Shock-darkening in ordinary chondrites: determination of the pressure-temperature conditions by shock physics mesoscale modeling
我们使用iSALE冲击物理代码确定了普通陨石中的冲击变暗压力范围。本文模拟了不同名义压力下样品层中的平面激波。铁和陨硫铁颗粒在样品层的多孔橄榄石基质中被解析。我们使用状态方程（Tillotson EoS和ANEOS）和基本强度和热性能来描述材料相。我们使用拉格朗日示踪剂记录每个材料单元中的峰值冲击压力。在冲击波通过后和在异质材料中的晶界处的冲击反射后，估计每种材料的冲击后温度（和经历高于熔点的温度的示踪剂的分数）。结果表明，与陨硫铁熔体和橄榄石熔体的开始相关的冲击变暗发生在40和50 GPa之间，其中52 GPa是陨硫铁材料中的所有示踪剂达到熔点的压力。我们证明了铁的冲击加热的困难和孔隙率的重要性。材料阻抗，晶粒形状和孔隙度模型可在iSALE代码进行了讨论。我们还讨论了可能的非冲击相关的触发铁熔化。
2017-07-26 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
Nature of bright C-complex asteroids
大多数C-复合小行星的反照率值小于0.1，但也有一些高反照率（明亮）C-复合小行星的反照率值超过0.1。为了揭示明亮的C-复合小行星的性质和起源，我们在可见光和近红外波段对小行星进行了光谱观测。因此，明亮的B-、C-和Ch-型（Bus）小行星是Bus C-复合体的子类，被归类为具有凹曲率的DeMeo C-型小行星、B-、Xn-和K-型小行星。与这些光谱型小行星相关的陨石和物质（CV/CK陨石、顽火辉石陨石/无球粒陨石和盐）被认为是由暴露在高温下的矿物和物质组成的。在这项研究中获得的结果与SDSS光度数据的比较表明，盐可能发生在母体的24 Themis和10 Themea，以及2智神星。其他C-复合体家族中明亮的C-复合体小行星可能是由撞击加热造成的。明亮的C-复合小行星不属于任何家族，可能是撞击变质的碳质陨石、CV/CK陨石或顽火辉石陨石/无球粒陨石。
2020-12-13 astro-ph.EP
Composition of Potentially Hazardous Asteroid (214869) 2007 PA8: An H Chondrite from the Outer Asteroid Belt
有潜在危险的小行星是在其接近地球期间进行物理特性鉴定的一个独特机会。这些小行星的距离很近，使它们能够进行采样返回和载人飞行任务，但如果发生碰撞，也可能对地球上的生命构成风险。因此，详细的矿物学分析是规划未来勘探任务和制定适当缓解战略的关键组成部分。在这项研究中，我们提出了近红外光谱（0.7-2.55微米）的PHA（214869）2007 PA 8获得与美国宇航局红外望远镜设施在其接近地球的2012年11月。对这颗小行星的矿物学分析显示，其表面成分与普通的H型陨石一致。特别地，我们发现2007 PA 8的橄榄石和辉石化学分别是Fa 18（Fo 82）和Fs 16。橄榄石-辉石丰度比估计为47%。这一低橄榄石丰度和测量的带参数，接近H4和H5方解石，表明2007年PA 8的母体经历了热变质，然后才被灾难性地破坏。根据组成的亲和力，接近J5：2共振，估计通量的共振对象，我们确定的Koronis家庭是最有可能的源区2007年PA 8。
2015-07-03 astro-ph.EP
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
A dual origin for water in carbonaceous asteroids revealed by CM chondrites
碳质小行星是内太阳系的主要水源，可能是向地球输送水的主要来源。含水的原始陨石（如碳质陨石）中的氢同位素构成了一种独特的工具，可用于破译小行星形成时蓄水池的来源。然而，精细尺度的同位素测量需要解开母体过程的影响，前吸积同位素分布。在这里，我们报告在6 CM型碳质辉长岩的氢同位素原位微米尺度分析揭示了一个主要的贫氘水成分（δD = -350 +/- 40 permil）与富氘有机质混合。我们认为，这种D-贫水对应于一个无处不在的水库内原行星盘。富氘水特征已保存在Paris球粒陨石蚀变最小的部分（δDParis > -69 +/- 163 permil）中，可能存在于CM岩石蚀变前的水化相中。巴黎富含D的水的存在可能表明，在太阳系历史的第一个百万年里，冰从外部转移到内部太阳系是重要的。
2018-02-16 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
The Reflectance Spectra of CV-CK Carbonaceous chondrites from the Near Infrared to the Visible
碳质球粒陨石是迄今为止代表富含碳的小行星的唯一可用样品，为了将来能够与隼鸟2号和OSIRIS-Rex等飞行任务返回的样品进行比较，了解它们的物理特性非常重要。未来对小行星原始类别的定性，其中一些是样本返回任务的目标，需要更好地了解它们的矿物学，暴露于空间风化的后果，以及两者如何影响这些物体的反射行为。在本文中，两个化学相关的碳质方解石组，正是Vigrano（CV）和Karoonda（CKs）的反射光谱进行了测量和比较。现有的样品组包括抛光部分，显示不同的岩石类型：从3（非常低程度的热变质）到5（高度的热变质）。我们发现，反射特性和Cg小行星反射率类指向一个共同的南极水库的CV-CK小行星碰撞演变的比较。在这种情况下，CV和CK球粒陨石可能起源于221 Eos小行星家族，但由于其碰撞破裂，这两个球粒陨石群分别演化，经历了不同的热变质，退火和空间风化阶段。
2021-08-03 astro-ph.EP
Assessing the metal and rare earth element mining potential of undifferentiated asteroids through the study of carbonaceous chondrites
