Dynamics of rotationally fissioned asteroids: Source of observed small asteroid systems
我们提出了一个模型的近地小行星（NEA）的旋转裂变和随后的动态，描述了创建同步双星和所有其他观察到的NEA系统，包括：双同步双星，高电子双星，三元系统，接触双星。我们的模型只假定Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应，“碎石堆”小行星物理学和引力相互作用。YORP效应扭转“碎石堆”小行星，直到小行星达到其裂变自旋极限，各组成部分进入相互围绕的轨道（Scheeres，D. J.[2007]。Icarus 189，370-385）。非球形引力势将自旋态耦合到轨道态，并混沌地驱动系统沿着两条主要由质量比区分的演化轨道走向所观察到的小行星类。与此相关的是一个新的双星过程，称为次级裂变-双星系统的次级小行星通过引力扭矩旋转加速，直到它裂变，从而产生一个混乱的三元系统。最初的混沌双星可以通过裂变的次级小行星撞击主小行星、太阳引力扰动和互体潮汐的成分来稳定，以创建同步双星。这些结果强调了母小行星内部初始组件尺寸分布和配置的重要性。近地小行星在内太阳系的大约1000万年的寿命中可能会经历多个双星周期和许多由YORP引起的旋转裂变。旋转裂变和随之而来的动力学是所有NEA系统的原因，包括最常见的同步双星。
2014-04-03 astro-ph.EP
Doubly Synchronous Binary Asteroid Mass Parameter Observability
完整的两体问题（F2BP）常被用来模拟双小行星系统，将两个物体表示为两个有限的质量分布，其动力学受相互重力势的影响。F2BP的涌现行为是质量分布的高度耦合的平移和旋转相互运动。一大部分的特征二元小行星似乎是在或接近双同步平衡，这发生在两个机构的潮汐锁定和在一个圆形的共同轨道。对于非平面系统，关于这个平衡的稳定振荡可以被证明是系统的七个基频和相互轨道率的组合。基频的出现作为中心流形的线性周期确定的平衡，这是严重影响每个物体的质量参数。我们利用这八个动力学约束条件，通过动态观测来研究双星小行星质量参数的可观测性。这是通过推导双同步系统的基频和质量参数之间的关系来实现的。这种关系使我们能够显示的灵敏度的动力学质量参数的变化，首先为平面动力学，然后为非平面动力学。在这样做时，我们能够基于观测质量来预测质量参数的理想化估计协方差，并定义期望质量参数的理想化观测精度。我们将这些工具应用于617 Patroclus，一个双同步特洛伊二进制文件和LUCY任务的飞越目标，以及冥王星和Charon系统，以预测相互行为
2019-10-10 astro-ph.EP
Barrel Instability in Binary Asteroids
大多数近地行星卫星都处于同步自转状态，这通常是潮汐扰动的稳定终点。土星的卫星土星是一个显着的例外，有一个混乱的旋转。彗星的动力学状态是其高偏心率和高度长扁的形状的结果（Wisdom et al. 1984）。由于许多双星小行星也有拉长的秒速，偏心双星中的卫星预计会出现混乱的旋转（Saukuk和Nesvornaly，2010），少数小行星秒速可能处于这种状态（Pravec等人，2016）。二次旋转的问题对于BYORP效应的作用也很重要，BYORP效应可以快速演变同步（但不是非同步）二次旋转的轨道（Rumanuk和Burns，2005年）。在这里，我们报告的结果，一个大的短期数值模拟表明，除了同步和经典的混沌旋转，近在不规则形状的小行星secondaries可以占据一个额外的，中间的旋转状态。在这种“桶形不稳定性”中，次级线圈沿着它的长轴缓慢地滚动，而最长的轴基本上与初级线圈-次级线圈的线保持一致。这种行为可能比完全混沌的旋转更难通过光变曲线检测到，但同样会关闭BYORP。我们表明，二进制的偏心率，分离测量次级的半径和次级的形状都是重要的，以确定系统是否解决同步旋转，混沌翻滚，或桶不稳定。我们比较我们的合成小行星与已知的二进制对的结果，以确定这些行为可能存在于近地小行星二进制人口。
2021-10-16 astro-ph.EP
Resonant Networks of Spin-Orbit Coupling in Ellipsoid-Ellipsoid Binary Asteroid Systems
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics in Ministry of Education, Nanjing University（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
研究双小行星系统中自转-轨道耦合共振的动态演化，通过构建全局哈密顿框架揭示多共振模式的相互作用与动力学边界。
2026-05-14 astro-ph.EP
Numerical investigations of the orbital dynamics around a synchronous binary system of asteroids
本文通过数值方法研究了同步双小行星系统共线平衡点附近的周期轨道族，分析了其稳定性与分岔，并与限制性三体问题结果对比，揭示了系统附近的动力学行为。
2023-07-18 astro-ph.EP
Non-principal axis rotation in binary asteroid systems and how it weakens the BYORP effect
利用粘弹性质量/弹簧模型模拟，我们探讨潮汐演化和迁移的紧凑的二元小行星系统。我们发现，在次级被捕获到自旋同步状态后，次级中的非主轴旋转可以是长寿命的。次级的长轴可以沿着连接次级和初级的矢量保持大致对齐，而次级围绕其长轴来回摆动。向内的轨道半长轴迁移也可以共振激发非主轴旋转。通过对三角形表面网格上太阳辐射力的估算，我们发现BYORP效应引起的力矩的大小对次级粒子的自旋状态很敏感。在1：1自旋轨道共振内的非主轴旋转可减小BYORP扭矩或导致其方向上的频繁反转。
2021-11-19 astro-ph.EP
Rotation-induced granular motion on the secondary component of binary asteroids: Application to the DART impact on Dimorphos
