More chips off of Asteroid (4) Vesta: characterization of eight Vestoids and their HED meteorite analogs
这项工作报告了Carvano等人（2010年）定义的八颗Vp型小行星的高质量近红外光谱及其各自的解释，这些小行星于2013年1月14日在美国宇航局红外望远镜设施观测到。它们包括（3867）Shiretoko，（5235）Jean-Loup，（5560）Amytis，（6331）1992 FZ 1，（6976）Kanatsu，（17469）1991 BT，（29796）1999 CW 77和（30872）1992 EM 17。所有八颗小行星都表现出广泛的0.9和1.9微米矿物吸收特征，表明每个小行星表面都有辉石。通过多种技术进行的数据简化和分析为所有八颗小行星的光谱吸收带中心和平均辉石表面化学性质产生了一致的结果（Reddy等人，2012; Lindsay等人，2013，2014; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。（3867）知床陨石最符合eucrite陨石，而其余七颗小行星最符合howardite陨石。现有的证据表明，所有这八颗Vp型小行星都是起源于灶神星表面的灶神星。
2014-08-12 astro-ph.EP
On the origin of the Almahata-Sitta meteorite and 2008TC3 asteroid
小行星2008 TC 3是一颗近地小行星，于2008年10月7日撞击地球。陨石是由2008 TC 3在高层大气中的分裂产生的，目前，大约有600颗来自2008 TC 3的陨石-称为Almahata Sitta -已经被回收。对Almahata Sitta碎片的矿物学研究表明，小行星2008 TC 3是由不同类型的陨石（尿石、H、L和E陨石）组成的。了解这个机构的起源以及它是如何组合在一起的仍然是一个挑战。在这里，我们进行了详细的光谱和动力学研究，以显示2008 TC 3最有可能的源区是在低倾角（i<8度）的内部主带。我们表明，小行星的光谱类，可以与不同的陨石类型的Almahata Sitta是目前在该地区的主带，其中包括Nysa-Polana家庭和对象的背景在低倾角。寻找2008 TC 3形成的可能方案，我们发现，在目前的小行星带中，2008 TC 3是由不同矿物的小行星之间的低速碰撞形成的可能性很小。更有可能的是，2008 TC 3的异质成分是从小行星带处于不同动力学状态的时候继承而来的，最有可能是在太阳系的早期。由于脲伊利石是一个大型热变质小行星的碎片，这表明碰撞侵蚀（脲伊利石母体的破裂）和碰撞吸积（2008 TC 3母体的形成）的阶段在原始小行星带中重叠了一段时间。
2012-06-14 astro-ph.EP
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
Nanoindenting the Chelyabinsk meteorite to learn about impact deflection effects in asteroids
车里雅宾斯克陨石是一种高冲击、低孔隙度、普通球粒陨石，可能类似于S或Q型小行星。因此，对这颗陨石进行纳米压痕实验，可以让我们获得了解近地小行星物理特性的关键数据。不同长度尺度的测试提供了有关形成这颗陨石的矿物的局部机械性能的信息：减少杨氏模量，硬度，弹性恢复和断裂韧性。这些试验也有助于了解使用动能射弹偏转威胁性小行星的潜力。我们发现，陨石区域之间的机械性能差异，增加或减少影响的效率，不是成分差异的结果。低平均颗粒尺寸，归因于重复冲击，可以增加硬度，而低孔隙率促进更高的动量倍增。动量倍增是由于撞击而导致的目标动量变化与射弹动量之间的比率，因此，较高的值意味着更有效的撞击。在车里雅宾斯克陨石中，浅色岩性材料的特性有助于获得更高的动量倍增值，与该陨石描述的其他区域相比。此外，我们发现在车里雅宾斯克的冲击熔融脉断裂韧性值低，这将促进喷射后的影响，因此，增加动量倍增的材料。考虑到对测试小行星偏转飞行任务的兴趣日益浓厚，例如欧洲航天局和美国航天局最近开展的称为小行星撞击和偏转评估飞行任务的合作，这些结果是相关的。
2016-12-21 astro-ph.EP
Migration of D-type asteroids from the outer Solar System inferred from carbonate in meteorites
最近的太阳系演化动力学模型和陨石中造岩元素的同位素研究表明，富含挥发物的小行星形成于木星轨道以外的外太阳系，尽管它们目前位于主小行星带。小行星形成时的环境温度是确定小行星原始位置的一个关键诊断因素，可能由它们所含挥发物的丰度决定。特别是，陨石中碳酸盐的丰度和13 C/12 C比率记录了其母小行星中含碳挥发性物质的丰度。然而，这些碳酸盐的碳源仍然知之甚少。在这里，我们表明，塔吉什湖陨石含有丰富的碳酸盐，一贯高13 C/12 C的比例。塔吉什湖富含13 C的碳酸盐的高丰度排除了有机质作为其主要碳源。因此，塔吉什湖的母体，可能是一颗D型小行星，一定是吸积了大量富含13 C的CO2冰。塔吉什湖冰的13 C/12 C和CO2/H2O比值与彗星冰相似。因此，我们推断，至少有一些D-型小行星形成于寒冷的外太阳系，并随后进入内太阳系由于轨道不稳定的巨行星。
2019-06-23 astro-ph.EP
Hydrothermal activities on C-complex asteroids induced by radioactivity
富含碳质物质的C-复合小行星是地球挥发性物质的潜在来源。它们的光谱很暗，类似于原始的碳质陨石，因此，C-复合小行星被认为是碳质陨石的潜在母体。然而，相当数量的C-复合小行星的表面光谱比富含水的碳质陨石具有较弱的羟基吸收。相反，它们最好对应于显示脱水证据的陨石，通常归因于撞击加热。在这里，我们报告一个老的放射性年龄4564.7万年前的钙碳酸盐从Jbilet Winselwan陨石类似于脱水的C-复杂的小行星。碳酸盐被高温多晶型的钙硫酸盐包裹，表明在水蚀变后随后在>300°C下发生热变质。这种古老的年龄表明，早期发生的水蚀变和随后的热变质作用的驱动下，短寿命的放射性核素的衰变，而不是影响加热。最初的小行星由于内部受到放射性加热而解体，应会产生主要由热变质物质组成的小行星族。这解释了脱水的C-复合小行星的常见现象。
2022-01-13 astro-ph.EP
A Spectroscopic Comparison of HED Meteorites and V-type Asteroids in the Inner Main Belt
内主带的V型小行星（a < 2.5天文单位）和HED陨石被认为是来自大型玄武质小行星4灶神星表面的碰撞碎片，在遗传学上彼此相关。我们通过比较39颗V型小行星的近红外（0.7-2.5微米）光谱与HED陨石的实验室光谱来研究这种关系。中心波长和面积跨越1和2微米的辉石橄榄石吸收带的行星玄武岩的特点是测量小行星和陨石的数据。谱带中心的相关性很好，但是小行星的1微米和2微米吸收谱带所占的面积比要比陨石大得多。我们认为，这种带面积比的偏移与我们目前对空间风化作用的有限理解是一致的，但是我们不能排除这种偏移是由于成分差异造成的可能性。这种偏移的其他几个可能的原因进行了讨论。在这些主带内的小行星中，我们没有发现非Vestoid矿物的证据。相反，这些小行星似乎代表了一个连续的组成，与来自单一分化母体的起源一致。此外，我们的分析表明，具有低倾角（i < 6度）的V型小行星往往具有向长波长轻微移动的带中心。这可能意味着灶神星表面不止一次的碰撞是产生观测到的内带V型小行星群的原因。最后，我们提供了几个预测，可以测试时，黎明飞船进入轨道灶神星在2011年夏天。
2010-03-12 astro-ph.EP
Identifying parent bodies of meteorites among near-Earth asteroids
本文利用相似性判据和逆向动力学模拟，在近地小行星中为已知陨石识别母体，发现约25%陨石可能源自内太阳系NEA间的小型碰撞事件。
2023-08-02 astro-ph.EP
Basalt or not? Near-infrared spectra, surface mineralogical estimates, and meteorite analogs for 33 Vp-type asteroids
