Binary YORP and Evolution of Binary Asteroids
千米级近地小行星的自转状态会受到YORP效应的影响。在一个相关的效应中，双星YORP（BYORP）双星小行星的轨道特性在辐射效应下演变，主要作用于潮汐锁定的次级行星。BYORP效应可以改变$\sim 10^{4-5}$年中的轨道要素，以使$D_{p}=2\;km$主要轨道要素与$1\; AU$的$D_{s}=0.4\; km$次要轨道要素发生变化。它可以分离二元组分，也可以使它们碰撞。本文设计了一种简单的方法来计算小行星的YORP效应和双星的BYORP效应，包括由于主扁率和太阳引起的$J_2$效应。我们将其应用于具有已知形状的小行星以及一组具有不同平滑度的随机生成的天体。我们发现一个小行星的YORP和BYORP效应的强度之间有很强的相关性。因此，对一个的统计知识可以用来估计另一个的影响。我们表明，BYORP的行动优先收缩，而不是扩大的二元轨道和YORP优先减慢小行星。这一结论适用于本工作中研究的两种极端导热率，并假设小行星达到稳定点，但可能会分解为中等导热率。的YORP和BYORP的影响被证明是小于可以天真地预期，由于小尺度上的影响几乎取消。考虑到这一近取消，一个简单的数量级估计的YORP和BYORP的影响作为函数的大小和平滑的机构计算。最后，我们提供了一个简单的证明，表明有没有长期的影响，由于在BYORP的辐射吸收。
2010-12-21 astro-ph.EP
Obliquity dependence of the tangential YORP
上下文切向YORP是一种热物理效应，它可以改变小行星的自转速率，与“正常”的YORP效应不同，但迄今为止只对零曲率的小行星进行了研究。目的。本文研究了球形漂砾在具有任意曲率的小行星表面上产生的切向YORP力。方法.首先用有限元法模拟了巨砾内部的导热系数，得到了巨砾受到的反冲力，然后考虑了均匀覆盖巨砾的椭球小行星，并对巨砾表面的扭矩进行了数值积分。结果切向YORP被发现在非零结晶度上操作，并且对于增加结晶度减小2倍。
2016-05-23 astro-ph.EP
The Strength and Detectability of the YORP Effect in Near-Earth Asteroids: A Statistical Approach
除了碰撞和引力之外，现在人们普遍承认，太阳光的不对称反射和热再辐射产生的光子反冲力和扭矩是控制小行星旋转演化的主要机制。Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应导致形状不规则的小行星的自转速率和极方向发生变化。我们提出了一个简单的Monte Carlo方法来估计的范围内的YORP旋转加速度作用于近地小行星（NEA），而不知道其详细的形状，并估计其可探测性使用光变曲线观测。该方法需要了解小行星的轨道特性和大小，并假定已经对小行星的未来观测情况进行了全面考虑。它通过应用于YORP所研究的七颗小行星的观测情况而得到验证，然后应用于540个近地小行星的NEOWISE和（或）其他直径测量值，并应用于所有近地小行星的MPCORB绝对星等。研究发现，YORP的可探测性是小行星轨道和直径特性综合作用的一个强函数，对于自转速率不快或不慢的近地小行星，它与自转周期无关。预期作用于特定NEA的YORP旋转加速度的中值和1-sigma扩展可以通过使用（等式）从其半长轴、偏心率和直径估计。1)和/或通过使用（eq. 2)如果通过假设几何星等为0.1而从绝对星等估计直径。在某一特定近地天体上达到探测到YORP效应的概率为50%所需的光变曲线观测活动的时间长度可使用（等式10）估算。3)和/或通过使用（eq. 4)一个绝对大小估计直径。
2012-12-31 astro-ph.EP
Meteoroid impacts onto asteroids: a competitor for Yarkovsky and YORP
<Abridged>流星体撞击小行星会将线动量和角动量传递给较大的天体，这可能会影响其轨道和旋转状态。在这里，我们表明，我们的太阳系的流星体环境可以有一个小行星的影响，相当于Yarkovsky和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）的影响在某些条件下。预计流星体本身的动量含量产生的效应比亚尔科夫斯基效应小得多。然而，喷出物的动量传输可能会使撞击裸露岩石表面的净有效力增加两个数量级。这一结果对于将实验室微坑实验结果外推到真实的流星体-小行星碰撞是敏感的，需要进一步研究。如果这种推断成立，那么流星体撞击对小行星动力学的影响比以前认为的更为重要。
2014-07-14 astro-ph.EP
Equilibrium rotation states of doubly synchronous binary asteroids
双同步双星小行星同时经历YORP和BYORP，前者与轨道半径无关，而后者与半径线性相关。在许多系统中，YORP和BYORP可以在某个半径处相互补偿，从而导致平衡态，其他轨道在其演化过程中收敛到该平衡状态。我们推导出数学形式主义的无量纲的YORP和BYORP系数的平衡。我们计算YORP和BYORP系数的一组光度和雷达形状模型，并找到平衡是比较常见的。
2017-08-26 astro-ph.EP
Tangential component of the YORP effect
这篇文章讨论了小行星表面厘米到分米大小的结构吸收的太阳光如何重新发射，从而产生平行于表面的反冲力分量。在某些条件下，石头的西侧似乎平均比其东侧略热，因此受到更强的反冲力，并增加了小行星的旋转速度。我们在一个玩具模型中研究这种称为切向YORP效应的效应，用墙壁代替石头并模拟其中的导热性。我们讨论的效果的一般趋势，估计其幅度，并发现它是可比的小行星的总尺度不对称性所确定的正常的YORP效果。这种效应的存在将改变小行星的YORP加速的预测。
2014-08-08 astro-ph.EP
A new equilibrium state for singly synchronous binary asteroids
小行星自转状态的演化受YORP效应的控制，但有些小行星可以通过达到稳定平衡来停止YORP演化。对于受到BYORP效应影响的双星小行星也是如此。在这里，我们讨论一种新类型的平衡，结合这两个，这是可能的，在一个单一的同步二元系统。这种平衡发生时，正常的YORP，切向的YORP和二进制YORP相互补偿，和潮汐力矩之间的系统的组件和耗散能量的角动量分配。这样一个系统如果不受扰动，将永远保持单一同步，具有恒定的自旋和轨道速率，因为潮汐力矩以相同的速率耗散入射太阳光的能量。在二元系统中存在这种平衡的概率被发现是在百分之几的顺序。
2018-03-27 astro-ph.EP
YORP and Yarkovsky effects in asteroids (1685) Toro, (2100) Ra-Shalom, (3103) Eger, and (161989) Cacus
