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上下文。小行星的旋转状态受到Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP)效应的影响，Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP)效应是太阳辐射从小行星表面直接反射和热释放而产生的净扭矩。由于这种效应，旋转周期缓慢变化，这可以在光曲线中最容易测量，因为旋转相位的位移随着时间的二次累积。目标通过对选定的近地小行星进行新的光度观测，我们希望扩大探测到YORP效应的小行星样本。方法。我们收集了存档的光曲线，并对小行星(10115)1992 SK， (1620) geography和(1685)Toro进行了新的光度观测。我们应用光曲线反演的方法来拟合观测与凸形状模型。YORP效应被建模为旋转频率upsilon等效于d ω /dt的线性变化，并与其他自旋和形状参数一起优化。结果。 We detected the acceleration upsilon = (8.3 +/- 0.6) x 10(-8) rad d(-2) of the rotation for asteroid (10115) 1992 SK. This observed value agrees well with the theoretical value of YORP-induced spin-up computed for our shape and spin model. For (1685) Toro, we obtained upsilon = (3.3 +/- 0.3) x 10(-9) rad d(-2), which confirms an earlier tentative YORP detection. For (1620) Geographos, we confirmed the previously detected YORP acceleration and derived an updated value of upsilon with a smaller uncertainty. We also included the effect of solar precession into our inversion algorithm, and we show that there are hints of this effect in Geographos' data. Conclusions. The detected change of the spin rate of (10115) 1992 SK has increased the total number of asteroids with YORP detection to ten. In all ten cases, the d omega/dt value is positive, so the rotation of these asteroids is accelerated. It is unlikely to be just a statistical fluke, but it is probably a real feature that needs to be explained.

一个相对未被探索的瞬变和恒星变异性相空间是秒级和亚秒级时间尺度。我们描述了一个在以色列内盖夫沙漠运行的新型光学天文台，口径为55 cm，视场为2fdg6 × 2fdg6(≈7 deg2)，配备了高帧率，低读噪声的CMOS相机。该系统可以在高达90 HZ(全帧)的帧速率下进行观测，而名义上的观测是在10-25 HZ进行的。数据以超过6 Gbits s−1的速率生成，帧速率为25hz，实时分析。该天文台完全由机器人组成，每晚能够自动收集每个领域数千颗恒星的数据。我们介绍了系统概述、性能指标、科学目标和一些初步结果，例如，Nir等人在2020年报道的从地球同步卫星探测到高闪烁率。

魏茨曼快速天文巡天望远镜是一架55厘米的光学巡天望远镜，具有高节奏(25赫兹)监测广阔视场(大约7度(2))的天空。高帧速率允许在多个图像上检测亚秒瞬变。我们提供了一个类似0.1-0.3 s持续时间的耀斑样本，在这种瞬变的非目标调查中检测到。我们展示了大部分，如果不是全部的话，都是地球同步轨道和墓地轨道卫星反射的阳光闪烁。我们探测到的耀斑的典型星等为9-11等，如果用30秒的曝光时间稀释，就相当于14-16等。我们估计，对于-20度到+10度之间的赤纬，比11星等更亮的事件的速率为每天30-40次/度(2)，不包括赤道正上方的地球静止带对应的赤纬，那里的速率可能更高。我们表明，这种闪光在大面积的调查中很常见(例如，兹威基瞬态设施和遗留的空间和时间调查)，其中一些具有点状外观，混淆了对快速瞬态的搜索，如快速射电暴对应物和伽玛射线暴(grb)。通过在地球阴影的方向上观测，我们能够对比11星等亮的事件的快速天体物理瞬变速率的上限为0.052度(-2)天(-1)(95%置信极限)。我们还认为，与GN-z11星系一致观测到的高赤纬耀斑(假定为GRB)也与这种卫星闪烁相一致。

2013年2月15日，小行星367943 Duende (2012 DA14)在海拔27700公里(4.2个地球半径)的近地遭遇。我们在这里介绍了一个广泛的，多天文台运动的结果，旨在探测杜恩德的光谱和/或旋转变化，因为在飞掠过程中与地球的引力相互作用。我们的光谱数据显示系统不确定性没有变化。飞后光曲线测光法对Duende的旋转状态有很强的约束，表明它处于非主轴旋转状态，基本周期为P-1 = 8.71 +/- 0.03和P-2 = 23.7 +/- 0.2 h。多种光曲线分析技术，加上理论考虑和延迟多普勒雷达成像，使我们能够将这些周期分配到天体的特定旋转轴上。特别地，我们认为Duende现在处于一个非主、短轴模式的旋转状态，其进动周期等于P-1，并且以P-2的速率围绕对称轴振荡。飞掠前光度数据集固有的时间和信噪比限制，使得很难确定这些周期是否代表了飞掠期间由于引力扭矩而带来的变化。然而，基于多种分析技术和一些似是而非的论点，我们认为杜恩德在行星相遇期间经历了一次旋转变化，其进动旋转周期增加。我们对现有数据的首选解释是，进动速率从飞掠前的8.4小时增加到飞掠后的8.7小时。Benson等人(2019)的一篇相关论文对这一事件进行了更详细的动力学分析，并将数据与从Duende的简单形状模型计算的合成光曲线进行了比较。这两部著作的解释和结果是一致的。 The ultimate outcome of this campaign suggests that the analytic tools we employed are sufficient to extract detailed information about solid-body rotation states given data of high enough quality and temporal sampling. As current and future discovery surveys find more near-Earth asteroids, the opportunities to monitor for physical changes during planetary encounters will increase.

