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
Unique achondrite Northwest Africa 11042: Exploring the melting and breakup of the L Chondrite parent body
西北非洲（NWA）11042是一个严重冲击无球粒陨石与中等粒度的堆积结构。其橄榄石和辉石组成、氧同位素组成和铬同位素组成与L球粒陨石一致。Sm-Nd法测得其结晶年龄为4100 ± 160 Ma。岩石中的震积矿物软质岩的Ar-Ar年龄为484.0 ± 1.5Ma。这一年龄大致与L球粒陨石母体的破碎事件相吻合，该事件在许多L球粒陨石的冲击年龄和化石L球粒铬铁矿的陆地记录中很明显。NWA 11042显示亲铁元素的大量贫化（<0.01倍CI），表明复杂的火成岩历史，涉及在L球粒陨石母体上提取Fe-Ni-S液体。由于其相对年轻的结晶年龄，这种火成岩过程的热源最有可能是撞击。由于它的矿物学、岩石学和O同位素与未分组的无球粒陨石NWA 4284（这项工作）相似，这两颗陨石很可能是配对的，来自同一母体。
2021-02-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
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 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
Chondrite Parent Bodies as Escaped Satellites of Proto-Planetary Embryos
Purdue University（普渡大学）；Rowan University（罗文大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究球粒陨石母体形成，提出在类地行星形成后期通过胚胎碰撞形成含球粒陨石小行星，其熔融物质冷却成球粒并与未熔融物质混合成卫星，后因引力作用成球粒陨石母体，解释其形成时间与物理性质。
2026-07-22 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
Equilibrium Condensation from Chondritic Porous IDP Enriched Vapor: Implications for Mercury and Enstatite Chondrite Origins
本文探讨水星异常内核与低FeO表面矿物学的起源，提出在内太阳原行星盘中面附近，富集C-IDP成分尘埃的化学系统在高温下平衡凝聚产生超球粒陨石Fe/Si比凝聚物，从而解释水星及顽火辉石球粒陨石母体的异常成分。
2023-07-28 astro-ph.EP
Aggregate Growth and Internal structures of Chondrite Parent Bodies Forming from Dense Clumps
陨石的主要成分是球粒和基质。对Semarkona球粒中挥发物丰度的测量表明，球粒形成于一个致密的团块中，其固体密度高于太阳星云中的气体密度。我们调查的碰撞球粒和基质之间的致密团块的表面区域使用蓬松的聚集生长模型。我们的模拟表明，由球粒和基质组成的聚集体的碰撞生长发生在团块中，而在它们经历引力坍缩之前。球粒陨石母体（CPB）的内部结构可以通过聚集体的生长来确定。我们发现，总增长产生两个尺度内的CPBs。第一个尺度与球粒的小尺度分布有关，并由早期生长阶段决定，在早期生长阶段，球粒增生由基质颗粒组成的聚集体。这种吸积可以重现陨石中发现的球粒周围基质层的厚度。另一个尺度与球粒的大尺度分布有关。其属性（例如，球粒的丰度和总体尺寸）取决于团块内的气体运动，这在这项工作中被参数化。因此，我们的工作表明，CPBs的内部结构可能提供重要的线索，其形成条件和机制。
2019-11-24 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
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
Annama H chondrite - mineralogy, physical properties, cosmic ray exposure, and parent body history