小行星的自转状态受到各向异性的太阳光反射和小行星表面的热辐射产生的净扭矩的影响。在长时间尺度上，这种所谓的YORP效应可以改变小行星的自转方向和自转周期。我们分析了四个选定的近地小行星的光变曲线，目的是检测长期的变化，其旋转速率所造成的YORP。我们使用光变曲线反演方法来模拟所观察到的光变曲线，并将旋转速率$\mathrm{d} ω/ \mathrm{d} t$的变化作为优化的自由参数。我们收集了70多个新的光曲线。对于小行星Toro和Cacus，我们使用了WISE航天器的热红外数据，并估计了它们的大小和热惯性。我们还使用了目前可用的光学和雷达天体测量的托罗，拉-沙洛姆，和卡库斯推断雅科夫斯基效应。我们探测到小行星卡库斯的YORP加速度为$\mathrm{d}ω/ \mathrm{d} t = (1.9 \pm 0.3) \times 10^{-8}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$。对于Toro，我们有一个试探性的（$2σ$）检测的YORP从显着改善的光曲线适合非零值的$\mathrm{d}ω/ \mathrm{d} t = 3.0 \times 10^{-9}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$。对于小行星Eger，我们用更多的数据证实了先前公布的YORP探测，并将YORP值更新为$(1.1 \pm 0.5) \time…
2017-11-16 astro-ph.EP
Disaggregation of Small, Cohesive Rubble Pile Asteroids due to YORP
少量的凝聚力相对较小的碎石堆小行星内的影响进行了研究，就其演变下的持续存在的YORP效应。我们发现，低于一个特征的大小，这是一个函数的凝聚力，密度和其他属性，碎石堆小行星可以进入一个“解聚阶段”，在此阶段中，他们受到反复裂变后，形成稳定的二元系统是不可能的。一旦超过这一门槛，碎石堆小行星就可能在有限的时间内分解成其组成部分。这些组成部分将有自己的自旋极限-尽管由于整体结构的更大强度，可能会有更高的自旋速率。讨论了这一预测的影响，包括尺寸分布的修改、流星体中单体的普遍性以及太阳系中小碎石堆体的寿命。然后，该理论被用来放置的二元小行星的特征作为其类型的函数的强度的限制。
2017-06-11 astro-ph.EP
Spin Axes and Shape Models of Asteroid Pairs: Fingerprints of YORP and a Path to the Density of Rubble Piles
一对小行星由两个具有几乎相同的日心轨道要素的未结合物体组成，这两个物体是在一个“碎石堆”小行星因旋转速度增加而无法保持结合时形成的。模型表明，由于YORP效应，对的祖细胞获得了快速旋转。由于已经表明，自旋轴矢量可以通过YORP效应对齐，如果它们确实是通过所述机制形成的，那么在小行星对上应该可以看到这种行为。或者，如果这两个对是由碰撞形成的，那么自旋轴应该有一个随机的方向，而小的或年轻的天体可能会有一个翻滚的旋转。在这里，我应用光变曲线反演方法对自己获得的光度数据，以获得旋转轴矢量和形状模型的小行星对2110，3749，5026，6070，7343和44612。三颗小行星的自旋轴指向极，三颗天体的结果不明确。此外，辅助构件44612呈现与其主要构件2110相同的旋转方向，并且其自旋不翻滚。最后，我使用旋转裂变模型，基于角动量守恒的假设，并将其与测量的自旋，形状和质量比参数相匹配，以约束对中主要成员的密度。使用这种方法，低密度值，预计从一个“碎石堆”的推导。所有这些结果导致的结论是，这些小行星对的破坏最有可能是YORP效应的结果，旋转了“碎石堆”小行星。
2014-06-12 astro-ph.EP
The Influence of Rough Surface Thermal-Infrared Beaming on the Yarkovsky and YORP Effects
现在人们普遍认为，来自吸收的太阳光的不对称反射和热再辐射的光子反冲力，连同碰撞和引力，是控制小行星动力学和物理演化的主要机制。Yarkovsky效应导致轨道半长轴漂移，而YORP效应导致旋转速率和极方向的变化。我们提出了一个适应的先进的热物理模型（ATPM），同时预测的Yarkovsky和YORP效应的存在下，热红外光束引起的表面粗糙度，这已被忽略或解雇在所有以前的模型。对高斯随机球形小行星以及小行星（1620）Geographos和（6489）Golevka的真实形状进行的测试表明，粗糙表面的热红外光束通常会使Yarkovsky轨道漂移增加百分之几十，但它可能高达两倍。YORP旋转加速度通常平均衰减高达三分之一，但也可能高达一半。我们发现，Yarkovsky轨道漂移只敏感的平均程度，而不是空间分布，粗糙度在小行星表面。然而，YORP旋转加速度是敏感的表面粗糙度的空间分布，并可能增加显着的不确定性的预测与相对较弱的YORP影响的小行星。为了准确预测任何一种影响，必须知道小行星表面粗糙度的程度和空间分布。
2012-03-07 astro-ph.EP
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
The Influence of Global Self-Heating on the Yarkovsky and YORP Effects
我们提出了一个适应的ATPM，同时预测的Yarkovsky和YORP效应的存在下，发生在不规则形状的小行星，这已被忽略或解雇在所有以前的模型的大凹部的全球自加热。它还与粗糙表面热红外光束效应相结合，以前已经表明，这将增强Yarkovsky轨道漂移，并平均抑制YORP旋转加速度，数量级为百分之几十。对所有已发表的近地小行星凹面模型的测试，以及对一百个高斯随机球的测试，表明Yarkovsky效应在百分之几或更低的水平上对阴影和全局自热效应敏感。为了简单起见，如果所需的精度是这个数量级，Yarkovsky模型可以忽略这些效应。与Yarkovsky效应不同，YORP效应对阴影和全局自热效应非常敏感。它的灵敏度随着YORP旋转加速度的相对强度的减小而增加，并且似乎并不依赖于小行星的倾斜程度。全球自加热往往会在小行星的YORP-旋转-加速度-曲率曲线中产生垂直偏移，其方向与阴影效应所产生的方向相反。它还确保至少存在一个临界曲率角，在该临界曲率角处出现零YORP旋转加速度。如果一颗小行星表现出很大的阴影效应，那么为了准确预测YORP效应，就必须将全球自加热包括在内。如果不包括全球自热效应，那么在约75%的情况下，当阴影也不包括在内时，会产生更好的预测。此外，全球自加热的影响，减少敏感性的YORP效应预测的小行星的形状模型的详细变化。
2013-04-29 astro-ph.EP
Coupled Spin and Shape Evolution of Small Rubble-Pile Asteroids: Self-Limitation of the YORP Effect
我们提出了第一个自洽模拟的影响下的YORP效应的小引力聚集体的自旋形状的耦合演化。由于YORP对表面形貌的敏感性，即使是小的离心驱动的聚集体的重新配置也可以显着改变YORP扭矩，导致自旋演化可以与刚体预测定性不同。我们的模拟的三分之一遵循一个简单的演变被描述为修改后的YORP周期。三分之二的人表现出三种不同行为中的一种或多种--随机的YORP，自主的YORP和停滞的YORP--这三种行为共同导致YORP自我限制。自限性将演化中聚集体的旋转速率限制在比经典的YORP循环中预期的更窄的范围内，大大延长了物体保持旋转感的时间。模拟的物体最初是随机堆积的，无序的聚集体，它们是处于旋转平衡的相同球体，具有低的内部摩擦角。它们的形状演变的特点是整个身体的重新排列，包括内部深处。它们不会演化成带有赤道脊的轴对称顶形。质量损失发生在三分之一的模拟，通常是在一个长轴三轴体的两端少量。我们推测，YORP自我限制可能会抑制形成的顶部形状，二进制文件，或两者兼而有之，通过限制的角动量，可以赋予一个可变形的身体。特别是，随机YORP将以可观察的方式影响碰撞族的演化，这些碰撞族的轨道在雅科夫斯基力的影响下漂移。
2014-12-10 astro-ph.EP
