第 4.7b 節 - 軌道採礦
此步驟涉及開採地球附近軌道上的小型小行星以獲取原材料。這些被稱為近地天體或NEO。雖然月球在物理上更近，但它有顯著的重力井，因此不是第一個採礦地點的最佳選擇。小型小行星基本上沒有重力井，因此高效的電力推進可以完成靠近和離開的任務。月球和 NEO 的重力井都比地球小得多，因此從能量角度來看，從它們那裡獲取材料要容易得多。當採礦和最終使用材料的位置在能量方面更接近時，這種優勢就會增加。一旦你開始在月球表面建造設施，在當地進行採礦將是節能的，但這將是後來的步驟。
過去對太空探索或開發的計劃往往選擇月球或火星作為目的地。這是因為它們很大很明顯，而且有大量的陸地面積（我們是一個領土物種）。這並不意味著從工程的角度來看，它們是正確的早期位置。地球有很大的重力井，很難爬出來，因此顯而易見的是，你不希望立即進入另一個深的重力井，尤其是在你必須從地球上帶走所有燃料的情況下。這個問題可以從能量的角度來看。在軌道上提供一公斤太空硬體的總能量包括開採原材料的能量，將原材料精煉和加工成成品零件的能量，以及將所有涉及的物質運輸到最終目的地的能量。在從地球開始的情況下，運輸能量是迄今為止最大的能量，並且隨著你走得越遠而增加。在需要的地方附近開採材料可以減少運輸能量，從而降低所需的總能量。
太陽系中存在大量沒有深重力井的小天體。圍繞行星執行的那些，比如火衛一和火衛二被稱為衛星。那些不圍繞行星執行的被稱為小行星，根據位置命名為小行星，對於那些位於木星軌道或更靠近木星軌道的小行星，以及遠日小行星，對於那些位於木星軌道以外的小行星。主要的群體按軌道位置進一步細分。那些靠近地球執行的（NEO）是我們在此步驟中關注的，因為從地球到達它們的能量很低。較小的衛星和次行星之間沒有很大的成分區別，只是它們碰巧位於哪裡。
即使到達某個特定 NEO 的任務速度比到達月球表面略高，而且在許多情況下並非如此，它都可以使用電力推進來完成。電力推進器比月球著陸所需的推力大的化學火箭發動機效率高 6-10 倍。因此，總燃料使用量更少，通常在很大程度上減少。一旦月球基礎設施到位，尤其是生產燃料，月球將更容易進入。但那將在後面的步驟中介紹。現在我們從最容易的開始。
目前（2012 年），我們對 NEO 的瞭解還不夠多，無法妥善規劃開採它們。因此，在實際進行採礦之前，我們需要進行勘探，以詳細瞭解那裡有什麼，並找出收集材料的最佳方法。一些任務（見維基百科上的小行星航天器列表）已經足夠靠近小行星以進行詳細的觀測，但到目前為止，我們還沒有訪問過容易從那裡返回材料的特定小行星。一些 NEO 足夠大，可以從地球上觀察到細節（NEO 物理性質 - Lupishko，2002），或者很小但經過地球附近，為高解析度觀測提供了短暫的時間視窗。迄今為止積累的資料不足，因此需要額外的觀測和近距離勘探任務。
雖然我們還不夠了解 NEO 來開採它們，但我們比一無所知了解得更多，而且資料正在迅速積累。
- 軌道
我們關於 NEO 的第一個發現通常是它們在軌道元素方面的定位，以及基於亮度的尺寸估計。檢測這些型別的天體的巡天望遠鏡不是現有的最大望遠鏡，它們正在努力達到它們的探測極限。因此，當發現 NEO 時，通常是透過在不同時間針對恆星背景的單畫素影像得到的。針對背景的運動允許計算軌道。畫素的亮度加上軌道計算得出的距離使我們能夠根據假定的表面顏色估計大小。起初，我們不知道 NEO 的實際顏色，因此在收集到更好的資料之前，大小仍然不確定。
