The Atacama Cosmology Telescope: Millimeter Observations of a Population of Asteroids or: ACTeroids
本研究利用ACT在2017–2021年的高频次毫米波观测探测160颗小行星，证实毫米流量亏损，并发现其随频率升高及S型小行星而更显著。
2024-01-23 astro-ph.EP
Introducing the Eulalia and new Polana asteroid families: re-assessing primitive asteroid families in the inner Main Belt
所谓的Nysa-Polana小行星复合体是一个多样化和广泛的群体。它似乎是两个不同小行星分类的重叠家族：（44）Nysa是一颗E型小行星，在一个以S型为主的星团中数量最少;（142）Polana是一颗B型小行星，靠近低丰度的B型和C型星团。利用宽视场红外探测器（WISE）任务的数据，我们重新分析了内主带内Nysa-Polana复合体周围的区域，重点是低密度人口。(142)波拉纳似乎并不是尼萨-波拉纳复合体中的低丰度小行星家族的成员。最大的是小行星（495）欧拉莉亚。这颗小行星以前从未与这个复合体联系在一起，这是一个重要的动力学原因：它目前的偏心率略低于大多数家庭成员的范围。然而，它的轨道非常接近与木星的3：1平均运动共振，处于弱的长期共振。我们发现，密切偏心率在短时间尺度上变化很大，平均值在长时间尺度上扩散。扩散轨道、低离心率、分类学上的相似性和半长轴强烈地表明，尽管它目前的离心率是正确的，但（495）Eulalia最近可能处于该家族非常中心的轨道上。系统聚类法检验证实，在偏心率e=0.15时，（495）Eulalia可能是该家系的父代。“Eulalia家族”形成于900- 1500百万年前，可能是100- 160公里母体解体的结果。还有令人信服的证据表明，在小行星（142）Polana的小行星带的同一区域，存在着一个更古老、分布更广的原始家族。
2013-05-13 astro-ph.EP
Scheila's Scar: Direct Evidence of Impact Surface Alteration on a Primitive Asteroid
小行星（596）Scheila是第一个观测到小行星间碰撞直接后果的天体。2010年12月，这颗113公里大小的小行星被一颗直径不到100米的小行星撞击。撞击器的规模是通过观测逐渐消失的喷出物羽流确定的。通过比较撞击前后的光变曲线，我们可以评估谢拉的表面发生了多大的变化。根据撞击物大小得出的撞击坑物理学结果表明，受影响区域的大小比预期的要大（有效半径为3.5至10公里，取决于表面倾角的变化）。在灶神星和火星的卫星上也观察到了类似但更局部化的日冕变化，但还不清楚。然而，描述喷出物覆盖层的经验法则表明，在距离陨石坑3.5 - 10公里处，Scheila的表面将被2毫米至2厘米厚的薄层覆盖。这种尘埃，可能与明亮的撞击物混合，可能足以解释观察到的亮度增加。我们的研究结果表明，次临界撞击可能在处理小行星表面方面发挥重要作用。小撞击对小行星光变曲线的巨大影响使形状建模复杂化。
2013-11-02 astro-ph.EP
Compositional study of asteroids in the Erigone collisional family using visible spectroscopy at the 10.4 m GTC
两颗原始近地小行星（101955）Bennu和（162173）Ryugu将由一艘航天器访问，目的是将样品送回地球。由于这些天体被认为起源于主带内部原始碰撞族（Erigone、Polana、Clarissa和Sulamitis）或这些族以外的小行星背景，因此对这些原始种群的定性将提高飞行任务的科学回报。这项工作的主要目标是阐明的组成Erigone碰撞家庭的可见光谱。小行星（163）Erigone已被归类为原始天体，我们期望这个家族的成员与母体的光谱型一致。我们已经获得了可见光谱（0.5至0.9微米）的Erigone家庭的101名成员，使用OSIRIS仪器在10.4米大加那利望远镜。我们发现，87%的天体具有典型的原始可见光谱，与（163）Erigone一致。此外，我们发现这些物体中有很大一部分（约50%）存在水蚀变的证据。
2017-01-13 astro-ph.EP
Possible sublimation and dust activity on primitive NEAs: Example of (162173) Ryugu
