The 3 $μ$m Spectrum of Jupiter's Irregular Satellite Himalia
我们提出了一个中等分辨率的光谱木星的不规则卫星Himalia覆盖的关键3 $μ$ m光谱区域。光谱没有显示出水蚀变层状硅酸盐的证据，就像0.7 $μ$ m吸收的初步探测所暗示的那样，而是显示出与C/CF型小行星52欧罗巴惊人相似的光谱。52欧罗巴是一类小行星的原型，通常位于外部小行星带，介于有水蚀变证据的较近距离小行星和有水冰证据的较远距离小行星之间。喜玛拉雅和这组小行星之间的光谱匹配是令人惊讶的，很难与不规则卫星的起源模型相一致。
2014-09-03 astro-ph.EP
Detection of a Satellite of the Trojan Asteroid (3548) Eurybates -- A Lucy Mission Target
我们描述的特洛伊小行星（3548）Eurybates卫星的发现与哈勃太空望远镜获得的图像。这颗卫星在三个不同的时期被发现，两个在2018年9月，一个在2020年1月。该卫星在所有三个时期的亮度与d2 =1.2+/-0.4公里的有效直径一致。预计与欧律贝特的距离约为1700-2300公里，位置各不相同，与大范围的可能轨道一致。Eurybates是Lucy Discovery任务的目标，早期发现卫星为这次相遇的科学回报的显着扩大提供了机会。
2020-08-26 astro-ph.EP
Near-Earth Asteroid Satellite Spins Under Spin-Orbit Coupling
我们开发了一个四阶数值积分器来模拟两个具有任意质量分布的刚体在相互引力势的影响下的耦合自旋和轨道运动。我们模拟的动力学组件在良好的特征二元和三元近地小行星系统，并使用截面图的表面映射可能的自旋配置的卫星。对于异步卫星，分析揭示了卫星的自旋状态是混沌的相空间的大区域。对于同步卫星，我们表明，天平动振幅可以达到可检测的值，即使是适度细长的形状。相空间中混沌区域的存在对双星小行星的演化有重要影响。它可能会大大增加自旋同步时间尺度，解释观察到的异步二进制文件的比例，延迟BYORP类型的演变，并延长二进制文件的寿命。由于大的振动而引起的自旋速率的变化也影响了光变曲线和雷达观测的分析和解释。
2015-02-04 astro-ph.EP
Occultation Evidence for a Satellite of the Trojan Asteroid (911) Agamemnon
2012年1月19日，美利坚合众国东北部的观测者观测到8.0等HIP 41337恒星被特洛伊-特洛伊（911）阿伽门农（Agamemnon）掩星，其中包括一段用36厘米望远镜记录的视频，该视频显示了一个深而短暂的二次掩星，可能是由于卫星造成的，大约5公里（最有可能3至10公里），在278公里$\pm$ 5公里（0.0931弧秒）从小行星的中心投影在天空的平面。在2003年记录的阿伽门农的VLT自适应光学观测中，无法分辨出如此小且如此接近小行星的卫星。阿伽门农的轮廓很适合一个椭圆，尺寸为190.6 $\pm$ 0.9公里乘143.8 $\pm$ 1.5公里。HIP 41337的角直径为0.5 $\pm$ 0.1毫弧秒。在（624）Hektor之后，这可能是第二颗已知拥有小卫星的木星特洛伊小行星。
2013-10-11 astro-ph.EP
Instability zones for satellites of asteroids. The example of the (87) Sylvia system
我们研究了（87）Sylvia系统及其两个卫星的邻域的稳定性。我们使用数值积分考虑Sylvia的非球形，以及卫星和太阳摄动的相互摄动。两个数值模型，分别描述了系统的短期和长期的演变。我们表明，实际的系统是在一个深稳定区，但由于共振的快速和长期的混沌区域包围。然后，我们研究如何潮汐和BYORP效应修改系统的位置随着时间的推移相对于不稳定区。最后，我们简要地概括这项研究，其他已知的三重系统和卫星的小行星一般，并讨论他们的距离平均运动和逃逸共振。
2011-12-22 astro-ph.EP
On the Stability of the Satellites of Asteroid 87 Sylvia
三重小行星系统（87）Sylvia由一颗280公里的主星和两颗小卫星Romulus和Remus组成（Marchis et al 2005）。西尔维亚位于主小行星带。这些卫星都在接近赤道的圆形轨道上围绕着主星运行。在目前的工作中，我们研究的卫星Romulus和Remus的稳定性，以确定每个扰动的影响和贡献。三体问题的结果，Sylvia-Romulus-Remus，显示它们的轨道根数没有显著的变化。然而，当太阳被包含在系统中时，卫星的倾角呈现出一个长周期的演化。当木星被包括在内时，这种幅度被放大。对这些结果的分析表明，罗穆卢斯和雷穆斯是在一个长期的共振和他们的经度的节点相互锁定振动。卫星与木星发生了共振。然而，卫星的轨道演变变得完全稳定时，西尔维亚扁率在模拟中。
2009-02-12 astro-ph.EP
Rapid formation of binary asteroid systems post rotational failure: a recipe for making atypically shaped satellites
本研究通过模拟碎石堆小行星旋转失效后的碎片盘演化，提出潮汐遭遇与合并机制可快速形成扁球或双瓣状卫星，解释了观测到的非典型卫星形状。
2024-07-22 astro-ph.EP
Asteroid 2014 OL339: yet another Earth quasi-satellite
我们的星球有一个永久的卫星-月球-，可能有大量的迷你卫星或短暂的不规则天然卫星，以及三个临时的天然逆行卫星或准卫星。这些类卫星-（164207）2004 GU 9，（277810）2006 FV 35和2013 LX 28-是地球的自由伴侣。准卫星的轨道演化可能会将它们转变为我们星球的临时卫星。在这里，我们研究了最近发现的Aten小行星2014 OL 339的动力学演化，以表明它目前正沿着相对于地球的准卫星轨道运行。这一集至少开始于775年前，它将结束165年从现在开始。这个天体的轨道相当混乱，与164207一起是已知的地球类卫星中最不稳定的。这组小天体在动力学上是非常不均匀的，但其中三个表现出类似Kozai的动力学：164207的近日点的辐角在-90度左右振荡，277810的近日点的辐角在180度左右振荡，2013 LX 28的近日点的辐角保持在0度左右。小行星2014 OL 339目前没有参与任何类似Kozai的动力学。
2014-10-07 astro-ph.EP
Results of testing for presence of satellites near 18 Melpomene and 532 Herculina by the speckle-interferometry method