小行星对是那些被发现具有相似的日心说轨道，但没有位置的小行星对。主流理论认为，每一个都有一个单一的祖先，由于一个脆弱的、碎石堆结构的身体的旋转裂变而分裂。通过从多幻影观测中构建小行星对的形状模型，并使用光曲线反演技术，我们绘制了这些小行星表面的引力和旋转加速度。这使我们能够在小行星表面构建一个局部斜坡的地图。为了测试摩擦破坏，我们确定了最大旋转速率，在这个速率下，大于次要构件(假设是喷射构件)一半表面积的面积有一个斜坡值>40度，这是月球风化层的摩擦角，松散的物质将开始滑动。我们使用这一准则来约束作用在天体上的破坏应力，就在通常观测到的2.2小时的自旋势垒破坏之前。我们目前的样本包括过去十年从Wise天文台观测到的小行星对的11个主要成员的形状模型。在研究的参数空间中，我们发现形状模型只有在体积密度大于25143 Itokawa结构的碎石堆测量的~2 g cm−3时才能达到自旋障碍，并且更好地匹配433 Eros的2.7 g cm−3值，这表明千米大小的小行星对与亚千米大小的天体相比密度更大。假设次级成分的抛射比观测到的更大(达到允许分离的最大尺寸)，也可以增加小行星的自旋屏障，从而支持先前提出的次级成分持续破坏的情景。此外，还需要数百帕斯卡的内聚水平，以防止这些形状模型在比通常的自旋势垒更慢的自旋速率下发生破坏。

我们检查了20年来SpeX/NASA红外望远镜设备的小型主带小行星光谱巡天(SMASS)和麻省理工学院-夏威夷近地天体光谱巡天(MITHNEOS)的观测数据，以调查小行星反射光谱斜率测量中的不确定性和系统误差。从用于校准小行星光谱的11个太阳类似物的628个光谱中，我们得出了mu m的不确定性。在小行星和太阳类似物之间，每0.1个单位空气质量的差异，空气质量贡献了-0.92% mu m(-1)，因此，设计在1.0-1.3空气质量范围内运行的SMASS和MITHNEOS的总体斜率变异性为2.8% mu m(-1)。没有发现额外的观测条件(包括视差角、能见度和湿度)对坡度变化有系统的贡献。讨论了对小行星分类学分类工作的启示。本研究提供的不确定性应在未来的小天体组成研究中考虑，以区分内在异质性和可能的仪器效应。

虽然在主带中动态关联的小行星对已经被识别和研究了十多年，但在近地小行星群中发现的对系统非常少。我们提供的数据和分析支持在近地空间存在两个基因相关的对。2015 EE7 - 2015 FP124和2017 SN16 - 2018 RY7这两个系统的成员都属于相同的光谱分类类别，并且都具有低挥发性成分。结合动力学参数，这表明这两个系统是通过YORP自旋和/或二元前体的解离形成的。反向轨道整合表明，这对2017 SN16 - 2018 RY7的分离年龄为10 kyr，使它们成为迄今为止已知的最年轻的多颗小行星系统之一。由于这些天体的轨道存在很大的不确定性，2015 EE7 - 2015 FP124没有实现独特的分离年龄。确定这些年轻的小行星对的年龄对于测试太空风化和小行星自旋状态演化的模型有很大的价值。随着近地天体目录随着当前和未来的发现调查而不断增长，预计将会发现更多的近地天体对，从而为研究与整个太阳系小行星相关的随时间变化的进化过程提供一个理想的实验室。

