Reaccumulation process after a catastrophic disruption event on a differentiated asteroid
National Defense Academy（日本防卫大学校）；Kobe University（神户大学）
研究通过模拟撞击事件，探讨分化小行星破坏及铁质 rubble pile 形成机制，发现 catastrophic disruption 产生铁质 rubble pile，而 mantle stripping 形成分层结构，材料强度和方程状态影响碎片生成。
2026-05-12 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
Preliminary estimation of the footprint and survivability of the Chelyabinsk Meteor fragments
太空飞行器进入行星和小行星进入行星之间有几个不同之处。在这项工作中，我们调查的适用性的经典方法和办法的碎片分析小行星进入。特别是，为解决不受控制的再入物体的碎片问题而设计和开发的内部碎片工具，在此用于预测小行星碎片的生存能力和地面足迹。车里雅宾斯克事件所获得的结果作为测试案例。与目前可用的信息进行比较，证明所提出的方法的有效性。
2013-04-08 astro-ph.EP
Initial velocity V-shapes of young asteroid families
小行星家族的抛射速度场在很大程度上是不受约束的，这是由于成员在百万年时间尺度上通过长期共振和雅科夫斯基效应相对较快地分散。在$a$中由雅科夫斯基效应引起的碎片扩散与由碎片初始喷射引起的扩散是不可区分的。通过检查家族$<$ 20万年的历史，我们可以使用V形识别技术，以分离家庭的形状，是由于初始喷射速度场和那些是由于Yarkovsky效应。$<$ 2000万年前的小行星家族提供了一个机会，在家族碎片变得过于分散之前对其速度场进行研究。只有Karin家族的初始速度场已经确定，并且与直径$D^{-1}$成反比。我们应用V形识别技术来约束年轻族的初始喷射速度场，通过测量它们的碎片在半长轴$a$与$D^{-1}$空间中的V形相关的曲率。从直线的曲率意味着从$D^{-1}$的缩放的偏差。我们测量了11个年轻小行星家族的V形曲率，包括\FYnospace，Aeolia，Brangane，Brasilia，Clarissa，Iannini，Karin，Konig，Koronis（2），Theobalda和Veritas小行星家族。我们发现，大多数小行星家族的初始弹射速度场与$\sim D^{-1}$支持实验室的影响实验和计算机模拟破坏小行星母体一致。
2017-09-26 astro-ph.EP
New observational evidence of active asteroid P/2010 A2: Slow rotation of the largest fragment
我们报告了对活跃小行星P/2010 A2的新观测，该小行星在2010年首次发现后，于2017年1月最接近地球（1.06 au）。尽管旋转周期在澄清其喷射机制中起着至关重要的作用，但由于这个微小物体（直径$\sim$ 120米）的极端模糊，P/2010 A2的旋转特性尚未被研究。利用自发现以来最好的观测几何，我们成功地获得了最大碎片的旋转光变曲线与Gemini/GMOS-N。我们发现：（1）最大的碎片有一个$11.36\pm0.02$ hr的双峰周期，它的自旋比它的临界自旋周期慢得多;（2）最大的碎片是一个高度拉长的物体（$a/b\geqslant 1.94$），有效半径为$61.9^{+16.8}_{-9.2}$ m;（3）喷出物的粒径分布服从破幂律（4）尘埃和碎片的累积粒径分布的幂指数分别为$2.5\pm0.1$和$5.2\pm0.1$）：（4）最大碎片与总喷出物的质量比约为0.8;（5）尘埃云形态与Kim等人（2017）的各向异性喷射模型一致。这些新的喷出物特征支持了撞击破碎假说。
2017-06-13 astro-ph.EP
Olivine-dominated A-type asteroids in the Main Belt: Distribution, Abundance and Relation to Families
在主小行星带中，分化的小行星是罕见的，尽管在陨石记录中有大约100个不同的分化天体的证据。我们试图理解为什么主带小行星的差异如此之少，以及这些差异化的天体或碎片所在的位置。使用斯隆数字巡天（SDSS）搜索大海捞针，我们确定光谱A型小行星候选人，橄榄石为主的小行星，可能代表地幔物质的分化机构。我们已经进行了近红外光谱调查与SpeX的美国宇航局IRTF和火的麦哲伦望远镜。我们报告了已知A型小行星数量增加一倍的结果。我们推导出一个新的估计这类橄榄石为主的小行星的总体丰度和分布。我们发现A型小行星占所有大于2公里的主带天体的不到0.16%，估计总共有600颗A型小行星超过该尺寸。它们被发现相当均匀地分布在整个主带，甚至在Cybele地区的距离被发现，并且在任何小行星家族中没有统计学意义的集中。我们得出的结论是，最有可能的含义是，在主带的橄榄石为主的材料的几个片段并没有形成本地，而是作为碰撞碎片的身体，在其他地方形成植入。
2019-01-09 astro-ph.EP
Anisotropic Ejection from Active Asteroid P/2010 A2: An Implication of Impact Shattering on an Asteroid
我们重新审视了小行星P/2010 A2中发生的质量喷射现象，即尘埃颗粒和大碎片的动力学特性。我们构建了一个模型，假设在一个固体锥形射流各向异性喷射，并成功地再现了从2010年1月到2012年10月的约3年的档案观测图像中的时变特征。当我们假设尘埃粒子和碎片从一个在任何观测中都没有检测到物体的点以相同的方向喷出时，各向异性模型可以解释所有的观测，包括（i）独特的尘埃云形态，（ii）尾迹表面亮度和（iii）碎片的运动。我们的研究结果表明，原始的身体被粉碎的冲击与Q* <~ 350 J/kg的比能量，和残余的缓慢反足喷出物（即，在我们的模型中各向异性喷射）观察为P/2010 A2。观测到的数量与通过实验室撞击实验获得的数量一致，支持P/2010 A2事件是目前主要小行星带发生撞击破碎的第一个证据的观点。
2017-03-26 astro-ph.EP
Asteroid (3200) Phaethon: colors, phase curve, limits on cometary activity and fragmentation
