Physical and dynamical properties of the main belt triple asteroid (87) Sylvia
我们对三颗8-10 m级望远镜（Keck、VLT、Gemini North）和哈勃太空望远镜收集的三重小行星（87）Sylvia的高角分辨率观测进行了分析。卫星的相互轨道是使用纯粹的开普勒模型单独推导出来的。我们计算了罗穆卢斯的位置，该系统的外卫星，在最近的恒星掩星的时代，成功地观察到在不到15公里，从我们的预测位置，在我们的模型的不确定性。掩星数据显示，月球的表面积当量直径Ds=23.1 $\pm$ 0.7公里，被强烈拉长（轴比为2.7 $\pm$ 0.32.7 $\pm$ 0.3），明显多于主带中类似大小的单个小行星。我们的结论是，它的形状可能是受潮汐从主要。一个新的形状模型的主要计算相结合的自适应光学观测与此掩星和40个存档的光变曲线记录自1978年以来。从三维形状模型得出的J2=0.024-0.009+0.016与开普勒轨道所暗示的零J2之间的差异表明，小行星内部的质量分布不均匀，三维形状模型假设体积当量直径Dv=273 $\pm$ 10公里的质量均匀分布。
2014-07-04 astro-ph.EP
A Dynamical Solution of the Triple Asteroid System (45) Eugenia
我们给出了三重小行星系统（45）Eugenia及其两颗卫星小王子（直径约7 km）和S/2004（45）1（直径约5 km）的第一个动力学解。这两颗卫星的轨道距离主星1165公里和610公里，轨道近似为圆形（分别为e~ 6x 10 -3和e~ 7 x10 -2）。该系统与主带中其他已知的三重系统完全不同，因为月球轨道的倾角相当大（相对于主带赤道分别为9度和18度）。在我们的动力学解中没有发现共振，既不是长期的，也不是由于Lidov-Kozai机制，这表明这些倾斜不是由于主卫星和卫星之间的激发模式。一项为期10年的演化研究表明，轨道受到来自太阳的扰动的轻微影响，在较小程度上受到卫星之间相互作用的影响。主星的J2估计值比理论值低三倍，假设主星的形状和均匀的内部，这可能暗示了其他引力谐波的重要性。
2010-08-12 astro-ph.EP
Orbits of Near-Earth Asteroid Triples 2001 SN263 and 1994 CC: Properties, Origin, and Evolution
三体模型与阿雷西博和戈德斯通雷达数据的拟合揭示了两个近地小行星三联体的性质。三颗小行星系统2001 SN 263的特征是一颗质量约为10^13 kg的主小行星，一颗质量约为1%的内卫星以约3个主半径在约0.7天内绕轨道运行，一颗质量约为2.5%的外卫星以约13个主半径在约6.2天内绕轨道运行。1994 CC是一个较小的系统，其主恒星质量约为2.6 \times 10^11 kg，两颗卫星的质量约为主恒星质量的2%和1%，轨道距离约为主恒星半径的5.5和19.5倍。它们的轨道周期分别为~1.2天和~8.4天。共振参数的检查表明，卫星目前没有处于平均运动共振。在两个系统（2001 SN 263内天体：d{ \varpi }/dt ~1.1 deg/day，1994 CC内天体：d{ \varpi }/dt ~ -0.2 deg/day）中都检测到了拱点和节点的岁差，这与相互作用轨道和主扁率引起的长期演化的分析预测相一致。卫星轨道平面之间的非零相互倾角提供了两个系统中数据的最佳拟合（2001 SN 263：~14度，1994 CC：~16度）。我们的最佳拟合轨道是一致的近圆周运动，除了1994年CC的外卫星，它有一个偏心轨道的e ~ 0.19。我们研究了几个过程，可以产生所观察到的偏心率和倾角，包括Kozai和evection共振，过去的平均运动共振交叉，并密切接触类地行星。特别是，我们…
2011-02-28 astro-ph.EP
Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families
小行星形成于一个动态静止的圆盘中，但它们的轨道被木星的引力搅动得足以导致高速碰撞。因此，在太阳系的年龄范围内，有数十颗大型小行星受到撞击而解体，产生了被称为小行星家族的碎片群。在这里，我们解释了如何识别小行星家族，审查他们目前的库存，并讨论如何使用它们来深入了解主带小行星的长期动态。在行星数据系统节点上报告了122个著名家庭成员的电子表格。
2015-02-05 astro-ph.EP
Dynamical erosion of the asteroid belt and implications for large impacts in the inner solar system
大行星的弱共振和长期扰动的累积效应产生了小行星在长时间尺度上的混沌行为。动力学混乱是目前小行星带中直径D > 10公里的小行星的主要损失机制。通过对主小行星带区域试验粒子长期演化的数值分析，发现主小行星带区域试验粒子的动力学损失历史符合对数衰减规律。在我们的模拟中，在t = 1 My处建立的损失率函数持续到至少t = 4 Gy，几乎没有偏差。我们的研究表明，自小行星带目前的动力学结构建立1百万年以来，由于这种动力学侵蚀，小行星带区域经历了大量的损耗-损失了多达50%的大型小行星。由于小行星从主带的动力消耗近似于对数，在10-200 My和0.2-4 Gy的时间间隔内发生了等量的消耗，大约是每个间隔内主带中大型小行星数量的30%。我们发现，由于动力学混沌而逃离主带的小行星撞击地球的概率约为0.3%。我们的模型表明，在过去的3戈瑞期间，大型小行星的撞击率下降了3倍，目前直径大于10公里的天体撞击类地行星的通量比目前在陨石坑年表和撞击危险风险评估中使用的估计数大约小一个数量级。
2009-12-06 astro-ph.EP
A Particle-Linkage Model for Elongated Asteroids with Three-Dimensional Mass Distribution
本文的目的是建立一个简化的模型来描述细长小行星的引力场。所提出的模型包括使用分布在三维空间中的三粒子链接系统来表示细长的小行星。它是以前只关注平面模型的模型的扩展。一个非线性优化方法是用来确定我们的模型的参数，最小化的所有外部平衡点相对于一个更现实的模型，多面体模型，这是假设为系统的真实值计算的解决方案的误差。然后将本文中考虑的模型应用于三颗真正的不规则小行星1620 Geographos，433 Eros和243 Ida。结果表明，目前的三粒子联动三维模型给出了更好的精度相比，在文献中的轴对称三粒子联动模型，并提供了一个优势，在精度方面超过质点模型，同时保持计算时间低。此外，该模型还用于进行模拟，以确定区域的特征，这些区域的解决方案仍然有界或从分析中的每个小行星周围逃逸。我们研究了0度（直接轨道）和180度（逆行轨道）的初始倾角。我们考虑了小行星的引力场、太阳的引力和太阳辐射压，并将我们的结果与基于多面体形源的Mascon引力模型的结果进行了比较。我们发现这两个模型之间有很好的一致性。
2021-11-19 astro-ph.EP
Orbital Mechanics near a Rotating Asteroid
本文研究了粒子绕旋转小行星运动的动力学方程的各种新形式，以及在不同流形上的有效势、Jacobi积分等。本文提出了九种新形式的绕旋转小行星运动的动力学方程，并找到了动力学方程的经典形式，给出了任意定体坐标系和特殊定体坐标系下势和有效势为标量形式的动力学方程，并对它们进行了讨论。导出了有效势和Jacobi积分的简化形式。导出了系数矩阵形式的动力学方程。给出并讨论了小行星附近动力学方程的其他形式，包括Lagrange形式、Hamilton形式、辛形式、Poisson形式、Poisson括号形式、上同调形式以及Kähler流形和另一复流形上的动力学方程。有效势和Jacobi积分的新形式也被提出。标量形式和系数矩阵形式的动力学方程有助于研究旋转小行星附近粒子轨道动力学的动力系统、分岔和混沌运动。在辛流形、Poisson流形和复流形上建立了旋转小行星附近粒子的动力学方程，为研究旋转小行星势场中粒子的运动提供了新的方法.
