第 4.7b 节 - 轨道采矿
此步骤涉及开采地球附近轨道上的小型小行星以获取原材料。这些被称为近地天体或NEO。虽然月球在物理上更近，但它有显着的重力井，因此不是第一个采矿地点的最佳选择。小型小行星基本上没有重力井，因此高效的电力推进可以完成靠近和离开的任务。月球和 NEO 的重力井都比地球小得多，因此从能量角度来看，从它们那里获取材料要容易得多。当采矿和最终使用材料的位置在能量方面更接近时，这种优势就会增加。一旦你开始在月球表面建造设施，在当地进行采矿将是节能的，但这将是后来的步骤。
过去对太空探索或开发的计划往往选择月球或火星作为目的地。这是因为它们很大很明显，而且有大量的陆地面积（我们是一个领土物种）。这并不意味着从工程的角度来看，它们是正确的早期位置。地球有很大的重力井，很难爬出来，因此显而易见的是，你不希望立即进入另一个深的重力井，尤其是在你必须从地球上带走所有燃料的情况下。这个问题可以从能量的角度来看。在轨道上提供一公斤太空硬件的总能量包括开采原材料的能量，将原材料精炼和加工成成品零件的能量，以及将所有涉及的物质运输到最终目的地的能量。在从地球开始的情况下，运输能量是迄今为止最大的能量，并且随着你走得越远而增加。在需要的地方附近开采材料可以减少运输能量，从而降低所需的总能量。
太阳系中存在大量没有深重力井的小天体。围绕行星运行的那些，比如火卫一和火卫二被称为卫星。那些不围绕行星运行的被称为小行星，根据位置命名为小行星，对于那些位于木星轨道或更靠近木星轨道的小行星，以及远日小行星，对于那些位于木星轨道以外的小行星。主要的群体按轨道位置进一步细分。那些靠近地球运行的（NEO）是我们在此步骤中关注的，因为从地球到达它们的能量很低。较小的卫星和次行星之间没有很大的成分区别，只是它们碰巧位于哪里。
即使到达某个特定 NEO 的任务速度比到达月球表面略高，而且在许多情况下并非如此，它都可以使用电力推进来完成。电力推进器比月球着陆所需的推力大的化学火箭发动机效率高 6-10 倍。因此，总燃料使用量更少，通常在很大程度上减少。一旦月球基础设施到位，尤其是生产燃料，月球将更容易进入。但那将在后面的步骤中介绍。现在我们从最容易的开始。
目前（2012 年），我们对 NEO 的了解还不够多，无法妥善规划开采它们。因此，在实际进行采矿之前，我们需要进行勘探，以详细了解那里有什么，并找出收集材料的最佳方法。一些任务（见维基百科上的小行星航天器列表）已经足够靠近小行星以进行详细的观测，但到目前为止，我们还没有访问过容易从那里返回材料的特定小行星。一些 NEO 足够大，可以从地球上观察到细节（NEO 物理性质 - Lupishko，2002），或者很小但经过地球附近，为高分辨率观测提供了短暂的时间窗口。迄今为止积累的数据不足，因此需要额外的观测和近距离勘探任务。
虽然我们还不够了解 NEO 来开采它们，但我们比一无所知了解得更多，而且数据正在迅速积累。
- 轨道
我们关于 NEO 的第一个发现通常是它们在轨道元素方面的定位，以及基于亮度的尺寸估计。检测这些类型的天体的巡天望远镜不是现有的最大望远镜，它们正在努力达到它们的探测极限。因此，当发现 NEO 时，通常是通过在不同时间针对恒星背景的单像素图像得到的。针对背景的运动允许计算轨道。像素的亮度加上轨道计算得出的距离使我们能够根据假定的表面颜色估计大小。起初，我们不知道 NEO 的实际颜色，因此在收集到更好的数据之前，大小仍然不确定。
NEO 的轨道按大小和形状分组为类别。所有轨道都是椭圆形，长轴的一半被称为半长轴，符号为“a”，按比例缩放为地球的，地球的半长轴的值为 1.00 天文单位（AU）。根据定义，NEO 的 a < 1.3。换句话说，它们的轨道不超过地球轨道的 1.3 倍，或者比火星轨道（a = 1.523 AU）显著更靠近地球。近日点和远日点分别是给定椭圆轨道上最靠近和最远离太阳的点。按轨道大小划分的重大 NEO 类别大多以该类别的特征成员命名。这些是
- 阿波罗 - a > 1.0 AU 并且与地球轨道相交（近日点 < 1.02 AU）
- 阿登 - a < 1.0AU 并且与地球轨道相交（远日点 < 1.0167 AU）
- 阿莫尔 - 近日点从 1.02 到 1.3 AU = 始终位于地球轨道之外