本研究通过ICP-MS和ICP-AES分析碳质球粒陨石，揭示了未分异小行星中过渡金属、亲铁和稀土元素的丰度分布，证实C型小行星是关键材料的潜在开采源。
2025-10-31 astro-ph.EP
A hypothesis on the origin of C-type asteroids and carbonaceous chondrites
根据观测和理论结果，提出了一个关于C型小行星和碳质小行星起源的假说。C型和接近BGF型的小行星可以由木星生长带中存在的水分异（由于26 Al和其他短寿命同位素衰变）体的核心中积累的水合硅酸盐有机物质形成。这类天体在形成的最后阶段被木星引力散射到主要的小行星带，可能导致其原始物质在许多小行星和/或小行星母体表面碎裂和重新吸积。这一假说澄清了一系列长期以来令人困惑的事实，其中主要有以下几点。谷神星的低丰度和碳质-碳酸盐质表面性质与其可能的分异结构和冰壳相矛盾（如：例如，在一个实施例中，Thomas等人，2005，Nature 437：224-226; Castillo-Rogez等人，2010，伊卡洛斯205，443-459），但它可以解释为原始物质下降的过程。在许多高温类型的小行星表面上发现了非典型的水合硅酸盐（可能是碳质-碳酸盐物质的一种成分）（Rivkin等人，1995，Icarus 117：90-100; Rivkin等人，2000，Icarus 145：351-368; Busarev，1998，Icarus 131：32-40; Busarev，2002，太阳系研究36：39-47），这可能是在它们表面上的碳质-方解石物质沉淀的结果。一些碳质磁铁是单向磁化的（例如，例如，在一个实施例中，Stacey等人，1961年，J. Geophys. Res. 66：1523-1534…
2012-11-13 astro-ph.EP
3D shape of asteroid (6)~Hebe from VLT/SPHERE imaging: Implications for the origin of ordinary H chondrites
上下文欧洲南方天文台甚大望远镜的新一代地面自适应光学相机SPHERE具有高角分辨率能力，使我们能够首次从地面评估中型（直径约100-200公里）小行星的撞击坑记录，从而为研究小行星带碰撞历史开辟了新的前景。目的。我们在这里调查小行星（6）Hebe的碰撞历史，并挑战Hebe可能是普通陨石的母体的想法，普通陨石是地球上发现的最常见的陨石类型（约34%的坠落）。方法.我们用SPHERE观察Hebe，作为仪器科学验证的一部分。结合早期的自适应光学图像和光学光变曲线，我们对Hebe的自旋和三维（3D）形状进行了建模，并根据现有的恒星掩星和热测量结果检查了导出模型的一致性。结果我们的三维形状模型适合亚像素残差和光变曲线的图像为0.02马格。旋转周期（7.274 47小时），自旋（343度，+47度），体积等效直径（193 +/-6公里）与以前的确定和热物理建模是一致的。赫伯推断的密度为3.48 +/- 0.64 g.cm-3，与基于其H-球粒陨石组成的完整内部一致。利用三维形状模型推导出最大凹陷（可能是撞击坑）的体积，后者似乎明显小于附近S-型H-球粒陨石类小行星家族的总体积。结论.我们的研究结果表明，（6）Hebe不是最有可能的Hebrites来源。在未来几年中，我们的团队将使用VLT/SPHERE收集涵盖主要成分类别的约40颗小行星的类似高精度形状测量结果，从而为研究小行星带的起源和碰撞演…
2017-05-30 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 and Impact History of the H Chondrite Parent Asteroid during Metamorphism: Constraints from Metallic Fe-Ni
我们研究了30个H3-6球粒陨石中的云状带铁矿、金相冷却速率和冲击效应，以阐明H球粒陨石母体的热历史和早期撞击历史。我们把重点放在了Ar-Ar年龄大于4.4 Gyr的H2 O3和未受冲击和轻度冲击的H2 O3上，因为具有如此古老年龄的强烈冲击的H2 O3非常罕见。在500 ℃时，大多数氢榴石的冷却速率为10-50 ℃/百万年，并不像洋葱壳模型所预测的那样随着岩石类型的增加而系统地降低，洋葱壳模型中，3至5型围绕6型核心排列在同心层中。一些4型半导体的冷却速度比一些6型半导体慢，而3型半导体的冷却速度并不比其他类型的快，这与洋葱壳模型相反。多云taenite颗粒大小，范围从40到120纳米，与金相冷却速率呈负相关，并表明后者没有受到冲击加热。用于开发洋葱壳模型的三个H4晶体管，Ste。Marguerite、Beaver Creek和Forest Vale，以约5000 C/Myr的速度冷却至500 C。我们的热模型表明，这些速率比在由26 Al加热并在没有撞击干扰的情况下冷却的身体中所能达到的速率高50倍。发表的Ar-Ar年龄不减少系统的岩石类型的增加，但确实与多云taenite粒度呈负相关，这表明在变质作用的影响混合减少。风化角砾岩中的金属和硅酸盐成分表明，在变质作用后，混合物质的影响不会引起显着的加热。变质作用期间的撞击产生了Portales山谷和另外两个具有大型金属矿脉的H6榴…
2014-04-02 astro-ph.EP
The Formation and Evolution of Ordinary Chondrite Parent Bodies
普通陨石（OC）是迄今为止最丰富的陨石（占所有陨石的80%）。它们的起源长期以来一直是一个激烈争论的问题。大约30年前（例如，Pellas 1988），有人提出OC应该起源于S型天体（小行星带内部最丰富的小行星光谱型），但S型小行星和OC反射光谱之间的明显差异产生了所谓的S型-OC难题。多年来，这一矛盾已逐渐得到解决。现在已经知道，空间风化过程是造成S型天体和OC之间光谱失配的原因。此外，望远镜观测和第一次小行星取样返回任务（隼鸟）都表明，大多数S型天体的矿物学与OC相似。重要的是，30多年来一直保持不育的S型/OC链路近年来一直对星子的形成和演化产生根本性的限制。
2016-11-26 astro-ph.EP
A Search for Subkilometer-sized Ordinary Chondrite Like Asteroids in the Main-Belt