美国航天局的双小行星重定向试验（DART）任务将对Didymos双小行星系统的第二个组成部分Dimorphos进行动力学撞击，这将激发Dimorphos的动力学状态，并导致关于同步状态的显著天平动和可能的混沌非主轴旋转。虽然这种特殊的结果是人为造成的，但双星系统的许多其他次级成分也倾向于这种奇异的自旋状态。对于处于受激自旋状态的卫星，随时间变化的潮汐和旋转环境可导致显著的表面加速度。根据具体情况，这种机制可能会驱动次级表面上的颗粒运动。我们模拟了一个Didymos一样的二进制小行星系统的动力学演化，使用完全耦合，三维模拟代码。然后，我们计算了时变的重力和旋转加速度的感觉在整个表面上产生的次级的扰动动力学状态。我们发现，一个激发的自旋和轨道可以引起大的变化，在有效的表面斜率，潜在地触发颗粒运动和表面刷新。然而，对于DART撞击的情况，这种影响高度依赖于许多未知因素，例如Dimorphos的详细形状，体积密度，表面地质和转移的动量。除了Didymos系统和DART任务之外，这种效应对一般的双星系统也有重要的影响。
2022-07-28 astro-ph.EP
Apsidal Precession in Binary Asteroids
本文通过数值模拟研究双小行星中次星形状与自旋对轨道拱线进动的影响，并结合Didymos观测推断Dimorphos在DART撞击后被显著拉长，同时揭示次星非主轴旋转可导致近心点经度混沌演化。
2024-06-06 astro-ph.EP
Dynamics of asteroid systems post rotational fission
在近地天体中发现的小行星双星被认为是由旋转裂变形成的。在本文中，我们的目标是研究小行星系统裂变后的动力学演化。初始条件被建模为接触二进制，类似于Boldrin等人。（2016）。两个物体都被建模为椭球体，并且次级物体被赋予围绕其物体固定的$y$轴的初始旋转角度。此外，我们考虑六种不同的情况，其中三种是次级的密度变化，三种是我们改变其形状。模拟考虑了45个不同的初始倾角的次级，每个有37个不同的质量比。我们在接触双星达到自旋裂变极限的时刻开始动力学模拟，我们的模型确保两个物体表面之间的最近距离始终保持在1 cm。两个机构之间的力，力矩和引力势建模使用新开发的表面积分方案，给出两个椭球体的精确结果。我们发现，超过80%的模拟结束与两个机构的影响，和机构之间的碰撞是更常见的，当次级的密度较低，或当它变得更长。当与Pravec等人（2019）的小行星对数据进行比较时，我们发现次级小行星的密度和形状的变化可以解释观测到的小行星对在旋转期间的一些扩散。此外，次级也可能达到表面破裂的自旋极限，从而形成三元/多元系统。我们发现二次裂变通常发生在接触双星分离后的前五个小时内，并且当二次不太密集或更长时更常见。
2022-06-23 astro-ph.EP
Mass and density of B-type asteroid (702) Alauda
用甚大望远镜上的自适应光学系统进行的观测表明，主带外小行星（702）Alauda有一颗小卫星，其主、副直径比为$\sim$ 56。第二颗行星以4.9143 $\pm$ 0.007天的时间绕第一颗行星公转一周，距离为1227 $\pm$ 24 km，系统总质量为（6.057 $\pm$ 0.36）$\times$ 10 $^{18}$ kg。结合IRAS的尺寸测量，我们的数据产生的体积密度为1570 $\pm$ 500 kg~m $^{-3}$的B型小行星。
2010-11-30 astro-ph.EP
Spin-orbit coupling of the ellipsoidal secondary in a binary asteroid system
本研究利用解析与数值方法（如 Poincaré 截面）探讨了双小行星系统中椭球次级天体的自旋-轨道耦合相空间动力学结构，发现高阶和/或次级自旋-轨道共振导致了相关数值结构，并揭示三颗小行星极可能处于次级 1:1 共振内。
2024-07-30 astro-ph.EP
Tidal End States of Binary Asteroid Systems with a Nonspherical Component
我们推导出的位置完全同步的潮汐演化的二进制小行星系统有一个球形组件和一个扁长或长椭球体组件的结束状态。在双星小行星中观察到的球形的变形，可能导致系统质量分数和角动量的特定组合缺乏稳定的潮汐结束状态，在这种情况下，双星必须坍缩接触。我们用近地小行星（8567）1996 HW 1，（66391）1999 KW 4和69230 Hermes来说明我们的分析结果。
2014-02-04 astro-ph.EP
Cascade disruptions in asteroid clusters
我们研究了小行星群，这表明它们在最近的历史（<500万年）中至少有两次破坏事件的可能性。我们搜寻了已知小行星对和星团的新成员，并验证了它们的成员资格。我们发现了四个小行星群，即（11842）Kap'bos，（14627）Emilkowalski，（63440）2001 MD 30和（157123）2004 NW 5，它们显示至少有两次发生在明显不同时间的二次分离事件。我们考虑了这些星团的一种可能形成机制：小行星星团的母体旋转到其临界旋转频率，经历了旋转裂变，并因新形成的次级星团的逃逸而减速。然后，YORP效应再次使初级粒子旋转起来，它达到了临界旋转频率，并经历了另一次裂变。我们创建了一个简单的模型来测试这种情况是否适用于四个集群。对Kap'bos和（63440）团簇，我们得到了模型与团簇性质的良好一致性。对于Emilkowalski星系团来说，在第一次裂变事件之后，主辐射达到临界频率所需的时间被预测为几倍。我们怀疑，考虑到它的D型分类和与星团相关的尘埃带的存在，小行星Emilkowalski实际上可能是彗星核。对于（157123）星系团，我们的模型预测的最后一次裂变事件后原初粒子的最终转动频率与观测到的（157123）星系团的转动频率符合得很好。然而，在我们的模型中，由于逃逸大次级所需的自由能不足，旧次级的分离是不可能的。这可能是由于次级的H值错误，或者我们没有找到这个集群的真正的…
2019-11-27 astro-ph.EP
Ejecta Cloud from a Kinetic Impact on the Secondary of a Binary Asteroid: I. Mechanical Environment and Dynamic Model