任务可达近地天体巡天(MANOS)旨在观测和描述航天器可达的小型(平均绝对星等H近似于25星等)近地天体(平均Delta v近似于5.7 km s(-1))，并与地球接近(平均最小轨道相交距离MOID近似于0.03 au)。我们在此介绍MANOS可见光光谱观测的第一个结果。这些光谱是在2013年8月至2018年3月期间由洛厄尔天文台的发现频道4.3米望远镜以及双子星座南北设施获得的。总共有210个近地天体被观测到并进行了分类。我们的分类分布在较大物体的调查方面显示出显著的变化。我们怀疑这是由于主带源区域对物体大小的依赖。与之前对较大天体的调查相比，我们报告的S+ q复杂小行星的比例较低，为43.8 +/- 4.6%。我们将这种减少与小体积的Phocaea家族成员的缺乏联系起来。我们还报告了较高比例的x复合体和a型小行星，分别为23.8 +/- 3.3%和3.8 +/- 1.3%，这是由于匈牙利家族小尺寸天体的增加。我们发现Q/S比与近日点距离之间有很强的相关性。 We suggest this correlation is due to planetary close encounters with Venus playing a major role in turning asteroids from S to Q-type. This hypothesis is supported by a similar correlation between the Q/S ratio and Venus MOID.

我们展示了2019年3月底/ 4月初在3米NASA/红外望远镜设施天文台上收集的零星活动小行星(6478)Gault的近红外光谱。用0.5米近地环境监测T05望远镜进行长曝光成像，并同时监测了小行星的活动，为我们的测量提供了背景。我们确认Gault是一个富含硅酸盐(Q-或s型)的天体，可能与Phocaea碰撞家族有关。这颗小行星在0.75-2.45 μ m波长范围内表现出巨大的光谱变化，从不寻常的蓝色(s' = -13.5 +/- 1.1% μ m(-1))到典型的红色(s' = +9.1 +/- 1.2% μ m(-1))光谱斜率，这似乎与活动无关。与普通球粒陨石样品的光谱比较表明，蓝色与小行星尘埃风化层的部分损失有关，在其表面暴露出一种新鲜的无尘物质。小行星的存在旋转接近旋转破裂极限，并具有与Gault相似的光谱特性，进一步支持了这种解释。当尾巴消散时，未来对高尔特的光谱观测将有助于进一步验证我们提出的假设。

我们研究了93对小行星对的样本，即基因相关的小行星对，它们在高度相似的日心说轨道上。我们估计了自小行星对成员分离(即小行星对年龄)以来经过的时间在7 × 10(3)年到一些10(6)年之间。通过光度观测，我们得到了所有主星(即小行星对中较大的成员)和次级小行星(较小的成员)的旋转周期P-1。我们得出了所研究的小行星对的绝对星等差，从而提供了它们的质量比q。对于部分所研究的小行星对，我们细化了它们的WISE几何反照率，并收集或估计了它们的分类分类。对于17对小行星，我们还确定了它们的极点位置。在两对中，我们获得了两对分量的自旋极，我们看到了两个分量相同的旋转感，并在它们分离时约束了它们原始自旋向量之间的角度。我们发现，在我们的样本中，13个小行星对的主星实际上是二元或三重系统，也就是说，它们有一个或两个绑定的轨道次星(卫星)。作为副产品，我们还发现了3个新的年轻小行星群(每个小行星群由三个已知的小行星组成，它们的日心轨道高度相似)。我们将得到的小行星对数据与理论预测进行了比较，并讨论了它们的含义。我们发现，在被研究的93对小行星中，有86对遵循Pravec等人(2010)发现的主旋转周期与质量比的趋势。在这7个异常值中，有3个看起来不重要(可能是由于我们对这3对的不确定或不完整的知识)，但4个是高质量比对，这是由旋转裂变形成的小行星对理论所无法预测的。 We discuss a (remotely) possible way that they could be created by rotational fission of flattened parent bodies followed by reshaping of the formed components. The 13 asteroid pairs with binary primaries are particularly interesting systems that place important constraints on formation and evolution of asteroid pairs. We present two hypotheses for their formation: The asteroid pairs having both bound and unbound secondaries could be "failed asteroid clusters", or they could be formed by a cascade primary spin fission process. Further studies are needed to reveal which of these two hypotheses for formation of the paired binary systems is real.

尽管在陨石记录中有证据表明有100个不同的分化体，但在主小行星带中分化的小行星很少。我们试图了解为什么很少有主带小行星分化，以及这些分化的天体或碎片驻留在哪里。使用斯隆数字巡天(SDSS)来大海捞针，我们确定了光谱a型小行星候选人，橄榄石为主的小行星，可能代表分化的天体的地幔物质。我们用NASA IRTF上的SpeX和麦哲伦望远镜上的FIRE进行了近红外光谱调查。我们报告了已知a型小行星数量翻倍的结果。我们对这类以橄榄石为主的小行星的总体丰度和分布做出了新的估计。我们发现a型小行星占所有大于2公里的主带天体的不到0.16%，估计有600个a型小行星超过这个大小。它们在主带中相当均匀地分布，甚至在距离西布莉星区域的地方也能探测到，在任何小行星家族中都没有统计上的显著集中。我们得出结论，最有可能的暗示是，主带中以橄榄石为主的少数碎片并不是在当地形成的，而是作为其他地方形成的天体的碰撞碎片植入的。