由于原始类型的近地小行星的地面温度相对较高，轨道参数变化迅速，冰物质（主要是H2O冰）是否可能被保留下来仍是一个问题。然而，根据日本隼鸟2号航天任务的目标阿波罗（162173）Ryugu（Cg型）的光谱观测结果总结，我们怀疑小行星上存在短暂的升华活动。然而，与一些主带原始小行星不同的是，它们在接近近日点的距离和太阳下最高温度时都显示出冰的升华，而在远日点附近显然观察到了对龙谷的影响。为了解释这种差异，我们根据Ryugu日心距离计算了太阳下温度，并进行了一些与此和类似NEAs的内部结构和热物理参数相关的分析估计。据推测，Ryugu的时间升华和尘埃活动表明其内部存在残余的冻结核，这可能表明该小行星从主小行星带过渡到近地区域的时间相对较晚。
2018-01-02 astro-ph.EP
Infrared-to-visible albedo ratio of Phobos: Comparison with primitive asteroids
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；CNRS–Lagrange（法国国家科学研究中心-拉格朗日实验室）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Centre national d’études spatiales (CNES)（法国国家空间研究中心）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Padova (OAPd)（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Leicester（莱斯特大学）
本研究计算火卫一三个光谱单元的红外-可见光反照率比值，与MP3C中小行星数据对比，发现其值覆盖原始小行星范围，支持火卫一可能起源于小行星的结论。
2026-08-13 astro-ph.EP
Searching for primitive, dark, spectrally red asteroid families in the main belt with Gaia
利用Gaia数据发现部分主带小行星家族可能属于T-/D型，需进一步红外观测验证。
2025-11-20 astro-ph.EP
Primitive asteroids in the main belt, Cybele, and Hilda populations from Gaia DR3
LIRA, Université Paris Cité, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CY Cergy Paris Université, CNRS（拉伊特研究所，巴黎西岱大学，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Institut Universitaire de France (IUF)（法兰西学院）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（宇宙科学研究所，日本宇宙航空研究开发机构）
利用Gaia DR3数据研究主带及Cybele、Hilda区域的原始小行星分布，发现318个新D型和124个Z型小行星，验证理论估算。
2026-01-20 astro-ph.EP
New candidates for active asteroids: main-belt (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira, and near-Earth (162173) Ryugu
2012年9月，在四颗主带原始小行星（145）Adeona、（704）Interamnia、（779）Nina和（1474）Beira的近日点附近，首次同时观测到微弱彗发活动的光谱迹象，这被解释为表面物质中/下H2O冰升华的表现（Busarev等人，2015 a，2015 b）。我们确认了尼娜在2016年9月接近近日点时的现象。与此同时，根据对日本隼鸟2号航天飞行任务的目标近地小行星（162173）Ryugu（Vilas，2008年）的光谱观测结果，我们怀疑Cg型小行星上存在周期性的类似瞬态活动。然而，与主带原始小行星在近日点附近表现出冰的升华不同，对Ryugu的影响显然是在远日点附近记录的。为了解释这种差异，我们计算了太阳下温度取决于小行星的日心距离，考虑了主带和近地原始小行星内部结构的定性模型，包括冰，并进行了一些分析估计。推测的时间升华/脱气活动的Ryugu点存在一个残留的冻结核心在其内部。这可能表明该小行星从主小行星带过渡到近地区域的时间相对较晚。
2017-12-08 astro-ph.EP
Recent collisional jet from a primitive asteroid