了解撞击后喷出物云的动态对于规划对小行星的动能撞击飞行任务至关重要，而且对行星形成史也有重大影响。本文的目的是跟踪AIDA任务产生的喷出物的演变，该任务的目标是在2022年动力学撞击近地双小行星65803 Didymos的次级，并反馈必要的信息，AIDA正在进行的A阶段研究。我们提出了一个详细的动态模型，从一个二进制的小行星，综合所有相关的力量的基础上，以前的力学环境分析的喷出物云的模拟。我们应用我们的方法来深入了解Didymos对AIDA影响的预期反应，包括碎片和尘埃的后续演变。实验室实验的火山口比例关系被用来近似的喷出物质量和发射速度的分布。碎片的大小组成的模型与幂律拟合从实际小行星表面的观测。使用飞行任务规定的参数模拟全尺寸演示。我们报告的模拟结果，其中包括计算的喷出物云的传播和记录的历史喷出物吸积和逃逸。喷出物演化的剧烈期很短，随后是一个剩余喷出物逐渐被清除的阶段。太阳辐射压力在清除尘埃大小的喷出物方面证明是有效的，两周后的模拟结果表明，极轨道（垂直于双星轨道平面）上的大碎片比较小的喷出物和留在低纬度的喷出物具有生存优势。
2016-03-23 astro-ph.EP
An Earth Encounter As the Cause of Chaotic Dynamics in Binary Asteroid (35107) 1991VH
本研究提出（35107）1991VH的混沌旋转源于过去与地球的近距离交会，通过自旋-轨道耦合演化而来，并据此约束其次级组件的潮汐耗散参数。
2024-07-19 astro-ph.EP
Surface slopes of asteroid pairs as indicators of mechanical properties and cohesion
小行星对有一个单一的祖先，分裂由于旋转裂变的软弱，碎石堆结构的机构。通过构造形状模型的小行星对多幻影观测和使用光变曲线反演技术，我们映射的重力和旋转加速度在这些小行星的表面。这使我们能够在小行星表面构建一个局部斜坡的地图。为了测试摩擦失效，我们确定了最大旋转速率，在该最大旋转速率下，大于第二构件（假设是被喷射的部件）表面积一半的区域具有大于40度的斜率值，即月球风化层的摩擦角，松散的材料将开始滑动。我们使用这个标准来约束破坏应力作用在身体上，就在破坏之前，在通常观察到的自旋势垒2.2小时。我们目前的样本包括过去十年从Wise天文台观察到的11个小行星对主要成员的形状模型。在研究的参数空间中，我们发现，形状模型只有达到自旋势垒时，其体积密度大于2克cm-3测量的碎石堆结构25143 Itokawa，这表明公里大小的小行星对是密集的相比，亚公里机构。假设比观测到的更大的次级成分（直到允许分离的最大尺寸）的喷射也可以增加小行星的自旋势垒，从而支持先前提出的次级连续分裂的假设。此外，还需要数百帕斯卡的凝聚力水平，以防止这些形状模型在比通常的自旋势垒慢的自旋速率下破裂。
2019-04-21 astro-ph.EP
Libration-induced Orbit Period Variations Following the DART Impact
双小行星重定向测试（DART）任务将是第一次测试动能撞击器作为行星防御手段。在2022年底，DART将与Didymos双小行星系统中的第二颗小行星Dimorphos相撞。这次撞击将导致动量从航天器转移到双星小行星，改变Dimorphos的轨道周期，迫使它在轨道上振动。由于双小行星系统中的耦合动力学，Dimorphos的轨道和天平动状态交织在一起。因此，作为次级的无脊椎动物，它的轨道周期也有波动。轨道周期的这些变化取决于撞击扰动的大小，以及撞击时系统的状态和次级的惯性矩。一般来说，任何双星小行星系统，其次级行星是振动的，由于次级行星的旋转速率波动，轨道周期将不恒定。轨道周期变化通常由两种模式驱动：长周期和短周期，每种模式的幅度都很大，大约为几十秒到几分钟。波动的轨道周期在DART任务的背景下提供了挑战和机会。轨道周期振荡将使确定撞击后的轨道周期变得更加困难，但也可以提供有关系统天平动状态和DART撞击的信息。
2021-12-01 astro-ph.EP
Binary craters on Ceres and Vesta and implications for binary asteroids
本研究在谷神星和灶神星上识别出39个和18个双撞击坑，通过模拟与统计检验，揭示其形成双小行星具有宽分离、大小相似及非零倾角特征。
2024-05-28 astro-ph.EP
Dynamical Model of Binary Asteroid Systems Using Binary Octahedrons
我们使用二元八面体来研究二元小行星系统的动力学行为。推导了二元多面体法的四阶至六阶互势。模型中考虑了双星系统的不规则形状、相对轨道、姿态角和角速度。研究了双星相对于主星的相对轨道、系统的总角动量和总能量、双星系统的三轴姿态角速度以及两个分量的角动量。总角动量和总能量的相对误差表明计算具有较高的精度。结果表明，主星的轨道和姿态运动受主星引力的影响是明显的。这一研究对于理解在我们的太阳系中发现的双星小行星系统的复杂动力学行为是有用的。
2018-06-22 astro-ph.EP
Binary Asteroid Systems: Tidal End States and Estimates of Material Properties
完全消旋，双同步的潮汐演化的结束状态的位置推导出的球形组件。除了几乎相等质量的双星外，双星小行星系统正处于漫长的潮汐演化过程中，远离它们完全同步的潮汐结束状态。材料强度的计算表明，在主带与100公里尺度的主要成分是一致的，被制成的单片或破碎的岩石，预计双星可能形成的亚灾难性的影响，在早期太阳系。潮汐演变的动力学寿命，近地双星公里尺度的原色或更小的机械必须比他们的主带同行弱得多，即使在主带注入到近地区域之前形成。主要成分直径小于10公里的小型主带双星，视其年龄而定，可能与大型主带双星一样强，也可能与近地双星一样弱，因为双星系统年龄的固有不确定性会影响物质强度的计算。考虑了其他几个问题，尽管这些问题通常对材料强度的计算影响不超过2倍。我们还在所有三组二元小行星中发现了间接证据，表明成分间分离可能通过另一种机制演变，二元YORP效应是一个可能的候选者。
2011-03-25 astro-ph.EP
Physical characterisation of low delta-V asteroid (175706) 1996 FG3