小行星对表面风化层和碰撞寿命的影响取决于其大小，这表明小行星比大行星年轻。在这项研究中，我们进行了斯巴鲁望远镜/Suprime-Cam的主带小行星（MBA）调查，以寻找次超新星大小的普通球粒陨石（Q型），如MBA。总测面积为1.5度^2，靠近黄道面，接近对日面。共检测到150例MBA，其中B、V、R、I四条带。探测到的小行星的绝对星等范围在13到22等之间，相当于MBA中直径从千米到亚千米的大小范围。从这次观测中，150个色不确定度小于0.1的MBA中有75个被用于光谱型分析，并检测到两个可能的Q型星状体。这意味着MBA中Q型与S型的比例< 0.05。同时，近地小行星（NEAs）的Q/S比估计为0.5至2（Binzel等人，2004; Dandy等人，2003年）。因此，Q型近地小行星可能从主带地区的风化，S型表面输送到近地球区，然后在那里经过重新表面处理后获得它们的Q型，非风化表面。再面对机制可以是：1。在行星相遇期间，由于潮汐效应引起的表面物质的扩散（Binzel等人，2010; Nesvorny等人，2010），2. YORP上旋诱导旋转裂变（Polishaked等人，2014）或表面重新布置，或3.热降解（Delbo等人，2014年）。
2015-04-07 astro-ph.EP
Mineralogical Characterization of Baptistina Asteroid Family: Implications for K/T Impactor Source
Bottke等人（2007年）将Baptistina小行星家族的灾难性形成与K/T撞击事件联系起来。这种联系是基于动力学和成分证据，这表明撞击物的成分类似于CM 2碳质玄武岩。然而，我们最近的研究（Reddy等人，2009年）表明，（298）Baptistina的组成类似于LL型普通方解石，而不是CM 2碳质方解石。如果撞击物是CM型成分，这就排除了它与K/T撞击物来源有关的任何可能性。对BAF附近小行星的矿物学研究揭示了过多的成分类型，表明其形成和演化环境复杂。对16颗小行星的详细成分分析表明，它们有几种不同的表面组合，包括普通球粒陨石（加菲SIV亚型）、原始无球粒陨石（加菲SIII亚型）、玄武质无球粒陨石（加菲SVII亚型和V型）和碳质球粒陨石。根据我们的矿物学分析，我们认为（298）Baptistina与基于橄榄石和辉石矿物学的普通斜长花岗岩（LL型）相似，具有中等的斜长花岗岩。BAF附近的S型和V型与（8）Flora和（4）Vesta有密切的矿物学关系，可能是它们的一部分。较小的BAF小行星，信噪比较低，只有一个“单一”的波段，在成分上类似于（298）Baptistina和L/LL小行星。目前尚不清楚为什么具有正式家族定义的小行星光谱中的硅酸盐吸收带相对于背景人口似乎受到抑制，尽管具有相似的矿物学。
2011-10-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
Volatility of Sodium in Carbonaceous Chondrites at Temperatures Consistent with Low-Perihelia Asteroids
具有表面和次表面挥发物的太阳系天体，当其温度达到挥发物从固态变为气态并释放出来时，将显示出观测到的活动证据。这在彗星中最常见，其中活动是由水，二氧化碳或一氧化碳冰的升华驱动的。然而，一些天体（特别是小行星（3200）法厄同）在非常小的日心距离上显示出活动的开始，在它们达到这些冰的升华温度很久之后。我们调查是否存在于矿物基质中的钠可以作为负责这种活动的挥发性元素。我们进行的理论建模表明，钠有可能升华的条件下，法厄同经验，这取决于它是在矿物相。为了测试这一点，我们将碳质球粒陨石Allenium的样品暴露在不同的加热事件中，类似于低近日点小行星所经历的情况。我们测量了每个样品中存在的钠的变化，发现最高温度的样品在单一加热事件中显示出特定矿物相的钠的显着损失，与法厄同表面上的一天相当。在法厄同可能的特定热历史下，这种释气可能足以解释这个物体的观测活动。预计其他低近日点小行星也会观察到这种效应，并可能成为干扰低近日点小行星过程中的一个关键步骤。
2021-08-16 astro-ph.EP
Investigating S-type asteroid surfaces through reflectance spectra of Ordinary Chondrites
我们提出了一个深入的研究39个平衡和41个非平衡的普通石墨的反射光谱。我们证明，一致的测量条件是至关重要的光谱特征之间的直接比较，否则会妨碍任何结论。我们包括一个比较，共466 S-型小行星的反射光谱。我们分析（i）EOC和UOC之间以及H，L和LL之间的差异是否可以看出，（ii）是否有可能识别不平衡和平衡的S型小行星表面和（iii）如果我们可以进一步限制OC和S型小行星之间的匹配，所有基于反射光谱。我们检查了31个南极UOC的分类分析，在目前的工作中，使用岩相学和磁性测量，并证明其中74%是错误的分类。利用一组光谱特征（包括谱带深度和位置、峰值反射率值、光谱斜率和OI/（OI + Px）比值）比较了EOCs和UOC之间以及H、L和LL样品之间的反射光谱。UOC和EOCs的反射光谱没有显示出明确的二分法，但一些EOCs显示出较强的吸收带和峰值反射率值，而另一些则与UOC相当。我们的例子表明，6 EOCs，其带深度随晶粒尺寸减小。因此，仅基于反射光谱，客观地从平衡的S型表面识别非平衡的是非常具有挑战性的。没有明确的化学组的区别：只有岩相类型> 4的LL EOC可以通过较深的2-mic带深度和较长波长的1-mic带位置与H和L区分开来。最后，发现小行星的直径和它们的1000 nm波段深度之间存在反相关，这表明较大尺寸的S-型小行星显示出更细的颗粒表面。
2022-06-21 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
The Massalia asteroid family as the origin of ordinary L chondrites
本研究通过光谱观测和动力学证据，证明Massalia小行星族是4.66亿年前L球粒陨石大规模坠落事件及当今主要陨石来源的唯一合理源头。
2024-03-13 astro-ph.EP
