Large surveys provide numerous non-targeted observations of small bodies (SSOs). The upcoming LSST of the Rubin observatory will be the largest source of SSO photometry in the next decade. With non-coordinated epochs of observation, colors, and therefore taxonomy and composition, can only be computed by comparing absolute magnitudes obtained in each filter by solving the phase function (evolution of brightness of the small body against the solar phase angle). Current models in use in the community (HG, HG12* , HG1G2) however fail to reproduce the long-term photometry of many targets due to the change in aspect angle between apparitions.
We aim at deriving a generic yet simple phase function model accounting for the variable geometry of the SSOs over multiple apparitions.
We propose the sHG1G2 phase function model in which we introduce a term describing the brightness changes due to spin orientation and polar oblateness. We apply this new model to 13,245,908 observations of 122,675 SSOs. These observations were acquired in the g and r filters with the Zwicky Transient Facility. We retrieve them and implement the new sHG1G2 model in Fink, a broker of alerts designed for the LSST.
The sHG1G2 model leads to smaller residuals than other phase function models, providing a better description of the photometry of asteroids. We determine the absolute magnitude H and phase function coefficients (G1, G2) in each filter, the spin orientation (RA_0,DEC_0), and the polar-to-equatorial oblateness R for 95,593 Solar System Objects (SSOs), which constitutes about a tenfold increase in the number of characterised objects compared to current census.
The application of the sHG1G2 model on ZTF alert data using the FINK broker shows that the model is appropriate to extract physical properties of asteroids from multi-band and sparse photometry, such as the forthcoming LSST survey.
Inversion of asteroid photometry from Gaia DR2 and the Lowell Observatory photometric database
小行星的自转特性（自转轴方向和自转周期）和粗略的形状模型，可以从它们的磁盘集成的亮度时，从各种观察几何测量重建。这些物理特性对于创建主带的结构和动力学演化的全球图像至关重要。形状和自旋模型的数量不仅可以在新数据可用时增加，而且可以通过组合独立的数据集并将它们反演在一起来增加。我们的目标是通过处理现有的光度测定法得出新的小行星模型。我们使用Lowell天文台测光数据库中编译的小行星测光，并使用Gaia Data Release 2中的测光。这两个数据源都可用于大约5400颗小行星。在Asteroids@home分布式计算项目的框架下，我们对每颗小行星应用光变曲线反演方法，以找到符合观测光度学的凸形模型和自旋状态。由于盖亚DR 2数据点数量有限，洛厄尔数据的光度精度较差，我们只能为大约1100颗小行星推导出独特的模型。然而，其中762个是新模型，大大扩大了目前约1600个小行星模型的数据库。我们的研究结果表明，一个综合的方法来反演小行星测光的重要性。虽然我们的模型一般同意通过单独反演洛厄尔和盖亚数据，组合反演更强大，模型参数更受约束，独特的模型可以重建在许多情况下，单独的数据集是不够的。
Shape and spin axis determination of the Tianwen-2 target asteroid (469219) Kamo'oalewa from lightcurve inversion
BSA Osservatorio（BSA天文台）；Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Institute of Astronomy（查理大学数学物理学院天文学研究所）；Laboratoire Lagrange, Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de la Côte d’Azur, Université Côte d’Azur（拉格朗日实验室，法国国家科学研究中心，蔚蓝海岸天文台，蔚蓝海岸大学）；University of Leicester, School of Physics and Astronomy（莱斯特大学物理与天文学院）
Shape, Orientation and Colors Combined approach for Asteroids (SOCCA)
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；MAUCA - Master track in Astrophysics（天体物理学硕士轨道项目）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CNRS/IN2P3（法国国家科学研究中心/法国国家粒子与核物理研究所）；IJCLab（理论与实验粒子物理及宇宙学实验室）；Institut d’Astrophysique Spatiale（天体物理学研究所）；Université Marie et Louis Pasteur（玛丽和路易·巴斯德大学）；Institut UTINAM (UMR 6213)（UTINAM研究所）；IMCCE（天体力学与历书计算研究所）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL Research University（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Universités（索邦大学）；UPMC Univ Paris 06（巴黎第六大学）；Univ. Lille（里尔大学）；Inria（法国国家信息与自动化研究所）；Maasai project-team（Maasai项目组）；Laboratoire J.A. Dieudonné（J.A.迪厄多内实验室）