我们报告了一个多观测站活动，以检查小行星3200 Phaethon在其2017年12月接近地球期间，为了改善我们对其基本参数的测量，并寻找表面变化，彗星活动和碎片。法厄同的平均颜色为B-V = 0.702 +/- 0.004，V-R = 0.309 +/- 0.003，R-I = 0.266 +/- 0.004，中性到浅蓝色，与先前将法厄同归类为F-型或B-型小行星一致。法厄同的B-V颜色（但不是V-R或R-I）随观测者亚纬度的变化，可能与阿雷西博雷达观测到的陨石坑有关。在20至100度的相位上的高节奏测光允许拟合HG测光参数的值; H = 14.57 +/- 0.02，13.63 +/- 0.02，13.28 +/- 0.02，13.07 +/- 0.02;在BVRI滤波器中G分别为0.00 +/-0.01、-0.09 +/- 0.01、-0.10 +/- 0.01、-0.08 +/- 0.01;负G值与F型小行星的其他观测结果一致。光变曲线的变化也与阿雷西博报告的凹面一致，表明法厄同表面有大的陨石坑，其喷出物可能是双子座流星流的来源。当法厄同距离太阳1.449天文单位时，气体/尘埃产生的上限为0.06 +/- 0.02千克/秒，当法厄同距离太阳1.067天文单位时，气体/尘埃产生的上限为0.2 +/- 0.1千克/秒。对伴随法厄同的米级碎片的搜索没有发现任何其天空运动也与背景主…
2019-05-24 astro-ph.EP
Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family
谷神星是小行星主带中最大、质量最大的天体。黎明号航天器的观测数据显示，谷神星表面至少有两个直径约280公里的撞击坑，可能会喷出大量碎片。然而，用于识别动态小行星家族的标准技术没有检测到任何谷神星家族。在这项工作中，我们认为，线性长期共振与谷神星耗尽谷神星附近的对象的人口。此外，由于谷神星的高逃逸速度，家族成员预计非常分散，相当一部分公里大小的碎片应该能够到达主带的原始区域，即5 J：-2 A和7 J：-3 A平均运动共振之间的区域，在那里观测到的小行星数量很少。与其在谷神星附近寻找可能的谷神星家族成员，不如在原始地区进行搜索。我们确定了156颗小行星，它们的分类，颜色，亮度可能与谷神星的碎片兼容。值得注意的是，这些天体中的大多数都有接近谷神星本身的倾角。
2016-02-15 astro-ph.EP
Nucleus and Mass Loss from Active Asteroid 313P/Gibbs
我们介绍了哈勃太空望远镜在2014年10月至2015年3月的五个月间隔内对活动小行星313 P/吉布斯（以前的P/2014 S4）的观测。该天体在近日点（2.4天文单位）附近的两个不同轨道上反复活动，这一特性自然可以用近地表冰的升华来解释，但很难与其他活动机制相协调。我们发现，质量损失的峰值附近的1公斤秒$^{-1}$在10月，然后在随后的几个月下降约5倍，在几乎恒定的日心距离。这种下降幅度太大，不可能是由于观测期间日心距离的变化造成的。然而，它与局部地形阴影下的冰斑升华相一致，例如在短周期彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的核上观察到的坑中。虽然没有独特的解释是可能的，一个简单的自遮蔽模型表明，升华从一个坑的深度与直径比接近1/2匹配的活动下降的观察速度，而更深和更浅的坑不。我们估计核半径为700 $\pm$ 100米（假设几何半径为0.05）。尘埃的空间分布的测量，从不同的观察几何获得。它们表明，尘埃是连续喷射的，而不是脉冲式的，有效颗粒尺寸很大，$\sim$ 50 $μm$，喷射速度为$\sim$ 2.5 m s $^{-1}$。喷出的尘埃总质量为$\sim$ 10 $^7$ kg，相当于原子核质量的$\sim$ 10 $^{-5}$。观测结果与冰的$^2$中$\sim$ 10 $\sim$的部分阴影升华相一致，对应于核表面的$\sim$ 0.2\%。要…
2015-07-07 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
The Physical Characterization of the Potentially-Hazardous Asteroid 2004 BL86: A Fragment of a Differentiated Asteroid
潜在危险小行星的物理特性对于撞击危险评估和评估减缓方案十分重要。近距离飞越PHA为研究其表面光度和光谱特性提供了机会，从而能够在主小行星带中确定其源区。我们于2015年1月26日在距离地球120万公里（0.0080 AU）的近距离飞越期间观察到PHA（357439）2004 BL 86，使用地面望远镜阵列来限制其光度和光谱特性。光变曲线观测表明，这颗小行星是一颗双星，随后的雷达观测证实了这颗双星的性质，并给出了一级直径为300米，二级直径为50 - 100米。利用我们的测光观测资料，导出了2004 BL 86在V波段的位相曲线。两种不同的光度函数被拟合到这个相位曲线，IAU H-G模型（Bowell等人，1989）和Shevchenko模型（Shevchenko 1996）。根据H-G函数的拟合，我们得到了绝对星等H = 19.51 +/-0.02和G = 0.34 +/-0.02。舍甫琴科函数得到的绝对星等为H = 19.03 +/-0.07，相位系数b = 0.0225 +/-0.0006。使用Belskaya和Schevchenko（2000）发现的关系，相位系数用于计算几何相位（Ag），在V波段获得Ag = 40 +/-8%的值。利用H-G函数和Shevchenko函数的几何星等和绝对星等，我们计算了2004 BL 86的直径（D），分别得到D = 263 +/-26和D …
2015-09-23 astro-ph.EP
New asteroid clusters and evidence of collisional fragmentation in the L5 Trojan cloud of Mars
本研究基于新本征元素目录，在火星L5特洛伊云中识别出两个显著小行星聚类，分别源于尤里卡家族的旋转分裂和撞击喷射，并确认了辐射力驱动的轨道分布相关性。
2025-02-22 astro-ph.EP
Drifting Asteroid Fragments Around WD 1145+017
我们对被污染的白矮星WD 1145+017进行了广泛的测光观测，据报道，至少有一个，也许是几个，有尘埃排放的大小行星（或微行星）经过它。我们在37个夜晚进行了53次观测，共计192小时，这颗17等恒星的小型到中型望远镜覆盖了2015年11月1日至2016年1月21日的时间间隔。我们总共检测到约237次流量显著下降。数据的周期图揭示了4.5004小时的显著周期性，这与用K2检测到的主导（“A”）周期一致。在此期间的折叠光变曲线显示，有一个长达一小时的流量下降，平均深度接近10%。这个凹陷由一系列较短，有时更深的凹陷组成，这些凹陷并不总是发生在完全相同的轨道相位，并且无法用K2来解决。事实上，我们发现在其他轨道阶段的通量有许多下降。几乎所有与该活动相关的倾角似乎都相对于“A”期系统性地漂移，每天约2.5分钟，离散度约为0.5分钟/天，对应于4.4928小时的平均漂移期。我们总共可以追踪到大约15个这样的漂移特征。在K2中没有检测到“B”-“F”周期，但如果它们保持在K2水平，我们就不会期望看到它们。我们将漂移运动解释为从小行星上脱落的较小物体（“碎片”）进入比小行星轨道略小的轨道。如果我们的解释是正确的，我们可以使用漂移率来确定小行星的质量。在这种情况下，我们发现小行星的质量为M_a ~ = 10^23克，大约是谷神星质量的1/10，不确定性大约为2倍。
2016-03-19 astro-ph.EP
The Chelyabinsk superbolide: a fragment of asteroid 2011 EO40?
