Spectral reflectance analysis of type 3 carbonaceous chondrites and search for their asteroidal parent bodies
未分化的小行星是我们太阳系中最原始的天体之一，它们逃脱了强烈的加热机制。为了帮助我们理解在小行星上测量的反射光谱中包含的信息，我们在实验室中分析了陨石。我们提出了一个大的反射光谱：23 CV3，15 CO3，4 CR2和31不平衡普通球粒陨石（UOC）的深入分析。每个样品都具有良好表征的热历史。在反射光谱的变化之间和每个球粒陨石群内观察。UOC系统地表现出更深的吸收特征，将其与碳质碳酸盐区分开来。本研究中的CR2样品在较低波长处显示出1 μm波段，很容易与3型陨石区分开来。CV和CO方解石具有可比的矿物组成，因此不能仅根据其光谱特征进行区分。在CV榴辉岩中，1 μm谱带深度随变质程度的增加而增加，而在CO榴辉岩中，谱带的可见斜率则随变质程度的增加而增加。通过比较的球粒陨石光谱与光谱的各种终端成员小行星，我们能够提出几个可能的遗传联系的研究球粒陨石。
2020-09-29 astro-ph.EP
Asteroids' reflectance from Gaia DR3: Artificial reddening at near-UV wavelengths
目标。我们的目标是评估在近紫外线（NUV）区域的太阳类似物选择的团队负责小行星反射率包括在盖亚数据发布3（DR 3），并建议一个校正（乘法因子的形式）适用于盖亚DR 3小行星反射光谱，以考虑到相对于太阳类似物毕宿64的差异。结果我们发现，为盖亚DR 3选择的太阳类似物在短于0.55 μm的波长处比毕宿64具有系统更红的光谱斜率。我们发现，在0.7 ~ 1 μm波长范围内的红光光度计（RP）不需要校正，而在0.55 μm以下的蓝光光度计（BP）则需要校正。在应用校正后，我们发现盖亚DR 3光谱，ECAS，HST和我们的地面观测与TNG之间有更好的一致性。结论.校正小行星反射光谱的近紫外部分对于与实验室光谱（矿物，陨石样品等）进行适当的比较非常重要。或定量分析紫外线吸收（这对研究原始小行星的水合作用特别重要）。应充分研究选定的太阳类似物在0.5微米以下波长的光谱行为，并考虑到Gaia DR 4
2023-01-05 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
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
Using the chi-square test to compare asteroid and laboratory reflectance spectra
本研究采用皮尔逊卡方检验分析7颗小行星的VNIR反射光谱，通过验证已知小行星的光谱匹配确立技术可靠性，再应用于4颗火星特洛伊小行星，发现其与火星相关样本的光谱相似性，为识别小行星光谱类似物提供有效初始技术。
2024-11-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Olivine-dominated asteroids: Mineralogy and origin
橄榄石为主的小行星是一种罕见的天体类型，无论是在星云过程中还是通过岩浆分异形成的。对陨石样本的分析表明，主带中至少有100个母体在被破坏之前经历了部分或完全熔融和分化。然而，只有少数以橄榄石为主的小行星，代表了被破坏的分化天体的地幔，已知存在。由于这些天体在主带中的数量很少，它们的起源和演化多年来一直是一个有争议的问题。在这项工作中，我们提出了一个详细的矿物学分析的12个橄榄石为主的小行星。在我们的样本中，我们区分了两类，一类我们称之为单矿物橄榄石小行星，另一类称为富含橄榄石的小行星。对于单矿物-橄榄石小行星的橄榄石化学被发现的范围从~ Fo 49到Fo 70，与测得的brachinites和R brachinites的值一致。在富含橄榄石的小行星的情况下，我们确定了它们的橄榄石和低钙辉石的丰度使用一套新的光谱校准来自分析的R辉石光谱。我们发现，这些小行星的橄榄石丰度从0.68到0.93不等，而低钙辉石总辉石的分数范围从0.6到0.9。对以橄榄石为主的小行星和小行星家族之间动力学联系的研究发现，这些天体之间没有（核-幔-壳类型的）遗传联系。
2013-11-12 astro-ph.EP
The Mineralogical Connection Between M- and K-type Asteroids as Indicated by Polarimetry
本研究通过小行星近红外偏振特性调查，发现M型与K型小行星存在矿物学关联，二者可能属于同一连续体，光谱差异源于分异、冲击变暗等演化过程，为小行星演化研究提供了新依据。
2025-06-17 astro-ph.EP
Mineral False Positives in the Search for Exoplanet Surface Biosignatures
研究分析矿物反射边缘可能对寻找类地行星生物标记物造成假阳性影响，指出硫化物、架硅酸盐矿物及氰化物盐可能具有类似植被红边特征，需结合大气背景评估其生物性。
2026-05-11 astro-ph.EP
Phase reddening on near-Earth asteroids: Implications for mineralogical analysis, space weathering and taxonomic classification
