Motion of Dust Ejected from the Surface of Asteroid (101955) Bennu
从2019年1月6日到2019年2月18日，OSIRIS-REx观测到小行星（101955）Bennu喷射出11股尘埃，其中一部分正在逃逸，另一部分被小行星重新捕获。作用在发射尘埃上的典型力的相对大小与太阳系行星和其他小行星的环境有很大不同。在这里，我们表明，从Bennu表面喷射的尘埃颗粒可以在Bennu的引力场中捕获。为此，我们用数值方法计算了从0.1微米到10毫米范围内各种大小的尘埃颗粒的轨迹。发射出的粒子云的形状和命运取决于颗粒的大小：较小的颗粒形成了一个更狭窄的尘埃轨迹，而较大颗粒形成的轨迹则分散得更快。喷出的尘埃可能有四种不同的命运。半径小于1.0 μ m的所有颗粒直接重新撞击Bennu或直接逃逸。相比之下，一小部分的晶粒与半径大于10.0妈妈将影响或逃脱后，执行一些非开普勒革命Bennu。我们的研究结果表明，尘埃颗粒可能会聚集在Bennu和其他活动小行星附近，并且它们可以到达行星际空间和其他天体，这意味着有机物质可以从碳质小行星运输到其他天体，包括地球。
2020-10-20 astro-ph.EP
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
Bifurcation of equilibrium points in the potential field of asteroid 101955 Bennu
研究了小行星101955 Bennu在变密度和变自转周期情况下位场平衡点的稳定性和拓扑结构。引入一个无量纲量对运动方程进行无量纲化，该量可以同时反映小行星自转周期和体积密度的影响。利用Bennu小行星的多面体模型，计算了平衡点的数目和位置，并通过引力有效位场的等值线图加以说明。利用线性化方法研究了系统的拓扑结构和平衡点的稳定性。结果显示，小行星Bennu的势场有9个平衡点，8个在天体外部，1个在天体内部。此外，随着密度和转动周期的变化，系统会发生分岔。不同的平衡点会相遇并混合在一起。因此，平衡点的数量将发生变化。平衡点的稳定性和拓扑结构也会因为小行星的密度和自转周期的变化而发生变化。当考虑Bennu密度的误差时，无量纲量的范围覆盖了将导致分叉的临界值。这意味着平衡点的稳定性是不确定的，使得Bennu的动力学环境更加复杂。这些分叉可以帮助更好地了解形状不规则的小行星的动态环境。
2017-04-13 astro-ph.EP
Thermophysical Characteristics of OSIRIS-REx Target Asteroid (101955) Bennu
在这项工作中，我们研究了OSIRIS-REx目标小行星（101955）Bennu的热物理性质，包括热惯性，粗糙度和表面晶粒尺寸，使用的热物理模型与最近更新的3D雷达导出的形状模型（\cite [Nolan et al.，2013]{Nolan 2013}）和中红外观测（\cite [M $\ddot{u}$ ller等人，2012]{Muller 2012}，\cite [Emery等人，2014]{Emery2014}）。我们发现，小行星承担的有效直径$510^{+6}_{-40}$米，几何的$0.047^{+0.0083}_{-0.0011}$，$0.04^{+0.26}_{-0.04}$的粗糙度分数，热惯性$240^{+440}_{-60}\rm~Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$为我们的最佳拟合解决方案。最好的估计热惯量表明，细粒风化层可能覆盖了大部分的Bennu的表面，其中的晶粒尺寸可能会有所不同，从$1.3$到$31$ ~ mm。我们的结果表明，Bennu是适合的OSIRIS-REx任务返回样品到地球。
2015-11-09 astro-ph.EP
Internal rubble properties of asteroid (101955) Bennu
OSIRIS-REx任务对小行星（101955）Bennu的探索提供了对这颗碎石堆近地小行星的深入了解。特别是，测量的重力场和详细的Bennu形状模型表明其内部结构存在显着的不均匀性，与其中心的低密度相一致。在这里，我们结合重力反演方法与统计碎石堆模型，以确定构成Bennu的碎石的密度和尺寸频率分布（SFD）指数。最佳拟合模型表明，内部的SFD与表面上观察到的一致，累积SFD指数约为$-2.9$。碎石堆密度约为$1.35$ g/cm $^3$，对应于$12$ %大孔隙率。我们发现最大的碎石颗粒约为$145$ m，而最大的空隙约为$10$ m。
2021-08-23 astro-ph.EP
Size-Based Spectrophotometric Analysis of the Polana-Eulalia Complex
基于SDSS和Gaia数据，本研究分析了Polana-Eulalia复合体可见光分光光度斜率随大小变化的特征，发现Eulalia家族平均斜率低于Polana家族，并探讨了斜率差异的潜在原因。
2024-09-26 astro-ph.EP
Characterization of Exogenic Boulders on Near-Earth Asteroid (101955) Bennu from OSIRIS-REx Color Images
在近地小行星（101955）Bennu上有少量明亮的巨石，最近被确定为来自小行星（4）Vesta的eucritic物质。在这一发现的基础上，我们探索了Bennu上外源巨石的全球存在。我们的分析集中在大于1米的巨石上，这些巨石在OSIRIS-REx任务的四色MapCam数据中显示出特征性的1微米辉石吸收带。我们确认存在类似于eucrites的外生巨砾，并发现eucrites与碳质材料的混合物也是一些巨砾的可能组成。一些外生巨石的光谱特性类似于普通球粒陨石（OC）的陨石，虽然这些陨石的实验室光谱比Bennu上测量的更高，这可以解释为粒度效应，存在冲击熔体，或由于灰尘涂层与碳质材料的光学混合。我们的蒙特卡罗模拟预测，OC质量的中位数量添加到母体的Bennu是0.055%和0.037%的体积的100和200公里直径的母体，分别。如果Bennu是母体和S型射弹均匀混合的副产品，那么OC材料的等效质量将是一个直径为36至40米（或体积为24 200至33 600立方米）的球体。根据MapCam数据估计的Bennu内陆的OC物质总量略高（91 000 - 150 000立方米）。
2021-04-23 astro-ph.EP