小行星（175706）1996 FG 3是一颗双星小行星，也是拟议的马可波罗-R采样返回飞行任务的基线目标。我们目前的热红外光度法获得的ESO VLT+VISIR与光学光度法获得的ESO NTT+ EFOSC 2。得到绝对视星等H_V = 17.833 \pm 0.024，相位参数G = -0.041 \pm 0.005。用近地小行星热模型（NEATM）拟合了观测到的通量，得到了几何可见光密度p_v = 0.046 \pm 0.014，观测方位角处的有效直径D_eff = 1.68 \pm 0.25 km，相位角α = 11.7°时的聚束参数η = 1.15。先进的热物理模型（ATPM）已被拟合到测量的通量，得出一个更准确的有效直径D_eff = 1.71 \pm 0.07公里和pv = 0.044 \pm 0.004。根据ATPM结果，在主星和副星的轨道半径相同的条件下，得到主星的平均球径D_p =（1.69 + 0.18/-0.12）km，副星的平均球径D_s = 0.51 \pm 0.03 km，副星的轨道半长轴a =（2.8 + 1.7/-0.7）km。同时还推导出了低表面热惯量Γ = 120 \pm 50 J m^-2 s^-1/2 K^-1，这表明这颗小行星表面有尘埃，并对该小行星的双星形成机制提出了疑问。这些物理性质被用来预测Yarkovsky漂移在半长轴（-60 +…
2011-08-08 astro-ph.EP
Observations of "Fresh" and Weathered Surfaces on Asteroid Pairs and Their Implications on the Rotational-Fission Mechanism
一颗碎石堆小行星的旋转裂变可能会产生一对“小行星”，两颗未绑定的小行星共享相似的轨道。这种机制可能会暴露以前从未暴露在太空风化条件下的材料。因此，小行星对的表面提供了观察未风化的新鲜光谱的机会。我们报告的近红外光谱观测31小行星对。我们分析了它们的光谱斜率、1 μm吸收带、分类，并估计了它们分离后的时间。分析我们样本中的19个S-复合体天体，我们发现了两个新的Q-型小行星，这是在整个可见光和近红外范围内在主带中首次观察到的。这有力地证明了Q型天体并不局限于NEA星群。在我们的样本中的对呈现出一系列新鲜和风化的表面，没有明确的证据表明与对的年龄相关。然而，我们的样本包括旧的对（1至2 My），目前低光谱斜率。这表明，在一个物体形成S型小行星典型的高光谱斜率之前，至少有~2 My的时间尺度。我们讨论了解释年轻动力学年龄的风化对存在的机制，发现“二次裂变”模型（Jacobson & Scheeres 2011）是我们观测中最稳健的，因为：1）我们样本中的次级成员呈现出比其风化的初级成员更新鲜的新参数; 2）我们样本中的大多数新鲜对在次级和初级之间具有较低的尺寸比; 3）我们样本中33%的初级是新鲜的，与该模型的预测集相似;（4）已知的卫星轨道中的两对在我们的样品具有低尺寸比和新鲜的表面;（5）风化状态与其他模型预测的原始形状之间没有相关性。
2014-01-17 astro-ph.EP
The Yarkovsky effect on the long-term evolution of binary asteroids
针对双小行星雅科夫斯基效应常被忽视的问题，开发含雅科夫斯基-沙赫和行星雅科夫斯基分量的解析模型并验证，揭示其对双小行星轨道演化的影响，给出新演化路径及对已知系统的预测。
2024-11-30 astro-ph.EP
Results of numeric integrations of orbits of (5026) Martes and 2005 WW113 asteroid pair
本文通过数值积分研究年轻小行星对(5026) Martes 与 2005 WW113 的轨道动力学，发现较大成员受与地球的 3:11 平均运动共振强烈摄动，而较小成员因远离共振未受摄动。
2023-11-30 astro-ph.EP
The Formation of the Wide Asynchronous Binary Asteroid Population
我们提出并分析了一种新的机制，形成广泛的异步二进制人口。相对于大多数近地和主带小行星系统，这些双星小行星有着较宽的半长轴。已确认的成员有快速旋转的主星和没有潮汐锁定的卫星。以前提出的形成机制，从影响喷出物，行星飞掠和直接从旋转裂变事件不能满足所有的意见。新假设的机制如下：（i）这些系统是由旋转裂变形成的，（ii）它们的卫星是潮汐锁定的，（iii）它们的轨道被BYORP效应扩展，（iv）它们的卫星由于次级天平动和相互轨道之间的绝热不变性而不同步，（v）次级由于YORP效应而避免了非同步化。这一看似复杂的事件链是具有特定形状卫星的双星的自然路径，这定义了作用于系统的BYORP效应扭矩。在详细介绍了理论之后，我们分析了每个宽异步二进制成员和候选者，以评估它们最可能的形成机制。最后，我们提出了未来可能的观测结果来检验和约束我们的假设。
2013-11-19 astro-ph.EP
Multiple origins of asteroid pairs
旋转裂变的小行星产生了无束缚的子小行星，它们具有非常相似的日心轨道。对它们当前日心轨道的后向积分提供了一个最接近的年龄，可以用来确定旋转裂变事件的日期。大多数小行星对遵循主自旋周期和两对成员质量比之间的预测理论关系，这是YORP引起的旋转裂变假设的直接结果。如果祖先小行星有强度，小行星对可能有高质量比，可能有快速旋转的主星。然而，次级裂变使最初预测的趋势保持不变。我们还描述了对成员产生的四个替代路线从旋转裂变事件的小行星对的特性。与事件本身的直接形成不同，这些对最接近的年龄通常不能用来确定旋转裂变事件的日期，因为可能已经过去了相当长的时间。
2015-11-02 astro-ph.EP
Binary YORP and Evolution of Binary Asteroids