在这项工作中，我们提出的18 Melpomene和532 Herculina小行星，这是在1978年预测的卫星附近的观测分析的结果，在掩星时刻的HD 47239和HR 5584由这些小行星分别。此外，我们还寻找了HD 47239和HR 5584恒星的卫星。在6米BTA望远镜（SAO RAS）的几个观测期间，我们没有在18颗Melpomene和532颗Herculina小行星以及HR 5584附近发现任何卫星。2016年2月，我们清楚地探测到一颗$ρ$ $\approx$ 0.01 $÷$ 0.02角秒的卫星，接近HD 47239。因此，18 Melpomene小行星很可能是单一的。
2016-12-17 astro-ph.EP
From horseshoe to quasi-satellite and back again: the curious dynamics of Earth co-orbital asteroid 2015 SO2
由于实际原因，马蹄型地球共轨道是值得研究的有趣物体。它们相对容易从我们的星球进入，这使它们成为样本返回任务的吸引力目标。在这里，我们表明，近地小行星（NEA）2015 SO2是一个短暂的共同轨道到地球，经历了一个相当特殊的轨道演变的特点是经常性的，交替的马蹄形和准卫星插曲。它目前正沿着马蹄形轨道运行，这是已知的第九颗这样做的小行星。除了在与地球1：1的平均运动共振内移动外，它还受到与近日点摆动约270度的辐角值的Kozai共振。与其他近地小行星相反，小行星2015 SO2可能已经在地球的共轨区域附近停留了几十万年。
2015-12-02 astro-ph.EP
Formation of the Moon and Binary Asteroids
该研究提出多撞击模型解释月球、Charon和双小行星的形成，通过原始卫星盘和撞击过程解释月球铁含量低及碎片稳定轨道的现象。
2025-12-26 astro-ph.EP
Predictions for the Detection of Earth and Mars Trojan Asteroids by the Gaia satellite
欧洲空间局盖亚卫星计划于2013年底发射，将在五年时间内对整个天空进行系统的天体测量观测。在这次飞行中，将观测到数千个V=20等以下的太阳系天体，包括近地小行星和太阳伸长率低至45度的天体，这些天体很难用地面望远镜观测。我们模拟了盖亚探测地球和火星轨道上的特洛伊小行星。我们发现盖亚不会检测地球木马2010 TK7，但它会检测任何直径大于600米的地球木马。我们还发现盖亚将探测目前已知的火星特洛伊木马，并可能发现100多个直径小至400米的新火星特洛伊木马。盖亚任务的结果将测试有关火星特洛伊小行星群的预测，并导致对太阳系演化的更深入了解。
2013-11-14 astro-ph.EP
Quasi-satellite orbits in the general context of dynamics in the 1:1 mean motion resonance. Perturbative treatment
我们的调查是由最近发现的小行星绕太阳运行，同时停留在太阳系行星之一的长时间。这种运动状态通常被称为准卫星状态，因为即使在最接近的时候，小行星和行星之间的距离也远远大于行星可以容纳其卫星的空间区域（希尔球）。我们探讨的性质的准卫星制度的背景下，空间限制的圆形三体问题“太阳行星小行星”。通过双重数值平均，我们构建的演化方程描述的小行星的轨道要素的长期行为。特别注意的是，在准卫星轨道和一个在另一种类型的轨道中可用的1：1共振的运动之间可能的过渡。对具有足够小的偏心率和倾角的小行星运动，给出了相应演化路径的粗略分类。
2014-09-07 astro-ph.EP
Asteroid (469219) 2016 HO3, the smallest and closest Earth quasi-satellite
许多与地球共轨的小行星经历了准卫星和马蹄铁动力学状态之间的反复转变。小行星2001 GO2，2002 AA29，2003 YN 107和2015 SO2是这种动力学行为的有据可查的案例。这些转变取决于其他行星的引力影响，这是由于多重长期共振的重叠。在这里，我们表明最近发现的小行星（469219）2016 HO3是我们星球的准卫星-第五颗，加入了（164207）2004 GU9，（277810）2006 FV35，2013 LX 28和2014 OL339的行列。这种新的地球共轨轨道也在准卫星和马蹄形配置之间反复切换。它目前的准卫星事件开始于近100年前，它将在大约300年后结束。目前这个天体的轨道解非常可靠，我们的完整N体计算表明，它可能是我们星球的长期伴侣（时间尺度为百万年）。在已知的地球类卫星中，它是最接近我们的星球，因此，是未来原位研究的潜在目标。由于其与地球的动力学关系可能很长，而且鉴于目前和几十年来这一短暂天体相对于我们的地球仍然处于良好位置，对这一26 - 115米的小天体进行光谱研究的结果可能特别有助于我们更好地了解地球上共轨小行星群的起源-本地的或捕获的。木星质量的不确定性对这种类型的共轨道的稳定性的不可忽略的影响也进行了简要探讨。
2016-08-16 astro-ph.EP
Asteroid Photometry from the Transiting Exoplanet Survey Satellite: A Pilot Study
{ \it凌日系外行星巡天卫星}（TESS）使用高节奏、大尺度测光观测来搜索凌日明亮恒星和附近恒星的行星。TESS任务提供的全帧图像包括大量偶然观测到的主带小行星。由于已发布的全帧图像的节奏，我们对长达数十天的周期很敏感，这是一个通过传统观察通常无法访问的相空间区域。这项工作代表了在这个周期范围内对周期分布的偏差小得多的测量。我们推导出了300颗主带小行星的自转周期，并得到了另外7277颗小行星的部分光变曲线，其中包括43颗周期为$P > 100$ h的小行星;理论预测了大量的慢自转小行星。在这些缓慢的旋转体中，我们发现没有一个需要显著的内部强度来抵抗旋转重塑。我们发现我们推导的旋转周期与Lightcurve数据库中重叠的55~目标的结果非常一致。在任务的名义上两年的寿命期间，我们预计将探测到大约85，000颗独特的小行星，并为大约6000颗小行星提供旋转周期解决方案。我们预计，对整个TESS数据集的系统分析将使已知的慢速旋转小行星（周期> 100 h）的数量增加10倍。将我们的新周期测定与文献中以前的测量结果进行比较，我们发现小行星（2320）Blarney的旋转周期在过去十年中至少减少了20%，这可能是由于表面活动或亚灾难性碰撞。
2019-11-04 astro-ph.EP
On quasi-satellite periodic motion in asteroid and planetary dynamics
应用周期轨道解析延拓方法，在三体问题框架下研究了准卫星运动。在最简单的，但不是平凡的模型，即平面圆形限制的问题，它是已知的，准卫星运动与一个家庭的周期性的解决方案，称为家庭$f$，其中包括1：1共振逆行轨道。在我们的研究中，我们确定的临界轨道的家庭$f$，继续在椭圆和空间模型和计算相应的家庭产生的，并组成骨干的准卫星制度的限制模型。然后，我们证明了这些家庭在一般的三体问题的延续，我们验证和解释以前的计算，并显示存在一个新的家庭的空间轨道。研究了周期轨道的线性稳定性。稳定的周期轨道解开了相空间中1：1共振角振动的规则运动的机制。即使在高偏心率和倾角的情况下也存在这种区域，其中可能存在一些动力学区域，在这些区域中可以发现寿命较长的小行星或共轨系外行星。