对主要小行星带的调查和限制小行星群物理特征的努力涉及到研究数十万个小天体的艰巨任务。分类系统通常用于研究小行星带的大尺度性质，因为它们利用共同的观测参数，但小行星分类仅定义了广泛的可观测特性，而不是成分诊断（Tholen，1984年; Carvano等人，2010年，Hasselmann等人，2012年）。这项工作以Hardersen等人（2014年、2015年）的结果为基础，其目标是限制玄武岩小行星在整个主要小行星带的丰度和分布。我们报告的近红外（近红外：0.7至2.5微米）反射光谱，表面矿物学特征，光谱带参数分析，和陨石类似物的33 Vp小行星。NIR反射光谱法是检测大多数辉石族矿物的有效遥感技术，辉石族矿物在光谱上不同，在0.9和1.9微米处具有两个非常宽的光谱分辨率（Cloutis等人，1986; Gaffey等人，2002; Burbine等人，2009年）。结合Hardersen等人（2014，2015）的结果，我们确定了95%（41个中的39个）的玄武岩小行星，但只有25%（8个中的2个）的外带Vp样本。内带玄武质小行星最有可能与灶神星4有关，代表了以前碰撞中喷出的撞击碎片。外层带Vp小行星表现出不同的光谱，矿物学和陨石模拟特征，可能来自不同的母体。另外两颗可能的玄武岩小行星的发现为外带玄武岩小行星群提供了额外的证据。
2018-05-08 astro-ph.EP
Using Dust Shed from Asteroids as Microsamples to Link Remote Measurements with Meteorite Classes
鉴于小行星的成分多样性及其在太空中的分布，不可能考虑从每个小行星上返回样本以确定其起源。然而，原生矿物、水合硅酸盐和有机物质的速度和分子组成可以通过现场粉尘检测仪来确定。这种仪器可以对小行星脱落的微米级粒子云进行采样，从而提供与已知陨石群的直接联系，而无需将样本送回地面实验室。我们从LADEE测量的月球尘埃云模型扩展到显示，丰富的可检测的影响产生的微样本周围的小行星是一个函数的母体半径，日心距离，飞越距离和速度。我们使用蒙特卡洛模型来表明，如果在飞越过程中随机喷射并检测到几十到几百个粒子，那么将有足够的数量将母体归类为普通球粒陨石，玄武质无球粒陨石或其他类别的陨石。遇到和测量从近地和主带小行星脱落的微量样品，再加上补充成像和多光谱测量，可以完成对小型无空气天体的彻底定性。
2019-06-03 astro-ph.EP
Gaia search for early-formed andesitic asteroidal crusts
上下文安山质陨石是迄今已知的最古老的无球粒陨石之一。它们记录了大约456.5百万年前发生在原始星子中的火山事件和地壳形成事件。然而，迄今为止，在小行星群中没有发现这些陨石的类似物。目标。我们使用盖亚DR3光谱数据集在小行星群中搜索安山岩陨石Erg Chech 002的光谱类似物。方法.为了确定哪些小行星具有与Erg Chech 002最相似的光谱，我们首先确定了Gaia DR3小行星的光谱参数（光谱斜率和波段I深度），并将其与陨石不同样本的光谱参数进行了比较。此外，我们进行了Erg Chech 002和盖亚DR3小行星数据之间的光谱曲线匹配，我们比较了两种方法的结果。结果我们发现，51颗主带小行星的可见光谱与Erg Chech 002相似，91颗小行星的光谱与该陨石的空间风化光谱相似，分别占整个Gaia DR3小行星光谱数据集的0.08%和0.15%。与陨石实验室样本最匹配的小行星大多位于内部主带上，而与空间风化陨石模型匹配的物体在带内的分散程度略高。结论.尽管我们发现了可能与Erg Chech 002相匹配的小行星，但这些小行星非常罕见。此外，单独的可见光谱不能完全诊断Erg Chech 002样组合物。近红外光谱对于确认（或排除）Erg Chech 002和候选小行星群之间的光谱匹配将是重要的。
2023-01-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Hungaria Asteroid Family as the Source of Aubrite Meteorites
匈牙利小行星位于主小行星带内部，半长轴在1.8至2天文单位之间，离心率低，倾角为16至35度。匈牙利区的小型小行星主要由与（434）匈牙利有关的碰撞族组成。匈牙利族的主要光谱型是E型或X型（Warner et al，2009），主要是由于匈牙利族及其遗传家族的E型组成。人们普遍认为E型小行星与Aubrite陨石有关，也被称为顽火辉石无球粒陨石（Gaffey et al，1992）。在这里，我们探讨的假设，aubrites起源于匈牙利家庭。为了测试这种连接，我们比较模型宇宙射线暴露年龄模型流星体的轨道积分与aubrites。我们发现，长CRE年龄的Aubrites（最长的石质陨石群）反映了从匈牙利到地球的流星体的传递路线是不同的，从主带小行星。我们发现，匈牙利的流星体主要是通过Yarkovsky漂移穿过火星轨道到达地球的，没有轨道共振的帮助。我们的结论是，CRE年龄的Aubrites是完全一致的匈牙利家庭在1.7 AU的内部边界的一个占主导地位的来源。从这里，流星体通过火星穿越区域到达地球，由于碰撞（与匈牙利和内部主带物体），相对较快的交付时间是有利的。我们发现，在灶神星之后，（434）匈牙利是一个无球粒陨石群的小行星源的最佳候选者。
2014-06-03 astro-ph.EP
EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 astro-ph.EP
The Composition of M-type asteroids II: Synthesis of spectroscopic and radar observations
这项工作更新和扩展了我们利用阿雷西博雷达和美国航天局红外望远镜设施对主带小行星进行的长期雷达驱动观测活动的结果，这些活动侧重于Bus-DeMeo Xc和Xk型天体（Tholen X和M级小行星）（Ockert-Bell等人，2008年; 2010年; Shepard等人，2008年; 2010年）。我们的18个目标几乎同时被雷达观测到，这些观测结果在Shepard et al.（2010）中有描述。我们将我们的近红外数据与可用的可见光波长数据相结合，对我们的目标进行更完整的成分分析。成分的证据来自我们的目标小行星光谱使用两种不同的方法，一个\c{hi} 2搜索光谱匹配的RELAB数据库和陨石的参数比较。我们提出了四种新的参数比较方法，包括判别分析。判别分析识别陨石类型的准确率为85%。本文综合了这两种模拟搜索算法的结果，并将这些结果与雷达数据（Shepard等人，2010年）中提出的模拟结果进行了协调。我们已经观测到29颗小行星，其中18颗与雷达观测有关。对于观察到的29个对象中的18个（62%），我们的成分预测在两种或更多种方法中是一致的。我们发现，对于我们的Xc和Xk目标，34%的样本最适合的是铁陨石。顽火辉石球粒陨石最适合我们的目标（21%）。石铁陨石最适合我们的目标（7%）。判别分析表明，没有吸收带的小行星可以与铁陨石相比，而同时具有0.9和1.9微米吸收带的小行星可以与石…
2014-07-03 astro-ph.EP
Statistical significance of meteorite-asteroid pairs using geocentric parameters
本研究基于约600次火流星观测和超过3万颗近地小行星数据，利用DN相似函数检验陨石-小行星对的地心参数聚类，发现无统计显著聚类，流中陨石占比不足0.1%。
2025-09-04 astro-ph.EP
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
A note on cement in asteroids
雪硅钙石是碳质球粒陨石中富钙铝包裹体（CAIs）在热液作用下形成的胶结矿物。在14微米处的不明波段被测量为CAIs和Allenium陨石样本的基质，以及Hektor和Agamemnon小行星。水泥纳米颗粒的存在可以解释14微米处的特征。
2016-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do L chondrites come from the Gefion family?