Analysis of the rotation period of asteroids (1865) Cerberus, (2100) Ra-Shalom, and (3103) Eger - search for the YORP effect
小型小行星的自旋状态可因Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应而在很长时间尺度上发生变化，这种效应是由形状不规则的小行星各向异性散射的阳光和适当的热辐射产生的净扭矩。由YORP效应引起的自转周期的长期变化可以通过分析小行星的光度光变曲线来检测。我们分析了近地小行星（1865）Cerberus，（2100）Ra-Shalom和（3103）Eger的光度光变曲线，目的是检测由YORP效应引起的恒定旋转的可能偏差。我们对这三颗小行星进行了新的光度观测，将新的光变曲线与存档数据相结合，并使用光变曲线反演方法来模拟小行星的形状，极方向和旋转速率。将YORP效应建模为旋转速率随时间dω/dt的线性变化。由观测得到的dω/ dt值与理论预测值进行了比较。我们推导出了这三颗小行星的物理模型。我们不得不将埃格尔模型作为一个非凸体，因为凸模型无法拟合在高相位角下观察到的光变曲线。我们可能探测到埃格星自转速率的加速dω/ dt =（1.4 +/- 0.6）x 10^{-8} rad/d（3σ误差），这相当于自转周期减少4.2 ms/yr。Cerberus和Ra-Shalom的测光与恒定周期模型一致，并且没有检测到自旋速率的长期变化。我们只能限制|dω/ dt| Cerberus < 8 x 10^{-9} rad/d，|dω/ dt| Ra-Shalom < 3…
2012-10-08 astro-ph.EP
Rotation acceleration of asteroids (10115) 1992 SK, (1685) Toro, and (1620) Geographos due to the YORP effect
小行星的自转状态受到Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应的影响，这是一种由太阳辐射直接反射并从表面热再发射而产生的净扭矩。由于这种效应，旋转周期缓慢变化，这可以最容易地在光变曲线中测量，因为旋转相位的偏移随时间二次累积。我们收集了存档的光变曲线，并对小行星（10115）1992 SK，（1620）Geographos和（1685）Toro进行了新的光度观测。我们应用光变曲线反演的方法来拟合观测与凸形模型。YORP效应被建模为旋转频率$\upsilon \equiv \mathrm{d}ω/ \mathrm{d}t$的线性变化，并与其他旋转和形状参数一起优化。我们观测到小行星（10115）1992 SK的自转加速度$\upsilon = (8.3 \pm 0.6) \times 10^{-8}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$，这个观测值与我们的形状和自旋模型计算的YORP引起的自旋上升的理论值符合得很好。对于（1685）Toro，我们获得了$\upsilon = (3.3 \pm 0.3) \times 10^{-9}\,\mathrm{rad}\,\mathrm{d}^{-2}$，这证实了早期的尝试性YORP检测。对于（1620）Geographos，我们确认了先前检测到的YORP加速度，并得出…
2021-10-13 astro-ph.EP
Secular change in the spin states of asteroids due to radiation and gravitation torques. New detections and updates of the YORP effect
研究通过测光和光变曲线反演分析五颗近地小行星，新增两项YORP探测、更新两项结果，并首次由地面数据测得Ra-Shalom自转轴进动。
2023-12-08 astro-ph.EP
Matching asteroid population characteristics with a model constructed from the YORP-induced rotational fission hypothesis
从一个全面的小行星种群演化模型的结果，我们得出的结论是，YORP引起的旋转裂变假说可以与观测到的人口统计的小行星在主带，包括联星和接触联星。这一模型的基础是Marzari等人（2011年）的小行星自转模型，其中结合了YORP效应和碰撞演化。这项工作增加了旋转裂变假设和Jacobson & Scheeres（2011）的二元演化模型。小行星种群演化模型受到这些和其他先前工作的高度约束，因此它只有两个重要的自由参数：旋转裂变事件后形成的低质量比双星与高质量比双星的比率和双星YORP（BYORP）效应的平均强度。我们成功地再现了小行星人口的特征统计：二进制分数，快速二进制分数，稳态质量比分数和接触二进制分数。我们发现，为了使模型最好地匹配观测结果，旋转裂变产生高质量比（$> 0.2$）二元组分，其频率是低质量比（$< 0.2$）组分的4到8倍，其中质量比是次级组分的质量除以初级组分的质量。这与旋转后裂变双星系统的质量比是从平坦或正的浅分布中得出的一致，因为高质量比仓的大小是低质量比仓的四倍;这与观察到的稳态双星质量比相反，后者具有负的陡峭分布。这可以在BYORP-潮汐平衡假设的背景下理解，该假设预测低质量比双星比高质量比系统生存的时间要长得多。
2016-05-19 astro-ph.EP
A 3-dimensional model of tangential YORP
切向YORP，或TYORP，最近被证明是小行星旋转状态演变的重要因素。它是对以前认为的正常YORP或NYORP的补充。NYORP是由小行星大尺度几何形状的不对称性产生的，TYORP是由于小行星表面石头的导热性。然而，迄今为止，TYORP仅在简化的一维模型中进行了研究，用高长墙代替石头。这篇文章第一次考虑TYORP在一个现实的三维模型，还包括阴影和自发光效果，通过光线跟踪。TYORP是模拟位于风化层上的球形石头。该模型只包括5个自由参数，并研究了TYORP对每个参数的依赖性。TYORP扭矩似乎小于先前一维模型的估计值，但仍与NYORP扭矩相当。这些结果可以用来估计不同小行星的TYORP，也可以作为更复杂的TYORP模型的基础。
2014-08-07 astro-ph.EP
Detection of the YORP Effect for Small Asteroids in the Karin Cluster
卡琳星团是一个年轻的小行星家族，被认为是在$\simeq 5.75$ ~My ago形成的。年轻的年龄可以通过数值积分卡琳星团成员的轨道来证明，并显示近日点和节点交点（以及其他轨道要素）的收敛。以前的工作指出，如果后向积分只考虑太阳系行星的引力摄动，收敛是不理想的。当考虑到被称为Yarkovsky效应的热辐射力时，它会有所改善。这个参数可以用来估计Karin星系团成员的自旋对称性。在这里，我们利用快速增长的成员的卡琳集群，并表明，直径$D\simeq 1-2$公里卡琳小行星的结晶度分布是双峰，如预期的，如果YORP效应采取行动，移动结晶度向极端值（$0^\circ$或$180^\circ$）。测量的影响幅度与标准YORP模型一致。表面热导率推断为$0.07$-0.2 W m $^{-1}$ K $^{-1}$（热惯性$\simeq 300-500$ J m $^{-2}$ K $^{-1}$ s $^{-1/2}$）。我们发现，YORP效应的强度大致是$\simeq 0.7$的名义强度获得的随机高斯球体的集合。这些结果与由粗糙的岩石风化层组成的表面是一致的。预测的480个成员的Karin星系团的质量值可以验证的光变曲线反演方法。