2018-09-12 astro-ph.EP
Albedo Properties of Main Belt Asteroids Based on the Infrared All-Sky Survey of the Astronomical Satellite AKARI
我们提出了一个分析的红外卫星AKARI的全天巡天探测到的主带小行星的轨道特性。这次巡天探测到的5120颗小行星的特征，包括它们的大小和位置，都编入了AKARI小行星目录（AcuA）。大小和温度的测量是基于标准热模型，使用红外通量和绝对星等的输入。在5120颗AcuA小行星中，主带小行星占了4722颗，半长轴在2.06到3.27 AU之间。AcuA提供了亮度超过绝对星等H < 10.3（对应于直径d > 20公里）的所有主带小行星的完整数据集。我们证实了主带小行星的双峰分布是强烈的双峰，从过去的观测已经知道，双峰分布不仅发生在总人口中，而且在主带的内部，中间和外部区域。我们发现，小行星有更多的变化比大的小行星。尽管有像空间风化这样的小行星过渡过程，但每种分类类型的小行星平均轨道的日心分布几乎是平坦的。另一方面，随着半长轴的增加，总的平均反射率逐渐减小。这可以用分类类型的组成比例来解释;也就是说，随着日心距离的增加，C型和D型等暗小行星的比例增加，而S型等亮小行星的比例减少。X-子类的日心分布：E-，M-，和P-型，这可以划分的基础上的Ekrido值，也检查。P型是X型的主要组成部分，分布在主带区域，P型丰度在3AU以上增加。这种分布类似于C型或D型。
2012-11-13 astro-ph.EP
Extreme AO Observations of Two Triple Asteroid Systems with SPHERE
我们在SPHERE/VLT获得的多个时期的差分成像和积分场光谱数据中发现了小行星（130）Elektra的新卫星- S/2014（130）1。这颗新的（第二颗）小卫星直径约2公里，位于偏心轨道上，距离主卫星约500公里。为了进行比较研究，我们还观测了另一个三重小行星系统（93）Minerva。对于这两个系统，组件分辨的反射光谱的卫星和主要的同时获得。对于任一三重系统，在卫星和主卫星之间没有观察到显著的光谱差异。我们发现，这两个系统中的小卫星更有可能是由亚破坏性的影响，而不是被捕获。
2016-03-14 astro-ph.EP
Asteroid Systems: Binaries, Triples, and Pairs
在过去十年中，已知的近地双星小行星的数量增加了四倍多，而已知的拥有卫星的大型主带小行星的数量也增加了一倍。已经发现了六颗三重小行星，以前未被识别的小行星对和小型主带双星已经被确定。目前的观测证据证实，小型（<20 km）双星是通过旋转裂变形成的，并确定YORP效应为自旋上升过程提供动力。一个基于旋转裂变和裂变后动力学的统一范式可以解释小双星、三双星和双星对的形成。带有小卫星的大型（>20公里）双星最有可能是在大型碰撞过程中产生的。
2015-08-30 astro-ph.EP
Physical, spectral, and dynamical properties of asteroid (107) Camilla and its satellites
大型小行星的数量被认为是原始的，它们是我们太阳系早期历史的最直接见证者。这些卫星可以研究质量，从而研究密度和内部结构。我们在这里研究三重小行星（107）卡米拉的光变曲线，恒星掩星，光谱学，高对比度和高角分辨率的图像和光谱图像的属性。使用超过15年的80个位置，我们确定其较大的卫星的轨道是圆形的，赤道的，和椭圆形的，RMS残差为7.8质量。仅从2015年和2016年三个时期的11个位置，我们确定了第二颗卫星的初步轨道。我们发现它的轨道有点偏心，并且稍微倾斜于主行星的赤道面，这让人想起其他小行星三重系统的内部卫星。比较较大卫星的近红外光谱，发现与卡米拉没有显着差异。因此，这些特性表明，卫星的形成是由于撞击和喷出物的再积累而造成的。我们确定了卡米拉的旋转和三维形状。该模型很好地拟合了每个数据集。我们确定Camilla比中红外测光建模报告的要大，球体积当量直径为254 $\pm$ 36 km（3 $σ$不确定度），与形状建模的最新结果一致（Hanus 2017+）。结合从卫星动力学确定的（1.12 $\pm$ 0.01）$\times$ 10 $^{19}$ kg的质量和从3-D形状模型确定的体积，我们确定密度为1，280 $\pm$ 130 SI。从这个密度，并考虑到卡米拉的光谱与（24）忒弥斯和（65）Cybele（其表面颗粒上的水冰涂层被报道）的相似性，我们推断硅酸盐与冰的质量比为1…
2018-03-07 astro-ph.EP
Irregular satellites of Jupiter: Capture configurations of binary-asteroids
巨行星的不规则卫星的起源是太阳系形成理论这一巨大“谜题”的重要组成部分。这是公认的，他们不是“原位”形成的物体，在地球周围，因为被认为是定期的。那么，解释它们起源的最合理的假设是它们在其他地方形成并被行星捕获。然而，限制性三体问题动力学的捕获具有暂时性，这就需要辅助捕获机构的作用。然而，并不存在一个完善的捕获机制。在这项工作中，我们试图了解双星小行星捕获机制的哪些方面可能有利于永久捕获双星小行星中的一个成员。我们考虑四体动力系统太阳、木星、双小行星，对捕获轨迹进行了八千多次数值模拟。我们将问题限制在圆平面的椭圆形情况下，积分时间为10^4年。关于二进制特征，我们注意到1）更紧密的二进制比大分离的二进制更容易产生永久捕获。我们还发现，2）次要成员的永久捕获概率比主要成员的永久捕获概率更有表现力。另一方面，在捕获破坏过程的各个方面中，4）伪东正交被认为是二元破坏瞬间非常可能的捕获角配置。此外，我们还发现，在与木星交会时发生分裂的双星小行星被捕获的几率更高。这些结果表明，太阳对双星小行星的捕获动力学起着非常重要的作用。
2010-02-11 astro-ph.EP
Investigation of multiple asteroids 2006 VV2, (45) Eugenia, (90) Antiope, (762) Pulcova, (87) Sylvia, 137170 (1999 HF1)
介绍了对近地小行星群2006颗VV 2和13170颗（1999 HF 1）双星小行星、主带45颗Eugenia和87颗Sylvia三重小行星、762颗Pulcova和90颗Antiope双星小行星的研究结果。对于小行星2006 VV 2，确定了颜色指数（B-V、V-R、R-I）、绝对星等（16.7 \pm 0.2米）、分类类别、密度（2.71 \pm 0.04克/厘米3）、组成部分的质量以及主要组成部分的精确形式和卫星轨道。对于（45）Eugenia小行星，从主要组成部分中提炼出来，确定了两颗卫星的模拟轨道，结果表明，主要组成部分的旋转轴经历了一个角度为10度的强迫岁差，周期为66天。在对（90）Antiope小行星模型光变曲线与长时间观测结果进行比较的基础上，研究了其组成部分的反射表面特性。对于小行星（762）Pulcova，确定了主要组成部分的形式，并对其表面的反射特性进行了研究。小行星137170（1999 HF 1），主要组成部分的规模估计（a = 2.12 \pm 0.02，b = 1.77 \pm 0.01，c = 1.73 \pm 0.03 km），卫星可能的稳定轨道（a~6.2 km，e~0.1，i~2 deg），并估算了各分量的质量。对于小行星（87）Sylvia，其主要组成部分得到了改进。
