Component periods of non-principal-axis rotation and their manifestations in the lightcurves of asteroids and bare cometary nuclei
对小行星和裸彗核的光变曲线观测是推导自转参数的最广泛使用的观测工具。因此，深入了解动态激励的非主轴（NPA）转子的组件周期在光变曲线中的表现是这个过程中的关键一步。我们调查了这一点的帮助下，NPA旋转器的组件周期已知的先验数值生成的光变曲线。新人民军轮换的组成期间是根据两个广泛使用但又互补的惯例来界定的。我们推导出两个公约中的组件旋转周期之间的关系。然后，这些关系被用来解释模拟光变曲线中存在的周期性特征，并使它们在任何一种约定中合理化。
2014-12-03 astro-ph.EP
Lightcurve Survey of V-type Asteroids. I. Observations until Spring 2004
为了研究小行星4灶神星碎片的旋转速率分布，从2003年秋季到2004年春季，对7颗V型小行星（2511 Patterson，2640 Hallstorm，2653 Principia，2795 Lapage，3307 Athabasca，4147 Lennon和4977 Rautghgundis）进行了光变曲线观测。过去和我们观测到的V型主带小行星自转速率分布有三个峰值。这一结果意味着Vesta家族的灾变年代可能不像Karin和Iannini家族那样年轻，而像Eos和Koronis家族那样古老。
2012-04-02 astro-ph.EP
Modeling of Asteroid Shapes
本文讨论了小行星形状建模的各种方法，特别是光变曲线反演技术，以及用于该技术的散射定律，并介绍了我们的程序，该程序为给定的小行星形状模型构造光变曲线。可用于形态模型与观测资料的对比。
2016-01-26 astro-ph.EP
Asteroid lightcurves from the Palomar Transient Factory survey: Rotation periods and phase functions from sparse photometry
我们在Palomar Transient Factory中将54，296个稀疏采样的小行星光变曲线拟合到组合旋转加相位函数模型中。每个光变曲线由20多个在一个反对中获得的观测组成。利用805颗在文献中有参考周期的小行星，我们发现我们拟合的周期的可靠性是一个复杂的函数的周期，振幅，视星等和其他属性。使用805颗小行星的地面实况样本，我们训练一个自动分类器来估计（以及手动检查）剩余53,000个拟合周期的有效性。通过这种方法，我们发现我们的光变曲线中有9,033个（8,300个独特的小行星）具有可靠的周期。随后考虑的小行星与多个光变曲线拟合表明，在这些可靠的时期有4%的污染。对于3，902个具有足够相位角覆盖范围和可靠拟合周期或低振幅的光变曲线，我们检查了几个相函数参数的分布，其中没有一个是双峰的，尽管所有这些都与键长和可见光谱带的颜色相关。将流体的理论最大自旋速率与我们的振幅-自旋速率分布进行比较表明，如果仅通过自重结合在一起，大多数小行星的密度一般小于2 g/cm $^3$，而C型小行星的密度下限为1 - 2 g/cm $^3$，这与以前的密度估计一致。对于5- 20公里直径，S型比C型旋转更快，振幅更低。如果两种粒子群有相同的角动量，这可能表示两种粒子在旋转应力下变形的能力不同。最后，我们将我们的绝对星等和视星等残差与小行星中心的标称$G=0.15$，旋转忽略模型进行比较;我们的…
2015-04-15 astro-ph.EP
Statistical analysis of the ambiguities in the asteroid period determinations
在小行星中，它们的自转周期的确定存在着不确定性。它们是由于旋转的不完全覆盖，噪音和/或由单独的光变曲线之间的间隙引起的别名。为了帮助消除这种不确定性，应当查明由于小行星形状和观测几何学的限制而产生的光变曲线的基本特征。我们模拟了小行星的光变化，这些小行星的形状被建模为高斯随机球体，自旋矢量和相位角的随机方向在每个$5^\circ$从$0^\circ$到$65^\circ$发生变化。这产生了140万光变曲线。对每个模拟的光变曲线进行了傅立叶分析，并记录了最高振幅的谐波。从统计学的观点来看，在相位角$α< 30^\circ$处观察到的所有光变曲线，峰-峰振幅$A>0.2$ mag都是双峰的。第二个最常见的主要谐波是第一个，第三个谐波紧随其后。对于1%的光变曲线，振幅$A < 0.1$ mag和相位角$α< 40^\circ$ 4次谐波占主导地位。
2017-07-14 astro-ph.EP
On the rotation period and shape of the hyperbolic asteroid 1I/`Oumuamua (2017) U1 from its lightcurve
我们于2017年10月30日用洛厄尔天文台的4.3米发现频道望远镜观测了新发现的双曲小行星1 I/`Oumuamua（2017 U1）。从这些观测结果中，我们得出了一个部分光变曲线，峰谷振幅至少为1.2马格。这个光变曲线段排除了旋转周期小于3小时，并建议周期至少为5小时。假设变化是由于变化的截面，轴比至少为3：1。我们在单个图像或等效曝光时间为9000 s的堆叠图像中没有看到彗发或尾部的证据。
2017-11-29 astro-ph.EP
The potential of sparse photometric data in asteroid shape modeling
我们调查的潜在的稀疏数据产生的Catalina巡天天体测量项目（简称CSS）在小行星的形状和旋转状态的光变曲线反演方法确定。我们表明，虽然CSS数据的光度质量，相比密集的数据，是显着更差，它是在原则上可能的，这些数据是为一些小行星具有高的光变曲线振幅足够的一个独特的形状确定。$\sim$ 180个小行星的CSS数据可用，这些小行星的形状模型以前是从不同的光度数据集得出的。对于13个小行星从这个样本中，我们得出他们独特的形状模型的基础上，只有CSS数据，比较两个独立的形状模型在一起，并讨论模型的可靠性，仅来自CSS数据。我们还使用CSS数据来确定形状模型的小行星与已知的旋转周期值，推导出12个独特的模型，并比较以前公布的周期从全三维建模的光曲线反演方法确定的周期。最后，我们测试不同的形状分辨率中使用的光变曲线反演方法，以找到可靠的小行星模型。
2013-01-30 astro-ph.EP
Lightcurves of the Karin family asteroids