明亮的火球或火流星是由高速进入地球大气层的流星体引起的。2013年2月15日，在俄罗斯车里雅宾斯克附近的天空中观察到一个超级火流星。这样的流星可能是小行星衰变的结果，在这里，我们探索这种可能性应用多步骤的方法。首先，我们使用现有的数据和蒙特卡洛优化（验证使用2008年TC 3作为模板），以获得一个强大的解决方案的车里雅宾斯克撞击前的轨道（半长轴= 1.62天文单位，偏心率= 0.53，倾角= 3.82度，经度的升交点= 326.41度和近日点的参数= 109.44度）。然后，我们使用这个最可能的轨道和数值分析，挑选出候选人的成员，我们称之为车里雅宾斯克小行星家族。最后，我们进行N体模拟，以确认或拒绝候选人和撞击物之间的任何动态连接。我们发现可靠的统计证据车里雅宾斯克集群的存在。它似乎包括多个小行星和两个相对较大的成员：2007 BD 7和2011 EO 40。车里雅宾斯克超火流星最有可能的母体是2011 EO 40。这些物体的轨道受到相当大的扰动，因为它们不仅与地月系统发生近距离接触，而且还与金星、火星和谷神星发生近距离接触。在这种情况下，星团的年龄不可能超过20-40 kyr。
2013-08-10 astro-ph.EP
Nucleus of active asteroid 358P/Pan-STARRS (P/2012 T1)
来自活跃小行星的尘埃排放可能是由碰撞，快速旋转，嵌入冰的升华以及这些组合驱动的。确定这些过程的特征有助于更好地了解它们各自对小行星群演变的影响。我们研究了快速旋转在活动小行星358 P（P 2012/T1）中的作用。我们用SOAR/Goodman和VLT/FORS 2获得了两个晚上的358 P深度成像。我们从时间分辨光度学中推导出了旋转光变曲线，并在一张堆叠的超深图像中寻找大于8毫米的大碎片和碎片。其核心的绝对星等为m_R=19.68，对应于C型小行星的相位函数和相位函数的标准假设的直径为530米。我们没有探测到需要快速旋转以减少表面重力以便于逃逸的碎片或碎片。10小时光变曲线并没有显示出明确的周期性。
2018-05-28 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
Accretion of tidally disrupted asteroids onto white dwarfs: direct accretion versus disk processing
在不同冷却年龄的超过四分之一的白矮星（WD）中观察到大气重元素，这表明小行星物质正在不断吸积，而只有百分之几的WD拥有尘埃盘，并且所有这些WD都在吸积金属。在这里，假设一个碎石堆小行星是分散在WD的洛希瓣内的行星，我们研究其潮汐破坏和长期演变的碎片。我们发现，在经过几次离心通道后，小行星被撕碎成其组成颗粒，形成一个扁平的薄环。在百万年的时间尺度上，百分之几十的粒子被散射到WD上，因此直接吸积而不首先通过一个圆形的近盘。碎片相互碰撞对于共面碎片是最有效的，因此只有在行星破坏轨道共面性之前的$10^3-10^4$年才是重要的。我们表明，对于一个碎石堆小行星的组成粒子的大小频率分布的近地天体，它必须大致至少10公里的半径，使足够的碎片产生和$\ge10\%$的质量是失去了相互碰撞。在几十公里/秒的相对速度下，这种碰撞将潮汐碎片磨成越来越小的尘埃颗粒。WD辐射力可能使这些颗粒的轨道收缩，形成尘埃盘。一颗整体小行星的潮汐破裂会产生公里大小的大碎片，只有$\ge100$ km的母体才能产生足够的碎片，使相互碰撞变得重要。因此，这些大的小行星在被吸积之前会经历一个盘状阶段。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-Gravitational Acceleration of the Active Asteroids
彗星可以表现出非重力加速度由反冲力由于各向异性的质量损失。活跃的小行星也是如此。我们提出了一个天体测量调查的18个活跃的小行星在寻找非重力加速度。在三个物体中获得了统计学上显著的（信噪比（SNR）$> 3$）检测：313 P/Gibbs、324 P/La Sagra和（3200）Phaethon。最强和最令人信服的检测（$>$ 7 $σ$在三个正交分量的加速度），是为$\sim$ 1公里直径的核324 P/La Sagra。4.5 $σ$探测到313 P/Gibbs（也是直径$\sim$ 1 km）加速度的横向分量也可能是真实的，这一点可以通过解决方案的稳定性来证明，以拒绝或包含特定的天体测量数据。我们还发现了一个3.4 $σ$径向分量检测$\sim$ 5公里直径（3200）法厄同，但这种检测是更敏感的具体数据集的列入，这表明它可能是虚假的起源。我们样本中的其他15颗活跃小行星都显示出与零一致的非重力加速度。我们探讨了不同的物理机制，可能会引起所观察到的非引力效应，并估计质量损失率从非引力加速度。我们提出了一个修改后的动量转移法的基础上，物理上现实的升华模型，为未来的工作，非引力的力量，但注意到，它对派生的轨道要素的影响不大。
2016-12-20 astro-ph.EP
Disintegration of Active Asteroid P/2016 G1 (PANSTARRS)
我们报告了2016年4月活动小行星P/2016 G1（PANSTARRS）的灾难性解体。超过三个月的深度图像显示，该物体由一个细长的彗发包围的碎片中心集中组成，并呈现出以前未报道的尖锐弧形和狭窄的线性特征。这些特征的形态和演变独立地指向2016年3月6日的一个短暂事件。弧形和线性特征可以通过环上的大颗粒以约2.5 m/s的速度移动来再现。环的膨胀限定了具有约40度半开口的圆锥体。我们认为G1是被一个小物体撞击而导致其（部分或全部）破裂的，而环对应于在陨石坑形成的最后阶段喷射出的大碎片。
2019-07-01 astro-ph.EP
Are SMBHs shrouded by "super-Oort" clouds of comets and asteroids?