2011-02-01 astro-ph.EP
The diverse shapes of binary asteroid satellites born from sub-escape-velocity moonlet mergers
University of Bern（伯尔尼大学）；Politecnico di Milano（米兰理工大学）
研究通过亚逃逸速度碰撞和潮汐破坏机制，揭示了二元小行星卫星形成中非典型形状的产生机制及影响因素。
2025-10-14 astro-ph.EP
The Formation of the Wide Asynchronous Binary Asteroid Population
我们提出并分析了一种新的机制，形成广泛的异步二进制人口。相对于大多数近地和主带小行星系统，这些双星小行星有着较宽的半长轴。已确认的成员有快速旋转的主星和没有潮汐锁定的卫星。以前提出的形成机制，从影响喷出物，行星飞掠和直接从旋转裂变事件不能满足所有的意见。新假设的机制如下：（i）这些系统是由旋转裂变形成的，（ii）它们的卫星是潮汐锁定的，（iii）它们的轨道被BYORP效应扩展，（iv）它们的卫星由于次级天平动和相互轨道之间的绝热不变性而不同步，（v）次级由于YORP效应而避免了非同步化。这一看似复杂的事件链是具有特定形状卫星的双星的自然路径，这定义了作用于系统的BYORP效应扭矩。在详细介绍了理论之后，我们分析了每个宽异步二进制成员和候选者，以评估它们最可能的形成机制。最后，我们提出了未来可能的观测结果来检验和约束我们的假设。
2013-11-19 astro-ph.EP
Direct $N$-body simulations of satellite formation around small asteroids: insights from DART's encounter with the Didymos system
本文利用$N$体模拟研究Didymos-Dimorphos型双小行星，发现主星抛射约$2-3\%$质量后数天内即可混沌吸积出卫星，并解释其形状、自转及多体系统形成。
2024-01-18 astro-ph.EP
Orbits of Near-Earth Asteroid Triples 2001 SN263 and 1994 CC: Properties, Origin, and Evolution
三体模型与阿雷西博和戈德斯通雷达数据的拟合揭示了两个近地小行星三联体的性质。三颗小行星系统2001 SN 263的特征是一颗质量约为10^13 kg的主小行星，一颗质量约为1%的内卫星以约3个主半径在约0.7天内绕轨道运行，一颗质量约为2.5%的外卫星以约13个主半径在约6.2天内绕轨道运行。1994 CC是一个较小的系统，其主恒星质量约为2.6 \times 10^11 kg，两颗卫星的质量约为主恒星质量的2%和1%，轨道距离约为主恒星半径的5.5和19.5倍。它们的轨道周期分别为~1.2天和~8.4天。共振参数的检查表明，卫星目前没有处于平均运动共振。在两个系统（2001 SN 263内天体：d{ \varpi }/dt ~1.1 deg/day，1994 CC内天体：d{ \varpi }/dt ~ -0.2 deg/day）中都检测到了拱点和节点的岁差，这与相互作用轨道和主扁率引起的长期演化的分析预测相一致。卫星轨道平面之间的非零相互倾角提供了两个系统中数据的最佳拟合（2001 SN 263：~14度，1994 CC：~16度）。我们的最佳拟合轨道是一致的近圆周运动，除了1994年CC的外卫星，它有一个偏心轨道的e ~ 0.19。我们研究了几个过程，可以产生所观察到的偏心率和倾角，包括Kozai和evection共振，过去的平均运动共振交叉，并密切接触类地行星。特别是，我们…
2011-02-28 astro-ph.EP
The Puzzling Mutual Orbit of the Binary Trojan Asteroid (624) Hektor
带有卫星的小行星是限制我们太阳系形成和演化的天然实验室。特洛伊小行星（624）Hektor是目前已知的唯一一颗拥有小卫星的特洛伊小行星。基于W. M。Keck自适应光学观测，我们发现了一个独特的和稳定的轨道解，这是不常见的相比，其他大型多小行星系统的轨道研究至今。根据自1957年以来记录的光变曲线观测，我们发现，由于Req=125 km的大主星可能由两个联合叶组成，月球可能是低速相遇的喷出物，形成了系统。赫克托尔系统的密度与L5特洛伊双星（617）帕特洛克罗斯相当，但由于它们在物理性质和反射光谱上的差异，这两颗被捕获的特洛伊小行星可能有不同的组成和起源。
2014-02-28 astro-ph.EP
A spectral comparison of (379) Huenna and its satellite
利用NASA IRTF上的SpeX技术对忒弥斯家族小行星（379）Huenna（D~98 km）及其6 km卫星进行了近红外光谱测量。在观测时，伴星距离主星超过1.5”，并且大约暗5等。我们描述了一种方法，用于分离和提取的信号的伴侣小行星时，信号是不完全解决的主要。（379）Huenna的光谱在1 μm附近有一个宽而浅的特征，斜率很低，是C型小行星的特征。次级的光谱与C-复合体或X-复合体的分类学分类一致。数据的质量不足以识别次级光谱中的任何细微特征。
2011-02-08 astro-ph.EP
A Comparative Study of Infrared Asteroid Surveys: IRAS, AKARI, and WISE
我们提出了一个比较研究的红外小行星调查的基础上，从红外天文卫星（IRAS），日本红外卫星AKARI，和广域红外巡天探测器（WISE）的大小和轨道数据。我们的研究表明：（i）这三个测量员所探测到的有直径和半径资料的小行星总数为138，285颗，其中大部分是由WISE提供的;（ii）这三个测量员就1，993颗经常探测到的小行星所量度的直径和半径资料吻合良好，在1 σ偏差水平下，直径偏差在+/-10%以内，半径偏差在+/-22%以内。诚然，WISE提供了一大部分（>20%）已知小行星的大小和数量，小到几公里的天体，但我们建议IRAS和AKARI目录补偿了数百公里的较大小行星，特别是在主带区域。我们讨论了这三个目录的互补性，以方便使用这些数据集来表征小行星的物理性质。
2014-03-31 astro-ph.EP
Behavior of Jupiter Non-Trojan Co-Orbitals