近地天体(neo)造成的撞击是造成地球上一些大规模物种灭绝的原因。虽然几乎所有直径 > 1 km、能够造成全球气候灾难的近地天体都已被发现，并且在不久的将来产生影响的可能性可以忽略不计，但我们在探测和描述较小天体方面的工作还远远没有完成。为了测试我们应对潜在近地天体撞击威胁的准备情况，我们在NASA行星防御协调办公室的支持下，进行了一次由社区主导的全球行星防御演习。我们演习的目标是2012 TC4，这颗直径约10 m的小行星于2017年10月12日在距离约50,000 km的距离近距离掠过地球。TC4观测活动的目标是恢复、跟踪和描述2012 TC4作为一个假想的撞击器，以演练包括观测、建模、预测和通信在内的全球行星防御系统。我们在2017年7月27日、31日和8月5日用甚大望远镜(VLT)进行了三次尝试，在名义预测的2.2 arcmin的星历不确定度范围内恢复了2012 TC4。在视星等V = 27,2012 TC4的恢复是迄今为止最微弱的NEA探测。根据2012年的天体测量数据，如果2017年的近距离接近有可能发生撞击，那么这些恢复观测就足以证实或排除撞击。第一次自动探测(Pan-STARRS1)是在9月25日，这是2012 TC4在探测模式下被发现的最早时间，如果2012年没有被发现的话。我们使用光度法、光谱学和雷达技术对2012 TC4进行了表征。 Based on photometric observations, we determined a rotation period of 12.2 min with an amplitude of 0.9 magnitudes. An additional lower amplitude period was detected, indicating that 2012 TC4 was in a state of non-principal axis rotation. The combined visible and near-infrared spectrum puts it in the taxonomic X-class. Radar images at 1.875 m resolution placed only a few range pixels on the asteroid, reveal an angular, asymmetric, and elongated shape, and establish that 2012 TC4 is less than 20 m on its long axis. We estimate a circular polarization ratio of 0.57 + -0.08 that is relatively high among NEAs observed to date by radar. We also performed a probabilistic impact risk assessment exercise for hypothetical impactors based on the 2012 TC4 observing campaign. This exercise was performed as part of ongoing efforts to advance effective impact risk models and assessment processes for planetary defense. The 2012 TC4 close approach provided a valuable opportunity to test the application of these methods using realistically evolving observational data to define the modeling inputs. To this end, risk assessments were calculated at several epochs before and during the close approach, incorporating new information about 2012 TC4 as it became available. Two size ranges were assessed—one smaller size range (H = 26.7) similar to the actual 2012 TC4, and one larger size range (H = 21.9) to produce a greater-damage scenario for risk assessment. Across the epochs, we found that only irons caused significant damage for smaller size. For the larger size case, however, hydrous stones caused the greatest damage, anhydrous stones caused the least damage, and irons caused moderate damage. We note that the extent of damage depends on composition in different size regimes and, after astrometry, size is the most important physical property to determine for an incoming object.

上下文。由于高倾角和轨道偏心率，冥王星上稀薄的氮(N-2)大气经历了强烈的季节影响，最近(2015年7月)被新视野号宇宙飞船观测到。这项研究的主要目标是(i)构建冥王星表面压力季节性演变的良好校准记录;(ii)利用2015年观测到的中央闪光约束低层大气的结构。利用2002年至2016年期间观测到的11个冥王星掩星，反演了海拔类似于5和类似于380 km之间的大气廓线(密度、压力、温度)(即压力从类似于10 mu bar到10 nbar)。(i)从1988年到2016年，与季节性挥发性输送模型相比，压力经历了单调的增加，从该模型中导出了对N-2冰反照率和发射率组合的严格约束。(ii) 2015年6月29日观测到的一次中央闪光与新视野号REX剖面一致，前提是:(A)在斯普特尼克平原上发生了较大的日温度变化(当前模式没有预料到);和/或(b)在4-7 km高度存在切向光学深度接近0.3的雾霾;和/或(c)标称REX密度值被高估了一个难以置信的大因子，接近20%;和/或(d)较高的地形阻挡了冥卫一面向半球的部分闪光。