在过去的十年里，人们戏剧性地证实了在银河系内部的秒差距内，原位恒星形成是可能的。在这里，我们认为，巨行星，固体类地行星，彗星和小行星也可能在这些环境中形成，这可能对活动星系核（AGN）的观测产生影响。就像主序星周围的碎片盘一样，大型固体物体的碰撞应该会引发强烈的碎片级联。这种级联中最小的颗粒--微观尘埃--可能会提供显著的不透明性。我们提出了一些观测和物理约束AGN模糊鸟居产生的碎片级联。我们发现，鸟居喂养破碎的小行星消失在低和高AGN光度。在高光度下，$L \sim L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿极限，活动星系核辐射压力会过快地吹出微观尘埃。另一方面，在低光度下，活动星系核盘可能会避免引力碎裂成恒星和固体。我们还注意到，这些碎片级联可能是负责天体物理学的“大”尘埃颗粒约微米大小的一些作者所假设的解释不寻常的吸收特性的活动星系核鸟居。
2011-10-26 astro-ph.CO 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
The atmospheric fragmentation of the 1908 Tunguska Cosmic Body: reconsidering the possibility of a ground impact
1908年6月30日的通古斯事件（TE）是宇宙天体撞击地球的最佳研究案例之一，具有全球影响。然而，直到今天，由于缺乏可靠的信息和可用数据的不确定性，人们对不同的事件重建提出了重大的质疑。在目前的工作中，我们想重新考虑通古斯宇宙体（TCB）的大气层碎裂，考虑到一个米级的碎片可能导致Cheko湖的形成，位于约$9$ ~km西北从震中。我们利用经典的彗星/小行星大气动力学单体理论，加上Foschini（2001）提出的碎裂条件，进行了数量级计算。我们使用2013年2月15日车里雅宾斯克事件（CE）的数据校准了数值模型。我们的工作支持这样的假设，即TCB可能是一个由具有不同机械强度，密度和孔隙度的不同材料的巨石组成的碎石堆小行星。在撞击之前，与地球的一次近距离接触剥离了至少一块巨石，巨石掉到了主体旁边，挖出了切科湖。我们排除了一个单一的紧凑的小行星喷射一米大小的碎片在空中爆炸期间，或之前不久，因为没有合适的组合巨石质量和横向速度的假设。
2019-02-11 astro-ph.EP
On the stability of spinning asteroids
大多数直径大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星都是碎石堆，即由一个以上的固体物体组成。所有的小行星都在旋转，但几乎所有大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星的旋转周期都大于$2.3 \ {\rm hours}$，这是离心力等于引力的关键时期。这表明小行星碎片之间几乎没有粘附力。我们表明，这是由于小行星颗粒的表面粗糙度，减少了颗粒之间的范德华相互作用的一个因素的$100$为微米尺寸的颗粒，甚至更大的颗粒。我们表明，表面粗糙度的结果是独立的颗粒的大小的相互作用力，与预期的线性尺寸依赖性与光滑表面的颗粒。因此，大小为$100 \ {\rm nm}$的两个结石碎片以与大小为$10 \ {\rm m}$的两个碎片相同的非重力相互吸引。
2021-10-27 astro-ph.EP cond-mat.mes-hall cond-mat.soft
The role of fragment shapes in the simulations of asteroids as gravitational aggregates
远程测量和现场观测证实了这样一种想法，即大小达数百米的小行星可能是碎石堆。这些物体的动力学可以使用引力聚集的N体模拟来研究。我们调查的N体模拟引力聚集粒子形状的作用。我们研究了接触相互作用机制和参数的影响，如表面摩擦，颗粒的尺寸分布和数量的集料。本文讨论了无旋转、无外力作用下碎石桩在自重作用下的整形问题。我们实现了N体引力聚集问题与不规则的，非球形的粒子之间的接触和碰撞。接触相互作用采用软接触方法，考虑了颗粒表面的粘弹性行为。我们进行了数值模拟，比较的行为的球形机构与不规则的角机构。从非平衡态的聚集体开始进行模拟。我们允许粒子通过重塑沉降，直到它们达到平衡态。初步的测试研究，以调查颗粒介质的定量和定性行为。颗粒的形状在碎石堆骨料的沉降过程中起着重要的作用，影响着骨料在平衡状态下的瞬态动力学和整体特性。从长远来看，颗粒形状主导了模拟参数，如表面摩擦，颗粒尺寸分布和聚集体中的颗粒数量。球形粒子不适合于精确地模拟N体聚集模拟的粒子之间的接触相互作用的物理。为了更真实和准确地表示接触相互作用机制，需要不规则颗粒。
2020-05-28 astro-ph.EP
Configuration of Single Giant Planet Systems Generating `Oumuamua-Like Interstellar Asteroids
本研究通过长期数值模拟验证潮汐碎裂机制在单巨行星系统中的可行性，发现行星偏心轨道（eₚ~0.2）和木星质量（Mₚ~Mⱼ）为最优条件，明确了类似ʻOumuamua星际天体的产生比例等关键规律。
2025-02-05 astro-ph.EP
Ejecta cloud distributions for the statistical analysis of impact cratering events onto asteroids' surfaces: a sensitivity analysis
本文提出了一个喷射物云分布的模型，以描述由射弹撞击小行星表面产生的羽流。一个连续分布的基础上的概率密度函数的组合来描述的大小，喷射速度和喷射角度的碎片。喷出物的分布是用来统计分析喷出物的命运。通过将喷出物分布与空间填充采样技术相结合，我们从分布中抽取样本，并为它们分配若干\emph{representative fragments}，以便单个样本在时间上的演变代表碎片的集合。使用这种方法，我们分析喷出物的命运作为不同的建模技术和假设的函数。我们评估不同类型的分布，喷射速度模型，系数等的效果。结果表明，一些建模假设比其他人更有影响力，在某些情况下，它们会影响不同方面的喷出物的演变，如份额的影响和逃逸的碎片或小行星表面上的影响碎片的分布。
2023-01-11 astro-ph.EP cs.NA math.NA
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
The splitting of double-component active asteroid P/2016 J1 (PANSTARRS)