- 地球内天体 - 远日点 < 0.983 AU = 始终位于地球轨道内部
- 尺寸和质量
截至 2012 年 12 月 10 日，已经发现了 9377 个 NEO，并且每年大约发现 900 个新的 NEO。它们的尺寸可以用大于直径 D（以公里为单位）的数字 N 来近似，公式如下：
或者大致说，总数与大小的平方成反比。所有 NEO 的总质量约为 60 万亿吨，但这个值远非准确。已知最大的是1036 Ganymed，直径约为 32 公里。少数 NEO 已经进行了密度估计，范围约为 1.5-2.67 g/cc。与最常见的陨石普通球粒陨石（3.0-3.8 g/cc）相比，这表明它们原始体积的 30-50% 是低密度挥发物，这些挥发物在到达地球时会燃烧掉，或者为空气。在后一种情况下，NEO 更适合被描述为一堆岩石，而不是一个固体物体。一克每立方厘米也等于一公吨每立方米，因此可以从密度乘以立方米体积得到以公吨为单位的质量。
- 自转和形状
即使 NEO 仅在 CCD 探测器上显示为单个像素，也可以从亮度变化来确定自转速度。因此，相当数量的 NEO 的自转速度是已知的。它们的范围从非常低到每天 11 次自转，速度越慢，数量越多。大约 60% 的自转速度每天 5 次或更少。亮度变化曲线的形状表明了 NEO 的整体形状。如果没有表面的详细彩色图，我们就无法区分由形状引起的变异和由颜色引起的变异（一部分比另一部分更亮或更暗），但表明 NEO 的形状从圆形到最大和最小尺寸约为 3:1 变化。
- 组成
人眼对三种波长的光敏感，我们从这三种波长中获得对颜色的感知，并可以确定周围物体的很多信息。类似地，像大型望远镜带有光谱仪或彩色滤镜之类的科学仪器对不同波长的光敏感。亮度与波长关系图被称为光谱。来自太空物体的光谱可以与陨石和纯矿物的光谱进行比较。通过这种比较，我们可以对 NEO 的组成做出很好的猜测，前提是收集了足够的光来绘制图表。一个太小且返回的光太少而无法使用现有望远镜分析的物体无法通过这种方式进行分析，但它适用于许多较大的 NEO 或碰巧经过地球附近的小型 NEO。
小行星和陨石的成分被分组为类别，观察到的 NEO 光谱约为 62% 的 S 类复合物，20% 的 X 类复合物，12% 的 C 类复合物，以及 6% 的其他类别。我们观察到的 NEO 受我们用于观察它们的方法的影响。一个简单的例子是，非常暗的天体一开始就更难发现，或者更难测量其光谱，因此实际的成分混合物是不同的。正在对整个 NEO 群体进行光谱获取（见 Lazzarin 等人，SINEO：近地天体的光谱研究，2004）。截至 2008 年，大约 2% 的 NEO 已经测量了光谱。观察到的光谱只能告诉我们可见表面的情况。表面受到太阳和宇宙辐射的影响，以及其他物体的撞击的影响，因此它不是整个 NEO 体积的整体性质的可靠指南。
近地天体的平均寿命估计为 1000 万年。它们要么撞击内太阳系中一个大型天体，要么受重力影响改变轨道，不再符合近地天体的类别。由于太阳系比这古老 450 倍，因此一定存在着不断的新近地天体来源。这主要来自主小行星带和已经熄灭的彗星。已经熄灭的彗星是指那些已经蒸发掉所有挥发性成分，现在只剩下岩石残骸的彗星。彗星和主小行星带的不同部分形成于距离太阳不同的距离，因此温度也不同。因此，它们收集了不同的物质。足够大的小行星会因放射性衰变而发热，并按密度分层。后来的碰撞将其中一些碎裂，并将不同成分的碎片分布在不同的轨道上。我们预计近地天体的总体成分将在它们形成的原始太阳星云设定的范围内发生变化。但是，我们无法通过它们目前的轨道来判断它们的成分，因为轨道已经被严重扰乱了。我们必须观察每个单独的天体来确定它的组成。
- 形态
形态是指天体的机械状况。太阳系中所有没有大气层或表面更新过程（地壳板块或火山作用）的天体都因其他天体的随机撞击而布满了陨石坑。对小行星（包括近地天体）的近距离观察表明，它们没有什么不同。因此，它们的表面包括一个 **风化层**（来自拉丁语，意思是“石头毯子”），这是一层由撞击碎片和尘埃组成的冲击残骸，它包含原始小行星的混合物以及撞击它的任何东西。随着时间的推移，它们也可能通过重力或静电力的作用从它们穿过的空间中收集了尘埃和小岩石，前提是这些物质的初始速度足够低，不会形成更多的陨石坑。高速撞击将碎片抛出天体的逃逸速度，从而增加了小行星、岩石和尘埃数量。根据雷达和热观测，风化层的厚度估计约为一米，有较大的岩石露出来，但对于不同的天体和同一个天体的不同位置，风化层厚度差异很大。目前，我们对近地天体的内部结构知之甚少，但预计它们将分为三类。这些类别在开采方式上存在很大差异。