近红外仪器和专用行星望远镜设施的先进技术使近二十年来探测近地天体(neo)的光谱特性成为可能。我们报告了超过1000个近地天体的测量光谱特性，占目前发现的近地天体总数的5%。在2.5 μ m以下探测到的热通量使我们能够对近50个天体进行反照率估计，其中包括两颗彗星。另外还有350多颗穿越火星的小行星的光谱数据报告。这些测量大部分是通过麻省理工学院和夏威夷大学的研究人员在莫纳克亚山上的NASA红外望远镜设施(IRTF)的全面合作实现的。我们称这个项目为麻省理工学院-夏威夷近地天体光谱调查(MITHNEOS;myth-neos)。虽然MITHNEOS不断发布所有光谱数据以供科学界即时使用，但我们本文的目标是:(1)详细阐述了调查数据的方法和范围，(2)在一个内部一致的框架内正式提出了结果汇编，包括它们的分类分类，(3)对总体种群特征进行了初步分析，重点是推断关键物理过程并确定它们逃离主带的来源区域。对我们新发表的测量结果进行补充的是广泛的近地天体社区先前发表的结果，包括在正式发表之前由同事们慷慨分享的许多结果。 With this collective data set, we find the near-Earth population matches the diversity of the main-belt, with all main-belt taxonomic classes represented in our sample. Potentially hazardous asteroids (PHAs) as well as the subset of mission accessible asteroids (Delta VCorrelating meteorite interpretations with dynamical escape region models shows a preference for LL chondrites to arrive from the v6 resonance and H chondrites to have a preferential signature from the mid-belt region (3:1 resonance). L chondrites show some preference toward the outer belt, but not at a significant level. We define a Space Weathering Parameter as a continuous variable and find evidence for step-wise changes in space weathering properties across different planet crossing zones in the inner solar system. Overall we hypothesize the relative roles of planetary encounters, YORP spin-up, and thermal cycling across the inner solar system.

上下文。最近近地小行星(3200)Phaethon的近距离接近提供了获得各种类型的高质量观测数据的难得机会。我们利用新获得的光学光曲线改进了Phaethon的自旋和形状模型，并确定了由热物理模型导出的Phaethon的表面物理性质。我们还使用了Phaethon现有的天体测量观测数据，包括由Arecibo雷达和Gaia航天器获得的数据，来限制轨道半长轴的长期漂移。这个约束使我们可以通过假设漂移是由Yarkovsky效应主导来估计体密度。方法。我们利用凸反演模型推导了Phaethon的自旋方向和三维形状模型，并采用详细的数值方法对Yarkovsky效应进行了精确分析。我们得到了Phaethon在黄道经纬度(318°，-47°)的极向唯一解(不确定度均为5°)，并证实了先前报道的热物理性质(D = 5.1 +/- 0.2 km, Gamma = 600 +/- 200J m(-2) S-0.5K-1)。Phaethon有一个顶部状的形状，可能南北不对称。风化层颗粒的特征尺寸为1 ~ 2 cm。轨道分析显示半长轴的长期漂移为-(6.9 +/- 1.9)x 10(-4) au Myr(-1)。 With the derived volume-equivalent size of 5.1 km, the bulk density is 1.67 +/- 0.47 g cm(-3) . If the size is slightly larger similar to 5.7-5.8 km, as suggested by radar data, the bulk density would decrease to 1.48 +/- 0.42 g cm(-3) . We further investigated the suggestion that Phaethon may be in a cluster with asteroids (155140) 2005 UD and (225416) 1999 YC that was formed by rotational fission of a critically spinning parent body.Conclusions. Phaethon's bulk density is consistent with typical values for large (>100 km) C-complex asteroids and supports its association with asteroid (2) Pallas, as first suggested by dynamical modeling. These findings render a cometary origin unlikely for Phaethon.

在4.5年的时间里，“近地天体探测任务”收集了228个近地天体(NEO)的光曲线。我们报告了82个近地天体的旋转光曲线，21个近地天体的振幅和周期的限制，30个近地天体的图像信噪比和我们观测块的长度内没有检测到变化的光曲线，以及10个不稳定天体。我们发现了两个周期在20秒以下的超快速旋转，-2016。潜在旋转周期为18.4 s的MA和2017。QG(18)在11.9旋转，并估计了在我们的项目中未检测到的快速/超高速旋转天体的比例，以及在我们的典型观测块中未检测到的中等/长周期neo的百分比。我们总结了一个简单的合成近地天体模型的发现，利用测量到的光曲线振幅分布来推断物体的形态分布。该模型表明，均匀分布的轴比可以再现观测样本。这表明球形近地天体(如Bennu)的数量几乎等同于高度拉长的天体(如Itokawa)的数量，这一结果可以通过多普勒延迟雷达成像分析的形状模型直接测试。最后，我们充分描述了两颗近地天体——2013 YS2和2014 FA(7)——作为潜在的机器人/人类任务的合适目标，因为它们的中等旋转周期和Delta v。