相位红化是随着相位角增加而产生光谱斜率增加和吸收带强度变化的效应。为了了解它对小行星光谱观测的影响，我们分析了在不同相位角下观测到的12颗近地小行星的可见光和近红外光谱（0.45-2.5 μm）。所有这些小行星都被归类为S-复合体或Q-型小行星。此外，我们还获得了三种不同类型的普通陨石在相位角从13 \degree到120 \degree的实验室光谱。我们已经发现，小行星和陨石光谱显示带深度增加与相位角。当g > 30 \degree时，普通硅酸盐谱的谱斜率随相角的增大而显著增大。谱带中心和谱带面积比（BAR）值的变化也被发现，但它们似乎没有显着的矿物学分析的影响。我们的研究表明，相位红化引起的光谱斜率的增加与一定程度的空间风化相当。特别是，相位角在30 \degree到120 \degree范围内的增加将产生反射光谱的变红，相当于在距离太阳约1 AU处曝光时间约为0.1x10^6到1.3x10^6年。此外，我们发现，在某些情况下，相位红化可能会导致一个模糊的小行星分类。
2012-05-01 astro-ph.EP
Linear spectro-polarimetry: a new diagnostic tool for the classification and characterisation of asteroids
我们探讨使用光谱偏振作为一个遥感工具，除了传统的反射率测量小行星。特别是，我们感兴趣的线性偏振的波长依赖性的变化和表面的性质，包括反射率和组合物之间的可能关系。我们已经获得了12个不同的小行星和分类类和两个小区域在月球边缘的光学光谱偏振测量。我们发现，具有略微不同的相对反射光谱（在光学上）的物体可能具有完全不同的偏振光谱。这表明分光偏振测量法可用于改进小行星的分类。我们还发现，在某些情况下，Umov定律可能会被违反，也就是说，与从基本物理考虑所预期的相反，线偏振的分数和反射率可能正相关。在协议与以前的几项研究的基础上多色宽带偏振，我们发现，线性偏振与波长和相位角的变化是相关的，与对象的分类和分类类。最后，我们偶然发现富含尖晶石的小行星（599）Luisa非常接近Watsonia家族，是罕见的野蛮小行星类别的成员。我们建议，未来的小行星的表面结构的建模尝试，应旨在解释反射和偏振光谱。
2014-09-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Mineralogy and Geology of asteroid (4) Vesta from Dawn Framing Camera
这篇论文提出了见解的表面成分的异质性和地质小行星灶神星。使用美国宇航局黎明号航天器上的分幅相机进行的岩性测绘显示，大部分表面的成分都是霍华德式的（Thangjam等人，2013年）。本论文的一个重要成果是首次使用FC颜色数据识别富含橄榄石的暴露（Thangjam等人，2014年）。本论文的另一个重要贡献是一种创新的三维光谱分析方法，可用于研究灶神星的表面成分异质性（Thangjam等人，2016）。与通常使用的二维谱分析相比，具有定义的多面体的三频带参数空间更先进和鲁棒，即，两带参数空间本文提出了一个修正的岩石学演化模型，用以解释灶神星富橄榄石地幔缺失的问题以及HED陨石（含硅陨石、钙长岩、闪长岩族的石质无球粒陨石）的成因。
2016-03-11 astro-ph.EP
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
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
Gaia DR3 supervised classification of asteroid reflectance spectra
Université Côte d’Azur, CNRS-Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，CNRS-拉格朗日实验室，蔚蓝海岸天文台）；University of Leicester, School of Physics and Astronomy（莱斯特大学，物理与天文学学院）；University of Leicester, School of Natural Sciences（莱斯特大学，自然科学学院）
利用Gaia DR3数据对小行星反射光谱进行有监督分类，揭示了小行星碰撞家族的组成结构及光谱多样性。
2026-02-27 astro-ph.EP
Taxonomy of 14042 asteroids from Gaia DR3 reflectance spectra
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；INAF-IAPS, Institute for Space Astrophysics and Planetology（意大利国家天体物理研究所空间天体物理学和行星学研究所）；Université Marie et Louis Pasteur, CNRS, Institut UTINAM (UMR 6213), équipe Astro（玛丽·路易·巴斯德大学、法国国家科学研究中心、UTINAM研究所）
利用Gaia DR3的反射光谱对小行星进行分类，通过去噪和聚类方法识别出13类光谱类型，提升对小行星成分的区分能力。
2026-05-07 astro-ph.EP
QRIS: A Quantitative Reflectance Imaging System for the Pristine Sample of Asteroid Bennu
本文介绍用于OSIRIS-REx贝努原始样品的QRIS定量反射成像系统，说明其多波段反射率成像与定标流程，并指出杂散光和低反射率导致的定标问题限制了QRIS数据的独立使用价值。
