Phase reddening on near-Earth asteroids: Implications for mineralogical analysis, space weathering and taxonomic classification
相位红化是随着相位角增加而产生光谱斜率增加和吸收带强度变化的效应。为了了解它对小行星光谱观测的影响，我们分析了在不同相位角下观测到的12颗近地小行星的可见光和近红外光谱（0.45-2.5 μm）。所有这些小行星都被归类为S-复合体或Q-型小行星。此外，我们还获得了三种不同类型的普通陨石在相位角从13 \degree到120 \degree的实验室光谱。我们已经发现，小行星和陨石光谱显示带深度增加与相位角。当g > 30 \degree时，普通硅酸盐谱的谱斜率随相角的增大而显著增大。谱带中心和谱带面积比（BAR）值的变化也被发现，但它们似乎没有显着的矿物学分析的影响。我们的研究表明，相位红化引起的光谱斜率的增加与一定程度的空间风化相当。特别是，相位角在30 \degree到120 \degree范围内的增加将产生反射光谱的变红，相当于在距离太阳约1 AU处曝光时间约为0.1x10^6到1.3x10^6年。此外，我们发现，在某些情况下，相位红化可能会导致一个模糊的小行星分类。
2012-05-01 astro-ph.EP
Taxonomic classification of asteroids based on MOVIS near-infrared colors
我们的目标是提供一个小行星的VISTA-VHS调查观察到的分类。我们推导出一种方法，用于分配一个组成类型的对象的基础上，它的（Y-J），（J-Ks）和（H-Ks）的颜色。本文利用概率方法和k-近邻算法对MOVIS星表中的18\,265颗小行星进行了分类。由于我们的分类法仅基于NIR颜色，因此将Bus-DeMeo的几个类别聚类成组，并使用略有不同的符号（即，上标表示基于NIR颜色获得的分类，下标表示与其他类型可能的错误识别）。我们的结果与斯隆数字巡天（SDSS）和宽视场红外巡天探测器（WISE）提供的信息进行了比较。在这项研究中使用的两种算法给出了一个分类类型的所有对象至少有（Y-J）和（J-Ks）观察到的颜色。最后，根据KNN和概率算法给出的相同结果，对6\,496颗小行星进行了分类，得到（Y-J）$_{err}\leq$ 0.118和（J-Ks）$_{err}\leq$ 0.136。该集合包括144个分类为$B_k^{ni}$的体，613个分类为$C^{ni}$的体，197个分类为$C_{gx}^{ni}$的体，91个分类为$X_t^{ni}$的体，440个分类为$D_s^{ni}$的体，665个分类为$K_l^{ni}$的体，233个分类为$A_d^{ni}$的体，315个分类为$S^{ni}$的体，798个分类为$V^{ni}$的体。我们报告每个分类群的分布，并计算主要类型的…
2018-07-02 astro-ph.EP
A Taxonomic Study of Asteroid Families from KMTNet-SAAO Multi-band Photometry
我们在这里介绍了2000多个主带小行星的多波段测光。对于每个目标，我们使用测量的V-R和V-I颜色结合颜色-颜色空间中的机器学习生成的决策表面来报告概率分类。通过这种方法，我们将> 85%的目标分类为四种主要的Bus-DeMeo复合物之一：S-，C-，X-或D-型。大约三分之一的目标有一个已知的相关动态家庭，在我们的数据中有69个家庭。在不确定性，我们的研究结果表明，在家庭成员和非家庭成员之间的分类分布没有明显的差异。在我们观察到的样本中，69个家族中有9个家族有20个或更多的成员，因此我们更详细地研究了这些家族的分类，并发现与文献非常吻合。在这9个采样良好的家庭，我们的数据显示，Themis，Koronis，Eunomia，Massalia和Eunomia家庭显示出高度的分类同质性，Vesta，Flora，Nysa-Polana和Eos家庭在分类上显示出显著的混合水平。使用的分类纯度和分散度观察到的颜色为9个采样良好的碰撞家庭，我们还推测这些家庭可能起源于一个分化的母体和/或一个家庭与一个可能的未确定的嵌套家庭。此外，我们获得了足够的光度数据为433我们的目标，以提取可靠的旋转周期，并观察旋转属性和家庭成员之间没有明显的相关性。
2019-03-19 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 Ch-class asteroids: Connecting a visible taxonomic class to a 3-μm band shape
属于Ch光谱分类类的小行星被定义为在0.7 μm附近存在吸收，这被解释为由于含铁的层状硅酸盐。层状硅酸盐在3 μm区域也会引起强烈的反射，其他水合和羟基化的矿物和H2O冰也是如此。在过去十年中，光谱观测揭示了小行星群不同的3 μm波段形状。虽然一个正式的分类尚未完全建立，“帕拉斯型”光谱组是最符合层状硅酸盐的存在。如果Ch类和帕拉斯型都是层状硅酸盐的标志，那么所有的Ch类小行星也应该是帕拉斯型。为了验证这一假设，我们在2至4 μm光谱范围内获得了36颗CH级小行星的42次观测结果。我们发现88%的光谱具有与Pallas型群最一致的3 μm带形。这是发现的第一个具有如此强相关性的小行星类别，因为Ch类的定义是在0.7 μm附近存在吸收，这表明0.7 μm波段不仅可以代表3 μm波段的存在，而且可以特别代表Pallas型波段的存在。有一些证据表明，2.95 μm处的带深与绝对星等和/或绝对星等之间存在相关性。然而，我们发现2.95-μm带深和半长轴之间只有微弱的相关性。在0.7-和3-μm区域的带深之间的联系是复杂的，需要进一步的调查。
2015-11-05 astro-ph.EP
Main belt asteroids taxonomical information from Dark Energy Survey data
本研究利用暗能量巡天（DES）数据，结合交叉关联与经遗传算法优化的机器学习方法，为6.8万余颗无分类信息的小行星判定C/S类群归属，并新发现409颗可能的V型小行星，填补了小行星分类数据的缺口。
2023-11-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
NEOWISE Studies of Asteroids with Sloan Photometry: Preliminary Results
我们将NEOWISE和斯隆数字巡天数据结合起来，研究了24，353颗小行星的彗星，这些小行星具有使用斯隆测光得出的候选分类。我们发现了一个广泛的中等到高的候选S-型小行星，是类似的S-复杂的定义以前的基于几何学的分类系统。候选的C-型小行星，虽然通常非常暗，但有一个与S-型重叠的更高弧度的尾巴。具有光度学导出的Q分类的小行星的Ekendo分布与S类型的小行星非常相似。与（4）灶神星颜色相似的小行星比S型小行星有更高的轨道倾角，并且大多数小行星的轨道要素与已知的灶神星家族成员相似。最后，我们表明，在3.4和4.6 $μ$米的相对反射率较高的D型小行星，并建议其红色可见光和近红外光谱斜率延伸到这些波长。由于已分类的天体是从可见光/近红外斯隆移动天体目录中选出的，而该目录偏向于较暗的小行星，包括那些具有较低反射率的小行星，因此理解大小、反射率和分类之间的关系变得复杂。