普通陨石（H，L和LL陨石）是最常见的陨石类型，占地球上陨石的80%。这些陨石在主小行星带中的来源区域一直是小天体界相当大的争论的基础。根据动力学模型，L型小行星被认为来自Gefion小行星家族。我们目前的结果，从我们的观测活动，以验证Gefion小行星家族和L球粒陨石之间的联系。Gefion家族小行星（1839）Ragazza，（2373）Immo，（2386）Nikonov，（2521）Heidi和（3860）Plovdiv的近红外光谱是在美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）获得的。测量了每个光谱的谱带参数，包括谱带中心和谱带面积比，并将其用于确定这些小行星的组成。基于我们的研究结果，我们发现Gefion家族的一些成员具有类似的表面组成的氢氧化镁，原始无球粒陨石，玄武质无球粒陨石。在我们的小样本研究中，在Gefion家族成员中没有发现L-乳酸菌的证据。在Gefion小行星家族中观察到的成分类型的多样性表明，原始母体可能部分分化，或者具有非普通球粒陨石成分的三颗小行星可能是闯入者。
2018-04-26 astro-ph.EP
A plausible link between the asteroid 21 Lutetia and CH carbonaceous chondrites
行星学研究的一个关键课题是建立原始陨石与其母小行星之间的联系。在这项研究中，我们调查的可行性之间的连接小行星类似于21 Lutetia，在2010年7月遇到的罗塞塔任务，和CH 3碳质球粒陨石Pecora悬崖91467（PCA 91467）。在紫外到近红外（0.3到2.2 μm）和中红外到热红外（2.5到30.0 μm或4000到~333 cm^-1）范围内采集了这颗陨石的几个光谱，这里将它们与小行星21 Lutetia的光谱进行了比较。这颗CH 3陨石和21 Lutetia陨石在吸收带和整体光谱行为上有几处相似之处。考虑到Lutetia的体积密度与CH陨石相似，我们认为这颗小行星可能与这些陨石的母体相似或相关，如果不是母体本身的话。然而，先前的研究中指出的Lutetia的表面多样性表明，它可能同时与其他类型的Alcantes有关。未来发现更多未风化的CH陨石，可以更深入地了解这个富含金属的碳质陨石家族与21 Lutetia或其他无特征的、可能水合的高丰度小行星之间的可能联系。
2016-07-05 astro-ph.EP
Physical Characterization of ~2-meter Diameter Near-Earth Asteroid 2015 TC25: A possible boulder from E-type Asteroid (44) Nysa
小型近地小行星（>20米）很有趣，因为它们是我们收集的陨石的祖先。这些小型近地小行星的物理特性对我们理解大气层过滤低强度撞击物的有效性至关重要。过去，由于在近地小行星近距离飞掠地球之前难以探测到它们，因此对它们进行定性一直是一个挑战。在这项研究中，我们在2015年10月近距离飞越地球（距离69，000英里）期间使用地面光学，近红外和雷达资产对直径2米的近地小行星2015 TC 25进行了物理表征。我们的观察表明，它的表面成分类似于Aubrites，一种罕见的高丰度分化陨石。Aubrites仅占我们陆地陨石收藏中所有已知陨石的0.14%。2015 TC 25也是一个非常快的旋转器，旋转周期为133秒。我们比较了2015 TC 25的光谱和动力学特性，发现内部主带的最佳候选源体是直径70公里的E型小行星（44）Nysa。我们将这两个天体之间光谱斜率的差异归因于2015 TC 25表面缺乏风化层。利用E-型小行星的数量（50-60%），我们将2015 TC 25的直径精确到2米，使其成为有史以来最小的NEA之一。
2016-12-03 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Cosmic History and a Candidate Parent Asteroid for the Quasicrystal-bearing Meteorite Khatyrka
独特的CV型陨石Khatyrka是唯一一个发现“准晶体”和伴生晶体Cu、Al合金（包括Khatyrkite和cupalite）的天然样品，它们被怀疑形成于早期太阳系。为了更好地了解这些外来相的起源，以及Khatyrka与其他CV陨石的关系，我们测量了来自Khatyrka的六个单独的，~40 μ m大小的橄榄石颗粒中的He和Ne。我们发现宇宙射线暴露年龄约为2-4 Ma（如果流星体直径<3 m，则更大）。橄榄石颗粒的U、Th-He年龄表明，哈蒂尔卡陨石经历了一次相对较近的（<600 Ma）冲击事件，这一事件产生的压力和温度条件足以形成陨石中发现的准晶和高压相。我们提出，Khatyrka的母体是大型K型小行星89 Julia，基于其独特的，但匹配的反射光谱，在过去的几个100 Ma（形成Julia家族）的撞击/冲击事件的证据，以及其位置接近强轨道共振，因此Khatyrka流星体可能在其相当短的宇宙射线暴露年龄内到达地球。
2018-03-09 astro-ph.EP
Spectroscopic survey of M--type asteroids
根据托伦分类法（Tholen，1984年）的定义，M-型小行星是一种中等质量的小行星，被认为具有金属成分，是分化的铁镍陨石和顽火辉石陨石的祖先。我们在可见光和近红外波长范围（0.4-2.5微米）内对30颗小行星进行了光谱测量，这些小行星是从最初被归类为Tholen M型的小行星群中选出的，目的是调查它们的表面组成。这些数据是在2004-2007年期间在TNG，NTT和IRTF望远镜的几次观测运行中获得的。我们计算了每个观测到的小行星在几个波长范围内的光谱斜率，并搜索了诊断光谱特征。我们确认了大量的各种各样的光谱行为，这些对象的光谱扩展到近红外，包括识别弱吸收带，主要是0.9微米带暂时归因于斜方辉石，和0.43微米带，可能与绿泥石和镁丰富的蛇纹岩或辉石矿物，如我们pigeonite或普通辉石。与先前公布的数据比较后发现，属于M类的几颗小行星的表面可能有很大差异。我们试图通过在RELAB数据库中寻找陨石光谱类似物，并通过选择陨石/矿物的地理混合物建模来限制我们样本的小行星表面成分。我们确认，铁陨石，钯，顽火辉石是最好的匹配，在我们的样本中的大多数对象，建议为M型小行星。几颗小行星上存在细微的吸收特征，这证实并非所有托伦M类天体都具有纯金属成分。
2010-07-15 astro-ph.EP
On The Effect of Giant Planets on the Scattering of Parent Bodies of Iron Meteorite from the Terrestrial Planet Region into the Asteroid Belt: A Concept Study