- 较大天体的单片（单块）碎片，具有典型的地球岩石强度。
- 由重力保持在一起的较小天体的碎石堆，碎片之间没有强度，但单个碎片强度很高。
- 非常多孔的彗星残骸，几乎没有强度。
观测项目
[edit | edit source]目前正在进行针对近地天体的科学观测项目，因此开采项目可以建立在不断增长的知识基础之上。国际天文学联合会的 **小行星中心** 拥有关于已知近地天体和当前观测项目的丰富数据，上一节中的大部分信息都来自这些数据。截至 2012 年 12 月 10 日，已探测到 859 个直径大于 1 公里的近地天体，据估计，这是该尺寸范围内总数量的 90%。现在，这些大型近地天体的发现速度不到每年 20 个。预计在 100 米到 1000 米的范围内还存在 100,000 个近地天体。到目前为止，只发现了其中的约 8%（见大型综合巡天望远镜科学：**近地天体威胁**）。即使是这个范围内最小且密度最低的近地天体（100 米 × 1.5 克/立方厘米），其质量也约为 800,000 吨，与人类送入太空的最大物体（国际空间站，约 450 吨）相比，这是一个相当大的质量，值得开采。因此，近地天体资源的总量非常大，我们甚至还没有发现其中的大部分。除了近地天体之外，预计太阳系中还有数百万颗其他小行星，但从能量的角度来看，接触这些小行星更加困难，留待下一步进行。
以目前每年发现 900 个近地天体的速度，大约需要一个世纪才能找到大多数剩余的直径大于 100 米的近地天体。由于它们的轨道是随机分布的，它们的轨道位置也是随机分布的，因此勘探或采矿任务的机会随着已知天体数量的增加而线性增长。目前，这一比例约为每年 10%。如果成本不高，那么增加寻找近地天体的望远镜数量和尺寸以提高发现率是值得的。从地球上看，我们只能在它们足够靠近在地球上观测到的望远镜仪器上显示出来时才能看到较小的近地天体。正如 **B612 基金会** 提议的那样，向近地天体轨道范围的不同区域发射专用航天器可能是值得的。特别是搜索那些从地球上容易接近的轨道，更容易找到那些特定的近地天体。即使只发现了所有近地天体的一小部分，但有很多近地天体很容易到达（例如，参见 Elvis 等人，《**极低 Δv 天体**》第九节，2011 年）。
还有一些近地天体的轨道是高度椭圆形的或倾斜的，这些近地天体不是早期开采的理想选择，但它们对地球构成撞击威胁。对于这些类型的近地天体，需要不同的搜索策略。全天空搜索将找到这两种类型的近地天体，而专门搜索那些容易到达的近地天体的搜索将集中在靠近地球轨道平面的特定天空区域。没有什么可以阻止望远镜同时执行这两项搜索，这仅仅是一个时间分配问题，用来进行每种类型的搜索。最近启动的 **大型综合巡天望远镜** 项目远大于过去的小行星搜索望远镜，可以有效地进行开采和危险调查。
如上所述，只有少数近地天体被大型望远镜观测过，从而获得它们的光谱，并开始确定它们的组成。与目前用于发现的 1-2 米直径望远镜相比，需要使用更大望远镜的专用观测计划才能收集近地天体的大量光谱数据。前面提到的 LSST 具有足够的规模来实现这一目标，其他现有的和计划中的望远镜也具有这种规模，但是大型望远镜的观测时间需求量很大。LSST 是这些大型望远镜之一，它只有 15% 的时间可以用于小行星搜索。因此，如果你想在特定日期之前达到一定的覆盖率，那么专用或半专用望远镜用于收集光谱将非常有用。
探矿任务
[edit | edit source]地面望远镜只能收集有限的成分数据。为了获得更详细的信息，必须将仪器更靠近目标。从开采的角度来看，这些可以被称为探矿任务。探矿任务主要有几种类型。
- 陨石