在这里，我们展示了一个年轻的小行星群位于一个动态稳定的区域，这是由一个约30公里大小的原始体部分分裂产生的。我们估计它的年龄只有1.9 +/- 0.3百万年，因此它的撞击后演变应该是非常有限的。最大的天体和其他星团成员之间的巨大差异意味着这是一次撞击事件。母体的轨道倾角很大，发生碰撞时的典型撞击速度比主带中最常见的情况高出两倍。我们第一次掌握了最近一次事件的可观测结果，以研究涉及原始小行星的高速碰撞，为这些事件的数值模拟和实验室实验提供了非常有用的限制。
2012-06-09 astro-ph.EP physics.space-ph
A comparative analysis of the outer-belt primitive families
上下文小行星家族见证了小行星带上发生的激烈碰撞演化。对家庭成员的物理特性的研究可以提供关于母体分化状态的重要信息，并提供关于这些物体如何形成的见解。在主带中发现的这些小行星家族中，有几个主要是低丰度的原始小行星。这些天体对于研究太阳系的形成非常重要，因为它们经历了较弱的热物理过程，并提供了有关我们行星系早期条件的信息。目标。我们的目标是研究忒弥斯、健姬亚、乌苏拉、Veritas和李小花家族之间物理性质的多样性。方法.我们提出了新的光谱数据，结合使用各种数据在文献中，如旋光和旋转性能的综合分析。结果我们的研究结果表明，Themis和degreea家庭，在该地区最大的家庭，目前类似的水化水平。Ursula和Lixiaohua家族与其他家族相比更红，并且基于可见光谱分析没有水化成员的迹象。相反，Veritas呈现最高比例的水合成员。结论.这项工作展示了原始外带族的物理特性方面的多种情况，这可能与小行星群的动态混合和母体的分化程度有关。
2021-05-25 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
Expected spectral characteristics of (101955) Bennu and (162173) Ryugu, targets of the OSIRIS-REx and Hayabusa2 missions
NASA的OSIRIS-REx和JAXA的Hayabusa 2样本返回任务目前正在途中，分别遇到原始近地小行星（101955）Bennu和（162173）Ryugu。光谱和动力学证据表明，这些近地小行星起源于主带的内部。在这个区域有几个原始的碰撞家族，这两个小行星最有可能起源于Polana-Eulalia家族复合体。我们提出了预期的光谱特征的基础上，我们的研究，我们的原始碰撞家庭在内部带：Polana，Eulalia，Erigone，Sulamitis，和克拉丽莎的目标。观测是在我们的原始小行星光谱巡天（PRIMASS）的框架内进行的。我们的研究结果是特别相关的规划和解释的现场图像和光谱将获得的两个航天器在遇到他们的目标。
2018-05-22 astro-ph.EP
(121514) 1999 UJ7: A primitive, slow-rotating Martian Trojan
目的。这次调查的目的是确定小行星（121514）1999 UJ 7的起源和表面成分，这是目前已知的唯一L4火星特洛伊小行星。方法.我们获得了1999年UJ 7的可见光反射光谱和光度测定，并将光谱结果与一些分类纲和亚纲的光谱进行了比较。获得并分析了光变曲线，以确定小行星的自旋状态。结果1999 UJ 7的可见光谱在蓝色区域呈现负斜率，并且存在以约0.65微米为中心的宽而深的吸收特征。光谱的整体形态似乎表明C-复合物分类。光度学行为相当复杂。光变曲线显示主周期为1.936 d，但这是仅使用光度数据的子集导出的。小行星可能处于非主轴旋转状态，但我们的观测覆盖范围不足以得出确定性结论。结论.虽然观测到的光谱吸收更宽更深，但这一发现可能与某些CH型小行星所表现出的0.7微米光谱特征相一致，并可能被解释为存在水合矿物的诊断。1999 UJ 7作为一个原始天体的推断成分可能与一个富含挥发物的天体相一致，该天体最初是在太阳系雪线之外吸积的，后来演变到太阳系的内部区域。
2018-09-06 astro-ph.EP
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
The Solar Nebula on Fire: A Solution to the Carbon Deficit in the Inner Solar System