2011-10-22 astro-ph.EP
Asteroid phase curves from ATLAS dual-band photometry
小行星相位曲线通过确定绝对星等H来导出基本物理性质。即将进行的可见光时空遗留巡天和中红外近地天体监视任务巡天依靠这些绝对星等来确定数百万颗小行星的颜色和亮度。此外，相位曲线的形状反映了它们的表面组成，从而可以对其分类得出结论。我们推导出小行星相位曲线从双波段测光获得的小行星地球撞击最后警报系统望远镜。使用贝叶斯参数推断，我们检索了光度计$H, G_1, G_2$ -和$H, G^*_{12}$ -系统中94，777颗小行星的127，012个相位曲线的绝对星等和斜率参数。小行星的分类复合体在观测到的$G_1, G_2$分布中分开，与它们的平均视觉距离相关。这允许使用斜率参数将X复合体区分为P复合体、M复合体和E复合体，作为对双曲型测量的替代。此外，分类错误的分光光度数据集，以及闯入者的动力家庭的小行星揭示自己在$G_1, G_2$ -空间。应用于偶然观测的$H, G^*_{12}$ -模型无法解析目标分类。的$G_1, G_2$相位系数显示波长依赖性的大多数分类复合物。偶然的小行星观测可以可靠地确定大量小行星的相位曲线。为了确保获得的绝对星等适合于彩色计算，未来的测量必须密集地覆盖相位曲线的反向效应，从而最大限度地减少H的不确定性。相位曲线斜率参数为分类学分类提供了一个可访问的维度。
2020-09-10 astro-ph.EP
NEOWISE Studies of Spectrophotometrically Classified Asteroids: Preliminary Results
NEOWISE数据集提供了一个机会，可以根据对大量小行星样本的可见光和近红外观测来研究小行星分类方案的反照率变化。我们已经确定了近1900个小行星的Tholen，巴士和巴士DeMeo分类分类计划分类的Rupdos。我们发现，S-复杂的跨越了广泛的明亮的双折射，部分重叠的低双折射的C-复杂的小尺寸。正如预期的那样，X综合体涵盖了广泛的领域。NEOWISE提供的多波长红外覆盖范围允许测定相对于可见光的3.4和4.6 $μ$ m处的反射率。在3.4和4.6 $μ$ m的反射率的直接计算，使一个新的手段比较各种分类类。虽然C、B、D和T型小行星都有类似的低可见光反射率，但通过检查它们在3.4和4.6 $μ$ m处的相对反射率，可以将D和T型小行星与C和B型小行星区分开来。由于所有被选择用于分类的天体都是根据其可见光亮度选择的，因此所有的可见光分布都受到对小的、低可见光天体的选择偏差的强烈影响。由于这些强烈的选择偏差，我们无法确定是否有大小之间的相关性，weighto和空间风化。我们认为，目前的分类小行星集使得任何这样的相关性难以验证。为了进行这种分析，需要在没有明显的偏误的情况下抽取按分类法分类的小行星样本。
2011-09-29 astro-ph.EP
A new approach to feature-based asteroid taxonomy in 3D color space: 1. SDSS photometric system
对小行星的分类主要是根据波长从可见光到近红外的分光观测。$\sim$ 2500小行星的可见-近红外光谱自20世纪70年代以来就已获得; SDSS MOC 4与$\sim$ 4 $\times$ 10 $^{5}$测量小行星的位置和颜色在21世纪初发布。一些作品，然后设计的方法来分类这些数据的框架内现有的分类系统。然而，这些作品中的一些使用了2D参数空间，该空间显示了数据点云的连续分布，从而导致人为定义的边界。我们在这里介绍一个更先进的方法来分类小行星的基础上现有的系统。这种方法简单地由SDSS颜色的三元组表示。每个分类类型的分布和成员由机器学习方法以无监督和半监督学习的形式确定。我们应用我们的计划MOC 4校准的可见-近红外反射光谱。我们成功地分离出七种不同的分类法，我们有足够数量的光谱数据集。我们发现，在一个2D平面上的分类类型的重叠区域分离与相对清晰的边界在三维空间中新定义的这项工作。我们的计划明确区分不同的分类类型，这是对现有系统的改进。这种新的分类方法对于小行星研究具有很大的可扩展性，例如S-复合体中的空间风化以及小行星家族的起源和演化。我们提出了小行星带的结构，并描述了轨道分布的基础上，我们新分配的分类。也有可能将这里提出的方法扩展到其他光度系统，如约翰逊-费洛蒙和LSST滤波系统。
2021-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Characterizing spectral continuity in SDSS u'g'r'i'z' asteroid photometry
上下文SDSS移动天体目录（SDSSMOC）的第四版是目前最大的小行星光度数据集。到目前为止，大型小行星数据集的发布总是伴随着对小行星分类的重新定义。在第一个SDSSMOC发布后的几年里，提出了几个使用其数据的分类方案，所有这些方案都使用了以前分类学中的分类类别。然而，没有成功的尝试已经取得了直接从SDSS数据集派生一个新的分类系统。目的。这项工作的范围是根据光谱特征的连续性提出一种不同的解释方案，以衡量u0g0r0i0z0小行星观测结果。该方案是集成到以前的分类标签，但不依赖于他们。方法.我们通过主成分分析分析了小行星采样的行为，以了解SDSSMOC中不确定性的作用。我们利用可见光反射率发现，该空间中的小行星遵循两个独立的线性趋势，这是它们的分光光度特征的特征。结果介绍分类类，我们能够解释这两种趋势的代表性的特色和无特色的光谱。趋势内的演变主要与特征小行星的波段深度和无特征小行星的光谱斜率有关。我们定义了一个不同的分类系统，只允许我们通过两个标签对小行星进行分类。结论.我们已经对所有SDSSMOC样本的69%进行了分类，这比以前的SDSS分类更具有鲁棒性。此外，作为一个例子，我们提出了小行星（5129）新郎的行为，其分类标签的变化，由于相位红化的趋势之一。现在，这种行为可以通过一个单一参数的变化来表征，即它在趋势中的位置。
2017-10-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Deficit of primitive compositions in binary asteroids and pairs