Phase reddening on asteroid Bennu from visible and near-infrared spectroscopy
自2018年12月以来，美国宇航局的OSIRIS-REx任务一直在近距离观测近地小行星（101955）Bennu。在这项工作中，我们调查光谱相位红化-也就是说，光谱斜率与相位角的变化-Bennu使用光谱获得的OSIRIS-REx可见光和红光光谱仪（OVIRS）覆盖的相位角范围为8-130 $^{o}$。我们在全球范围内调查这一过程，并为一些局部地区的利益（ROI），包括巨石，陨石坑，和指定的OSIRIS-REx任务的样品收集地点。Bennu的光谱斜率为负，这是典型的B-型小行星。光谱斜率以线性方式逐渐增加，直到相位角为90 $^{\circ}$，在此它接近零。光谱相位红化是单调的和波长相关的最高值在可见光范围内。在0.55-2.5 $μ$ m范围内，其系数为0.00044 $μ$ m $^{-1} ~deg^{-1}$。对于在高相位角（130 $^{\circ}$）下获得的Bennu观测，相位红化指数地增加。类似的行为在文献中报道的碳质球粒陨石Mukundpura在极端几何获得的光谱。一些ROI，包括样本采集地点Nightingale，具有比全球平均值更陡的相位红化系数，可能表明表面被具有高微观粗糙度的精细材料覆盖。Bennu的光谱相位红化效应与其他B型小行星的地面测量结果相似，但远低于谷神星或彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko等其他低轨道天体的观测结果。单调…
2020-11-18 astro-ph.EP
The Design Reference Asteroid for the OSIRIS-REx Mission Target (101955) Bennu
设计参考小行星（Design Reference Asteroid）是OSIRIS-REx任务目标小行星（101955）Bennu的所有已知信息的汇编。它包含了我们对Bennu属性的最佳了解，这些知识是基于发现后不久开始的广泛观测活动，并已用于为任务计划开发和飞行系统设计提供信息。还将与遭遇后的科学结果进行比较，以确定我们在地球上的表征工作的准确性。1999年对Bennu的广泛观测使其成为特征最清楚的近地小行星之一。许多物理参数是很好地确定的，并跨越了许多类别：轨道，体，旋转，雷达，光度，光谱，热，表面模拟和环境属性。报告中描述的一些结果已发表在同行评审期刊上，而其他结果已由OSIRIS-REx科学团队成员和/或外部评审员评审。一些数据，如表面模拟特性，是基于我们对小行星表面的最佳了解，特别是小行星爱神星和丝川。本次公开发布的OSIRIS-REx设计参考小行星是内部OSIRIS-REx文件OREX-DOCS-04.00-00002修订版9（2014年4月14日被OSIRIS-REx项目接受）的注释版本。本版本中不包括随官方OSIRIS-REx版本的OSIRIS-REx提供的补充数据产品。我们将这份文件作为一项服务提供给未来的特派团规划人员，希望它将为他们的工作提供参考。
2014-09-16 astro-ph.EP
OSIRIS-REx: Sample Return from Asteroid (101955) Bennu
2011年5月，美国宇航局选择了起源、光谱解释、资源识别和安全-风化层探测器（OSIRIS-REx）小行星样本返回任务作为新前沿计划的第三个任务。另外两个新前沿任务是新视野号，它在2015年7月的一次飞越中探索了冥王星，并将于2019年1月1日飞越柯伊伯带物体2014 MU 69，以及朱诺号，这是一个正在研究木星起源，演化和内部结构的轨道任务。该航天器于2016年9月8日美国东部时间下午7点05分乘坐联合发射联盟Atlas V 411进化型一次性运载火箭前往近地小行星（101955）Bennu，进行了为期七年的旅程，从Bennu返回样本。该航天器处于一个向外巡航的轨道上，将于2018年8月与Bennu会合。航天器上的科学仪器将对Bennu进行调查，测量其物理，地质和化学特性，研究小组将利用这些数据在表面选择一个地点，收集至少60克的小行星风化层。该小组还将分析遥感数据，对样本地点进行详细研究，评估Bennus资源潜力，改进其与地球撞击概率的估计，并为在这颗小行星上收集的大量天文数据集提供地面实况数据。该航天器将于2021年离开Bennu，并于2023年9月24日将样本返回犹他州测试和训练靶场（UTTR）。
2017-02-22 astro-ph.EP
Spectral clustering tools applied to Ceres in preparation for OSIRIS-REx color imaging of asteroid (101955) Bennu
OSIRIS-REx小行星样本返回任务正在调查原始近地小行星（101955）Bennu。航天器上的MapCam仪器将获得数千张图像，这是一种基于八色小行星巡天（ECAS）的成像仪，带有四种颜色的滤光片：$b$ '（473 nm），$v$（550 nm），$w$（698 nm）和$x$（847 nm）。这套滤光片将允许识别和表征中心在700 nm处的吸收带，并与水合硅酸盐相关。在这项工作中，我们提出并验证了一个谱聚类方法的应用程序即将到来的MapCam图像的表面Bennu。我们的程序从图像的投影、校准和光度校正开始。在第二步中，我们应用K-means算法，并使用Elbow标准来识别自然聚类。这种方法使我们能够找到具有光谱相似性的不同区域，其特征在于光谱斜率$S$“和700 nm吸收带的中心和深度（如果存在）等参数。我们使用（1）来自NASA黎明任务的谷神星的图像来验证这种方法。特别是，我们分析了Occator陨石坑和Ahuna Mons。我们确定一个光谱集群-位于Occator陨石坑内部的外部-显示700 nm的水合带中心在698 $\pm$ 7 nm，深度为3.4 $\pm$ 1.0 \%。我们在陨石坑的近地表地质的背景下解释这一发现。
2019-03-27 astro-ph.EP
Hubble Space Telescope Observations of Active Asteroid (101955) Bennu
UCLA（加州大学洛杉矶分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
利用哈勃空间望远镜对活跃小行星Bennu进行高分辨率观测，未发现喷射物质，质量损失率远低于其他活跃小行星，表明许多小行星活动可能低于远程观测阈值，并估算了主带小行星的尘埃产生率。
2026-11-03 astro-ph.EP