2016-03-31 astro-ph.EP
A possible YORP effect on C and S Main Belt Asteroids
以前的一篇论文中的旋转频率分析表明，属于主带但不属于任何家族的两个C型和S型小行星样本呈现出两个不同的旋转频率麦克斯韦分布过渡直径值，分别为48公里和33公里。在本文中，经过更详细的统计分析，旨在验证的结果是物理相关的，我们发现了一个更好的估计过渡直径，分别为$D_C = 44 \pm 2$ km和$D_S = 30 \pm 1$ km。这些估计的过渡直径之间的比率，$D_C/D_S = 1.5 \pm 0.1$，可以支持的帮助下的YORP（Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack）的效果，虽然其他物理原因不能完全排除。本文导出了一个简单的YORP标度律，它考虑到了不同的平均日心距、体积密度、小行星和小行星<<asymmetry surface factor>>，使我们能够合理地证明C-型和S-型小行星直径过渡之间的比率。同样的标度律可以用来估算S和C小行星样本的体积密度之间的新比率（给出$ρ_S/ρ_C \approx 2.9 \pm 0.3$），并且可以解释为什么在过渡直径附近的小行星具有大约相同的绝对星等。对于C-型小行星，利用发现的密度比和其他对S-型密度的估计，也有可能估计出平均体积密度等于$0.9 \pm 0.1$ g cm-3，这个值与冰的组成相符。对过渡段直径差异的解释是一个合理的假设，与数据一致，但需要通过进一步的观…
2019-03-28 astro-ph.EP
Physical models for the normal YORP and diurnal Yarkovsky effects
我们提出了一个分析模型的正常YORP和昼夜Yarkovsky效应所经历的凸小行星。YORP扭矩和Yarkovsky力都表示为小行星表面上的通用函数的积分。虽然在一般情况下，这个功能只能从数值计算的导热系数方程的解决方案，近似的解决方案，可以在重要的极限情况下，在求积得到。我们考虑3个这样的简化模型：Rubincam近似（零热导率），低热惯性极限（包括下一阶校正，因此对小热导率有效），高热惯性极限（对大热导率有效）。所有三个简化模型进行了比较，与精确解。
2017-08-26 astro-ph.EP
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）
通过三维有限元模拟，研究球形小行星上圆形陨石坑因横向热传导打破对称性产生的正 YORP 自旋扭矩，并分析其与陨石坑位置、深度及热参数的关系。
2026-04-09 astro-ph.EP
Shape model and rotation acceleration of (1685) Toro and (85989) 1999 JD6 from optical observations
Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应是由小行星表面直接反射和热再发射的太阳辐射造成的净扭矩，被认为对小行星的动力学演变至关重要。通过对选定的近地小行星进行长期光度观测，希望扩大具有检测到的YORP效应的小行星样本，以促进理论框架的发展。收集存档的光变曲线数据并对（1685）Toro和（85989）1999 JD 6进行光度观测，这使得能够通过反转光变曲线来拟合凸形模型的观测结果来测量其YORP效应。对于（1685）Toro，更新YORP加速度$\upsilon=(3.2\pm0.3)\times10^{-9}\ \rm{rad\cdot d^{-2}}(1σ error)$，其与基于不同光变曲线数据的先前YORP检测一致;对于（85989）1999 JD 6，确定恒星周期为$7.667749\pm 0.000009$ h，自转极方向位于$λ=232\pm 2^{\circ},\ β= -59\pm 1^{\circ}$，加速度被检测为$\upsilon = (2.4\pm0.3)\times10^{-8}\ \rm{rad\cdot d^{-2}}(1σ error)$，并且除了在观测和模型之间获得极好的一致性之外。YORP应产生自旋上升和自旋下降的情况。然而，包括（85989）1999 JD 6在内的11颗近地小行星的$\r…
2022-09-27 astro-ph.EP
Population control of Mars Trojans by the Yarkovsky & YORP effects
我们探讨的假设，火星特洛伊人的人口是通过YORP效应和他们最终逃离特洛伊云通过Yarkovsky驱动的轨道演化的新的小行星（“YORPlets”）的生产之间的平衡的结果。我们的主要观测数据是：（5261）尤里卡，它的8颗小行星家族和没有家族的特洛伊人（101429）1998 VF 31和（121514）1999 UJ 7。我们将种群演化模型化为一个生灭随机过程，并假设它处于稳态。然后，我们模拟发现的特洛伊木马程序的日期，并发现家庭成员101429和121514，如果他们存在，本质上更难以检测比尤里卡。它们的未被发现可以作为它们不存在的证据，但前提是它们相对于母小行星的亮度与尤里卡家族的亮度相似。为了找出如何有效地火星特洛伊木马丢失的特洛伊云由于Yarkovsky效应，我们进行动力学模拟的测试粒子来自这些母体。我们发现，来自尤里卡和121514的天体在~1 Gyr后开始逃逸，但来自101429的天体在那时已经消失了，可能是由于该小行星接近火星共轨区域内的偏心型长期共振。这可能是101429轨道附近没有特洛伊人的原因。相比之下，121514的孤立状态表明，在太阳系最近的20%的历史中，小行星本身无法产生YORPlets，这一发现可能与121514目前的低角动量旋转状态有关，除非尤里卡家族在一次裂变事件中迅速形成。
2019-07-30 astro-ph.EP
The dynamics of asteroid rotation, governed by YORP effect: the kinematic ansatz
本研究的主要动机是分析探索小行星在椭圆轨道上运行时的旋转动力学。根据Efroimsky，Frouard（2016）的结果，各种扰动（碰撞，近距离接触，YORP效应）使小天体（小行星）的旋转不稳定，使其偏离初始电流自旋状态。由于章动弛豫过程或对应于具有固定角动量的最小能量的适当自旋状态，这产生了自旋朝向围绕最大惯性轴的旋转的演化。在我们的研究中，我们考虑了上述小行星的自旋状态，但另外还受到非引力性质效应（YORP效应）的非消失影响，这使得小行星在远离巨行星的运动过程中旋转不稳定。同时，在我们的发展中，小行星旋转动力学的情况下，可以忽略不计（时间相关）的应用扭矩的新的解决方案已经获得。本文提出了一种求解刚体转动欧拉方程的新方法，并计算了自旋向绕最大惯性轴转动演化的一个优美例子。
2019-12-11 astro-ph.EP physics.gen-ph
Detection of the YORP Effect on the contact-binary (68346) 2001 KZ66 from combined radar and optical observations