上下文小的双星系统和双星对被认为是通过Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应由自旋引起的裂变形成的。预计这一过程取决于其结构强度，因此也取决于其组成。目的。我们的目标是确定如何分类类，作为组成的代理，分布在二进制小行星和小行星对相比，一般人口。方法.我们比较的分布分类类的二进制系统和对小行星的参考样本。我们通过选择小行星来复制双星和双星对的轨道和大小分布来构建这个样本，以最大限度地减少样本之间的潜在偏差。结果在双星小行星和成对小行星中，原始成分（C、B、P、D型）严重不足，而表面成分富含镁铁质硅酸盐的小行星（S、Q、V、A型）严重过剩。结论.在低质量、快速旋转的小行星中，那些富含镁铁质硅酸盐的小行星比原始的小行星更有可能形成多个小行星系统。
2023-02-06 astro-ph.EP
Near-Earth asteroids spectroscopic survey at Isaac Newton Telescope
近地小行星群在物理和动力学特性方面显示出种类繁多的天体。它们会受到行星碰撞和强烈的太阳风和辐射效应的影响。他们的研究也是出于空间探索和与地球长期撞击可能性方面的实际原因。我们的目标是从光谱上确定大小在$\sim$ 0.25 - 5.5公里范围内（归类为大型）的近地小行星的重要样本，并寻找其光谱型与轨道参数之间的联系。近地小行星的光谱是使用配备IDS摄谱仪的艾萨克·牛顿望远镜获得的。这些意见进行了分析，使用分类学分类，并与实验室的陨石光谱比较。共观测到76个近地小行星。我们将其中44个分类为Q/S-复合体，16个为B/C-复合体，8个为V-型，另外8个属于其余的分类类别。我们的样本包含27颗被归类为潜在危险的小行星和31个可能的太空任务目标，包括（459872）2014 EK 24，（436724）2011 UW 158和（67367）2000 LY 27。对应于（276049）2002 CE 26和（385186）1994 AW 1的光谱数据显示0.7 $μ$ m特征，这表明在其表面上存在水合矿物。我们报告说，Q型有最低的近日点（中位数和绝对偏差为$0.797\pm0.244$ AU），并系统地大于我们的样本中观察到的S型小行星。我们解释了这些观测证据的主要过程为年轻的NEA表面的热疲劳破碎。总的来说，我们的样本的分类分布与以前的研究相似，与主带内的大部分小行星相匹配。然而，我们发…
2019-06-04 astro-ph.EP
Spectral properties of the largest asteroids associated with Taurid Complex
我们获得了与金牛座复合体相关的六颗最大小行星（2201，4183，4486，5143，6063和269690）的光谱。这些观测是用配备了光谱成像仪SpeX的IRTF望远镜进行的。它们的分类学分类使用Bus-DeMeo分类法。将小行星光谱与Relab数据库中的陨石光谱进行比较。应用矿物学模型确定其表面组成。所有的光谱分析都是在已经公布的物理数据的背景下进行的。在本文中研究的对象提出了类似的S分类复杂的光谱特征。普通小行星的光谱（包括H、L和LL亚型）是这些小行星光谱的最佳匹配。{ \bf The asteroid}（269690）1996 RG 3呈现出平坦的无特征光谱，可能与原始C型天体有关。高于2.1微米的增加的反射率将其几何反射率限制为约0.03的值。虽然金牛座复合体小行星之间存在着重要的动力学分组，但最大天体的光谱数据并不支持共同的彗星起源。此外，到目前为止获得的光谱之间存在显著差异。
2014-09-17 astro-ph.EP
Compositional properties of planet-crossing asteroids from astronomical surveys
本文利用SDSS、SkyMapper、Gaia及地面观测数据对7401个近地天体进行分类，揭示其组成与轨道参数的关系，并预测主带源区小行星的分类分布。
2023-09-07 astro-ph.EP
Taxonomic analysis of asteroids with artificial neural networks
Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Deep Space Exploration Laboratory（深空探测实验室）
针对暗弱小行星成分信息缺失问题，基于CSST巡天模块设计构建了准确率超92%的人工神经网络小行星分类模型，并验证了其在已知光谱分类中的有效性与未来应用潜力。
2023-11-18 astro-ph.EP cs.LG
Gaia DR3 supervised classification of asteroid reflectance spectra
Université Côte d’Azur, CNRS-Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，CNRS-拉格朗日实验室，蔚蓝海岸天文台）；University of Leicester, School of Physics and Astronomy（莱斯特大学，物理与天文学学院）；University of Leicester, School of Natural Sciences（莱斯特大学，自然科学学院）
利用Gaia DR3数据对小行星反射光谱进行有监督分类，揭示了小行星碰撞家族的组成结构及光谱多样性。
2026-02-27 astro-ph.EP
Selecting asteroids for a targeted spectroscopic survey
小行星光谱学反映了表面矿物学。只有几千颗小行星的表面被光谱观测到。确定这些物体的表面特性对于许多实际和科学应用都很重要，例如制定撞击偏转战略或研究太阳系的历史和演变以及行星形成。本研究的目的是开发一种预选方法，可用于搜索任何分类复杂的小行星。该方法可以用于多种应用，如寻找失踪的V型或寻找原始小行星。我们使用贝叶斯朴素分类器结合斯隆数字巡天和宽视场红外巡天探测器巡天过程中获得的观测结果，以及已知分类类型的小行星的小行星相位曲线数据库。使用新的分类方法，我们已经选择了一些可能的V型候选者。北欧光学望远镜和南非大型望远镜对其中一些候选天体进行了光谱观测。我们已经开发并测试了新的预选方法。我们在中部/外部主带发现了三颗小行星，它们可能是分化型的。近红外线仍然需要证实这一发现。与其他研究类似，我们发现V型候选者聚集在灶神星家族周围，在中部/东部主带中很少见。新方法表明，即使是大量探索的大型数据库组合在一起，仍然可以进一步利用，例如解决丢失的纯橄榄岩问题。
2014-08-19 astro-ph.EP
Zero-phase angle asteroid taxonomy classification using unsupervised machine learning algorithms
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（CONICET-UNC理论与实验天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（西班牙国家研究委员会安达卢西亚天体物理研究所）；Instituto de Física Aplicada a las Ciencias y las Tecnologías, Universidad de Alicante（阿利坎特大学科学与技术应用物理研究所）；Observatório Nacional/MCTIC（国家天文台（巴西科学、技术、创新和通信部））