安娜玛陨石的坠落发生在当地时间2014年4月19日清晨（俄罗斯科拉半岛）。根据矿物学和物理性质，Annama是典型的H球粒陨石。其Ar-Ar年龄为4.4Ga。它的宇宙射线暴露历史是非典型的，因为它不是在暴露年龄直方图中具有突出的7 - 8 Ma峰值的大群陨石的一部分。相反，它的暴露年龄是在一个较小的峰值在30 \pm 4 Ma的不确定性。短寿命放射性核素的结果与30 - 40厘米的大气层进入前半径相符。然而，根据惰性气体和宇宙成因放射性核素的数据，安娜玛在其大部分宇宙射线照射历史中一定是一个较大天体（半径>65厘米）的一部分。10 Be的浓度表明最近（3 - 5马）的分裂，这可能是负责的Annama母体大小减少到30 - 35厘米进入前的半径。
2017-10-20 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
Experimental investigation of the nebular formation of chondrule rims and the formation of chondrite parent bodies
我们开发了一个实验装置来测试这一假设，即在太阳星云中，在高温下，陨石球粒周围形成了增生的尘埃边缘。我们的实验方法使我们能够形成周围的陨石球粒类似物，而悬浮在惰性气体流的尘埃轮辋。我们使用微米大小的粉末状圣卡洛斯橄榄石在1100°C的温度下将单个尘埃颗粒附着到球粒模拟物上。通过两种不同的技术分析所产生的灰尘轮辋：一个样品进行了研究，与非破坏性的微型计算机断层扫描，另一个与扫描电子显微镜。这两种方法给出了非常相似的结果，灰尘边缘结构和平均灰尘边缘孔隙率为60%，这表明这两种方法同样适用于样品分析。球粒类似物的整体组成对尘埃的吸积效率没有可测量的影响。我们测量了类似球粒和尘埃边缘的化学成分，以检查两种成分之间是否发生了元素交换。没有发现这样的反应区，因此我们可以通过实验证实文献中描述的球粒和尘埃边缘之间的尖锐边界。碳质和普通陨石中的实验尘缘孔隙度和报道的孔隙度取决于陨石类型，表明在母陨石之后的不同压实程度。
2012-06-26 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals
本研究的主要目的是评估初始多孔材料的烧结对星子热演化的影响，并限制决定H球粒陨石母体结构和演化的基本参数的值。提出了一个新的代码模拟普通球粒陨石母体的热演化，最初是高度多孔的，并通过热压进行烧结，因为它们被加热的放射性核衰变。通过求解流体静力平衡方程和能量输送方程，计算了物体内部的压力和温度分层。颗粒材料的孔隙率通过热压由于自重而降低，随后通过求解用于粉末材料烧结的一组方程。对于颗粒材料的热导率，我们结合最近测得的数据高度多孔的粉末材料，相关的星子的表面层，与球粒陨石材料的热导率的数据，相关的强烈烧结的材料在更深的层。为了证明我们的新模型的能力，H球粒陨石母体的热演化重建。该模型从多孔体开始，该多孔体随后首先通过在低温下的“冷压”，然后通过在高于\approx 700 K的温度下的“热压”，即，硅酸盐烧结的阈值温度。热模型拟合的两个H的约束冷却历史Kernouve（H6）和Richardton（H5）。
2011-10-21 astro-ph.EP
Forming Chondrites in a Solar Nebula with Magnetically Induced Turbulence
球粒陨石为研究太阳系的起源提供了宝贵的机会。我们探讨影响喷射作为一种机制的球粒形成和随后的卵石吸积作为一种机制的吸积球粒到母体的陨石，并探讨如何这两个过程可以占目前可用的陨石数据。我们发现，当太阳星云是$\le 5$倍以上的最小质量的太阳星云在$a \simeq 2-3$ AU和陨石的母体是$\le 10^{24}$ g（$\le$ 500公里半径）的太阳星云，影响喷射和随后的卵石吸积可以再现的陨石数据的一些属性。这些性质包括目前的小行星带质量，球粒的形成时间尺度，以及来自Semarkona球粒的星云的磁场强度。由于这一假设需要第一代的星子引发撞击喷射并作为母体吸积球粒，母体质量的上限导致了以下含义：最初质量为$\ge 10^{24}$ g的原始小行星不太可能包含球粒，而质量较小的原始小行星可能具有富含球粒的表面层。因此，从撞击喷射和卵石吸积发展的方案可以提供新的见解太阳系的起源。