2014-03-03 astro-ph.EP
Colors of Dynamically Associated Asteroid Pairs
最近的动力学研究已经确定了位于几乎相同的日心轨道上的成对小行星。这些系统可能的形成场景包括二元小行星的解离，单一母体的碰撞破裂，或碎石堆的自旋和旋转裂变。除了详细的动力学分析和旋转光变曲线的测量外，几乎没有做过什么工作来研究这些不寻常物体的颜色或光谱。进行了光度和分光测量，以确定成对小行星的反射特性。对总共34颗小行星进行了新的观测。从斯隆数字巡天移动物体目录中检索了其他光度测量。这里提供了总共42对组分的颜色或光谱。这项工作的主要发现是：（1）在这次调查的不确定性范围内，观测到的对系统中的组件具有相同的颜色，（2）小行星对的颜色分布似乎与所有主带小行星的颜色分布没有区别。这些研究结果支持一个方案的对形成从一个共同的祖先，并建议对形成可能是一个成分独立的过程。与先前的研究一致，这与通过二元分裂和/或旋转裂变的起源最一致。
2012-07-16 astro-ph.EP
Asteroid secular dynamics: Ceres' fingerprint identified
在这里，我们报告了一个迄今为止被忽视的动力学方面的重要作用，即矮行星谷神星和其他小行星之间的长期共振。我们证明，这种类型的长期共振可以在某些地区的主要小行星带的主导动力学因素。具体来说，我们进行了属于（1726）霍夫迈斯特家族的小行星的动力学分析。为了确定在主小行星带的这一部分中实际上起作用的动力学机制，即为了分离出主要的扰动，我们研究了这个家族随时间的演变。该研究是使用不同的动力学模型内进行的测试粒子的数值积分。所获得的结果表明，Hoffmeister小行星家族的撞击后演变是与谷神星的节长期共振的直接后果。这使我们得出这样的结论，即类似的影响一定存在于小行星带的其他部分。在这方面，所获得的结果揭示了一个重要的和全新的方面的长期动力学的小机构。谷神星在小行星动力学中的指纹，通过发现的长期共振效应来表达，完全改变了我们对谷神星类天体扰动影响附近天体轨道的方式的理解。
2015-06-16 astro-ph.EP
The Dynamical Evolution of the Asteroid Belt
小行星带是内太阳系原始小行星群的残留物。然而，目前小行星的轨道具有与长期动力学稳定性相容的所有可能的偏心率和倾角值，而初始的微行星轨道应该是准圆形的，几乎是共面的。小行星群的总质量是原始存在的一小部分。此外，具有不同化学/矿物特性的小行星并不像人们从原行星盘中存在径向温度梯度所预期的那样，以平均日心距离有序排列，但它们部分混合。这些性质表明，小行星带在其生命周期中受到一个或一系列过程的严重雕刻。本文回顾了迄今为止提出的过程，讨论了它们所解释的性质以及它们所面临的问题。重点是支付之间的相互作用的动力和碰撞的小行星种群的演变，它允许使用的大小分布来约束动力学模型。我们把小行星带的演化分为三个阶段。第一阶段开始于气态原行星盘的生命期，当巨行星形成并可能经历大规模迁移时，并在气体移除后继续，在类地行星的积累期间。第二阶段发生在气态原行星盘被移除之后，当巨行星由于相互动力学不稳定性和与海王星外微行星盘的相互作用而突然改变轨道时，小行星带变得特别活跃。第三阶段涵盖了巨行星不稳定的后果，直到今天。
2015-01-25 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
Dynamical evolution of V-type asteroids in the central main belt
V型小行星与玄武岩成分有关，被认为是不同物体的地壳碎片。主带中的大多数V型小行星都是在主带的内部发现的，它们要么是灶神星动力家族（Vestoids）的当前成员，要么是过去漂移的成员。然而，最近在中央和外部主带发现了几个V型光度候选者。这一大群V型天体的起源还不太清楚。由于在3 J：-1A轨道上与木星产生平均运动共振的灶神星似乎不可能解释在主带中部和外部的所有V型小行星，因此有人提出了一种替代机制，即起源于当地的来源，例如Eunomia、Merxia和Agnia小行星家族的母体。在这项工作中，我们调查的V型测光候选人在中央主带的动力学演化，引力和非引力的影响下。我们的研究结果表明，从母体的Eunomia和Merxia/Agnia家庭的时间尺度为2 Byr或更长的动力学演化可能是负责目前的轨道位置的低倾斜的V型小行星。
2014-01-24 astro-ph.EP
Dynamical Origin and Terrestrial Impact Flux of Large Near-Earth Asteroids
小行星从主带坠落的动力学模型表明，目前直径D>10公里的小行星撞击地球的通量为每Gyr 0.5-1个。对近地小行星群的研究发现，其通量要高得多，每Gyr约有7颗直径大于10公里的小行星撞击地球。在这里，我们表明，这个问题是植根于应用程序的影响概率小近地天体（1.5每陀螺仪每个对象），其人口的特点，大型近地天体。实际上，大型近地小行星从主带演化而来的逃逸路线不同，轨道分布也不同，撞击概率（每个天体每陀螺仪0.8+/-0.3）低于小型近地小行星。此外，我们还发现，两个D>10公里的近地小行星（木卫二和爱神星）目前的数量与处于稳定状态的1.1+/-0.5 D>10公里的近地小行星的长期平均数相比略有波动。这些结果对我们理解K/T尺度的地球撞击事件具有重要意义。
2017-11-10 astro-ph.EP
Dynamical evolution of the inner asteroid belt
确定小行星带的动态演变是困难的，因为小行星带自小行星形成以来一直在通过各种机制演变，其中包括：（1）灾难性碰撞;（2）旋转破裂;（3）混乱的轨道演变;（4）由亚尔科夫斯基辐射力驱动的轨道演变。这些损失机制的时间尺度是不确定的，需要更多的观测约束。在主带内部，非家族小行星的平均大小随着倾角的增加而增加。在这里，我们利用这一观测结果表明，所有的主带内小行星都来自已知的家族或幽灵家族，即具有分散轨道要素的古老家族。我们估计，幽灵家族中小行星的平均年龄比亚尔科夫斯基轨道演化时间尺度小1/3。然而，这一轨道演化时间尺度是一个长期的平均值，必须考虑到小行星的碰撞演化及其自旋方向的随机变化。通过应用这些限制的轨道演化时标的灶神星小行星家族的大小频率分布的演变，我们估计，这个家庭的年龄大于1.3 $Gyr$，可以与年龄的太阳系。通过估算幽灵族的数量，我们计算出作为陨石和近地小行星的根源的小行星数量约为20颗。
