La variabilidad de la luz de los asteroides fue descubierta en 1901 cuando Oppolzer
notó una variación periódica de luminosidad en el asteroide 433 Eros. La variabilidad
de los asteroides puede deberse a dos causas:
a) Debida al movimiento de la Tierra y
del asteroide a lo largo de sus órbitas alrededor del Sol. Esta variación se describe en
función del llamado ángulo de fase que se define como el ángulo Sol-asteroide-Tierra
(la elongación de la Tierra vista desde el asteroide) cuyo valor es cero cuando el
asteroide se halla en la oposición. La variación de brillo por esta causa es de gran
amplitud, pero a la vez es lenta, por lo que se precisa un amplio lapso de tiempo para
hacerse evidente.
b) Debida a la rotación axial del
asteroide, al presentarnos unas veces mayor superficie reflectora que en otras o también
zonas de distinto albedo. En la mayoría de los casos la amplitud es tan pequeña (0,2
magnitudes) y tan rápida (del orden de horas) que sólo con equipos fotométricos (CCD o
fotómetro) se pone de maniesto.
Sería prolijo extenderse aquí en
explicaciones sobre estos dos puntos. Baste decir que mediante la curva del ángulo de
fase es factible determinar los diámetros de los asteroides y mediante la curva de luz el
período de rotación. Además, por el índice de color se puede deducir su composición.
Distintas curvas en varias oposiciones también permiten llevar a cabo un somero mapeado
de la superficie del asteroide. Todo ello ha sido realizado con éxito por el GEA en el
caso del asteroide 4 Vesta (Dalmau y Gómez, 1987 y 1988).