YORP效应是小型小行星经历的一种小的热辐射力矩，被认为对小行星的物理和动力演化至关重要。必须通过提供一系列小行星类型的YORP测量值来理解这种影响，以促进理论框架的制定。为此，我们正在对选定的近地小行星进行长期观测研究。我们在这里集中在（68346）2001 KZ 66，我们获得了跨越十年的光学和雷达观测。这使我们能够对小行星的旋转演化进行全面分析。此外，阿雷西博天文台的雷达观测使我们能够生成详细的形状模型。我们确定（68346）是一个逆行自转体，其极点位于黄道南极附近，在$ 15^\circ$的半径范围内，即经度$ 170^\circ$和纬度$ -85^\circ$。通过将我们的雷达导出的形状模型与光学光变曲线相结合，我们开发了一种精细的解决方案来拟合所有可用的数据，这需要$ (8.43\pm0.69)\times10^{-8} \rm~rad ~day^{-2} $的YORP强度。（68346）具有明显的分叉形状，包括通过尖锐的领口连接到较小的非椭圆形组件的大椭圆形组件。这个天体可能是由一个双星系统的温和合并形成的，或者是由于YORP自旋而导致的碎石堆变形。形状存在于一个稳定的配置接近其最小的地形变化，其中风化层是不太可能从更高的潜力的地区迁移。
2021-08-30 astro-ph.EP
Physical modelling of near-Earth asteroid (23187) 2000 PN9 with ground-based optical and radar observations
结合 2006–2020 年光学光变曲线与雷达数据，对潜在危险小行星 2000 PN9 进行形状与自转建模，测得其周期并约束 YORP 加速度。
2023-08-18 astro-ph.EP
A semi-analytical thermal model for craters with application to the crater-induced YORP effect
本文提出一种半解析热模型，用于高效计算陨石坑诱导YORP效应，揭示其随陨石坑形状、热惯性的变化规律，并首次精确评估撞击对YORP力矩的影响。
2024-05-28 astro-ph.EP
Dynamics of rotationally fissioned asteroids: Source of observed small asteroid systems
我们提出了一个模型的近地小行星（NEA）的旋转裂变和随后的动态，描述了创建同步双星和所有其他观察到的NEA系统，包括：双同步双星，高电子双星，三元系统，接触双星。我们的模型只假定Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应，“碎石堆”小行星物理学和引力相互作用。YORP效应扭转“碎石堆”小行星，直到小行星达到其裂变自旋极限，各组成部分进入相互围绕的轨道（Scheeres，D. J.[2007]。Icarus 189，370-385）。非球形引力势将自旋态耦合到轨道态，并混沌地驱动系统沿着两条主要由质量比区分的演化轨道走向所观察到的小行星类。与此相关的是一个新的双星过程，称为次级裂变-双星系统的次级小行星通过引力扭矩旋转加速，直到它裂变，从而产生一个混乱的三元系统。最初的混沌双星可以通过裂变的次级小行星撞击主小行星、太阳引力扰动和互体潮汐的成分来稳定，以创建同步双星。这些结果强调了母小行星内部初始组件尺寸分布和配置的重要性。近地小行星在内太阳系的大约1000万年的寿命中可能会经历多个双星周期和许多由YORP引起的旋转裂变。旋转裂变和随之而来的动力学是所有NEA系统的原因，包括最常见的同步双星。
2014-04-03 astro-ph.EP
Post-main-sequence debris from rotation-induced YORP break-up of small bodies II: multiple fissions, internal strengths and binary production
超过四分之一的白矮星含有可观测到的来自系外小行星分裂的金属碎片。了解这些碎片的物理和轨道历史将使我们能够自洽地将行星系的形成和命运联系起来。一个主要的碎片库是在恒星演化的巨分支阶段由YORP引起的旋转裂变产生的，在这个阶段恒星的光度可以超过太阳四个数量级。在这里，我们确定的功效的巨大分支YORP效应的小行星与非零的内部强度，和模型裂变后的演变施加简单的分析碎片处方。我们发现，即使是最高的现实内部强度不能防止小行星的广泛碎片和生产的碎片场超过100 AU的大小。我们计算连续的裂变事件的数量，因为它们发生在逐渐变小的时间间隔，因为恒星上升的巨大分支，提供了一种方法来生成小行星碎片的大小分布。结果是非常不敏感的祖恒星质量。我们还得出结论，巨大的分支YORP分裂可以产生二进制小行星子系统的容易程度是强烈依赖于内部强度。形成的二进制子系统反过来可能是短暂的，由于所产生的亮度增强BYORP效应。
2020-01-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dancing with Venus in the shadow of the Earth: a pair of genetically related near-Earth asteroids trapped in a mean-motion resonance
YORP引起的裂变事件可能形成动态相干的小行星对甚至家族。这一过程的结果在主要小行星带的成员中有详细记载，但在近地小行星群中则没有，因为它们的路径在短时间内非常有效地随机化。平均运动共振（MMR）可以通过使小天体避免与行星近距离接触来稳定它们的轨道。从理论上讲，被困在MMR中的小行星的YORP引发的裂变即使在近地空间也可以保留这一过程的证据。在这里，我们发现两个NEAs，2017 SN 16和2018 RY 7，目前正在遵循轨道演化，由于与金星的3：5 MMR的稳定作用，它们的相对平均经度没有表现出任何长期增加。使这种结构成为可能的机制可能在太阳系和其他地方都起作用。我们的分析表明，2017 SN 16 -2018 RY 7可能起源于两种机制之一：YORP诱导的分裂或二元解离。
2018-12-04 astro-ph.EP
The thermal emission from boulders on (25143) Itokawa and general implications for the YORP effect
从小行星表面发射的红外辐射会产生一个扭矩，该扭矩可以显著影响小行星的旋转状态。小地形特征对这种现象的影响，称为YORP效应，似乎是至关重要的。在这项工作中，我们表明，在适当大小的巨石的横向热扩散导致出现的局部YORP效果的幅度是由于全球形状的YORP效果相媲美。我们解决了一个三维热扩散方程中的巨石及其周围的有限元方法，使用FreeFem++代码。从计算的温度分布推断对总扭矩的贡献。我们的一般方法使我们能够计算一个现实的不规则巨石引起的扭矩。对于一个理想化的巨石，我们的结果是一致的，与现有的一维模型。我们还估计（和外推）（25143）Itokawa上的巨石的大小分布，从它的表面特写镜头的图像。我们意识到丝川的地形特征可能会产生相当于10^-7 rad day^-2量级的旋转加速度的扭矩，因此可以解释观察到的光变曲线中的相移。
2015-04-02 astro-ph.EP
Analytic model for tangential YORP
切向YORP效应（TYORP）在小行星的动力学演化中起着重要的作用，到目前为止，只有数值研究。本文介绍了TYORP效应的第一个分析模型。虽然该模型依赖于大量的物理和数学简化，TYORP的最终解析表达式被发现是在严格的数值模拟的结果，以百分之几十的精度一致。所获得的解析表达式被用来估计由非平坦表面的风化层产生的TYORP，-一个贡献TYORP从未被考虑。研究发现，风化层对TYORF的贡献与巨石产生的传统TYORF相当。然后，将解析表达式与对数正态函数拟合，并将其用于对所有漂石尺寸的TYORP进行积分。多个漂砾的TYORP的总体趋势在性质上与一个漂砾的趋势相似，并且在某些特定的旋转速率下也表现出最大的TYORP。综合TYORP的表达式可能有助于模拟小行星的演变TYORP。最后，根据所建立的分析模型，讨论了TYORP的物理成因。