在他们的铁陨石母体的起源模型中，Bottke等人提出了在最初的150万年期间在1-2 AU区域形成的分化的星子作为母体，并认为这些物体及其碎片由于与行星胚胎的相互作用而分散到小行星带中。虽然这个模型是可行的，但它并没有考虑到一颗可能存在于外层区域或在外层区域生长的巨大行星的影响。我们提出了一个概念研究的结果，我们已经研究了在木星轨道上的行星体的早期散射的星子从陆地区域到小行星带的影响。我们将大量星子的轨道整合在行星胚胎盘中，并研究了它们在行星质量不同值下的演化。结果表明，当行星质量小于10个地球质量时，它对星子和行星胚胎之间相互作用的影响可以忽略不计。然而，当行星质量在10到50个地球质量之间时，模拟指出一个过渡状态，大约50个地球质量是行星扰动效应不能再被忽略的值。模拟还表明，行星质量的进一步增加会大大降低星子从类地行星区域向小行星带散射的效率。我们提出了我们的模拟结果，并讨论其可能的影响，巨大的行星形成的时间。
2012-02-14 astro-ph.EP
Mineralogy, reflectance spectra, and physical properties of the Chelyabinsk LL5 chondrite, insight into shock induced changes in asteroid regoliths
车里雅宾斯克陨石的矿物学和物理性质（秋季，2013年2月15日）。三种类型的陨石物质存在，被描述为浅色，深色和冲击熔融岩性。所有岩石成分均为LL5，冲击熔融岩性接近全岩熔融，深色岩性由于铁金属和硫化物的部分熔融而被冲击变暗。这使我们能够研究具有相同成分和来源的材料上的冲击增加的效果。根据磁化率，车里雅宾斯克陨石比其他LL陨石更富含金属铁。测得的体积密度、颗粒密度和孔隙率与其他LL型沸石非常相似。冲击波暗化对材料的物理性质没有显著影响，但会导致材料反射率的降低和反射光谱中硅酸盐吸收带的减少。这类似于在小行星上观察到的空间风化效应。然而，与空间风化的材料相比，在撞击熔化和冲击变暗的陨石光谱中观察到的斜率变化可以忽略不计。因此，一些具有不可见的硅酸盐吸收带的暗小行星可能由相对新鲜的冲击变暗的南极物质组成。
2013-10-25 astro-ph.EP
Laboratory mid-IR spectra of equilibrated and igneous meteorites. Searching for observables of planetesimal debris
陨石含有来自太阳系小行星的矿物质，这些小行星具有不同的性质（如大小，水的存在，核心形成）。我们提供了新的粉末陨石的中红外透射光谱，以获得小行星碎片的中红外光谱的模板。这对于解释过去和未来空间天文台的中红外光谱至关重要，如詹姆斯韦伯太空望远镜。我们发现，湿和干陨石，碳质和普通陨石和无球粒陨石和球粒陨石的透射光谱是明显不同的方式，可以区分在天文中红外光谱。光谱上区分不同陨石群（以及不同类型的母体）的两个观测值是辉石-橄榄石特征强度比和橄榄石光谱特征的峰值位移，这是由于橄榄石中铁浓度的增加。
2017-11-30 astro-ph.EP
Thermal decomposition as an activity driver of near-Earth asteroid (3200) Phaethon
本研究分析近地小行星法厄同的中红外光谱，发现其成分与Yamato群碳质球粒陨石相似，证实热分解释放气体是其活动驱动因素，为相关流星雨及陨石起源等研究提供新依据。
2023-11-10 astro-ph.EP
Infrared Spectroscopy of Large, Low-Albedo Asteroids: Are Ceres and Themis Archetypes or Outliers?
低丰度的含水天体在最大的小行星名单中占据主导地位。这些天体在3- $μ$ m的区域有不同的光谱形状，在那里发现了由于挥发性物质而导致的诊断异常。黎明号对谷神星的访问扩展了地面观测形成的观点，并表明世界是一个复杂的世界，可能仍在经历地质活动。我们提出了33个观测2.2-4.0 $μ$ m的8个大（直径大于200公里）的小行星从C光谱复合体，光谱不一致的水合矿物，我们看到的陨石。我们通过多项式和高斯拟合来表征它们的吸收带特征，以测试它们与谷神星、小行星24 Themis（被认为覆盖着冰霜）和小行星51 Nemausa（光谱上类似于CM陨石）的光谱相似性。我们确认大多数观测结果与陨石中所见不一致，需要额外的吸收剂。我们发现在对应于谷神星和忒弥斯光谱的波段中心的集群，但没有适合用于简单区分它们的分布间隙。我们还发现了一系列的带中心的光谱，接近彗星67 P上看到的。最后，一些天体的观测结果之间存在差异，324 Bamberga的变化与半球水平的成分差异一致。考虑到普遍存在的具有3- $μ$ m光谱的天体与我们在陨石中看到的不同，以及这些光谱与谷神星和忒弥斯公布的光谱的相似性，这些天体似乎更像是原型而不是异常值。
2019-04-15 astro-ph.EP
Astronomical Observations of Volatiles on Asteroids
我们早就知道水和羟基是陨石和小行星的重要组成部分。然而，自从小行星III发表以来，天文仪器、实验室能力和理论模型的发展使我们对小天体上的H2O/OH的理解取得了很大的进步，而对月球和灶神星的航天器观测对我们解释小行星种群有重要的影响。本章以水/OH在小行星中的重要性开始，之后我们将讨论它们在可见光和近红外波段的光谱特征。我们继续概述陨石和小行星的发现，最后讨论未来的机会，我们可以预期在小行星V中发现的结果。因为这个主题对小行星具有广泛的重要性，我们还指出了本卷其他地方的相关深入讨论。
2015-02-23 astro-ph.EP
Solar System evolution from compositional mapping of the asteroid belt
在过去十年中，小行星的发现和定性方面取得了进展，揭示了一种意想不到的底层结构，指出了内太阳系戏剧性的早期历史。人们发现，主小行星带中的小行星在大小和与太阳的距离上比以前所知的更加多样化。这意味着通过行星迁移等过程和随后的动力学过程进行大量混合。
2014-08-12 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals IV. Temperature dependence of heat conductivity of asteroids and meteorites
要了解来自小行星带和太阳系类地行星区域的星子和原行星的致密化和分化，需要对其内部热演化进行可靠的建模。这方面的一个重要因素是对星子中矿物和金属的混合物的导热性的详细了解。导热系数的温度依赖性在这里由其混合物组分的性质通过理论模型来评估。这允许预测的温度依赖的热导率的整个范围内观察到的陨石成分，也为可能的其他组合物。为此，已发表的结果的热导率的温度依赖性的矿物成分中发现的相变材料适合卡拉威模型的声子在固体中的热导率。对于Ni、Fe合金，使用已发表的实验室数据。然后，利用混合规则计算了绝热材料的导热系数。微裂纹的作用进行了研究，这增加了壁散射的重要性声子为基础的热导率。该模型被应用到已公布的数据上的导热系数的个人propiontes。如果用该模型计算陨石的热导率，则可以很好地再现热导率与温度关系的实验数据。研究发现，微裂纹的存在会减小声子散射长度，从而对热导率的温度依赖性产生显著影响。