卡琳家族是一个非常年轻的小行星家族，由580万年前的一次小行星分裂产生。由于这个家族的成员可能还没有经历过显著的轨道或碰撞演化，因此它们可能仍然保留了原始家族形成事件的自旋状态。在对卡琳族小行星进行一系列测光观测的基础上，本文给出了包括11颗成员自转周期在内的光变曲线分析结果。Karin家族成员的平均自转速率比小近地小行星或较小的MBA（直径D<12公里）低得多，甚至低于较大的MBA（直径D>130公里）。研究了Karin家族11颗小行星的峰-峰变化幅度与自转周期之间的关系，发现了一种可能的趋势，即拉长的小行星自转速率较低，拉长的小行星自转速率较高.然而，这还有待于未来的一系列观察来证实。
2016-02-01 astro-ph.EP
Dependence of Lightcurves on Phase Angle and Asteroid Shape
我们调查的相位角依赖的小行星光变曲线的数值散射模型应用到简单的身体形状。为简单起见，卡萨莱宁散射参数是由C型、S型和V型小行星的哈普克散射定律得到的。这些光谱型在多重散射的作用上有很大的不同（这主要是它们的几何散射的函数），但我们发现光变曲线与~相位关系适中。利用Kaasalainen散射定律，基于双轴椭球模型，绘制了这类小行星的振幅和轴比随$0^\circ$到$140^\circ$不同相位角的变化曲线。此外，我们研究的振幅和轴比之间的关系为代表的接触二进制相同的双轴椭球，包括阴影的一个组件由其他的影响。我们将模型与已发表的高相位角观测结果进行比较，并与星际天体1 I/`Oumuamua（相位角$α= 23^\circ$处的$Δm = 2.5$星等）进行比较，如果表示为单个椭球，则找到轴比$5.2:1$，如果表示为鼻对鼻接触双星，则找到每个分量的轴比$3.5:1$。虽然没有尝试进行详细的拟合，但比较表明单椭球模型更好。
2019-10-11 astro-ph.EP
Rotation period determination for asteroid 9021 Fagus
介绍了保加利亚国家天文台罗真在2013年和2017年两次出现期间观测到的小行星9021 Fagus的光曲分析。2013年，我们在我们的长期目标小行星901 Brunsia所在的视场中意外观察到了这颗小行星。对小行星光曲线数据库（Warner等人，2009年）的搜索没有发现任何先前报告的关于9021山毛榉旋转周期的结果。不幸的是，2013年的两个晚上的观测表明，旋转周期只能近似假设。在2017年3月20日和21日的两个相邻夜晚进行的观测揭示了$5.065 \pm 0.002$ h的周期，振幅为$0.73\pm0.02$ ma。获得的光变曲线与其他观测技术相结合，以及从未来空间任务中收集的数据将有助于扩大小行星旋转特征的数据库。
2017-06-29 astro-ph.EP
Shape model of the asteroid (2501) Lohja from long-term photometric observations
我们提出了主带小行星（2501）Lohja的光变曲线，形状和3D凸自旋轴模型。这些模型是使用2006年至2017年期间出现的密集光度数据进行光变曲线反演过程获得的。分析发现恒星周期为3.80835小时，可能存在黄道极解（J2000.0），椭球模型的旋转和主要比率的绝对值。
2018-03-01 astro-ph.EP
Shape models of asteroids based on lightcurve observations with BlueEye600 robotic observatory
我们提出的物理模型，即凸形，旋转轴的方向，恒星旋转周期，18个小行星，其中10个是新的模型和8个是基于更大的数据集比以前的工作改进的模型。模型重建的光变曲线反演方法从存档的公开可用的光变曲线和我们的新的观察与BlueEye 600机器人天文台。其中一个新的结果是小行星（1663）~van~den~Bos的形状模型，它的自转周期为749 hr，这使它成为已知形状中最慢的自转体。我们描述了我们的战略目标选择，旨在快速生产的新车型，利用巨大的潜力，已经可用的测光存储在公共数据库中。我们还简要介绍了机器人天文台的控制软件和调度程序，我们讨论了建立一个数据库的小行星模型的重要性，研究小行星碰撞家庭的物理特性。
2017-07-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Asteroid Models from Multiple Data Sources
在过去的十年中，数百个小行星的形状模型已经推导出使用光变曲线反演方法。与此同时，一个新的框架的3-D形状建模的基础上，广泛不同的数据源，如光学光变曲线，磁盘分辨图像，恒星掩星定时，中红外热辐射测量，光学干涉测量和雷达延迟多普勒数据的综合分析，已经开发出来。这种多数据方法可以在一次连贯的反演中确定小行星的大多数物理和表面特性，结果令人瞩目。我们回顾了小行星光变曲线反演的主要结果，也在多数据建模的最新进展。我们表明，遥感数据的基础上的模型得到了航天器与小行星的相遇，我们讨论了如何倍增的高度详细的3-D模型将有助于完善我们的小行星种群的一般知识。小行星的物理和表面特性，即，它们的旋转、三维形状、密度、热惯性、表面粗糙度，是所有小行星属性中最不为人所知的。除了小行星和直径，我们只能看到几百颗小行星的全貌。然而，理解这些量非常重要，因为它们会影响到负责陨石运送到地球的非引力Yarkovsky效应，或小行星的整体组成和内部结构。
2015-02-17 astro-ph.EP
Analysis of the rotation period of asteroids (1865) Cerberus, (2100) Ra-Shalom, and (3103) Eger - search for the YORP effect
小型小行星的自旋状态可因Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应而在很长时间尺度上发生变化，这种效应是由形状不规则的小行星各向异性散射的阳光和适当的热辐射产生的净扭矩。由YORP效应引起的自转周期的长期变化可以通过分析小行星的光度光变曲线来检测。我们分析了近地小行星（1865）Cerberus，（2100）Ra-Shalom和（3103）Eger的光度光变曲线，目的是检测由YORP效应引起的恒定旋转的可能偏差。我们对这三颗小行星进行了新的光度观测，将新的光变曲线与存档数据相结合，并使用光变曲线反演方法来模拟小行星的形状，极方向和旋转速率。将YORP效应建模为旋转速率随时间dω/dt的线性变化。由观测得到的dω/ dt值与理论预测值进行了比较。我们推导出了这三颗小行星的物理模型。我们不得不将埃格尔模型作为一个非凸体，因为凸模型无法拟合在高相位角下观察到的光变曲线。我们可能探测到埃格星自转速率的加速dω/ dt =（1.4 +/- 0.6）x 10^{-8} rad/d（3σ误差），这相当于自转周期减少4.2 ms/yr。Cerberus和Ra-Shalom的测光与恒定周期模型一致，并且没有检测到自旋速率的长期变化。我们只能限制|dω/ dt| Cerberus < 8 x 10^{-9} rad/d，|dω/ dt| Ra-Shalom < 3…
