Migration of D-type asteroids from the outer Solar System inferred from carbonate in meteorites
最近的太阳系演化动力学模型和陨石中造岩元素的同位素研究表明，富含挥发物的小行星形成于木星轨道以外的外太阳系，尽管它们目前位于主小行星带。小行星形成时的环境温度是确定小行星原始位置的一个关键诊断因素，可能由它们所含挥发物的丰度决定。特别是，陨石中碳酸盐的丰度和13 C/12 C比率记录了其母小行星中含碳挥发性物质的丰度。然而，这些碳酸盐的碳源仍然知之甚少。在这里，我们表明，塔吉什湖陨石含有丰富的碳酸盐，一贯高13 C/12 C的比例。塔吉什湖富含13 C的碳酸盐的高丰度排除了有机质作为其主要碳源。因此，塔吉什湖的母体，可能是一颗D型小行星，一定是吸积了大量富含13 C的CO2冰。塔吉什湖冰的13 C/12 C和CO2/H2O比值与彗星冰相似。因此，我们推断，至少有一些D-型小行星形成于寒冷的外太阳系，并随后进入内太阳系由于轨道不稳定的巨行星。
2019-06-23 astro-ph.EP
Hydrothermal activities on C-complex asteroids induced by radioactivity
富含碳质物质的C-复合小行星是地球挥发性物质的潜在来源。它们的光谱很暗，类似于原始的碳质陨石，因此，C-复合小行星被认为是碳质陨石的潜在母体。然而，相当数量的C-复合小行星的表面光谱比富含水的碳质陨石具有较弱的羟基吸收。相反，它们最好对应于显示脱水证据的陨石，通常归因于撞击加热。在这里，我们报告一个老的放射性年龄4564.7万年前的钙碳酸盐从Jbilet Winselwan陨石类似于脱水的C-复杂的小行星。碳酸盐被高温多晶型的钙硫酸盐包裹，表明在水蚀变后随后在>300°C下发生热变质。这种古老的年龄表明，早期发生的水蚀变和随后的热变质作用的驱动下，短寿命的放射性核素的衰变，而不是影响加热。最初的小行星由于内部受到放射性加热而解体，应会产生主要由热变质物质组成的小行星族。这解释了脱水的C-复合小行星的常见现象。
2022-01-13 astro-ph.EP
A Spectroscopic Comparison of HED Meteorites and V-type Asteroids in the Inner Main Belt
内主带的V型小行星（a < 2.5天文单位）和HED陨石被认为是来自大型玄武质小行星4灶神星表面的碰撞碎片，在遗传学上彼此相关。我们通过比较39颗V型小行星的近红外（0.7-2.5微米）光谱与HED陨石的实验室光谱来研究这种关系。中心波长和面积跨越1和2微米的辉石橄榄石吸收带的行星玄武岩的特点是测量小行星和陨石的数据。谱带中心的相关性很好，但是小行星的1微米和2微米吸收谱带所占的面积比要比陨石大得多。我们认为，这种带面积比的偏移与我们目前对空间风化作用的有限理解是一致的，但是我们不能排除这种偏移是由于成分差异造成的可能性。这种偏移的其他几个可能的原因进行了讨论。在这些主带内的小行星中，我们没有发现非Vestoid矿物的证据。相反，这些小行星似乎代表了一个连续的组成，与来自单一分化母体的起源一致。此外，我们的分析表明，具有低倾角（i < 6度）的V型小行星往往具有向长波长轻微移动的带中心。这可能意味着灶神星表面不止一次的碰撞是产生观测到的内带V型小行星群的原因。最后，我们提供了几个预测，可以测试时，黎明飞船进入轨道灶神星在2011年夏天。
2010-03-12 astro-ph.EP
Identifying parent bodies of meteorites among near-Earth asteroids
本文利用相似性判据和逆向动力学模拟，在近地小行星中为已知陨石识别母体，发现约25%陨石可能源自内太阳系NEA间的小型碰撞事件。
2023-08-02 astro-ph.EP
Basalt or not? Near-infrared spectra, surface mineralogical estimates, and meteorite analogs for 33 Vp-type asteroids
对主要小行星带的调查和限制小行星群物理特征的努力涉及到研究数十万个小天体的艰巨任务。分类系统通常用于研究小行星带的大尺度性质，因为它们利用共同的观测参数，但小行星分类仅定义了广泛的可观测特性，而不是成分诊断（Tholen，1984年; Carvano等人，2010年，Hasselmann等人，2012年）。这项工作以Hardersen等人（2014年、2015年）的结果为基础，其目标是限制玄武岩小行星在整个主要小行星带的丰度和分布。我们报告的近红外（近红外：0.7至2.5微米）反射光谱，表面矿物学特征，光谱带参数分析，和陨石类似物的33 Vp小行星。NIR反射光谱法是检测大多数辉石族矿物的有效遥感技术，辉石族矿物在光谱上不同，在0.9和1.9微米处具有两个非常宽的光谱分辨率（Cloutis等人，1986; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。结合Hardersen等人（2014，2015）的结果，我们确定了95%（41个中的39个）的玄武岩小行星，但只有25%（8个中的2个）的外带Vp样本。内带玄武质小行星最有可能与灶神星4有关，代表了以前碰撞中喷出的撞击碎片。外层带Vp小行星表现出不同的光谱，矿物学和陨石模拟特征，可能来自不同的母体。另外两颗可能的玄武岩小行星的发现为外带玄武岩小行星群提供了额外的证据。
2018-05-08 astro-ph.EP
Hungaria Asteroid Family as the Source of Aubrite Meteorites
匈牙利小行星位于主小行星带内部，半长轴在1.8至2天文单位之间，离心率低，倾角为16至35度。匈牙利区的小型小行星主要由与（434）匈牙利有关的碰撞族组成。匈牙利族的主要光谱型是E型或X型（Warner et al，2009），主要是由于匈牙利族及其遗传家族的E型组成。人们普遍认为E型小行星与Aubrite陨石有关，也被称为顽火辉石无球粒陨石（Gaffey et al，1992）。在这里，我们探讨的假设，aubrites起源于匈牙利家庭。为了测试这种连接，我们比较模型宇宙射线暴露年龄模型流星体的轨道积分与aubrites。我们发现，长CRE年龄的Aubrites（最长的石质陨石群）反映了从匈牙利到地球的流星体的传递路线是不同的，从主带小行星。我们发现，匈牙利的流星体主要是通过Yarkovsky漂移穿过火星轨道到达地球的，没有轨道共振的帮助。我们的结论是，CRE年龄的Aubrites是完全一致的匈牙利家庭在1.7 AU的内部边界的一个占主导地位的来源。从这里，流星体通过火星穿越区域到达地球，由于碰撞（与匈牙利和内部主带物体），相对较快的交付时间是有利的。我们发现，在灶神星之后，（434）匈牙利是一个无球粒陨石群的小行星源的最佳候选者。