NEO 的軌道按大小和形狀分組為類別。所有軌道都是橢圓形，長軸的一半被稱為半長軸，符號為“a”，按比例縮放為地球的，地球的半長軸的值為 1.00 天文單位（AU）。根據定義，NEO 的 a < 1.3。換句話說，它們的軌道不超過地球軌道的 1.3 倍，或者比火星軌道（a = 1.523 AU）顯著更靠近地球。近日點和遠日點分別是給定橢圓軌道上最靠近和最遠離太陽的點。按軌道大小劃分的重大 NEO 類別大多以該類別的特徵成員命名。這些是
- 阿波羅 - a > 1.0 AU 並且與地球軌道相交（近日點 < 1.02 AU）
- 阿登 - a < 1.0AU 並且與地球軌道相交（遠日點 < 1.0167 AU）
- 阿莫爾 - 近日點從 1.02 到 1.3 AU = 始終位於地球軌道之外
- 地球內天體 - 遠日點 < 0.983 AU = 始終位於地球軌道內部
- 尺寸和質量
截至 2012 年 12 月 10 日，已經發現了 9377 個 NEO，並且每年大約發現 900 個新的 NEO。它們的尺寸可以用大於直徑 D（以公里為單位）的數字 N 來近似，公式如下：
或者大致說，總數與大小的平方成反比。所有 NEO 的總質量約為 60 萬億噸，但這個值遠非準確。已知最大的是1036 Ganymed，直徑約為 32 公里。少數 NEO 已經進行了密度估計，範圍約為 1.5-2.67 g/cc。與最常見的隕石普通球粒隕石（3.0-3.8 g/cc）相比，這表明它們原始體積的 30-50% 是低密度揮發物，這些揮發物在到達地球時會燃燒掉，或者為空氣。在後一種情況下，NEO 更適合被描述為一堆岩石，而不是一個固體物體。一克每立方厘米也等於一公噸每立方米，因此可以從密度乘以立方米體積得到以公噸為單位的質量。
- 自轉和形狀
即使 NEO 僅在 CCD 探測器上顯示為單個畫素，也可以從亮度變化來確定自轉速度。因此，相當數量的 NEO 的自轉速度是已知的。它們的範圍從非常低到每天 11 次自轉，速度越慢，數量越多。大約 60% 的自轉速度每天 5 次或更少。亮度變化曲線的形狀表明了 NEO 的整體形狀。如果沒有表面的詳細彩色圖，我們就無法區分由形狀引起的變異和由顏色引起的變異（一部分比另一部分更亮或更暗），但表明 NEO 的形狀從圓形到最大和最小尺寸約為 3:1 變化。
- 組成
人眼對三種波長的光敏感，我們從這三種波長中獲得對顏色的感知，並可以確定周圍物體的很多資訊。類似地，像大型望遠鏡帶有光譜儀或彩色濾鏡之類的科學儀器對不同波長的光敏感。亮度與波長關係圖被稱為光譜。來自太空物體的光譜可以與隕石和純礦物的光譜進行比較。透過這種比較，我們可以對 NEO 的組成做出很好的猜測，前提是收集了足夠的光來繪製圖表。一個太小且返回的光太少而無法使用現有望遠鏡分析的物體無法透過這種方式進行分析，但它適用於許多較大的 NEO 或碰巧經過地球附近的小型 NEO。
小行星和隕石的成分被分組為類別，觀察到的 NEO 光譜約為 62% 的 S 類複合物，20% 的 X 類複合物，12% 的 C 類複合物，以及 6% 的其他類別。我們觀察到的 NEO 受我們用於觀察它們的方法的影響。一個簡單的例子是，非常暗的天體一開始就更難發現，或者更難測量其光譜，因此實際的成分混合物是不同的。正在對整個 NEO 群體進行光譜獲取（見 Lazzarin 等人，SINEO：近地天體的光譜研究，2004）。截至 2008 年，大約 2% 的 NEO 已經測量了光譜。觀察到的光譜只能告訴我們可見表面的情況。表面受到太陽和宇宙輻射的影響，以及其他物體的撞擊的影響，因此它不是整個 NEO 體積的整體性質的可靠指南。