2012-10-08 astro-ph.EP
Shape and spin axis determination of the Tianwen-2 target asteroid (469219) Kamo'oalewa from lightcurve inversion
BSA Osservatorio（BSA天文台）；Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天文学研究所）；Laboratoire Lagrange, Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de la Côte d’Azur, Université Côte d’Azur（拉格朗日实验室，法国国家科学研究中心，蔚蓝海岸天文台，蔚蓝海岸大学）；University of Leicester, School of Physics and Astronomy（莱斯特大学物理与天文学院）
通过光变曲线反演确定小行星(469219)卡莫奥阿莱瓦的形状和自转轴，为天问二号样本返回任务提供关键数据。
2026-04-29 astro-ph.EP
YORP and Yarkovsky effects in asteroids (1685) Toro, (2100) Ra-Shalom, (3103) Eger, and (161989) Cacus
小行星的自转状态受到各向异性的太阳光反射和小行星表面的热辐射产生的净扭矩的影响。在长时间尺度上，这种所谓的YORP效应可以改变小行星的自转方向和自转周期。我们分析了四个选定的近地小行星的光变曲线，目的是检测长期的变化，其旋转速率所造成的YORP。我们使用光变曲线反演方法来模拟所观察到的光变曲线，并将旋转速率$\mathrm{d} ω/ \mathrm{d} t$的变化作为优化的自由参数。我们收集了70多个新的光曲线。对于小行星Toro和Cacus，我们使用了WISE航天器的热红外数据，并估计了它们的大小和热惯性。我们还使用了目前可用的光学和雷达天体测量的托罗，拉-沙洛姆，和卡库斯推断雅科夫斯基效应。我们探测到小行星卡库斯的YORP加速度为$\mathrm{d}ω/ \mathrm{d} t = (1.9 \pm 0.3) \times 10^{-8}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$。对于Toro，我们有一个试探性的（$2σ$）检测的YORP从显着改善的光曲线适合非零值的$\mathrm{d}ω/ \mathrm{d} t = 3.0 \times 10^{-9}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$。对于小行星Eger，我们用更多的数据证实了先前公布的YORP探测，并将YORP值更新为$(1.1 \pm 0.5) \time…
2017-11-16 astro-ph.EP
The Nucleus of Active Asteroid 311P/(2013 P5) PANSTARRS
独特的内带小行星311 P/PANSTARRS（以前的P/2013 P5）以其在2013年的$\sim$ 250天内的9个不同时期中零星的彗星状尘埃喷射而闻名。这种奇怪的行为被解释为一颗在不稳定边缘旋转的小行星表面局部向赤道滑动的产物。我们获得了哈勃太空望远镜的新观测结果，直接测量了原子核并寻找其快速旋转的证据。然而，我们的数据并没有提供快速核旋转的光度证据，而是将光变曲线周期设定为$P \ge$ 5.4小时。光变曲线的主要特征是一个V形的极小值，深度为$\sim$ 0.3星等，暗示着食双星的存在。根据这种解释，时间序列数据与次级/初级质量比$m_s/m_p \sim$ 1：6、分离/初级半径比$r/r_p \sim$ 4和轨道周期$\sim$ 0.8天相一致。这些性质位于其他小行星双星的范围内，这些双星被认为是由旋转分裂形成的。虽然光变周期很长，但如果一个或两个组件快速旋转（$\lesssim$ 2小时），并且由于方位角对称性而具有小的光变曲线变化，向心尘埃喷射仍然是可能的。事实上，对处于临界旋转状态的小行星的雷达观测揭示了“松饼形”的形态，这些形态在方位角上非常对称，而且光变曲线极小。我们的数据是一致的，311 P是一个紧密的二进制中的一个或两个组件旋转的向心极限附近。2013年的质量损失表明，最近发生了解体，甚至可能正在进行中。对最近可能从希尔球外喷射出来的碎片进行了搜索，结…
2018-04-16 astro-ph.EP
Statistical analysis of C and S Main Belt Asteroids
本文比较了962颗编号为MBAs（主带小行星）的可观测性质，它们属于Tholen/SMASSII C和S级，直径在1-500 km之间，不属于族或双星系统。在20公里以上，C和S的直径分布是相似的，而在20公里以下，有一个明显的观测偏差，有利于小S小行星，这阻止了直接比较。对于C和S，旋转频率与直径之间存在显着的相关性：如果直径减小，则旋转频率趋于增加。两种样品的光变曲线振幅和直径之间也存在显著的相关性：如果直径减小，则光变曲线振幅趋于增加。对于较大的直径，C振幅倾向于系统地高于S振幅约0.1等，但差异不是很显著。在48到200公里之间，C型小行星的自转频率分布符合麦克斯韦分布。另一方面，对于S型小行星，与麦克斯韦方程的相容性涉及直径大于33 km。考虑到旋转特性和光变曲线振幅，似乎没有考虑到C和S小行星的样品之间的实质性差异，这表明在碰撞演化过程中的良好的均匀性。
2019-03-28 astro-ph.EP
Against the biases in spins and shapes of asteroids
对小行星的物理研究取决于光变曲线数据的可用性。容易观测和分析的目标自然有更多的数据可用，因此它们的会合周期可以从多个来源得到确认。此外，由于从一些幽灵的数据可用性，他们的自旋和形状模型往往可以获得。在已知光变曲线参数的明亮（H<=11等）的主带小行星群中，几乎有一半的自转周期被认为很长（P>12小时），很少被选作测光观测。对于低光变振幅（a_max<=0.25等）的小行星也有类似的选择效应。因此，这样的目标，虽然在这个亮度范围内有很多，但在自旋和形状建模的小行星样本中代表性不足。在较暗的目标范围内，这种效应更强。这些选择效应可以影响到现在对小行星自旋与大小分布、小行星内部结构和密度以及小行星自旋轴的空间方向的了解。为了同时减少这两种偏差，我们开始对那些明亮的主带小行星的大量样本进行光度测量，这些小行星具有两种特征：周期超过12小时，振幅不超过0.25等。首先，我们的目标是找到会合周期的旋转，并在几个观察到的幻影，获得自旋和形状模型。作为我们调查的初步结果，我们发现四分之一的研究样本（34个目标中的8个）的旋转周期与广泛接受的旋转周期不同。我们在这里公布这些新发现的周期值和光变曲线。在长周期范围内，大小/频率图实际上可能看起来不同。对小行星旋转、形状和结构的进一步研究应该考虑到目前可用参数中存在的严重偏差。