2018-04-02 astro-ph.EP
Low-phase spectral reflectance and equivalent geometric albedo of meteorites powders
颗粒表面的反射率取决于观察时的相位角。这对于天然材料粉末的实验室测量以及太阳系表面的远程观测都是如此。在这里，我们测量了反射光谱与相位角的依赖关系，在400-2600 nm范围内的一套72颗陨石。在10-30°相位角范围内研究了阴影隐藏对抗效应对相位行为的贡献。然后使用多项式拟合将该行为外推到0°的相位角，以便为跨陨石组的比较提供依据（能够消除阴影对反射率的贡献），以及提供等效的反射率值，该值应该与针对小天体导出的几何反射率值相当。我们发现了一个普遍的行为，增加强度的鞋与较低的反射率值（无论是样品之间或对于一个给定的样品吸收功能）。这种趋势提供了一种一阶方法来校正在标准条件下（g=30）测量的陨石粉末的任何反射光谱，从阴影的贡献。g=0 degre计算的反射率和等效反射率，然后比较典型的值的反射率的主带小行星。这表明，在碳质陨石中，只有塔吉什湖群、CI和CM陨石具有与C-和D-型小行星相容的相等的碳质同位素。另一方面，用CO、CR和CK小行星导出的等效ERADO与L-和K-型小行星是相容的。普通辉长岩的等效反射率与岩石类型有关，低品位岩石类型（3.6型及以下）通常比高品位岩石类型更暗。这项工作提供了一个框架，进一步了解小行星陨石联系时，结合颜色和光谱。
2020-09-22 astro-ph.EP
Three-dimensional Simulation of Surface Charging in Meteorite Craters on Rotating Asteroids
本文利用神经网络与有限元方法模拟旋转小行星表面陨石坑的充电特性，揭示了纬度、深宽比和太阳风暴对坑底电位的不同影响，为未来小行星安全着陆与探测提供依据。
2024-09-30 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
New Paradigms For Asteroid Formation
小行星和陨石提供了太阳系中微行星形成的关键证据。小行星传统上被认为是在一个自下而上的过程中形成的，它是在一群最初是公里级的星子中凝结而成的。然而，新的模型挑战了这一想法，它证明了大小从100到1000公里的小行星可以直接由小粒子的引力坍缩形成，这些小粒子在湍流气体中以密集的细丝和集群形式组织起来。颗粒被动地集中在涡流之间，直到湍流气流的最小尺度和大尺度压力隆起和涡流内部。流动的不稳定性导致颗粒在浓度中发挥积极作用，通过堆积在致密的细丝中，与孤立的颗粒相比，细丝对气体的摩擦减少了径向漂移。在本章中，我们将回顾小行星形成的新范式，并与小行星的观测特性以及陨石的限制进行批判性比较。典型尺寸为0.1至1毫米的球粒在原始陨石中无处不在，可能是小行星的主要组成部分。然而，球粒大小的颗粒通过摩擦与气体紧密耦合，因此难以在湍流气体中大量聚集。我们回顾了最近的进展，了解球粒纳入小行星，包括分层吸积模型，球粒在数百万年来吸积到小行星上。最后，我们强调了小行星形成中的十个未解决的问题，我们预计在未来十年内将取得进展。
2015-05-12 astro-ph.EP
Style and intensity of hydration among C-complex asteroids: a comparison to dessicated carbonaceous chondrites
在这里，我们报告的反射光谱的陨石在小行星环境（高真空和温度）和主带和近地小行星光谱之间的比较。重点关注3μm附近的OH吸收特征，我们表明小行星环境会导致谱带深度和宽度的减少，以及反射率最小值的移动。然后，我们将OH特征分解为几个分量，并使用指数修正的高斯模型。与以前的研究不同，我们确认了这些成分之间的联系，水蚀变历史和样品内部的水分子量，仅使用这种光谱特征的形状。然后，我们将此反卷积模型应用于用星载望远镜和两个太空探测器获得的小行星光谱，发现与陨石上以及同类型小行星中检测到的成分具有很强的相似性。根据我们的陨石实验结果，建议用3 μm波段作为小天体蚀变历史的示踪剂。仅使用3 μm波段，我们表明Ryugu已经被水严重改变，这与其母体被水冰覆盖，然后经历了超过400°C的高温序列相一致。我们还指出，Bennu的3 μm谱带显示了新发现的表面活性的迹象。
2020-04-21 astro-ph.EP
Atmospheric entry and fragmentation of small asteroid 2024 BX1: Bolide trajectory, orbit, dynamics, light curve, and spectrum
本文全面分析了小行星 2024 BX1 撞击地球前的大气进入与碎裂过程，通过火球轨迹、轨道、光变曲线和光谱数据揭示了其较小的真实尺寸与 Aubrite 陨石属性，并成功预测了陨石散落带。
2024-04-23 astro-ph.EP
3-micron Reflectance Spectroscopy of Carbonaceous Chondrites under Asteroid-like Conditions
我们测量了21个陨石的3微米反射光谱，这些陨石代表了陆地陨石收藏中所有的碳质球粒陨石类型。测量是在约翰霍普金斯大学应用物理实验室的行星环境条件下光谱实验室（LabSPEC）在真空和热干燥条件下（类小行星条件）进行的。这是在类似于小行星所经历的环境中获得的最全面的3微米碳质陨石数据集。3微米反射光谱对于直接比较和适当解释地面望远镜和航天器对小行星观测所得的反射数据极为重要。我们发现碳质球粒陨石的3-μm光谱特征与碳质球粒陨石的分类有很好的一致性。3-μm的条带是多样的，指示不同的组成，因此，这些碳质玄武岩经历了不同的母体水蚀变和变质环境。
2019-04-20 astro-ph.EP
A Global Fireball Observatory
世界上的陨石收藏包含了非常丰富的早期太阳系是由什么组成的图片，然而，这些样本缺乏与其母体人口相关的空间背景是一个问题。小行星群的表面矿物同样丰富，将这两个种群（陨石和小行星）一起绘制是行星科学的一个重大挑战。直接探测小行星的成本很高。另一方面，观测陨石坠落并计算它们在大气层前的轨道是解决这个问题的一种更便宜的方法。全球火球观测站（GFO）合作成立于2017年，汇集了多个机构（来自澳大利亚，美国，加拿大，摩洛哥，沙特阿拉伯，英国和阿根廷），以最大限度地提高火球观测时间和陨石回收率。成员可以选择独立运作，但也可以选择与其他GFO合作伙伴充分合作。这种有效的方法利用了从澳大利亚沙漠火球网络（DFN）探路者项目中获得的经验。最先进的技术（DFN相机系统和数据简化）和支持团队的经验在所有合作伙伴之间共享，从而为科学调查和陨石搜索腾出时间。随着所有网络的结合，截至2019年年中，GFO合作已经覆盖了地球表面0.6%的陨石回收，并计划在21世纪20年代初达到2%。我们估计，经过5年的运行，GFO将观察到几乎每一种陨石类型的火球。这一共同努力将为实验室带来新的、新鲜的、外星物质，从而对太阳系的形成产生新的见解。