2021-04-04 astro-ph.EP
Dynamical evolution and chronology of the Hygiea asteroid family
小行星（10）小行星（10）是主带中体积和质量第四大的小行星，也是其家族中最大的成员。以前的工作研究了在该族轨道区域与小行星近距离相遇的长期影响，并分析了该族成员的分类和动力学特性。在本文中，我们将DeMeo和Carry（2013）的高质量SDSS-MOC 4分类方案应用于海鲶科核心和晕的成员，我们获得了获得$3σ$所需的最小时间和相遇次数的估计（或99.7%）与（10）近距离接触引起的固有$a$变化的相容频率分布函数，本文研究了在存在和不存在Yarkovsky力的情况下，小行星在长期共振位形附近的行为，并利用Yarkovsky效应和YORP效应，用两种方法首次估计了小行星族的年龄。根据Vokrouhlicknick等人（2006 a，b）的方法，该科至少有2亿年的历史，估计年龄为$T = 3200^{+380}_{-120}$ Myr，初始喷射速度场相对较大。令人惊讶的是，我们发现，家庭的年龄可以缩短$\simeq$ 25%，如果近距离接触所造成的动力学流动性与（10）dichroea也考虑在内，这开辟了有趣的新的研究路线与大质量的天体家庭的动力学演化。在我们对小行星家族的分类分析中，我们还确定了一个新的V型候选者：小行星（177904）（2005 SV 5）。如果得到证实，这可能是在外部主带中发现的第四个V型物体。
2013-10-22 astro-ph.EP
Dynamical evolution of basaltic asteroids outside the Vesta family in the inner main belt
本文通过对主小行星带内侧V型小行星进行2 Gy后向轨道积分，发现大多数天体可追溯至灶神星，但（3307）Athabasca和（17028）1999 FJ5等天体与灶神星无明确动力学联系，可能代表异常HED陨石的母体。
2023-03-15 astro-ph.EP
Dynamical Lifetimes of Asteroids in Retrograde Orbits
被归类为小行星的逆行轨道上的已知小天体（$i > 90 ^{\circ}$）的数量仍在增加。我们研究的目的是利用最新的观测数据，包括天体测量和物理性质，估计这些天体的动力学寿命。我们选择了25颗具有最佳确定轨道要素的小行星。我们研究了$\pm$ 100 My（$\pm$ 1 Gy的三个特定情况下）的过去和未来的动态演变。我们首先使用轨道确定和克隆来产生大量的测试粒子。然后将这些群输入长期数值积分，并对轨道要素取平均值。接下来，我们收集了我们的物体的可用热特性，并将它们用于具有Yarkovsky力的增强动力学模型中。我们还使用了引力模型进行比较。最后，我们估计了25颗小行星的平均寿命。我们发现三个物体的逆行轨道是稳定的动力学寿命$τ\sim 10 ÷100$ My。研究的大部分对象显示较小的$τ$值（$τ\sim 1$ My）。此外，我们还研究了Yarkovsky效应对结果的可能影响。我们发现，雅科夫斯基效应可以对逆行轨道上的小行星的寿命产生重大影响。由于这种效应的存在，这些物体的中位寿命有可能延长。此外，由Yarkovsky力引起的轨道要素的变化似乎取决于积分方向。为了更精确地解释这一点，将需要基于新的物理参数的相同模型，这些参数是从未来的观测中确定的。
2017-03-06 astro-ph.EP
Dynamical Environment and Surface Characteristics of Asteroid (16) Psyche
雷达观测显示，（16）Psyche是位于主带的M级小行星中最大和质量最大的一颗，直径约为230公里。这一事实使普绪客成为一个独特的天体，因为观测表明它是由铁镍组成的。据信，这个天体可能是一颗早期行星的金属核心所留下的，由于剧烈的碰撞，该金属核心在数百万年的时间里已经支离破碎。在这项工作中，我们研究了与表面相关的各种动态方面，以及这颗小行星周围的环境。我们使用计算工具来探索这个天体所产生的引力场，假设它的密度和旋转周期为常数。然后，我们确定了一组物理和动力学特性在其整个表面。结果包括几何高度、位势高度、倾斜、坡度等。我们还探索了小行星（16）Psyche附近的平衡点的位置和线性稳定性，发现了四个外部平衡点，其中两个是线性稳定的。我们通过对小行星周围的无质量粒子进行数值模拟来证实这些点的稳定性，这也表明稳定区域的大小不对称。此外，我们在（16）Psyche附近积分粒子云，以验证粒子最有可能在其表面的哪些区域碰撞。
2020-03-23 astro-ph.EP
Physical and dynamical properties of selected Earth co-orbital asteroids
我们提出了我们的调查的物理和动力学特性的选定地球共轨小行星。对四颗共轨小行星（138175）2000 EE 104的光度学光学光变曲线、自转周期和极解进行了研究（P=13.9476+/-0.0051小时），（418849）2008 WM 64（P=2.4077+/-0.0001小时）、2016 CA 138（P=5.3137+/-0.0016小时）和2017 SL 16（P=0.3188+/-0.0053小时）的细胞因子水平被确定或改进并呈现在本工作中。对于这项调查，我们结合了在保加利亚国家天文台进行的观测-罗真使用的FoReRo 2仪器连接到2 mRCC望远镜以及稀疏的数据从AstDys 2数据库。与旋转性质平行，我们进行了数值动力学模拟，以研究这些物体的轨道稳定性，并找出是否与它们的旋转性质有关。结果表明，轨道稳定性受轨道本身的影响，主要是轨道偏心率和轨道倾角的影响，这两个因素是造成与其他太阳系行星近距离碰撞的主要原因。我们不能对轨道稳定性和小行星旋转状态之间的关系做出明确的结论，因此我们需要进一步的调查和观测来证明或反驳它。
2023-01-09 astro-ph.EP
The dynamical evolution and the force model for asteroid (196256) 2003 EH1