我们正处于一个大目录的时代，因此，大型数据集的统计分析工具，如机器学习，发挥着基础性的作用。这种巡天的一个例子是斯隆移动天体目录（MOC），它列出了斯隆视场捕获的所有移动天体的天体测量和光度信息。这台望远镜的一大优势是它的五个过滤器，允许通过研究它们的颜色对小行星进行分类分析。然而，直到现在，由物体的相位角的变化所产生的颜色变化尚未被考虑。在本文中，我们解决这个问题，使用绝对星等的分类。我们的目标是产生一个新的小行星分类的基础上，它们的大小是不受相位角的变化所造成的变化。我们选择了9481颗小行星，其绝对星等为Hg、Hi和Hz，这些小行星是使用HG 12系统从斯隆移动天体目录中计算出来的。我们用它们计算绝对颜色。为了进行分类，我们应用了一种称为模糊C均值的无监督机器学习算法。这是一个有用的软聚类工具，用于处理{数据集，其中不同的组没有完全分离，并且它们之间存在重叠区域。我们选择了四个主要的分类复合体，C，S，X和V，因为它们包含了大多数已知的光谱特征。我们共对6329颗小行星进行了分类，其中60%以上的概率属于指定的分类类别，其中162颗小行星过去的分类模糊不清。通过分析在半长轴与倾角平面中获得的样本，我们在灶神星家族区域之外确定了15个新的V型小行星候选者。
2022-04-11 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
Albedo Properties of Main Belt Asteroids Based on the Infrared All-Sky Survey of the Astronomical Satellite AKARI
我们提出了一个分析的红外卫星AKARI的全天巡天探测到的主带小行星的轨道特性。这次巡天探测到的5120颗小行星的特征，包括它们的大小和位置，都编入了AKARI小行星目录（AcuA）。大小和温度的测量是基于标准热模型，使用红外通量和绝对星等的输入。在5120颗AcuA小行星中，主带小行星占了4722颗，半长轴在2.06到3.27 AU之间。AcuA提供了亮度超过绝对星等H < 10.3（对应于直径d > 20公里）的所有主带小行星的完整数据集。我们证实了主带小行星的双峰分布是强烈的双峰，从过去的观测已经知道，双峰分布不仅发生在总人口中，而且在主带的内部，中间和外部区域。我们发现，小行星有更多的变化比大的小行星。尽管有像空间风化这样的小行星过渡过程，但每种分类类型的小行星平均轨道的日心分布几乎是平坦的。另一方面，随着半长轴的增加，总的平均反射率逐渐减小。这可以用分类类型的组成比例来解释;也就是说，随着日心距离的增加，C型和D型等暗小行星的比例增加，而S型等亮小行星的比例减少。X-子类的日心分布：E-，M-，和P-型，这可以划分的基础上的Ekrido值，也检查。P型是X型的主要组成部分，分布在主带区域，P型丰度在3AU以上增加。这种分布类似于C型或D型。
2012-11-13 astro-ph.EP
Photometric characterization of near-Earth asteroids: rotation, taxonomy, and candidate evidence for internal cohesion
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所）
本研究通过测光与光变曲线观测，对15颗近地小行星完成分类，发现部分天体自转超无内聚力自旋屏障，提出内聚力碎石堆模型可解释该现象。
2026-09-03 astro-ph.EP
Spectral properties of near-Earth and Mars-crossing asteroids using Sloan photometry
在近地空间运行的小行星，包括那些处于具有潜在危险轨道上的小行星，其性质和起源既具有科学意义，又具有实际重要性。在这里，我们的目标是确定一个大样本的近地（NEA）和火星交叉（MC）小行星的分类，并分析这些类与轨道的分布。我们使用这个分布来确定它们的源区，并研究行星相遇的强度，以刷新小行星表面。我们在SDSS拍摄的图像上测量这些小行星在可见光波长下的四个滤光片的光度。这些颜色用于将小行星分类为与广泛使用的基于光谱学的Bus-DeMeo分类法一致的分类法。我们在这里报告的206个NEAs和776个MCs的SDSS光度测定的分类学分类，增加了40%和663%的已知的分类学分类在这些人群中。我们使用Greenstreet等人（2012年）的源区制图仪，比较了近地小行星和直径相似的主带小行星的分类分布。这两个分布同意在百分之几的水平，为内部的主要带，我们确认该地区作为近地天体的主要来源。还研究了行星相遇对小行星表面的影响，方法是建立一个行星相遇期间作用于表面颗粒的力的简单模型，该模型提供了近距离接近触发表面重塑事件的最小距离。通过对519颗S型和46颗Q型小行星的轨道进行数值积分，并监测它们与行星的相遇距离，我们试图了解重新出现事件的条件。Q型的人口被发现在统计上比S型更多地遇到金星和地球，尽管这两种类型与火星的遭遇数量相同。
2016-01-09 astro-ph.EP
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
V-type Near-Earth asteroids: dynamics, close encounters and impacts with terrestrial planets
与行星相撞的小行星在成分和分类类型上各不相同。近地小行星（NEAs）中有V型，即通过光谱观测分类的玄武岩小行星。在这项工作中，我们研究了V型近地小行星与地球、火星和金星以及月球相撞的概率。我们进行了相关性分析的V型小行星可能产生的陨石坑。为了实现这一目标，我们进行了数值模拟和统计分析的近距离接触和影响之间的V型近地小行星和类地行星在未来10万年。我们发现，V型近地小行星确实可以与所有行星，特别是地球发生撞击，平均每1200万年发生一次。地球上有四个可能由V型近地小行星造成的候选陨石坑。
2016-10-15 astro-ph.EP
New polarimetric and spectroscopic evidence of anomalous enrichment in spinel-bearing Calcium-Aluminium-rich Inclusions among L-type asteroids