2014-06-03 astro-ph.EP
Connecting Asteroids and Meteorites with visible and near-infrared spectroscopy
我们识别小行星和陨石之间的光谱相似性。我们确定了500个小行星光谱和1,000多个RELAB陨石光谱样本之间的光谱匹配，这些样本的光谱范围在0.45-2.5微米之间。我们重现了许多主要的和以前已知的陨石-小行星连接，并找到了可能的新的，更罕见或更少建立的连接。已经建立的联系包括：普通陨石（OC）与S-复合小行星;原始CM碳质陨石与CH-型小行星和加热CM与C-型小行星; HED陨石与V-型小行星;顽火辉石陨石与XC-型小行星; CV陨石与K-型小行星; Brachinites，Pallasites和R-型陨石与橄榄石为主的A-型小行星。我们发现从Q，Sq，S，Sr到Sv的趋势与LL到H相关，Q型主要与L和LL普通辉石匹配，Sr和Sv主要与L和H普通辉石匹配。普通球粒陨石样本，匹配的X-复杂，所有测量板和许多标记为黑暗或黑色（休克）OC。我们发现碳质球粒陨石样品的光谱斜率大到足以匹配D型小行星光谱。在许多情况下，小行星类型到陨石类型的链接并不是唯一的。虽然在小行星和陨石之间有很好的匹配，但在许多小行星类型和陨石类型之间存在不太常见但仍然光谱兼容的匹配。这一结果强调了小行星和陨石成分的多样性，并突出了仅按光谱特征分类的退化性。最近和即将进行的航天器任务将揭示许多小行星类别的组成，特别是那些没有诊断特征的小行星（C-，B-，X-和D-型），并测量Ceres，Ryugu，Bennu，Psy…
2022-02-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Visible-Infrared spectroscopy of ungrouped and rare meteorites brings further constraints on meteorite-asteroid connections
虽然光谱测量和航天器飞行任务提供了关于小型天体的信息，但许多重要的分析只能在地面实验室进行。目前，我们收集的陨石中代表的母体总数估计约为150个母体，其中50个母体由研究不足的未分组陨石代表。因此，将未分组的陨石与它们的母体联系起来，对于显着增加我们对小行星的了解至关重要。为此，对25个未分组的陨石和稀有陨石群进行了岩相学研究，根据结构、矿物学、含水和热母体处理将其分为6个岩相学组。然后，我们获得了可见-近红外反射光谱数据，以便将其与地面望远镜对小行星的观测进行比较。在陨石的粉末样品、原始样品和抛光切片上获得了陨石的反射光谱。我们的研究结果表明，样品制备影响的光谱的形状，从而小行星光谱匹配，特别是碳质陨石。总体而言，岩相组定义最初与反射光谱组相一致。我们定义了一些研究的未分组的陨石和小行星类型之间的联系，没有陨石连接之前提出，如一些非常原始的3.00型未分组的陨石到B型或CG型小行星。我们还匹配变质未分组的碳质陨石S-复杂的小行星，这表明，这个复杂的不仅是由普通的陨石或原始的无球粒陨石，如前所述，但也可能主机碳质陨石。相反，一些未分组的小行星无法与任何已知的小行星类型相匹配，这表明这些小行星可能来自尚未确定的小行星类型。
2021-05-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 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
Statistical significance of meteorite-asteroid pairs using geocentric parameters
本研究基于约600次火流星观测和超过3万颗近地小行星数据，利用DN相似函数检验陨石-小行星对的地心参数聚类，发现无统计显著聚类，流中陨石占比不足0.1%。
2025-09-04 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
A plausible link between the asteroid 21 Lutetia and CH carbonaceous chondrites
行星学研究的一个关键课题是建立原始陨石与其母小行星之间的联系。在这项研究中，我们调查的可行性之间的连接小行星类似于21 Lutetia，在2010年7月遇到的罗塞塔任务，和CH 3碳质球粒陨石Pecora悬崖91467（PCA 91467）。在紫外到近红外（0.3到2.2 μm）和中红外到热红外（2.5到30.0 μm或4000到~333 cm^-1）范围内采集了这颗陨石的几个光谱，这里将它们与小行星21 Lutetia的光谱进行了比较。这颗CH 3陨石和21 Lutetia陨石在吸收带和整体光谱行为上有几处相似之处。考虑到Lutetia的体积密度与CH陨石相似，我们认为这颗小行星可能与这些陨石的母体相似或相关，如果不是母体本身的话。然而，先前的研究中指出的Lutetia的表面多样性表明，它可能同时与其他类型的Alcantes有关。未来发现更多未风化的CH陨石，可以更深入地了解这个富含金属的碳质陨石家族与21 Lutetia或其他无特征的、可能水合的高丰度小行星之间的可能联系。
2016-07-05 astro-ph.EP
Cosmic History and a Candidate Parent Asteroid for the Quasicrystal-bearing Meteorite Khatyrka
独特的CV型陨石Khatyrka是唯一一个发现“准晶体”和伴生晶体Cu、Al合金（包括Khatyrkite和cupalite）的天然样品，它们被怀疑形成于早期太阳系。为了更好地了解这些外来相的起源，以及Khatyrka与其他CV陨石的关系，我们测量了来自Khatyrka的六个单独的，~40 μ m大小的橄榄石颗粒中的He和Ne。我们发现宇宙射线暴露年龄约为2-4 Ma（如果流星体直径<3 m，则更大）。橄榄石颗粒的U、Th-He年龄表明，哈蒂尔卡陨石经历了一次相对较近的（<600 Ma）冲击事件，这一事件产生的压力和温度条件足以形成陨石中发现的准晶和高压相。我们提出，Khatyrka的母体是大型K型小行星89 Julia，基于其独特的，但匹配的反射光谱，在过去的几个100 Ma（形成Julia家族）的撞击/冲击事件的证据，以及其位置接近强轨道共振，因此Khatyrka流星体可能在其相当短的宇宙射线暴露年龄内到达地球。