本文主要研究阿莫尔群小行星（196256）2003 EH1的动力学。据了解，小行星2003 EH 1与象限仪座流星雨的主要年度流星雨之一有关。在这项工作中，我们分析了各种摄动因素对小行星运动的影响。基于标称轨道演化和初始置信域大小，采用五种不同的方法进行摄动估计。对2003EH1动力学演化影响最大的是来自太阳、主要行星和月球的引力以及太阳的相对论效应。不太重要的是地球、太阳和木星的扁率;来自智神星、谷神星、灶神星和冥王星的引力摄动;以及行星、月球和冥王星的RE。通过对小行星2003 EH 1的运动方程和500个克隆体的积分，对小行星2003 EH 1的混沌性和演化进行了研究。通过积分精度估计，确定了时间间隔（1000~4000年）。我们计算了邻近轨道的平均指数增长因子（MEGNO），发现MEGNO仅在1700 - 2300区间小于2。2300年后MEGNO参数增加，表明运动不稳定。结果表明，从现在起的300年时间间隔内，轨道可以被认为是规则的，而在这个时间间隔之外，轨道可以被认为是混沌的。原因，正如我们所假设的，是频繁的小行星与木星的接近和拱点节点共振的重叠。
2020-06-20 astro-ph.EP
Implantation of asteroids from the terrestrial planet region: The effect of the timing of the giant planet instability
本研究通过数值模拟探究类地区域小行星向小行星带的植入效率与巨行星不稳定性发生时间的关联，发现不稳定性晚于气体盘消散约5百万年的情况与现有小行星带特征相符，为太阳系形成演化模型提供了新约束。
2024-04-16 astro-ph.EP
Thermophysical Model Development for Hera Mission to Simulate Non-Gravitational Acceleration on Binary Asteroid
本文开发了小行星动力学模拟器Astroshaper的热物理建模功能，用于计算表面温度分布并预测热辐射引起的非引力加速度，以支持Hera等探测任务并研究小行星的动力学演化。
2023-09-07 astro-ph.EP
Analysis of Asteroid (216) Kleopatra using dynamical and structural constraints
给定Magnusson（1990）的自旋状态、Ostro等人（2000）的形状模型和Descamps等人（2011）的质量，本文评估了小行星（216）Kleopatra的动力学和结构稳定尺寸。特别是，我们调查了两种不同的故障模式：从表面脱落的材料和内部机构的结构故障。我们在这颗小行星附近构建零速度曲线，以确定表面脱落，同时我们利用极限分析来计算零凝聚力假设下的结构失效的下限和上限。表面脱落在当前的自旋周期（5.385小时）不会发生，不能直接启动卫星的形成。另一方面，该主体可能接近于结构失效;特别地，颈部可能位于塑性状态附近。此外，颈部对结构失效的敏感性随着身体尺寸的变化而变化。我们得出结论，塑性形变可能发生在颈部周围的过去。如果通过额外的测量确定了该物体的真实尺寸，则该方法将对该物体的当前摩擦角提供强有力的约束。
2013-12-17 astro-ph.EP
Optical and Dynamical Characterization of Comet-Like Main-Belt Asteroid (596) Scheila
我们目前的观测和动力学分析彗星状的主带对象，（596）谢拉。在UT 2010年12月12日获得的V波段测光结果表明，谢拉的尘埃云的散射截面比核的散射截面大1.4倍，相当于尘埃质量M_d约为3x10^7 kg。V-R颜色测量表明，核心和尘埃都比太阳更红，尘埃云的南北羽状物之间没有显着的颜色差异。我们还对CN排放进行了一次最终不成功的研究，发现CN和H2O的产生速率分别为Q（CN）< 9x10^23 s^-1和Q（H2O）< 10^27 s^{-1}。数值模拟表明，谢拉在超过1亿年的时间里是动态稳定的，这表明它可能是其当前位置的原生生物。我们还发现，它不属于一个动态的小行星家族的任何意义。我们认为升华驱动的情况下，可能会产生多个羽状尘埃排放的外观，但拒绝他们是物理上难以置信的。相反，我们同意以前的研究，Scheila尘埃云的不寻常形态最简单地解释为一次斜撞击，这意味着这个物体可能不是主带彗星，而是P/2010 A2（LINEAR）之后第二颗被发现的小行星。
2011-09-15 astro-ph.EP
Dynamical Environment in the Vicinity of Asteroids with an Application to 41 Daphne
研究了双星小行星主星附近的动力学环境。利用不规则形状的观测资料，用多面体模型计算了主星的引力场。研究了平衡点、零速度面和Jacobi积分。结果表明，平衡点偏离转动惯量主轴的偏差较大。我们以双星小行星41 Daphne和S2008411为例。达芙妮41周围平衡点的拓扑情况分布与其他小行星不同。外部平衡点E1和E4的拓扑情况是情况2、情况5、情况2和情况1。内部平衡点E5的拓扑情况是情况1。在四个外部平衡点E1、E4中，E4是线性稳定的，而其他外部平衡点是不稳定的。考虑到物体从达芙妮到球体的形状变化，我们计算了零速度面和平衡点的位置及特征值。结果表明，外平衡点E2的拓扑情况由情形5变为情形1，其稳定性由不稳定变为线性稳定。利用不规则多面体模型计算出的引力加速度，模拟了小卫星在41达芙妮星势场中的轨道。
2018-05-28 astro-ph.EP
Dynamic portrait of the region occupied by the Hungaria Asteroids: The influence of Mars
匈牙利小行星所占据的区域具有高度的动力学复杂性。本文通过构造初始条件图，分析了已知小行星的主要动力学结构及其影响。我们进化一组测试粒子放置在一个完美的矩形网格的初始条件下，在3万年的太阳和八个行星的引力影响下，从水星到海王星。此外，我们使用的方法MEGNO，以获得一个完整的动态画像的区域。我们的地图与真实物体的分布比较，使我们能够检测到主要的动力学机制，如平均运动和长期共振的研究领域。我们的主要结果是在一个稳定的区域内存在一个小区域，其中放置了匈牙利小行星。我们发现，火星的影响对该地区的动态结构具有重要作用，确定了小行星数量的限制。我们的结果是在协议与以前的研究，这表明了重要性的偏心率的火星匈牙利小行星的稳定性。然而，我们发现，由于耦合的近日点岁差产生的长期共振，建议作为匈牙利地区的限制，不能决定这个人口的小行星。
2018-06-12 astro-ph.EP
Asteroid 4 Vesta: dynamical and collisional evolution during the Late Heavy Bombardment