2017-11-07 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
The possible dual nature of the asteroid (12499) 1998 FR47
本研究通过两个站点的观测获得Flora族小行星(12499) 1998 FR47的R波段光变曲线，确定其自转周期等参数，结合反演方法揭示逆向自转与可能的宽双星系统，还分析其光谱类型、动力学特性及向近地天体区域输送的可能性。
2024-11-28 astro-ph.EP
Measuring Asteroid Rotation Periods Using the KMTNet Bulge Survey Data
Westlake University（西湖大学）；Westlake Institute for Advanced Study（西湖高等研究院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Tsinghua University（清华大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）
利用KMTNet高频率观测数据，对2018年 bulge 季节中1平方度视场内的亮小行星进行测光，获得了96颗小行星的可靠自转周期，其中84颗为首次测量。
2026-06-26 astro-ph.EP
Physical characterization of the active asteroid (6478) Gault
本文报道了（6478）Gault的稠密光变曲线测光、$BVR_{c}$颜色和相磁曲线。我们收集了2020年7月至11月的光学观测数据，在此期间，小行星看起来总是像恒星一样，没有任何形式的可察觉的活动。我们发现了复杂的光变曲线，在对立面附近具有低振幅，在对立面附近具有稍高的振幅，平均最佳旋转周期为$2.46_{\pm 0.02}$ h。在反对后的相位光变曲线中观察到形状变化，这可能是凹面和表面不规则性的指示。我们怀疑在$C$带中存在幅相关系。平均颜色为$B-V = +0.84_{\pm 0.04}$、$V-R_{c} = +0.43_{\pm 0.03}$和$B-R_{c} = +1.27_{\pm 0.02}$，与S型小行星一致，但其表面成分不均匀，旋转相位指数也不相同。从我们的相-磁曲线和舍甫琴科的经验光度系统，几何拟合结果$p_V=0.13_{\pm 0.04}$，低于S级的平均值。我们估计在$V$波段的绝对磁约为+14.9，这一点，加上PRANDO值，允许估计直径约为3-4公里，所以高尔特可能比以前认为的要小。
2021-07-19 astro-ph.EP
Asteroid models from the Lowell Photometric Database
我们使用的光变曲线反演方法来推导新的形状模型和自旋状态的小行星稀疏的时间测光编译在洛厄尔测光数据库。为了加快耗时的过程中，通过使用凸形模型扫描周期参数空间，我们使用分布式计算项目小行星@家，伯克利开放式网络计算基础设施（BOINC）平台上运行。这样，周期搜索间隔被分成数百个较小的间隔。这些时间间隔分别由不同的志愿者扫描，然后连接在一起。我们还使用一种替代的，更快的方法时，通过使用三轴椭球模型搜索最佳拟合期。这样，我们可以独立地确认凸模型发现的周期，也可以找到凸模型方法给出太多解的一些小行星的旋转周期。通过对前100，000颗编号小行星的Lowell光度数据的分析，我们得出了328个新模型。这几乎使可用模型的数量增加了一倍。我们测试了我们的结果的可靠性，通过比较模型，来自纯粹的洛厄尔数据与那些基于密集的光变曲线，我们发现，假阳性的解决方案的比率是非常低的。我们还提出了更新的图的分布的自旋轨道和极黄道轨道，证实了以前的研究结果的非均匀分布的自旋轴。然而，从嘈杂的稀疏数据重建的模型严重偏向于更细长的机构与高的光变曲线振幅。
2016-01-12 astro-ph.EP
Simultaneous Spectroscopic and Photometric Observations of Binary Asteroids
我们目前的结果可见波长光谱测量（0.45至0.72微米）的两个二元小行星，获得了1米望远镜在明智的天文台于2008年1月。小行星（90）Antiope和（1509）Esclangona被观察到寻找与其旋转相关的光谱变化，同时向观察者展示其表面的不同区域。同时进行光度观测与明智的天文台的0.46米望远镜，以调查旋转相位行为和可能的日食事件。(90)在我们的观测中，安提俄珀出现了一次日食。我们无法测量到任何斜率变化的分光光度在3%的误差范围内，除了一个稳定的下降，在总的光通量，而日食发生。我们的结论是，这两个组件的表面成分没有显着不同，这意味着一个共同的起源和历史。（1509）埃斯克兰戈纳没有出现日食，而是出现了一条独特的光变曲线，有三个峰值和一个宽而平的最小值，重复周期为3.2524小时。对光谱斜率的仔细测量揭示了（1509）Esclangona表面7%到10%的颜色变化，这与光度曲线中的特定区域相关。这一结果表明，光变曲线上的不同特征至少部分是由颜色变化造成的，也许可以用（1509）Esclangona上存在暴露的新鲜表面来解释。
2009-09-02 astro-ph.EP
Asteroid rotation periods from the Palomar Transient Factory survey
Palomar Transient Factory（PTF）是一项天气调查，旨在探索各种节奏的瞬变和变化的天空。我们使用PTF观测场，每晚观测多次（>=10），连续几个晚上，找到小行星，构建它们的光变曲线，并测量它们的旋转周期。在这里，我们描述了我们用来实现这些目标的管道，并提出了作为该计划的一部分分析的前四个（重叠）PTF字段的结果。这些区域的面积为21 deg^2，我们在四个晚上以约20分钟的节奏进行了观测。我们的管道能够探测到624颗小行星，其中145颗（约20%）是以前未知的。我们提出了88个主带小行星的高质量旋转周期和另外85个小行星的可能周期或周期下限。对于剩下的451颗小行星，我们提出了它们光度振幅的下限。其中三颗小行星的光变曲线是双星小行星的特征。我们估计，执行我们对所有现有高节奏PTF数据的搜索将提供大约10，000颗小行星的旋转周期，主要在14到20等范围内。
2012-01-09 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
Photometric survey, modelling, and scaling of long-period and low-amplitude asteroids