2017-08-26 astro-ph.EP
Asteroids' physical models from combined dense and sparse photometry and scaling of the YORP effect by the observed obliquity distribution
通过光变曲线反演得到的小行星形状及其旋转状态的大量模型使我们能够更好地了解单个物体和整个小行星群的性质。通过更大的统计样本，我们可以更详细地研究小行星群的物理特性，例如主带小行星或单个小行星家族。形状模型还可以与其他类型的观测数据（IR、自适应光学图像、恒星掩星）结合使用，例如，以确定尺寸和热性能。我们使用所有可用的光度数据的小行星，推导出它们的物理模型的光变曲线反演方法和比较观测的极纬度分布的所有小行星与已知的凸形模型与模拟的极纬度分布。我们使用了经典的密集测光光变曲线从几个来源和稀疏的时间测光从美国海军天文台在弗拉格斯塔夫，卡特琳娜巡天，和拉帕尔马调查（IAU代码689，703，950）的光变曲线反演方法，以确定小行星凸模型和它们的旋转状态。我们还扩展了一个简单的动力学模型的自旋演化的小行星在我们以前的文件。我们提出了119个新的小行星模型，来自结合密集和稀疏的时间测光。我们讨论的可靠性小行星形状模型只来自卡特琳娜巡天数据（IAU代码703），并提出了20个这样的模型。通过在自旋演化的动力学模型中使用不同的标度参数cYORP值（对应于YORP动量的大小），并通过比较合成和观测到的极纬分布，我们能够将cYORP参数的典型值限制在0.05和0.6之间。
2013-01-29 astro-ph.EP
The Sporadic Activity of (6478) Gault: A YORP-driven event?
2019年1月5日，ATLAS巡天探测到了与4- 10 km主带小行星（6478）~Gault相关的流光，这是主带小行星周围活动的罕见发现。来自ATLAS和Pan-STARRS 1的档案数据显示了2018年12月初的踪迹，但不是在2010年至2018年1月之间。该特征在一个月内发生了显着变化，完美地匹配了纯尘埃动力学演化的预测和2018年10月28日左右短暂释放尘埃的观测几何变化。HST的后续观测显示，第二条狭窄的轨迹对应于2018年12月30日的短暂尘埃释放。两次释放的速度都可以忽略不计。我们发现尘埃颗粒是相当大的，在$10^{-5} - 10^{-3}$ ~m的范围和幂律指数的$\sim -1.5$的幂律粒度分布。三个运行的地面数据发现一个$\sim 2\,\rm h$旋转的签名，接近旋转极限，这表明活动是滑坡或重新配置后，YORP自旋的结果。
2019-03-28 astro-ph.EP
Photometric analysis of asteroids in the Phocaea region
本研究利用地基及TESS、Gaia测光数据分析Phocaea区域44颗小行星，揭示Yarkovsky/YORP效应印记，并通过密度与孔隙率推断其母体与H球粒陨石同源。
2025-05-12 astro-ph.EP
Clarissa Family Age from the Yarkovsky Effect Chronology
克拉丽莎家族是一个小型的碰撞家族，由原始的C-型小行星组成。它位于内部小行星带的动力稳定区。在这项工作中，我们确定的形成年龄的克拉丽莎家庭建模行星扰动以及由于Yarkovsky效应的家庭成员的热漂移。使用经修改以考虑Yarkovsky和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应的Swift-rmvs 4积分器进行模拟。我们从不同的碎片喷射速度场开始进行了多次模拟，改变了最初逆行自旋的比例，并测试了不同的Yarkovsky/YORP模型。我们的目标是匹配观察到的克拉丽莎家族的眼眶结构，该家族在适当的半长轴上明显不对称。在直径D = 2公里的碎片的初始抛射速度<~20米/秒、YORP对自旋向上的4：1偏好以及假设80%的小家族成员最初具有逆行旋转的情况下，获得了最佳拟合。克拉丽莎家族的年龄被认为是56 +/-600万年，假设小行星密度为1.5 g/cm3。密度值变小或变大会导致年龄估计值稍小或稍大。这是雅科夫斯基效应年表首次成功应用于小于1亿年的小行星家族。
2020-09-13 astro-ph.EP
Spin Parameters and Shape Models of Near-Earth Asteroids (4660) Nereus, (21088) Chelyabinsk, (66146) 1998 TU3, and (297418) 2000 SP43
Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA), University of Oviedo（阿斯图里亚斯太空科学与技术大学研究所，奥维耶多大学）；Departamento de Matemáticas, Facultad de Ciencias, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学理学院数学系）；Departamento de Informática, Facultad de Ciencias, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学理学院计算机系）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Light Bridges S. L., Observatorio Astronómico del Teide（光桥有限公司，泰德天文台）；Observatorio Isaac Aznar-MPC Z95（艾萨克·阿兹纳尔小行星中心观测站 Z95）；Departamento de Explotación y Prospección de Minas, Universidad de Oviedo（奥维耶多大学矿产开发与勘探系）
本文基于新的光变曲线数据和存档数据，利用光变曲线反演方法确定了四颗近地小行星的形状模型、自转参数和精确自转周期，其中(66146)1998 TU3检测到可能的YORP效应加速。
2026-03-14 astro-ph.EP
Post-main-sequence debris from rotation-induced YORP break-up of small bodies
虽然观测到尘埃和气体盘围绕着白矮星旋转，但这种星周物质的起源还不确定。我们假设，在原地解体的小天体，如小行星旋转裂变期间的巨大分支阶段的恒星演化提供了一个重要的贡献，这碎片。由辐射压力引起的YORP效应加速了不对称小行星的自旋速率，最终会将它们自己剪切开来。这种压力在垂死恒星周围保持并增强，因为由于恒星质量损失而导致的小行星向外的推力与由此产生的恒星光度增加相比微不足道。因此，巨星辐射将摧毁几乎所有半径在100 m - 10 km范围内的天体，这些天体在其母星的主序星寿命中幸存下来，距离约为7 au;较小的天体被旋转分离成它们最强的、有能力的组成部分。这个估计是保守的，并且会增加高度不对称的形状或由于巨星恒星风的向内阻力的合并。由此产生的碎片场，可能会延伸到数千au，可能会受到残余行星系的扰动，以重现观察到的尘埃和气体盘，伴随着污染的白矮星。