灶神星是目前唯一已确定的我们拥有样本的小行星，这表明该小行星是分化的，具有相对较薄的玄武岩地壳，在小行星带和太阳系的演化过程中幸存下来。然而，人们对过去的事件（如晚期重轰炸）对地壳的影响知之甚少。我们解决这个差距，在我们的知识，模拟LHB在不同的动力学方案提出的巨行星的迁移在尼斯模型的广泛框架。模拟的结果产生的信息产生的陨石坑人口，表面饱和度，质量损失和质量增益灶神星和一些充满活力的或灾难性的影响，在LHB。我们的研究结果表明，行星-行星散射是一个动态有利的迁移机制的生存灶神星和它的地壳。据估计，由于LHB对灶神星的撞击次数为$31\pm5$，即比在同一时间间隔内未受扰动的主带发生的撞击次数大5倍。相反，可能的延长带的贡献非常有限，并且可以在$2\pm1$影响中量化。高能和灾难性撞击的可能性低于10%，这与没有可追溯到4 Ga前的巨型陨石坑以及小行星在LHB期间的生存是一致的。质量损失转化为$3-5$米的地壳侵蚀，与黎明任务证实的灶神星玄武岩地壳的全球生存一致。我们的分析表明，LHB对灶神星表面的撞击坑的贡献并不显著，实际上是由小行星随后4 Ga的碰撞演化产生的撞击坑群所消除的，与黎明号任务提供的数据一致。
2016-08-23 astro-ph.EP
Dynamical evolution of the Cybele asteroids
位于2 J：-1A和5 J：-3A平均运动共振之间的Cybele区域邻近小行星主带，并位于其外部。三体共振密度的增加使得西布莉和希尔达之间的区域动态不稳定，因此西布莉带可以被认为是一个扩展的主带的最后一个前哨。主星大而副星小的双星小行星的存在表明，应该在这一区域发现小行星家族，但直到最近才在这一区域发现第一批动力学群。其中，Sylvia组被认为是扩展主带中最古老的家族之一。在这项工作中，我们确定家庭在Cybele地区的背景下，当地的动态和非引力的Yarkovsky和随机YORP效应。我们确认在$\simeq$ 3.65~AU处检测到新的Helga群，这可能将Cybele区的外边界扩展到5 J：-3A平均运动共振。我们获得的四个家庭，西尔维亚，Huberta，Ulla和Helga的年龄估计，目前可检测到的Cybele地区，使用Monte Carlo方法，包括随机YORP和太阳光度的变化的影响。Sylvia系列应该是$T = 1220 \pm 40$ Myr级，可能有较旧的二级解决方案。任何在晚期猛烈撞击之前形成的西伯里星系群，都很可能在木星跳跃的行星迁移场景中完全分散。
2015-05-14 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
The possible origin of three Apollo asteroids 3200 Phaethon, 2005UD, and 1999YC
本研究通过动力学映射与数值模拟探究三颗阿波罗型小行星的起源，发现其最可能源自(2) Pallas小行星族，且前体天体碎裂或发生在动力学演化过程中。
2024-08-14 astro-ph.EP
A trio of horseshoes: past, present and future dynamical evolution of Earth co-orbital asteroids 2015 XX169, 2015 YA and 2015 YQ1
人们普遍认为，可能存在一种准稳态的小天体流量，这些小天体在与地球共轨的状态下进出。其中一些对象是非常好的候选人，为未来的原位研究，由于其有利的动力学特性。在本文中，我们证明了最近发现的近地小行星2015 XX169，2015 YA和2015 YQ1是小型瞬态地球共轨。这些新发现使已知的地球共轨道数量增加到17个。这三颗行星目前表现出受到Kozai共振影响的不对称马蹄行为，它们的短期轨道演化相当不稳定。2015 YA和2015 YQ1都可能在不久的将来离开地球的共轨区，因为它们会与金星，地月系统和火星近距离接触。小行星2015 XX169可能已经在与我们的星球1：1平均运动共振的附近或被困在其中数千年，并可能在未来的相当长的时间内继续在该区域。
2016-03-08 astro-ph.EP
Shepherding Miorita and its flock: A group of near-Earth asteroids driven by apsidal and von Zeipel-Lidov-Kozai secular resonances. A source of low-perihelion asteroids
本研究针对小行星Miorita的特殊动力学特征，通过N体计算和NEOMOD 3模型，发现其受木星控制的两类长期共振影响，识别出动力学类似群体，揭示了近地小行星演化为低近日点天体的活跃路径。
2025-08-12 astro-ph.EP
Investigation of multiple asteroids 2006 VV2, (45) Eugenia, (90) Antiope, (762) Pulcova, (87) Sylvia, 137170 (1999 HF1)
介绍了对近地小行星群2006颗VV 2和13170颗（1999 HF 1）双星小行星、主带45颗Eugenia和87颗Sylvia三重小行星、762颗Pulcova和90颗Antiope双星小行星的研究结果。对于小行星2006 VV 2，确定了颜色指数（B-V、V-R、R-I）、绝对星等（16.7 \pm 0.2米）、分类类别、密度（2.71 \pm 0.04克/厘米3）、组成部分的质量以及主要组成部分的精确形式和卫星轨道。对于（45）Eugenia小行星，从主要组成部分中提炼出来，确定了两颗卫星的模拟轨道，结果表明，主要组成部分的旋转轴经历了一个角度为10度的强迫岁差，周期为66天。在对（90）Antiope小行星模型光变曲线与长时间观测结果进行比较的基础上，研究了其组成部分的反射表面特性。对于小行星（762）Pulcova，确定了主要组成部分的形式，并对其表面的反射特性进行了研究。小行星137170（1999 HF 1），主要组成部分的规模估计（a = 2.12 \pm 0.02，b = 1.77 \pm 0.01，c = 1.73 \pm 0.03 km），卫星可能的稳定轨道（a~6.2 km，e~0.1，i~2 deg），并估算了各分量的质量。对于小行星（87）Sylvia，其主要组成部分得到了改进。
2011-02-01 astro-ph.EP