千米级近地小行星的自转状态会受到YORP效应的影响。在一个相关的效应中，双星YORP（BYORP）双星小行星的轨道特性在辐射效应下演变，主要作用于潮汐锁定的次级行星。BYORP效应可以改变$\sim 10^{4-5}$年中的轨道要素，以使$D_{p}=2\;km$主要轨道要素与$1\; AU$的$D_{s}=0.4\; km$次要轨道要素发生变化。它可以分离二元组分，也可以使它们碰撞。本文设计了一种简单的方法来计算小行星的YORP效应和双星的BYORP效应，包括由于主扁率和太阳引起的$J_2$效应。我们将其应用于具有已知形状的小行星以及一组具有不同平滑度的随机生成的天体。我们发现一个小行星的YORP和BYORP效应的强度之间有很强的相关性。因此，对一个的统计知识可以用来估计另一个的影响。我们表明，BYORP的行动优先收缩，而不是扩大的二元轨道和YORP优先减慢小行星。这一结论适用于本工作中研究的两种极端导热率，并假设小行星达到稳定点，但可能会分解为中等导热率。的YORP和BYORP的影响被证明是小于可以天真地预期，由于小尺度上的影响几乎取消。考虑到这一近取消，一个简单的数量级估计的YORP和BYORP的影响作为函数的大小和平滑的机构计算。最后，我们提供了一个简单的证明，表明有没有长期的影响，由于在BYORP的辐射吸收。
2010-12-21 astro-ph.EP
Near-Earth Asteroid Satellite Spins Under Spin-Orbit Coupling
我们开发了一个四阶数值积分器来模拟两个具有任意质量分布的刚体在相互引力势的影响下的耦合自旋和轨道运动。我们模拟的动力学组件在良好的特征二元和三元近地小行星系统，并使用截面图的表面映射可能的自旋配置的卫星。对于异步卫星，分析揭示了卫星的自旋状态是混沌的相空间的大区域。对于同步卫星，我们表明，天平动振幅可以达到可检测的值，即使是适度细长的形状。相空间中混沌区域的存在对双星小行星的演化有重要影响。它可能会大大增加自旋同步时间尺度，解释观察到的异步二进制文件的比例，延迟BYORP类型的演变，并延长二进制文件的寿命。由于大的振动而引起的自旋速率的变化也影响了光变曲线和雷达观测的分析和解释。
2015-02-04 astro-ph.EP
Dynamics around the binary system (65803) Didymos
本文通过数值积分研究 DART 目标双小行星 Didymos–Dimorphos 附近无质量粒子的动力学，采用主星 mascons 模型与副星质点模型，确定稳定区域的位置、大小及寿命。
2023-07-12 astro-ph.EP
Spin-orbit coupling of the primary body in a binary asteroid system
本文通过高阶哈密顿模型研究双小行星系统中椭球形主天体的自旋-轨道耦合，发现其存在两种自旋平衡态，并揭示了总角动量临界值两侧动力学结构的根本差异。
2024-07-31 astro-ph.EP
Physical Properties of the Young Asteroid Pair 2010 UM26 and 2010 RN221
本文利用哈勃空间望远镜成像研究了年轻小行星对 2010 UM26 和 2010 RN221 的物理性质，发现其主星自转周期和质量比符合旋转不稳定前体破裂模型，但附近无残留碎片，推测其为近期解体的双星。
2023-09-13 astro-ph.EP
A 3D thermophysical model for binary asteroid systems: Application to the BYORP effect on (175706) 1996 FG3
为研究双小行星形状和热物理性质对表面温度及BYORP效应的影响，开发了平衡多因素的3D热物理模型，应用于(175706) 1996 FG3发现热效应会改变温度和BYORP系数，需纳入建模。
2025-08-26 astro-ph.EP
Ejecta cloud from the AIDA space project kinetic impact on the secondary of a binary asteroid: II. fates and evolutionary dependencies
本文对超高速撞击双星小行星所释放的喷出物云的演化进行了定量研究。我们进行了数值模拟的撞击后的喷出物云的动力学的框架下，目前的任务方案的AIDA任务项目。在Didymoon的全球范围内定义了喷出物发射地点的网格搜索，并考虑到各种可能的喷出速度，我们确定了喷出物命运对发射地点（弹丸撞击地点）和速度的依赖性。这个范围使我们能够跟踪所有复杂的情况下，包括不同类型的动态命运。在喷出物云的喷出后演化过程中，发现有两种主要机制在广泛地起作用：1）与Didymoon在平均运动共振轨道上的喷出物在抛射体撞击后至少几周内在Didymoon上产生长期的准周期性阵雨，2）非共振轨道上的喷出物产生快速和高的再吸积通量。这种快速和高通量只发生一次，因为在这样的轨道上的喷出物离开系统，除非它们在第一次相遇时发生碰撞。在本研究的第二部分，我们对6个假设的撞击地点释放的喷出物云进行了全面模拟。我们认为两种材料组成的Didymoon的地下，然后结合幂律的大小分布的喷出物与喷射速度分布。我们发现，喷出物云的演变可以分为两个时期。它开始于第一个剧烈的时期（<10小时），伴随着快速的再吸积或从系统中喷出。第二个时期被认为是更敏感的发射场比第一个。在这第二个时期，喷出物要么重新吸积，要么从系统中喷出，这取决于它们的大小和它们在双星组件附近的平均生存时间。
2017-08-02 astro-ph.EP
Radar Imaging and Characterization of Binary Near-Earth Asteroid (185851) 2000 DP107
潜在危险小行星（185851）2000 DP 107是第一颗被成像的近地小行星。2000年的雷达观测提供了75米分辨率的图像，揭示了双星的形状，轨道和自旋形成机制。这颗小行星在2008年对地球进行了更有利的飞越，产生了30米分辨率的图像。我们使用这些数据来获得两个组件的形状模型，并改善相互轨道，组件质量和自旋周期的估计。主星的恒星自转周期为2.7745 +/- 0.0007 h，大致呈球状，等效直径为863 m +/-5%。它的质量为4.656 +/- 0.43 x 10^11 kg，密度为1381 +/- 244 kg m^{-3}。它有一个类似于（66391）1999 KW 4主星的赤道脊，但这次的赤道脊不那么规则，一侧直径约为300米。伴星的恒星自转周期为1.77 +/- 0.02天，与轨道周期相当。次级线圈略长，总尺寸为377 x 314 x 268 m（不确定性为6%）。其质量为0.178 +/- 0.021 x 10^{11} kg，密度为1047 +/- 230 kg m^{-3}。共同轨道的半长轴为2.659 +/- 0.08公里，偏心率为0.019 +/- 0.01，周期为1.7556 +/- 0.0015天。该系统的归一化总角动量超过了预期的自旋形成机制所需的量。一个可能的解释是，双星形成后，非引力作用导致的角动量增加。这两种成分具有相似的雷达反射率，表明类似的…