为了寻找非特洛伊木星的共轨道，我们对2010年10月发现的31，160颗小行星和24颗彗星的轨道进行了数值积分，这些小行星和彗星位于行星共轨道区域内或附近。利用这个样本，我们已经能够选择八颗小行星和三颗彗星，并详细分析了它们的轨道行为。其中，我们已经确定了五个新的木星共轨道：\cu，\sa，\ql，\gh和\Larsen，以及我们已经分析了六个以前确定的共轨道：\hr，\ug，\qq，\aee，\wc \和\ar。\cu \目前在准卫星轨道上，可重复转换为蝌蚪状态。类似的行为显示了\gh \，它还在复合蝌蚪-准卫星轨道上进行自由落体运动。\ql \和\Larsen \是木星的共轨道，它们暂时在马蹄形轨道上运动，偶尔会被准卫星行为打断。\sa \正沿纯马蹄形轨道运行。后三个物体的轨道是不稳定的，根据我们的计算，这些物体将在几百年内离开马蹄形状态。两颗小行星\qq \和\aee是木星的长寿命准卫星。他们将保持这种状态至少几千年。彗星\ar \和\wc \也是木星的准卫星。然而，非引力效应可能在这些彗星的运动中很重要。我们已经表明，\wcs \是在一个准卫星轨道上移动，并将留在这个制度，至少2500年。小行星\hr \将在2050年附近的准卫星轨道上被暂时捕获，我们已经确定了另一个表现出类似行为的物体-小行星\ug，尽管它的引导中心包围了原点，但它不是准卫星。这两个物体的轨道可以精确地计…
2012-06-04 astro-ph.EP
Orbits of very distant asteroid satellites
本文利用高分辨率成像、Genoid算法、NEATM热模型和光变曲线分析极宽双星小行星，测定多系统直径与新轨道，并探讨BYORP、YORP及碰撞起源。
2025-03-19 astro-ph.EP
The homogeneous internal structure of CM-like asteroid (41) Daphne
上下文类CM小行星（Ch和Cgh类）是更广泛的C复合体中的主要群体，约占主小行星带质量的10%。根据光谱学推断的组成相似性，预测它们的内部结构是均匀的（Vernazza等人，2016，AJ 152，154）和它们早期热演化的数值模拟（Bland & Travis，2017，Sci. Adv. 3，e1602514）。目的。在这里，我们的目标是通过详细建模其形状和小卫星轨道来推导CM类小行星（41）达芙妮的密度来验证这一假设。方法.我们用甚大望远镜极端自适应光学SPHERE/ZIMPOL相机（ID 199.C-0074，PI P. Vernazza）在成像调查中观察了达芙妮及其卫星，并用早期的Keck/NIRC 2和VLT/NACO观测补充了这一数据集。我们用Genoid元启发式算法分析了卫星的动力学。结合我们的高角分辨率图像与光学光变曲线和恒星掩星，我们确定的自旋周期，方向和3-D形状，使用我们的ADAM形状建模算法。结果这颗卫星在一个赤道准圆形的椭圆轨道上围绕达芙妮运行，就像许多其他大型主带小行星的卫星一样。达芙妮的形状模型揭示了几个大的平坦区域，可能是大型撞击坑。根据这个轨道确定的质量，结合根据形状模型计算的体积，意味着达芙妮的密度为1.77+/-0.26 g/cm 3（3 σ）。该密度与原始CM样均匀内部结构一致，具有一定程度的大孔隙度（约17%）。结论.根据我们对达芙妮和其…
2019-01-07 astro-ph.EP
A dynamical dichotomy in large binary asteroids
本研究通过分析地面自适应光学观测数据，结合形状建模与轨道解算，发现大型双小行星族群存在动力学二分性，推测由两种不同形成路径导致，且(762) Pulcova与(283) Emma分属两类。
2025-07-17 astro-ph.EP
The orbit and density of the Jupiter Trojan satellite system Eurybates-Queta
我们报告的观测木星特洛伊小行星（3548）Eurybates和它的卫星Queta与哈勃太空望远镜，并使用这些意见进行轨道适合系统。奎塔的轨道是欧律巴提斯，半长轴为$2350\pm11$公里，周期为$82.46\pm0.06$天，离心率为$0.125\pm0.009$。从这个轨道我们得到了欧律贝特的质量为$1.51\pm0.03 \times 10^{17}$ kg，对应于估计的密度为$1.1\pm0.3$ g cm $^{-3}$，与其他特洛伊、外主小行星带中的C型小行星和柯伊伯带中的小型冰质天体的密度大致一致。欧律贝忒斯是木星特洛伊族中唯一一个主要的碰撞族的母体;它的低密度表明它是特洛伊族的典型成员。在2027年，露西飞船飞越该系统的详细研究应该可以让我们对特洛伊带的冰冷物体之间的碰撞过程有重要的了解。
2021-06-03 astro-ph.EP
Characteristics and Large Bulk Density of the C-type Main-Belt Triple Asteroid (93) Minerva
根据W.M. 2009年8月至9月期间，我们利用凯克望远镜，推导出最近发现的大型C型小行星（93）密涅瓦卫星的轨道参数。密涅瓦的卫星直径约为3和4公里，轨道非常接近主小行星带中的$\sim$ 5和$\sim$ 8（$\times$ Rp和$\sim$ 1%和$\sim$ 2%（$\times$ RHill）），与主小行星带中的大多数三重小行星系统具有共同的特征。结合这些AO观测与自1980年以来收集的光变曲线数据和2010年和2011年的两次恒星掩星，我们消除了Minerva的主要极解的模糊性，并表明它具有几乎规则的形状，等效直径Deq = 154 $\pm$ 6 km，与IRAS观测一致。这颗C型小行星的体积密度高达1.75 $\pm$ 0.30 g/cm $\^3$，这表明这一分类是由不同成分的小行星组成的。我们讨论了系统起源的可能情况，并得出结论，未来的观测可能会照亮这第五个已知的三重主带小行星的性质和组成。
2013-10-11 astro-ph.EP
Triplicity and Physical Characteristics of Asteroid (216) Kleopatra
为了充分利用2008年9月M-型小行星（216）Kleopatra的反对通过，我们使用了近红外自适应光学（AO）成像与W. M。凯克II望远镜捕捉到了这颗不同寻常的小行星前所未有的高分辨率图像。我们对W. M.凯克II望远镜，结合斯皮策/IRS光谱观测和过去的恒星掩星，证实了它的红外天文卫星辐射半径为67.5公里，以及它的狗骨形状建议早期的雷达观测。我们的凯克AO观测显示，在克娄巴特拉的轨道上存在两颗小卫星（见Marchis等人，2008年）。对卫星轨道进行了一个月的精确测量，使我们能够确定系统的总质量为4.64+/-0.02 10^18 Kg。这意味着克娄巴特拉的体积密度为3.6 +/-0.4 g/cm 3，这意味着克娄巴特拉的宏观孔隙率约为30- 50%，这是典型的碎石堆小行星。从这些物理特性中，我们测量了它的特定角动量，非常接近旋转平衡哑铃的角动量。
2010-11-24 astro-ph.EP
Detection of inner Solar System Trojan Asteroids by Gaia