2014-09-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spinning and color properties of the active asteroid (6478) Gault
我们报告精确的$BVR_{c}$观测（6478）高尔特，直径5-6公里的内主带小行星在Phocaea家庭，值得注意的是它的零星，彗星般的喷射尘埃。这种奇怪的行为主要被解释为在YORP旋转后的重新配置，尽管不能完全排除接触双星系统的合并。我们收集了2019年3月至4月期间的光学观测结果，轨道相位角在$12^{\circ}-21^{\circ}$之间，以寻找小行星快速旋转的直接证据。我们和其他测光观测结果都支持$3.34 \pm 0.02$小时的盛行周期值。在YORP自旋上升假说中，这段时间指向堆积密度$ρ\approx 1$ $\textrm{g}/\textrm{cm}^3$。平均颜色为$B-V = +0.82_{\pm 0.3}$、$V-R_{c} = +0.28_{\pm 0.06}$和$B-R_{c} = +1.11_{\pm 0.4}$，但我们在4月的会议期间观察到了强烈的蓝色，大约为$Δ(B-V) \sim 0.35 \pm 0.09$ ~ mag。这种颜色变化可能是由于小行星旋转造成的，并支持高尔特尘埃下有一个更蓝表面的假设，正如Marsset等人在2019年3月31日和4月8日进行的光谱观测所表明的那样。
2020-01-16 astro-ph.EP
The Yarkovsky and YORP Effects
雅科夫斯基效应描述了一种影响直径小于$30-40$公里的流星体和小行星轨道运动的微小但重要的力。它是由阳光引起的;当这些天体在太阳的照射下变热时，它们最终会将热波段的能量重新辐射出去，这反过来又会产生一个微小的推力。这种反冲加速度比太阳和行星引力弱得多，但它可以在几十年内产生可测量的轨道变化，并在数百万至数十亿年内产生实质性的轨道效应。同样的物理现象也会产生一个热扭矩，再加上散射的阳光产生的扭矩，也会改变小天体的旋转速度和旋转速度。这种旋转变体被称为Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应。在过去的十年左右，Yarkovsky和YORP效应已经被用来探索和潜在地解决行星科学中处理小天体的一些未解之谜。在这里，我们回顾了迄今为止的主要结果，并展望了未来工作的目标。
2015-02-04 astro-ph.EP
A thermophysical analysis of the (1862) Apollo Yarkovsky and YORP effects
近地小行星（1862年）阿波罗（Apollo）的轨道半长轴漂移和旋转加速度都有很强的探测。我们产生一个统一的模型，可以准确地匹配两个观察到的效果，使用一组来自地面观测的热物理性质，我们确定阿波罗的长期演变。我们使用光变曲线形状反演技术和ATPM上公布的光变曲线，热红外和雷达观测，以限制阿波罗的热物理性质。导出的属性是用来做详细的预测阿波罗的Yarkovsky和YORP效应，然后与已发表的测量轨道漂移和旋转加速度进行比较。ATPM明确纳入了一维热传导，阴影，太阳光的多重散射，全球自加热，粗糙表面的热红外光束的模型预测。我们发现，ATPM可以准确地再现阿波罗的光变曲线，热红外和雷达观测，并同时匹配观测到的轨道漂移和旋转加速度：形状模型的轴比为1.94：1.65：1.00，有效直径为1.55 +/- 0.07 km，几何半径为0.20 +/- 0.02，热惯性为140 + 140/-100 J m-2 K-1 s-1/2，高度粗糙的表面，和体积密度为2850 + 480/-680 kg m-3。利用这些性质，我们预测阿波罗的轨道正以每10^5年1.5 + 0.3/-0.5度的速度向180度的YORP渐近状态增加。推导出的热惯性表明，阿波罗有松散的风化层材料休息在其表面上，这是一致的阿波罗经历了最近的重铺事件的基础上，其观察到的Q型光谱。推测的体积密度与其他S-型小行星的一致，并表明阿波罗…
2013-05-14 astro-ph.EP
Dynamical evolution of the Cybele asteroids
位于2 J：-1A和5 J：-3A平均运动共振之间的Cybele区域邻近小行星主带，并位于其外部。三体共振密度的增加使得西布莉和希尔达之间的区域动态不稳定，因此西布莉带可以被认为是一个扩展的主带的最后一个前哨。主星大而副星小的双星小行星的存在表明，应该在这一区域发现小行星家族，但直到最近才在这一区域发现第一批动力学群。其中，Sylvia组被认为是扩展主带中最古老的家族之一。在这项工作中，我们确定家庭在Cybele地区的背景下，当地的动态和非引力的Yarkovsky和随机YORP效应。我们确认在$\simeq$ 3.65~AU处检测到新的Helga群，这可能将Cybele区的外边界扩展到5 J：-3A平均运动共振。我们获得的四个家庭，西尔维亚，Huberta，Ulla和Helga的年龄估计，目前可检测到的Cybele地区，使用Monte Carlo方法，包括随机YORP和太阳光度的变化的影响。Sylvia系列应该是$T = 1220 \pm 40$ Myr级，可能有较旧的二级解决方案。任何在晚期猛烈撞击之前形成的西伯里星系群，都很可能在木星跳跃的行星迁移场景中完全分散。
2015-05-14 astro-ph.EP
Multiple origins of asteroid pairs
旋转裂变的小行星产生了无束缚的子小行星，它们具有非常相似的日心轨道。对它们当前日心轨道的后向积分提供了一个最接近的年龄，可以用来确定旋转裂变事件的日期。大多数小行星对遵循主自旋周期和两对成员质量比之间的预测理论关系，这是YORP引起的旋转裂变假设的直接结果。如果祖先小行星有强度，小行星对可能有高质量比，可能有快速旋转的主星。然而，次级裂变使最初预测的趋势保持不变。我们还描述了对成员产生的四个替代路线从旋转裂变事件的小行星对的特性。与事件本身的直接形成不同，这些对最接近的年龄通常不能用来确定旋转裂变事件的日期，因为可能已经过去了相当长的时间。
2015-11-02 astro-ph.EP
Mercury and OrbFit packages for the numerical integration of planetary systems: implementation of the Yarkovsky and YORP effects
在太阳系小天体的动力学模型中加入Yarkovsky和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）效应是研究小天体长期演化的基础。尽管如此，这些效果在公开可用的N体代码中的实现通常是缺乏的，或者这些效果是使用显著简化的模型来实现的。在本文中，我们提出了一个实现的耦合Yarkovsky/YORP的汞和OrbFit $N$体代码的影响。除了这两种效应外，我们还考虑了非破坏性碰撞和旋转诱导分裂的效应，以正确模拟小行星的自旋状态。考虑到许多合并效应的随机性，该软件适用于统计动力学研究。在这里，我们解释了实现的科学方面，而技术细节将与源代码一起免费提供。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Interstellar Asteroid Rotation with the Mechanical Torque Produced by Interstellar Medium