在这里，我们探索了一种基于热发射变异性作为观测方面的函数来约束近地小行星(NEAs)物理性质的技术。我们介绍了低反照率的近地小行星(285263)1998 QE2和(175706)1996 FG3的案例研究。采用近地小行星热模型(NEATM)拟合近红外(0.8 ~ 2.5 mu m)光谱数据的热发射特征。该分析代表了近红外热变率作为相位角的函数的系统研究。QE2的观测表明，从多个观测几何上仔细计时的观测可用于约束物理性质，如逆行与前进极点方向和热惯性。FG3的结果在检测到热变率时更加模糊，这可能是由于NEATM的系统问题、意外的前进旋转状态或光谱和热不均匀的表面。这项研究强调了高相位角热测量的潜在诊断重要性对双方的反对。我们发现，从近红外数据得到的NEATM热束参数往往比从更长的波长数据集的集成分析得到的参数高10个百分点。然而，需要对NEATM应用于不同波长区域的数据进行系统的比较，以了解这种偏移是否仅仅是少量统计数据的反映，还是NEATM应用于近红外数据时的固有限制。由于这里给出的小样本，目前尚不清楚近红外波长的NEATM建模是否可以可靠地确定物理性质，如极向和热惯性。 (C) 2016 Elsevier Inc. All rights reserved.

已知的9颗火星木马小行星中有7颗属于以其最大成员尤里卡(5261)命名的轨道星团。尤里卡可能是整个星系团的祖先，它至少形成于1Gyr之前(3)。有人认为，热YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack)效应使尤里卡旋转，导致碎片通过旋转-裂变机制喷射出来。Eureka的光谱在1 mu m附近显示出宽而深的吸收带，表明其富含橄榄石成分(4)。在这里，我们展示了特洛伊尤里卡星团祖先可能起源于从火星地幔中挖掘出来的撞击碎片的证据。我们提出了两个特洛伊星((311999)2007 NS2和(385250)2001 DH47)的近红外观测结果，发现它们都表现出与尤里卡类似的富含橄榄石的反射光谱。这些测量结果证实簇的祖先具有软骨组成(4)。富含橄榄石的反射光谱在小行星中很少见，但在火星上最大的盆地周围很常见(6)。它们也与一些火星陨石(例如Chassigny(7))和组成火星地幔的大部分物质一致(8,9)。通过数值模拟，我们表明火星木马更有可能是来自火星的撞击抛射物，而不是从主带运来的富含橄榄石的小行星。 This result directly links specific asteroids to debris from the forming planets.

近地小行星(455213)2001 OE84(简称OE84)的平均直径约为650m，其快速旋转周期为0.486542 +/- 0.000002 h，这在大于200 m的小行星中并不常见。在Pravec等人(2002)第一次也是最后一次观测到OE84 14年后，我们重新观测了它，以便再次测量它的自旋速率并寻找变化。我们已经确认了快速旋转，通过使用光曲线反演技术拟合2001年和2016年的光度数据，我们确定了逆行旋转感，自转轴靠近黄道南极;a/b = 1.32 +/- 0.04, b/c = 1.8 +/- 0.2的扁圆形模型;从2001年到2016年，旋转速率没有变化。利用这些参数，我们约束了小行星的内部强度，并发现目前对小行星凝聚力的估计(高达80 Pa)不足以在OE84的测量旋转速率下保持完整的碎石堆。因此，我们认为，一颗整体小行星，可以以OE84的速度旋转，而不失去质量，也不减缓其旋转速度，是OE84最合理的，我们对它的年龄进行了限制，因为它从母体中解放出来的时间在200 - 1000万年之间。(C) 2017年爱思唯尔公司版权所有。

任务可达近地天体调查旨在物理表征亚千米近地天体(neo)。我们报告了2013年8月开始的调查的第一个光度结果。光度观测是在世界各地使用1-4米级望远镜进行的。我们给出了86亚千米近地天体的旋转周期和光曲线振幅，尽管在某些情况下只给出了下限。我们的主要目标是获得小型近地天体(通常是亚千米天体)的光曲线，并估计它们的旋转周期、光曲线振幅和形状。这些特性被用于统计研究，以限制近地天体种群的总体特性。弱相关性似乎表明，较小的物体比较大的物体更像球形。我们还报告了7个完全特征(光曲线和可见光谱)的近地天体，它们是未来人类或机器人任务的最合适候选者。可行任务目标是完全特征的物体，Delta v(NHATS) 1小时。假设与本文报道的天体描述率相似，为了找到100个可行的任务目标，大约需要对1230个neo进行描述。