小行星可以根据其光谱反射率分为几类。在这些组中，在基于可见光和近红外光谱的分类学分类中属于L-类的组表现出一些独特的性质。首先，它们的近红外光谱特征在于具有强吸收带，这被解释为高含量的含FeO尖晶石矿物的诊断。这种矿物是太阳系中发现的最古老的矿物化合物--富钙铝包裹体（CAI）的主要成分之一。在旋光测量中，它们具有异常大的倒转角值，与所有已知的属于其他分类类别的小行星不相容。拥有如此高反转角的小行星通常被称为野蛮人，这是基于第一颗首次发现这种特性的小行星，（234）~芭芭拉。在本文中，我们提出了一个广泛的运动的偏振和光谱观测的L-类对象的结果。我们已经推导出7个野蛮人的样品的相位极化曲线，发现各种反转角范围在25和30 $^{\circ}$。光谱反射率数据表现出在近红外光谱斜率和吸收功能方面的变化。我们使用Hapke模型分析了这些数据，以获得有关CAI和其他矿物化合物的相对丰度的一些推断。通过结合光谱和偏振结果，我们发现的证据表明，偏振反转角是直接相关的CAI的存在下，和特殊的偏振特性的野蛮人主要是其异常组成的后果。
2018-02-20 astro-ph.EP
Density of asteroids
在我们太阳系的小天体中，仍然存在着关于早期微行星吸积过程的大量信息。本文综述了我们目前对小天体密度的认识。小天体的内在物理性质是通过寻找动力学和分类学类别、大小和密度之间的关系来寻找的。从文献中收集了287个小天体的质量和体积估计。影响这些数量估计方法的准确性和偏差进行了讨论，并严格选择最佳估计。随后计算体积密度，并与陨石密度进行比较，从而估计这些机构内的大孔隙度。矮行星显然没有大孔隙，而较小的天体可能有大空洞。这种趋势显然与大小有关：C和S复合小行星的密度往往随着直径的增加而增加。计算每个Bus-DeMeo分类类的平均密度。S-复合体小行星的平均密度比C-复合体小行星的密度高，而C-复合体小行星的大孔隙度也更大，尽管两个复合体都有部分重叠。在C-复合体中，B-型在反射率、反射光谱和密度方面突出，表明其组成独特。X复合体中的小行星密度范围很广，这表明复合体中包含许多成分。彗星和TNO具有高的大孔隙度和低密度，支持目前由冰聚集体组成的内部结构模型。在过去的十年中，密度估计的数量从少数飙升到287，但只有三分之一的估计值比20%更精确。几条线的调查，以完善这一设想，包括多个系统的观测，3-D形状建模，并从盖亚天体测量轨道分析。
2012-03-20 astro-ph.EP
First Results from the Rapid-Response Spectrophotometric Characterization of Near-Earth Objects using UKIRT
我们利用联合王国红外望远镜的宽视场照相机测量近地天体的近红外颜色，以便对其分类加以限制。我们的观测具有快速反应的特点，这使我们能够在近地天体靠近地球并且明亮时对其进行观测。在此，我们介绍了86个近地天体的近红外颜色测量结果，其中大多数是在发现后几天内观测到的，使我们能够确定直径仅为几米的近地天体的特征。使用机器学习方法，我们将我们的测量结果与现有的小行星光谱数据进行比较，并为我们的目标提供概率分类。我们的观测使我们能够区分S-复合体，C/X-复合体，D-型和V-型小行星。我们的研究结果表明，S-复合小行星在整个近地天体群中所占的比例低于陨石坠落统计数据中普通小行星所占的比例。UKIRT获得的未来数据将用于研究这种差异的意义。
2016-02-18 astro-ph.EP
A Census Before Rubin of Asteroid Families in the Main Belt
Southwest Research Institute（西南研究所）
研究通过普查主小行星带中的335个碰撞家族，揭示了碰撞家族形成年龄、母体大小与Yarkovsky效应的关系，提供了新的小行星家族目录。
2026-02-23 astro-ph.EP
How Many Hydrated NEOs Are There?
水合矿物是早期太阳系历史的示踪物，并已被提议作为空间经济活动的可能重点。近地天体对这两个方面都很重要，特别是对这一群体中最容易接触到的成员。由于已查明的水合近地天体很少，我们使用Ch光谱类小行星作为水合小行星的替代，并使用已发表的关于近地天体交付、主带分类分布、近地天体分类分布和观测轨道分布的工作来估计具有不同阈值大小和不同可接近程度的水合小行星的数量。我们预计，在已知的直径为1公里的近地天体中，将有53颗$>$ 27 Ch小行星，并使用两种不同的方法来估计可进入性，我们预计，其中17颗$\pm$ 9在往返旅行中比月球表面更容易进入。如果不需要定义最小尺寸，我们预计将有700个$\pm$ 350水合物体符合该可访问性标准。虽然直径大于1公里的未知近地天体很少，但预计在尚未发现的较小近地天体中也会有相当多的含水物体。最后，我们估计含水近地天体不太可能带来足够的水来解释在月球两极发现的冰，尽管有可能在月球表面的撞击地点附近发现小行星运送的含水矿物。
2018-12-06 astro-ph.EP
Astrometric and Photometric Investigations of 2009 WZ104 Near Earth Asteroid
2009年11月25日，美国亚利桑那州莱蒙山天文台的68厘米施密特卡特琳娜巡天望远镜发现了WZ 104小行星。新物体的观测结果得到了Schiaparelli天文台（意大利）60厘米反射镜和Alter Saltzberg天文台（奥地利维也纳）35厘米施密特-卡塞格伦望远镜的证实。这颗小行星被认为是潜在的危险近地小行星。最小轨道相交距离为0.0304 a.e.。自2009年底以来，普尔科沃天文台（俄罗斯）的MTM-500 M 50厘米弯月望远镜和ZA-320 M 32厘米镜面天体照相机继续对2009 WZ 104小行星进行观测。这些观测是在近地天体调查方案的框架内进行的。为调查确定了以下任务：获得天体测量和测光（BVRI波段）系列观测，根据观测数据改进小行星轨道，确定其分类类别和绝对星等，调查其旋转动力学，估计其物理参数。这颗小行星属于小行星群中的Aten。
2011-03-02 astro-ph.EP
The first confirmation of V-type asteroids among the Mars crosser population
火星穿越区域构成了一条将小行星从内主带穿越太空运送到地球的路径。虽然内主带和穿越地球的小行星群都含有相当大比例的V类小行星，但到目前为止，在火星穿越区域只发现了两颗这样的V类小行星。在这项工作中，我们寻找属于V类的小行星在人口中的火星穿越小行星，以支持替代路径的交付这些机构进入地球穿越区域。我们使用斯隆数字巡天移动物体目录中的观测结果在火星穿越区域选择了18颗候选V型小行星。然后，我们使用南方天体物理研究望远镜（SOAR）观察了其中4个候选者的可见光谱。我们还对观测到的小行星的轨道演化进行了数值模拟。我们证实，观测到的小行星中有3颗属于V类，其中一颗可能会沿着一条路径，在数千万年内与地球相撞。
2014-01-20 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
A revised asteroid polarization-albedo relationship using WISE/NEOWISE data