2020-06-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Compositional Structure of the Asteroid Belt
过去十年在大规模小行星发现和定性方面取得了重大进展，已知的小行星超过50万颗，有10万多颗小行星的物理特征得到了一定程度的测量。数据的爆炸使我们能够创造一个新的主小行星带的全球图片。在陨石测量和动力学模型的背景下，一个新的和更完整的太阳系演变的图片已经出现。问题已经从“小行星带最初的成分梯度是什么？“到“整个太阳系中小天体最初的成分梯度是什么？“不再是两个小行星带是原始的主导理论，而是这些带是在太阳系形成后通过进化过程形成和塑造的。本文回顾了小行星成分表征，陨石测量和动力学理论的背景下，日心分布的小行星成分在主带今天看到的前沿的进展。本章还回顾了与小行星组成和分布相关的主要悬而未决的问题，并总结了对这些问题的理解进展和现状，以形成主带小行星形成和演化的总体情况。最后，我们简要回顾了小行星及其组成在我们的太阳系和超越其更大的背景下的相关性。
2015-06-16 astro-ph.EP
Meteors: Light from Comets and Asteroids
在对最古老的太阳系天体-彗星和小行星-的研究中，正是它们的碎片-流星体-以尘埃颗粒或陨石的形式为详细的实验室分析提供了最容易获得的行星物质。航天器访问了一些小行星和彗星，并将行星际样本送回地球，而访问小行星Ryugu和Bennu的Hayabusa 2和OSIRIX-REx飞行任务正在进行中。然而，由于缺乏彗星和小行星的代表性样本，因此有可能从流星体的直接观测中获得更多的知识。在与地球大气层碰撞时，流星体产生称为流星的光现象。可以使用不同的方法来观察流星，使我们能够研究小的行星际碎片，否则这些碎片将无法被发现。在有记录的历史中，发生了无数令人印象深刻的流星雨、风暴和陨石撞击，现在可以更详细地预测和分析。通过了解流星体的动力学、组成和物理性质，我们能够研究太阳系的形成历史和动力学演化。这项工作介绍了流星天文学，其基本过程和当前研究课题的例子。
2020-07-08 astro-ph.EP
Spectral analogues of Barbarian asteroids among CO and CV chondrites
本研究通过基于观测光谱特征的反射光谱匹配，结合辐照实验标定，揭示Barbarian及K型小行星主要对应CVOxA和CO球粒陨石，且无需CAI富集。
2023-06-02 astro-ph.EP
New Insights into Erg Chech 002 Analogues in the Main Belt from Near-Infrared Spectroscopy
Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, Istituto Nazionale di Astrofisica（空间天体物理学与行星学研究所，意大利国家天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）；Université Côte d’Azur, CNRS–Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，法国国家科学研究中心-拉格朗日实验室，蔚蓝海岸天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma.（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过近红外光谱学研究主带中可能与Erg Chech 002相似的陨石，发现16颗小行星被归类为V型，1颗为S复杂型，1颗为A型，但未发现匹配Erg Chech 002的类比体，但1991 RY16和1990 QP10与Erg Chech 002光谱特征相似。
2026-03-25 astro-ph.EP
Two Strengths of Ordinary Chondritic Meteoroids as Derived from their Atmospheric Fragmentation Modeling
对小型小行星和大型流星体的内部结构和强度知之甚少。对地球大气层中明亮火球的观测可以通过研究流星体在飞行过程中的碎裂情况来预测流星体的结构。早期的评估表明，流星体的强度明显低于回收的陨石。我们提出了详细的研究大气碎片的7个陨石坠落，所有普通的陨石，和14个其他火球，陨石坠落的预测，但陨石，可能也普通的陨石，没有恢复。所有观测都是由欧洲火球网络的自主观测站进行的，包括详细的辐射光变曲线。一个模型，称为半经验碎裂模型，开发，以适应光变曲线和减速。在某些情况下，可以获得显示个别碎片的录像。结果表明，流星体并非随机碎裂，而是分两个不同阶段碎裂。第一相通常对应于0.04 - 0.12MPa的低强度。在2/3的情况下，第一阶段是灾难性的或几乎是灾难性的，至少有40%的质量损失。第二阶段对应于0.9 - 5 MPa的已确认的陨石坠落和稍低的强度，从约0.5 MPa的较小流星体。所有这些强度都低于文献中引用的普通南极陨石的抗拉强度20 - 40 MPa。我们解释的第二个阶段是由于在流星体的裂缝和第一阶段的分离弱胶结的碎片，重新积累在小行星碰撞后的小行星表面。
2020-06-12 astro-ph.EP
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 astro-ph.EP
Composition, Mineralogy, and Porosity of Multiple Asteroid Systems from Visible and Near-infrared Spectral Data