Orbit and Bulk Density of the OSIRIS-REx Target Asteroid (101955) Bennu
OSIRIS-REx小行星取样返回任务的目标小行星是（101955）Bennu（原1999 RQ $_{36}$），它是一颗半公里长的近地小行星，轨道受到非常严格的限制。从1999年到2013年的大量光学天体测量数据和1999年、2005年和2011年对Bennu的高质量雷达延迟测量揭示了Yarkovsky效应的作用，其平均半长轴漂移率为$da/dt = (-19.0 \pm 0.1)\times 10^{-4}$ au/Myr或$284\pm 1.5\;\rm{m/yr}$。这一结果的准确性关键取决于观测和动力学模型的保真度。作为一个例子，忽略地球在近距离接近过程中的相对论摄动会影响$da/dt$中具有$3σ$意义的轨道。轨道偏离纯粹的引力动力学使我们能够推导出雅科夫斯基效应的加速度，而Bennu的已知物理特性使我们能够独立地模拟热辐射引起的力。这两种分析的结合产生了体积密度为$ρ= 1260\pm70\,\rm{kg/m^3}$，这表明大孔隙率在$40\pm10$ %范围内的体积密度可能的模拟陨石，这表明一个碎石堆的内部结构。相关质量估计值为$(7.8\pm0.9)\times 10^{10}\, \rm{kg}$和$GM = 5.2\pm0.6\,\rm{m^3/s^2}$。Bennu的地球接近方法在1654- 2135年的时间间隔内是确定性的，超过这个时间间隔的预测是统计性…
2014-02-23 astro-ph.EP
Impact Excitation of a Seismic Pulse and Vibrational Normal Modes on Asteroid Bennu and Associated Slumping of Regolith
我们考虑一个小行星上的影响，是足够的能量，以引起地震混响和刚刚低于灾难性的破坏阈值，假设地震波没有迅速衰减的表面重塑。在直径小于1公里的小行星，我们确定了一个制度，罕见的高能撞击物可以激发地震波的频率附近的小行星的最慢的正常模式。在这种情况下，地震混响的分布不是均匀地分布在整个身体表面。与质量弹簧模型弹性模拟，我们模拟的冲击激励的地震波的力脉冲施加在表面上，并使用三个不同的小行星形状的模型。模拟表现出对映聚焦和正常模式激发。如果脉冲激发的振动能量持续很长时间，则在撞击点、其对极和高表面海拔（如赤道脊）处振动最高。近赤道的撞击在非球形物体上发射地震脉冲，该脉冲可以集中在赤道脊上的两个额外点上。我们探索简单的流动模型的振动引起的表面滑塌的形态。我们发现，最初的地震脉冲是不太可能造成大的形状变化。近赤道撞击在本努造成的长期地震回响可能使其赤道脊的高度提高了几米，并在其上升起了两个山峰，一个靠近撞击地点，另一个靠近其对极。
2018-09-23 astro-ph.EP
Investigating Taxonomic Diversity within Asteroid Families through ATLAS Dual-Band Photometry
我们在这里介绍了小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）历史数据集（2015-2018）中已识别的Flora，Vesta，Nysa-Polana，Themis和Koronis家族成员的c-o颜色。Themis和Koronis家族被认为是相对纯的C-和S-型Bus-DeMeo分类学家族，分别从这两个家族的ATLAS宽带c-和o-滤波器提取的颜色数据被用来证明ATLAS c-o颜色是区分C-和S-型分类学的足够参数。Vesta和Nysa-Polana科被认为是混合分类，可能是由于Vesta的母体来源不同，而Nysa-Polana科实际上是由两个不同分类的嵌套科组成的。我们的数据表明，植物家族也显示了很大程度的分类混合和数据揭示了大量的H-幅度依赖于颜色。我们提出并排除几种解释所观察到的分类组合。此外，我们提取旋转周期的所有目标在这里报告，并找到良好的协议与目标，以前报告的周期。
2020-02-19 astro-ph.EP
Widely distributed exogenic materials of varying compositions and morphologies on asteroid (101955) Bennu
使用OSIRIS-REx（起源，光谱解释，资源识别和安全风化层探测器）航天器上的多波段成像仪MapCam，我们确定了77个分布在B型小行星（101955）Bennu表面的外来物质。我们确定的基础上，吸收近1微米，这是无水硅酸盐的指示外生物质。外生物质的空间分辨望远镜相机PolyCam。所有这些物质都比它们的周围环境更明亮，并且它们以各种形态表达：均匀的，角砾岩状的，夹杂物状的等等。夹杂物样特征是最常见的。从MapCam图像中获得了77个位置中的46个位置的可见分光光度法。主成分分析表明，至少有两个趋势：（一）混合Bennu的平均光谱与一个强的1微米波段吸收，可能从辉石丰富的材料，和（ii）混合与一个弱的1微米波段吸收。具有强1微米特征的端元与Howardite-Eucrite-Diogenite（HED）陨石一致，而显示出弱1微米特征的端元可能与HED、普通陨石或碳质陨石一致。在几个可用的近红外反射光谱的变化强烈建议不同的成分之间的外源物质。因此，Bennu可能记录了其母体多次撞击的残留物，这些撞击可能发生在太阳系的早期历史中。此外，至少有一个外生天体的成分与在类似的小行星（162173）Ryugu上发现的外生物质不同，它们表明不同的撞击轨迹。
2021-09-03 astro-ph.EP
SPH Simulations for Shape Deformation of Rubble-Pile Asteroids Through Spinup: The Challenge for Making Top-Shaped Asteroids Ryugu and Bennu
隼鸟2号和OSIRIS-REx航天器最近分别访问了小行星Ryugu和小行星Bennu，它们正在旋转顶部形状的瓦砾堆。地面雷达观测到了其他轴对称的顶部形状的近地小行星，其中大多数旋转接近解体旋转周期约3小时。这表明，通过旋转自旋引起的小行星变形产生了顶部形状。虽然以前的一些模拟使用离散元方法表明，旋转的碎石桩可能会产生扁圆形的顶部形状，它仍然不清楚什么样的条件，如组成材料的摩擦角和旋转的时间尺度所需的顶部形状的形成。本文通过对不同速率旋转颗粒体的光滑粒子流体动力学模拟，表明球形碎石桩在破碎前的旋转变形可以根据摩擦角θ d分为三种模式：当θ_{d} < 40 °时为准静态和内部变形，当θ_{d} <50 °时为动态和内部变形，地表滑坡的发生率为φ_{d} > 70度。注意，如果我们考虑在弱重力下碎石桩块体之间的粘聚力的影响，这些明显较大的内摩擦角值是可以接受的。θ_{d} < 60度的天体通过内部变形演化为扁球体，但从未形成定义顶形的明显赤道。相反，如果自旋上升的时间尺度小于几天，则θ_{d} > 70 °的天体通过轴对称表面滑坡变形为轴对称顶部形状。此外，通过时间尺度> 1个月的缓慢自旋上升，θ_{d} > 70度的天体通过局部滑坡变形为非轴对称形状。我们认为，快速自旋机制是最好的轴对称顶部形状的形成。