盖亚卫星计划于2013年由欧洲空间局（欧空局）发射，是继依巴谷之后的下一代天体测量任务。在绘制整个天空的同时，盖亚太空任务预计将发现数千个太阳系天体。这些将包括近地小行星和太阳延伸度低至45度的物体，这些物体很难用地面望远镜观察。我们提出的特洛伊小行星在地球和火星的轨道上的盖亚探测模拟的结果。
2012-12-03 astro-ph.EP
Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations -- a data-set of observations and their interpretation
自1961年以来，人们一直观测到小行星对恒星的掩星，从每年很少的数量增加到现在的500多颗。我们已经建立并定期维护了一个不断增长的数据集，其中包括5 000多个观测到的小行星掩星。该数据集包括：原始观察;根据质心或形状（而不是照明）进行1质量级的天体测量;在可能的情况下，小行星的直径为5公里或更大，并适合形状模型;小行星卫星的间隔和直径;发现双星，典型间隔为几十质量或更小。我们在这里提供的数据集的概述，讨论与确定天体测量和直径的问题，并给出什么可以从数据集导出的例子。我们还比较了小行星的掩星直径与卫星NEOWISE，AKARI AcuA和IRAS测量的直径，并表明最好的卫星确定的直径是所有三颗卫星的直径的组合。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
Formation and Evolution of Binary Asteroids
几乎在每一个已知的小天体群中都发现了小行星的卫星，而已知卫星的一个显著特点是它们的性质的多样性。它们讲述了一个关于形成和演化机制的巨大差异的故事，这些机制是太阳系历史开始时星云环境的大小、与太阳的距离以及未来4.5 Gyr的动力学环境的函数。这些系统的存在本身就为研究作用于小行星的各种物理过程提供了实验室，而其动力学则为其物理特性提供了宝贵的探测手段，否则只有航天器才有可能做到这一点。在理解双星系统的形成和演化方面取得的进展得到了以下方面的帮助：1）已知系统的目录不断增加，从Merline等人（2002）Asteroids III章节到现在，从33个增加到近250个，2）对单个系统的详细研究和长期监测，如1999 KW 4和1996 FG 3，3）发现新的二元系统形态和三元系统; 4）发现似乎是二元动力学演化路径的终态的未束缚系统。特别是对于小天体（直径小于10公里），这些观测和发现激发了理论工作，发现热力可以有效地驱动小行星的旋转破裂。通过长期监测，可以通过潮汐、热力和刚体物理学的结合，对该系统的动态演变进行研究。离群值和分裂对推动了理论工作，以探索广泛的进化终态。
2015-06-22 astro-ph.EP
On the prospects of Near Earth Asteroid orbit triangulation using the Gaia satellite and Earth-based observations
密切轨道要素的精确测量对于理解近地小行星复杂的动力学行为并对其建模至关重要。欧空局的盖亚任务有望在这方面发挥巨大潜力。在这篇文章中，我们调查的前景约束轨道的新发现的和已知的近地小行星使用几乎同时观测地球和盖亚。我们发现，从两个站点同时进行的观测可以有效地约束通过统计测距得到的初步轨道。通过将存储在小行星中心数据库中的发现与盖亚天体测量警报联系起来，人们可以确定几乎同时观测到的近地天体，并在不增加观测费用的情况下受益于改进的初始轨道解。
2014-09-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Asteroid 2017 FZ2 et al.: signs of recent mass-shedding from YORP?
第一次直接探测到小行星的YORP效应，一种由于太阳光从其表面的热再发射而改变小天体自旋状态的现象，是在（54509）YORP 2000 PH5上获得的。这样的改变可以缓慢地增加小行星的旋转速度，驱使它们达到裂变极限并导致它们的分裂。这个过程可以产生双星和未绑定的小行星对。次级裂变为最终形成短暂但遗传相关的群体打开了大门。在这里，我们表明，小型近地小行星（NEA）2017 FZ2在2017年3月23日与我们的行星近距离接触之前是我们的准卫星类型的共轨道。由于这次与地球的飞越，2017 FZ2已经成为一个非共振NEA。我们的N体模拟表明，这个物体可能在过去与我们的星球经历了准卫星的接触，它可能在未来以共轨的方式返回。我们确定了一些近地小行星遵循类似的路径，最大的命名为YORP，这也是一个地球的共同轨道。在两个轨道群模型的框架内，对在这些特殊轨道上运动的近地小行星明显过多的情况进行了研究。从这个分析中出现的一种可能性是，这种过量，如果是真的，可能是从YORP本身或产生YORP的假定更大物体的质量脱落的结果。在2018年的下一次访问期间，对2017 FZ2的未来光谱观测（以及在可行的情况下对相关物体的观测）可能能够证实或拒绝这种解释。
2017-09-27 astro-ph.EP
Binary asteroid (31) Euphrosyne: Ice-rich and nearly spherical
小行星（31）Euphrosyne是小行星主带中最大的天体之一，Euphrosyne家族占据了主带外部一个高度倾斜的区域，成员数量非常多，这被解释为一次破坏性撞击事件的结果。这项自适应光学成像研究的目标有三个方面：描述Euphrosyne的形状，限制其密度，并寻找可能与家族形成事件相关的大型陨石坑。作为我们大型项目（ID：199.C-0074，PI：Vernazza）的一部分，我们在ESO的8.2 m VLT上使用SPHERE/ZIMPOL获得了Euphrosyne的磁盘分辨率图像。我们重建了它的三维形状使用亚当形状建模算法的基础上SPHERE图像和可用的光变曲线的小行星。我们分析了卫星的动力学与基因型元启发式算法。最后，我们用流体静力学平衡模型研究了Euphrosyne的形状。我们的SPHERE观测表明，Euphrosyne具有近似球形的形状，球度指数为0.9888，其表面没有大型撞击坑。Euphrosyne的直径为268+/-6公里，使其成为十大主带小行星之一。我们探测到Euphrosyne的一颗卫星-- S/2019（31）1--直径约4公里，位于圆形轨道上。由卫星轨道确定的质量和由形状模型计算的体积意味着其密度为1665+/-242 kg/m^3，这表明Euphrosyne内部可能含有很大一部分水冰。我们发现，Euphrosyne的球形形状是撞击后再积累过程的结果，就像（1…
2020-07-16 astro-ph.EP
Spectral and Spin Measurement of Two Small and Fast-Rotating Near-Earth Asteroids