The dynamical environment of asteroid 21 Lutetia according to different internal models
多面体法是目前用来表示不规则物体重力场的最精确的模型之一。在这个模型中，物体的质量被假设为均匀的，这对于真实物体可能不是真的。本文的主要目的是研究小行星（21）Lutetia的三种不同内部结构（均匀、三层和四层）引起的动力学效应，空间探测器最近的结果表明，该天体至少部分不同。在本工作中使用的Mascon引力方法，包括将每个四面体分成八个部分来计算小行星周围的引力场。零速度曲线表明，对于四层结构，平衡点位移最大的位置在E4点，对于三层结构，平衡点位移最小的位置在E3点。此外，抗冲击稳定性表明，平面极限稍微接近四层结构的身体。然后，我们研究了（21）Lutetia在赤道平面上的轨道运动的稳定性，并提出了数值稳定性准则来映射稳定运动的区域。层状结构可以稳定在均匀模型中不稳定的轨道。
2016-10-07 astro-ph.EP
Interpretation of (596) Scheila's Triple Dust Tails
小行星（596）Scheila周围的奇怪尘埃云于2010年12月11.44-11.47被发现。与正常的彗星尾巴不同，它由三个尾巴组成，并在两个月内消失。我们建立了一个模型来再现的尘埃云的形态的基础上，实验室测量的高速碰撞和尘埃动力学。结果，我们成功地再现了特殊的尘埃云的影响驱动的喷出物羽流组成的影响锥和靶场羽。假设撞击角度为45度，我们的模型表明，一颗10米大小的小行星于2010年12月3日在J2000坐标系中从（alpha，delta）=（60度，-40度）的方向与（596）Scheila相撞。尘埃粒子的最大喷射速度超过100 m/s。我们的研究结果表明，（596）Scheila表面的材料具有较低的抗拉强度。
2011-10-06 astro-ph.EP
Potential Themis Family Asteroid Contribution to the Jupiter-Family Comet Population
最近的动力学分析表明，一些木星族彗星（JFC）可能起源于主小行星带，而不是外太阳系。这种可能性特别令人感兴趣，因为有证据表明，在忒弥斯小行星家族中存在着主带冰质天体。我们报告的结果，从动态分析，特别是调查的可能性，冰冷的忒弥斯家庭成员可能有助于观察到的人口JFC。数值积分表明，这样的动力学演化确实是可能的，通过离心率激发显然是由附近的2：1平均运动与木星的共振，与木星以外的行星的引力相互作用，和Yarkovsky效应的组合。我们估计，在任何给定的时间，可能有几十个物体从忒弥斯家庭的JFC类轨道的潜力，以模仿活跃的JFC从外太阳系，虽然不是所有的，甚至任何，可能一定是可观察到的活动。我们发现，动态演变的忒弥斯家庭对象JFC类轨道上的半长轴3.15 AU和3.40 AU的绝大多数时间在这样的轨道上，与木星的2：1平均运动共振可能发挥的强大作用在其动力学演化一致。我们的结论是，从忒弥斯家庭的积极JFC人口的贡献是合理的，虽然需要进一步的工作，以更好地描述这种贡献。
2020-02-20 astro-ph.EP
Constraining the cometary flux through the asteroid belt during the late heavy bombardment
在尼斯模型中，晚期重撞击（LHB）与巨行星的轨道不稳定性有关，这种不稳定性导致了穿海王星彗星盘的快速动力学色散。我们研究这些假设的彗星抛射体对主带小行星产生的影响。特别是，我们要检查所观察到的碰撞家庭是否提供了一个下限或上限的彗星流量在LHB。我们提出了一个更新的列表中所观察到的小行星家庭的空间中确定的合成适当的元素的层次聚类方法，颜色数据，数据和动力学的考虑，我们估计他们的物理参数。我们根据动态年龄筛选出12个可能与LHB有关的家系。然后，我们使用碰撞模型和N体轨道模拟，以深入了解超过4 Gyr的合成LHB家族的长期动力学演化。我们占相互碰撞，彗星的物理破坏，Yarkovsky/YORP漂移，混乱的扩散，或可能的巨行星迁移的扰动。假设原始彗星的“标准”尺寸-频率分布，我们预测了母体尺寸D_PB >= 200 km的族数，这似乎与观测相符。然而，应该同时产生100多个D_PB >= 100 km的小行星家族，这些家族没有被观测到。然而，这种差异可以用以下过程来解释：i）小行星家族被粉碎（通过碰撞级联）有效地摧毁，ii）低于某个临界近日点距离（q <~ 1.5 AU）的彗星破裂是常见的。考虑到彗星分裂定律的自由度，我们无法对彗星通量提供严格的限制，但我们可以得出结论，观测到的小行星家族的分布与彗星LHB并不矛盾。
2013-01-26 astro-ph.EP
Identification of a 4.3 billion year old asteroid family and planetesimal population in the Inner Main Belt
通过重新评估主带内侧已知动力学小行星族，发现了一个年龄约43±17亿年的古老小行星族，并整理出最全面的幸存星子列表。
2023-06-13 astro-ph.EP
Physical and dynamical characterization of the Euphrosyne asteroid Family
Euphrosyne小行星家族在3.15天文单位附近的轨道要素空间中占据一个独特的区域，可能是低轨道近地天体的一个重要来源。这个家族的母体可能是一个星子，它将水和有机物质输送到成长中的类地行星上。我们的目标是表征的组成特性以及动力学性质的家庭。我们进行了系统的研究，通过低分辨率光谱仪使用IRTF望远镜的Euphrosyne家庭成员的物理特性。此外，我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和N体模拟，以调查碰撞的起源，确定一个现实的速度场，研究轨道演化，并限制年龄的Euphrosyne家庭。我们的光谱调查表明，家庭成员表现出紧密的分类分布，这表明母体的均匀组成。我们的SPH模拟是一致的Euphrosyne家庭已经形成通过再积累过程，而不是一个陨石坑事件。最后，我们的N体模拟表明，该家族的年龄为2.8亿+1.8亿/-8.0亿，比之前的估计要年轻。
2020-09-09 astro-ph.EP
Inversion Framework of Internal Mass Distribution Parameters of Asteroid Apophis from Dynamical Observations