我们提出了一个重新分析的小行星反射和偏振特性之间的关系，使用来自宽视场红外巡天探测器的反射。我们发现，最好地描述这种关系的函数是一个三维的线性拟合的空间的日志（极化斜率）日志（最小极化）。当投影到两个维度时，拟合的参数与以前的工作中发现的参数是一致的。我们还定义了p* 作为最大偏振变化的量时，相比于dopdo，并提出了最佳拟合dopdo-p * 的关系。一些小行星分类类型在这个三维空间中脱颖而出，特别是E，B和M Tholen类型，而另一些则与S和C复合体相一致。我们注意到，低反照率和小型（D<30 km）小行星在偏振样本中的代表性不足，我们鼓励未来的偏振测量将重点放在这些天体上。
2012-02-10 astro-ph.EP
Spectral and Spin Measurement of Two Small and Fast-Rotating Near-Earth Asteroids
2012年5月，两颗小行星在几个地球半径的距离上擦肩而过：2012 KP 24以九个地球半径的距离通过，2012 KT 42仅以三个地球半径通过。后者在地球同步卫星的轨道距离内通过。从光谱和成像测量使用美国宇航局的3米红外望远镜设施（IRTF），我们推断分类，旋转和物理性质。它们的光谱特征在近地小行星中有些不典型：2012 KP 24为C-复合体，2012 KT 42为B-型，由此我们解释这两颗小行星的反射率在0.10和0.15之间，有效直径分别为20+-2米和6+-1米。在B型小行星中，2012 KT 42的光谱与3200 Phaethon和4015 Wilson-Harrington最为相似。这些小行星不仅是光谱测量中最小的小行星之一，我们还发现它们是旋转最快的小行星之一：2012 KP 24在2.5008+-0.0006分钟内完成旋转，2012 KT 42在3.634+-0.001分钟内旋转。
2012-08-21 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
Twenty years of SpeX: Accuracy limits of spectral slope measurements in asteroid spectroscopy
我们检查了二十年的SpeX/美国宇航局红外望远镜设施观测的小主带小行星光谱测量（SMASS）和麻省理工学院-夏威夷近地天体光谱测量（MITHNEOS），以研究小行星反射光谱斜率测量的不确定性和系统误差。从628个光谱的11个太阳类似物用于校准的小行星光谱，我们得出了4.2%/微米的不确定性斜率测量超过0.8至2.4微米。气团造成小行星和太阳模拟物之间每0.1单位气团差异为-0.92%/微米，因此，SMASS和MITHNEOS设计在1.0至1.3气团范围内运行时的总体斜率变化为2.8%/微米。没有发现其他观测条件（包括视差角、视宁度和湿度）对坡度变化有系统的影响。我们讨论了小行星分类学分类工作的影响。在未来的小天体成分研究中，应考虑本研究中提供的非均匀性，以区分内在的非均匀性和可能的仪器效应。
2020-04-10 astro-ph.EP
Albedos of Small Hilda Group Asteroids as Revealed by Spitzer
我们提供了来自62颗希尔达小行星群成员的\textit{Spitzer Space Telescope}的24 $μ$ m热观测结果，直径范围从3公里到12公里不等。当结合报告的绝对星等时，热辐射的测量使我们能够限制每个物体的半径和直径。从我们的\textit{Spitzer}样本，我们发现平均几何常数，$p_{V} =$ 0.07 $\pm$ 0.05的小（D $<$ 10公里）希尔达群小行星。这一$p_{V}$值大于希尔达群大小行星（直径$\gtrsim$ 10公里）的平均半径（$p_{V} =$ 0.04 $\pm$ 0.01），并且在半径空间中的跨度也更大。虽然这种差异可能是由于空间风化，小希尔达组人口据报道，显示更大的分类范围从C-，D-和X-型，其分布是相称的范围内确定的degados。我们讨论了派生的希尔达大小频率分布，颜色-颜色空间，和我们的调查样本的背景下，预期的迁移引起的“播种”的希尔达小行星群与外太阳系原微行星所概述的“尼斯”形式主义。
2011-03-03 astro-ph.EP
Unusual polarimetric properties of (101955) Bennu: similarities with F-class asteroids and cometary bodies
我们已经获得了小行星（101955）Bennu，大概是一个原始的近地天体（NEO），是美国宇航局的样本返回任务OSIRIS-REx的目标偏振测量。在我们的观测活动中，Bennu在各种照明条件下都可以从地球上看到，相位角在16到57度之间。Bennu与最近观测到的（3200）Phaethon和（152679）1998 KU 2一起，是在相位角间隔很宽的情况下以偏振方式观测到的原始近地天体的唯一实例。根据我们的偏振数据，我们建议，Bennu属于不寻常的F分类在80年代定义的类。根据之前的工作，F类包括具有彗星特征的物体。这一事实对于解释OSIRIS-REx探测该天体的结果非常重要。从偏振测量，我们还得到了Bennu的几何常数的估计：0.059 +/- 0.003。
2018-08-23 astro-ph.EP
Space Weathering within C-Complex Main Belt Asteroid Families
使用数据从斯隆数字巡天移动物体目录，我们研究的颜色作为一个功能的大小为C-复杂的家庭在主小行星带，以提高我们的理解空间风化的碳质材料。我们发现两个不同的光谱斜率趋势：Escherea型和Themis型。的dexhaea型的家庭表现出减少的光谱斜率随着物体的大小，直到达到最小的斜率值，并随着物体的大小增加，增加斜率的趋势逆转。忒弥斯家族的光谱斜率随着物体尺寸的增加而增加，直到达到最大斜率，光谱斜率开始略微下降或最大物体的稳定。研究的家系大多数表现出亚热带型的趋势。负责这些不同的光谱斜率的变化的过程中影响几个不同的分类类内的C-复杂的，似乎迅速采取行动，改变家庭成员的光谱斜率。
2021-01-21 astro-ph.EP
NEO Colors from The Mission Accessible Near-Earth Object Survey (MANOS)
Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；ESA NEO Coordination Centre（欧洲空间局近地天体协调中心）
本文通过MANOS调查获取189个近地天体的光谱-光度学griz颜色数据，分析了旋转光变对颜色测量的影响，并探讨了颜色分类在近地天体光谱类型分布中的应用，揭示了大小与光谱类型之间的关系。
2026-03-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Olivine-rich asteroids in the near-Earth space