2021-04-28 astro-ph.EP
Spin-driven evolution of asteroids' top-shapes at fast and slow spins seen from (101955) Bennu and (162173) Ryugu
OSIRIS-REx和隼鸟2的近距离观测为目标小行星（101955）Bennu和（162173）Ryugu的形状演变过程提供了线索。它们带有赤道脊的扁圆形状，或所谓的顶部形状，可能是由于它们现在和过去的旋转条件而演变的。不同的形状演变方案先前提出; Bennu的顶部形状可能是由表面处理驱动的，而Ryugu的可能是由于大变形而形成的。这两种情况似乎不一致。在这里，我们回顾了早期作品中的结构分析，并填补了连接这些解释的空白。我们还采用了半解析技术计算的内聚强度分布在一个均匀旋转的三轴椭球体的整体破坏的顶部形状的机构。假设结构是均匀的，我们的半分析方法描述了不同旋转周期下失效区域的空间变化;表面区域在较长的旋转周期下最敏感，而内部在较短的旋转周期下结构性失效。这一发现表明，顶部形状的演变可能会因旋转和内部结构而有所不同，这可以解释Bennu和Ryugu顶部形状的不同演变情景。我们解释我们的结果作为顶部形状的各种演变过程的指示。
2020-08-10 astro-ph.EP
Collisional family structure within the Nysa-Polana complex
Nysa-Polana复合体是一组低倾角小行星家族，位于主带的内侧，其半长轴以火星穿越区和木星3：1平均运动共振区为界。这一组是重要的OSIRIS-REx任务的目标，（101955）Bennu的最有可能的源区;然而，在该地区的家庭成员是复杂的存在几个动态重叠的家庭与一系列的表面性能。该区域的大型S型结构似乎与母体（135）赫塔有关，并显示出（$e_\text{P},a_\text{P}$）相关性，与约180度的真实异常附近的碰撞事件一致，喷出物速度为$v_\text{ej} \sim 285$ m/s。从这些轨道特性的碰撞喷出物分布预测有一个最大的半长轴分散$δa_{ej} = 0.005 \pm 0.008$ AU，这只构成了一个小部分（7\%）的观察到的半长轴分散，其余的是由于Yarkovsky效应。从Yarkovsky色散推断该家族的年龄为$300^{+60}_{-50}$ My。与赫塔族重叠的较小星团中的天体，其反射特性与X型（135）赫塔族比周围的S型赫塔族更一致。这些天体在（$a_\text{P},H$）空间形成了一个独特的亚尔科夫斯基“V”型特征，与最近的一次碰撞相一致，显然也与（135）赫塔有着动态的联系。Nysa-Polana复合体还包含一个与（142）Polana相关的低丰度家族（Walsh et al. 2013称为“New Polana”），以及另外两个与（…
2015-01-19 astro-ph.EP
Study of the asteroid Bennu using geodesyANNs and Osiris-Rex data
小行星和其他小天体在太阳系往往有不规则的形状，由于他们的低重力。这种不规则性不仅适用于拓扑结构，也适用于潜在的地质，可能包含不同密度和材料的区域。拓扑结构可以从光学观测中得到，而物体的质量密度分布在某种程度上只能在其引力场中观察到。在一篇配套论文中，我们介绍了geodesyNets，这是一种神经网络方法，可以通过测量物体的引力场来推断物体的质量密度分布。在目前的工作中，我们将这种方法应用于小行星Bennu使用的奥西里斯雷克斯任务的真实数据。该任务不仅测量了奥西里斯雷克斯航天器本身的轨迹，还测量了许多暂时围绕Bennu运行的鹅卵石大小的岩石颗粒。从这些轨迹数据中，我们获得了Bennu质量密度的表示，并通过在所得重力场中传播训练过程中未使用的多个卵石来验证它。性能与均匀密度的多面体重力模型相当，但不需要形状模型。由于几乎不需要额外的信息，我们认为这是迈向自主的引力场反演的一步。
2021-09-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Comparison of optical spectra between asteroids Ryugu and Bennu:I. Cross calibration between Hayabusa2/ONC-T and OSIRIS-REx/MapCam
针对Hayabusa2/ONC-T与OSIRIS-REx/MapCam因定标靶标差异存在15%系统误差、无法准确比较Ryugu与Bennu光谱的问题，本研究以月球为共同标准完成两台仪器的交叉定标，给出Bennu各波段反射率上调系数，实现小于2%的比较精度。
2024-06-18 astro-ph.EP
Yarkovsky V-shape identification of asteroid families
只有少数已知的主带（MB）小行星家族的年龄大于2 Gyr（Brodegan等人，2013年; Spoto等人，2015年）。基于产生碰撞率的家系的估计表明，缺乏>2 Gyr-old家系可能是由于目前用于鉴定家系的技术中的选择偏差。由于长期共振、与大质量小行星的近距离碰撞和非引力雅可夫斯基力，族碎片在其轨道要素、半长轴、$a$、偏心率、$e$和倾角、$i$上分散。这导致家庭片段与主带的背景难以区分，使得随着家庭年龄的增加，更难以用分层聚类方法（HCM）进行识别。内带的Eulalia和新的Polana家族的发现依赖于新的技术，因为Yarkovsky传播使他们过于分散，无法使用经典的HCM来识别。用于发现新的Polana和Eulalia家族的技术经过修改，通过搜索$a$与小行星直径$D$或绝对星等$H$之间的相关性来识别小行星家族。如果一组小行星在$a$与1/ $D$或$a$与$H$的平面上的边界具有特征性的V形，这是由于与大小相关的雅科夫斯基扩散造成的，那么这组小行星就被认为是一个碰撞家族。用两种不同的技术识别V形边界。第一种方法通过测量边界内外的对象数量之间的落差来识别边界。第二种方法通过测量$a$与1/ $D$、$H$空间中物体的数量密度来识别V形边界。V形技术在已知的科Erigone，Vesta，Koronis和难以通过HCM识别的科如Flora，Baptistina，new P…