2024-05-02 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.ins-det
Negative polarization properties of regolith simulants -- Systematic experimental evaluation of composition effects
小行星和其他小型无气天体的偏振相位曲线受其风化层的成分和物理性质的影响。组成风化层的矿物的混合在小相位角处影响负极化，因为它改变了介质的多次散射特性。这项工作的目的是实验演示如何混合效果的影响极化相位曲线在小相位角为不同的矿物相关的小行星，并确定不同的聚集体尺寸如何影响负极化。我们制备了一组含有小行星上不同常见矿物的二元和三元混合物，以及一组具有不同聚集体尺寸的相同混合物。我们用全斯托克斯偏振仪测量了它们在530 nm处的反射光，相位角从0.8°到30°。具有亮矿物和暗矿物的混合物的混合效果显著改变了相位曲线在最小偏振、最小相位角和相对于混合在一起的矿物组分的反转角方面的行为。相位曲线的变化可以解释对特定类别的小行星（F和L类）和其他具有特殊偏振曲线或光度特性的小行星的偏振观测。此外，我们证明了负偏振是不变的尘埃聚集体的存在下，厘米大小。
2022-07-18 astro-ph.EP
(433) Eros and (25143) Itokawa surface properties from reflectance spectra
本研究应用卷积神经网络分析 Eros 和 Itokawa 小行星的反射光谱，发现模型能以合理准确度推导表面硅酸盐矿物学，预测的表面成分与返回样品的实验室测量结果相当，并能识别出表面更新鲜区域的分布。
2023-05-09 astro-ph.EP
Ground-based Characterization of Hayabusa2 Mission Target Asteroid 162173 Ryugu: Constraining Mineralogical Composition in Preparation for Spacecraft Operations
作为航天器任务目标的小行星很有趣，因为它们为我们提供了验证地面光谱观测的机会。其中一个天体是近地小行星（NEA）（162173）Ryugu，它是日本航天局（JAXA）隼鸟2号采样返回飞行任务的目标。我们于2016年7月13日在夏威夷莫纳克亚使用3米NASA红外望远镜设施（IRTF）观测Ryugu，以限制该物体的表面成分，陨石类似物，并与主带和NEA种群中的其他小行星联系起来。我们还利用档案数据对其光度特性进行了建模。使用Lommel-Seeliger模型，我们计算了Ryugu在各种各样的观察几何形状以及诸如几何势、相位积分和球面键势等势量的预测通量。我们计算出的双相量与Ishiguro et al.（2014）的结果一致。我们的光谱分析发现我们的Ryugu光谱与NEA（85275）1994 LY和火星穿越小行星（316720）1998 BE 7的光谱几乎完美匹配，这表明它们的表面风化层具有相似的成分。我们将Ryugu的光谱与主带小行星（302）Clarissa的光谱进行了比较，Clarissa是Clarissa小行星家族中最大的小行星，Campins等人（2013）认为Ryugu可能是其来源。我们发现Clarissa的光谱与我们的Ryugu光谱有显著差异，但与Moskovitz等人（2013）获得的光谱相似。我们对Ryugu光谱的最佳可能的陨石类似物是两个CM 2碳质陨石，Migh…
2017-12-09 astro-ph.EP
The impact of asteroid shapes and topographies on their reflectance spectroscopy
本文报道了太阳系小天体的反射光谱与实验室测量的参考表面的比较。我们测量的howardite和升华残留物组成的谷神星类似物的粉末的双向反射光谱。然后使用Hapke半经验物理模型和MRTLS参数模型反演光谱，以能够模拟所需的任何几何配置下的表面的反射率。我们注意到，这两种模型都能够准确地呈现反射光谱，但与Hapke模型相比，MRTLS模型在光谱上添加的噪声更少。使用反演得到的参数，我们模拟了两个球形天体和小天体（1）谷神星和（4）灶神星，它们的表面分别均匀地覆盖着谷神星类似物和howardite粉末。我们模拟了这些小天体在6°和135°之间相位角的照明和光谱观测、定点和飞越的各种场景。从所得图像中检索模拟体的未分辨反射光谱，并与参考表面的反射光谱进行比较。我们的结果表明，由于表面的形状和地形的局部入射角和出射角的变化，模拟体的光度相位曲线不同于参考表面。由于灶神星的高表面形貌，我们在宽相位角处观察到与（4）灶神星的各种模拟观测的最大差异。最后，我们强调了在单一几何配置下获得的实验室测量结果与30°未分辨观测所得光谱参数的差异。
2021-11-22 astro-ph.EP
Optical spectropolarimetry of large C-complex asteroids: polarimetric evidence for heterogeneous surface compositions
本研究首次对64颗大型C复合型小行星进行光学光谱偏振分析，发现含与不含层状硅酸盐的小行星偏振光谱存在系统差异，且负偏振分支和反射率曲率随F-B-T-Ch类型递增，表明表面水蚀变调控的碳光学异质性是光学性质多样性的共同机制。