陨石是曾经的近地天体，它们曾经靠近地球，最终撞击了地球。这使得它们比仍然在太空中的天体更容易收集。它们是小行星群的直接样本，但它们不是未经修改的样本。穿过地球大气层的进入、撞击以及风化（如果它们在地表停留了很长时间）都会改变它们在撞击前的状态。尽管如此，我们仍然可以从陨石中获得大量有用的知识，因为我们可以应用所有可用的科学仪器来检查它们。收集陨石的项目有助于为未来的开采提供一般性知识，而且与太空任务相比，成本低廉。更重要的是，使用望远镜和雷达跟踪即将坠落的陨石，然后在地面上找到它们，因为这样我们就可以将它们与特定的来源轨道联系起来。陨石的物质类型与近地天体不同，因为再入和风化对某些类型的影响大于其他类型，但一旦我们了解了足够的信息，就可以对此进行调整。
- 远程任务
为了获得关于近地天体当前位置的更准确数据，我们必须前往源头。与地球上可用的仪器相比，航天器仪器的尺寸和重量受到严格限制，因此我们希望尽可能靠近目标，以利用它们有限的灵敏度。对于近地天体来说，这意味着飞到附近，进入近地轨道，或降落在天体上。目前正在进行的 **黎明号** 任务，其目标是最大的主小行星带小行星灶神星和谷神星，就是一个例子。黎明号进入天体轨道，并用相机和其他仪器对其进行远程观测，然后将数据发送回地球。对合理样本的典型天体进行近距离观察可以根据从地球上获得的测量结果推断其他天体的特征，特别是它们在不同波长下的光谱。一艘配备足够的燃料和电推进器的单艘航天器可以访问多个天体，就像黎明号正在做的那样。
- 样本返回任务
更雄心勃勃的任务类型将从一个或多个近地天体收集样本，并将它们送回地球进行分析。这可以通过再入舱直接进行，也可以通过将样本送到空间站间接进行，然后将样本送回地球。样本返回允许使用全套地球仪器。一艘航天器，根据设计，可以从单个天体返回多个样本，从不同的天体返回样本，或执行多项任务飞往不同的目的地，每次在返回地球时进行加油。对于直接样本任务，航天器必须着陆，发射撞击器，将物质抛入轨道，或从远处使用某种铲子或采矿桶。每种方法都需要不同的设计。在小型天体上着陆与在月球等大型天体上着陆不同。引力水平非常低，因此保持固定可能需要固定。否则，仅仅使用机械臂来采集土壤样本可能会将着陆器的其余部分从表面撬开。
候选目标选择
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我们需要选择哪些小行星进行调查，然后开采。我们最初的标准将基于它们的可达性、大小和成分。任务速度决定了每次旅行消耗的燃料量，因此越低越好。大小决定了可以开采的总质量，因此越大越好。近地天体的成分各不相同，因此根据这个基础进行选择取决于我们需要这些材料做什么。
从第一个标准开始，右侧的表格列出了从低地球轨道到不同速度范围的已知近地天体的数量，这些数据基于JPL 低速度小行星表格。这里呈现的表格截至 2012 年年中。随着新近地天体的发现，JPL 源数据将会随着时间推移而发生变化。请注意，5.9 公里/秒是从低地球轨道到达月球表面的速度，纯粹从速度角度考虑。所以从这个基础上看，其中许多比到达月球更容易。
小行星任务可以完全使用高效的电力推进器完成。因此，即使那些需要更高实际速度的小行星也可以使用比登陆月球更少的燃料来完成。为了找出少多少，我们假设只有从低月球轨道到月球表面的部分（1.9 公里/秒）需要使用高推力化学火箭来完成。这部分需要化学火箭，因为一旦你低于轨道速度，如果没有快速着陆，你就会撞击。相比之下，电力推进器需要 41% 的更高总任务速度，因为它们使用连续螺旋推力路径而不是化学火箭的短时燃烧。它们的排气速度为 50 公里/秒，而不是化学火箭最佳的 4.5 公里/秒，因此每个速度增量所需的燃料减少了 11.1 倍。考虑到推力轮廓后，净优势是每个速度增量所需的燃料减少了 7.85 倍。最初的 4 公里/秒被认为在这两种情况下都是相同的，使用电力推进从低地球轨道到低月球轨道或地球逃逸。如果我们将月球着陆部分乘以 7.85，我们得到 14.9 公里/秒作为我们可以用于小行星任务的额外速度，并且使用与登陆月球相同的总燃料量。我们将这个值添加到这两种情况下的 4 公里/秒，得到 18.9 公里/秒的总任务速度。从表格中我们可以看到，在这些假设下，只有 87 个中的 8986 个，不到 1%，需要比到达月球更多的燃料才能到达。