2016-03-12 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
Constraints on planetesimal accretion inferred from particle-size distribution in CO chondrites
微行星的形成是行星体组合的关键步骤，但它们形成的许多方面仍然缺乏约束。值得注意的是，陨石球粒-主导原始陨石的亚毫米球体-被纳入微行星的机制仍然知之甚少。在这里，我们分类和分析在阿塔卡马沙漠中发现的各种CO碳质方解石的粒度分布。结果表明，球粒的平均当量圆直径与岩石学品位呈正相关，反映了热变质作用在CO母体内的递进作用。我们表明，这种关系不能建立单独的热变质作用，而是在吸积过程中的空气动力学分选。通过模拟球粒团块的自引力收缩，我们表明：（i）CO母体的吸积会产生球粒尺寸随母体深度的逐渐变化，较大的球粒比较小的球粒更集中，（ii）随后由卵石吸积产生的任何增长都是微不足道的。这些发现为微行星通过引力坍缩形成的观点提供了实质性的支持。
2021-08-19 astro-ph.EP
The early impact histories of meteorite parent bodies
我们已经开发了一个统计框架，使用碰撞演化模型，冲击物理建模和比例定律，以确定合理的碰撞历史的范围内个别陨石母体。很可能那些没有被灾难性破坏的母天体在其表面上持续了数百次撞击--压缩、加热和混合外层;很可能许多母天体在没有任何撞击的情况下逃离了外层几公里。从撞击次数和撞击引起的比内能增加两个方面来看，最初的1000 - 2000万年是撞击的最重要时期。该模型已被用于评估几个陨石母体的拟议撞击历史：在前1亿年中未被破坏的多达10个母体经历了一次蒸发碰撞，这种碰撞是在CB球粒陨石母体上产生金属包裹体和球粒所必需的;大约1 - 5%的天体在1200万年后遭受灾难性破坏，其持续撞击的时间与IAB/winonaite母体上记录的加热事件相匹配;超过75%的半径为100 km的母体在经历了1亿年之后没有被破坏，它们受到的撞击使其被挖掘到了H球粒陨石母体外层混合所需的深度;为了保护CV球粒陨石母体上的磁场，地壳必须很厚（约20公里），才能防止被撞击刺穿。
2013-09-10 astro-ph.EP
Origin of hydrogen isotopic variations in chondritic water and organics
球粒陨石是小行星的岩石碎片，形成于早期太阳系的不同时间和日心距离。大多数球粒陨石群含有含水矿物，证明水冰和尘埃都是在其母小行星上堆积的。尽管如此，氢同位素组成（D/H）的水在不同的球粒陨石群仍然受到很大的限制，由于密切的混合物的水合矿物和有机化合物，其他主要的氢轴承相在球粒陨石。我们最近的工作，使用原位二次离子质谱分析的基础上，我们确定了水的H同位素组成在一个大的一组的碳酸盐样品（CI，CM，CO，CR，和C-未分组的碳质碳酸盐）和报告，在每个组的水显示出一个独特的和独特的D/H签名。基于与文献数据的比较，散装的碳酸盐和他们的水和有机物，我们的数据不支持的优势作用的母体过程中控制的D/H之间的碳酸盐的变化。相反，我们认为水和有机物的D/H特征主要是由原行星盘和分子云之间的相互作用形成的，这些分子云在几百万年的时间里间歇性地为原行星盘提供食物。由于富D星际水和/或有机物在南极物质中的保存只可能低于它们各自的升华温度（160和350-450 K），南极物质的H同位素特征取决于它们母体形成的时间和位置。
2021-05-22 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
The late formation of chondrites as a consequence of Jupiter-induced gaps and rings
本研究通过数值模拟发现木星早期形成会重塑原行星盘，催生尘埃环与第二代微行星，解释了球粒陨石晚期形成的时间差，同时抑制类地胚胎内迁，表明木星对塑造内太阳系有关键作用。
2025-10-22 astro-ph.EP
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
Microporosity and parent body of the rubble-pile NEA (162173) Ryugu