可用的自旋和形状建模的小行星集对缓慢旋转的目标和那些具有低光变曲线振幅的小行星有很大的偏见。由于这些选择效应，目前小行星自转轴分布、自转速率或辐射特性的图像也可能受到影响。为了抵消这些选择效应，我们正在对大多数以前的研究中遗漏的大样本主带小行星进行光度测量。我们确定了会合旋转周期，并验证了以前的决定。当给定目标的数据集足够大且变化时，我们使用两种不同的方法进行自旋和形状建模。我们使用了凸反演方法和非凸SAGE算法，应用于相同的密集光变曲线数据集。与凸反演不同，SAGE方法允许仅基于光变曲线的形状上存在谷和凹痕。我们获得了样本中前五个目标的详细自旋和形状模型：（159）Aemilia，（227）Philosophia，（329）Svea，（478）Tergeste和（487）Venetia。与星掩星弦相比，我们的模型得到了绝对的大小尺度，形状模型的主要地形特征也得到了证实。当应用于热物理建模时，它们提供了与红外数据非常好的拟合，并允许确定它们的尺寸、热惯性和热惯性。凸形和非凸形模型提供了与光变曲线相当的拟合。然而，一些非凸模型适合显着更好的恒星掩星弦和复杂的热物理模拟（TPM）的红外数据。在某些情况下，TPM表现出强烈的偏好之一的自旋和形状的解决方案。此外，我们证实，缓慢旋转的小行星往往具有高于平均值的热惯性。
2017-11-06 astro-ph.EP
Rotation Periods of Binary Asteroids with Large Separations - Confronting the Escaping Ejecta Binaries Model with Observations
Durda等人（2004年）利用数值模型提出，具有大间隔的双星小行星，称为逃逸抛射双星，可能是由破坏性撞击事件抛射出的碎片产生的。最近发现的六颗双星小行星被认为是EEB，因为它们的成分之间的分离度很高（~100 > a/Rp > ~20）。然而，由我们的小组和其他人测量的六个物体中的四个的旋转周期表明，这些疑似EEB的旋转速率为2.5至4小时。由于这些二元小行星的组成部分尺寸很小，与这种快速旋转有关，我们得出结论，旋转裂变机制，这是热YORP效应的结果，是最有可能的形成场景。此外，对这些天体的YORP效应进行缩放显示，其时间尺度短于承载这些二元小行星的三个相关平山家族的估计年龄。因此，只有最大的（D~19公里）疑似小行星，（317）Roxane，实际上可能是唯一已知的EEB。此外，我们的研究结果证实了（3749）Balam的三重性质，通过测量其光变曲线上的相互事件，这些事件与附近卫星的轨道周期相匹配。对（1509）Esclangona在不同显灵时的测量显示了一种独特的光变曲线形状，这可以用颜色变化来解释。
2010-12-21 astro-ph.EP
Hayabusa-2 Mission Target Asteroid 162173 Ryugu (1999 JU3): Searching for the Object's Spin-Axis Orientation
JAXA Hayabusa-2任务于2010年获得批准，并于2014年12月3日发射。该航天器将于2018年抵达近地小行星162173 Ryugu，在那里进行调查，着陆并获得表面材料，然后于2019年12月离开，并于2020年12月返回地球。我们在2012年4月用赫歇尔空间天文台在远红外热波长下观测了Ryugu，并得到了几个地面观测的支持，以获得光学光变曲线。我们重新分析了以前发表的Subaru-COMICS和AKARI-IRC观测结果，并将其与Spitzer-IRS数据集合并。此外，我们还使用了2013年1月至5月期间获得的大量Spitzer-IRAC观测数据。该数据集包括两个完整的旋转光变曲线和一系列的十个“点和拍摄”的意见。几乎球形的目标，加上不足的光变曲线质量迫使我们结合辐射和光变曲线反演技术，以不同的方式找到对象的关键物理和热参数。我们发现，与我们的数据集最匹配的解决方案导致这颗C级小行星具有逆行旋转，自旋轴方向为（λ = 310-340度; β = -40+/-15度），在黄道坐标系中，有效直径（等体积球体的）850至880 m，几何膨胀系数0.044至0.050，热惯性150至300 Jm-2s-0.5K-1。根据估计的顶层表面的热导率在0.1至0.6 WK-1 m-1的范围内，我们计算出颗粒大小约等于1至10毫米。这颗小行星的精细约束值可作为“设计参考模型”，隼鸟2…
2016-11-17 astro-ph.EP
Asteroids' physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution
通过光变曲线反演得到的小行星形状及其旋转状态的大量模型使我们能够更好地了解单个物体和整个小行星群的性质。通过更大的统计样本，我们可以更详细地研究小行星群的物理特性，例如主带小行星或单个小行星家族。形状模型还可以与其他类型的观测数据（IR、自适应光学图像、恒星掩星）结合使用，例如，以确定尺寸和热性能。我们使用所有可用的光度数据的小行星，推导出它们的物理模型的光变曲线反演方法和比较观测的极纬度分布的所有小行星与已知的凸形模型与模拟的极纬度分布。我们使用了经典的密集测光光变曲线从几个来源和稀疏的时间测光从美国海军天文台在弗拉格斯塔夫，卡特琳娜巡天，和拉帕尔马调查（IAU代码689，703，950）的光变曲线反演方法，以确定小行星凸模型和它们的旋转状态。我们还扩展了一个简单的动力学模型的自旋演化的小行星在我们以前的文件。我们提出了119个新的小行星模型，来自结合密集和稀疏的时间测光。我们讨论的可靠性小行星形状模型只来自卡特琳娜巡天数据（IAU代码703），并提出了20个这样的模型。通过在自旋演化的动力学模型中使用不同的标度参数cYORP值（对应于YORP动量的大小），并通过比较合成和观测到的极纬分布，我们能够将cYORP参数的典型值限制在0.05和0.6之间。
2013-01-29 astro-ph.EP
The small binary asteroid (939) Isberga
在了解小行星的组成和内部结构时，它们的密度可能是最具诊断意义的数量。我们的目标是在这里描述的表面组成，共同的轨道，大小，质量和密度的小主带双小行星（939）伊斯贝加。为此，我们进行了一系列多技术观测，包括许多时期的光学光变曲线，近红外光谱和热红外干涉测量。我们开发了一个简单的几何模型的二元系统来分析干涉数据结合的光变曲线建模的结果。根据光谱学，我们将Ibserga分类为SQ型小行星，与我们确定的0.14 $^{+0.09}_{-0.06}$的平均轨道密度一致（所有不确定性报告为3- $σ$范围）（S型的平均轨道密度为0.197 $\pm$ 0.153，Pravec等人，2012，Icarus 221，365-387）。光变曲线分析表明，互轨道的周期为26.6304 $\pm$ 0.0001 h，接近圆形，极坐标在7度以内。在ECJ 2000中为（225，+86），意味着低结晶度为1.5 deg.结合分析的光变曲线和干涉测量数据，使我们能够确定系统的尺寸，我们发现体积当量直径为12.4 $^{+2.5}_{-1.2}$公里和3.6 $^{+0.7}_{-0.3}$公里的伊斯贝加和它的卫星，绕着对方的33公里宽的轨道。假设它们的密度相等，并发现其为$2.91^{+1.72}_{-2.01}$ g.cm $^{-3}$，低于相关的普通球粒陨石的密度，这表明存在一些大孔隙，但典型的相同尺寸…