碎石桩旋转屏障是大于200-300米小行星旋转速率的上限。在数千颗直径大于300米的小行星中，只有少数已知的小行星旋转速度超过2.0小时，所有都在亚千米范围内(

主带小行星上的彗星活动探测了这些物体的冰含量，并为太阳系内部挥发物的历史提供了线索。我们搜索了帕洛玛瞬态工厂调查，以得出活动主带彗星(MBCs)种群大小的上限。从2009年3月至2012年7月收集的数据中，我们提取了与22万个已知主带天体相似的200万个观测数据(占已知天体总数的40%，直径小于1公里)，并在多夜关联探测中发现了626个新天体。我们正式量化了小天体观测的“延伸性”，解释了该度量的系统变化(例如，由于空中运动)，并通过对115颗彗星的观测评估了该方法在识别彗星活动方面的稳健性，其中包括2颗已知的候选MBCs和6颗新发现的非MBCs(其中2颗最初被其他调查指定为小行星)。对于115颗样本彗星的可拓性分布，我们证明了66%的探测效率，对于大于或等于我们在已知的候选MBCs P/2010 R2 (La Sagra)和P/2006 VW139中观察到的可拓性水平，我们证明了100%的探测效率。使用对数常数先验，我们推断95%的置信上限为33个和22个活跃的MBCs(每百万颗主带小行星直径接近1公里)，探测效率分别为66%和100%。在这个形态学搜索的后续，我们将对MBCs进行光度(圆盘集成增光)搜索。

只有少数超新星(SNe)在爆炸后几天开始在从射电到x射线的多波长上进行研究。M51中IIb型SN 2011dh/PTF 11eon的早期发现和分类为进行此类观测提供了独特的机会。我们在无线电、毫米和x射线中提供了在核塌缩SN的最年轻阶段之一(爆炸后3-12天)获得的详细数据;当与光学数据相结合时，这使我们能够探索SN爆炸波及其周围环境的早期演化。我们的分析表明，膨胀的SN激波并没有表现出均分(ε (e)/ ε (B)类似于1000)，并且正在向恒星周围的物质扩张，这与密度分布像R-2下降一致。在模拟的不确定性范围内，我们发现喷射物快速部分的平均速度为15 000 +/- 1800 km s(-1)，与之前的分析相反。这个速度将SN 2011dh置于先前定义的紧凑型和扩展型SN Type IIb亚型之间的中间冲击波区。我们的研究结果强调了早期(类似于1d)高频观测未来事件的重要性。此外，我们还展示了组合射电/ x射线观测对于确定微物理比(e)/ (B)的重要性。

帕洛马瞬变工厂(PTF)是一个天气调查，旨在探索瞬变和变化的天空在各种各样的节奏。我们使用PTF观测场，每晚观测多次(?10)，持续几个晚上，来寻找小行星，构建它们的光曲线并测量它们的旋转周期。在这里，我们描述了我们用来实现这些目标的管道，并介绍了作为该计划一部分分析的前四个(重叠的)PTF领域的结果。这些区域覆盖面积为21°2，在四个晚上以类似于20分钟的节奏进行观测。我们的管道能够探测到624颗小行星，其中145颗(类似于20%)是以前未知的。我们给出了88个主带小行星的高质量旋转周期，以及另外85个小行星的可能周期或周期下限。对于剩下的451颗小行星，我们给出了它们光度振幅的下限。其中三颗小行星具有双星小行星特有的光曲线。我们估计，对所有现有的高节奏PTF数据进行搜索，将为大约1万颗小行星提供旋转周期，这些小行星主要在14级到20级之间。

我们介绍了特殊的II型超新星(SN) SN 2010jp，也被命名为PTF10aaxi的光度和光谱学。光曲线呈线性下降，峰值绝对星等相对较低，仅为-15.9(未经过滤)，后期放射性衰变光度较低，这表明合成镍质量为M (56 Ni) ?0.003 M ?。SN 2010jp的光谱显示了前所未有的三峰Ha线剖面，显示:(1)一个狭窄的中心分量(半极大值处的全宽>rsim800 km -1)表明激波与密集的星周物质(CSM)相互作用;(2)以-12 600 km s-1和+15 400 km s-1为中心的高速蓝色和红色发射特征;(3)非常宽的翅膀，从-22 000公里延伸到+25 000公里。这些特征在类似爆炸后100天的多个时期持续存在。我们认为，这条线剖面表明了一个双极喷流驱动的爆炸，中心分量是由中低纬度的正常SN喷射和CSM相互作用产生的，而高速凸起和宽线翼是在非相对论性双极喷流中产生的。对喷流的两种解释似乎是合理的:(1)在富h包层的极区，快速喷流将56Ni混合到高速;(2)射流与密集的CSM相互作用时，射流中的反向激波在巴尔默线中产生蓝色和红色凸起。 Jet-driven Type II SNe are predicted for collapsars resulting from a wide range of initial masses above 25 M?, especially at subsolar metallicity. This seems consistent with the SN host environment, which is either an extremely low-luminosity dwarf galaxy or the very remote parts of an interacting pair of star-forming galaxies. It also seems consistent with the apparently low 56Ni mass that may accompany black hole formation. We speculate that the jet survives to produce observable signatures because the stars H envelope was very low mass, having been mostly stripped away by the previous eruptive mass-loss indicated by

