘中固体的大小从亚米尺度“跳跃”到数公里尺度，而没有通过中间值。此外，我们发现证据表明，最初的微行星必须有100到几百公里的大小，甚至可能是1,000公里，而且它们的SFD必须在这个区间上有一个斜率，与当前相同大小范围内的小行星的特征相似。这一结果对星子形成模型提出了新的约束，为研究小行星和柯伊伯带的碰撞演化以及巨行星核的吸积开辟了新的视角。
2009-07-15 astro-ph.EP
Weak S-type asteroids compared to C-type explain the observed size distribution of the main belt
Charles University（查理大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本文通过分析C型和S型小行星的大小分布，发现S型小行星在约0.2km以下需更弱才能解释主带内小行星的缺失，可能与化学组成或物质孔隙度有关。
2026-02-23 astro-ph.EP
The Strength of Regolith and Rubble Pile Asteroids
我们探讨的假设，由于小范德华力之间的组成颗粒，小碎石堆小行星有一个小，但非零的凝聚力。这个模型的性质预测，内聚强度应该是独立于小行星大小的常数，这就产生了一种尺度依赖性，相对强度随着小行星大小的减小而增加。这个模型反驳了经典理论，即碎石堆小行星应该表现为与尺度无关的无凝聚力的岩石集合。我们探索一个简单的小行星强度模型，是基于这些弱力，验证它通过颗粒力学模拟和比较与月球风化层的属性，然后探索其影响和能力，解释和预测观测到的小行星在近地小行星和主带人口的属性，特别是小行星2008 TC3。一个结论是，快速旋转的小行星群可能由两种较小颗粒的分布组成（即，碎石堆）和巨石。
2014-03-05 astro-ph.EP
Volumes and bulk densities of forty asteroids from ADAM shape modeling
小行星的积分光度数据不包含关于形状细节或大小比例的准确信息。其他数据，如磁盘解析图像或恒星掩星测量进一步限制小行星的形状，并允许大小估计。我们的目标是使用安装在W. M上的近红外相机（Nirc 2）获得的大约40颗小行星的所有可用磁盘分辨率图像。凯克II望远镜连同光盘综合测光和恒星掩星测量，以确定其体积。然后，我们可以使用体积，结合已知的质量，推导出体积密度。我们下载并处理Nirc 2获得的所有小行星盘分辨率图像，这些图像可在凯克天文台档案馆（KOA）中获得。我们结合光盘集成数据和恒星掩星轮廓与磁盘分辨图像，并使用全数据小行星建模（ADAM）算法的形状和大小建模。我们的方法也提供了对体积和大小的预期不确定性的约束。我们提出了41个小行星的形状模型和体积。对于35颗小行星，从文献中获得的质量估计使我们能够推导出它们的体积密度。我们清楚地看到原始天体（C-复合体）的体积密度比S-复合体小行星低的趋势。在X-复合体的密度范围是大的，这表明各种成分。此外，我们发现了一些具有相当特殊的体积密度的物体，这可能是它们质量估计不佳的暗示。从盖亚天体测量观测中确定的小行星质量应该进一步完善大多数密度估计。
2017-02-07 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
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
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
The spherical Brazil Nut Effect and its significance to asteroids
许多小行星可能是碎石堆，是由重力和可能的凝聚力结合在一起的较小物体的集合。这些小行星因撞击而产生地震震动，导致其组成粒子的激发。因此，有人建议，它们的表面和次表面内部可能是由一个大小排序机制称为巴西坚果效应。我们研究了一个模型小行星的行为，这是一个球形的，自引力聚集与应用地震震动的作用下的粒子的二进制大小分布。我们发现，以上的地震阈值，较大的颗粒上升到表面时，摩擦是存在的，与以前的研究集中在圆柱形和矩形盒配置。与以前的作品，我们还发现，即使在零摩擦的大小排序发生，虽然摩擦的存在确实有助于地震阈值以上的排序过程。此外，我们发现，虽然强大的大小排序可以发生在表面附近，即使是最剧烈的震动下，最里面的区域仍然未排序。
2016-08-18 astro-ph.EP
Asteroid 1566 Icarus's size, shape, orbit, and Yarkovsky drift from radar observations
近地小行星（NEA）1566伊卡洛斯（$a=1.08$ au，$e=0.83$，$i=22.8^{\circ}$）于2015年6月以22个月球距离（LD）接近地球。它在1968年接近（16 LD）期间的探测是小行星雷达天文学历史上的第一次。1996年的一次后续方法（40 LD）没有产生雷达图像。我们描述了2015年在阿雷西博天文台和戈德斯通的DSS-14天线获得的伊卡洛斯雷达观测结果的分析。这些数据表明，小行星是一个中等扁平的球体，等效直径为1.44公里，不确定性为18%，解决了长期存在的关于小行星大小的问题。我们还解决了伊卡洛斯的自旋轴方向（$λ=270^{\circ}\pm10^{\circ}, β=-81^{\circ}\pm10^{\circ}$），这是不一致的估计基于1968年的光变曲线观测。伊卡洛斯有着强烈的镜面散射行为，是小行星雷达观测中测得的最高散射行为之一，雷达散射系数为$\sim$ 2\%，是小行星雷达观测中测得的最低散射行为之一。低横截面显示出高孔隙率的表面，推测与伊卡洛斯的陨石坑，自旋和热历史有关。最后，我们提出了第一次使用我们的轨道确定软件的观测星历的生成，我们证明了它的能力，以确定微小的扰动近地天体轨道的测量伊卡洛斯的轨道平均漂移在半长轴（$(-4.62\pm0.48) \times 10^{-4}$ au/My，或$\sim$ 60米每转）。我们的Ya…
2017-01-13 astro-ph.EP