2012年5月，两颗小行星在几个地球半径的距离上擦肩而过：2012 KP 24以九个地球半径的距离通过，2012 KT 42仅以三个地球半径通过。后者在地球同步卫星的轨道距离内通过。从光谱和成像测量使用美国宇航局的3米红外望远镜设施（IRTF），我们推断分类，旋转和物理性质。它们的光谱特征在近地小行星中有些不典型：2012 KP 24为C-复合体，2012 KT 42为B-型，由此我们解释这两颗小行星的反射率在0.10和0.15之间，有效直径分别为20+-2米和6+-1米。在B型小行星中，2012 KT 42的光谱与3200 Phaethon和4015 Wilson-Harrington最为相似。这些小行星不仅是光谱测量中最小的小行星之一，我们还发现它们是旋转最快的小行星之一：2012 KP 24在2.5008+-0.0006分钟内完成旋转，2012 KT 42在3.634+-0.001分钟内旋转。
2012-08-21 astro-ph.EP
A satellite orbit drift in binary near-Earth asteroids (66391) 1999 KW4 and (88710) 2001 SL9 -- Indication of the BYORP effect
我们获得了2000年至2019年拍摄的两颗近地小行星（66391）Moshup = 1999 KW 4和（88710）2001 SL 9的全面测光观测，并推导了双星系统的物理和动力学性质。我们发现，1999年KW 4的数据是不一致的，一个恒定的轨道周期，我们得到了唯一的解决方案，二次漂移的平均异常的卫星为-0.65 +/- 0.16度/年2（所有引用的不确定性是3西格玛）。这意味着这个双星系统的组成部分的共同轨道的半长轴以1.2 +/- 0.3厘米/年的平均速率随时间增加。2001 SL 9的数据也与恒定的轨道周期不一致，我们得到了平均异常二次漂移的两个解：2.8 +/- 0.2和5.2 +/- 0.2 deg/yr 2，这意味着两个解的分量的共同轨道的半长轴随时间以-2.8 +/- 0.2或-5.1 +/- 0.2 cm/yr的平均速率减小，分别1999 KW 4的膨胀轨道可以通过与双星YORP（BYORP）效应相互作用的相互潮汐来解释（McMahon和Scheeres，2010年）。然而，使用雷达导出的二元组件形状对BYORP漂移进行建模，预测轨道漂移的值比观测值高得多。这表明，要么雷达导出的形状模型的二次是不足以计算BYORP的影响，或BYORP的现有理论高估了它。这是可能的BYORP系数，而不是相反的符号比预测的，在这种情况下，系统可能会移动到BYORP和潮汐之间的平衡。在…
2021-01-04 astro-ph.EP
The Collisional Evolution of the Primordial Kuiper Belt, Its Destabilized Population, and the Trojan Asteroids
本研究利用Boulder代码模拟原始柯伊伯带、失稳族群和木星特洛伊小行星的碰撞演化，约束碎裂定律并统一解释撞击坑、彗星SFD及行星撞击频率。
2023-07-13 astro-ph.EP
Asteroid models reconstructed from the Lowell Photometric Database and WISE data
关于小行星自旋状态的信息对于我们理解影响它们的动力学过程非常重要。然而，小行星的自旋特性仅为整个种群的一小部分所知。为了扩大具有已知旋转状态和基本形状特性的小行星的样本，我们将洛厄尔天文台数据库的时间稀疏测光与美国宇航局WISE卫星的通量测量相结合。我们将光变曲线反演方法应用于组合数据。来自WISE的热红外数据被视为反射光，因为热光曲线和可见光曲线的形状对于我们的目的来说足够相似。虽然稀疏的数据涵盖了多年来广泛的几何形状，但WISE数据通常涵盖数十小时的间隔，这与小行星的典型旋转周期相当。在Asteroids@home分布式计算项目的框架内进行了最佳拟合模型的搜索。通过处理近75，000颗小行星的数据，我们为其中约900颗小行星导出了独特的形状模型。其中一些已经在DAMIT数据库中可用，并作为我们方法的一致性检查。总的来说，我们为662颗小行星推导了新的模型，这大大增加了已知其旋转状态和形状的小行星的总数。对于另外789颗小行星，我们能够确定它们的恒星自转周期，并估计自转轴方向的黄道纬度。我们研究了小行星群中自旋的分布。我们发现了一个显着的差异之间的数量的小行星小于约10公里的逆行和逆行旋转。将光学测光与热红外线曲线相结合是获得新的小行星物理模型的有效途径。
2018-07-05 astro-ph.EP
The GBOT Asteroid Survey (First years: Jan. 2015 - May 2018)
GBOT小组负责盖亚卫星的地面光学跟踪。具体地说，自从盖亚发射以来，我们的任务是每晚使用地面中型望远镜拍摄盖亚卫星靠近其子午线过境的短序列$10$或$20$图像。为此，我们主要使用VLT巡天望远镜和利物浦望远镜。在这些图片中，由于盖亚位于L $_2$，靠近太阳的反对派，我们观察到许多小行星：每晚$30$和$100$小行星之间，直到$22$等。为了提取天体测量位置以及这些小行星的大小，我们已经开发了半自动的方法，策略和工具，专门为这项日常任务量身定制。在仅仅三年半的运作中，这个系统使我们能够向小行星中心发送大约$20,000$小行星的位置和测光，其中包括$9,000$新物体。在这里，我们描述了GBOT小行星调查的所有方面。
2020-04-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
Rotation Periods of Binary Asteroids with Large Separations - Confronting the Escaping Ejecta Binaries Model with Observations
Durda等人（2004年）利用数值模型提出，具有大间隔的双星小行星，称为逃逸抛射双星，可能是由破坏性撞击事件抛射出的碎片产生的。最近发现的六颗双星小行星被认为是EEB，因为它们的成分之间的分离度很高（~100 > a/Rp > ~20）。然而，由我们的小组和其他人测量的六个物体中的四个的旋转周期表明，这些疑似EEB的旋转速率为2.5至4小时。由于这些二元小行星的组成部分尺寸很小，与这种快速旋转有关，我们得出结论，旋转裂变机制，这是热YORP效应的结果，是最有可能的形成场景。此外，对这些天体的YORP效应进行缩放显示，其时间尺度短于承载这些二元小行星的三个相关平山家族的估计年龄。因此，只有最大的（D~19公里）疑似小行星，（317）Roxane，实际上可能是唯一已知的EEB。此外，我们的研究结果证实了（3749）Balam的三重性质，通过测量其光变曲线上的相互事件，这些事件与附近卫星的轨道周期相匹配。对（1509）Esclangona在不同显灵时的测量显示了一种独特的光变曲线形状，这可以用颜色变化来解释。
2010-12-21 astro-ph.EP
Moon Search Algorithms for NASA's Dawn Mission to Asteroid Vesta