2023-07-28 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
Hunting for Hydrated Minerals on Trans-Neptunian Objects
本研究观测三个可能富硅酸盐的海外天体，确认2004 EW95存在含水矿物吸收特征，并提出其含水矿物可能源于小日心距离形成后的迁移及撞击局部改造。
2024-01-19 astro-ph.EP
Gaia view of primitive inner-belt asteroid families: Searching for the origins of asteroids Bennu and Ryugu
本文利用Gaia DR3反射光谱系统研究11个内主带C复合体小行星族，发现Eulalia族和Polana族的光谱分别与贝努和龙宫最相似，为这两颗近地小行星的起源提供了新的观测约束。
2023-08-26 astro-ph.EP
New polarimetric and spectroscopic evidence of anomalous enrichment in spinel-bearing Calcium-Aluminium-rich Inclusions among L-type asteroids
小行星可以根据其光谱反射率分为几类。在这些组中，在基于可见光和近红外光谱的分类学分类中属于L-类的组表现出一些独特的性质。首先，它们的近红外光谱特征在于具有强吸收带，这被解释为高含量的含FeO尖晶石矿物的诊断。这种矿物是太阳系中发现的最古老的矿物化合物--富钙铝包裹体（CAI）的主要成分之一。在旋光测量中，它们具有异常大的倒转角值，与所有已知的属于其他分类类别的小行星不相容。拥有如此高反转角的小行星通常被称为野蛮人，这是基于第一颗首次发现这种特性的小行星，（234）~芭芭拉。在本文中，我们提出了一个广泛的运动的偏振和光谱观测的L-类对象的结果。我们已经推导出7个野蛮人的样品的相位极化曲线，发现各种反转角范围在25和30 $^{\circ}$。光谱反射率数据表现出在近红外光谱斜率和吸收功能方面的变化。我们使用Hapke模型分析了这些数据，以获得有关CAI和其他矿物化合物的相对丰度的一些推断。通过结合光谱和偏振结果，我们发现的证据表明，偏振反转角是直接相关的CAI的存在下，和特殊的偏振特性的野蛮人主要是其异常组成的后果。
2018-02-20 astro-ph.EP
Aqueous alteration on main belt primitive asteroids: results from visible spectroscopy
本工作重点研究了作用于主带并在蚀变小行星上产生水化矿物的水蚀变过程。水蚀变对于揭示太阳系历史最早期发生的过程特别重要，因为它可以提供关于小行星热演化和小行星带中水源定位的信息。我们提出了新的光谱观测属于原始类C，G，F，B和P的80颗小行星的可见光区域。我们结合目前的观测与文献中提供的小行星的可见光光谱，共600原始主带小行星。我们的分析表明，水蚀变序列从P型物体开始，几乎没有改变，并通过F，B，C和G小行星增加。大约50%的观测到的C-型小行星在可见光中表现出吸收特征。由于水合硅酸盐，这意味着超过70%的硅酸盐将具有3 $μ$ m的吸收带，因此在其表面上具有水合矿物。这一过程在位于2.3至3.1天文单位之间的原始小行星中占主导地位，这比以前提出的日心距离要小。在50 - 240公里大小的原始小行星中，水蚀变过程占主导地位，而对于小于50公里的天体，水蚀变过程的影响较小。水蚀变过程和小行星的轨道参数之间没有相关性。比较了水化硅酸盐和CM 2碳质陨石的$\sim$ 0.7 $μ$ m带参数，发现陨石的带中心比小行星的带中心波长长。这种中心位置的差异可能归因于不同的矿物丰度，以及地球上可用的CM2可能不能代表整个水蚀变小行星群的事实。
2014-02-02 astro-ph.EP
Spectrophotometry of asteroids 32 Pomona, 145 Adeona, 704 Interamnia, 779 Nina, 330825, and 2012 QG42 and laboratory study of possible analog samples
使用0.35-0.90微米范围内的低分辨率分光光度计对2012年9月可供观测的六颗小行星进行了研究，其中包括两颗近地小行星，其中一颗是PHA，目的是研究其反射光谱的特征。我们第一次发现了（在反射光谱中最大值为0.4-0.6微米）的同时升华活动和三个连续型主带小行星，Adeona，Interamnia和Nina，在近日点的距离或接近它。我们认为，这样的彗星-对于C型和近距离型小行星（包括表面下大量的H2 O和CO2冰）来说，在太阳底下最高的地面温度下，类似的活动可能是一种常见现象。然而，最近撞击事件中新冰的挖掘可能是对这一现象的另一种解释。在Adeona、Interamnia和Nina的反射光谱中，以0.38、0.44和0.67-0.71微米为中心的类似吸收带清楚地指向硅酸盐表面物质。为了说明其含量，我们进行了实验室调查的地面样品已知的碳质陨石（Orbane，Mighei，Murchison和Boriskino）和7个样品的低铁镁蛇纹岩作为可能的类似物的小行星。特别是，我们发现，在反射光谱中的低铁蛇纹石样品的中心为0.44 μ m的带的等效宽度与Fe 3+（八面体和四面体）的含量有很高的相关性。这意味着吸收特征可以作为小行星上氧化和水合低铁硅酸盐化合物中三价铁的指示剂。
2015-08-07 astro-ph.EP