2014-11-04 astro-ph.EP
Asteroid Photometry from the Transiting Exoplanet Survey Satellite: A Pilot Study
{ \it凌日系外行星巡天卫星}（TESS）使用高节奏、大尺度测光观测来搜索凌日明亮恒星和附近恒星的行星。TESS任务提供的全帧图像包括大量偶然观测到的主带小行星。由于已发布的全帧图像的节奏，我们对长达数十天的周期很敏感，这是一个通过传统观察通常无法访问的相空间区域。这项工作代表了在这个周期范围内对周期分布的偏差小得多的测量。我们推导出了300颗主带小行星的自转周期，并得到了另外7277颗小行星的部分光变曲线，其中包括43颗周期为$P > 100$ h的小行星;理论预测了大量的慢自转小行星。在这些缓慢的旋转体中，我们发现没有一个需要显著的内部强度来抵抗旋转重塑。我们发现我们推导的旋转周期与Lightcurve数据库中重叠的55~目标的结果非常一致。在任务的名义上两年的寿命期间，我们预计将探测到大约85，000颗独特的小行星，并为大约6000颗小行星提供旋转周期解决方案。我们预计，对整个TESS数据集的系统分析将使已知的慢速旋转小行星（周期> 100 h）的数量增加10倍。将我们的新周期测定与文献中以前的测量结果进行比较，我们发现小行星（2320）Blarney的旋转周期在过去十年中至少减少了20%，这可能是由于表面活动或亚灾难性碰撞。
2019-11-04 astro-ph.EP
A method of photometric data extraction for asteroids from time-domain surveys
针对小行星测光数据不足的问题，提出基于机器学习模型树算法的时域巡天移动天体测光数据提取方法，经YNHK巡天和TESS数据验证可靠，已测定13颗小行星自转周期并计划用于中国空间站望远镜巡天。
2024-01-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR2 photometry
除了恒星数据，盖亚数据发布2（DR2）还包含约14，000颗小行星的精确天体测量和测光，涵盖22个月的观测。我们使用盖亚小行星测光重建旋转周期，自旋轴方向，以及足够观测的小行星子集的粗糙形状。我们的目标之一是测试模型的可靠性方面的数据点的数量，并检查这些模型与独立数据的一致性。另一个目的是制作新的小行星模型，以扩大已知自旋和形状的小行星样本。我们使用光变曲线反演方法来扫描周期和极点参数空间，以创建最佳再现观测数据的最终形状模型。为了寻找恒星自转周期，我们还使用了一个简单的几何散射三轴椭球模型。通过在DR 2中处理大约5400颗小行星并进行至少10次观测，我们推导出了173颗小行星的模型，其中129颗是新的。其余小行星的模型已经从独立数据的反演中得知，我们使用它们进行验证和误差估计。我们还比较了正式的最佳旋转周期的基础上盖亚数据与来自密集的光变曲线。我们表明，一个正确的旋转周期可以确定，即使当观察数$N$是小于20，但假解率是高的。对于$N > 30$，反问题的解通常是成功的，并且在大多数情况下参数可能是正确的。这些结果非常有希望，因为最终的盖亚目录应该包含数十万颗小行星的测光，通常每个物体有几十个数据点，这应该足以进行可靠的自旋重建。
2018-10-10 astro-ph.EP
Contact binary asteroid (153201) 2000 WO107: rotation, shape model, and density
Observatoire de Paris（巴黎天文台）；V.N. Karazin National University（瓦西里·卡拉津国立大学）；Adam Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；E. Kharadze Georgian National Astrophysical Observatory（E.哈拉泽格鲁吉亚国家天体物理观测站）；Samtskhe-Javakheti State University（萨姆茨赫-贾瓦希蒂州立大学）；Ulugh Beg Astronomical Institute of the Uzbek Academy of Sciences（乌兹别克斯坦科学院乌鲁伯格天文学研究所）；National University of Uzbekistan（乌兹别克斯坦国立大学）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）
本文结合测光、Goldstone雷达、MCMC形状重建与轨道模拟，测定相接双小行星 (153201) 2000 WO107 的形状、自转、密度及万年碰撞概率。
2025-08-06 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
Ultraviolet Spectroscopy of Asteroid (4) Vesta
我们报告的紫外-可见光谱和旋转光曲线的灶神星结合新的观察哈勃太空望远镜和斯威夫特伽马射线暴天文台与档案国际紫外线探测器观测的全面审查。通过仔细比较不同仪器在不同时间的观测和观测几何，得出了灶神星从220 nm到953 nm的几何曲率。Vesta在250 nm处的旋转平均几何散射度为0.09，在300 nm处为0.14，在373 nm处为0.26，在673 nm处为0.38，在950 nm处为0.30。在240和320 nm之间测量的紫外线的线性光谱斜率在地球下经度20^{ \circ }附近显示出一个尖锐的最小值，在东半球显示出最大值。这与可见光波段光谱斜率的纵向分布一致。在紫外光范围内的光度不确定度约为20%，在可见光范围内的光度不确定度优于10%。在我们观测到的波长范围内，灶神星的旋转光变曲线的振幅约为10%，但在950 nm处（约6%）靠近1- \mum带中心处较小。与先前的报道相反，我们没有发现任何证据表明紫外线和可见光/近红外光变曲线相对于地球经度的相位之间存在任何差异。灶神星在220和950 nm之间的平均光谱可以很好地用测量的玄武质无球粒陨石的细颗粒霍华德状物质的反射光谱来描述。结合这与紫外线，可见光，近红外光变曲线的相位行为，以及相对于旋转相位的光谱斜率，我们得出结论，灶神星上没有全球紫外/可见光反转。因此，这意味着灶神星缺乏全球空间风化，如以前从可见光-近红外数据…