最好的小行星候选者需要大约 11.5% 的燃料质量与最终质量之比，而月球着陆需要 70.75%。因此，在最佳情况下，小行星在燃料方面更容易到达 6 倍。如果我们看一下需要小于 5.3 公里/秒的理想速度才能到达的低速度近地天体，所需的燃料低于 16.2%，优势至少是月球着陆的 4.3 倍。关于低速度近地天体的更多数据可以在 Elvis 等人（上述引用）中找到，尽管该论文忽略了电力推进。
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大多数近地天体的尺寸很难通过地球上的望远镜观测确定，因为它们的图像在附着的相机中小于 1 个像素。目前，我们通常根据亮度估计大小。这仍然有些不确定，因为亮度是物理尺寸和反射率（反照率）的乘积。大多数近地天体呈各种深灰色到黑色，颜色越深，到达望远镜的光线越少。在我们能够进行更详细的观测之前，我们使用一系列估计的反照率来产生大小估计。为了进一步使我们的质量估计不确定，我们通常不知道详细的形状或密度。后者可以从约 1300 到 7800 公斤/立方米不等，具体取决于物体的坚固程度和组成成分。我们将假设一个候选近地天体至少应该有 100 万吨的质量，值得详细探索并建立开采。如果假设未知反照率处于范围的较高端，那么在给定的亮度下，它会更小。如果我们还假设密度范围的低端，我们可以根据亮度进行最小质量估计，如右侧表格最后一列所示。
以下候选近地天体列表来自上面提到的同一 JPL 表格。选择标准是
- 从 LEO 出发的电力推进 delta-v < 7.5 公里/秒。表格中的值适用于高推力 delta-v，该值低了 1.414 倍（2 的平方根），但比例是恒定的，因此可用于选择。实际的轨道开采任务可能会从高轨道开始，因此实际的任务速度会更低。差异将是一个常数，代表从 LEO 到实际起点的 delta-V，因此候选人的相对顺序将保持不变。
- 绝对星等 (H) < 22.0。这给出了 110-240 米的可能尺寸和可能超过 900,000 吨的质量。
成分尚未用于缩小选择范围，因为没有多少小行星进行了光谱分析，也没有小行星被访问过。因此，此列表仅代表截至 2012 年的知识状态。随着更多物体的发现，对已知物体的更多细节积累，以及对提取特定材料的需求的开发，最佳候选者将会发生变化。列是
- 临时名称 - 这是发现年份和该年内的序列号
- Delta-v 以公里/秒为单位 - 如前所述，这些值适用于高推力任务。
- 相对 Delta-v - 这些是之前 delta-V 值与到达月球和火星表面的速度相比，假设在火星上进行气动减速。
- H - 绝对目视星等。这是物体在 1 AU 的标准观测距离和完全被太阳照亮时的亮度。来自地球的实际亮度会随着它们位置的变化而不断变化。
- a - 半长轴，以 AU 为单位。这是物体椭圆轨道的长轴的一半。
- e - 偏心率。这是（到太阳的最远距离与最近距离之差）/（最近距离与最远距离之和 = 长轴）。它是轨道形状的度量，范围从圆轨道的 0 到抛物线轨道的 1，抛物线轨道正好达到太阳逃逸速度。
- i - 倾角，以度为单位。这是轨道平面相对于地球轨道面的倾斜度。
- 备注 - 如果已分配永久编号和名称，则会记录在案。它们不会在发现时立即分配，因为多个观测者可能会检测到同一个物体，它可能是人造的（有自己的编号），或者它可能不在永久轨道上。1999 RQ36 是“奥西里斯-REx”任务的计划目标。
| 临时 | Delta-V | 相对- | -速度 | 亮度 | 轨道轴 | 偏心率 | 倾角 | 备注 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 名称 | (公里/秒) | (到月球) | (到火星) | (H 以星等为单位) | (a 以 AU 为单位) | (e) | (度) | |
| 2011 CG2 | 4.125 | 0.688 | 0.655 | 21.5 | 1.177 | 0.159 | 2.8 | |
| 2001 US16 | 4.428 | 0.738 | 0.703 | 20.2 | 1.356 | 0.253 | 1.9 | (89136) |