近地天體的平均壽命估計為 1000 萬年。它們要麼撞擊內太陽系中一個大型天體，要麼受重力影響改變軌道，不再符合近地天體的類別。由於太陽系比這古老 450 倍，因此一定存在著不斷的新近地天體來源。這主要來自主小行星帶和已經熄滅的彗星。已經熄滅的彗星是指那些已經蒸發掉所有揮發性成分，現在只剩下岩石殘骸的彗星。彗星和主小行星帶的不同部分形成於距離太陽不同的距離，因此溫度也不同。因此，它們收集了不同的物質。足夠大的小行星會因放射性衰變而發熱，並按密度分層。後來的碰撞將其中一些碎裂，並將不同成分的碎片分佈在不同的軌道上。我們預計近地天體的總體成分將在它們形成的原始太陽星雲設定的範圍內發生變化。但是，我們無法透過它們目前的軌道來判斷它們的成分，因為軌道已經被嚴重擾亂了。我們必須觀察每個單獨的天體來確定它的組成。
- 形態
形態是指天體的機械狀況。太陽系中所有沒有大氣層或表面更新過程（地殼板塊或火山作用）的天體都因其他天體的隨機撞擊而佈滿了隕石坑。對小行星（包括近地天體）的近距離觀察表明，它們沒有什麼不同。因此，它們的表面包括一個 **風化層**（來自拉丁語，意思是“石頭毯子”），這是一層由撞擊碎片和塵埃組成的衝擊殘骸，它包含原始小行星的混合物以及撞擊它的任何東西。隨著時間的推移，它們也可能透過重力或靜電力的作用從它們穿過的空間中收集了塵埃和小岩石，前提是這些物質的初始速度足夠低，不會形成更多的隕石坑。高速撞擊將碎片丟擲天體的逃逸速度，從而增加了小行星、岩石和塵埃數量。根據雷達和熱觀測，風化層的厚度估計約為一米，有較大的岩石露出來，但對於不同的天體和同一個天體的不同位置，風化層厚度差異很大。目前，我們對近地天體的內部結構知之甚少，但預計它們將分為三類。這些類別在開採方式上存在很大差異。
- 較大天體的單片（單塊）碎片，具有典型的地球岩石強度。
- 由重力保持在一起的較小天體的碎石堆，碎片之間沒有強度，但單個碎片強度很高。
- 非常多孔的彗星殘骸，幾乎沒有強度。
觀測專案
[edit | edit source]目前正在進行針對近地天體的科學觀測專案，因此開採專案可以建立在不斷增長的知識基礎之上。國際天文學聯合會的 **小行星中心** 擁有關於已知近地天體和當前觀測專案的豐富資料，上一節中的大部分資訊都來自這些資料。截至 2012 年 12 月 10 日，已探測到 859 個直徑大於 1 公里的近地天體，據估計，這是該尺寸範圍內總數量的 90%。現在，這些大型近地天體的發現速度不到每年 20 個。預計在 100 米到 1000 米的範圍內還存在 100,000 個近地天體。到目前為止，只發現了其中的約 8%（見大型綜合巡天望遠鏡科學：**近地天體威脅**）。即使是這個範圍內最小且密度最低的近地天體（100 米 × 1.5 克/立方厘米），其質量也約為 800,000 噸，與人類送入太空的最大物體（國際空間站，約 450 噸）相比，這是一個相當大的質量，值得開採。因此，近地天體資源的總量非常大，我們甚至還沒有發現其中的大部分。除了近地天體之外，預計太陽系中還有數百萬顆其他小行星，但從能量的角度來看，接觸這些小行星更加困難，留待下一步進行。