Origins of colors variability among C-cluster main-belt asteroids
斯隆数字巡天提供了超过10万个移动物体的颜色，其中大约有10 000个已经确定了颜色。在这里，我们结合颜色和颜色，以便对小天体种群进行聚类分析，并确定一个C-集群，这是一组与早期工作中定义的C-类型相关的小行星。这个C-集群的成员与DeMeo和Carry（2013）中定义的B和C-类型的颜色边界相当一致。然后，我们比较的C-集群的小行星的碳质陨石粉末的颜色，同时考虑到相位角的影响。我们发现，只有CM陨石的颜色范围内的C-集群小行星，CO，CR和CV陨石显着红。此外，CM方解石粉末平均比平均C-团簇略红。通过观察颜色变化与小行星直径的函数关系，进一步研究了C星系团成员的颜色。我们观察到，随着小行星直径的减小，可见的斜坡变得更蓝，并且在20公里左右似乎存在过渡。我们讨论了这种变化的起源，如果不涉及数据集分析中的偏差，我们得出结论，它与物体的表面纹理有关，较小的物体被岩石覆盖，而较大的物体被颗粒表面覆盖。在岩石占主导地位的表面的情况下，可以通过增加第一反射的贡献来解释发蓝，这可以以类似瑞利的方式散射光。基于这种分析，我们没有明确的证据表明C-星团内的空间风化，但是与CM陨石相比，C-星团天体通常更蓝的性质可能在某种程度上与空间风化有关。
2021-05-05 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
A model of the 3-μm hydration band with Exponentially Modified Gaussian (EMG) profiles: application to hydrated chondrites and asteroids
本文提出了一种新的方法来模拟陨石和小天体反射光谱中3 μm吸收带的形状。使用指数修正高斯（EMG）分布将谱带分解为几个OH/H2O组分，以及使用高斯分布（如果存在）分解为可能的有机组分。我们将此模型与多项式和多个高斯轮廓拟合进行比较，并表明EMG模型返回了带形状的最佳渲染，具有显着较低的残差。作为一个例子，我们还提出了一种算法，估计误差的频带参数使用自助法。然后，我们提出了一个应用程序的模型进行不同的水蒸气压的蒙皂石的光谱分析，并提出了随湿度降低的组件的变化。这个例子强调了这个模型能够连贯地检索隐藏在强得多的波段中的弱波段。
2020-02-04 astro-ph.EP
Photometric analysis of asteroids in the Phocaea region
本研究利用地基及TESS、Gaia测光数据分析Phocaea区域44颗小行星，揭示Yarkovsky/YORP效应印记，并通过密度与孔隙率推断其母体与H球粒陨石同源。
2025-05-12 astro-ph.EP
The Chicxulub Impactor: Comet or Asteroid?
Siraj & Loeb（2021）最近发表的一篇题为“长周期彗星的解体是恐龙灭绝的起源”的论文试图恢复关于6600万年前什么类型的天体撞击地球的长期争论，引发白垩纪末的灭绝。在这里，我们批评的文件，并评估它提出的证据。认为彗星比小行星更有可能，需要对彗星如何碎裂进行极端假设，将碳质陨石与特定类型的碳质陨石混为一谈，并对铱层的证据视而不见。
2021-05-18 astro-ph.EP
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
Distant formation and differentiation of outer main belt asteroids and carbonaceous chondrite parent bodies
小行星的挥发性成分提供了有关太阳系历史和地球挥发物起源的信息。波长为$<2.5\ {\rm μm}$的可见光和近红外观测表明，位于$2.5$ - $4\ {\rm au}$的外主带小行星与碳质球粒陨石之间存在遗传联系，碳质球粒陨石的同位素与地球上的挥发性元素相似。然而，最近的大型外部主带小行星的较长波长数据显示，在CC中不存在的氨化层状硅酸盐的$3.1\ {\rm μm}$吸收特征，并且不能容易地从目前距离稳定的材料中形成。在这里，通过结合AKARI空间望远镜收集的数据和水文，地球化学和光谱模型的水-岩反应，我们表明，具有$3.1\ {\rm μm}$吸收功能和CC的小行星的表面材料可以来自不同地区的一个单一的，水-岩-分化的母体。在高水岩比（$>4$）和低温（$<70^\circ$ C）下，含NH $_3$和CO $_2$的分异体的富水地幔内形成氨化层状硅酸盐。CC可以起源于以岩石为主的核心，这可能是优先采样的陨石的破坏和运输过程。我们的研究结果表明，多个大的主带小行星形成超越NH $_3$和CO $_2$雪线（目前$>10$ au），并可能被运送到目前的位置。地球的高氢碳比可以用这些富含水的祖先的增加来解释。
2021-12-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Physical Characterization of Near-Earth Asteroid (52768) 1998 OR2: Evidence of Shock 1 Darkening/Impact Melt
我们在2020年4月近距离接近地球期间对近地小行星（52768）1998 OR 2进行了光度和光谱表征。我们的测光测量确认小行星的旋转周期为4.126 +/- 0.179小时，与先前公布的4.112 +/- 0.001小时的值一致。通过结合我们的可见光谱测量（0.45 - 0.93微米）与档案MITHNEOS近红外光谱（0.78 - 2.49微米），我们将小行星分类为Bus-DeMeo分类中的Xn型。组合光谱显示两个弱吸收带：带I在0.926 +/- 0.003微米，带II在2.07 +/- 0.02微米，带深分别为4.5 +/- 0.15%和4.0 +/-0.21%。带面积比为1.13 +/-0.05。这些光谱带参数位于加菲S-小行星子类型图的S（IV）区域的尖端，表明与普通球粒陨石有亲和力。我们使用带I中心计算橄榄石和辉石的化学成分为20.1 +/- 2.3 mol%铁橄榄石和18.2 +/- 1.5 mol%硅铁石，与氢氧化镁石一致。对1998年OR 2的可见-近红外组合光谱的主成分分析落在α线的C/X复合物一侧，接近激波变暗趋势的末端，与其弱吸收带（带深< 5%）一致。我们使用一个空中混合模型与实验室测量的冲击变暗的H5球粒陨石，Chergach，以限制在小行星的表面上的冲击变暗的材料的量在~63%的黑暗岩性和~37%的轻岩性。