尽管表面以碳基生命为主，但与形成时可用的物质相比，地球的整体组成是显着的碳贫乏。大量的碳缺乏延伸到小行星带，代表了行星诞生条件的化石记录。行星形成的最初步骤包括太阳星云中原始亚微米硅酸盐和碳颗粒的生长。我们提出了一个解决方案，其中原始碳颗粒优先破坏的氧原子点燃加热由于恒星吸积半径< 5 AU。这个解决方案可以解释地球和陨石中大量的碳缺乏，小行星带内的成分梯度，以及越来越多的证据表明其他恒星周围的岩石中存在类似的碳缺乏。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Unusual polarimetric properties of (101955) Bennu: similarities with F-class asteroids and cometary bodies
我们已经获得了小行星（101955）Bennu，大概是一个原始的近地天体（NEO），是美国宇航局的样本返回任务OSIRIS-REx的目标偏振测量。在我们的观测活动中，Bennu在各种照明条件下都可以从地球上看到，相位角在16到57度之间。Bennu与最近观测到的（3200）Phaethon和（152679）1998 KU 2一起，是在相位角间隔很宽的情况下以偏振方式观测到的原始近地天体的唯一实例。根据我们的偏振数据，我们建议，Bennu属于不寻常的F分类在80年代定义的类。根据之前的工作，F类包括具有彗星特征的物体。这一事实对于解释OSIRIS-REx探测该天体的结果非常重要。从偏振测量，我们还得到了Bennu的几何常数的估计：0.059 +/- 0.003。
2018-08-23 astro-ph.EP
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
Surface Properties, Orbital Dynamics, and Thermophysical Modeling of the Primitive Asteroid (269) Justitia
São Paulo State University (UNESP)（圣保罗州立大学）
本研究通过三维建模和热分析，揭示了小行星(269)正义的表面动力学、平衡点分布及温度分布，为未来航天器任务提供动态框架。
2026-03-01 astro-ph.EP
Compositional characterisation of asteroid (84) Klio with JWST
本研究利用 JWST NIRSpec 首次对 asteroid (84) Klio 进行 3 μm 区域光谱分析，发现其光谱与 CM2 陨石相似，并检测到层状硅酸盐和碳酸盐特征，为约束该原始小行星的成分提供了新证据。
2025-10-22 astro-ph.EP
Physical properties of near-Earth asteroids with a low delta-${\it v}$: Survey of target candidates for the Hayabusa2 mission
作为隼鸟飞行任务的一部分，从被称为25143 Itokawa的近地小行星上送回了样品，从送回的样品中得出了大量科学发现。继隼鸟号飞行任务之后，计划进行隼鸟2号飞行任务，目标是从一颗原始小行星上取样返回。隼鸟2号的主要目标体是小行星162173 Ryugu;然而，还需要收集物理信息以供选择备用目标。因此，我们用光谱学方法检查了5颗小行星，用几何学方法检查了43颗小行星，通过周期分析检查了41颗小行星。因此，获得了74颗近地小行星的物理特性，这有助于隼鸟2号后备目标的搜索，并进一步了解了各个小行星的物理特性及其起源。
2018-10-10 astro-ph.EP
Near-infrared spectroscopy of 1999 JU3, the target of the Hayabusa 2 mission
上下文原始小行星含有与地球生命起源有关的复杂有机物质和冰。这些类型的小行星是今后几年将发射的几个取样返回飞行任务的目标。1999 JU3是日本宇宙航空研究开发机构隼鸟2号任务的目标。目标。1999年JU3被确认为C级小行星。在较长波长的光谱观测将有助于限制其组成。方法.我们获得了光谱的1999年JU 3从0.85至2.2微米，与3.6米国家伽利略望远镜使用低分辨率模式的近红外照相摄谱仪。结果我们给出了1999年JU 3的近红外光谱，从0.85到2.2微米，这与以前发表的光谱和它的C型分类是一致的。结论.我们的光谱证实了1999年JU3的原始性质及其作为样本返回任务Hayabusa 2的目标的兴趣。
2013-03-14 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
A spectroscopic survey of the small near-Earth asteroid population: peculiar taxonomic distribution and phase reddening