2018-03-09 astro-ph.EP
Gaia search for early-formed andesitic asteroidal crusts
上下文安山质陨石是迄今已知的最古老的无球粒陨石之一。它们记录了大约456.5百万年前发生在原始星子中的火山事件和地壳形成事件。然而，迄今为止，在小行星群中没有发现这些陨石的类似物。目标。我们使用盖亚DR3光谱数据集在小行星群中搜索安山岩陨石Erg Chech 002的光谱类似物。方法.为了确定哪些小行星具有与Erg Chech 002最相似的光谱，我们首先确定了Gaia DR3小行星的光谱参数（光谱斜率和波段I深度），并将其与陨石不同样本的光谱参数进行了比较。此外，我们进行了Erg Chech 002和盖亚DR3小行星数据之间的光谱曲线匹配，我们比较了两种方法的结果。结果我们发现，51颗主带小行星的可见光谱与Erg Chech 002相似，91颗小行星的光谱与该陨石的空间风化光谱相似，分别占整个Gaia DR3小行星光谱数据集的0.08%和0.15%。与陨石实验室样本最匹配的小行星大多位于内部主带上，而与空间风化陨石模型匹配的物体在带内的分散程度略高。结论.尽管我们发现了可能与Erg Chech 002相匹配的小行星，但这些小行星非常罕见。此外，单独的可见光谱不能完全诊断Erg Chech 002样组合物。近红外光谱对于确认（或排除）Erg Chech 002和候选小行星群之间的光谱匹配将是重要的。
2023-01-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Spectroscopic survey of M--type asteroids
根据托伦分类法（Tholen，1984年）的定义，M-型小行星是一种中等质量的小行星，被认为具有金属成分，是分化的铁镍陨石和顽火辉石陨石的祖先。我们在可见光和近红外波长范围（0.4-2.5微米）内对30颗小行星进行了光谱测量，这些小行星是从最初被归类为Tholen M型的小行星群中选出的，目的是调查它们的表面组成。这些数据是在2004-2007年期间在TNG，NTT和IRTF望远镜的几次观测运行中获得的。我们计算了每个观测到的小行星在几个波长范围内的光谱斜率，并搜索了诊断光谱特征。我们确认了大量的各种各样的光谱行为，这些对象的光谱扩展到近红外，包括识别弱吸收带，主要是0.9微米带暂时归因于斜方辉石，和0.43微米带，可能与绿泥石和镁丰富的蛇纹岩或辉石矿物，如我们pigeonite或普通辉石。与先前公布的数据比较后发现，属于M类的几颗小行星的表面可能有很大差异。我们试图通过在RELAB数据库中寻找陨石光谱类似物，并通过选择陨石/矿物的地理混合物建模来限制我们样本的小行星表面成分。我们确认，铁陨石，钯，顽火辉石是最好的匹配，在我们的样本中的大多数对象，建议为M型小行星。几颗小行星上存在细微的吸收特征，这证实并非所有托伦M类天体都具有纯金属成分。
2010-07-15 astro-ph.EP
On The Effect of Giant Planets on the Scattering of Parent Bodies of Iron Meteorite from the Terrestrial Planet Region into the Asteroid Belt: A Concept Study
在他们的铁陨石母体的起源模型中，Bottke等人提出了在最初的150万年期间在1-2 AU区域形成的分化的星子作为母体，并认为这些物体及其碎片由于与行星胚胎的相互作用而分散到小行星带中。虽然这个模型是可行的，但它并没有考虑到一颗可能存在于外层区域或在外层区域生长的巨大行星的影响。我们提出了一个概念研究的结果，我们已经研究了在木星轨道上的行星体的早期散射的星子从陆地区域到小行星带的影响。我们将大量星子的轨道整合在行星胚胎盘中，并研究了它们在行星质量不同值下的演化。结果表明，当行星质量小于10个地球质量时，它对星子和行星胚胎之间相互作用的影响可以忽略不计。然而，当行星质量在10到50个地球质量之间时，模拟指出一个过渡状态，大约50个地球质量是行星扰动效应不能再被忽略的值。模拟还表明，行星质量的进一步增加会大大降低星子从类地行星区域向小行星带散射的效率。我们提出了我们的模拟结果，并讨论其可能的影响，巨大的行星形成的时间。
2012-02-14 astro-ph.EP
Mineralogy, reflectance spectra, and physical properties of the Chelyabinsk LL5 chondrite, insight into shock induced changes in asteroid regoliths
车里雅宾斯克陨石的矿物学和物理性质（秋季，2013年2月15日）。三种类型的陨石物质存在，被描述为浅色，深色和冲击熔融岩性。所有岩石成分均为LL5，冲击熔融岩性接近全岩熔融，深色岩性由于铁金属和硫化物的部分熔融而被冲击变暗。这使我们能够研究具有相同成分和来源的材料上的冲击增加的效果。根据磁化率，车里雅宾斯克陨石比其他LL陨石更富含金属铁。测得的体积密度、颗粒密度和孔隙率与其他LL型沸石非常相似。冲击波暗化对材料的物理性质没有显著影响，但会导致材料反射率的降低和反射光谱中硅酸盐吸收带的减少。这类似于在小行星上观察到的空间风化效应。然而，与空间风化的材料相比，在撞击熔化和冲击变暗的陨石光谱中观察到的斜率变化可以忽略不计。因此，一些具有不可见的硅酸盐吸收带的暗小行星可能由相对新鲜的冲击变暗的南极物质组成。
2013-10-25 astro-ph.EP
Thermal decomposition as an activity driver of near-Earth asteroid (3200) Phaethon
本研究分析近地小行星法厄同的中红外光谱，发现其成分与Yamato群碳质球粒陨石相似，证实热分解释放气体是其活动驱动因素，为相关流星雨及陨石起源等研究提供新依据。
2023-11-10 astro-ph.EP
Infrared Spectroscopy of Large, Low-Albedo Asteroids: Are Ceres and Themis Archetypes or Outliers?