2011-10-18 astro-ph.EP
Fast Rotation of a Sub-km-sized Near-Earth Object 2011 XA3
我们介绍了近地天体（NEO）2011 XA 3的光变曲线观测及其多波段测光。光变曲线的周期为0.0304 ± 0.0003天（= 43.8 ± 0.4分钟）。快速旋转表明2011 XA 3处于张力状态（即整体小行星），无法通过自引力保持在一起。多波段光度分析表明2011 XA 3的分类类别为S-复合体或V-型。其有效直径分别为225 ± 97 m（S-复合体）和166 ± 63 m（V-型）。因此，2011 XA 3是第二大快速旋转单体小行星的候选者。此外，2011 XA 3的轨道参数与近地天体（3200）法厄同的轨道参数相似，但属于F/B型。我们计算了2011年XA 3和Phaethon的轨道演化。然而，计算结果和不同的分类表明，这两颗小行星都不是共同的起源。
2014-03-26 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
Shape model and dynamical state of the asteroid (300) Geraldina: Implications for its possible ancient origin
Ss. Cyril and Methodius University in Skopje（斯科普里圣西里尔和圣美多德大学）；Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院）
通过光度观测和形状反演，确定了(300) Geraldina的自转周期、形状模型和自转轴方向，发现其长期动力学稳定且为C型碳质小行星，暗示其古老起源。
2026-06-25 astro-ph.EP
Improved models for near-Earth asteroids (2100) Ra-Shalom, (3103) Eger, (12711) Tukmit & (161989) Cacus
本研究获取4颗近地小行星的新密集光变曲线，结合档案数据通过光变曲线反演得到更精准的形状与自转参数，发现Ra-Shalom可能受YORP加速度影响，并首次给出Tukmit的形状与自转参数。
2023-12-15 astro-ph.EP
The Puzzling Mutual Orbit of the Binary Trojan Asteroid (624) Hektor
带有卫星的小行星是限制我们太阳系形成和演化的天然实验室。特洛伊小行星（624）Hektor是目前已知的唯一一颗拥有小卫星的特洛伊小行星。基于W. M。Keck自适应光学观测，我们发现了一个独特的和稳定的轨道解，这是不常见的相比，其他大型多小行星系统的轨道研究至今。根据自1957年以来记录的光变曲线观测，我们发现，由于Req=125 km的大主星可能由两个联合叶组成，月球可能是低速相遇的喷出物，形成了系统。赫克托尔系统的密度与L5特洛伊双星（617）帕特洛克罗斯相当，但由于它们在物理性质和反射光谱上的差异，这两颗被捕获的特洛伊小行星可能有不同的组成和起源。
2014-02-28 astro-ph.EP
Observational Investigation of the 2013 Near-Earth Encounter by Asteroid (367943) Duende
2013年2月15日，小行星367943 Duxe（2012 DA14）在27，700公里高度或4.2地球半径处遭遇近地天体。我们在这里提出了一个广泛的，多观测活动的结果，旨在探测光谱和/或旋转的变化，由于与地球的引力相互作用，在飞越Duplant。我们的光谱数据显示，在数据的系统不确定性内没有变化。飞掠后的光变测光结果对杜特尔特的自转状态有很强的约束，表明它是非主轴自转，其基本周期为P1 = 8.71 ± 0.03，P2 = 23.7 ± 0.2小时。多重光变曲线分析技术，加上理论上的考虑和延迟多普勒雷达成像，使我们能够将这些周期分配给特定的旋转轴的身体。特别地，我们认为Dufford现在处于一个非主短轴模式的旋转状态，其进动周期等于P_1，绕对称轴的振荡速率等于P_2。飞掠前光度数据集固有的时间和信噪比限制使得很难明确诊断这些时间段是否代表飞掠期间由于重力扭矩而引起的变化。然而，基于多种分析技术和一些可扩展性的参数，我们认为，Dujiang经历了一个旋转的变化，在行星遇到的岁差旋转周期的增加。我们对现有数据的首选解释是，岁差率从飞越前的8.4小时增加到飞越后的8.7小时。Benson等人（2019年）的一篇配套论文提供了对这一事件的更详细的动力学分析，并将数据与从Duplane的简单形状模型计算的合成光曲线进行了比较。（摘要缩写）
2019-11-01 astro-ph.EP
Orbital Period Change of Dimorphos Due to the DART Kinetic Impact
双小行星改向试验航天器成功地进行了小行星偏转动力撞击器的首次试验，撞击了近地双星小行星（65803）Didymos的次级小行星Dimorphos，并改变了Dimorphos的轨道周期。如果来自DART航天器的入射动量以完全非弹性碰撞的方式直接转移到小行星目标上，预计轨道周期将发生约7分钟的变化，但对可能的撞击条件和小行星特性的研究表明，动量可能大幅增加（$β$）。在撞击前的几年里，我们利用光变曲线观测准确地确定了Dimorphos相对于Didymos的撞击前轨道参数。在这里，我们报告了DART动力学撞击导致的Dimorphos轨道周期的变化为-33.0 +/- 1.0（3 $σ$）分钟。利用新的地球光变曲线和雷达观测，两种独立的方法确定了相同的轨道周期变化值。这一巨大的轨道周期变化表明，喷出物对小行星的动量贡献超过了DART航天器所携带的动量。
2023-03-03 astro-ph.EP
Rotation period of the minor planet 2010 WC9
2018年5月14日$^{th}$，我们之一（Diepvens）对小行星2010 WC 9进行了光度观测，获得了约110分钟的光变曲线，并确定了这颗小行星的旋转周期。
2018-06-21 astro-ph.EP
Time-series and Phasecurve Photometry of Episodically-Active Asteroid (6478) Gault in a Quiescent State Using APO, GROWTH, P200 and ZTF