Beihang University（北京航空航天大学）；Politecnico di Milano（米兰理工大学）；Beijing Institute of Spacecraft System Engineering（中国航天科技集团五院北京卫星系统工程设计部）
本研究提出一种基于粒子群优化的反演框架，利用阿波菲斯近距离飞掠的动力学观测数据反演其内部质量分布，经验证可高精度区分不同内部结构，为小行星探测观测提供指导。
2026-08-31 astro-ph.EP
Analysis of the Karma asteroid family
Karma小行星家族是一组原始小行星，位于主带的中部，就在3 J：1A平均运动共振的外缘。我们获得了拥有317颗小行星的家庭成员名单，并估计它是由直径在34至41公里之间的母体灾难性破裂形成的。根据V形法，Karma家族的年龄估计约为1.37亿年。一个详细的动力学地图的区域结合数值模拟，使我们能够重建长期的动态演化的家庭，并确定负责这种演变的机制。数值模拟成功地再现了家族成员轨道分布的主要特征，但也表明Karma家族的某些区域可能缺失。更详细的分析显示，这些区域可能由非常暗的天体组成，比绝对星等H = 17更暗，尚未被探测到。根据所得结果，我们得出结论，家庭成员的震级-频率分布，直到H = 16等既不受动力学侵蚀，也没有观测的不完整性，因此代表了碰撞研磨的结果，原来的家庭人口。最后，我们发现Karma家族通过3 J：1A共振向近地区域提供了一些小行星。目前，大约有10个直径大于1公里的家庭成员在近地空间轨道上运行。
2020-12-03 astro-ph.EP
Long-term dynamical survival of deep Earth coorbitals
我们研究了地球共轨小行星的长期动力学生存，重点是近圆形，近平面轨道，现有的研究表明是最稳定的。通过测试粒子的数值积分，我们表明，大约四分之一的初始人口可以生存至少50%的年龄的太阳系的马蹄铁粒子是四到五倍的可能性比L4/L5特洛伊人生存。从最终状态的统计数据，我们约束的存在的星子大小的对象最初在同轨天平动，发现通常$5^{-2}_{+7}$等星子，不超过$27^{-9}_{+30}$（95\%的置信度）可能已经存在。我们的模拟还表明，地球轨道偏心率的偶发变化可能导致了共轨的大量逃逸，尽管在统计上不太可能产生足够大的变化（$>$ 0.01）。然后，我们考虑的轨道演化的大小下降到$D = 50$米的Yarkovsky效应下的小行星，并发现对象与$D$ $<$ 1公里应逃脱超过4 Gyr与最小的小行星逃脱后200万年。此外，我们测试地球的共轨区域是否可能由通过向外的Yarkovsky漂移到达的小行星构成，正如Zhou等人所指出的那样。（A\&A，622，A97，2019）。我们发现这是一个效率低下的过程，因为行星近距离相遇会迅速将轨道分散到远离地球的小行星带。最后，我们讨论了如何Yarkovsky的不稳定行动可能会减轻通过自旋状态的演变或后期碰撞粉碎的大型母小行星。
2021-08-08 astro-ph.EP
Dynamical Configurations of Celestial Systems Comprised of Multiple Irregular Bodies
本文研究了多个不规则天体系统非线性动力学的主要特征。考虑了引力势、静电势和磁势。基于建立的三个潜在的，我们表明，该系统存在三个保守值，包括雅可比积分。导出了系统的平衡条件，并分析了其稳定性。将n个不规则天体组成的天体系统的平衡条件简化为12n减9个方程。动力学结果被应用于模拟多小行星系统的运动。模拟结果对研究多个不规则天体系统的稳定性和设计探测太阳系中发现的三重小行星系统的航天器轨道具有一定的参考价值。计算和分析了Eugenia 45、Sylvia 87、Minerva 93、Kleopatra 216和136617 1994CC五个三体小行星系统和冥王星六体系统134340的动力学构型。
2016-08-18 astro-ph.EP
Dynamical Behavior and Surface Features of Large Super-Fast Rotator Near-Earth Asteroid (436724) 2011 UW158
São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学）；Observatório Nacional (ON/MCTI)（国家天文台）
本研究通过三维形状模型和热物理建模，分析了超快自转小行星2011 UW158的动力学环境，发现内聚力维持其结构并保留赤道巨石，同时引入等效不稳定速度量化表面不稳定性，并评估站位保持机动成本。
2026-09-24 astro-ph.EP
Formation and Evolution of Binary Asteroids
几乎在每一个已知的小天体群中都发现了小行星的卫星，而已知卫星的一个显著特点是它们的性质的多样性。它们讲述了一个关于形成和演化机制的巨大差异的故事，这些机制是太阳系历史开始时星云环境的大小、与太阳的距离以及未来4.5 Gyr的动力学环境的函数。这些系统的存在本身就为研究作用于小行星的各种物理过程提供了实验室，而其动力学则为其物理特性提供了宝贵的探测手段，否则只有航天器才有可能做到这一点。在理解双星系统的形成和演化方面取得的进展得到了以下方面的帮助：1）已知系统的目录不断增加，从Merline等人（2002）Asteroids III章节到现在，从33个增加到近250个，2）对单个系统的详细研究和长期监测，如1999 KW 4和1996 FG 3，3）发现新的二元系统形态和三元系统; 4）发现似乎是二元动力学演化路径的终态的未束缚系统。特别是对于小天体（直径小于10公里），这些观测和发现激发了理论工作，发现热力可以有效地驱动小行星的旋转破裂。通过长期监测，可以通过潮汐、热力和刚体物理学的结合，对该系统的动态演变进行研究。离群值和分裂对推动了理论工作，以探索广泛的进化终态。
2015-06-22 astro-ph.EP
Dynamical Evolution and Thermal History of Asteroids (3200) Phaethon and (155140) 2005 UD