Simulated Space Weathering of Fe- and Mg-rich Aqueously Altered Minerals Using Pulsed Laser Irradiation
这项工作的目的是通过模拟太空风化对这些陨石中发现的一部分矿物的影响，研究在碳质球粒陨石中观察到的对比光谱趋势。我们使用脉冲激光照射模拟微陨石的影响含水蚀变矿物，并观察其光谱和物理演化作为照射时间的函数。辐照矿物利蛇纹石，镁页硅酸盐，产生很少的变红和变暗，但显着减少带深度。富铁水蚀变矿物组合组成的cronstedtite，黄铁矿和菱铁矿的照射，产生显着的变暗和带深度抑制。富铁组合的光谱斜率随辐照时间的增加先变红后变蓝。使用扫描和透射电子显微镜的富铁组合的分析揭示了微米级富碳颗粒的存在下，含有显着分数的氮和氧。富铁组合的辐射转移模型表明，npFe 0颗粒导致样品的初始光谱变红，但微米级碳颗粒的产生增加导致随后的光谱变蓝。的存在下，npFe 0和可能cronstedtite可能促进这些有机类化合物的合成。这些实验表明，空间风化过程可使富含挥发物的小行星表面发生有机合成反应。此外，富镁和富铁的水蚀变矿物占主导地位，在不同阶段的蚀变过程。因此，在这些实验中，富铁和富镁样品之间的对比光谱斜率演变可能表明，富含挥发物的小行星的空间风化趋势具有成分依赖性，可用于确定小行星母体的水历史。
2016-12-30 astro-ph.EP
Gaia DR3 asteroid reflectance spectra: L-type families, memberships, and ages
本研究利用 Gaia DR3 的 60,518 颗小行星反射光谱，结合颜色分类法与光谱相似性，改进了 Tirela/Klumpkea 和 Watsonia 两个 L 型小行星族的成员识别，修正了尺寸分布与年龄估计，证明了光谱与层次聚类结合的优势。
2024-07-11 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
Asteroid reflectance spectra from Gaia DR3: Near-UV in primitive asteroids
本研究利用Gaia DR3数据探索原始小行星近紫外光谱，通过校正和MCMC算法识别出紫外吸收与0.7 μm波段（含水富铁层状硅酸盐）的关联，并揭示C型小行星分裂，证明NUV是诊断小行星组成的重要区域。
2024-03-15 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
Composition and Space Weathering Characteristics of Tianwen-2 Mission's First Target Near-Earth Asteroid (469219) Kamo`oalewa
National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Shandong University（山东大学）
天问-2任务研究近地小行星卡莫奥阿莱瓦的矿物组成与空间风化特性，发现其橄榄石含量较高且空间风化程度较浅，为未来探索提供重要参考。
2026-01-29 astro-ph.EP
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
A probabilistic approach to determination of Ceres' average surface composition from Dawn VIR and GRaND data
黎明号宇宙飞船上的可见-红外测绘光谱仪（VIR）显示，含水次生矿物-镁层状硅酸盐，含NH 4相和Mg/Ca碳酸盐-在谷神星上无处不在。谷神星的低反射率需要暗相，这被认为是无定形碳和/或磁铁矿（约80重量%）。相比之下，伽马射线和中子探测器（GRaND）限制了C的丰度（8-14重量%）。和Fe（15-17重量%）。在这里，我们调和的VIR衍生的矿物组成与GRaND衍生的元素组成。首先，我们从VIR数据，包括陨石衍生的不溶性有机物，无定形碳，磁铁矿，或组合作为变暗剂的矿物丰度模型，并提供统计上严格的误差条从贝叶斯算法结合辐射传输模型。元素丰度的C和Fe是远远高于所建议的所有模型满足VIR数据的GRaND观测。然后，我们表明，辐射转移模型预测较高的反射率从碳质球粒陨石的已知组成比其测量的反射率。因此，我们的第二个模型使用多个碳质球粒陨石端元，允许的可能性，其特定的纹理或矿物以外的碳或磁铁矿作为变暗剂，包括硫化物和tochilinite。碳质碳酸盐的非混合模型消除了C和Fe元素丰度的差异。谷神星的平均反射光谱和元素丰度最好由碳质球粒陨石类物质（40-70重量%）复制，IOM或无定形碳（10重量%），磁铁矿（3- 8wt%），蛇纹石（10-25重量%），碳酸盐（4-12重量%），和含NH 4的页硅酸盐（1-11重量%）。
2020-10-31 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
2004 EW95: A phyllosilicate bearing carbonaceous asteroid in the Kuiper Belt