低丰度的含水天体在最大的小行星名单中占据主导地位。这些天体在3- $μ$ m的区域有不同的光谱形状，在那里发现了由于挥发性物质而导致的诊断异常。黎明号对谷神星的访问扩展了地面观测形成的观点，并表明世界是一个复杂的世界，可能仍在经历地质活动。我们提出了33个观测2.2-4.0 $μ$ m的8个大（直径大于200公里）的小行星从C光谱复合体，光谱不一致的水合矿物，我们看到的陨石。我们通过多项式和高斯拟合来表征它们的吸收带特征，以测试它们与谷神星、小行星24 Themis（被认为覆盖着冰霜）和小行星51 Nemausa（光谱上类似于CM陨石）的光谱相似性。我们确认大多数观测结果与陨石中所见不一致，需要额外的吸收剂。我们发现在对应于谷神星和忒弥斯光谱的波段中心的集群，但没有适合用于简单区分它们的分布间隙。我们还发现了一系列的带中心的光谱，接近彗星67 P上看到的。最后，一些天体的观测结果之间存在差异，324 Bamberga的变化与半球水平的成分差异一致。考虑到普遍存在的具有3- $μ$ m光谱的天体与我们在陨石中看到的不同，以及这些光谱与谷神星和忒弥斯公布的光谱的相似性，这些天体似乎更像是原型而不是异常值。
2019-04-15 astro-ph.EP
Astronomical Observations of Volatiles on Asteroids
我们早就知道水和羟基是陨石和小行星的重要组成部分。然而，自从小行星III发表以来，天文仪器、实验室能力和理论模型的发展使我们对小天体上的H2O/OH的理解取得了很大的进步，而对月球和灶神星的航天器观测对我们解释小行星种群有重要的影响。本章以水/OH在小行星中的重要性开始，之后我们将讨论它们在可见光和近红外波段的光谱特征。我们继续概述陨石和小行星的发现，最后讨论未来的机会，我们可以预期在小行星V中发现的结果。因为这个主题对小行星具有广泛的重要性，我们还指出了本卷其他地方的相关深入讨论。
2015-02-23 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
Role of spectral resolution for infrared asteroid compositional analysis using meteorite spectra
在这项工作中，分析了中红外范围内陨石的潜在矿物鉴定，以评估未来针对小天体表面的飞行任务的观测可能性。用漫反射（DRIFT）仪器对三块碳质陨石和三块普通球粒陨石进行了检测，并用粉末衍射方法证实了主要矿物的存在。通过人为降低光谱分辨率，模拟了中红外矿物识别的可能性和局限性。研究表明，为了明确识别主要矿物带，需要一个光谱分辨率$\leq 10$ ~cm $^{-1}$（$\leq 0.15 μ$ m）。在20-100~cm $^{-1}$（0.3 - 1.5~ $μ$ m）分辨率下，这些矿物的识别是不确定的，而在$>100$ ~cm $^{-1}$分辨率下，几乎是不可能的。
2020-05-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
New Paradigms For Asteroid Formation
小行星和陨石提供了太阳系中微行星形成的关键证据。小行星传统上被认为是在一个自下而上的过程中形成的，它是在一群最初是公里级的星子中凝结而成的。然而，新的模型挑战了这一想法，它证明了大小从100到1000公里的小行星可以直接由小粒子的引力坍缩形成，这些小粒子在湍流气体中以密集的细丝和集群形式组织起来。颗粒被动地集中在涡流之间，直到湍流气流的最小尺度和大尺度压力隆起和涡流内部。流动的不稳定性导致颗粒在浓度中发挥积极作用，通过堆积在致密的细丝中，与孤立的颗粒相比，细丝对气体的摩擦减少了径向漂移。在本章中，我们将回顾小行星形成的新范式，并与小行星的观测特性以及陨石的限制进行批判性比较。典型尺寸为0.1至1毫米的球粒在原始陨石中无处不在，可能是小行星的主要组成部分。然而，球粒大小的颗粒通过摩擦与气体紧密耦合，因此难以在湍流气体中大量聚集。我们回顾了最近的进展，了解球粒纳入小行星，包括分层吸积模型，球粒在数百万年来吸积到小行星上。最后，我们强调了小行星形成中的十个未解决的问题，我们预计在未来十年内将取得进展。
2015-05-12 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
Atmospheric entry and fragmentation of small asteroid 2024 BX1: Bolide trajectory, orbit, dynamics, light curve, and spectrum
本文全面分析了小行星 2024 BX1 撞击地球前的大气进入与碎裂过程，通过火球轨迹、轨道、光变曲线和光谱数据揭示了其较小的真实尺寸与 Aubrite 陨石属性，并成功预测了陨石散落带。
2024-04-23 astro-ph.EP
3-micron Reflectance Spectroscopy of Carbonaceous Chondrites under Asteroid-like Conditions
我们测量了21个陨石的3微米反射光谱，这些陨石代表了陆地陨石收藏中所有的碳质球粒陨石类型。测量是在约翰霍普金斯大学应用物理实验室的行星环境条件下光谱实验室（LabSPEC）在真空和热干燥条件下（类小行星条件）进行的。这是在类似于小行星所经历的环境中获得的最全面的3微米碳质陨石数据集。3微米反射光谱对于直接比较和适当解释地面望远镜和航天器对小行星观测所得的反射数据极为重要。我们发现碳质球粒陨石的3-μm光谱特征与碳质球粒陨石的分类有很好的一致性。3-μm的条带是多样的，指示不同的组成，因此，这些碳质玄武岩经历了不同的母体水蚀变和变质环境。
2019-04-20 astro-ph.EP
A note on cement in asteroids