我们提出了有史以来第一次完全致力于小（绝对星等H>20）近地小行星（NEA）人口的可见光谱调查的结果。在欧洲联盟委员会资助的近地天体盾牌-2项目的框架内，在一个30夜保证时间观测方案期间，在欧洲南方天文台的新技术望远镜上进行了观测。获得了147个天体的可见光谱，并进行了分类。相对于较大的近地小行星，它们在分类上的分布情况特殊。特别是，富含橄榄石的A型和富含有机物的D型比通过推断较大近地小行星的分类分布所能预期的要丰富。这些结果对研究太阳系历史的第一阶段，包括早期地球上的生命前物质的传递具有影响。我们的数据是在太阳相位角的大范围内获得的，使我们能够证明属于不同分类类型的小行星的特殊相位红化行为。与中等和高散射度的天体相比，低散射度的小行星不显示或显示有限的相位红化。这一结果表明了一种有希望的新方法来区分X复合体中的原始小行星。与以前的实验室实验，橄榄石丰富的表面是最受影响的相红化。
2018-03-23 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
Two Extrasolar Asteroids with Low Volatile-Element Mass Fractions
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪获得的紫外光谱，我们扩展了我们先前对两颗白矮星GD 40和G241-6上吸积的太阳系外小行星的成分的地基光学测定。结合这些恒星的光学和紫外光谱与氦占主导地位的大气，13和12个污染元素分别在GD 40和G241-6中被确信地检测到。对于GD 40上的物质，挥发性元素C和S与原始CI陨石中的质量分数相比不足10倍以上，N至少不足5倍，并接近大块地球的推断。G241-6也有类似的模式，只是S未耗尽。我们还新发现或放置有意义的上限的量的Cl，Al，P，Ni和Cu的吸积物质。从光学研究的结果延伸，难熔元素在吸积母体的质量分数是相似的散装地球和陨石测量。热处理，也许内部的雪线，似乎是至关重要的，在确定这些特定的太阳系外小行星的元素组成。
2012-03-13 astro-ph.EP
Physical characterization and origin of binary near-Earth asteroid (175706) 1996 FG3
近地小行星（NEA）（175706）1996 FG 3是一个特别令人感兴趣的航天器目标：一个具有低Δ V日心轨道的双星小行星。它的卫星轨道提供了关于其质量密度的宝贵信息，而它的颜色和颜色表明它是原始的或C-复合体分类群的一部分。我们扩展了这个对象的物理特性与新的观测其发射在中红外（IR）波长和近红外反射光谱。我们得出一个面积等效系统直径为1.90 \pm 0.28公里（对应于近似组件直径为1.83公里和0.51公里，分别）和0.039 \pm 0.012的几何常数。1996 FG 3先前被归类为C型小行星，但结合0.4- 2.5微米的光谱和热修正后，显示分类为B型小行星;两者都与低测量的低轨道一致。动力学研究表明，1996 FG 3最有可能起源于内主小行星带。最近的研究表明，内主带（142）Polana家族可能是另一个低DeltaV B型NEA（101955）1999 RQ 36的起源。1996年FG 3的类似起源需要由重叠的木星7：2和火星5：9平均运动共振传递，而不是nu-6共振，我们发现这是一个低概率，但可能的起源。
2012-03-21 astro-ph.EP
Polarimetric Properties of the Near--Sun Asteroid (155140) 2005 UD in Comparison with Other Asteroids and Meteoritic Samples
对太阳附近小行星的研究对于了解原始太阳系天体的最后演化阶段非常重要。一颗靠近太阳的小行星（155140）2005 UD的轨道要素与（3200）法厄同（日本宇宙航空研究开发机构$DESTINY^+$任务的目标小行星）的轨道要素相似。我们对2005 UD进行了测光和偏振观测，发现该小行星在观测到的太阳相位角（$ α= 20 - 105^\circ $）的大范围内表现出与法厄同相似的偏振相位曲线，但与（101955）Bennu和（162173）Ryugu（由水合碳质材料组成的小行星）不同。在低相位角（$α\lesssim 30^\circ$），这些近太阳小行星（2005 UD和Phaethon）的偏振特性与无水碳质陨石一致，而Bennu的特性与含水碳质陨石一致。我们推导出了几何视星等$ p_\mathrm{V} \sim 0.1 $（在0.088-0.109的范围内）、平均$ V $带绝对星等$ H_\mathrm{V} = 17.54 \pm 0.02 $、会合自转周期$ T_\mathrm{rot} = 5.2388 \pm 0.0022 $小时（假定为双峰解）和有效平均直径$ D_\mathrm{eff} = 1.32 \pm 0.06 $ km。在大相位角（$ α\gtrsim 80^\circ$）下，极化相位曲线可能由大晶粒的优势和小微米尺寸晶粒的缺乏来解释。我们的结论是，这些…