对C型近地小行星的观测和对碳质陨石的实验室研究为C型小行星的高孔隙度提供了有力的证据。巨石微孔值来自于现场测量的表面的碎石堆NEA Ryugu的高达55%的显着高于富水CC样品，并可能表明不同的演化路径的母体Ryugu和母体的碳质碳酸盐岩，尽管光谱相似。在本研究中，我们计算的温度和孔隙度的演变早期太阳系的星子，以约束的范围内的参数，导致微孔隙度与Ryugu的高孔隙度的材料和可能的埋藏深度在表面观察到的巨石兼容。通过改变母体的关键属性，如吸积时间t0和半径R，对温度和孔隙度有很强的影响，并通过比较内部孔隙度分布与测得的巨石微孔，水合作用，和部分脱水的材料，我们约束内的字段（R，t0）-空间适合的机构，很可能已经产生这样的材料。计算结果表明，在富Ca-Al包体形成后，其母体的大小仅为几km，其早期吸积时间在<2- 300万年之间。一个渐进的最终孔隙度配置文件的最佳拟合机构表明生产的低密度和高密度巨砾从母体材料。相比之下，通过拟合碳酸盐岩地层数据获得的CI和CM辉长岩的母体性质表明，CAIs后的半径约为20-25 km，增生时间约为375万年。这些结果意味着人口公里大小的早期吸积多孔星子的母体Ryugu（和潜在的，其他NEAs）和人口较大的后期吸积少多孔母体的富水碳质碳酸盐。
2023-02-08 astro-ph.EP
Fragment properties from large-scale asteroid collisions: I: Results from SPH/N-body simulations using porous parent bodies and improved material models
了解碰撞碎裂和随后碎片的再积累对于研究小天体群的形成和演化至关重要。使用SPH /N体方法，我们调查的大小频率分布（SFD）造成的100公里直径的多孔材料组成的目标，包括孔破碎以及摩擦的影响中断。总的来说，多孔目标具有比先前研究的碎石堆母体显著更高的冲击强度（Q*D）（Benavidez等人，2012）并且显示出更类似于无孔整体靶的行为（Durda等人，2007年）。我们的研究结果还证实，对于一个给定的特定的冲击能量，SFD产生的母体破坏是强烈依赖于尺寸尺度。
2018-08-10 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
Nature's Starships II: Simulating the Synthesis of Amino Acids in Meteorite Parent Bodies
已知碳质球粒陨石具有高的水和有机物质含量，包括氨基酸。在这里，我们解决的起源氨基酸在温暖的内部，他们的母体（星子）在几百万年的形成，并连接这与天体化学的出生原恒星盘。我们计算的总氨基酸丰度模式，以及氨基酸的相对频率内的CM 2（如Murchison）和CR 2球粒陨石子类的基础上Strecker反应在这些机构。我们匹配的相对频率，以及在一个数量级之间的CM 2和CR 2陨石的母体温度$<$ 200 $^{\circ}$ C。这些温度与年轻星子内部的3D模型一致。我们发现$^5$的理论丰度约为十亿分之7 × 10（ppb），这与CR2陨石中观测到的平均丰度4 $\pm$ 7 × 10 $^5$一致，但比CM 2陨石中观测到的平均丰度2 $\pm$ 2 × 10 $^4$高一个数量级。我们发现，在某些陨石母体（如CI 1，CM 2）中，羟基酸的产生可能比氨基酸的产生更有利，而在其他陨石母体（如CR 2）中则不然。这可能是由于CI 1和CM 2陨石母体中NH $_3$丰度相对较低，导致氨基酸合成较少。我们还发现，星子中的水含量可能是导致同一亚类碳质陨石之间差异的主要原因。我们建议，氨基酸丰度主要取决于氨和水的含量的星子，形成在化学上不同的区域内，他们的出生原恒星盘。
2015-06-22 astro-ph.EP
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
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
Accretion of water in carbonaceous chondrites: current evidence and implications for the delivery of water to early Earth