| 2002 NV16 | 4.456 | 0.743 | 0.707 | 21.3 | 1.238 | 0.220 | 3.5 | |
| 1993 BX3 | 4.500 | 0.750 | 0.714 | 20.9 | 1.395 | 0.281 | 2.8 | (65717) |
| 2003 GA | 4.511 | 0.752 | 0.716 | 21.1 | 1.282 | 0.191 | 3.8 | |
| 2000 FJ10 | 4.560 | 0.760 | 0.724 | 20.9 | 1.319 | 0.234 | 5.3 | (190491) |
| 1998 HG49 | 4.615 | 0.769 | 0.732 | 21.8 | 1.201 | 0.113 | 4.2 | (251732) |
| 2004 KE1 | 4.619 | 0.770 | 0.733 | 21.6 | 1.299 | 0.181 | 2.9 | |
| 1998 SF36 | 4.632 | 0.772 | 0.735 | 19.2 | 1.324 | 0.280 | 1.6 | (25143) 伊托川 |
| 1999 JU3 | 4.646 | 0.774 | 0.737 | 19.2 | 1.190 | 0.190 | 5.9 | (162173) |
| 1997 WB21 | 4.672 | 0.779 | 0.742 | 20.3 | 1.461 | 0.317 | 3.4 | |
| 1994 CJ1 | 4.698 | 0.783 | 0.746 | 21.4 | 1.489 | 0.325 | 2.3 | |
| 2006 SU49 | 4.711 | 0.785 | 0.748 | 19.5 | 1.413 | 0.312 | 2.5 | (292220) |
| 2012 DK6 | 4.735 | 0.789 | 0.752 | 21.0 | 1.243 | 0.166 | 6.3 | |
| 2003 CC | 4.743 | 0.791 | 0.753 | 20.3 | 1.500 | 0.327 | 2.3 | |
| 2008 WN2 | 4.752 | 0.792 | 0.754 | 20.8 | 1.418 | 0.312 | 3.7 | |
| 2012 DK61 | 4.735 | 0.789 | 0.752 | 21.0 | 1.243 | 0.166 | 6.3 | |
| 2003 CC | 4.743 | 0.791 | 0.753 | 20.3 | 1.500 | 0.327 | 2.3 | |
| 2008 WN2 | 4.752 | 0.792 | 0.754 | 20.8 | 1.418 | 0.312 | 3.7 | |
| 2000 YJ11 | 4.767 | 0.794 | 0.757 | 20.7 | 1.313 | 0.232 | 7.3 | (162783) |
| 2008 YS27 | 4.774 | 0.796 | 0.758 | 21.1 | 1.468 | 0.317 | 4.9 | |
| 2008 DG5 | 4.785 | 0.798 | 0.760 | 19.7 | 1.256 | 0.243 | 5.7 | |
| 2001 WC47 | 4.794 | 0.799 | 0.761 | 18.9 | 1.399 | 0.242 | 2.9 | (141018) |
| 2008 SO | 4.827 | 0.804 | 0.766 | 20.7 | 1.331 | 0.234 | 7.1 | |
| 2009 SC15 | 4.830 | 0.805 | 0.767 | 21.6 | 1.265 | 0.179 | 6.8 | |
| 2002 SR | 4.852 | 0.809 | 0.770 | 21.6 | 1.179 | 0.196 | 6.7 | |
| 2009 SQ104 | 4.873 | 0.812 | 0.773 | 20.9 | 1.284 | 0.279 | 4.0 | |