太阳系动力学演化的模型预测，由于行星迁移的早期阶段，原始微行星会从它们的形成区域分散到气态巨行星中。因此，碳质物体散布到外部小行星带和柯伊伯带。这些模型预测柯伊伯带应该包含一小部分具有碳质表面的天体，尽管迄今为止，所有报道的小型柯伊伯带天体（KBO）的可见光反射光谱都是线性和无特征的。我们报告了一个小的KBO，（120216）2004 EW 95的不寻常的反射光谱，表现出其近紫外反射率的大幅下降和广泛的浅光学吸收功能中心在约700 nm，这是检测到大于4西格玛的意义。这些特征，通过光谱光度学和光谱学的多个时代证实，分别与氧化铁和层状硅酸盐有关。光谱与一些C-型小行星的光谱有着惊人的相似之处，这表明2004 EW 95可能与这些天体有着共同的起源。2004 EW 95以相对较高的偏心率和倾角与海王星稳定的平均运动共振轨道围绕太阳运行，这表明它可能是由于过去的动力学不稳定性而被安置在那里的。这些结果似乎与上述模型预测一致，并且是第一个显示在小KBO上可靠确认的硅酸盐材料检测的结果。
2018-03-12 astro-ph.EP
Multiband Optical Observation of P/2010 A2 Dust Tail
2010年1月6日发现了一颗小行星P/2010 A2。根据其轨道要素，该小行星被认为属于Flora碰撞家族，其中S型小行星很常见，同时显示出彗星状的尘埃尾巴。虽然对哈勃太空望远镜和罗塞塔航天器拍摄的图像进行的分析表明，尘埃尾是由小行星之间最近的正面碰撞造成的（Jewitt等人，2010年; Scarlgrass等人，2010年），但根据地面图像的形态拟合，提出了冰升华的替代想法（Moreno等人，2010年）。在这里，我们报告了2010年1月在石垣岛天文台用105厘米望远镜对P/2010 A2进行的多波段观测。使用三种宽带滤波器$g'$、$R_c$和$I_c$进行观察。独特的多波段数据显示，P/2010 A2尘埃尾的反射光谱类似于SQ型小行星或普通的小行星，而不是S型小行星。由于测量误差较大，反射光谱也类似于C-型小行星的光谱，尽管C-型小行星在弗洛拉家族中并不常见。相对于$g'$-波段（470 nm）的反射率在$R_c$ -波段（650 nm）为1.096 $\pm$ 0.046，在$I_c$ -波段（800 nm）为1.131 $\pm$ 0.061.我们假设P/2010 A2的母体最初是S型的，但在碰撞时被粉碎成来自内部的新的碎屑颗粒，从而形成了尘埃尾。
2012-01-14 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
Mineralogical Characterization and Phase Angle Study of Two Binary Near-Earth Asteroids, Potential Targets for NASA's Janus Mission
本文对NASA Janus任务的潜在双星近地小行星目标1991 VH和1996 FG3进行地基光谱观测，确定其矿物成分、陨石类似物及反照率，并证实了1996 FG3的相位变红效应。
2023-04-26 astro-ph.EP
Near-ultraviolet to visible spectroscopy of the Themis and Polana-Eulalia complex families
目的。我们研究的目的是获得原始小行星的近紫外到可见光（NUV-VIS，0.35 - 0.95微米）反射光谱，重点是Themis和Polana-Eulalia复合体家族的成员。这一特征使我们能够讨论两个最近的样本返回任务目标小行星，（162173）Ryugu和（101955）Bennu的起源。方法.我们使用位于Roque de los Muchachos天文台的望远镜获得了目标小行星低至0.35微米的低分辨率可见光谱，并重新审视了已经发表的光谱数据。我们研究了原始小行星的NUV-VIS反射光谱的特征，重点是Themis家族和Polana-Eulalia家族复合体的数据。最后，我们比较了这些家庭的NUV特性与（162173）Ryugu和（101955）Bennu。在这项工作中，我们还研究了系统的影响，由于使用五个常用的恒星在兰道尔特的目录作为太阳类似物，以获得小行星的反射率在NUV波长范围。我们比较了五个G-恒星的光谱在兰道尔特的目录与光谱的充分研究的太阳模拟毕宿64，也观察到在同一个夜晚。结果我们发现，许多广泛使用的Landolt的G-型恒星在NUV波长光谱区不是太阳类似物，因此不适合获得小行星的反射光谱。我们还发现，即使忒弥斯家族和Polana-Eulalia家族复合体在可见光波长下显示出类似的蓝色，但忒弥斯家族的NUV吸收比Polana-Eulalia家族复合体深得多。我们没有发…
2022-05-27 astro-ph.EP
Detection of a 2.85 micrometer Feature on 5 Spinel-rich Asteroids from JWST
本研究利用JWST的NIRSpec仪器获取五颗富尖晶石小行星的2-5微米反射光谱，首次发现其存在3-6%深度的2.85微米吸收特征，且与2微米尖晶石吸收强度相关，为该特征起源及太阳系早期演化提供新线索。
2024-05-20 astro-ph.EP physics.geo-ph
A Martian Origin for the Mars Trojan Asteroids
火星上已知的9颗特洛伊小行星中有7颗属于一个以其最大的成员5261尤里卡命名的轨道星团。尤里卡可能是整个星系团的前身，它至少在1 Gyr前形成。有人认为，热YORP效应使尤里卡旋转，导致碎片通过旋转裂变机制喷出。尤里卡的光谱在1 μm附近有一个宽而深的吸收带，表明其成分富含橄榄石。在这里，我们显示的证据表明，特洛伊尤里卡集群的祖先可能起源于从火星地幔挖掘的撞击碎片。我们提出了新的近红外观测的两个特洛伊木马（311999 2007年NS2和385250 2001年DH47），发现都表现出丰富的橄榄石反射光谱类似尤里卡的。这些测量结果证实，该集团的祖先有一个无软骨成分。富含橄榄石的反射光谱在小行星中是罕见的，但在火星上最大的盆地周围可以看到。它们也与一些火星陨石（如夏西尼陨石）以及构成火星地幔的物质相一致。使用数值模拟，我们表明，火星特洛伊更有可能是从火星的撞击喷出物比捕获的富含橄榄石的小行星从主带运输。这一结果直接将特定的小行星与形成中的行星碎片联系起来。