我们介绍了双组分小行星P/2016 J1（J1-A和J1-B）的深度成像观测，轨道动力学和尘埃尾模型分析。这些观测是在2016年3月中旬至7月下旬在加那利群岛大望远镜（GTC）和加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上获得的。对P/2016 J1-A和J1-B的大样本克隆物体轨道的向后时间积分的统计分析表明，它们之间的最小间隔很可能发生在当前近日点通过之前的$\sim$ 2300天，即，在近日点附近的轨道上。这种最接近的做法可能与其母体的碎裂事件有关。蒙特卡罗尘埃尾模型显示，这两个成分在当前近日点前250天同时活跃，其最大损失率分别为0.7 kg/s $\sim$ 0.5 kg/s $\sim$，碎片J1-A和J1-B的总喷射质量分别为8 $\times$ 10 $^{6}$ kg和6 $\times$ 10 $^{6}$ kg。因此，碎裂事件和目前的尘埃活动是无关的。这两种成分的同时激活时间以及活动持续6至9个月或更长时间的事实强烈表明，冰升华是粉尘排放过程中最有可能的机制。
2017-02-13 astro-ph.EP
Impact disruption of Bjurböle porous chondritic projectile
研究了400 kg Bjurböle陨石以约200 m/s撞击海冰后的破碎特征，发现其分米级碎片呈幂律分布且形状更接近等轴状，与小行星巨石存在差异，并探讨了孔隙率、撞击速度等因素的影响。
2024-06-01 astro-ph.EP physics.geo-ph
Near-Earth Asteroids of Cometary Origin Associated with the Virginid Complex
本文通过轨道演化计算和理论流星雨特征预测，将29颗近地小行星与室女流星群复合体的流星雨关联起来，证明这些近地小行星具有彗星起源，是较大母彗星的消亡碎片。
2023-05-25 astro-ph.EP
Optical and acoustic ground effects simulations from terminal defense asteroid disruption via the PI method
University of California - Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）
该研究通过模拟验证，NASA的PI方法可在数小时至数年预警内破碎小行星，将2023 PDC这类威胁破碎为100万个碎片时，能大幅降低地面光学与声学效应，实现行星防御。
2026-08-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
SPH simulations of high-speed collisions between asteroids and comets
我们研究了碰撞过程的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。该方法被应用到建模形成的主带家庭在彗星轰击（无论是早期或晚期，${\sim}\,3.85\,{\rm Gy}$前）。如果像尼斯模型预测的那样，小行星受到彗星的轰击，应该会产生数百个小行星家族（直径为$D \ge 100\,{\rm km}$的天体的灾难性破坏），但观察到的数量只有20个。因此，我们计算了一组标准的125个代表性的$D = 100\,{\rm km}$小行星和高速冰冷的抛射体（彗星）之间的碰撞模拟。根据我们的研究结果，最大残留质量$M_{\rm lr}$与低速碰撞相似，这是由于有效强度$Q_{\rm eff}$的适当缩放，但最大碎片质量$M_{\rm lf}$表现出系统性差异-它通常较小的陨石坑和较大的超级灾难性事件。然而，这一趋势并不能解释为什么不存在老年家庭。相应的参数关系可用于其他统计（蒙特卡罗）模型，以更好地了解小行星群和彗星群之间的碰撞。
2022-05-28 astro-ph.EP
Mitigating potentially hazardous asteroid impacts revisited
本研究通过高精度N体模拟，发现轨道剪切使碎片云呈三轴椭球状，其取向决定撞击地球的碎片数量，提出在PHA轨道近心点拦截可最小化撞击后果。
2023-08-18 astro-ph.EP physics.space-ph
Waiting to make an impact: A probable excess of near-Earth asteroids in 2018 LA-like orbits
上下文2018 LA的发现和跟踪标志着历史上第三次在火球最终在我们的大气层中解体之前确定了火球的母体。随后从2018 LA回收的陨石只是第二次从太空到达地面的材料可以与特定的小天体联系起来。然而，像2018 LA及其前身2008 TC 3和2014 AA这样的流星体可能是近地天体（NEO）群体中较大成员的碎片。由于导致产生这类碎片的过程不可能在每次事件中只产生一个流星体，因此必须确定观测到的流星体可能起源于哪些假定的兄弟流星体和可能的候选流星体。目标。在这里，我们研究了2018 LA撞击前的轨道演变，将这颗流星体置于遵循类似轨迹的其他近地天体的动力学背景中。方法.我们的统计分析是基于直接N体计算的结果，该计算使用最新的轨道测定，包括八大行星、月球、冥王星-冥卫一系统的重心和三个最大的小行星的扰动。使用了最先进的近地天体轨道模型来解释我们的研究结果，并采用了随机化检验来估计其统计意义。结果我们发现在2018年类似LA的轨道上有统计学上显著过量的近地天体;在这些天体中，我们发现了一个撞击物，2018 LA，以及第四个最近的已知过路人，2018 UA。一个可能的连接与Chi-Scorpiids流星雨也进行了讨论。已知轨道与2018 LA相似的最大近地天体是具有潜在危险的小行星（454100）2013 BO 73，我们推测它们都来自一个共同的前体，通过碰撞级联。
2019-01-08 astro-ph.EP
PI -- Multimodal Planetary Defense
UC Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本文提出了一种高效的行星防御方法，通过高速动能穿甲弹粉碎小行星，可在不同预警时间内有效防御直径20-1000米的天体。
2026-09-26 astro-ph.EP physics.soc-ph physics.space-ph
Physical Analysis of Bennu Samples Reveals Regolith Production by Collisional Disruption on Near-Earth Asteroids
Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Hopkins Extreme Materials Institute, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学霍普金斯极端材料研究所）；Jacobs-JETS, NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心雅各布斯-JETS）；University of Calgary（卡尔加里大学）；EAPS, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院地球、大气与行星科学系）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；National Air and Space Museum, Smithsonian Institution（史密森尼学会国家航空和航天博物馆）；Astromaterials Research and Exploration Science (ARES), NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心天体物质研究与探索科学部）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；INAF, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Rochester（罗切斯特大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Department of Geology, Rowan University（罗恩大学地质系）；Department of Earth and Planetary Sciences, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆地球与行星科学系）
研究通过分析贝努样本和实验室实验发现，碰撞碎片在微重力环境下被保留，表明碰撞破坏是松散层形成的主要机制，适用于其他高孔隙率的近地小行星。
2026-04-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
A road-map to white dwarf pollution: Tidal disruption, eccentric grind-down, and dust accretion
很大一部分白矮星显示出金属线，表明行星物质的污染，但吸积过程仍然知之甚少。本文的主要目的是制作一个路线图，说明白矮星污染的几个潜在途径，并将这些途径与观测结果联系起来。我们提出的主要道路开始于一个分散的小行星的潮汐破坏和一个高度偏心的潮汐盘的形成，具有广泛的碎片大小。这些碎片的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力单独的吸积太慢，无法解释所观察到的速率。相反，在第二阶段，包括差分拱点进动在内的几个过程导致偏心碎片之间的高速碰撞。大的小行星在分裂时会产生更多的碎片，导致快速研磨并产生短暂而强烈的尘埃爆发，而较小的小行星则会在较长的时间内研磨。在最后阶段，碰撞产生的尘埃通过阻力循环并吸积到白矮星上。我们表明，当吸积速率超过10^7 g/s时，由PR阻力引起的光学薄尘埃吸积会产生大的红外（IR）过量。我们假设周围的白矮星以高速率吸积，但没有检测到红外过量，尘埃循环需要增强阻力-例如，由于存在气体附近的磁盘的近心。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
O(N^2) fragmentation algorithm
碰撞碎裂是一种普遍存在于各种天体物理系统中的现象，从小行星带到碎片和原行星盘。碎裂的数值研究通常依赖于将碰撞物体的尺寸分布离散化为质量空间中的大量N个箱，通常按几何学间隔。将碰撞产生的碎片重新分配到相应的质量箱中的标准方法导致O（N^3）计算，当N很大时，这会导致大量的计算开销。在这里，我们制定了一个更有效的显式O（N^2）碎裂算法，当单个碰撞中产生的碎片的尺寸谱具有自相似形状时，只有一个特征质量尺度（可以任意依赖于碰撞物体的能量和质量）。在现有片段化代码中使用的片段大小谱通常具有该性质。我们还表明，我们的O（N^2）方法可以很容易地扩展到非自相似片段大小分布，我们提供了一个工作的例子。即使与隐式方法相比，该算法也为N> 100的碎片计算提供了显着的加速，使其成为研究碰撞演化系统的有吸引力的工具。
2019-11-05 astro-ph.EP
Early evolution of disrupted asteroid P/2016 G1 (PANSTARRS)
我们介绍了2016年4月底至6月初使用10.4米大加那利望远镜（GTC）对激活的小行星P/2016 G1（PANSTARRS）的深度成像观测。这些图像最好解释为持续时间相对较短的事件的结果，其发生在近日点前约$\mathop{350}_{-30}^{+10}$天（即，2016年2月10日左右），开始急剧下降，并以$\mathop{24}_{-7}^{+10}$天（半峰半宽，HWHM）下降。模拟的结果表明，如果由半径为1微米至1厘米的颗粒组成，遵循指数-3的幂律分布，并具有0.15的几何相似度，则$\sim$ 1.7 $\times$ 10 $^7$ kg粉尘的排放。对彗星状物体头部明显的向西特征的详细拟合表明，在事件开始时，很大一部分尘埃沿着优先方向喷出，这表明母体可能遭受了撞击，随后部分或全部破裂。根据仪器装置可达到的极限星等，并假定母体的几何学常数为0.15，可得出半径为$\sim$ 50米的可能碎片碎片的大小上限。
2016-07-12 astro-ph.EP
Ejecta Cloud from a Kinetic Impact on the Secondary of a Binary Asteroid: I. Mechanical Environment and Dynamic Model
了解撞击后喷出物云的动态对于规划对小行星的动能撞击飞行任务至关重要，而且对行星形成史也有重大影响。本文的目的是跟踪AIDA任务产生的喷出物的演变，该任务的目标是在2022年动力学撞击近地双小行星65803 Didymos的次级，并反馈必要的信息，AIDA正在进行的A阶段研究。我们提出了一个详细的动态模型，从一个二进制的小行星，综合所有相关的力量的基础上，以前的力学环境分析的喷出物云的模拟。我们应用我们的方法来深入了解Didymos对AIDA影响的预期反应，包括碎片和尘埃的后续演变。实验室实验的火山口比例关系被用来近似的喷出物质量和发射速度的分布。碎片的大小组成的模型与幂律拟合从实际小行星表面的观测。使用飞行任务规定的参数模拟全尺寸演示。我们报告的模拟结果，其中包括计算的喷出物云的传播和记录的历史喷出物吸积和逃逸。喷出物演化的剧烈期很短，随后是一个剩余喷出物逐渐被清除的阶段。太阳辐射压力在清除尘埃大小的喷出物方面证明是有效的，两周后的模拟结果表明，极轨道（垂直于双星轨道平面）上的大碎片比较小的喷出物和留在低纬度的喷出物具有生存优势。
2016-03-23 astro-ph.EP
The Nucleus of Active Asteroid 311P/(2013 P5) PANSTARRS