雪硅钙石是碳质球粒陨石中富钙铝包裹体（CAIs）在热液作用下形成的胶结矿物。在14微米处的不明波段被测量为CAIs和Allenium陨石样本的基质，以及Hektor和Agamemnon小行星。水泥纳米颗粒的存在可以解释14微米处的特征。
2016-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The fall of asteroid 2024 XA$_1$ and the location of possible meteorites
本文介绍小行星2024 XA$_1$的发现、撞击地球过程及近地天体协调中心的相关操作结果，同时估算了该小行星陨落可能留下的陨石散落区域，为后续搜索提供依据。
2025-02-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
JWST sighting of decameter main-belt asteroids and view on meteorite sources
本文利用JWST红外能力与合成跟踪技术首次在主带探测到138颗十米级最小小行星，发现其尺寸-频率分布在约100米处出现拐折，并指出其来源于Nysa、Polana和Massalia等小行星族，为理解近地天体与陨石来源提供了关键观测约束。
2025-02-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Meteors: Light from Comets and Asteroids
在对最古老的太阳系天体-彗星和小行星-的研究中，正是它们的碎片-流星体-以尘埃颗粒或陨石的形式为详细的实验室分析提供了最容易获得的行星物质。航天器访问了一些小行星和彗星，并将行星际样本送回地球，而访问小行星Ryugu和Bennu的Hayabusa 2和OSIRIX-REx飞行任务正在进行中。然而，由于缺乏彗星和小行星的代表性样本，因此有可能从流星体的直接观测中获得更多的知识。在与地球大气层碰撞时，流星体产生称为流星的光现象。可以使用不同的方法来观察流星，使我们能够研究小的行星际碎片，否则这些碎片将无法被发现。在有记录的历史中，发生了无数令人印象深刻的流星雨、风暴和陨石撞击，现在可以更详细地预测和分析。通过了解流星体的动力学、组成和物理性质，我们能够研究太阳系的形成历史和动力学演化。这项工作介绍了流星天文学，其基本过程和当前研究课题的例子。
2020-07-08 astro-ph.EP
Spectral analogues of Barbarian asteroids among CO and CV chondrites
本研究通过基于观测光谱特征的反射光谱匹配，结合辐照实验标定，揭示Barbarian及K型小行星主要对应CVOxA和CO球粒陨石，且无需CAI富集。
2023-06-02 astro-ph.EP
New Insights into Erg Chech 002 Analogues in the Main Belt from Near-Infrared Spectroscopy
Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, Istituto Nazionale di Astrofisica（空间天体物理学与行星学研究所，意大利国家天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）；Université Côte d’Azur, CNRS–Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，法国国家科学研究中心-拉格朗日实验室，蔚蓝海岸天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma.（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过近红外光谱学研究主带中可能与Erg Chech 002相似的陨石，发现16颗小行星被归类为V型，1颗为S复杂型，1颗为A型，但未发现匹配Erg Chech 002的类比体，但1991 RY16和1990 QP10与Erg Chech 002光谱特征相似。
2026-03-25 astro-ph.EP
Two Strengths of Ordinary Chondritic Meteoroids as Derived from their Atmospheric Fragmentation Modeling
对小型小行星和大型流星体的内部结构和强度知之甚少。对地球大气层中明亮火球的观测可以通过研究流星体在飞行过程中的碎裂情况来预测流星体的结构。早期的评估表明，流星体的强度明显低于回收的陨石。我们提出了详细的研究大气碎片的7个陨石坠落，所有普通的陨石，和14个其他火球，陨石坠落的预测，但陨石，可能也普通的陨石，没有恢复。所有观测都是由欧洲火球网络的自主观测站进行的，包括详细的辐射光变曲线。一个模型，称为半经验碎裂模型，开发，以适应光变曲线和减速。在某些情况下，可以获得显示个别碎片的录像。结果表明，流星体并非随机碎裂，而是分两个不同阶段碎裂。第一相通常对应于0.04 - 0.12MPa的低强度。在2/3的情况下，第一阶段是灾难性的或几乎是灾难性的，至少有40%的质量损失。第二阶段对应于0.9 - 5 MPa的已确认的陨石坠落和稍低的强度，从约0.5 MPa的较小流星体。所有这些强度都低于文献中引用的普通南极陨石的抗拉强度20 - 40 MPa。我们解释的第二个阶段是由于在流星体的裂缝和第一阶段的分离弱胶结的碎片，重新积累在小行星碰撞后的小行星表面。
2020-06-12 astro-ph.EP
The link between Athor and EL meteorites does not constrain the timing of the giant planet instability