2016-09-20 astro-ph.EP
The OSIRIS-REx Visible and InfraRed Spectrometer (OVIRS): Spectral Maps of the Asteroid Bennu
OSIRIS-REx可见光和红外光谱仪（OVIRS）是一种点光谱仪，光谱范围为0.4至4.3微米（25，000 -2300 cm-1）。其主要目的是绘制OSIRIS-REx小行星采样返回飞行任务的目标小行星Bennu的表面构成图。它返回的信息将有助于指导样本站点的选择。它还将提供样本和高空间分辨率光谱的全球背景，这些光谱可能与空间上无法分辨的地面小行星观测有关。它是一个紧凑，低质量（17.8公斤），功率效率（8.8 W平均），和强大的仪器，需要检测一个非常黑暗的表面（3%反射率）在太阳系内（0.89-1.35 AU）的5%光谱吸收功能的灵敏度。它与OSIRIS-REx任务中的其他仪器相结合，将提供一个前所未有的小行星表面视图。
2017-03-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
Comparison of optical spectra between asteroids Ryugu and Bennu: II. High-precision analysis for space weathering trends
本文通过交叉定标隼鸟2号ONC-T和OSIRIS-REx MapCam数据，揭示龙宫与贝努初始光谱相似但空间风化方向相反，并推断C型复合小行星可能源自光谱斜率更均匀的物质。
2024-07-07 astro-ph.EP physics.space-ph
Origin and Sustainability of The Population of Asteroids Captured in the Exterior Resonance 1:2 with Mars
目前，已知大约有1500颗小行星与火星在a = 2.418 AU处形成1：2的共振，其中（142）Polana是这群小行星中最大的成员。叠加在共振上的受迫久期模的影响引起了复杂的动力学演化。混乱的扩散、碰撞、与大质量小行星的近距离相遇，以及雅科夫斯基效应导致的轨道迁移，使小行星在共振中不断被捕获和损失，一小部分小行星在长时间尺度上仍被捕获，并在半长轴分布中产生超过背景小行星总数20%的浓度。雅科夫斯基效应根据小行星的大小产生不同的动力学，在共振中产生过多的小行星。共振的演变在轨道上产生了一个特征，主要是偏心率，这取决于小行星被困在共振中的时间和雅科夫斯基效应的大小。小行星越大，它们在共振中被捕获的时间就越长，从而使离心率和倾斜度的扩散更大。共振产生的不连续性和混合在空间中的适当的元素产生错误识别的动态家庭成员，主要是灶神星和Nysa-Polana家庭。共振小行星的半衰期大到足以不受雅科夫斯基效应的影响，约为1 Gyr。从分类学类别的角度来看，共振群与背景群没有区别，证实了小行星过多。
2011-05-25 astro-ph.EP
Overcoming the Challenges Associated with Image-based Mapping of Small Bodies in Preparation for the OSIRIS-REx Mission to (101955) Bennu
OSIRIS-REx小行星样本返回任务是美国宇航局新前沿计划的第三个任务，也是美国第一个从小行星返回样本到地球的任务。OSIRIS-REx团队面临的最重要的决定是在小行星（101955）Bennu表面选择一个主要的采样点。任务的成功取决于确定一个安全的地点，并具有容易被航天器采样机制摄取的风化层。为了告知这一关键任务的决定，Bennu的表面使用OSIRIS-REx相机套件进行映射，图像用于开发几个基础数据产品。为获得这些数据产品所需的投入，需要专门制定观测战略，以克服与绘制小型不规则天体相关的挑战。我们提出了这些战略的背景下，评估候选样本网站在Bennu根据一个框架的决定，相对安全性，可采样性和科学价值在整个小行星的表面。为了创建有助于这些评估的数据产品，我们描述了OSIRIS-REx团队开发的基于图像的不规则小物体映射的最佳实践。我们强调的重要性，使用三维形状模型和身体固定的直角坐标的工作能力，当处理行星表面，不能唯一地解决身体固定的纬度和经度。
2018-10-23 astro-ph.EP
Calibration and Performance of the REgolith X-Ray Imaging Spectrometer (REXIS) Aboard NASA's OSIRIS-REx Mission to Bennu
美国宇航局OSIRIS-REx小行星Bennu任务中的REgolith X射线成像光谱仪（REXIS）仪器是一项D级学生合作实验，旨在探测小行星表面的荧光X射线，以测量元素丰度。在2019年7月和11月，REXIS从终结者轨道收集了Bennu太阳照射表面的约615小时的综合曝光时间。正如Hoak等人（2021年）所报告的那样，REXIS数据不包含来自小行星的X射线荧光的明确信号，部分原因是观测期间太阳X射线通量较低。为了支持可检测的X射线信号的上限，可能提供的见解Bennu的风化层的属性的评价，我们提出了一个概述的REXIS仪器，它的操作，其在飞行中的天体物理X射线源校准的细节。这种校准包括在Bennu观测期间偶然探测到瞬态X射线双星MAXI J 0637 -430，表明REXIS在小行星上的操作成功。我们传达了一些经验教训，为未来的小行星表面的X射线光谱成像调查。
2021-10-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Diurnal temperature variation as the source of the preferential direction of fractures on asteroids: theoretical model for the case of Bennu
研究表明，在我们的太阳系的无空气天体上，温度循环会造成表面材料的破坏。然而，对空间物体的传播机制仍然知之甚少。目前的工作相结合的热弹性模型与线性弹性断裂力学理论来预测断裂传播的存在下产生的昼夜温度循环和类似的条件下存在的小行星Bennu的热梯度。使用最大应变能释放率标准计算裂纹方向，该标准使用有限元和所谓的G $θ$方法（Uribe-Suárez等人，2020年）实现。227：106918）。使用实施的方法，裂纹扩展方向的初始裂纹尖端在不同的位置和不同的取向计算。结果表明，裂纹优先沿南北向、东北-西南向和西北-东南向扩展。最后，进行热疲劳分析，以估计裂纹扩展速率。计算值与现有的实验证据吻合得很好。