2015-06-29 astro-ph.EP
Dynamical structures associated with high-order and secondary resonances in the spin-orbit problem
本研究通过数值与解析方法揭示自旋-轨道问题中高阶和次级共振的复杂相空间结构，并应用于双小行星系统。核心贡献在于解析模型与数值结果高度吻合，阐明V形结构由主共振塑造，内部和外部结构分别由次级和高阶共振控制。
2023-12-22 astro-ph.EP
A population of main belt asteroids co-orbiting with Ceres and Vesta
我们已经进行了一项搜索的主带小行星（MBA）共同轨道与大型MBA灶神星和矮行星谷神星。通过改进（Christou，2000 b）中使用的搜索标准和候选共轨的数值积分，我们已经确定了目前与谷神星（Vesta）共轨天平动的大约51（44）个物体。我们发现，这些形式的一部分，一个更大的人口短暂的coorbitals; 129（94）MBA经历情节的coorbital天平动与谷神星（灶神星）在2万年的间隔集中在本。共振时的寿命通常是10 ^5年的几倍，但也可以超过2* 10 ^6年。研究了几种共轨轨道的变分性质。结果发现，它们相对于次级的当前状态是确定的，但通常在大约2*10^5年后就失去了对次级的了解。最初深入共轨区域的物体保持其共轨状态的时间更长。我们利用Nnagi等人（1999年）的模型表明，它们的动力学与地球和金星的临时共轨近地小行星的动力学相似。在这种情况下，共振天平动的寿命取决于行星的长期摄动、轨道的固有混沌性以及与大质量物体（而不是次级物体）的近距离接触。特别是，我们提出的证据表明，虽然在共轨状态下，密切接触的第二次一般避免和谷神星影响蝌蚪库的灶神星的稳定性。最后，我们证明了谷神星和灶神星的准卫星轨道的存在，并得出结论，在灶神星附近的黎明任务检测到的十米大小的物体可能，事实上，属于这个动态类，而不是真正的（即开普勒）灶神星的卫星。
2011-10-21 astro-ph.EP
Asteroid flux towards circumprimary habitable zones in binary star systems: II. Dynamics
长期和平均运动共振（MMR）是塑造行星系的有效扰动。在双星系统中，它们在行星形成的早期和晚期以及行星系的动力学稳定性方面发挥着关键作用。在这项研究中，我们的目标是相关的轨道共振的存在与冰的小行星穿过宜居带（HZ）的速度，从一个环主盘的星子在各种双星系统。我们分别在气体巨行星轨道的内部和外部区域模拟了一条小天体带。微行星平均地围绕着一颗G型主星，并在两颗恒星和气体巨星的引力影响下移动。我们数值积分的系统为50万年，考虑到各种参数的第二颗星。它的恒星类型从M型到F型不等，半长轴为50 au或100 au，离心率为0.1或0.3。为了比较，我们还改变了气体巨星的轨道和物理参数。我们的模拟强调，一个磁盘的星子将遭受扰动，由于扰动的气体巨星，平均运动，长期共振。我们表明，长期的共振-与位置和宽度根据第二颗星的特性而变化-可以存在于冰冷的小行星带地区和重叠的MMR的磁盘的动态寿命的影响。此外，我们指出，在任何情况下，2：1 MMR，5：3 MMR和长期共振是强大的摄动的冰小行星的流量向HZ和其中的水输运。
2016-05-23 astro-ph.EP
A Dedicated Lunar Trojan Asteroid Survey with Small Ground-Based Telescopes
一颗共轨小行星与一颗次要天体共享围绕其主要天体的轨道。虽然更常见的是一颗小行星与一颗行星共享围绕太阳的轨道，但一颗共轨小行星同样可以共享月球围绕地球的轨道。虽然这类小行星离地球很近，因此相对明亮，但它们在天空中的快速运动可能会逃过近地小行星调查的检测。发现这种月球共轨小行星（我们在此统称为月球特洛伊小行星或LT）将促进我们对内太阳系轨道动力学的理解，并将为越来越多的地月空间飞行任务提供研究机会。目前还没有已知的LT小行星，最近一次发表的关于这些小行星的调查是在近40年前进行的。理论上已经确定，地月L4和L5点附近的轨道可以存活数百万年。虽然这个时间尺度比太阳系的寿命短，但它引入了暂时捕获小行星进入LT状态的可能性。该项目旨在利用现代技术对LT的数量进行观测评估。使用iTelescope网络的四个小型地面望远镜，天空中的$8340\;deg^2$被测量到$15^{th}$等。虽然探测到一个快速移动的近地物体，但没有观测到LT。我们用$H<26$推导出了$\lesssim 5$ LT的一个上限。
2022-03-14 astro-ph.EP
Analytical theory of the spin-orbit state of a binary asteroid deflected by a kinetic impactor
针对动能撞击偏转后的双小行星，本文基于 F2RBP 建立线性与非线性正则解析理论，描述次天体天平动态并保留动量增强参数 $β$。
2024-09-10 astro-ph.EP
Shape, Thermal and Surface Properties determination of a Candidate Spacecraft Target Asteroid (175706) 1996 FG3
本文从已知的光变曲线出发，导出了（175706）1996 FG 3的三维凸形模型，该模型由2040个三角形面和1022个顶点组成。考虑观测不确定性，确定小行星自转轴的最佳拟合方位为$λ=237.7^\circ$和$β=-83.8^{\circ}$，自转周期为$\sim$ 3.5935 h。利用推导出的形状模型，我们采用所谓的先进热物理模型（ATPM）来拟合1996年FG 3 \citep{Wolters2011,Walsh2012}的三组中红外观测数据，以评估其表面性质。假设初级和次级具有相同的形状、热惯性、表面粗糙度，从观测中获得最佳拟合参数。小行星的几何半径和有效直径估计为$p_{\rm v}=0.045\pm0.002$，$D_{\rm eff}=1.69^{+0.05}_{-0.02}$ km。初级和次级的直径被确定为分别为$D_{1}=1.63^{+0.04}_{-0.03}$ km和$D_{2}=0.45^{+0.04}_{-0.03}$ km。表面热惯性$Γ$被导出为具有$0.8^{+0.2}_{-0.4}$的粗糙度分数$f_{\rm R}$的$80\pm40\rm Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$的低值。这表明原生层表面可能有一层风化层，可能被灰尘、碎石和沙子的混合物覆盖。根据对次表层温度分布的模拟，估计最小风化层深度为$5\sim20\rm mm$，表…