本研究通过全面的动力学模拟反驳了此前结论，证实类Athor天体可在巨行星不稳定性发生后很久被植入小行星带，说明Athor与EL陨石的关联无法约束太阳系巨行星动力学不稳定性的发生时间。
2024-04-16 astro-ph.EP
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 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
The Compositional Structure of the Asteroid Belt
过去十年在大规模小行星发现和定性方面取得了重大进展，已知的小行星超过50万颗，有10万多颗小行星的物理特征得到了一定程度的测量。数据的爆炸使我们能够创造一个新的主小行星带的全球图片。在陨石测量和动力学模型的背景下，一个新的和更完整的太阳系演变的图片已经出现。问题已经从“小行星带最初的成分梯度是什么？“到“整个太阳系中小天体最初的成分梯度是什么？“不再是两个小行星带是原始的主导理论，而是这些带是在太阳系形成后通过进化过程形成和塑造的。本文回顾了小行星成分表征，陨石测量和动力学理论的背景下，日心分布的小行星成分在主带今天看到的前沿的进展。本章还回顾了与小行星组成和分布相关的主要悬而未决的问题，并总结了对这些问题的理解进展和现状，以形成主带小行星形成和演化的总体情况。最后，我们简要回顾了小行星及其组成在我们的太阳系和超越其更大的背景下的相关性。
2015-06-16 astro-ph.EP
Modeling Orbital Gamma-Ray Spectroscopy Experiments at Carbonaceous Asteroids
为了评估测量小行星或彗星轨道器的碳质陨石母体之间的体积成分差异的可行性，我们提出了一个性能模拟的轨道伽马射线光谱（“GRS”）实验的结果，在黎明般的轨道周围的球形模型小行星的碳质成分的范围。轨道高度保持等于小行星半径4.5个月。使用MCNPX蒙特卡罗程序计算了小行星伽马射线谱和航天器背景通量。GRS对光学表面以下的深度敏感（根据材料密度，深度约为20- 50 cm）。因此，该技术可以测量硫贫化（例如，Nittler等人，2001年）或干燥的表层。我们发现，使用传统的火星奥德赛GRS设计，在奥德赛任务结束时的能量分辨率，FWHM = 5.7 keV，在1332 keV的航天器甲板安装的配置下，对于五种碳质陨石成分，H，C，O，Si，S，Fe和Cl，3σ不确定度低于1重量%。计算的成分不确定性小于碳质球粒陨石亚类之间的成分差异。
2016-09-29 astro-ph.EP
Three-dimensional Simulation of Surface Charging in Meteorite Craters on Rotating Asteroids
本文利用神经网络与有限元方法模拟旋转小行星表面陨石坑的充电特性，揭示了纬度、深宽比和太阳风暴对坑底电位的不同影响，为未来小行星安全着陆与探测提供依据。
2024-09-30 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
The Formation of Jupiter, the Jovian Early Bombardment and the Delivery of Water to the Asteroid Belt: The Case of (4) Vesta
小行星（4）灶神星是霍华陨石-真斜陨石-闪长陨石的母体，是太阳系中最早形成的天体之一，主要由挥发性耗尽的物质形成。黎明任务最近提供的证据表明，在过去的4 Ga中，水合物质可能以连续的方式被运送到灶神星，而对eucritic陨石的研究揭示了一些在水和挥发性元素存在下结晶的样品。木星的形成和它的迁移可能发生在eucrites结晶的时期，并引发了一个撞击阶段，导致冰冷的星子穿过小行星带。在这项工作中，我们研究了木星早期轰击期间，在灶神星冰冷的星子通量，并利用流体动力学模拟，他们与小行星碰撞的结果。我们探讨如何迁移的巨大行星将影响水和挥发性物质的小行星的交付，我们讨论我们的结果的背景下，灶神星的地球物理和碰撞演化。特别是，我们认为，最好的观测数据再现，如果大部分的撞击物是由1-2公里宽的星子，如果木星进行了有限的（一小部分的au）位移。
2014-01-29 astro-ph.EP
Physical Characterization of ~2-meter Diameter Near-Earth Asteroid 2015 TC25: A possible boulder from E-type Asteroid (44) Nysa
小型近地小行星（>20米）很有趣，因为它们是我们收集的陨石的祖先。这些小型近地小行星的物理特性对我们理解大气层过滤低强度撞击物的有效性至关重要。过去，由于在近地小行星近距离飞掠地球之前难以探测到它们，因此对它们进行定性一直是一个挑战。在这项研究中，我们在2015年10月近距离飞越地球（距离69，000英里）期间使用地面光学，近红外和雷达资产对直径2米的近地小行星2015 TC 25进行了物理表征。我们的观察表明，它的表面成分类似于Aubrites，一种罕见的高丰度分化陨石。Aubrites仅占我们陆地陨石收藏中所有已知陨石的0.14%。2015 TC 25也是一个非常快的旋转器，旋转周期为133秒。我们比较了2015 TC 25的光谱和动力学特性，发现内部主带的最佳候选源体是直径70公里的E型小行星（44）Nysa。我们将这两个天体之间光谱斜率的差异归因于2015 TC 25表面缺乏风化层。利用E-型小行星的数量（50-60%），我们将2015 TC 25的直径精确到2米，使其成为有史以来最小的NEA之一。
2016-12-03 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