以目前每年發現 900 個近地天體的速度，大約需要一個世紀才能找到大多數剩餘的直徑大於 100 米的近地天體。由於它們的軌道是隨機分佈的，它們的軌道位置也是隨機分佈的，因此勘探或採礦任務的機會隨著已知天體數量的增加而線性增長。目前，這一比例約為每年 10%。如果成本不高，那麼增加尋找近地天體的望遠鏡數量和尺寸以提高發現率是值得的。從地球上看，我們只能在它們足夠靠近在地球上觀測到的望遠鏡儀器上顯示出來時才能看到較小的近地天體。正如 **B612 基金會** 提議的那樣，向近地天體軌道範圍的不同區域發射專用航天器可能是值得的。特別是搜尋那些從地球上容易接近的軌道，更容易找到那些特定的近地天體。即使只發現了所有近地天體的一小部分，但有很多近地天體很容易到達（例如，參見 Elvis 等人，《**極低 Δv 天體**》第九節，2011 年）。
還有一些近地天體的軌道是高度橢圓形的或傾斜的，這些近地天體不是早期開採的理想選擇，但它們對地球構成撞擊威脅。對於這些型別的近地天體，需要不同的搜尋策略。全天空搜尋將找到這兩種型別的近地天體，而專門搜尋那些容易到達的近地天體的搜尋將集中在靠近地球軌道平面的特定天空區域。沒有什麼可以阻止望遠鏡同時執行這兩項搜尋，這僅僅是一個時間分配問題，用來進行每種型別的搜尋。最近啟動的 **大型綜合巡天望遠鏡** 專案遠大於過去的小行星搜尋望遠鏡，可以有效地進行開採和危險調查。
如上所述，只有少數近地天體被大型望遠鏡觀測過，從而獲得它們的光譜，並開始確定它們的組成。與目前用於發現的 1-2 米直徑望遠鏡相比，需要使用更大望遠鏡的專用觀測計劃才能收集近地天體的大量光譜資料。前面提到的 LSST 具有足夠的規模來實現這一目標，其他現有的和計劃中的望遠鏡也具有這種規模，但是大型望遠鏡的觀測時間需求量很大。LSST 是這些大型望遠鏡之一，它只有 15% 的時間可以用於小行星搜尋。因此，如果你想在特定日期之前達到一定的覆蓋率，那麼專用或半專用望遠鏡用於收集光譜將非常有用。
探礦任務
[edit | edit source]地面望遠鏡只能收集有限的成分資料。為了獲得更詳細的資訊，必須將儀器更靠近目標。從開採的角度來看，這些可以被稱為探礦任務。探礦任務主要有幾種型別。
- 隕石
隕石是曾經的近地天體，它們曾經靠近地球，最終撞擊了地球。這使得它們比仍然在太空中的天體更容易收集。它們是小行星群的直接樣本，但它們不是未經修改的樣本。穿過地球大氣層的進入、撞擊以及風化（如果它們在地表停留了很長時間）都會改變它們在撞擊前的狀態。儘管如此，我們仍然可以從隕石中獲得大量有用的知識，因為我們可以應用所有可用的科學儀器來檢查它們。收集隕石的專案有助於為未來的開採提供一般性知識，而且與太空任務相比，成本低廉。更重要的是，使用望遠鏡和雷達跟蹤即將墜落的隕石，然後在地面上找到它們，因為這樣我們就可以將它們與特定的來源軌道聯絡起來。隕石的物質型別與近地天體不同，因為再入和風化對某些型別的影響大於其他型別，但一旦我們瞭解了足夠的資訊，就可以對此進行調整。
- 遠端任務
為了獲得關於近地天體當前位置的更準確資料，我們必須前往源頭。與地球上可用的儀器相比，航天器儀器的尺寸和重量受到嚴格限制，因此我們希望儘可能靠近目標，以利用它們有限的靈敏度。對於近地天體來說，這意味著飛到附近，進入近地軌道，或降落在天體上。目前正在進行的 **黎明號** 任務，其目標是最大的主小行星帶小行星灶神星和穀神星，就是一個例子。黎明號進入天體軌道，並用相機和其他儀器對其進行遠端觀測，然後將資料傳送回地球。對合理樣本的典型天體進行近距離觀察可以根據從地球上獲得的測量結果推斷其他天體的特徵，特別是它們在不同波長下的光譜。一艘配備足夠的燃料和電推進器的單艘航天器可以訪問多個天體，就像黎明號正在做的那樣。
- 樣本返回任務