Polarimetry of M-type asteroids in the context of their surface composition
目标。我们的目标是调查如何偏振观测可以提高我们的理解的性质和多样性的M/X型小行星。方法.对选定的M/X型小行星进行了偏振观测：夏威夷哈雷阿卡拉天文台的东北0.6米望远镜（同时使用超视距滤光器）、罗真保加利亚国家天文台的2米望远镜（使用R滤光器）和阿根廷的Complejo El Leoncito天文台的2.15米望远镜（使用V滤光器）。我们分析了M/X型小行星的偏振特性以及通过其他技术获得的现有数据。结果对22颗M/X型小行星进行的新的偏振观测加上已发表的观测结果，提供了41颗小行星的数据集，确定了这些小行星的负偏振分支的深度和/或反转角。我们发现，负偏振分支的深度往往会随着近红外光谱的陡度降低而增加。具有更深负极化分支的小行星往往具有更高的雷达圆极化比。我们发现，基于负极化分支的深度和反转角的关系，两个主要的子类型可以区分M-型小行星。我们认为，这些基团可能与不同的表面组成类似（1）铁和石铁和（2）顽火辉石和富铁碳质方解石。
Intermittent dust mass loss from activated asteroid P/2013 P5 (PANSTARRS)
我们目前的观测和激活小行星P/2013 P5（PANSTARRS）的尘埃环境的模型。该物体在观测期间显示出复杂的形态，存在多个尾巴。我们将自己的观测结果与之前发布的哈勃太空望远镜（HST）图像结合起来，所有这些观测都是通过连接到La Palma上的10.4 m Gran Telescopio Canarias（GTC）上的仪器进行的，以建立一个旨在拟合所有观测结果的模型。总的来说，这些数据涵盖了整整3个月的观测期，这可以用间歇性的尘埃损失来解释。最合理的假设是，一颗小行星旋转，旋转轴垂直于轨道平面，从赤道区域释放质量，这与旋转分裂相一致。假设粒子的喷射速度（v $\sim$ 0.02-0.05 m s $^{-1}$）对应于逃逸速度，则对于体积密度3000至1000 kg m $^{-3}$，物体直径被约束为$\sim$ 30-130 m。
The spin state of asteroid Apophis and a prediction of its change during the 2029 close encounter with Earth
Charles University（查理大学）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Florida Space Institute, University of Central Florida（中佛罗里达大学佛罗里达太空研究所）
The Effect of Aspect Changes on Near-Earth Asteroid Phase Curves
小行星的相位曲线通常被认为只取决于无空气微粒表面的散射特性和被研究物体的大小。在这项研究中，我们证明了额外的依赖对象的形状，旋转极的方向，和观看的几何形状的幻影的相位曲线。近地小行星（159402）1999 AP 10在2020年7月至2021年1月期间出现的相位曲线变化被证实是由于出现时的方位变化。这是通过对小行星的形状建模和模拟幻影上的相位曲线来实现的。我们提出了一系列的几何形状的小行星相位曲线的模拟，以了解这方面的影响的潜在幅度，在这种情况下，它可以开始占主导地位的相位曲线。这种对方位的依赖性可能会在从相位曲线数据导出的特性中引入显著的额外不确定性。我们提供并演示了软件代码，通过模拟和模型拟合随机生成的样本椭球形小行星模型在观察到的几何形状来估计近地小行星相位曲线的方面相关的不确定性。我们演示了如何忽略这种影响可能会导致误导性的解释的数据和低估的不确定性，在进一步的研究中，如在红外线，使用相位曲线导出的参数时，拟合的小行星的物理特性。
Positive YORP effect induced by lateral heat conduction in a crater
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics in Ministry of Education, Nanjing University（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）；Shanghai Aerospace Control Technology Institute & Shanghai Key Laboratory of Space Intelligent Control Technology（上海航天控制技术研究所与上海空间智能控制技术重点实验室）
Overview of Hayabusa2 extended mission's flyby of Near-Earth Asteroid (98943) Torifune
Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；Japanese Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构）；University of Aizu（会津大学）；Hokkaido University（北海道大学）；National Institute of Advanced Industrial Science and Technology（产业技术综合研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris-Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台LIRA实验室，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；University of La Laguna（拉古纳大学）；University of Tokyo（东京大学）
Rotation, spectral type, and albedo of the potentially hazardous asteroid (153814) 2001 WN$_{\text 5}$ Prior to the 2028 June close approach
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）；Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo（东京大学地球行星科学系）；Institute of Astronomy, V.N. Karazin Kharkiv National University（哈尔科夫国立大学瓦·尼·卡拉津天体物理研究所）；Astronomical Institute ASCR（捷克科学院天文研究所）