独特的内带小行星311 P/PANSTARRS（以前的P/2013 P5）以其在2013年的$\sim$ 250天内的9个不同时期中零星的彗星状尘埃喷射而闻名。这种奇怪的行为被解释为一颗在不稳定边缘旋转的小行星表面局部向赤道滑动的产物。我们获得了哈勃太空望远镜的新观测结果，直接测量了原子核并寻找其快速旋转的证据。然而，我们的数据并没有提供快速核旋转的光度证据，而是将光变曲线周期设定为$P \ge$ 5.4小时。光变曲线的主要特征是一个V形的极小值，深度为$\sim$ 0.3星等，暗示着食双星的存在。根据这种解释，时间序列数据与次级/初级质量比$m_s/m_p \sim$ 1：6、分离/初级半径比$r/r_p \sim$ 4和轨道周期$\sim$ 0.8天相一致。这些性质位于其他小行星双星的范围内，这些双星被认为是由旋转分裂形成的。虽然光变周期很长，但如果一个或两个组件快速旋转（$\lesssim$ 2小时），并且由于方位角对称性而具有小的光变曲线变化，向心尘埃喷射仍然是可能的。事实上，对处于临界旋转状态的小行星的雷达观测揭示了“松饼形”的形态，这些形态在方位角上非常对称，而且光变曲线极小。我们的数据是一致的，311 P是一个紧密的二进制中的一个或两个组件旋转的向心极限附近。2013年的质量损失表明，最近发生了解体，甚至可能正在进行中。对最近可能从希尔球外喷射出来的碎片进行了搜索，结…
2018-04-16 astro-ph.EP
Split Active Asteroid P/2016 J1 (PANSTARRS)
我们提出了一个光度和天体测量研究分裂活跃小行星P/2016 J1（PANSTARRS）。两个分量（以下称为J1-A和J1-B）在当前历元之前1500天（2012年5月至6月）或2300天（2010年4月）分离$\sim$，对于前一种情况，分离速度为$V_{\mathrm{sep}} = 0.70 \pm 0.02$ m s $^{-1}$，对于后一种情况，分离速度为$0.83 \pm 0.06$ m s $^{-1}$。凯克测光显示，这两个碎片具有类似太阳的颜色，与原始的C-和G-型小行星的颜色相当。对于一个名义上的彗星状的彗星，$p_{R} = 0.04$，有效的，灰尘污染的横截面估计为2.4公里$^{2}$的J1-A，和0.5公里$^{2}$的J1-B。我们估计J1-A的核半径在$140 \lesssim R_{\mathrm{N}} \lesssim 900$ m范围内，J1-B的核半径在$40 \lesssim R_{\mathrm{N}} \lesssim 400$ m范围内。一个syndyne-synchrone模拟表明，这两个组件已经活跃了3至6个月，通过喷射尘埃颗粒的速度$\sim$ 0.5 m s $^{-1}$与速率$\sim$ 1 kg s $^{-1}$为J1-A和0.1 kg s $^{-1}$为J1-B。在它目前的轨道上，2016 J1的旋转加速和脱挥发…
2017-02-09 astro-ph.EP
The debiased compositional distribution of MITHNEOS: Global match between the near-Earth and main-belt asteroid populations and excess of D-type Near-Earth Objects
我们报告了对420个近地天体的491个新的近红外光谱测量结果，这些测量结果是在美国航天局红外望远镜设施上收集的，是麻省理工学院-夏威夷近地天体光谱测量的一部分。这些测量结果与先前公布的数据（Binzel等人，2019年）相结合，并进行了偏差校正，以得出整个近地天体群以及来自小行星带及以外的各种逃逸路线的子群的固有组成分布。由此产生的分布很好地反映了小行星带的整体成分梯度，减少分数的硅酸盐丰富（S-和Q-型）机构和增加分数的碳质（B-，C-，D-和P-型）机构作为一个功能，增加ER距离太阳。近地天体与其预测的来源群体之间的组成密切吻合，证实了用于识别地球辐射的动力学模型的正确性，并反驳了小行星带中约5公里至约100米之间的小行星的组成随大小而发生任何强烈变化的说法。一个明显的例外是5：2 J的D型近地天体过多，3：1 J和nu 6 ER的D型近地天体数量较少，这表明主带中存在大量的D型小行星。或者，这种过量可能表明，由于空间风化，光谱优先从D型表面演变为C型和P型，或者表明，在近地天体空间，D型天体比其他光谱型天体更容易碎裂。在这项工作中，没有发现在主带中存在碰撞族的进一步证据，低于当前主带调查的检测限。
2022-02-28 astro-ph.EP
Long term dynamics around the Didymos-Dimorphos binary asteroid of boulders ejected after the DART impact
该研究模拟DART撞击抛射巨石的长期动力学，发现1%的巨石可在准稳定轨道上存活至少4年，机制类似Kozai，且再撞击主要发生在Dimorphos的背向撞击点半球。
2024-02-07 astro-ph.EP
Taurid Complex Smoking Gun: Detection of Cometary Activity
使用长期光变曲线（SLC）形式（Ferrín，2010），我们已经编目了金牛座复合体（TC）的88个可能成员。其中51个具有有用的SLC，其中34个（67%）表现出彗星活动。这一高比例的活跃小行星支持了旧石器时代晚期发生灾难的假设（Clube和Napier，1984年），当一个大的短周期彗星，从柯伊伯带到达内太阳系，从2万年前开始，经历了一系列的碎裂，产生了现在的2 P/Encke彗星，以及TC的其他许多成员。祖体的不均匀结构（非常类似于碎石堆）促进了其破碎，这也解释了目前在复合体中共存的不同成分和来源的碎片。我们发现（2212）HephaiT和169 P/NEAT是活跃的TC成员，并有自己的亚群。该复合体的其他组成部分是流星体群，当它们进入地球大气层时经常会引起流星雨，很可能还有两颗小行星，它们分别于1908年和2013年在通古斯卡和车里雅宾斯克上空的地球大气层中爆炸。我们今天看到的TC是一个非常多样化和众多的物体的残余物，其特征是与地球发生强烈碰撞的过去，这可能继续对我们的星球构成威胁。
2020-11-26 astro-ph.EP
Force chains bias the dynamic response to impacts in rubble-pile asteroids
本研究通过二维颗粒模型发现碎块堆小行星的力链会引导撞击动态响应，导致应力与损伤沿力链集中，为评估撞击防御的破裂风险提供了指导。
2024-12-31 astro-ph.EP
Anatomy of an Asteroid Break-Up: The Case of P/2013 R3