2022-10-06 astro-ph.EP
Insight into the Distribution of High-pressure Shock Metamorphism in Rubble-pile Asteroids
普通陨石中的冲击变质作用可以重建主小行星带中小行星之间的撞击事件。普通辉长岩的冲击变暗发生在岩石完全冲击熔融（>70 GPa）或硫化物和金属熔体注入固体硅酸盐（\sim 50 GPa）内的裂缝时。暗化的普通陨石掩盖了在S-复合小行星反射光谱中观察到的诊断硅酸盐特征，因此它们看起来与C/X-复合小行星相似。在这项工作中，我们研究的冲击压力和相关的变质模式的碎石堆小行星在碰撞速度为4-10公里/秒。我们使用的iSALE冲击物理代码和实现二维模型的简化属性，以量化以下参数对冲击变暗效率的影响：冲击速度，小行星内的孔隙度，撞击器的大小和弹射效率。我们观察到，在碎石堆小行星，撞击物的速度和大小是记录高级冲击变质的约束参数。然而，记录到的较高激波级的比例仍然很低（<0.2）。从10%到30%的砾石的孔隙度变化不会显着影响压力的分布和冲击变暗的材料的分数。碎石堆小行星中的压力分布与具有相同孔隙率的整体小行星中的压力分布非常相似。因此，要产生大量的高度冲击的普通陨石，就需要发生强碰撞事件（撞击速度超过8公里/秒和/或撞击物尺寸较大）。大量的小行星物质在撞击事件中逃逸（高达90%）;然而，只有一小部分逃逸的物质被冲击变暗（6%）。
2022-08-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
Primordial porous structure of chondrite parent bodies due to self-gravity
在研究我们的太阳系通过小天体的演变以及规划减缓战略以避免小行星撞击造成的灾害时，小行星的孔隙度很重要。我们对小行星孔隙度的了解很大程度上依赖于地球上的陨石样本。然而，建议对地球上的岩石样品按强度进行分类。在这项研究中，我们获得了最原始的“粒状”球粒陨石母体的多孔结构的球粒陨石组分类似物的压实行为的测量的基础上的估计。我们测量了粉尘和粉尘珠混合物样品的压实曲线。尘埃样品由直径约为10^0-10^1 $μ$ m的各种球形和不规则颗粒组成。混合物样品由具有不同粉尘体积分数（~0.2-1）的粉尘和珠粒组成。我们使用1.5和4.8 $μ$ m颗粒作为粉尘作为第一步，尽管基质中材料的典型尺寸可能小得多。我们用幂律形式近似了每个样品的压实曲线，并利用实验结果计算了原始球粒陨石母体的孔隙结构。我们的研究结果表明，原始母体可能具有较高的孔隙度比方解石。此外，相对较高的基质体积分数可能是大多数高孔隙度陨石是碳质陨石的原因之一。
2021-03-01 astro-ph.EP cond-mat.soft
Size Constraints for the Pre-atmospheric Parent Bodies of Ordinary Chondrites
Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）
该研究通过观测不同尺寸的S复合体近地天体，发现普通球粒陨石的大气前母体存在尺寸限制，LL球粒陨石样天体的主导地位在31-49米尺寸范围消失，确定其母体上限约18米，首次证实S复合体近地天体成分的尺寸依赖性。
2026-08-07 astro-ph.EP
Dynamical feasibility of (3) Juno as a parent body of the H chondrites
本文通过动力学建模检验(3) 婚神星是否为H群球粒陨石母体，发现其族成员无法完全解释观测到的宇宙射线暴露年龄分布，但预测的近地轨道族成员与(52768) 1998 OR2的发现一致。
2023-10-27 astro-ph.EP
Thermal alteration of CM carbonaceous chondrites: mineralogical changes and metamorphic temperatures
CM碳质球粒陨石提供了早期太阳系低温水反应的记录。一些CM榴辉岩在200 ℃至750 ℃以上的温度下也经历了短暂的水化后热变质作用。热变质作用的确切条件以及未加热和加热CM陨石之间的关系并没有很好的约束，但对于理解含水小行星的形成和演化至关重要。本文利用位置灵敏探测器X射线衍射（PSD-XRD）、热重分析（TGA）和透射红外（IR）光谱分析了14个加热的CM和未分组的碳质方解石的矿物学和水含量。我们发现，加热CM方解石进行了相同程度的水蚀变作为未加热的CM，然而，在热变质作用的矿物学最初（300至500 C）从水合层状硅酸盐的脱水无定形层状硅酸盐相。在较高的温度下（超过500 ℃），我们观察到橄榄石和铁硫化物的再结晶和金属的形成。热变质作用还导致加热的CM方解石的水含量从13wt%降低到3wt%，并且随后在IR光谱中的3微米特征的强度降低。我们估计，在水蚀变结束时，加热的CM方解石已经失去了15%至65%的水。如果撞击是变质作用的主要原因，这与20至50 GPa的冲击压力是一致的。然而，并不是所有加热的CM陨石都保留了激波特征，这表明有些陨石是被太阳辐射加热的。来自Hayabusa 2和ORSIRS-REx任务的证据表明，脱水物质在原始小行星的表面可能很常见，我们的研究结果将支持即将对小行星Ryugu和Bennu返回的样本进行分析。
2021-02-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Matters Arising on "Breakup of a long-period comet as the origin of the dinosaur extinction" by Siraj & Loeb
