La variabilitat de la llum dels
asteroides fou descoberta al 1901 quan Oppolzer notà una variació periòdica de
lluminositat en l'asteroide 433 Eros. La variabilitat dels asteroides pot deure's a dues
causes:
a) Al moviment de la Terra i de
l'asteroide al llarg de les seves òrbites al voltant del Sol. Aquesta variació es
descriu en funció de l'anomenat angle de fase que es defineix com l'angle
Sol-asteroide-Terra (l'elongació de la Terra vista des de l'asteroide) el valor del qual
és zero quan l'asteroide es troba a l'oposició. La variació de brillantor per aquesta
causa és de gran amplitud, però a la vegada és lenta, pel que cal un ampli lapse de
temps per a que es faci evident.
b) A la rotació axial de l'asteroide,
al presentar-nos unes vegades major superfície reflectora que en altres o també zones de
distint albedo. En la majoria dels casos la amplitud és tan petita (0,2 magnitudes) i tan
ràpida (de l'ordre d'hores) que només amb equips fotomètrics (CCD o fotòmetre) es posa
de maniest.
Seria feixuc extendre's aquí en
explicacions sobre aquests dos punts. Tan sols és interessant dir que mitjançant la
corba de l'angle de fase és factible determinar els diàmetres dels asteroides i amb les
variacions de la corba de llum, el periòde de rotación. A més a més, amb l'índex de
color es pot deduir la seva composició. Diverses corbes de llum en diferentes
opocions també permeten aixecar un rudimentari mapa de la superfície de l'asteroide i
determinar la seva forma. Tot això ha estat fer amb èxit pel GEA en el cas de
l'asteroide 4 Vesta (Dalmau i Gómez, 1987 y 1988).