2021-02-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
Stability and Evolution of Fallen Particles Around the Surface of Asteroid (101955) Bennu
在这项工作中，我们研究Bennu周围的粒子动力学。目标是了解小行星周围模拟粒子的稳定性，演变和最终结果。根据结果，颗粒大小可以分为两个主要群体，这取决于它们的行为。小于一厘米的粒子被太阳辐射压力迅速从系统中移除，而大于几厘米的粒子的动力学则由本努的引力场主导。由于Bennu的形状和自旋周期，它周围有八个平衡点，赤道表面附近的相空间结构与这些平衡点直接相关。因此，我们进行了数值模拟，以获得有关平衡点附近的轨道演化的信息。结果表明，大于几厘米的粒子大部分落在翠鸟区附近或与翠鸟区相对的赤道区域，而几乎没有落在鱼鹰区附近的赤道区域。此外，我们还进行了计算实验，考虑最初围绕Bennu的球形粒子云。在我们的积分周期内，大多数粒子落在地球表面，积分周期被限制在1.14年内。这些粒子优先落在赤道低纬度的高海拔地区和靠近北极的地方。中纬度地区的瀑布更少，如南丁格尔和鹬地区。
2020-11-17 astro-ph.EP physics.geo-ph
The possible origin of three Apollo asteroids 3200 Phaethon, 2005UD, and 1999YC
本研究通过动力学映射与数值模拟探究三颗阿波罗型小行星的起源，发现其最可能源自(2) Pallas小行星族，且前体天体碎裂或发生在动力学演化过程中。
2024-08-14 astro-ph.EP
Detection of Rotational Acceleration of Bennu using HST Lightcurve Observations
我们在1999年和2005年从地面观测了近地小行星（101955）Bennu，并在2012年使用哈勃太空望远镜观测了它，以限制它的旋转速率。这些数据揭示了$2.64 \pm 1.05 \times 10^{-6} \mathrm{deg\ day}^{-2}$的加速度，这可能是由于Bennu的转动惯量的变化，或者由于YORP效应或其他角动量源而旋转。最佳解在Nolan et al.（2013）确定的周期的1 sigma内。OSIRIS-REx任务将在2019年独立确定旋转状态。这些测量应该显示旋转速率的变化是否是稳定的增加（例如，由于YORP效应）或其他一些现象。OSIRIS-REx科学小组测量的精确形状和表面特性将使人们能够更好地了解小型小行星旋转速率的变化。
2019-02-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Quantifying Surface Heterogeneity Across Asteroid (101955) Bennu using Candidate Site Remote Sensing Data
University of Oxford（牛津大学）；NASA Goddard Space Flight Centre（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Southwest Research Institute（西南研究院）
通过OSIRIS-REx任务获取的可见光-近红外和热红外光谱，量化贝努表面在2-10米尺度上的矿物组成和物理性质异质性，发现不同采样点间水合指标和硅酸盐波段存在显著差异。
2026-06-12 astro-ph.EP astro-ph.IM stat.AP
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
Obliquities of "Top-Shaped" Asteroids May Not Imply Reshaping by YORP Spin-up
YORP效应改变小行星自转周期和自转速度的时间尺度可能非常不同，因为相应的扭矩与物体形状的不同方面相耦合。对于接近轴对称的“顶形”近地小行星，如101955 Bennu，自旋时标比10^5到10^6年量级的小行星时标长一个数量级或更长。观测到的顶形小行星的低折射率（接近0或180度）并不构成它们通过YORP自旋上升获得其目前形状和自旋的证据，因为无论自旋上升或重塑机制如何，都预期低折射率。
2014-11-17 astro-ph.EP
Modeling optical roughness and first-order scattering processes from OSIRIS-REx color images of the rough surface of asteroid (101955) Bennu
美国宇航局\textquoteright的OSIRIS-REx任务研究的暗小行星（101955）Bennu有一个富含巨石和明显缺乏灰尘的表面，为研究粗糙颗粒介质中单次散射过程的作用提供了一个天然的实验室。我们的目标是定义光学粗糙度和其他散射参数，可能是有用的样品类似物的实验室制备，成像数据的解释，并将返回地球的样品的分析。我们依赖于一个半数值统计模型辅助数字地形模型（DTM）阴影射线跟踪，以获得散射参数在最小的表面元素允许的DTM（面\textasciitilde{} 10厘米）。使用马尔可夫链蒙特卡罗技术，我们解决了所有四波段图像的OSIRIS-REx任务\textquoteright的前四个候选样本网站，高精度激光测高DTM的反演问题。我们重建了每个参数的\emph{a posteriori}概率分布，并区分了初级和次级解。通过光度图像校正，我们发现，低和平均粗糙度斜率的混合最好地描述了Bennu的表面高达$90^{\circ}$相位角。我们检测到一个低的非零镜面反射率，也许表明暴露的表面上的亚厘米单晶夹杂物。我们报告了$27_{-5}^{\circ+1}$的平均粗糙度RMS斜率，$2.6_{-0.8}^{+0.1}\%$的镜面反射比，大约。$4.64_{-0.09}^{+0.08}\%$在550 nm处的单次散射散射，以及两种用于后向散射不对称因子的溶液，$ξ^{(1)}=-…