2017-09-29 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
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 Possible Explanation for the Blue Spectral Slope Observed on B-type Asteroids
为了更好地理解暗物质在碳质小行星反射光谱中所起的作用，我们进行了实验室研究，重点是量化相关暗物质的添加如何影响小行星的反射光谱。（石墨、磁铁矿和硫铁矿）可以改变中性硅酸盐矿物的紫外-可见和近红外光谱。我们发现，磁铁矿和硫铁矿都使我们的镁橄榄石样品的反射光谱变暗，并导致光谱斜率减小（变为蓝色）。这些光谱变化可以由纳米和微米尺寸的晶粒引起。在紫外-可见光区域，我们发现石墨在改变光谱斜率方面最有效，而在近红外区域，磁铁矿是最有效的。在研究的所有波长下，石墨在使我们的样品光谱变暗方面是最有效的。然而，观察到陨硫铁也改变了我们样品的斜率和斜率，这表明磁铁矿和石墨引起的光谱变化可能不是唯一的。此外，我们发现，在我们的混合物的光谱斜率比较一般以及已观察到的Bennu表明，一个显着的部分细粒暗物质，包括硫化物，存在于风化层可以导致观察到的负（蓝色）斜率发现B型小行星。
2022-01-18 astro-ph.EP
Composition and origin of L5 Trojan asteroids of Mars: Insights from spectroscopy
我们通过反射光谱研究了L5火星特洛伊小行星的矿物学，特别是（101429）1998 $\mbox{VF}_{31}$，这是唯一不属于尤里卡家族的L5特洛伊小行星（Christou，2013）。我们发现这颗小行星很可能属于Bus-Demeo S-复合体，与Rivkin等人（2007年）的观点一致，并与Sq-或S-型小行星、月球表面以及火星和月球陨石获得了良好的光谱匹配。与光谱端元的混合物拟合表明表面富含镁的斜方辉石和铁金属，或者是斜长石和金属与少量贫镁斜方辉石的混合物。金属成分可能是小行星固有矿物组成的一部分，也可能是极端空间风化的迹象。我们讨论了（101429）的几种起源方案。这颗小行星可能与富含铁的原始无球粒陨石有关（Rivkin等人），可能起源于火星的撞击喷出物-正如最近对尤里卡家族小行星提出的那样（Polishook等人，2017年）-或者可能是月球原始固体地壳的遗迹碎片。另一方面，如果（101429）是火星特洛伊云的一个相对较新的成员（Christou等人，2020年），它的起源可能追溯到内主带的高倾角小行星家族。对于橄榄石占主导地位的尤里卡家族，我们发现这两颗较小的小行星在光谱上比（5261）尤里卡更相似。所有三颗小行星的光谱轮廓非常相似，短波长为$\sim$ 0.7 $μ$ m，但在较长波长处发散。特别是对于两个较小的小行星，我们发现光谱几乎相同的$0.8$ $μ$ m…
2020-10-21 astro-ph.EP
Meteoroid Stream Formation Due to the Extraction of Space Resources from Asteroids
[摘要]小行星采矿并不一定是一个遥远的前景。隼鸟2号和OSIRIS-REx最近与近地小行星进行了重新确认，并将把样本送回地球。虽然这些任务有重大的科学动机，但也有资源利益。空间机构和商业实体对可用于在空间生产火箭燃料的冰和含水矿物特别感兴趣。主要空间机构的国际协调路线图取决于对这些天体自然资源的利用。几家公司已经制定了从近地天体中拦截和提取水和矿物质的计划，因为即使是一颗小行星也可能具有很高的经济价值。然而，小行星表面重力低，可能会造成采矿废物的释放和随后形成碎片流，这是小行星采矿的一个后果。在提取过程中控制材料的策略最终可能仍然需要有目的地丢弃废物，以避免管理不必要的质量。使用模拟，我们探索采矿碎片流的形成，通过整合从四个选定的小行星释放的粒子。其中包括辐射效应，并探讨了碎片大小的范围。模拟结果被用来研究碎片流形成的时间尺度、碎片流的大小以及与零星流星体相比的流星体通量。我们发现，巨大的采矿活动导致的损失的百分之几的小行星的质量或更多，它是可能产生的流，超过零星的流量在流交叉的一些流星体的大小。这些模拟的结果旨在突出显示NewSpace活动可能产生的潜在意外后果，这可能有助于为制定国际空间资源准则的努力提供信息。
2019-11-28 astro-ph.EP
Multiple Asteroid Systems: Dimensions and Thermal Properties from Spitzer Space Telescope and Ground-Based Observations