在对小型近地小行星进行30夜光谱调查的框架内，我们提出了关于识别富含橄榄石的天体的新结果。使用3.6米NTT望远镜获得的可见光谱将以下近地小行星分类为A型：（293726）2007 RQ 17，（444584）2006 UK，2012 NP，2014 YS 34，2015 HB 117，2015 LH，2015 TB 179，2015 TW 144。我们确定了一个相对丰度的$5.4\% $（8出147个观察目标）A型在百米大小范围的小行星种群。这一比例至少比以前已知的A型大五倍，A型在分类学分类的近地小行星中所占比例不到$\sim1\%$。考虑到我们的目标的一部分可能不会被确认为富含橄榄石的小行星的近红外光谱，或者他们可以有一个星云的起源，我们的结果提供了一个上限估计的地幔碎片的大小范围低于300米。我们的研究结果进行了比较与“打击位”的情况下，声称在小尺寸的橄榄石丰富的对象应该更丰富的玄武岩和铁相比。
2018-03-12 astro-ph.EP
Basalt or not? Near-infrared spectra, surface mineralogical estimates, and meteorite analogs for 33 Vp-type asteroids
对主要小行星带的调查和限制小行星群物理特征的努力涉及到研究数十万个小天体的艰巨任务。分类系统通常用于研究小行星带的大尺度性质，因为它们利用共同的观测参数，但小行星分类仅定义了广泛的可观测特性，而不是成分诊断（Tholen，1984年; Carvano等人，2010年，Hasselmann等人，2012年）。这项工作以Hardersen等人（2014年、2015年）的结果为基础，其目标是限制玄武岩小行星在整个主要小行星带的丰度和分布。我们报告的近红外（近红外：0.7至2.5微米）反射光谱，表面矿物学特征，光谱带参数分析，和陨石类似物的33 Vp小行星。NIR反射光谱法是检测大多数辉石族矿物的有效遥感技术，辉石族矿物在光谱上不同，在0.9和1.9微米处具有两个非常宽的光谱分辨率（Cloutis等人，1986; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。结合Hardersen等人（2014，2015）的结果，我们确定了95%（41个中的39个）的玄武岩小行星，但只有25%（8个中的2个）的外带Vp样本。内带玄武质小行星最有可能与灶神星4有关，代表了以前碰撞中喷出的撞击碎片。外层带Vp小行星表现出不同的光谱，矿物学和陨石模拟特征，可能来自不同的母体。另外两颗可能的玄武岩小行星的发现为外带玄武岩小行星群提供了额外的证据。
2018-05-08 astro-ph.EP
The Distribution of Highly Red-sloped Asteroids in the Middle and Outer Main Belt
本研究利用NASA红外望远镜和洛厄尔发现望远镜对主带内高红斜率小行星进行观测调查，发现该群体内部存在光谱斜率变化趋势的多样性，暗示其具有多种不同的起源。
2024-03-27 astro-ph.EP
The Nature of Low-Albedo Small Bodies from 3-$μ$m Spectroscopy: One Group that Formed Within the Ammonia Snow Line and One that Formed Beyond It
我们目前的证据，通过一个大的调查，191个新的光谱与以前公布的光谱，在3-$μ$ m的光谱特性的一个鸿沟的低轨道小行星人口。一组（"夏普型"或ST，带中心为$<$ 3 $μ$ m）的光谱形状与碳质球粒陨石一致，而另一组（"非夏普型"或NST，带中心为$>$ 3 $μ$ m）在陨石文献中没有记载，但与大型天体中的ST一样丰富。这两类小行星都存在于大多数低丰度小行星的分类类别中，除了在有限的情况下，仅根据0.5 - 2.5-$μ$ m数据进行的分类分类无法预测小行星是ST还是NST。统计检验表明，在$\ge$ 98%的置信水平下，ST和NST在平均带深、半长轴和近日点上存在差异，而在平均带深、半长轴和近日点上没有显著差异。我们还表明，许多NST有一个3-$μ$米的吸收带形状像彗星67 P，并可能代表一个重要的小天体组成整个太阳系。对这些组的起源的一个简单解释是在氨雪线的相对两侧形成，NST组吸积H2O和NH3，ST组只吸积H2O，随后的热和化学演化导致了今天看到的矿物。这样的解释与最近的微行星形成和释放的动力学模型是一致的，并表明更多的外太阳系物质被运送到主小行星带，而不是根据今天发现的D级小行星的数量所认为的。
2022-05-18 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
Rotation periods and colours of 10-m scale near-Earth asteroids from CFHT target of opportunity streak photometry
针对10米级近地小行星自转周期和颜色测量困难的问题，提出利用CFHT目标机会条纹测光方法，在单次曝光中测量亮度变化和颜色，并在三颗小行星上验证，获得最短自转周期和颜色结果。
2023-10-13 astro-ph.EP
A spectral comparison of (379) Huenna and its satellite
利用NASA IRTF上的SpeX技术对忒弥斯家族小行星（379）Huenna（D~98 km）及其6 km卫星进行了近红外光谱测量。在观测时，伴星距离主星超过1.5”，并且大约暗5等。我们描述了一种方法，用于分离和提取的信号的伴侣小行星时，信号是不完全解决的主要。（379）Huenna的光谱在1 μm附近有一个宽而浅的特征，斜率很低，是C型小行星的特征。次级的光谱与C-复合体或X-复合体的分类学分类一致。数据的质量不足以识别次级光谱中的任何细微特征。
2011-02-08 astro-ph.EP
Physical characterization and origin of binary near-Earth asteroid (175706) 1996 FG3
近地小行星（NEA）（175706）1996 FG 3是一个特别令人感兴趣的航天器目标：一个具有低Δ V日心轨道的双星小行星。它的卫星轨道提供了关于其质量密度的宝贵信息，而它的颜色和颜色表明它是原始的或C-复合体分类群的一部分。我们扩展了这个对象的物理特性与新的观测其发射在中红外（IR）波长和近红外反射光谱。我们得出一个面积等效系统直径为1.90 \pm 0.28公里（对应于近似组件直径为1.83公里和0.51公里，分别）和0.039 \pm 0.012的几何常数。1996 FG 3先前被归类为C型小行星，但结合0.4- 2.5微米的光谱和热修正后，显示分类为B型小行星;两者都与低测量的低轨道一致。动力学研究表明，1996 FG 3最有可能起源于内主小行星带。最近的研究表明，内主带（142）Polana家族可能是另一个低DeltaV B型NEA（101955）1999 RQ 36的起源。1996年FG 3的类似起源需要由重叠的木星7：2和火星5：9平均运动共振传递，而不是nu-6共振，我们发现这是一个低概率，但可能的起源。