Siraj & Loeb最近的出版物（2021;自然科学报告11，3803）试图恢复关于希克苏鲁伯撞击物是彗星还是小行星的争论。他们计算出，约20%的长周期彗星撞击地球将首先被太阳的洛希极限内的通道破坏，产生数千个碎片，每个碎片的大小都是希克苏鲁伯撞击器所需的大小。这将使彗星的撞击率增加约15倍，使它们像小行星一样撞击地球。他们还认为，彗星将是10倍更有可能匹配地球化学的限制，这表明希克苏鲁伯撞击物是碳质的陨石。这些结论是基于对文献的误解。Siraj和Loeb [1]高估了彗星潮汐破裂时产生的碎片数量：产生的碎片是数十个，而不是数千个。他们还将“碳质球粒陨石”与特定类型的碳质球粒陨石混为一谈，并忽略了铱的证据，使彗星似乎比小行星更有可能与希克苏鲁伯撞击物相匹配，而事实上它们可能被排除在外。而不是彗星，类似于CM或CR碳质陨石的小行星撞击物是非常有利的。
2021-06-03 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
Link between the Potentially Hazardous Asteroid (86039) 1999 NC43 and the Chelyabinsk meteoroid tenuous
我们探索了车里雅宾斯克流星体和潜在危险小行星（86039）1999 NC 43之间的统计和成分联系，以研究Borovička等人（2013）提出的关系。通过详细的计算，我们确认车里雅宾斯克撞击物的轨道非常接近1999 NC 43。我们发现这种情况发生的概率约为（1-3）x 10-4。从车里雅宾斯克撞击物确实与1999 NC 43分离的观点来看，我们运行了一个前向概率计算，这是一个独立的统计检验。然而，我们发现这种情况不太可能在（10-3 -10-2）水平。我们还验证了Chelyabinska和1999 NC 43之间的成分联系。对车里雅宾斯克（LL球粒陨石）和（8）弗洛拉（假定的LL球粒陨石母族中最大的成员）的矿物学分析表明，它们的橄榄石和辉石化学成分与LL球粒陨石相似。对1999年NC 43的类似分析表明，其橄榄石和辉石的化学成分更类似于L型钙钛矿，而不是LL型钙钛矿（如车里雅宾斯克）。我们还在两次显灵（2000年，2014年）期间对1999 NC 43进行了54个夜晚的光度观测。1999年NC 43的光变曲线类似于短轴模式下的平均摆动角为20-30度的翻转器的模拟光变曲线。虽然非主轴旋转激发的机制尚不清楚，但我们可以排除小行星在其母体破裂时形成的可能性，因为小行星碎片在灾难性破裂时的旋转不太可能几乎完全停止。考虑到所有这些事实，我们发现车里雅宾斯克流星体和小行星1999 NC …
2015-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Different arrival times of CM and CI-like bodies from the outer Solar System to the asteroid belt
本研究通过N体模拟结合小行星带天体观测分布，发现CM类和CI类外太阳系天体分不同时期植入小行星带，明确二者起源区域与迁移驱动机制，得出球粒形成位置及类地行星水来源的相关结论。
2025-07-30 astro-ph.EP
Water abundance at the surface of C-complex main-belt asteroids
最近发表的用AKARI望远镜对主带小行星进行的天基观测提供了与含OH矿物的存在有关的3 μm波段的完整描述。在这里，我们使用在受控大气（CI、CM、CO、CV、CR Tagish Lake）下获得的碳质球粒陨石的实验室光谱来推导出与样品中含水量相关的光谱指标。在测试了几种光谱指标后，我们使用了2.75 μm和2.80 μm处的带深组合，该组合显示出与TGA测定的样品中的[H2O]相关，但具有较高的不确定性（4 wt% H2O）。这一关系被用来确定大型C-复合体主带小行星表面的水含量，并讨论所发现的变化性的来源。C-复合体主带小行星（MBA）的平均水含量为4.5wt%（体积平均值，（1）谷神星除外），明显低于CM小行星的平均值。含水量最高的小行星的估计含水量低于含水量最高的陨石，这种差异可能归因于空间风化。水含量和整体光谱斜率之间也存在反相关性，这与实验室模拟暗碳质玄武岩空间风化的预期相反。这表明，不同的C-复合小行星之间的表面水合作用的变化部分不是由于空间风化，而是由于表面物质的组成。当应用于谷神星时，这项工作中提出的湿度计使我们能够估计至少1.22重量%的氢以有机物的形式存在。这种丰富的有机物加强了谷神星和彗星物质之间的联系。
2020-10-31 astro-ph.EP
Nordic-based observations of binary asteroid (163693) Atira reveal a hydrated CM chondrite composition
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究通过北欧观测数据揭示双小行星(163693) Atira具有含水CM碳质球粒陨石成分，采用光度、光谱和偏振方法，为Atira群体地面物理特征研究提供重要参考。
2026-09-24 astro-ph.EP
Spectral calibration for deriving surface mineralogy of Asteroid (25143) Itokawa from Hayabusa Near-Infrared Spectrometer (NIRS) Data
我们提出的光谱校准方程确定镁铁质硅酸盐组成的近地小行星（25143）丝川从可见光/近红外光谱测量使用的近红外光谱仪（NIRS），在船上的日本隼鸟航天器。Itokawa是Hayabusa采样返回任务的目标，其表面成分类似于LL型普通陨石。现有的实验室光谱校准使用的光谱波长范围（0.75-2.5微米）比近红外光谱仪的光谱波长范围（0.85-2.1微米）更宽，因此不适合解释行星数据系统中目前存档的隼鸟光谱数据。我们使用Dunn等人（2010年）研究中实验室测量的普通（H，L和LL）磷灰石的近红外反射光谱，我们将其重新采样到NIRS波长范围。使用从这些重采样光谱提取的光谱参数，我们建立了带参数和他们的镁铁质硅酸盐组合物（橄榄石和低钙辉石）之间的关系。我们发现镁铁质硅酸盐组成（铁橄榄石和镁橄榄石摩尔分数）之间的相关性>90%。%）和X射线衍射（XRD）测量值。为了测试新推导出的方程的有效性，我们使用9个实验室测得的光谱的L和LL类型的磁铁与已知的组合物进行盲测试。我们发现，测量值和计算值之间的绝对差值是在0.1至1.6摩尔的范围内。%.我们的研究表明，衍生的校准是强大的，可以应用于隼近红外光谱数据，尽管其有限的光谱范围。我们应用推导出的方程的一个子集的未校准的近红外光谱和推导出的fayalite和硅铁值是一致的Itokawa具有LL球粒陨石型表面组成。