2020-10-08 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.geo-ph
The common origin of family and non-family asteroids
目前，所有小行星都被分为两类：一类是由已知天体分裂而成的小行星家族，另一类是非小行星家族。一个悬而未决的问题是这些非家族小行星的起源。它们是单独形成的，还是作为已知家族的成员，但轨道混乱地演变，或者它们是古老的幽灵家族的成员，也就是说，小行星有一个共同的母体，但轨道不再聚集在轨道元素空间？在这里，我们表明，在内部带的非家庭小行星的大小与它们的轨道偏心率和轨道倾角相关，这表明非家庭和家庭小行星起源于少数大型原始星子。我们估计，内主带中约85%的小行星来自Flora，Vesta，Nysa，Polana和Eulalia家族，其余约15%来自相同的家族，或者更有可能是一些幽灵家族。这些新的结果意味着，我们必须寻求解释的不同特点的陨石群的演化历史中的几个，大的，前体机构。我们的发现也支持了小行星是通过原行星盘中物质的引力坍缩形成的模型。
2020-10-25 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
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
OSIRIS-REx Returned a Pristine Sample of Asteroid Bennu: Takeaways from the Mission's Contamination Control and Knowledge Program
OSIRIS-REx 任务确认贝努样本基本原始，仅 1.24% 受污染，通过系统污染控制与知识计划，识别了固有矿物，防止误弃数据，为未来任务提供经验。
2026-09-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
On the origin of the Almahata-Sitta meteorite and 2008TC3 asteroid
小行星2008 TC 3是一颗近地小行星，于2008年10月7日撞击地球。陨石是由2008 TC 3在高层大气中的分裂产生的，目前，大约有600颗来自2008 TC 3的陨石-称为Almahata Sitta -已经被回收。对Almahata Sitta碎片的矿物学研究表明，小行星2008 TC 3是由不同类型的陨石（尿石、H、L和E陨石）组成的。了解这个机构的起源以及它是如何组合在一起的仍然是一个挑战。在这里，我们进行了详细的光谱和动力学研究，以显示2008 TC 3最有可能的源区是在低倾角（i<8度）的内部主带。我们表明，小行星的光谱类，可以与不同的陨石类型的Almahata Sitta是目前在该地区的主带，其中包括Nysa-Polana家庭和对象的背景在低倾角。寻找2008 TC 3形成的可能方案，我们发现，在目前的小行星带中，2008 TC 3是由不同矿物的小行星之间的低速碰撞形成的可能性很小。更有可能的是，2008 TC 3的异质成分是从小行星带处于不同动力学状态的时候继承而来的，最有可能是在太阳系的早期。由于脲伊利石是一个大型热变质小行星的碎片，这表明碰撞侵蚀（脲伊利石母体的破裂）和碰撞吸积（2008 TC 3母体的形成）的阶段在原始小行星带中重叠了一段时间。
2012-06-14 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
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
Ryugu's observed volatile loss did not arise from impact heating alone
Hayabusa 2和OSIRIS-REx飞行任务探测的包括Ryugu和Bennu在内的碳质小行星可能是内太阳系挥发物的重要载体。然而，Ryugu经历了重大的挥发性损失，可能是由于超高速撞击加热。在这里，我们介绍了撞击实验，其速度与在主小行星带中预期的速度相当（3.7公里/秒和5.8公里/秒），并使用模拟目标材料。我们发现，由于影响从目标材料的挥发物的损失是不足以占所观察到的挥发性耗尽的Ryugu。我们认为，在主小行星带的相互碰撞不太可能是唯一负责的挥发物从龙宫或其母体的损失。相反，我们认为，额外的过程，例如与其形成的机制和时间的多样性，是必要的，以占可变的挥发性含量的碳质小行星。
2022-05-19 astro-ph.EP
A Taxonomic Study of Asteroid Families from KMTNet-SAAO Multi-band Photometry
我们在这里介绍了2000多个主带小行星的多波段测光。对于每个目标，我们使用测量的V-R和V-I颜色结合颜色-颜色空间中的机器学习生成的决策表面来报告概率分类。通过这种方法，我们将> 85%的目标分类为四种主要的Bus-DeMeo复合物之一：S-，C-，X-或D-型。大约三分之一的目标有一个已知的相关动态家庭，在我们的数据中有69个家庭。在不确定性，我们的研究结果表明，在家庭成员和非家庭成员之间的分类分布没有明显的差异。在我们观察到的样本中，69个家族中有9个家族有20个或更多的成员，因此我们更详细地研究了这些家族的分类，并发现与文献非常吻合。在这9个采样良好的家庭，我们的数据显示，Themis，Koronis，Eunomia，Massalia和Eunomia家庭显示出高度的分类同质性，Vesta，Flora，Nysa-Polana和Eos家庭在分类上显示出显著的混合水平。使用的分类纯度和分散度观察到的颜色为9个采样良好的碰撞家庭，我们还推测这些家庭可能起源于一个分化的母体和/或一个家庭与一个可能的未确定的嵌套家庭。此外，我们获得了足够的光度数据为433我们的目标，以提取可靠的旋转周期，并观察旋转属性和家庭成员之间没有明显的相关性。
2019-03-19 astro-ph.EP
Physical Characterization of 2015 JD1: A Possibly Inhomogeneous Near-Earth Asteroid