我们提供了一个位于主带（MB）使用可见光和近红外（0.45-2.5 μ m）光谱数据的42 MB的多个小行星系统（MASs）的分类和成分特征。矿物学分析用于确定MAS的陨石类似物，进而将其应用于Marchis等人（2012）的MAS密度测量，以估计系统孔隙度。大孔隙度被用来评估MAS形成的主要假设。可见光观测活动包括使用SOAR望远镜和古德曼高光谱仪获得的25个MAS。红外观测活动包括使用NASA IRTF和SpeX光谱仪获得的34个MAS。使用Bus-DeMeo分类系统对MAS进行分类。我们使用一种新的分析程序，小行星光谱分析程序（SARA）进行近红外光谱带参数分析。SARA例行确定带中心，面积和深度，利用诊断吸收功能附近的1和2微米。带参数分析提供了Gaffey亚型的S-型质谱;橄榄石辉石的相对丰度比;和橄榄石和辉石模态丰度的S-复合物和V-型质谱。这些矿物学信息被应用于确定陨石类似物。我们确定的H，L，和LL陨石类似物15个MAS与普通的方解石类（OC）矿物。我们观察到过量（10/15）的LL样矿物。在具有LL类矿物的MAS中，有7个与Flora家族成员一致，支持Flora家族是地球上LL类近地小行星和LL陨石来源的假设。使用陨石模拟物的测量密度和Marchis等人（2012）的MAS密度，我们估计了13个MAS的大孔隙度，发现所有估计的大孔隙度都与形成假设一致。
2014-09-01 astro-ph.EP
Exploring Exogenic Sources for the Olivine on Asteroid (4) Vesta
在灶神星上发现橄榄石很有趣，因为它可能为我们太阳系历史早期的行星分化提供重要的见解。地面和哈勃太空望远镜（HST）对小行星（4）灶神星的观测表明其表面存在橄榄石。近年来，在灶神星发现的富含橄榄石的HED陨石加强了这些观测。然而，对美国宇航局黎明号航天器数据的分析表明，这个含有橄榄石的单元实际上是奥皮亚陨石坑喷出物中的撞击熔化物。缺乏广泛的地幔橄榄石，暴露在形成的19公里深的雷希尔维亚盆地在灶神星的南极，进一步复杂化这一情况。Ammannito等人，（2013年a）报告说，在黎明号上使用可见光和红光光谱仪（VIR）从地幔中挖掘出的物质中发现了局部规模的富含橄榄石的单元。在这里，我们探索替代来源的橄榄石在北半球的灶神星的VIR仪器使用实验室光谱测量陨石的数据进行重新分析。我们认为，这些橄榄石曝光可以解释为富含橄榄石的外生物质的交付。基于我们的光谱带参数分析，缺乏这些富含橄榄石的地形和可能的地幔挖掘事件的位置之间的相关性，并支持HED陨石的观测，我们建议，在北半球看到的橄榄石可能的来源是由富含橄榄石的陨石的撞击物的残留物。最佳匹配表明，这些单位是HED材料与普通陨石混合，或与一些橄榄石为主的陨石，如R-陨石。
2015-02-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Identification of meteorite source regions in the Solar System
在过去的十年里，监控天空中火球的自动摄像机网络的数量大幅增加。这些网络的目标之一是提供必要的信息，以便将陨石与其撞击前的日心轨道联系起来，并最终与其在太阳系的源区联系起来。我们重新计算日心轨道的25个陨石坠落公布的日期从原始数据源。使用这些轨道，我们限制他们最有可能的逃逸路线，从主小行星带和彗星区，利用国家的最先进的轨道模型的近地天体人口，其中包括一个大小依赖的交付效率。虽然我们发现，我们的逃生路线的一般结果与以前的工作相比，逃生路线识别中的轨迹测量不确定性的作用进行了探索。此外，我们改进的大小依赖的交付模型大大改变了几个陨石坠落的可能逃生路线，最值得注意的是塔吉什湖，这似乎不太可能起源于外部主带，如前所述。我们发现，降低火球速度测量低于$\sim0.1$公里/秒的不确定性，并不会导致减少不确定性的识别，他们的逃生路线从小行星带，进一步，他们的最终来源地区。这一分析表明，相机网络应优化陨石回收的最大可能数量与测量速度精度为0.1公里/秒。
2018-04-19 astro-ph.EP
Compositional Diversity Among Primitive Asteroids
从紫外线到中红外线的光谱观测揭示了原始小行星之间新的诊断差异。我们回顾了这些小行星的光谱特征和推断的成分和物理性质。原始的小行星在整个带显示富碳化合物，不同程度的水蚀变，甚至表面冰;最近的观测提供了重要的新的限制成分，热惯性，和其他表面性质。原始小行星和行星际尘埃粒子之间新的中红外线联系表明，后者比陨石更大比例地采样主带小行星。与彗星组成的联系与原始小行星和彗星之间的连续性是一致的。OSIRIS-REx和Hayabusa 2这两个采样返回飞行任务将访问原始近地小行星。大多数航天器可进入的近地小行星起源于内部小行星带，其中包含几个原始小行星家族和这些家族以外的原始小行星背景。从这些家庭的初步结果提供了一个诱人的预览的性能预期在他们生产的小行星。到目前为止，内带的原始小行星分为两个光谱组。第一组包括Polana-Eulalia家族，尽管它们的动力学和碰撞复杂性，但它们表现出相当大的光谱均匀性。相比之下，Erigone和Sulamitis家族在光谱上是多样的，并且它们的大多数成员显示出清晰的0.7微米水合特征。两个样本返回目标（101955）Bennu和（162173）Ryugu，最有可能起源于Polana家族。
2018-09-04 astro-ph.EP
Modeling Orbital Gamma-Ray Spectroscopy Experiments at Carbonaceous Asteroids
为了评估测量小行星或彗星轨道器的碳质陨石母体之间的体积成分差异的可行性，我们提出了一个性能模拟的轨道伽马射线光谱（“GRS”）实验的结果，在黎明般的轨道周围的球形模型小行星的碳质成分的范围。轨道高度保持等于小行星半径4.5个月。使用MCNPX蒙特卡罗程序计算了小行星伽马射线谱和航天器背景通量。GRS对光学表面以下的深度敏感（根据材料密度，深度约为20- 50 cm）。因此，该技术可以测量硫贫化（例如，Nittler等人，2001年）或干燥的表层。我们发现，使用传统的火星奥德赛GRS设计，在奥德赛任务结束时的能量分辨率，FWHM = 5.7 keV，在1332 keV的航天器甲板安装的配置下，对于五种碳质陨石成分，H，C，O，Si，S，Fe和Cl，3σ不确定度低于1重量%。计算的成分不确定性小于碳质球粒陨石亚类之间的成分差异。
2016-09-29 astro-ph.EP
Spectroscopic Survey of X-type Asteroids
我们从最初被归类为Tholen X型天体的小行星群中选出24颗小行星，对它们进行0.4至2.5微米的反射光谱观测（Tholen，1984年）。托伦分类法中的X复合体包括E、M和P类，它们具有非常不同的推断矿物学，但它们在光谱上彼此相似，在可见光波长下具有无特征的光谱。这些数据是在2004-2007年期间在NTT，TNG和IRTF望远镜的几次观测运行中获得的。我们发现了各种各样的近红外光谱行为的X类内，我们确定了11个小行星的光谱中的弱吸收带。我们的光谱，加上Tedesco等人（2002）发表的光谱，可以用来为这些天体提出新的Tholen分类。为了限制这些小行星的可能组成，我们通过RELAB光谱数据库进行最小二乘搜索。许多最佳拟合与已发表文献中建议的陨石类似物材料一致。事实上，我们发现7个新的M-型可以与金属铁（或钯）材料相匹配，而低丰度C/P-型小行星最适合CM陨石，其中一些已经受到加热事件或激光照射。最后，我们考虑并分析了X型小行星的样本，我们把目前的观测结果与以前公布的观测结果结合起来，总共有72个天体。