我们对P/2013 R3的新数据和已发表的数据进行了分析，这是第一颗在解体时被发现的小行星。在UT 2013年10月1日至2014年2月13日之间的时间间隔内测量了13个分立元件。我们确定的平均值，成对的速度分散在这些组件之间的$Δv = 0.33\pm0.03$ m s $^{-1}$，并发现他们的分离时间是交错的间隔为$\sim$ 5个月。在第一次观测中，包裹着系统的尘埃的横截面为$\sim$ 30 km $^2$，但以与辐射压扫描一致的速率单调衰减。个别成分表现出彗星般的形态，也褪色，除非二次碎裂伴随着额外的尘埃释放。我们发现，只有上限的半径的任何嵌入固体核，通常$\sim$ 100至200米（几何半径0.05假设）。结合起来，P/2013 R3的组成部分将形成一个半径为$\lesssim$ 400米的单一球体，这是我们对前身物体大小的最佳估计。观测结果与旋转破坏弱（内聚强度$\sim$ 50至100 N m $^{-2}$）母体，$\sim$ 400 m半径。估计辐射（YORP）自旋的时间这一父$\lesssim$ 1百万年，短于碰撞寿命。如果存在，在低至10 $^{-3}$ kg s $^{-1}$下升华的水冰可在母体上产生与YORP扭矩相当的扭矩。根据对类似破坏频率的保守假设，推断出的小行星碎片产生率为$\gtrsim$ 10 $^3$ kg·s $^{-1}$，这至少…
2017-03-28 astro-ph.EP
Physical Properties of the Young Asteroid Pair 2010 UM26 and 2010 RN221
本文利用哈勃空间望远镜成像研究了年轻小行星对 2010 UM26 和 2010 RN221 的物理性质，发现其主星自转周期和质量比符合旋转不稳定前体破裂模型，但附近无残留碎片，推测其为近期解体的双星。
2023-09-13 astro-ph.EP
Shape, Thermal and Surface Properties determination of a Candidate Spacecraft Target Asteroid (175706) 1996 FG3
本文从已知的光变曲线出发，导出了（175706）1996 FG 3的三维凸形模型，该模型由2040个三角形面和1022个顶点组成。考虑观测不确定性，确定小行星自转轴的最佳拟合方位为$λ=237.7^\circ$和$β=-83.8^{\circ}$，自转周期为$\sim$ 3.5935 h。利用推导出的形状模型，我们采用所谓的先进热物理模型（ATPM）来拟合1996年FG 3 \citep{Wolters2011,Walsh2012}的三组中红外观测数据，以评估其表面性质。假设初级和次级具有相同的形状、热惯性、表面粗糙度，从观测中获得最佳拟合参数。小行星的几何半径和有效直径估计为$p_{\rm v}=0.045\pm0.002$，$D_{\rm eff}=1.69^{+0.05}_{-0.02}$ km。初级和次级的直径被确定为分别为$D_{1}=1.63^{+0.04}_{-0.03}$ km和$D_{2}=0.45^{+0.04}_{-0.03}$ km。表面热惯性$Γ$被导出为具有$0.8^{+0.2}_{-0.4}$的粗糙度分数$f_{\rm R}$的$80\pm40\rm Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$的低值。这表明原生层表面可能有一层风化层，可能被灰尘、碎石和沙子的混合物覆盖。根据对次表层温度分布的模拟，估计最小风化层深度为$5\sim20\rm mm$，表…
2014-01-21 astro-ph.EP
Fragmentation model and strewn field estimation for meteoroids entry
每天都有成千上万的流星体进入地球大气层。绝大多数在下降过程中无害地燃烧，但较大的物体幸存下来，偶尔经历强烈的碎片事件，并到达地面。这些事件可能对一个村庄或一个小城市构成威胁;因此，需要有小行星碎裂模型以及准确的碎裂后轨迹和散落场估计，以便能够进行可靠的风险评估。在这项工作中，一种方法来描述流星体进入，碎裂，下降，和散落场的连续体的方法。在解体时，使用美国航天局标准解体模型的一个修改版本，根据碎片的面积与质量比和喷射速度生成碎片的分布。这种分布，结合流星体的状态，直接传播使用的连续性方程加上非线性的入口动力学。在每个时间步，使用GMM插值重建碎片的概率密度演化。利用这一信息就有可能估计流星体撞击地面的概率。这一方法与目前最先进的模型不同：它具有灵活性，可以包括大的碎裂事件，同时保持一个连续的公式，以便更好地物理表示这种现象。该方法的另一个特点是采用模块化结构，因此可以很容易地将最新的小行星碎裂模型纳入该框架，从而能够不断改进对重返和碎裂事件的预测。碎片密度的传播及其重建，目前只考虑一个破碎点，首先与蒙特卡罗模拟，然后与实际观测进行比较。既考虑了大气阻力引起的减速，又考虑了气动热力学效应引起的烧蚀。
2021-05-31 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.NA
Tidal fragmentation as the origin of 1I/2017 U1 ('Oumuamua)
第一个被发现的星际天体（ISO），'Oumuamua（1 I/2017 U1）显示了干燥和岩石的表面，异常细长的短轴与长轴比$c/a \lesssim 1/6$，相对于当地静止标准（$\sim 10$ km s $^{-1}$）的低速度，非重力加速度，以及在几小时时间尺度上的翻滚。根据$\geq 10^3$，推断出的小行星ISO的数量密度（$\sim 3.5 \times 10^{13} - 2 \times 10^{15}$ pc $^{-3}$）超过了彗星ISO的数量，而岩石/冰冷的柯伊伯带天体的比例（$\lesssim 10^{-2}$）要低得多。虽然有些情况可能导致小行星ISO的喷射，但统一的形成理论尚未全面联系所有Oumuamua令人困惑的特征并解释人口。在这里，我们通过数值模拟表明，'Oumuamua类ISO可以通过广泛的潮汐碎片大量产生，并在其富含挥发物的母体与宿主恒星的近距离接触过程中喷出。在近星点通过期间，由于强烈的加热而增强的材料强度使得具有$c/a \lesssim 1/10$形状、$a \sim 100$ m大小和岩石表面的极度细长的三轴ISO得以出现。虽然低升华温度的挥发物（如CO）同时耗尽，但埋在表面下的H $_2$ O被保存在这些ISO中，为Oumuamua在通过内太阳系期间的非重力加速度提供了一个没有可测量的彗星活动的释气源。我们推断，'Oumuam…
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Colors and Dynamics of a Near-Sun Orbital Asteroid Family: 2021 PH27 and 2025 GN1
本研究观测了动力学相似的低半长轴近太阳小行星 2021 PH27 和 2025 GN1 的颜色，发现二者颜色相似，可能同源，且 2021 PH27 为 X 型，未显示活动，2025 GN1 或与金星有潜在相遇。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