主带小行星(6070)莱茵(Rheinland)和(54827)2001 NQ8属于居住在非常相似的日心轨道上的一对小天体。Vokrouhlicky,Nesvorny推广了“小行星对”这一术语，指出它们的共同起源在过去的几十到几百kyr之间。先前对莱茵星系和2001 NQ8星系分离时的初始结构进行重建的尝试导致了莱茵星系自转应该是逆行的预测。在这里，我们报告了对这颗小行星的广泛光度观测，并使用光曲线反演技术直接确定它的旋转状态和形状。我们确认了莱茵的逆行旋转感，斜度值限制为>= 140度。地极位置的黄道经度目前还没有很好的限定。莱茵光曲线的不对称行为反映了我们对这颗小行星的凸形表示中一个尖锐的、近平面的边缘。我们在红色滤光片中校准的观测值也允许我们确定H-G系统的H(R) = 13.68 +/- 0.05和G = 0.31 +/- 0.05值。根据s型小行星的特征颜色指数V - R = 0.49 +/- 0.05，得到莱茵(6070)绝对星等H = 14.17 +/- 0.07。 This is a significantly larger value than previously obtained from analysis of astrometric survey observations. We next use the obliquity constraint for Rheinland to eliminate some degree of uncertainty in the past propagation of its orbit. This is because the sign of the past secular change of its semimajor axis due to the Yarkovsky effect is now constrained. The determination of the rotation state of the secondary component, asteroid (54827) 2001 NQ8, is the key element in further constraining the age of the pair and its formation process.

我们已经在超新星(SN) 2011dh/PTF11eon的位置上确定了一颗明亮的恒星，这是在SN之前的档案中，由哈勃太空望远镜和高级巡天相机获得的近面星系梅西耶51 (M51)的多波段图像。使用Keck-II自适应光学图像，以最高的天体测量精度确认了这一识别。现有的早期光谱和光度测量表明，SN是一个条带包膜，核心坍缩型IIb，其前身(半径约为10(11)cm)比被充分研究过的SN IIb 1993J更致密。我们推断SN 2011dh及其前身的灭绝是由低星系前景贡献引起的，SN环境大致具有太阳金属丰度。被探测物体的绝对星等M(V)(0)约为-7.7，有效温度约为6000k。这颗恒星的半径约为10(13)厘米，比SN前恒星的半径更大。我们推测，这颗被探测到的恒星要么是一颗与实际的祖星位置非常接近的不相关的恒星，要么更有可能是传质双星系统中祖星的伴星。在赫罗图中，探测到的恒星的位置与17-19M(圆点)的初始质量一致。这颗恒星的光可以很容易地掩盖，即使在紫外线下，一个剥离的、紧凑的、非常热的(类似于10(5)K)富氮的Wolf-Rayet恒星祖先的存在。

上下文。在过去的十年中，使用光曲线反演方法推导了一百多个小行星模型。从推导模型的数量来看，光曲线反演已成为确定小行星形状的主要方法。目标来自天体测量项目的数万条稀疏时间光曲线是公开可用的。我们研究了这些数据，并将它们用于光曲线反演方法，以推导出新的小行星模型。通过拥有更多已知物理性质的模型，我们可以更好地了解单个物体的性质和整个小行星种群。方法。我们使用AstDyS数据库(小行星动态站点)中选定的天文台的稀疏测光法，单独使用或与密集光曲线结合使用，通过光曲线反演方法确定新的小行星模型。我们研究了几个小行星参数和特征之间的各种相关性，如旋转状态和直径或家族成员。 We focus on the distribution of ecliptic latitudes of pole directions. We create a synthetic uniform distribution of latitudes, compute the method bias, and compare the results with the distribution of known models. We also construct a model for the long-term evolution of spins. Results. We present 80 new asteroid models derived from combined data sets where sparse photometry is taken from the AstDyS database and dense lightcurves are from the Uppsala Asteroid Photometric Catalogue (UAPC) and from several individual observers. For 18 asteroids, we present updated shape solutions based on new photometric data. For another 30 asteroids we present their partial models, i.e., an accurate period value and an estimate of the ecliptic latitude of the pole. The addition of new models increases the total number of models derived by the lightcurve inversion method to similar to 200. We also present a simple statistical analysis of physical properties of asteroids whe