更雄心勃勃的任務型別將從一個或多個近地天體收集樣本，並將它們送回地球進行分析。這可以透過再入艙直接進行，也可以透過將樣本送到空間站間接進行，然後將樣本送回地球。樣本返回允許使用全套地球儀器。一艘航天器，根據設計，可以從單個天體返回多個樣本，從不同的天體返回樣本，或執行多項任務飛往不同的目的地，每次在返回地球時進行加油。對於直接樣本任務，航天器必須著陸，發射撞擊器，將物質拋入軌道，或從遠處使用某種鏟子或採礦桶。每種方法都需要不同的設計。在小型天體上著陸與在月球等大型天體上著陸不同。引力水平非常低，因此保持固定可能需要固定。否則，僅僅使用機械臂來採集土壤樣本可能會將著陸器的其餘部分從表面撬開。
候選目標選擇
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我們需要選擇哪些小行星進行調查，然後開採。我們最初的標準將基於它們的可達性、大小和成分。任務速度決定了每次旅行消耗的燃料量，因此越低越好。大小決定了可以開採的總質量，因此越大越好。近地天體的成分各不相同，因此根據這個基礎進行選擇取決於我們需要這些材料做什麼。
從第一個標準開始，右側的表格列出了從低地球軌道到不同速度範圍的已知近地天體的數量，這些資料基於JPL 低速度小行星表格。這裡呈現的表格截至 2012 年年中。隨著新近地天體的發現，JPL 源資料將會隨著時間推移而發生變化。請注意，5.9 公里/秒是從低地球軌道到達月球表面的速度，純粹從速度角度考慮。所以從這個基礎上看，其中許多比到達月球更容易。
小行星任務可以完全使用高效的電力推進器完成。因此，即使那些需要更高實際速度的小行星也可以使用比登陸月球更少的燃料來完成。為了找出少多少，我們假設只有從低月球軌道到月球表面的部分（1.9 公里/秒）需要使用高推力化學火箭來完成。這部分需要化學火箭，因為一旦你低於軌道速度，如果沒有快速著陸，你就會撞擊。相比之下，電力推進器需要 41% 的更高總任務速度，因為它們使用連續螺旋推力路徑而不是化學火箭的短時燃燒。它們的排氣速度為 50 公里/秒，而不是化學火箭最佳的 4.5 公里/秒，因此每個速度增量所需的燃料減少了 11.1 倍。考慮到推力輪廓後，淨優勢是每個速度增量所需的燃料減少了 7.85 倍。最初的 4 公里/秒被認為在這兩種情況下都是相同的，使用電力推進從低地球軌道到低月球軌道或地球逃逸。如果我們將月球著陸部分乘以 7.85，我們得到 14.9 公里/秒作為我們可以用於小行星任務的額外速度，並且使用與登陸月球相同的總燃料量。我們將這個值新增到這兩種情況下的 4 公里/秒，得到 18.9 公里/秒的總任務速度。從表格中我們可以看到，在這些假設下，只有 87 箇中的 8986 個，不到 1%，需要比到達月球更多的燃料才能到達。
最好的小行星候選者需要大約 11.5% 的燃料質量與最終質量之比，而月球著陸需要 70.75%。因此，在最佳情況下，小行星在燃料方面更容易到達 6 倍。如果我們看一下需要小於 5.3 公里/秒的理想速度才能到達的低速度近地天體，所需的燃料低於 16.2%，優勢至少是月球著陸的 4.3 倍。關於低速度近地天體的更多資料可以在 Elvis 等人（上述引用）中找到，儘管該論文忽略了電力推進。