第一个星际物体Oumuamua于2017年被发现。当'Oumuamua在星际空间旅行时，它不断与星际介质（ISM）碰撞。在足够长的相互作用时间内，由于与星际介质的角动量传递，它的转动状态可能发生显著变化。本文利用生成的高斯随机球（尺寸比为6：1：1和5：5：1），对ISM力矩曲线进行了分析，并提出ISM碰撞可以用简单的恒力矩分析方法解释Oumuamua翻滚。统计结果表明，在0 °和180 °附近，大部分情况下自旋都在0 °和180 °附近下降，说明ISM碰撞效应与零热导率下的YORP效应相似.在ISM力矩作用下，由于长时间的减速，初始主轴旋转可能演变成翻滚运动。使用一个恒定的扭矩分析模型，200个形状的样本演变成翻滚的时间尺度被发现范围从几个陀螺仪到几个陀螺仪，高度依赖于所选择的形状。平均值约为8.5回旋长的形状和7.3回旋扁的形状。奥尔特云中小行星的旋转也可能受到ISM碰撞效应的影响，因为在距离太阳如此远的地方，YORP效应相当弱。虽然本文假设了理想的镜面反射和Oumuamua的恒定相对速度，结果仍然显示了ISM碰撞效应的重要性。
2020-06-20 astro-ph.EP
Lightcurve Survey of V-type Asteroids in the Inner Asteroid Belt
我们观测了13颗V型小行星的光变曲线（（1933）Tinchen，（2011）Veteraniya，（2508）Alpka，（3657）Ermolova，（3900）Knezevic，（4005）Dyagilev，（4383）Suruga，（4434）Nikulin，（4796）Lewis，（6331）1992 $\mathrm{FZ_{1}}$，（8645）1998 TN，（10285）Renemichelsen和（10320）Reiland）。利用这些观测结果，我们确定了小行星的自转速率，但尼库林和勒内米切尔森除外。在内主带的59颗V型小行星，包括被认为是小行星（4）灶神星喷出物的灶神星家族的29颗成员，其自转率分布与最佳拟合麦克斯韦分布不一致。这种不一致性可能是由于热辐射Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskiiii-Paddack（YORP）扭矩的影响造成的，这意味着形成V型小行星的碰撞事件的年龄在10亿年至几十亿年之间。
2013-11-19 astro-ph.EP
Effect of rotational disruption on the size-frequency distribution of the Main Belt asteroid population
据推测，主带小行星的大小分布取决于两种情况之间的平衡：一种是较大小行星的撞击碎片产生新的天体，另一种是较小小行星因与较小抛射体碰撞而毁灭。然而，对于一个直径小于6公里，我们发现，YORP引起的旋转破坏显着有助于侵蚀，甚至超过碰撞碎裂的影响。在小行星带的碰撞演化模型中包括这种额外的研磨机制，我们从吸积（Weidenschilling，2011年）或“小行星生来就大”（Morbidelli，2009年）的初始尺寸-频率分布中生成尺寸-频率分布，这些分布与Gladman等人（2009年）报告的观测结果一致。旋转破裂是未来所有小行星碰撞演化模型中必须包括的一种新机制。
2014-01-08 astro-ph.EP
The Yarkovsky effect on the long-term evolution of binary asteroids
针对双小行星雅科夫斯基效应常被忽视的问题，开发含雅科夫斯基-沙赫和行星雅科夫斯基分量的解析模型并验证，揭示其对双小行星轨道演化的影响，给出新演化路径及对已知系统的预测。
2024-11-30 astro-ph.EP
Video Observations of Tiny Near-Earth Objects with Tomo-e Gozen
我们报告了使用木曾105厘米施密特望远镜的Tomo-e Gozen对微小（直径小于100米）近地天体进行视频观测的结果。小行星的自转周期反映了其动力学历史和物理特性，因为较小的天体对YORP效应很敏感。我们在2018年至2021年期间以2 fps的速度对60个微小近地天体进行了视频观测，并成功地导出了32个近地天体的旋转周期和轴比，其中包括13个旋转周期小于60 s的快速旋转体。在我们的调查中发现的最快的旋转器是2020 HS 7，旋转周期为2.99秒。我们从统计数据上证实，近地天体群中有一定数量的微小快速旋转体，这在以往的任何调查中都没有发现。我们发现，微小近地天体在直径和旋转周期图中的分布在10秒左右被截断。用近地物体的实际抗拉强度或流星体撞击对YORP的抑制都不能很好地解释平顶形状的截断。我们建议，旋转周期的切向YORP效应的依赖性可能解释了在D-P图中观察到的图案。
2022-07-14 astro-ph.EP
Brightness variation distributions among main belt asteroids from sparse light curve sampling with Pan-STARRS 1
小行星的旋转状态受各种物理机制控制，包括碰撞、内部阻尼和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack效应。我们分析了PanSTARRS 1号探测器在运行的头18个月期间连续探测到的约60，000颗小行星之间的星等变化。我们试图通过一个简单的模型的应用程序来解释所产生的亮度变化。我们发现，对于1 < D < 8 km的天体，随着直径的减小，其星等变化有减小的趋势。假设在这个大小范围内的物体的形状分布是独立的大小和组成，我们的模型表明，人口与平均轴比1：0.85 \pm 0.13：0.71 \pm 0.13，与较大的物体更有可能有自旋轴垂直于轨道平面。
2016-04-15 astro-ph.EP
A 3D thermophysical model for binary asteroid systems: Application to the BYORP effect on (175706) 1996 FG3
为研究双小行星形状和热物理性质对表面温度及BYORP效应的影响，开发了平衡多因素的3D热物理模型，应用于(175706) 1996 FG3发现热效应会改变温度和BYORP系数，需纳入建模。
2025-08-26 astro-ph.EP
Rotationally Resolved Spectroscopy of Asteroid Pairs: No Spectral Variation Suggests Fission is followed by Settling of Dust
我们研究的光谱特性的小行星对，在过去的200万年被打乱，检查裂变的网站是否可以揭示。我们研究的可能性，子表面的材料，也许在一个半球，具有不同于原来的风化表面的光谱特性，通过执行旋转分辨光谱观测，以寻找当地的变化，因为小行星旋转。我们在近红外和可见光范围内观察到11颗成对的小行星。还进行了测光，以确定小行星光变曲线光谱的旋转相位。我们没有检测到任何旋转的光谱变化内的信号-噪声，这使我们能够限制任何现有的表面异质性的程度。对于每个观测到的光谱的一个小行星的纵向段，我们估计的最大尺寸的未检测到的“点”的光谱特征不同于平均值。对于5颗小行星来说，这样一个斑点的最大直径比次级成员的直径小两倍。因此，裂变的位置大于具有唯一光谱参数的任何区域，并且裂变的位置不具有唯一光谱。在S-复合小行星的情况下，裂变地点预计将呈现非风化光谱，如果旋转-裂变过程之后是尘埃扩散，重新积聚在主小行星上并均匀覆盖它，则可以解释缺乏裂变点。年轻的小行星6070呈现出SQ型光谱，而它的内部物质，可能是在它的次级成员54827的表面上发现的，具有更新鲜的Q型光谱。在小行星P/2013 R3的分裂事件中观察到的尘埃扩散可能是这种过程的一个例子，并表明它确实是在旋转裂变事件中形成的。
2014-08-12 astro-ph.EP