在斯皮策观测期间，还获得了其中14颗的光度光变曲线，以提供观测的背景和对其绝对星等的可靠估计。提取的中红外光谱进行了分析，使用修改的标准热模型（STM）和热物理模型（TPM），考虑到在斯皮策观测时的大的主的形状和几何形状。我们得出了这些小行星的大小，辐射和光束因子的可靠估计，代表三个主要的分类组：C，S和X。对于大的（体积当量系统直径Deq $\lt$ 130公里）双星小行星，TPM分析表明其热惯性较低（$Γ$ < $\sim$ 100 J s-1/2 K-1 m-2），其发射率谱显示出强烈的矿物特征，这意味着它们覆盖着一层厚的隔热风化层。较小的小行星（表面等效系统直径Deff $\lt$ 17公里）也显示出一些矿物的发射谱线，但与较大的双星小行星相比，这些矿物的发射谱线明显较弱，与颗粒较粗的风化层一致。这些多重小行星的平均体积密度从0.7-1.7克/立方厘米（P型、C型）到$\sim$ 2克/立方厘米（S型）不等。估计M型（22）Kalliope的密度最高（3.2 $\pm$ 0.9 g/cm 3）。作为补充文件提供的光谱能量分布和发射率光谱可有助于限制这些小行星的表面组成。
2016-04-19 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
Sub-surface alteration and related change in reflectance spectra of space-weathered materials
解释无空气行星体反射光谱的一个主要复杂因素是太阳风和微流星体粒子照射引起的空间风化造成的表面变化。我们的目的是评估H和激光照射对样品的损伤，并将其与光谱中观察到的变化联系起来。我们使用橄榄石（OL）和辉石（OPX）小球照射5 keV的H离子和个人fs激光脉冲，并测量其可见光（VIS）和近红外（NIR）光谱。我们用扫描和透射电子显微镜观察了颗粒。我们研究了样本的结构、矿物学和化学修饰，并将它们与反射光谱的变化联系起来。在这两种矿物，H辐射诱导部分无定形的次表面层含有小泡。在OL颗粒中，这些囊泡比OPX中的囊泡更紧密地堆积。相关的光谱变化主要表现在VIS光谱斜率上。激光辐照引起的变化主要取决于材料的熔化温度。只有激光照射的OL包含纳米相Fe颗粒，其在整个测量的光谱范围内诱导可检测的光谱斜率变化。我们的研究结果表明，在VIS-NIR波长的光谱变化主要取决于（部分）非晶次表面层的厚度。非晶化平滑了微观粗糙度，增加了体积散射和吸收对表面散射的贡献。在暴露于空间环境后不久，部分非晶次表面层的出现导致VIS光谱斜率的快速变化。在后期阶段（微流星体轰击的开始），我们预计纳米粒子的出现也会轻微影响近红外光谱的斜率。在更多的空间风化物质中，无定形层和囊泡尺寸的增加只会导致谱带深度的变化和变暗。
2022-07-18 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.space-ph
A new method for deriving composition of S-type asteroids from noisy and incomplete near-infrared spectra
利用从S型小行星的近红外光谱（0.7-2.50 $μ$ m）中提取的谱带参数以及从实验室样品中得出的光谱校准值，可以确定S型小行星的表面组成。在过去，这些经验公式是通过将陨石样品的近红外光谱与其成分和矿物丰度的信息相结合而获得的。为了使这些方程得到准确的结果，它们所来源的实验室光谱的特征应该与小行星光谱数据的特征相似（即，相似信噪比（S/N）和波长范围）。在这里，我们提出了新的光谱校准，可用于确定普通的陨石般的S-型小行星的矿物成分。与以前的工作相反，在这项研究中使用的普通球粒陨石光谱的S/N已被降低，以重现小行星光谱中通常观察到的S/N，使我们能够获得更真实的结果。此外，还推导出了涵盖0.7至2.50 $μ$ m的五个波长范围的新方程，从而有可能确定数据不完整的小行星的组成。使用从小行星（25143）丝川号的近红外光谱测量的波段参数对新的光谱校准进行了测试，并将结果与返回样品的实验室测量结果进行了比较。我们发现，由铁橄榄石（Fa）和硅铁石（Fs）的摩尔含量给出的光谱衍生橄榄石和辉石化学性质与从样品（Fa $_{28.6\pm1.1}$和Fs $_{23.1\pm2.2}$）测量的平均值非常一致，Fa的最大差异为0.6 mol %，Fs的最大差异为1.4 mol %。
2020-03-02 astro-ph.EP
Surface composition and taxonomic classification of a group of near-Earth and Mars-crossing asteroids
过去，由于缺乏含有矿物学诊断吸收带的高质量近红外光谱数据（0.7-2.5微米），限制近地小行星的表面组成一直很困难。在这里，我们提出了可见光（0.43-0.95微米）和近红外（0.7-2.5微米）光谱的九个近地小行星和五个火星穿越小行星（MC）。所研究的非经济实体是：4055 Magellan，19764（2000 NF 5），89830（2002 CE），138404（2000 HA 24），143381（2003 BC 21），159609（2002 AQ 3），164121（2003 YT 1），241662（2000 KO 44）和2007 ML 13。它们是：1656 Suomi、2577 Litva、5407（1992 AX）、22449 Ottijeff和47035（1998 WS）。这些观测是由智利拉西拉的NTT、西班牙卡拉尔阿尔托的2.2米望远镜和夏威夷莫纳克亚山的IRTF进行的。小行星的分类学分类（Bus系统）表明，所有观测到的MC小行星都属于S-复合体，包括S、Sr和Sl类。其中7个近地小行星属于S复合体，包括S、Sa、Sk和Sl类，2个近地小行星被划为V型。NEA 164121（2003 YT 1）是根据其近红外光谱被分类为V型的，因为这颗小行星没有可见光谱。对其中六颗小行星（已获得或以前可获得近红外光谱的小行星）进行了矿物学分析。我们发现三颗小行星（241…
2013-02-18 astro-ph.EP