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大多數近地天體的尺寸很難透過地球上的望遠鏡觀測確定，因為它們的影像在附著的相機中小於 1 個畫素。目前，我們通常根據亮度估計大小。這仍然有些不確定，因為亮度是物理尺寸和反射率（反照率）的乘積。大多數近地天體呈各種深灰色到黑色，顏色越深，到達望遠鏡的光線越少。在我們能夠進行更詳細的觀測之前，我們使用一系列估計的反照率來產生大小估計。為了進一步使我們的質量估計不確定，我們通常不知道詳細的形狀或密度。後者可以從約 1300 到 7800 公斤/立方米不等，具體取決於物體的堅固程度和組成成分。我們將假設一個候選近地天體至少應該有 100 萬噸的質量，值得詳細探索並建立開採。如果假設未知反照率處於範圍的較高階，那麼在給定的亮度下，它會更小。如果我們還假設密度範圍的低端，我們可以根據亮度進行最小質量估計，如右側表格最後一列所示。
以下候選近地天體列表來自上面提到的同一 JPL 表格。選擇標準是
- 從 LEO 出發的電力推進 delta-v < 7.5 公里/秒。表格中的值適用於高推力 delta-v，該值低了 1.414 倍（2 的平方根），但比例是恆定的，因此可用於選擇。實際的軌道開採任務可能會從高軌道開始，因此實際的任務速度會更低。差異將是一個常數，代表從 LEO 到實際起點的 delta-V，因此候選人的相對順序將保持不變。
- 絕對星等 (H) < 22.0。這給出了 110-240 米的可能尺寸和可能超過 900,000 噸的質量。
成分尚未用於縮小選擇範圍，因為沒有多少小行星進行了光譜分析，也沒有小行星被訪問過。因此，此列表僅代表截至 2012 年的知識狀態。隨著更多物體的發現，對已知物體的更多細節積累，以及對提取特定材料的需求的開發，最佳候選者將會發生變化。列是
- 臨時名稱 - 這是發現年份和該年內的序列號
- Delta-v 以公里/秒為單位 - 如前所述，這些值適用於高推力任務。
- 相對 Delta-v - 這些是之前 delta-V 值與到達月球和火星表面的速度相比，假設在火星上進行氣動減速。
- H - 絕對目視星等。這是物體在 1 AU 的標準觀測距離和完全被太陽照亮時的亮度。來自地球的實際亮度會隨著它們位置的變化而不斷變化。
- a - 半長軸，以 AU 為單位。這是物體橢圓軌道的長軸的一半。
- e - 偏心率。這是（到太陽的最遠距離與最近距離之差）/（最近距離與最遠距離之和 = 長軸）。它是軌道形狀的度量，範圍從圓軌道的 0 到拋物線軌道的 1，拋物線軌道正好達到太陽逃逸速度。
- i - 傾角，以度為單位。這是軌道平面相對於地球軌道面的傾斜度。
- 備註 - 如果已分配永久編號和名稱，則會記錄在案。它們不會在發現時立即分配，因為多個觀測者可能會檢測到同一個物體，它可能是人造的（有自己的編號），或者它可能不在永久軌道上。1999 RQ36 是“奧西里斯-REx”任務的計劃目標。
| 臨時 | Delta-V | 相對- | -速度 | 亮度 | 軌道軸 | 偏心率 | 傾角 | 備註 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 名稱 | (公里/秒) | (到月球) | (到火星) | (H 以星等為單位) | (a 以 AU 為單位) | (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) 伊託川 |
| 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) 奧西里斯-REx 任務 |
| 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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