2021-10-30 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
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
A binary main belt comet
小行星是原始的太阳系天体，它们通过碰撞和快速旋转造成的破坏而演化[1]。这些过程可以直接导致双星小行星的形成[2-4]和尘埃的释放[5]，在某些情况下，通过暴露冻结的挥发物。在被称为主带彗星（MBC）的小行星子集中，挖掘出的挥发物的升华导致短暂的彗星状活动[6-8]。升华产生的扭矩可测量地影响活动彗星的自旋速率[9]，并可能导致双叶彗星核的分裂[10]。主带小行星288 P（300163）在近日点2011附近活动了几个月[11]，被怀疑是由水冰的升华[12]和快速旋转[13]支持的，而至少有一个组件以16小时的周期缓慢旋转[14]。288 P是一个至少有11颗小行星的年轻家族的一部分，这些小行星是在750万年前的一次粉碎性碰撞中由直径约10公里的前体形成的[15]。在这里，我们报告说，288 P是一个双主带彗星。它与已知的小行星双星不同，因为它具有广泛的分离，几乎相等的组件大小，高偏心率和彗星般的活动。这些观测结果也为升华作为288 P活动的驱动力提供了强有力的支持，并表明升华力矩可能在双星轨道演化中发挥重要作用。
2017-10-10 astro-ph.EP
The taxonomic distribution of asteroids from multi-filter all-sky photometric surveys
几十年来，人们一直在研究小行星在主带的分布，以了解其组成分布，以及这告诉我们太阳系的形成和演化。现在，全天空调查提供的数据数量级超过有针对性的调查。我们提出了一种方法来纠正偏置的小行星种群在斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的大小，距离，和duplex。我们对这个数据集进行分类，与总线和总线DeMeo系统一致，并给出了由此产生的分类分布。该数据集包括小至5公里的小行星，直径比以前的作品小三倍。由于我们的样本中的尺寸范围很广，我们按数量，表面积，体积和质量呈现分布，而以前的工作完全是按数量。虽然数量分布是一个有用的数量，并且已经使用了几十年，但这些额外的数量为总物质的分布提供了新的见解。我们在主带内部发现了D型的证据，根据行星迁移过程中天体从外太阳系注入内太阳系的动力学模型（Levison et al. 2009），它们是意想不到的。我们没有发现S型或其他意想不到的类特洛伊人和希尔达之间的证据，虽然偏向于这样的检测。最后，我们首次估计了内太阳系中各类物质的总量。主带最大的质量级依次为C、B、P、V和S。除了谷神星、智神星、灶神星和仙女座这四颗质量最大的小行星外，原始物质（C型和P型）占了主带和特洛伊小行星质量的一半以上，其余大部分质量都是S型。所有其他类都是火星和木星之间物质的次要贡献者。
2013-07-09 astro-ph.EP
Inhomogeneities on the surface of 21 Lutetia, the asteroid target of the Rosetta mission
背景：2010年7月，欧空局的罗塞塔号航天器将飞越主带小行星21 Lutetia。到目前为止，已经对这颗小行星进行了几次观测，但它的表面组成和性质仍然是一个有争议的问题。很长一段时间以来，Lutetia被认为具有金属性质，因为它具有高的IRAS反射率。后来有人提出它的表面成分类似于原始的碳质球粒陨石，而进一步的观察则提出它可能与更进化的顽火辉石球粒陨石有遗传联系。目标：为了在解决Lutetia性质的难题方面做出重要贡献，我们于2008年11月在Telescopio Nazionale Galileo（TNG，La Palma，西班牙）对这颗小行星进行了可见光谱观测。方法：在不同旋转相位下获得13个可见光谱。研究结果：我们证实了Lazzarin等人（2009年）在Lutetia光谱中发现的约0.47-0.48微米处的窄光谱特征的存在。我们还发现了Lazzarin等人（2004年）在Lutetia光谱中发现的约0.6微米的光谱特征。更重要的是，我们的光谱在0.6和0.75微米之间表现出不同的光谱斜率，特别是，我们发现高达20%的Lutetia表面可以具有更平坦的光谱。结论：我们在不同的旋转阶段检测到光谱斜率的变化，这可以解释为可能是由于化学/矿物成分的差异，以及Lutetia表面结构的不均匀性（例如，在南半球的陨石坑或火山点的存在）。