我们在2020年用亚洲和北美的多台望远镜观测了周期性活跃的小行星（6478）Gault，发现它在2018年底和2019年初的爆发后不再活跃。在这一显形期间的不活动，使我们能够从长期相曲线观测中测得高尔特的绝对星等H_r = 14.63 +/- 0.02，G_r = 0.21 +/- 0.02。此外，我们能够使用2020年8月，9月和10月多天超过17小时的时间序列光度学光变曲线来限制高尔特的旋转周期。光度光变曲线有重复的$\lesssim$ 0.05星等特征，表明（6478）Gault的自转周期约为2.5小时，可能有半球形或类似顶部的形状，很像近地小行星Ryugu和Bennu。大约2.5小时的自转周期接近于物理性质为（6478）Gault的小行星的预期临界自转周期，这表明在多个时期内观测到的小行星活动是由于Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应导致其快速自转而产生的表面质量脱落。
2021-03-27 astro-ph.EP
Detection of Rotational Acceleration of Bennu using HST Lightcurve Observations
我们在1999年和2005年从地面观测了近地小行星（101955）Bennu，并在2012年使用哈勃太空望远镜观测了它，以限制它的旋转速率。这些数据揭示了$2.64 \pm 1.05 \times 10^{-6} \mathrm{deg\ day}^{-2}$的加速度，这可能是由于Bennu的转动惯量的变化，或者由于YORP效应或其他角动量源而旋转。最佳解在Nolan et al.（2013）确定的周期的1 sigma内。OSIRIS-REx任务将在2019年独立确定旋转状态。这些测量应该显示旋转速率的变化是否是稳定的增加（例如，由于YORP效应）或其他一些现象。OSIRIS-REx科学小组测量的精确形状和表面特性将使人们能够更好地了解小型小行星旋转速率的变化。
2019-02-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
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
Spin vector and shape of (6070) Rheinland and their implications
主带小行星（6070）Rheinland和（54827）2001 NQ 8属于一小部分位于非常相似的日心轨道上的天体。Vokrouhlicky & Nesvorny（2008，AJ 136，280）提出了一个术语“小行星对”，指出它们在过去几十到几百ky的共同起源。先前试图重建莱茵兰和2001 NQ 8分离时的初始配置，导致预测莱茵兰的旋转应该是逆行的。在这里，我们报告广泛的光度观测这颗小行星，并使用光变曲线反演技术，直接确定其旋转状态和形状。我们证实了莱茵的逆行旋转方向，其旋转度值被限制为>= 140度。极位的黄道经度还没有得到很好的约束。莱茵兰的光变曲线的不对称行为反映了我们对这颗小行星的凸形表示中一个尖锐的、接近平面的边缘。我们在红色滤光片中的校准观测还允许我们确定H-G系统的$H_R = 13.68\pm 0.05$和$G = 0.31\pm 0.05$值。利用S-型小行星的特征色指数$V-R = 0.49\pm 0.05$，我们得到了（6070）Rheinland的绝对星等的$H = 14.17\pm 0.07$。这是一个比以前从天体测量观测分析中获得的值大得多的值。接下来，我们使用莱茵兰的不确定性约束，以消除一定程度的不确定性，在过去的传播其轨道。这是因为过去的长期变化的半长轴，由于雅科夫斯基效应的迹象，现在受到限制。小行星（54827）2001 NQ 8的第二部分的旋…
2011-11-08 astro-ph.EP
Large Halloween Asteroid at Lunar Distance
近地小行星（NEA）2015 TB 145于2015年10月31日在1.3个月球距离处与地球进行了非常近的接触。我们获得了3波段的中红外观测与ESO VLT-VISIR仪器和近距离相遇阶段的可见光变曲线。NEA（最有可能）的自转周期为2.939 +/- 0.005小时，可见光变曲线显示峰-峰振幅约为0.12+/-0.02等。我们从MPC数据库条目中估计V-R颜色为0.56+/-0.05等。应用不同的相位关系到现有的R-/V-波段的观测产生的H_R = 18.6 mag（标准的H-G计算）或H_R = 19.2 mag和H_V = 19.8 mag（通过H-G12程序），与大的不确定性约为1 mag。在我们的测量过程中，热惯性在250-700 Jm-2s-0.5K-1（逆行旋转）或500 Jm-2s-0.5K-1以上（逆行旋转）的赤道上（+/- ~30度）观察几何形状最好地解释了热性质。我们发现，NEA的最小尺寸为625米，最大尺寸略低于700米，和一个稍微细长的形状与a/b ~1.1。与所有热测量结果的最佳匹配为：（i）热惯量为900 Jm-2s-0.5K-1; D_eff = 644 m，p_V = 5.5%（2）热惯性为400 Jm-2s-0.5K-1; D_eff = 667 m，p_V = 5.1%;近地小行星模型证实，该天体的大小远高于600米，比早期根据雷达测量得出的估…
2016-10-26 astro-ph.EP
Ground-based lightcurve observation campaign of (25143) Itokawa between 2001 and 2004
小行星（25143）Itokawa是日本取样返回飞行任务“隼鸟”的目标物体。自2001年以来，我们使用木曾天文台的1.05米施密特望远镜、夏威夷大学的2.24米望远镜和美里天文台的1.05米望远镜在光学波长（R波段）观测了丝川。通过对观测数据的分析，给出了亮度与太阳相位角6.9 ~ 87.8度的关系。得到了绝对星等HR（0）= 19.09 ± 0.37，斜率参数G_R = 0.25 ± 0.29。丝川的自转周期为12.1324 +- 0.0001小时。
2018-02-08 astro-ph.EP
Time-series photometry of Earth flyby asteroid 2012 DA14
上下文2012 DA 14是一颗近地小行星，大小为几十米。它于2013年2月15日接近地球，为精确测量这颗小行星提供了机会。目标。2012 DA 14的太阳相位角在其最接近时变化很大，但在接下来的夜晚几乎保持不变。我们在这两个夜晚进行了时间序列测光观测，以确定旋转特性和相位效应。方法.观测是使用日本琦玉大学的0.55米望远镜进行的。R波段图像连续获得超过2小时的时间在最近的方法和约5小时的第二天晚上。结果从第二个夜晚的光变曲线数据表明旋转周期为11.0 + 1.8/-0.6小时和1.59 +/-0.02马格的峰-峰振幅。最近的方法之前和之后的亮度变化被分成两个分量，来自旋转和相位效应。我们发现，这颗小行星的相位曲线斜率明显比其他L-型小行星要浅。结论.我们认为2012 DA 14的表面粗糙，缺乏细风化层颗粒和/或高反射率表面。
2013-10-02 astro-ph.EP