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
In situ U Pb chronology and chemistry of zirconolite in the andesitic meteorite Erg Chech 002
The University of Tokyo（东京大学）；Atmosphere and Ocean Research Institute, The University of Tokyo（东京大学大气海洋研究所）；Graduate School of Human and Environmental Studies, Kyoto University（京都大学人类与环境学研究科）；National Institute of Polar Research（国立极地研究所）；SOKENDAI（综合研究大学院大学）
研究埃格切赫002陨石中锆石矿的原位U-Pb年代学及化学性质，发现其为太阳系已知最古老的锆石矿，但指出酸溶解样品中可能包含少量变质锆石矿会影响高精度U-Pb测年结果。
2026-03-16 astro-ph.EP physics.geo-ph
Multiple and Fast: The Accretion of Ordinary Chondrite Parent Bodies
虽然普通陨石和陨石的岩石学，化学和同位素研究在很大程度上帮助建立了星子形成及其演化的最早事件的年表，但有几个问题不能仅通过实验室测量和/或实验来解决。在这里，我们提出了几个新的限制普通球粒陨石母体的形成和演化的基本原理（并通过扩展大多数星子），从新的光谱测量和矿物学分析的主带S型小行星（83个对象）和不平衡的普通球粒陨石（53个样品）。基于后者，我们建议光谱数据可以用来区分是否一个普通的球粒陨石是在其母体的表面附近或内部形成的。如果这些限制是正确的，建议的影响包括：一）大群组成相似的小行星是小行星形成的自然结果，因此，在一个给定的类陨石可以来自多个母体;（二）大面积（高达~ 200公里）S型主带小行星暴露了大部分原始天体的内部，可能是早期太阳系中小行星（直径<10公里）撞击的结果（Ciesla等人，2013年）; iii）H球粒陨石母体的吸积持续时间可能很短（瞬时或小于10^5年，但肯定不会长达100万年）; iv）LL类天体比H类天体更靠近太阳形成，这可能是吸积前原行星盘中球粒的径向混合和尺寸分选的结果。
2014-05-27 astro-ph.EP
Exploring Exogenic Sources for the Olivine on Asteroid (4) Vesta
在灶神星上发现橄榄石很有趣，因为它可能为我们太阳系历史早期的行星分化提供重要的见解。地面和哈勃太空望远镜（HST）对小行星（4）灶神星的观测表明其表面存在橄榄石。近年来，在灶神星发现的富含橄榄石的HED陨石加强了这些观测。然而，对美国宇航局黎明号航天器数据的分析表明，这个含有橄榄石的单元实际上是奥皮亚陨石坑喷出物中的撞击熔化物。缺乏广泛的地幔橄榄石，暴露在形成的19公里深的雷希尔维亚盆地在灶神星的南极，进一步复杂化这一情况。Ammannito等人，（2013年a）报告说，在黎明号上使用可见光和红光光谱仪（VIR）从地幔中挖掘出的物质中发现了局部规模的富含橄榄石的单元。在这里，我们探索替代来源的橄榄石在北半球的灶神星的VIR仪器使用实验室光谱测量陨石的数据进行重新分析。我们认为，这些橄榄石曝光可以解释为富含橄榄石的外生物质的交付。基于我们的光谱带参数分析，缺乏这些富含橄榄石的地形和可能的地幔挖掘事件的位置之间的相关性，并支持HED陨石的观测，我们建议，在北半球看到的橄榄石可能的来源是由富含橄榄石的陨石的撞击物的残留物。最佳匹配表明，这些单位是HED材料与普通陨石混合，或与一些橄榄石为主的陨石，如R-陨石。
2015-02-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
(16) Psyche: A mesosiderite-like asteroid?
小行星（16）Psyche是美国宇航局Psyche任务的目标。它被认为是少数几个可能是暴露的原行星金属核心的主带天体之一，因此与铁陨石有关。然而，这种关联受到其近红外和中红外光谱特性及其密度估计的挑战。在这里，我们的目标是细化（16）Psyche的密度，以进一步限制其体积组成，并确定其潜在的陨石类似物。作为我们大型项目（ID 199.C-0074）的一部分，我们使用ESO VLT/SPHERE/ZIMPOL观察了（16）Psyche。我们利用这些观测结果的高角分辨率来改进Psyche的三维（3D）形状模型，并随后将其密度与最新的质量估计相结合。此外，我们还在小行星周围寻找潜在的同伴。Psyche的堆积密度为3.99 × $\pm$ × 0.26 × g $\cdot$ cm $^{-3}$。虽然这样的密度在3-sigma水平上与任何铁陨石（$\sim$ 7.8\，g $\cdot$ cm $^{-3}$）都不相容，但它似乎与石铁陨石（如中菱陨石）（密度$\sim$ 4.25\，$\cdot$ cm $^{-3}$）完全一致。此外，我们在我们的图像中没有发现卫星，并将任何未检测到的卫星的直径上限设置为1460\，$\pm$\，200\，m，距离Psyche 150\，km（0.2\，$\times$ \，R $_{Hill}$，希尔半径）和800\，$\pm$\，200\，m，距离2…
2018-10-05 astro-ph.EP
Q-type asteroids: Possibility of non-fresh weathered surfaces