近地天体（3200）Phaethon和（155140）2005 UD被认为有着共同的起源，前者在近日点显示出尘埃活动，被认为是双子座流星群的直接来源。这两个天体目前都有非常小的近日点距离，这导致它们的近日点温度达到或超过1000 K。法厄同目前的活动与靠近太阳的近地天体的毁灭有关，这很可能在过去产生了与小行星有关的流星流。我们使用热物理模型（TPM）和每个对象的轨道积分相结合的法厄同和2005年UD过去的热特性模型。从模型中提取温度特征，例如最高日温度、最大热梯度和不同深度的温度，该模型针对预定义的a和e的集合运行。接下来，动力学积分的轨道克隆法厄同和2005 UD的被用来估计每个对象的过去的轨道要素。这些动态结果，然后结合温度特性，模拟过去的演变的热特性，如最大（和最小）地面温度和热梯度。我们发现矮行星（2）Pallas不太可能是法厄同和2005 UD的母星，其源更可能位于小行星带的内部。法厄同和2005年UD的轨道历史的特点是周期性的变化，导致近日点值之间的周期性转移，现在的价值观和0.3 AU。我们发现，在这个时间尺度上，地下温度太大，除非以某种方式积极提供水冰稳定。近地表的温度梯度强烈表明，热压裂可能是非常有效的，在打破表面风化。
2021-05-11 astro-ph.EP
A Collision Mechanism for the Removal of Earth's Trojan Asteroids
由于它们与宿主行星的强烈共振，特洛伊小行星可以在数十亿年内保持稳定的轨道。因此，它们是制约太阳系动力学和化学历史的强有力的探测器。虽然我们已经检测到数千个木星木马和数十个海王星木马，但目前还没有已知的长期稳定的地球木马。动力学模拟表明，稳定的地球特洛伊木马的参数空间很大，所以它们的明显缺席构成了一个谜。这项工作使用了大量的N体模拟来探索特洛伊人口如何动态响应，如果地球遭受大碰撞，例如那些被认为已经发生形成月球和/或给地球它的晚期单板。我们表明，这种碰撞可能是高度破坏性的原始特洛伊人口，并可能完全消除它。更具体地说，如果地球通过${\cal O}(10)$碰撞获得了最后1%的质量，那么只有$\sim1\%$的先前绑定的特洛伊人口将继续存在。
2022-04-21 astro-ph.EP
A dynamical dichotomy in large binary asteroids
本研究通过分析地面自适应光学观测数据，结合形状建模与轨道解算，发现大型双小行星族群存在动力学二分性，推测由两种不同形成路径导致，且(762) Pulcova与(283) Emma分属两类。
2025-07-17 astro-ph.EP
Crash Chronicles: relative contribution from comets and carbonaceous asteroids to Earth's volatile budget in the context of an Early Instability
本研究通过20次高分辨率动力学模拟，发现早期巨行星不稳定性下彗星对地球的晚期撞击贡献增加，可解释地幔与大气Xe同位素差异。
2024-03-13 astro-ph.EP
Long-Term Dynamical Evolution and Ejection of Near-Earth Asteroids
Indian Institute of Technology (ISM) Dhanbad（印度理工学院（ISMD）丹巴德）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）
本文利用机器学习和深度学习方法高效预测近地小行星的长期动力学演化结果，通过卷积神经网络分析短期积分生成的复发图，揭示混沌区域的时间非对称行为，为行星防御提供新框架。
2026-05-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
Dynamical evolution of near-Earth asteroid 1991 VG
1991年11月6日发现的1991 VG吸引了前所未有的关注，因为它是有史以来在类地轨道上发现的第一个近地天体。当时，有些人认为它是一个新的动力学小行星类别的第一个代表，而另一些人则认为它更有可能是人为（地球或外星）起源的。四分之一个多世纪后，这个奇特的近地天体最近被发现，新的数据可能有助于证实或排除有关其起源的早期理论。在这里，我们使用最新的数据进行独立的评估，其目前的动力学状态和短期的轨道演变。广泛的N体模拟表明，它的轨道是混沌的时间尺度超过几十年。我们确认，1991年VG在1991-1992年的前一次飞越中被地球引力短暂捕获为一个小卫星;虽然它过去是一个经常性的马蹄形瞬态共轨，将来也会返回，但它不是地球的当前共轨伴星。一个现实的近地天体轨道模型预测，像1991 VG这样的天体肯定存在，而且我们一直发现其他三个近地天体-2001 GP 2、2008 UA 202和2014 WA 366-它们在动力学上与1991 VG相似。所有这些证据都证实，没有令人信服的理由相信1991 VG不是自然的。
2017-11-18 astro-ph.EP
Asteroid age distributions determined by space weathering and collisional evolution models
我们提供的证据之间的一致性的动力学演化的主带小行星和它们的颜色演化，由于空间风化。小行星表面\citep{bib.bot05a,bib.nes05}的动态年龄是指自其上次灾难性破裂事件以来的时间，是该物体直径的函数。S复合小行星表面的年龄也可以通过空间风化模型\citep从其颜色中确定[例如]。[]{bib.wil10，bib.jed04，bib.wil08，bib.mar06}.我们使用了SMASS的95颗S-复合小行星样本，并从SDSS获得了它们的绝对星等和$u,g,r,i,z$滤波星等。绝对星等产生了一个由大小决定的年龄分布。$u,g,r,i,z$滤波器幅度导致主成分颜色，通过反转我们的颜色-年龄关系，产生颜色衍生的年龄分布，这是\citet{bib.wil10}的“双$τ$”空间风化模型的增强版本。我们将粒度-年龄分布拟合到增强的双$τ$模型中，并分别找到了$τ_w = 2050 \pm 80$ Myr和$τ_g = 4400^{+700}_{-500}$ Myr的特征风化和园艺时间。该拟合还表明，新鲜小行星表面的$-0.05 \pm 0.01$初始主成分颜色因$ΔPC = 1.34 \pm 0.04$的风化而发生最大可能的颜色变化。我们预测的新鲜小行星表面的颜色与$PC_1 = 0.17 \pm 0.39$新鲜普通行星表面的颜色相匹配。
2010-10-28 astro-ph.EP