| 2000 EA14 | 4.876 | 0.813 | 0.774 | 21.0 | 1.117 | 0.203 | 3.6 | |
| 2002 TC70 | 4.886 | 0.814 | 0.776 | 20.9 | 1.369 | 0.197 | 2.1 | (253062) |
| 1989 ML | 4.888 | 0.815 | 0.776 | 19.3 | 1.272 | 0.136 | 4.4 | (10302) |
| 1996 FO3 | 4.901 | 0.817 | 0.778 | 20.5 | 1.443 | 0.290 | 5.8 | |
| 2008 TD2 | 4.923 | 0.820 | 0.781 | 21.7 | 1.530 | 0.334 | 4.0 | |
| 2011 AK5 | 4.940 | 0.823 | 0.784 | 21.5 | 1.188 | 0.230 | 5.5 | |
| 2010 TH19 | 4.960 | 0.827 | 0.787 | 20.5 | 1.464 | 0.310 | 6.8 | |
| 2011 BT15 | 4.971 | 0.829 | 0.789 | 21.7 | 1.297 | 0.304 | 1.7 | |
| 2001 QC34 | 4.972 | 0.829 | 0.789 | 20.0 | 1.128 | 0.187 | 6.2 | |
| 2006 UQ17 | 4.972 | 0.829 | 0.789 | 21.9 | 1.624 | 0.381 | 1.7 | |
| 2003 GY | 4.973 | 0.829 | 0.789 | 20.1 | 1.380 | 0.317 | 4.7 | |
| 1982 DB | 4.979 | 0.830 | 0.790 | 18.2 | 1.489 | 0.360 | 1.4 | (4660) 尼雷斯 |
| 2006 YF | 4.987 | 0.831 | 0.792 | 20.9 | 1.109 | 0.199 | 4.7 | |
| 2004 PJ2 | 5.009 | 0.835 | 0.795 | 21.4 | 1.418 | 0.342 | 2.6 | |
| 2011 AM24 | 5.012 | 0.835 | 0.796 | 20.4 | 1.178 | 0.150 | 9.1 | |
| 1999 NA5 | 5.032 | 0.839 | 0.799 | 20.4 | 1.436 | 0.249 | 4.3 | (264308) |
| 2011 GD60 | 5.034 | 0.839 | 0.799 | 21.7 | 1.083 | 0.162 | 6.1 | |
| 2001 VB76 | 5.034 | 0.839 | 0.799 | 20.4 | 1.459 | 0.348 | 4.2 | |
| 2010 PR10 | 5.051 | 0.842 | 0.802 | 21.7 | 1.198 | 0.176 | 9.2 | |
| 2009 DL46 | 5.069 | 0.845 | 0.805 | 21.6 | 1.456 | 0.305 | 7.9 | |
| 2000 SL10 | 5.081 | 0.847 | 0.807 | 21.9 | 1.372 | 0.339 | 1.5 | |
| 1999 RQ36 | 5.087 | 0.848 | 0.808 | 20.9 | 1.126 | 0.204 | 6.0 | (101955) 奥西里斯-REx 任务 |
| 2007 CN26 | 5.089 | 0.848 | 0.808 | 20.8 | 1.295 | 0.270 | 7.6 | |
| 2011 UW158 | 5.093 | 0.849 | 0.808 | 19.4 | 1.617 | 0.375 | 4.6 | |
| 1996 GT | 5.098 | 0.850 | 0.809 | 18.0 | 1.644 | 0.384 | 3.4 | (65803) 迪迪莫斯 |