2014-01-21 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 Axes and Shape Models of Asteroid Pairs: Fingerprints of YORP and a Path to the Density of Rubble Piles
一对小行星由两个具有几乎相同的日心轨道要素的未结合物体组成，这两个物体是在一个“碎石堆”小行星因旋转速度增加而无法保持结合时形成的。模型表明，由于YORP效应，对的祖细胞获得了快速旋转。由于已经表明，自旋轴矢量可以通过YORP效应对齐，如果它们确实是通过所述机制形成的，那么在小行星对上应该可以看到这种行为。或者，如果这两个对是由碰撞形成的，那么自旋轴应该有一个随机的方向，而小的或年轻的天体可能会有一个翻滚的旋转。在这里，我应用光变曲线反演方法对自己获得的光度数据，以获得旋转轴矢量和形状模型的小行星对2110，3749，5026，6070，7343和44612。三颗小行星的自旋轴指向极，三颗天体的结果不明确。此外，辅助构件44612呈现与其主要构件2110相同的旋转方向，并且其自旋不翻滚。最后，我使用旋转裂变模型，基于角动量守恒的假设，并将其与测量的自旋，形状和质量比参数相匹配，以约束对中主要成员的密度。使用这种方法，低密度值，预计从一个“碎石堆”的推导。所有这些结果导致的结论是，这些小行星对的破坏最有可能是YORP效应的结果，旋转了“碎石堆”小行星。
2014-06-12 astro-ph.EP
Volume uncertainty assessment method of asteroid models from disk-integrated visual photometry
对更精确的小行星模型的需要也许比测量其质量的需要要次要。模型参数的不确定性传播到体积或密度等数量上-这是小行星最重要和最具信息量的特性-影响到关于其物理性质的结论。我们对太阳系小天体的形状和自旋的认识主要来自目视、圆盘积分测光。在这项工作中，我们提出了一种方法，小行星模型的不确定性评估的基础上视觉测光（光变曲线和稀疏的时间绝对测量），允许确定现实的体积不确定性，以及自旋轴方向，旋转周期和局部表面特征。通过创建名义模型的克隆并接受在置信水平内拟合观测值的克隆进行敏感性分析。模型参数的不确定性是从可接受的克隆种群中发现的极值中提取的。创建这样的克隆种群能够将确定性小行星模型转换为随机模型，并可用于创建带有误差条的观测预测。该方法用于评估虚拟测试模型和真实目标的不确定度，即（21）Lutetia，（89）Julia，（243）Ida，（433）Eros和（162173）Ryugu。我们的结论是，体积，随后，来自基于光曲线的模型的小行星的密度可能大大低估了不确定性，其中最大的来源是无法建立沿其自旋轴的模型的范围。
2019-04-24 astro-ph.EP
Rapid formation of binary asteroid systems post rotational failure: a recipe for making atypically shaped satellites
本研究通过模拟碎石堆小行星旋转失效后的碎片盘演化，提出潮汐遭遇与合并机制可快速形成扁球或双瓣状卫星，解释了观测到的非典型卫星形状。
2024-07-22 astro-ph.EP
The binary near-Earth asteroid (175706) 1996 FG3 - An observational constraint on its orbital evolution
利用我们在1996年至2013年之间进行的测光观测和其他已发表的数据，我们得出了近地小行星（175706）1996 FG 3的特性，包括限制相互轨道演变的新测量结果，这些测量结果可能会对整个小行星群产生影响。我们还改进了先前确定的两个组件的参数值，使1996年FG 3最好理解的双小行星系统之一。我们确定的轨道向量比以前精确得多，我们还对轨道的稳定性进行了限制。具体来说，轨道极点的黄道经度和纬度分别为266°和-83°，不确定区域的平均半径为4°，轨道周期为16.1508 +/- 0.0002 h（所有引用的不确定度对应于3 sigma）。我们寻找卫星平均距平的二次漂移，得到的值为0.04 +/- 0.20 deg/yr ^2，即，与零一致。漂移显著低于McMahon和Scheeres的纯二元YORP（BYORP）理论所预测的（McMahon，J.，Scheeres，D. [2010年]。Icarus 209，494-509），并且与Jacobson和Scheeres（Jacobson，S.A.，Scheeres，D. [2011年]。ApJ Letters，736，L19）。基于平衡假设，我们导出了品质因数与潮汐勒夫数的比值Q/k = 2.4 × 10^5，其不确定性为5倍。我们还利用假设小行星物质对潮汐力有弹性响应的理论，推导出刚性和品质因数的乘积μ Q = 1.3 x 10^7…
2014-09-15 astro-ph.EP
Constraints on the perturbed mutual motion in Didymos due to impact-induced deformation of its primary after the DART impact
双星近地小行星（65803）Didymos是美国宇航局提出的双小行星重定向测试（DART）的目标，这是小行星撞击和偏转评估（AIDA）任务概念的一部分。在这次任务中，DART航天器计划撞击Didymos的次级天体，扰乱该系统的相互动力学。主天体目前的自转周期接近小行星的自转势垒，由于DART撞击，从次级天体喷射出的物质很可能到达主天体。这些条件可能会导致原生层由于山体滑坡或内部变形而重塑，从而改变永久重力场。在这里，我们提出，如果形状变形的主要发生，系统的相互轨道将受到扰动，由于在重力场的变化。我们使用的数值模拟技术的基础上充分的两体问题，调查的形状效应Didymos的相互动力学DART影响后。结果表明，在体积不变的情况下，形状变形引起相互运动的强烈扰动。我们发现形变过程总是导致系统的轨道周期变短。如果由于DART的撞击，一次星两极厚度大于~0.4米的表面层向下移动到赤道区域，地面测量将探测到系统轨道周期和一次星自旋周期的变化。