2010-03-25 astro-ph.EP
Development of Techniques Enabling Suborbital Small Object Capture Around Low Gravity Asteroids
University of Arizona（亚利桑那大学）
对小天体小行星的探索提供了直接接触太阳系原始组成部分的途径。采样和返回飞行任务使化学和放射性同位素研究成为可能，不仅为太阳系的形成提供证据，而且还对何处可能找到资源供今后开发提供基本了解。Hayabusa-2和OSIRIS-REx建立的着陆和采样技术通过实际着陆小行星并将样本收集到通过探测器从航天器底部伸出的篮子中来完成这一任务。这一技术已被证明是可行的，但在飞行任务操作以及收集机制本身的规模和复杂性方面都有很高的成本。本文通过利用最近发现的Bennu风化层颗粒喷射来探索替代的采样和返回技术。从Bennu表面喷射出的颗粒通常为1厘米大小，飞行时间为几个小时，这表明从母航天器部署的纳米航天器可能会以最小的传感器和delta-V能力追踪，收集和返回样本。该任务的关键方面是为了减少风险，并制定了一个整体的任务概念，以建立可靠性。
2020-12-18 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.RO
Apache Point rapid response characterization of primitive imminent impactor 2024 RW$_1$
本文利用 Apache Point 3.5-m 望远镜对撞击前发现的即将撞击小行星 2024 RW$_1$ 进行了快速测光与物理表征，测定其颜色、自转周期、直径与质量，并推断其最可能源自 3:1 主带共振。
2025-09-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Nordic-based observations of binary asteroid (163693) Atira reveal a hydrated CM chondrite composition
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究通过北欧观测数据揭示双小行星(163693) Atira具有含水CM碳质球粒陨石成分，采用光度、光谱和偏振方法，为Atira群体地面物理特征研究提供重要参考。
2026-09-24 astro-ph.EP
How to form planetesimals from mm-sized chondrules and chondrule aggregates
由于观测到的小于$\sim$ 100公里的天体很少，太阳系中小行星和柯伊伯带天体的大小分布很难与自下而上形成的设想相一致。相反，星子似乎是自上而下形成的，大的$100-1000$ km天体是由小固体颗粒的致密团块快速引力坍缩形成的。本文研究了在原行星盘中固体粒子形成致密团块的条件。我们使用流体动力学代码来模拟固体颗粒和圆盘内剪切盒内气体之间的相互作用，考虑颗粒大小从亚毫米级球粒到米级岩石。我们发现，毫米大小的粒子可以形成密集的粒子云，通过径向漂移的失控收敛称为流动不稳定性。我们绘制了一张容易产生致密粒子团的条件范围图（湍流强度、粒子质量负载、盘质量和到恒星的距离）。最后，我们估计的mm尺寸的颗粒之间的碰撞速度的分布。我们计算的粘附碰撞的速度，并获得一个强大的上限上的粒子生长的时间尺度为$\sim$ $10^5$年。这意味着毫米大小的球粒聚集体可以在比盘吸积时间尺度（$\sim$ $10^6 - 10^7$年）小得多的时间尺度上生长。我们的研究结果表明，从原始陨石中发现的毫米大小的颗粒到完全形成的小行星存在一条路径。我们推测，小行星可能形成从一个正反馈回路中，凝聚导致粒子结块驱动的流动不稳定性。这种聚集反过来又降低了碰撞速度并增强了凝结。未来的模拟应该将凝血和流动不稳定性结合在一起，以进一步探索这种反馈回路。
2015-04-24 astro-ph.EP
Asteroid (101955) Bennu in the Laboratory: Properties of the Sample Collected by OSIRIS-REx
该研究分析OSIRIS-REx返回的贝努小行星样本，揭示其暗色碳质风化层特性、水蚀变矿物组成及独特同位素特征，证实样本返回对低密度材料研究的重要价值。
2024-04-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