原行星盘是年轻恒星周围富含尘埃的结构。这些圆盘中所含的结晶和非晶物质经过光热处理和吸积，形成了各种大小和成分的天体，这取决于形成时的日心距离。南极陨石是相对较小和未分化的天体的碎片，它们所含的矿物质带有化学特征，提供了有关星子形成的早期环境的信息。目前争论的一个热门话题是向类地行星输送挥发物，理解它们是由在比原始碳质行星体更还原的条件下形成的星子建造的。在这篇综述中，我们描述了冰和水合矿物在外原行星盘中吸积的重要证据。在那个遥远的区域，形成了高度多孔和脆弱的富含碳和水的过渡性小行星，它们是碳质陨石（CC）的母体。CC是未分化的陨石，从未熔化，但经历了其他物理过程，包括热和水蚀变。最近的证据表明，其中很少有逃脱重大的改变，保留独特的功能，可以解释为证据的湿增生。文中还列举了碳质球粒陨石母体水蚀变的一些实例。最后，原子论解释的第一步，导致水介导的变更过程中的吸积的CC提供和讨论。从这些对CC中保留的水的新见解中，我们可以破译挥发物向类地行星输送的途径。
2019-01-28 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
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
Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 astro-ph.EP
Meteorites and the RNA World: Synthesis of Nucleobases in Carbonaceous Planetesimals and the Role of Initial Volatile Content
生命起源的基本组成部分-生命前体分子已在碳质化石中发现。这些有机分子向冥古宙地球的外源输送可能会引发达尔文池塘中第一批RNA分子在干湿循环期间的聚合。在这里，我们调查的RNA和DNA的核碱基腺嘌呤，尿嘧啶，胞嘧啶，鸟嘌呤和胸腺嘧啶内的母体星子碳质微球的形成。最新的热化学平衡模型与一维热力学星子模型耦合用于计算核碱基浓度。与之前的研究（Pearce & Pudritz 2016）不同，我们假设初始挥发物浓度更适合碳质球粒陨石母体的形成区。这代表了更准确的宇宙化学发现，这些天体已经形成内部，$\sim 2\mathrm{-}5\,\mathrm{au}$，温暖的区域太阳系。由于这些改进，我们的模型代表了腺嘌呤和鸟嘌呤的浓度测量碳质碳酸钙。我们的模型本身并没有重现这些陨石中尿嘧啶、胞嘧啶和胸腺嘧啶的测量结果。这可以通过核碱基之间的转化反应和胸腺嘧啶的潜在分解来解释。碳质小行星中的生命前有机物质的合成可以很好地解释为i）辐射加热，ii）水化学，涉及在微行星内部特定半径范围内的几个关键过程，其中水可以以液相存在，iii）初始挥发物含量减少（H $_2$，CO，HCN，CH $_2$ O）的原行星盘材料在母体区域相比，彗星的外部区域。
2022-11-11 astro-ph.EP
Density, porosity and magnetic susceptibility of the Košice meteorite shower and homogeneity of its parent meteoroid
体积和颗粒密度，孔隙度和磁化率的67个人的Košice H球粒陨石下降进行了测量。测定平均堆积密度和颗粒密度为3.43 g/cm $^\text{3}$，标准偏差（s.d.）0.11 g/cm $^\text{3}$和3.79 g/cm $^\text{3}$，s.d. 0.07 g/cm $^\text{3}$。孔隙度在4.2至16.1%的范围内。表观磁化率的对数（以10 $^\text{-9}$ m $^\text{3}$ /kg计）在5.17 ~ 5.49之间呈窄分布，平均值为5.35，s.d. 0.08.这些结果表明，所有研究的Košice陨石是相同的组成下至~g规模没有外来（非H）碎屑的存在，并类似于其他氢陨石。因此，科希策陨石是由同质流星体形成的同质陨石坠落。
2014-04-04 astro-ph.EP
Fragment properties at the catastrophic disruption threshold: The effect of the parent body's internal structure