2017-08-06 astro-ph.EP
Design and Analysis of Robust Ballistic Landings on the Secondary of a Binary Asteroid
针对双小行星次星弹道着陆对误差敏感的问题，本文提出基于非侵入式Chebyshev插值和伪扩散指标的鲁棒轨迹设计与优化方法，将着陆成功率提高20%并显著缩小着陆足迹。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.NA
Matching asteroid population characteristics with a model constructed from the YORP-induced rotational fission hypothesis
从一个全面的小行星种群演化模型的结果，我们得出的结论是，YORP引起的旋转裂变假说可以与观测到的人口统计的小行星在主带，包括联星和接触联星。这一模型的基础是Marzari等人（2011年）的小行星自转模型，其中结合了YORP效应和碰撞演化。这项工作增加了旋转裂变假设和Jacobson & Scheeres（2011）的二元演化模型。小行星种群演化模型受到这些和其他先前工作的高度约束，因此它只有两个重要的自由参数：旋转裂变事件后形成的低质量比双星与高质量比双星的比率和双星YORP（BYORP）效应的平均强度。我们成功地再现了小行星人口的特征统计：二进制分数，快速二进制分数，稳态质量比分数和接触二进制分数。我们发现，为了使模型最好地匹配观测结果，旋转裂变产生高质量比（$> 0.2$）二元组分，其频率是低质量比（$< 0.2$）组分的4到8倍，其中质量比是次级组分的质量除以初级组分的质量。这与旋转后裂变双星系统的质量比是从平坦或正的浅分布中得出的一致，因为高质量比仓的大小是低质量比仓的四倍;这与观察到的稳态双星质量比相反，后者具有负的陡峭分布。这可以在BYORP-潮汐平衡假设的背景下理解，该假设预测低质量比双星比高质量比系统生存的时间要长得多。
2016-05-19 astro-ph.EP
Direct $N$-body simulations of satellite formation around small asteroids: insights from DART's encounter with the Didymos system
本文利用$N$体模拟研究Didymos-Dimorphos型双小行星，发现主星抛射约$2-3\%$质量后数天内即可混沌吸积出卫星，并解释其形状、自转及多体系统形成。
2024-01-18 astro-ph.EP
A change of the rotation period of asteroid (65803) Didymos caused by the DART impact
Charles University（查理大学）；Academy of Sciences of the Czech Republic（捷克科学院）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
DART撞击使小行星Didymos的旋转周期变慢，通过光变曲线反演发现撞击前后周期差异显著，推测撞击导致其形状改变。
2026-01-08 astro-ph.EP
Secondary resonances and the boundary of effective stability of Trojan motions
在共轨运动的天平动域中，最有趣的特征之一是次级共振的存在。对于某些物理参数的组合，这些共振占据了稳定域的很大一部分，并在稳定的蝌蚪区域内统治动态。在这项工作中，我们提出了最近引入的“基本哈密顿模型”Hb在特洛伊动力学中的应用，Paez和Efthymiopoulos（2015），Paez，Locatelli和Efthymiopoulos（2016）：我们表明，内边界的次级共振的最低阶，所定义的血红蛋白，提供了相空间中的区域的良好估计，对于该区域，轨道保持规则，而不管系统的轨道参数。这个边界的计算是简单的，结合共振正常形式计算与“不对称扩展”的哈密顿量周围的天平动点，这加快了收敛。应用程序的有效稳定域的确定系外行星特洛伊（行星大小的物体或小行星），可能伴随着巨大的系外行星进行了讨论。
2017-12-22 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
Long term dynamics around the Didymos-Dimorphos binary asteroid of boulders ejected after the DART impact
该研究模拟DART撞击抛射巨石的长期动力学，发现1%的巨石可在准稳定轨道上存活至少4年，机制类似Kozai，且再撞击主要发生在Dimorphos的背向撞击点半球。
2024-02-07 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Didymos-Dimorphos Binary Asteroid as Rubble Piles following the DART Impact
以前的研究将Didymos系统建模为两个不规则形状的刚体，尽管其中一个或两个组件实际上可能是碎石堆。在这里，我们放松了刚体假设，以量化这如何影响DART撞击后系统的自旋和轨道动力学。考虑到我们的模拟代码之间已知的根本差异，我们发现，更快的刚体模拟产生几乎相同的结果，碎石堆模型的情况下，一个中等值的动量增强因子，$β$（$β{\sim}3$）和椭球次级。这表明刚体方法可能足以传播满足DART任务要求所需的撞击后动力学。但是，如果Dimorphos具有高度不规则的形状或结构，或者如果$β$出乎意料地大，则碎石堆效应可能变得重要。如果Dimorphos的轨道和自旋状态被充分激发，那么表面粒子运动也是可能的。然而，这些模拟在其分辨率和材料参数范围方面受到限制，因此它们作为原理的演示，未来的工作需要充分了解表面运动的可能性和幅度。
2022-07-14 astro-ph.EP