2015-08-29 astro-ph.EP
Laser Irradiation of Carbonaceous Chondrite Simulants: Space Weathering Implications for C-complex Asteroids
本研究通过激光辐照 CI 和 CM 模拟物模拟空间风化，发现辐照导致光谱红化和变暗，且 0.6 微米特征消失，并与 C 型小行星观测对比，表明空间风化速率接近或快于表面刷新时间。
2024-04-18 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
Catastrophic disruption of asteroid 2023 CX1 and implications for planetary defense
本研究首次对 L 型球粒陨石撞击进行了从太空到实验室的全面表征，发现小行星 2023 CX1 在约 28 km 高空发生灾难性碎裂并集中释放能量，这种球形冲击波碎裂模式增加了地面破坏风险，为行星防御策略和疏散规划提供了重要启示。
2025-09-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Near-mid infrared spectroscopy of carbonaceous chondrites: Insights into spectral variation due to aqueous alteration and thermal metamorphism in asteroids
研究17块碳质球粒陨石1–25微米红外光谱，揭示水蚀变与热变质造成的谱带变化及矿物成因，为C型小行星成分和热演化提供依据。
2024-01-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Two Extrasolar Asteroids with Low Volatile-Element Mass Fractions
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪获得的紫外光谱，我们扩展了我们先前对两颗白矮星GD 40和G241-6上吸积的太阳系外小行星的成分的地基光学测定。结合这些恒星的光学和紫外光谱与氦占主导地位的大气，13和12个污染元素分别在GD 40和G241-6中被确信地检测到。对于GD 40上的物质，挥发性元素C和S与原始CI陨石中的质量分数相比不足10倍以上，N至少不足5倍，并接近大块地球的推断。G241-6也有类似的模式，只是S未耗尽。我们还新发现或放置有意义的上限的量的Cl，Al，P，Ni和Cu的吸积物质。从光学研究的结果延伸，难熔元素在吸积母体的质量分数是相似的散装地球和陨石测量。热处理，也许内部的雪线，似乎是至关重要的，在确定这些特定的太阳系外小行星的元素组成。
2012-03-13 astro-ph.EP
Grain Size Effects on UV-MIR (0.2-14 micron) Spectra of Carbonaceous Chondrite Groups
本研究测量七类碳质球粒陨石在0.2–14微米、五种粒度下的反射光谱，揭示粒度对反射率、谱带和分类的影响，并为贝努母体关联提供依据。
2024-01-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Young asteroid families as the primary source of meteorites
本研究揭示约70%的陨石源自三个年轻小行星族的近期解体事件，这些事件产生大量小碎片，解释了H型和L型普通球粒陨石的主导地位。
2024-07-17 astro-ph.EP
Shape, regolith size and thickness, SMFe^0 content, and spectral type of Tianwen-2 target asteroid (469219) Kamo'oalewa
Center for Lunar and Planetary Sciences, Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences（中国科学院地球化学研究所）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学）；School of Engineering, Guangzhou College of Technology and Business（广州工商学院）；ESA ESRIN/PDO/NEO Coordination Centre（欧洲航天局地球系统数据中心）；Deimos Italia；Aix Marseille Université, CNRS, CNES, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛大学）；Institute of Analysis and testing, Beijing Academy of Science and Technology, Beijing Center for Physical & Chemical Analysis（北京科学院测试技术研究所）；Chongqing University State Key Laboratory of Power Transmission Equipment and System Security and New Technology, Institute of Systems Engineering, Chongqing（重庆大学）；Shandong Key Laboratory of Optical Astronomy and Solar-Terrestrial Environment, School of Space Science and Physics, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学）；State Key Laboratory of Space Weather, National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）