小行星等无空气物体的表面暴露于许多可以改变其物理性质的现象。Bennu是OSIRIS-REx任务的目标，它已经展示了一个小物体的表面是多么复杂。2019年11月，具有潜在危险的小行星2015 JD 1经历了距离地球0.0331 au的近距离接近。我们根据2019年11月期间获得的地基雷达，光谱学和光度观测结果，介绍了2015 JD 1的物理特性。阿雷西博天文台的雷达偏振测量显示了一个形态复杂的表面。延迟多普勒图像显示一颗接触双星小行星，估计可见范围约为150米。我们的观测表明，2015 JD 1是一颗E型小行星，其表面成分类似于Aubrites，这是一类分化的顽火辉石陨石。2015 JD 1的动力学性质表明它来自与木星的$ν_6$共振，与主要E型天体的光谱比较表明它可能来自与E型（64）安吉丽娜的祖先相似的母体。值得注意的是，我们发现2015 JD 1表面的旋转光谱变化从红色到蓝色光谱斜率。我们的成分分析表明，光谱斜率的变化可能是由于2015年JD 1的一个区域缺乏铁和硫化物和/或粒度的差异。
2022-07-11 astro-ph.EP
Statistical Constraints on Albedo Structure in Asteroid Families from NEOWISE Measurements
Akdeniz University（安塔利亚大学）
本研究利用NEOWISE数据结合AKARI、SDSS验证，分析102个小行星族的反照率结构，建立双峰性探测限，发现多数表观成分趋势源于测量误差与选择偏差，为NEOWISE反照率的成分推断提供统计标准。
2026-07-31 astro-ph.EP
A pre-flyby view on the origin of asteroid Donaldjohanson, a target of the NASA Lucy mission
针对Lucy即将飞掠的C型小行星Donaldjohanson，本文更新Erigone家族年龄并分析Yarkovsky、YORP及碰撞演化，为飞掠观测提供约束。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Physical Characteristics of the Asteroid (469219) Kamo'oalewa as a target of the Chinese Tianwen-2 mission
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
通过光度反演和光谱分析，确定了Kamo'oalewa的自转周期、形状、光谱类型（S型）及热惯性，为天问二号采样返回任务提供关键物理参数。
2026-07-02 astro-ph.EP
Nuclear and Orbital Characterization of the Transition Object (4015) 107P/Wilson-Harrington
本文结合新观测、存档数据、陨石对比与轨道积分研究107P/Wilson-Harrington，发现其表面类似碳质球粒陨石且近期未受热改造，更支持小行星起源，并指出Ryugu与Bennu返回样品或可揭示其本质。
2023-08-16 astro-ph.EP
Connecting Asteroids and Meteorites with visible and near-infrared spectroscopy
我们识别小行星和陨石之间的光谱相似性。我们确定了500个小行星光谱和1,000多个RELAB陨石光谱样本之间的光谱匹配，这些样本的光谱范围在0.45-2.5微米之间。我们重现了许多主要的和以前已知的陨石-小行星连接，并找到了可能的新的，更罕见或更少建立的连接。已经建立的联系包括：普通陨石（OC）与S-复合小行星;原始CM碳质陨石与CH-型小行星和加热CM与C-型小行星; HED陨石与V-型小行星;顽火辉石陨石与XC-型小行星; CV陨石与K-型小行星; Brachinites，Pallasites和R-型陨石与橄榄石为主的A-型小行星。我们发现从Q，Sq，S，Sr到Sv的趋势与LL到H相关，Q型主要与L和LL普通辉石匹配，Sr和Sv主要与L和H普通辉石匹配。普通球粒陨石样本，匹配的X-复杂，所有测量板和许多标记为黑暗或黑色（休克）OC。我们发现碳质球粒陨石样品的光谱斜率大到足以匹配D型小行星光谱。在许多情况下，小行星类型到陨石类型的链接并不是唯一的。虽然在小行星和陨石之间有很好的匹配，但在许多小行星类型和陨石类型之间存在不太常见但仍然光谱兼容的匹配。这一结果强调了小行星和陨石成分的多样性，并突出了仅按光谱特征分类的退化性。最近和即将进行的航天器任务将揭示许多小行星类别的组成，特别是那些没有诊断特征的小行星（C-，B-，X-和D-型），并测量Ceres，Ryugu，Bennu，Psy…
2022-02-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Grain Size Effects on UV-MIR (0.2-14 micron) Spectra of Carbonaceous Chondrite Groups
本研究测量七类碳质球粒陨石在0.2–14微米、五种粒度下的反射光谱，揭示粒度对反射率、谱带和分类的影响，并为贝努母体关联提供依据。
2024-01-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Global mapping of fragmented rocks on the Moon with a neural network: Implications for the failure mode of rocks on airless surfaces
Institut für Planetologie, Westfäelische Wilhelm Universität Münster（明斯特大学行星学研究所）；Center for Space and Habitability, University of Bern（伯尔尼大学空间与宜居性中心）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）
最近人们认识到，与空间环境接触的千米以下小行星的表面不是细粒风化层，而是由厘米至米级岩石组成。在这里，我们的目标是了解如何岩石形态的小机构的反应，众所周知的空间侵蚀剂在月球上。我们部署了一个神经网络，绘制了分散在月球表面的大约130，000块碎片巨石，并直观地识别了与不同失效模式对应的十几种不同的解体形态。我们发现，几个破碎的巨石形态相当于在小行星Bennu上观察到的形态，这表明月球和小行星上的这些形态可能无法诊断它们的形成机制。我们的研究结果表明，巨石破碎过程的特点是由一个内部弱化期，在岩石尺度上有限的形态损伤的迹象，直到一个突然的高效的冲击破碎事件发生。此外，我们确定了新的形态，如角砾岩巨石平流式侵蚀风格。我们公开发布的破碎的巨石目录连同这篇论文。
2023-01-19 astro-ph.EP cs.LG