对小行星碎裂进行的数值模拟，包括母体的碎裂和碎片之间的引力相互作用，使我们能够从无孔母体开始，成功地再现在不同撞击能量状态下形成的小行星族的主要特性。在本文中，使用相同的方法，我们集中在一个单一的制度的影响能量，所谓的灾难性阈值通常指定为Q*D，这导致逃逸的一半目标的质量。由于我们最近实施的多孔材料的破碎模型，我们可以表征Q*D的多孔和非多孔目标的直径范围很广。然后，我们可以分析孔隙度对Q*D值的潜在影响，并通过计算重力区域中碰撞的重力相，我们可以根据碎片大小和喷射速度分布来表征碰撞结果，这是碰撞模型用于研究不同群体小天体演化的主要结果属性。我们还检查了Q*D对弹丸撞击速度的依赖性。在强度制度，这对应于目标的大小低于几百米，我们发现，多孔的目标是更难以破坏比非多孔的。在重力状态下，结果完全由重力和多孔性目标的情况下的孔隙度控制。在无孔目标的情况下，结果也取决于强度。然后，我们提出了一些幂律关系Q*D和目标的大小和碰撞速度，可用于碰撞演化模型。
2009-11-19 astro-ph.EP
Hybrid accretion of carbonaceous chondrites by radial transport across the Jupiter barrier
了解球粒陨石成分的起源及其吸积途径对于解开原行星盘中质量传输的量级、类地行星区域的吸积历史以及推而广之，其益生元库存至关重要。在这里，我们跟踪遗产的原始组件从相对不变的CV球粒陨石Leoville通过其质量独立的铬和质量依赖的锌同位素组成。如此详细地研究这些陨石碎片揭示了球粒的洋葱壳结构，其特征是54Cr和66Zn贫乏的核心被越来越多的54Cr和66Zn丰富的火成岩边缘和细粒尘埃的外层所包围。这被解释为一个渐进的增加54铬和66锌丰富，CI样的材料，这些碳质方解石的增生区域。我们的研究结果表明，所观察到的铬同位素范围球粒从更多的蚀变CV陨石是球粒和基质之间的化学平衡的结果，在次生蚀变。莱奥维尔陨石球粒核心的贫54铬性质意味着形成于内太阳系，随后大量向外的陨石球粒运输通过木星屏障。与此同时，CI类粉尘向内转移。我们建议，吸积地球获得CI类尘埃通过这种机制在磁盘的寿命。这种球粒和基质的径向混合显示了木星作为有效屏障的有限能力，并随着时间的推移保持了非碳质和碳质球粒陨石的二分法。最后，也考虑到目前的天体物理模型，我们探讨内和外太阳系的CV球粒陨石母体的起源。
2021-03-03 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
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
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
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
Meteorite Parent Body Aqueous Alteration Simulations of Interstellar Residue Analogs
一些碳质方解石家族富含生命前有机物，可能有助于地球和其他地方生命的起源。然而，复杂的可溶性有机分子的形成和化学演化的星际前体在相关的母体条件下还没有得到彻底的研究。在这项研究中，我们接近这个话题，通过模拟陨石母体水蚀变的星际残留类似物。胺和氨基酸的分布进行了定性和定量研究，并与关闭星际和陨石前生物有机丰度之间的差距。我们发现甲胺>乙胺>甘氨酸>丝氨酸>丙氨酸> \b{eta} -丙氨酸的丰度趋势在水蚀变前后没有变化，这表明一定的云条件对星际继承的陨石有机物的分布有影响作用。然而，当在125 °C下进行7天的水相处理时，这里研究的大多数胺和氨基酸的丰度变化约为2倍，α-与\b{eta} -丙氨酸比率的变化与水相蚀变的碳质陨石一致，表明陨石母体处理对星际继承的陨石有机物的分布具有影响作用。我们检测到α-丙氨酸的丰度高于\b{eta} -丙氨酸，这与通常在含水蚀变碳质方解石中观察到的情况相反;这些结果至少可以通过实验中缺乏矿物质和不溶性有机物相关材料来解释。非水蚀变样品中挥发性胺的高丰度表明，这些类型的星际挥发物可以有效地转移到小行星和彗星，支持星际有机物存在于太阳系物体的想法。
2023-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Zinc isotope analyses of singularly small samples (<5 ng Zn): investigating chondrule-matrix complementarity in Leoville