2011-05-17 astro-ph.EP
Ancient and recent collisions revealed by phosphate minerals in the Chelyabinsk meteorite
小行星碰撞历史是研究内太阳系演化的重要档案。这些碰撞的证据是由陨石带到地球的，陨石可以保存撞击重置放射性同位素矿物年龄。然而，由于陨石通常保存了许多矿物年龄，因此对其解释存在争议。在这里，我们结合磷酸盐U-Pb年龄和矿物显微结构的分析，以构建一个碰撞历史的高度震惊车里雅宾斯克陨石。我们发现，磷酸盐的U-Pb年龄的陨石是独立的热历史在宏观到微观尺度，而不是与磷酸盐显微结构相关。原始磷酸盐结构域的同位素数据在很大程度上是一致的，而受损的结构域普遍显示不一致。结合两个群体最好地限制了上（4，473 +/- 11 Ma）和下截距（-9 +/- 55 Ma，即，车里雅宾斯克磷酸盐的U-Pb年龄。我们的结论是，所有的磷酸盐U-Pb年龄完全重置在一个古老的高能碰撞。断裂损坏的磷酸盐域经历了进一步的铅损失，在地质最近的过去，在温和的碰撞加热，必须有针对性地适当限制较低的截距年龄。针对磷酸盐颗粒的纹理子群可以显着提高U-Pb年龄的计算和解释，允许更强大的重建古代和近代小行星碰撞的历史。
2022-01-27 astro-ph.EP physics.geo-ph
On the puzzle of space weathering alteration of basaltic asteroids
大多数玄武质小行星位于主带内侧，但也有少数在主带外侧和近地空间被观测到。这些被称为V型的小行星，其表面成分类似于直径530公里的灶神星。除了成分相似外，动力学证据也将许多V型小行星与灶神星联系起来。此外，灶神星是少数几颗被确认为特定类别陨石（howardite，eucrite，diogenite achondrites）来源的小行星之一。尽管对所概述的设想达成了普遍共识，但仍有几个问题没有得到解决。特别是，目前尚不清楚灶神星、V型和HED之间观测到的光谱多样性是否是由于空间风化造成的，S型小行星被认为是这种情况。在本文中，SDSS测光是用来解决的问题，候选V型和HEDs之间的光谱差异是否可以解释空间风化。我们发现，V型的可见光谱斜率系统红相对于HEDs，在一个类似的方式，发现普通球粒陨石和S型。假设空间风化是负责的斜率不匹配，我们估计的上限约为0.5Ga的红化时间尺度。然而，所观察到的HED和V型之间的斜率不匹配对理解其起源提出了几个难题。本文还结合黎明号的灶神星任务讨论了这些发现的意义。
2010-09-01 astro-ph.EP
The compositional diversity of non-Vesta basaltic asteroids
本文给出了9颗主带中部和外部（a > 2.5AU）玄武岩小行星的近红外（0.78-2.45 μm）反射光谱。其中三个天体在光谱上与Bus-DeMeo系统中的所有分类不同，可能代表现有分类中的光谱末端成员，也可能代表新的光谱型。其余样品被分类为V型或R型。所有这些小行星都是从灶神星碰撞家族中动态分离出来的，但它们太小了，不可能是完整的分化母体，这意味着它们起源于分化的微行星，这些微行星后来被摧毁或从太阳系中喷出。使用修正高斯模型（MGM）确定的所有物体的1-和2-μm带中心与已知成分的47颗Vestoid陨石和15颗HED陨石进行了比较。HEDs使我们能够确定公式有关带1和带2中心辉石硅铁（Fs）的组合物。使用这些公式，我们提出了最全面的成分分析，迄今为止的中带和外带玄武岩小行星。我们还进行了仔细的误差分析的MGM衍生的频带中心，在未来的分析中实施。六颗外层带的V型和R型小行星在参数空间上比灶神星更分散，反映出比灶神星及其相关天体更大的成分多样性。分析的天体的Fs数平均比Vestoids低5%到10%;然而，对其他外带玄武岩小行星的识别和成分分析将有助于证实或反驳这一结果。考虑到太阳星云内存在的氧化态梯度，这些结果初步表明，这些物体形成于与灶神星4不同的时间或位置。
2017-05-17 astro-ph.EP
Spectral Evidence for Amorphous Silicates in Least-processed CO Meteorites and Their Parent Bodies
最少处理的碳质方解石（经历了最小的水蚀变和热变质的碳质方解石）的特点是其主要是无定形富铁的硅酸盐球粒间基质和球粒边缘。在陨石中存在大量的无定形物质表明，母体，或至少是母体的一个区域，自吸积以来经历了最小的加工。碳质方解石的CO化学组具有大量这些最少处理的样品。我们目前的可见光/近红外和中红外光谱的8个最少处理的CO陨石（岩石类型3.0-3.1）。在可见光/近红外波段，这些CO的特征在于具有广泛的弱特征，这是由Cloutis等人（2012）首次观察到的，在1.3 μ m处，并归因于富含铁的无定形硅酸盐基质材料。这一特征被观察到以1.4微米为中心的陆地未风化，最少处理的CO陨石。在中红外波长，21微米的功能，与Si-O振动的无定形材料和玻璃，也存在。这种光谱特征在高变质等级CO的近红外和中红外光谱中都不存在，因为这种材料已重结晶为结晶橄榄石。此外，来自其他化学群（CR，MET 00426和QUE 99177，以及C2-ungrouped Acfer 094）的原始陨石的光谱也显示出21微米的特征。因此，我们得出结论，1.4和21微米的功能是原始的最少处理陨石的碳质陨石的所有化学组的特点。最后，我们提出了一个IRTF+SPeX观测小行星（93）密涅瓦，在可见光/近红外光谱的相似性，以最少处理的CO碳质陨石。Minerva可能是迄今为止观测到的加工程度最低的类CO小行星。
2018-02-02 astro-ph.EP
The Formation of Jupiter, the Jovian Early Bombardment and the Delivery of Water to the Asteroid Belt: The Case of (4) Vesta
小行星（4）灶神星是霍华陨石-真斜陨石-闪长陨石的母体，是太阳系中最早形成的天体之一，主要由挥发性耗尽的物质形成。黎明任务最近提供的证据表明，在过去的4 Ga中，水合物质可能以连续的方式被运送到灶神星，而对eucritic陨石的研究揭示了一些在水和挥发性元素存在下结晶的样品。木星的形成和它的迁移可能发生在eucrites结晶的时期，并引发了一个撞击阶段，导致冰冷的星子穿过小行星带。在这项工作中，我们研究了木星早期轰击期间，在灶神星冰冷的星子通量，并利用流体动力学模拟，他们与小行星碰撞的结果。我们探讨如何迁移的巨大行星将影响水和挥发性物质的小行星的交付，我们讨论我们的结果的背景下，灶神星的地球物理和碰撞演化。特别是，我们认为，最好的观测数据再现，如果大部分的撞击物是由1-2公里宽的星子，如果木星进行了有限的（一小部分的au）位移。
2014-01-29 astro-ph.EP