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；DLR, Institute of the Planetary Research（德国航空航天中心行星研究所）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）
月球或天然卫星是围绕行星体（如行星、矮行星或小行星）运行的天体。科学家们通过研究这些天体的卫星来寻求理解我们太阳系的起源和演化。此外，搜索行星体的卫星对于保护航天器接近或绕行星体运行时的安全可能很重要。如果发现一个天体的卫星，一旦确定其轨道，也可以计算该天体的质量。确保黎明号航天器在小行星（4）灶神星任务中的安全性是黎明号卫星工作组（SWG）在2011年夏天工作的主要动机。黎明任务的科学家和工程师利用各种计算工具和技术进行灶神星的卫星搜索。本文的目的是1）介绍自然卫星搜索问题，2）目前的计算挑战，方法和工具时，解决这个问题，和3）描述各种图像处理和计算算法的应用程序进行卫星搜索的电子成像和计算机科学界。此外，我们希望这次交流将使黎明任务的科学家能够改进他们的卫星搜索算法和工具，并为2015年进行同样的调查做好更好的准备，届时航天器将接近并环绕矮行星谷神星。
2013-01-09 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.CV
On the possible origin of the asteroid (1) Ceres
在过去的三十年里，小行星（1）谷神星是一个密集的地面和空间观测对象。对这些研究有贡献的一个新的不寻常的发现是，最近探测到从其表面以约6 kg s-1的速率释放水蒸气的局部来源（Küppers等人，2014年）。小行星（1）谷神星和最接近的大小行星（4）灶神星在组成和外观上的巨大区别突出了谷神星在主小行星带中可能起源问题的紧迫性。通过类比一些著名天文学家的早期假设水星和火星的逃逸卫星的主机行星，我们提出了半经验证明了谷神星的合理起源的假设作为卫星的一个分裂的行星在过去的轨道太阳约5 AU。谷神星在太阳系雪线之外的轨道位置解释了谷神星冰冷地幔的形成，这似乎是一个水蒸气来源。
2014-03-20 astro-ph.EP physics.gen-ph
The Potential Danger to Satellites due to Ejecta from a 2032 Lunar Impact by Asteroid 2024 YR4
研究评估了小行星2024 YR4在2032年撞击月球产生的喷射物对近地卫星的威胁，发现可能造成数年等效流星体暴露，主张行星防御应扩展至地月空间。
2025-08-14 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.pop-ph
The binary asteroid 22 Kalliope: Linus orbit determination on the basis of speckle interferometric observations
本文给出了22颗Kalliope小行星的Linus卫星的轨道根数。轨道要素的确定是基于由SAO RAS操作的6米BTA望远镜获得的散斑干涉数据。我们处理了2011年12月10日至16日期间围绕22 Kalliope主要组成部分运行的Linus的9个准确位置。为了确定莱纳斯的轨道要素，我们采用了直接几何方法。形式误差约为5 mas。这种精确度使得研究随着时间的推移受到不同扰动影响的Linus轨道要素的变化成为可能。本文给出了六个经典轨道根数的估计，如Linus轨道的半长轴a = 1109 ± 6 km，偏心率e = 0.016 ± 0.004，相对于黄道面的倾角i = 101° ± 1°等。
2014-05-05 astro-ph.EP
Asteroid modelling by starlight diffraction: The shape of Dimorphos, the satellite of (65803) Didymos
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）；Aristotle University of Thessaloniki (AUTh)（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；LIRA, CNRS UMR8254, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台 LIRA 实验室，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞尔吉巴黎大学）；University of Namur（那慕尔大学）；International Occultation Timing Association/European Section（国际掩食计时协会欧洲分会）；Association Française d’Astronomie（法国天文学会）；LTE, Observatoire de Paris, Paris Sciences et Lettres University（巴黎天文台 LTE，巴黎文理研究大学）；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）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Unistellar
通过分析星光掩星事件中的衍射特征，研究迪莫罗斯的形状和大小，首次利用多条 chords 的衍射数据约束其投影形状，结果与后续研究一致，表明其呈赤道扁平的撞击后形状。
2026-04-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
Barrel Instability in Binary Asteroids
大多数近地行星卫星都处于同步自转状态，这通常是潮汐扰动的稳定终点。土星的卫星土星是一个显着的例外，有一个混乱的旋转。彗星的动力学状态是其高偏心率和高度长扁的形状的结果（Wisdom et al. 1984）。由于许多双星小行星也有拉长的秒速，偏心双星中的卫星预计会出现混乱的旋转（Saukuk和Nesvornaly，2010），少数小行星秒速可能处于这种状态（Pravec等人，2016）。二次旋转的问题对于BYORP效应的作用也很重要，BYORP效应可以快速演变同步（但不是非同步）二次旋转的轨道（Rumanuk和Burns，2005年）。在这里，我们报告的结果，一个大的短期数值模拟表明，除了同步和经典的混沌旋转，近在不规则形状的小行星secondaries可以占据一个额外的，中间的旋转状态。在这种“桶形不稳定性”中，次级线圈沿着它的长轴缓慢地滚动，而最长的轴基本上与初级线圈-次级线圈的线保持一致。这种行为可能比完全混沌的旋转更难通过光变曲线检测到，但同样会关闭BYORP。我们表明，二进制的偏心率，分离测量次级的半径和次级的形状都是重要的，以确定系统是否解决同步旋转，混沌翻滚，或桶不稳定。我们比较我们的合成小行星与已知的二进制对的结果，以确定这些行为可能存在于近地小行星二进制人口。
2021-10-16 astro-ph.EP