陨石球粒和陨石基质（构成太阳系的基石）之间的潜在互补性仍然是一个备受争议的话题。球粒陨石基质和次球粒陨石的互补超球粒陨石组合物可能指向这些成分在同一个水库内形成，或者，在球粒陨石母体的二次蚀变过程中的元素动员。锌同位素分馏通过蒸发球粒形成过程中可能发挥重要作用，在确定球粒和基质之间的互补关系，另外是一个移动的元素在热液过程中。为了区分球粒形成和次生蚀变过程中的原生Zn同位素分馏，我们在这里报告了5个球粒核心，5个相应的火成岩边缘和两个矩阵的相对未蚀变的Leoville CV3.1球粒陨石的Zn同位素数据。这些分析所需的细节需要在本研究中概述的调整后的锌同位素分析方案的发展。
2019-07-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Formation of rims around chondrules via porous aggregate accretion
球粒通常被细粒边缘或火成边缘包围。这些轮辋的属性反映了他们的形成历史。虽然细粒边缘的形成是通过尘埃颗粒在球粒上的吸积来模拟的，但由于尘埃颗粒的生长时间尺度比吸积要短，因此吸积之后应该是尘埃颗粒的生长。在本文中，我们调查的轮辋的形成，考虑到多孔尘埃聚集体的增长。我们估计的边缘厚度作为一个函数的球粒分数在一个时间时，尘埃聚集体吸积到球粒被切换到这些球粒之间的碰撞。我们的估计是一致的，在普通花岗岩细粒边缘的测量厚度。然而，那些火成的边缘比我们估计的要厚。在重熔事件中，岩浆边缘的厚度会增大。
2021-05-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Spectral variability on primitive asteroids of the Themis and Beagle families: space weathering effects or parent body heterogeneity?
忒弥斯是一个古老的、统计上可靠的小行星家族，居住在主带的外部，是2.5 $\pm$ 1.0 Gyr前发生的灾难性碰撞的结果。在古老的忒弥斯家族中，一个年轻的亚科，比格尔，形成于不到1000万年前，已经被确定。我们提出了在可见光和近红外范围内的22个忒弥斯和8个比格犬家庭成员的光谱调查的结果。研究的忒弥斯成员表现出广泛的光谱行为，而年轻的比格犬家庭成员看起来光谱蓝光谱斜率变化较小。最好的陨石光谱类似物发现的忒弥斯和比格家族成员是碳质陨石经历了不同程度的水蚀变，predictor CM 2，但也CV 3和CI，其中一些是球粒陨石样品是不寻常的或加热。我们扩展了光谱分析，包括在文献中提供的数据，忒弥斯和比格犬家庭成员，我们寻找光谱行为和物理参数之间的相关性，使用来自WISE数据的尺寸和大小值。对这一较大样本的分析证实了忒弥斯家族内的光谱多样性，并且比格尔成员往往更蓝，具有更高的光谱。这两个家族之间的差异可能部分是由于空间风化过程，这种风化过程以与S型小行星类似的方式作用于这些原始表面，即产生变红和变暗。然而，我们看到几个忒弥斯成员有类似于年轻的小猎犬成员的反射和光谱斜率。提出了替代方案，包括母体中的异质性，其成分随深度而变化，和/或抛射体碎片的生存成分与母体不同。
2016-01-20 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
UV to far-IR reflectance spectra of carbonaceous chondrites. I. Implications for remote characterization of dark primitive asteroids targeted by sample-return missions