| 2004 BE86 | 5.107 | 0.851 | 0.811 | 20.9 | 1.441 | 0.237 | 3.8 | |
| 1999 ND43 | 5.131 | 0.855 | 0.814 | 19.1 | 1.523 | 0.314 | 5.6 | (36017) |
| 1999 YR14 | 5.133 | 0.856 | 0.815 | 18.9 | 1.654 | 0.401 | 3.7 | |
| 2012 EY11 | 5.135 | 0.856 | 0.815 | 21.9 | 1.148 | 0.151 | 9.0 | |
| 2009 DN1 | 5.136 | 0.856 | 0.815 | 20.3 | 1.442 | 0.286 | 7.9 | |
| 2000 LY27 | 5.136 | 0.856 | 0.815 | 17.0 | 1.309 | 0.213 | 9.0 | (67367) |
| 2008 HS3 | 5.138 | 0.856 | 0.816 | 21.7 | 1.351 | 0.226 | 8.2 | |
| 2001 XP88 | 5.155 | 0.859 | 0.818 | 20.6 | 1.347 | 0.194 | 6.7 | |
| 1994 CN2 | 5.159 | 0.860 | 0.819 | 16.8 | 1.573 | 0.395 | 1.4 | (136618) |
| 2000 QK130 | 5.187 | 0.865 | 0.823 | 20.6 | 1.181 | 0.262 | 4.7 | (216985) |
| 2009 EK1 | 5.188 | 0.865 | 0.823 | 21.4 | 1.242 | 0.230 | 9.1 | |
| 2000 WO148 | 5.192 | 0.865 | 0.824 | 20.7 | 1.642 | 0.376 | 4.4 | |
| 2005 JS108 | 5.197 | 0.866 | 0.825 | 19.2 | 1.356 | 0.322 | 6.0 | (187040) |
| 2007 HX3 | 5.204 | 0.867 | 0.826 | 20.0 | 1.527 | 0.312 | 6.1 | |
| 2011 EM51 | 5.213 | 0.869 | 0.828 | 21.9 | 1.321 | 0.335 | 1.9 | |
| 2007 BF72 | 5.229 | 0.871 | 0.830 | 19.7 | 1.433 | 0.215 | 4.1 | (311925) |
| 1997 WT22 | 5.247 | 0.875 | 0.833 | 18.8 | 1.486 | 0.306 | 8.2 | (136839) |
| 2001 QQ142 | 5.249 | 0.875 | 0.833 | 18.4 | 1.423 | 0.311 | 9.3 | (139622) |
| 2001 SW169 | 5.250 | 0.875 | 0.833 | 19.0 | 1.248 | 0.052 | 3.6 | (163000) |
| 2005 QA5 | 5.274 | 0.879 | 0.837 | 21.2 | 1.390 | 0.211 | 6.8 | |
| 1994 UG | 5.276 | 0.879 | 0.837 | 21.0 | 1.238 | 0.293 | 5.2 | |
| 2002 LJ3 | 5.283 | 0.881 | 0.839 | 18.3 | 1.462 | 0.275 | 7.6 | (99799) |
| 2004 JA27 | 5.296 | 0.883 | 0.841 | 19.4 | 1.666 | 0.423 | 2.3 | (164211) |
| 1993 HA | 5.302 | 0.884 | 0.842 | 20.1 | 1.278 | 0.144 | 7.7 | (52381) |
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