研究通过光曲线数据和Cellinoid模型估算小行星卡莫奥阿勒瓦的形状、风化层粒径及厚度、SMFe^0含量和光谱类型，为样本返回任务提供关键参数。
2026-03-30 astro-ph.EP
Chondrites as thermal and mechanical archives of accretion processes in the Solar protoplanetary disk
该研究通过连续介质力学与有限元模拟球粒冷却，证明其在超过玻璃化转变温度时可因低能低速碰撞发生塑性变形，并据此推断普通与碳质球粒陨石均形成于低能、热活跃环境。
2024-12-05 astro-ph.EP
The Nysa family as the main source of unequilibrated LL ordinary chondrites
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Aix-Marseille University（艾克斯-马赛大学）；Charles University（查理大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；IRAP, University of Toulouse（图卢兹大学 IRAP 研究所）；MIT（麻省理工学院）；Université Marie et Louis Pasteur（玛丽和路易·巴斯德大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
研究通过比较LL陨石的光谱和矿物学特性，发现Nysa家族和Flora家族共同贡献了LL陨石的多样性，且Nysa家族主要提供低等级材料，而Flora家族提供高等级材料。
2026-05-20 astro-ph.EP
Presolar O- and C-anomalous grains in unequilibrated ordinary chondrite matrices
前太阳颗粒是球粒陨石基质中的微量成分。它们的丰度和组成已被系统地研究在碳质球粒陨石，但很少在其他主要球粒陨石类原位。我们已经进行了NanoSIMS同位素搜索的前太阳颗粒与O-和C-异常同位素组成的矩阵的不平衡的普通陨石Semarkona，陨石山00526，和西北非洲8276。即使是最原始的普通陨石的基质也被水蚀变和/或热变质，在不同程度上破坏了它们的前太阳颗粒群。除了随机放置的同位素地图，我们有针对性地最近报道，相对原始的Semarkona矩阵地区，以更好地探索原始库存的前太阳粒。在所有样品中，我们发现了122 O-异常颗粒（硅酸盐+氧化物），79 SiC颗粒，和22 C-异常碳质颗粒（有机物，石墨）。平均基质标准化丰度为151 ppm O-异常颗粒，53 ppm SiC颗粒和56 ppm碳质颗粒在Semarkona，55 ppm（O-异常），22 ppm（SiC）和3 ppm（碳水化合物）在MET 00526和12 ppm（O-异常）中，15 ppm（SiC）和1 ppm（碳水化合物）在NWA 8276。在相对原始的普通陨石和原始的碳质和C-ungrouped陨石中，前太阳颗粒的O和C同位素组成及其基质标准化丰度是相似的，尽管可能的差异陨石形成的时间和星云的位置。这些结果表明，在太阳星云中，太阳前尘埃在主要的陨石形成水库中分布相对均匀。次级小行星过程是造成陨石之间和陨石内部太阳前…
2022-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Origin of Interplanetary Dust through Optical Properties of Zodiacal Light
本研究借由黄道光的光学性质、光谱梯度及反射率来探讨行星际尘埃粒子的起源。将其光学性质与太阳系中可能的母天体进行了比较，这些母天体包括D型（类似于彗星核）、C型、S型、X型和B型小行星。我们应用贝叶斯推断的混合物模型，从这些来源的分布，并发现，>90%的行星际尘埃粒子来自彗星（或其光谱类似物，D-型小行星）。虽然某些类别的小行星（C型和X型）可能会有一定的贡献，但来自S型小行星的普通类陨石粒子在行星际尘埃云复合体中所占的比例可以忽略不计。黄道光的整体光学性质与南极多孔IDPs相似，支持彗星粒子在黄道光云中占主导地位。
2015-09-23 astro-ph.EP
Some things special about NEAs: Geometric and environmental effects on the optical signatures of hydration
这里有一份旨在重现近地小行星特征的实验室研究报告。我们研究了如何升高的地面温度，其表面粗糙度（岩石或风化层），以及观测几何可以影响小行星上检测到的吸收功能。为此，我们选择了最近的碳质球粒陨石坠落，即2017年6月在印度坠落的Mukundpura CM2球粒陨石。利用双向反射光谱分析了入射角、出射角和方位角对测量结果的影响。我们的研究结果表明，在温暖的环境下获得的反射光谱（NEA类）往往表现出较浅的吸收带相比，低温条件下（MBA类），但在我们的实验中，在实验室的时间尺度下仍然可以检测到。由于温暖的环境（从室温到250°C），样品的不可逆变化已被检测为光谱斜率的增加和带深度的减少（在0.7μm，0.9μm和2.7μm处）。比较陨石碎片和粉末样品，我们发现表面纹理强烈影响陨石的反射光谱的形状，从而影响小行星的反射光谱，其中灰尘覆盖的表面呈现更深的吸收特征。我们发现，所有的光谱参数，如反射率值，光谱斜率和可能的吸收带的几何测量的影响。在相位角大于120°时，我们观察到0.7 μm的吸收特征消失，但3μm的吸收带在所有测量的光谱上都是可检测的。
2019-07-03 astro-ph.EP