我们在这里分析了广泛的碳质陨石样品从历史性的瀑布（如Allenge，冷Bokkeveld，Kainsaz，Leoville，Murchison，Murray和Orgueil），并从美国宇航局南极收集，以获得线索的水蚀变的作用，促进反射光谱的多样性证明在最原始的球粒陨石群。我们特别关注可用于远程识别原始碳质小行星的光谱特征和行为的识别。选定的陨石标本是一个足够大的样本，以说明实验室反射光谱的稀有组碳质陨石显示出独特的功能，可用于远程表征原始小行星的光谱。通过使用两个光谱仪，我们的光谱覆盖了从0.2到25微米的全部电磁波谱谱。第一个是覆盖0.2至2微米窗口的UV-NIR光谱仪，而第二个是覆盖2至25微米窗口的衰减全反射IR光谱仪。特别是，UV-NIR窗口中的实验室分析允许通过使用标准化测量程序获得绝对反射率。我们得到的反射率光谱的标本属于CI，CM，CV，CR，CO，CK，CH，R，CB组的碳质岩加上一些未分组的，并允许识别特征和波段为每一类，再加上得到的线索母体含水蚀变的影响。这些实验室光谱可以与小行星的远程光谱进行比较，但需要考虑陆地蚀变形成（氧）氢氧化物的影响。
2013-10-07 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
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
Comparison of the Oxidation State of Fe in Comet 81P/Wild 2 and Chondritic-Porous Interplanetary Dust Particles
南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDP）的脆弱结构和它们最小的母体变化使研究人员相信这些颗粒起源于彗星，而不是发生水和热变化的小行星。CP-IDP的太阳元素丰度和进入大气层的速度也表明了彗星的起源。随着彗星族彗星81 P/Wild 2的星尘样本的回归，这一假设可以得到验证。我们已经测量了铁的氧化态的15 CP-IDP和194星尘碎片使用同步加速器为基础的X射线微探针。我们分析了约300纳克的野生2材料-比比较野生2和CP-IDP的其他分析多三个数量级的材料。这两种材料样品的Fe氧化态相差>2σ：CP-IDP比Wild 2晶粒更氧化。我们的结论是，彗星野生2包含的材料，形成在一个较低的氧逸度比母体，或母体，CP-IDPs。如果所有的彗星家族都是相似的，它们似乎与CP-IDP的起源不一致。然而，由不同的星云物质混合形成的彗星，比Wild 2更氧化，可能是CP-IDP的来源。
2010-05-20 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
Modeling carbon outgassing from chondritic planetesimals
Stanford University（斯坦福大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Toronto Scarborough（多伦多大学士嘉堡学院）
通过模拟多孔球粒状星子的热化学演化，研究不同氧化还原状态对碳脱气效率的影响，发现碳质球粒星子比非碳质星子更易脱碳，且早期形成的星子碳损失更显著，为类地行星吸积过程中碳的来源提供了约束。
2026-05-28 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
Early Thermal Evolution of Planetesimals and its Impact on Processing and Dating of Meteoritic Material
陨石及其成分的放射性同位素年龄对小天体的演化提供了限制：吸积、热和水变质、分异、冷却和冲击变质的时间尺度。认识到短寿命核素（如26铝，60铁）的衰变热，是主要的热源驱动分化和变质，热模拟的小天体是最重要的设置个人陨石年龄数据到其母体的热演化的一般背景下，并得出一般结论的性质，行星积木在早期太阳系。一般来说，模型很容易解释铁陨石比铁陨石更古老，因为早期形成的微行星经历了更高浓度的短寿命核素和更严重的加热。然而，核心形成过程也可能延长到10 Ma后，形成的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。原始材料的多孔性的一般影响是，相对较小的天体（<几公里）也将分化，如果它们在CAIs后2 Ma内形成。一个值得探讨的特别有趣的特征是，一些小行星可能来自内部有差异的小行星的未分化外层。这可以解释某些陨石中存在的残留磁化是由于行星磁场造成的。
2013-12-12 astro-ph.EP
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