丝川粒子是隼鸟号航天器从S-复合小行星25143丝川回收的样品，表明S-复合小行星是普通球粒陨石的母体。此外，他们澄清，Itokawa表面的空间风化年龄是几千年的顺序。传统上，Q-型小行星被认为是表面新鲜的。然而，由于空间风化的时间尺度比通常认为的年龄小大约三个数量级，以前提出的Q-型小行星的形成机制不能充分解释表面的翻新。在这项研究中，我们提出了一个新的假设的表面状态的Q型小行星：Q型小行星有一个非新鲜的风化表面的细小颗粒的缺乏。为了验证这一假设，进行了普通花岗岩的空间风化实验。根据这些实验结果，我们发现，大（大于100 μm）的普通陨石粒子的空间风化表现出与Q型小行星一致的光谱。
2019-07-18 astro-ph.EP
Cohesion of regolith: Measurements of meteorite powders
颗粒的凝聚力对小天体的性质有着重要的影响。在这项研究中，我们在露天测量，cohesion内聚力的几十微米大小的不规则形状的陨石，硅砂，玻璃粉，和球形玻璃颗粒，使用离心法。此外，我们估计了在测量条件下吸附在颗粒上的水蒸气的量。测量的陨石颗粒的cohesion内聚力比理想球形二氧化硅颗粒的内聚力小数十倍，并且对应于颗粒表面的亚微米级有效（或等效）曲率半径。此外，根据吸附在颗粒上的水蒸气的估计量，我们预计无空气物体中颗粒的cohesion内聚力大约是在露天测量的10倍。根据测量结果，我们估计小行星上粒子的cohesion内聚力通常在亚微牛顿范围内，快速旋转小行星上的粒子大小为数十微米。
2021-01-28 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.soft
The (Non-)Magnetization of 433 Eros: Possible Mechanisms for the Lack of Magnetism as Measured by NEAR
近地小行星Renaissivous-Shoemaker（“NEAR”）航天器绕近地小行星433 Eros运行并最终降落在其上。近地天体研究项目的主要科学目标之一是MAG实验，该实验测量轨道运行期间和着陆后爱神星附近的磁场。因此，爱神星是目前利用现场磁性测量最能说明其特征的小行星。MAG的结果表明，爱神星是非常unmagnetized-with上限的天然反磁性（NRM）放置在$1.9\times 10^{-6}\mathrm{A\cdot m^2 \cdot kg^{-1}}$ -特别是当比较类似的陨石样品组成。由于陨石和小行星通常被认为是分裂的母体的残余物，爱神星的低磁化水平的后果是相当可观的，因为它可能意味着类似成分的物体的不同起源。在本文中，我们将探讨是否有任何系统的影响，有关的实际过程中的测量和推导的Erotian NRM，以及是否这样的影响发挥了作用，在低水平的NRM得出的Eros。通过模拟NEAR围绕Eros的轨道，并使用NEAR测量的场强值，我们发现我们能够将Eros的NRM的上限提高至少一个数量级，这比Acuña等人（2002）最初提出的要高。我们发现，如果我们假设厄洛斯是由具有大致均匀的磁化方向的成分，这是可能的推断L或LL厄洛斯型组合物的范围内的值reversal磁性陨石记录中报告的。这些结果更严格地证实了Wasilewski等人（2002）的建议，即不能排除Er…
2018-09-09 astro-ph.EP
Results of the 2015 Workshop on Asteroid Simulants
本文报告2015年首届小行星模拟物研讨会成果，提出借鉴月球模拟物经验，分阶段研制覆盖多光谱类别、复现选定属性的卵石与风化层模拟物，并通过多源数据和实验室测试进行标定与验证。
2023-06-05 astro-ph.EP
Thermal history of the Erg Chech 002 parent body: Early accretion and early differentiation of a small asteroid
星子的吸积和分异过程的历史由不同的陨石群提供。他们对不同的母体层进行取样，揭示了金属硅酸盐分离的情况和原行星的内部结构。未分组的无球粒陨石Erg Chech 002（EC 002）添加到原始火成结壳样品组中。在这里，我们提出的模型，利用热年代学数据EC 002和适合的吸积时间和大小的母体这些数据。经铀校正的Pb-Pb、Al-Mg和Ar-Ar年龄表明，在CAIs后0.1Ma形成了一个半径为20-30 km的最佳拟合星子。它的内部熔融较早，并在0.5 Ma前分化，允许核和地幔形成，并有短暂的下地幔岩浆海洋，在陨石分层深度处熔融分数<25%。EC 002形成于0.8公里深的未分化地壳覆盖的部分分化区域。通过模拟与不同大小和速度的撞击物的碰撞，我们分析了EC 002从其原始母体和撞击现场的表面组成的最小弹射条件。岩浆洋区与EC 002的分层深度不同，说明它与EC 002的成因无关。我们的模型估计Al-Mg年龄的闭合温度为1060 K至1200 K。一个快速的母体冷却属性后期Ar-Ar年龄的局部再加热的另一个，后期的影响。
2023-02-24 astro-ph.EP
Active asteroid (6478) Gault: a blue Q-type surface below the dust?
我们介绍了2019年3月底/4月初在3米NASA/红外望远镜设施天文台收集的零星活动小行星（6478）Gault的近红外光谱。长曝光成像与0.5米NEEMO T05望远镜和以前公布的数据同时监测小行星的活动，为我们的测量提供背景。我们确认Gault是一个富含硅酸盐（Q型或S型）的天体，可能与（25）Phocaea碰撞家族有关。该小行星在0.75-2.45 $μ$ m波长范围内表现出很大的光谱变化，从不寻常的蓝色（s '=-13.5+/-1.1% $μ$ m-1）到典型的红色（s'=+9.1+/-1.2% $μ$ m-1）光谱斜率，似乎与活动无关。与普通球粒陨石样品的光谱比较表明，蓝色与小行星尘埃风化层的部分损失有关，在其表面暴露出新鲜的无尘物质。小行星的旋转接近旋转破裂极限，并具有类似的光谱特性，高尔特进一步支持这一解释。未来光谱观测高尔特，当尾巴消散，将有助于进一步测试我们提出的假设。
2019-07-23 astro-ph.EP