2012-03-21 astro-ph.EP
Distribution of shape elongations of main belt asteroids derived from Pan-STARRS1 photometry
上下文许多测光数据是由Pan-STARRS、LONEOS、WISE或Catalina等测量产生的。这些数据是关于小行星物理特性的丰富信息来源。有几种可能的方法来利用这些数据。光变曲线反演是一种适用于单个小行星的典型方法。我们在本文中的方法是统计的，当我们专注于大组的小行星，如动力学家族和分类类，数据是不够的个别模型。目标。我们的目的是研究形状伸长$b/a$和自旋轴纬度$β$的小行星的各种子群的分布，并比较我们的结果，泛星1调查的基础上，与以前使用不同的测光数据（洛厄尔数据库，WISE数据）进行统计。方法.我们使用的LEADER算法比较的$b/a$和$β$分布的小行星的不同子群。该算法创建观测到的亮度变化的累积分布函数（CDF），并使用产生观测到的CDF的分析基函数来计算$b/a$和$β$分布。用LEADER的一个变形求解了合成总体的联合分布，验证了该方法的有效性。结果当比较具有不同直径$D$的小行星群的形状伸长分布时，我们发现对于$D < 25$ km没有差异。我们还构建了不同旋转周期的小行星的分布，并揭示了具有$P = 0 - 4$ h的最快旋转子比具有$P = 4 - 8$ h的种群更接近球形。
2017-09-17 astro-ph.EP
A common origin for dynamically associated near-Earth asteroid pairs
虽然在主带中的成对的动力关联小行星已经被发现和研究了十多年，但在近地小行星群中发现的配对系统很少。我们目前的数据和分析，支持在近地空间存在两个基因相关的对。个别系统的成员，2015 EE 7 - 2015 FP 124和2017 SN 16 - 2018 RY 7，被发现属于相同的光谱分类类别，并且两对都被解释为具有挥发性贫乏的成分。结合动力学参数，这表明这两个系统通过YORP自旋和/或二元前体的解离形成。反向轨道积分表明，2017 SN 16 - 2018 RY 7的分离年龄<10 kyr，使这些物体成为迄今为止已知的最年轻的多小行星系统之一。2015 EE 7 - 2015 FP 124没有实现唯一的分离年龄，因为这些物体的轨道存在很大的不确定性。确定这些年轻对的年龄对于测试空间风化和小行星自旋状态演化的模型具有重要价值。随着近地天体目录随着当前和今后的发现调查而继续增长，预计将发现更多的近地天体对，从而为研究与整个太阳系的小行星有关的随时间变化的演变过程提供一个理想的实验室。
2019-05-28 astro-ph.EP
Modelling the brightness increase signature due to asteroid collisions
我们已经开发了一个模型来预测碰撞后亮度增加的小行星之间的亚灾难性碰撞，并评估的可能性调查检测到这些事件。该模型基于Holsapple和Housen（2007年）的成坑比例定律，并将撞击后喷出物的膨胀模拟为在离散壳层中发生，每个壳层都有自己的速度。我们估计一系列的目标/撞击物对之间的幅度变化，假设它是由增加在一个光度孔径内的反射表面积，由于所产生的喷出物。正如预期的那样，光度信号随着撞击物的大小而增加，但我们也发现，由于引力回落，光度信号随着目标小行星直径的增加而迅速减小。我们已经使用模型的结果，以估计D=49- 65米的（596）谢拉碰撞的撞击物的直径取决于撞击物的分类，这与以前的估计大致一致。我们改变了强度制度（高度多孔和砂/粘性土壤）和分类类型（S-，C-和D-型），以检查对幅度变化的影响，发现它在早期阶段是显着的，但只有一个小的影响，对光度信号的整体寿命。将这一模型的结果与Bottke等人（2005年）对碰撞频率的估计相结合，我们发现，如果依靠测光探测，大约每个阴历月访问一次的低节奏调查对D<20公里的小行星的撞击不敏感。
2015-04-23 astro-ph.EP
Polarimetric Study of Near-Earth Asteroid (1566) Icarus
我们在2015年夏至前后对快速旋转的近地小行星（1566）伊卡洛斯进行了偏振观测，观测角度为大相位（太阳-小行星-观测者）角$α$ = 57度-141度。我们发现，在$V$波段，当$α_\mathrm{max}$ =124 $\pm$ 8度时，线偏振度的最大值为$P_\mathrm{max}$ =7.32 $\pm$ 0.25%，在$R_\mathrm{C}$波段，当$α_\mathrm{max}$ =124 $\pm$ 6度时，线偏振度的最大值为$P_\mathrm{max}$ =7.04 $\pm$ 0.21%.应用极化斜率-旋度经验定律，我们导出了$p_\mathrm{V}$ =0.25 $\pm$ 0.02的几何旋度，这与Q型分类小行星的旋度是一致的。$α_\mathrm{max}$无疑比水星、月球和另一颗近地S型小行星（4179）Toutatis大，但与数百微米大小的实验室样本一致。最大偏振度和几何偏振度的组合与直径为几百微米的地球岩石相一致。光度函数表明宏观粗糙度很大。我们假设，独特的环境（即，小近日点距离$q$ =0.187天文单位和短旋转周期$T_\mathrm{rot}$ =2.27小时）可能归因于表面上小颗粒的缺乏，如（3200）Phaethon所示。
2017-09-05 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
Rotational variation of the linear polarisation of the asteroid (3200) Phaethon as evidence for inhomogeneity in its surface properties
小行星（3200）法厄同（Phaethon）是一颗近地阿波罗小行星，其轨道不同寻常，使其比任何其他已知的小行星都更接近太阳。它最后一次接近地球是在2017年12月中旬，下一次将在2026年10月。以前的旋转时间分辨光谱法表明，它的光谱斜率是稍微偏蓝的，与它的B/F分类学分类一致，但在某些旋转阶段，它会变成略带红色。出于这一结果，我们进行了时间分辨成像偏振法法厄同在其最近接近地球。法厄同的自旋周期为3.604小时，我们发现了随旋转的线性偏振的变化。这似乎是一个罕见的情况下，这种变化是明确发现，也是其相当大的幅度的结果。结合亮度和颜色变化的新信息，以及以前报道的阿雷西博雷达观测结果，我们得出结论，辉腾表面的矿物学没有变化。然而，观察到的线偏振的变化可能与不同地区或局部地形特征的表面风化层厚度的差异有关。
2018-07-31 astro-ph.EP
