L’analisi della luce è importantissima in astronomia perché, considerate le enormi distanze che ci separano dai corpi celesti (anche quelli appartenenti al Sistema Solare), quasi l’unica informazione a cui abbiamo direttamente accesso è quella trasportata dalla radiazione elettromagnetica (ma recentemente anche le onde gravitazionali hanno dato il loro contributo).

In astrofisica le stelle sono classificate, in base alla luce che emettono, in diversi tipi spettrali, identificati dalle lettere O, B, A, F, G, K e M della sequenza di Harvard. Ogni tipo spettrale dipende fortemente dalla temperatura superficiale delle stella che può essere determinata senza grosse difficoltà. Anche per gli asteroidi esiste una classificazione spettrale, costruita analizzando la radiazione solare riflessa dalle loro superfici. Tuttavia c’è un’importante differenza fra gli spettri stellari e quelli degli asteroidi. Le stelle sono sfere di plasma in grado di emettere luce e quindi gli spettri (di emissione o assorbimento), permettono di identificare con certezza gli elementi chimici costituenti perché le righe di Fraunhofer, tipiche di ciascun elemento, sono ben distinguibili. Gli asteroidi invece sono corpi solidi, quindi gli atomi sono molto vicini fra di loro e si hanno delle bande di assorbimento invece che delle righe. Il risultato è che può essere difficile identificare in modo univoco la loro composizione.

La luce e gli asteroidi

Quando la radiazione elettromagnetica emessa dal Sole incide sulla superficie di un corpo opaco come un asteroide, una parte è assorbita dagli atomi e molecole componenti, mentre il rimanente è riflesso nello spazio. La quantità di radiazione riflessa e la sua lunghezza d’onda determina la luminosità dell’asteroide e il suo colore. Ad esempio, un asteroide con la superficie ricoperta di ghiaccio d’acqua rifletterebbe quasi il 100% della radiazione solare incidente nel visibile, quindi avrebbe un colore bianco, mentre nell’infrarosso sarebbero presenti due bande d’assorbimento a 1,5 e a 2 μm dovute alle molecole di ghiaccio d’acqua. Quindi, in linea di principio, l’osservazione delle bande d’assorbimento e la pendenza dello spettro, specialmente nell’infrarosso, può dare delle indicazioni preziose sulla composizione superficiale degli asteroidi.

Il problema è che possono essere presenti materiali diversi in proporzioni variabili, che originano numerose bande d’assorbimento complesse e spesso in mutua sovrapposizione. Per questo motivo, i dati spettroscopici forniscono informazioni non del tutto univoche. Si sa comunque che le superfici asteroidali includono minerali, come ad esempio silicati di vario tipo, che spesso corrispondono a quelli trovati nelle diverse classi di meteoriti. Questo fatto rafforza l’ipotesi, accettata dalla maggior parte dei ricercatori, secondo la quale la stragrande maggioranza dei meteoriti avrebbe un’origine asteroidale. Alcuni asteroidi, inoltre, sembrano esibire un comportamento spettrale che indicherebbe la presenza di grandi quantità di metallo (Ferro e Nichel) il che suggerisce che questi oggetti siano il nucleo di corpi progenitori differenziati distrutti da collisioni catastrofiche.

Le prime osservazioni dello spettro degli asteroidi furono fatte da N.T. Bobrovnikoff nel 1929 (Lick Observatory). Tuttavia, queste prime misure microfotometriche degli spettri fotografici, erano di scarsa precisione, quindi poco adatte per la formulazione di un sistema di classi spettrali. La situazione cambiò radicalmente alla metà degli anni ’50 del secolo scorso, quando fu impiegata la fotometria fotoelettrica UBV per investigare sistematicamente i colori di un campione significativo d’asteroidi. Queste osservazioni pionieristiche portarono Wood, Kuiper e Chapman a descrivere due distinti gruppi d’oggetti, in base alla riflettività superficiale (albedo). Nel primo gruppo il colore era rossastro e l’albedo elevato, nel secondo il colore era più neutro e l’albedo più basso. Il primo a riconoscere l’esistenza di una distribuzione bimodale dell’albedo degli asteroidi fu Zellner, all’inizio degli anni ’70. Si arrivò così alla suddivisione degli asteroidi in due gruppi: scuri, quindi ricchi di materiale carbonaceo, e chiari, con composizione superficiale di silicati e metalli.

La fondazione di una tassonomia su basi più rigorose fu sviluppata alla metà degli anni 70, quando numerosi programmi osservativi iniziarono a misurare le proprietà fisiche degli asteroidi. Chapman, combinando le misure spettrofotometriche con i valori dell’albedo ottenuti per via polarimetria e radiometrica, propose la prima nomenclatura tassonomica usando delle lettere: C per rappresentare gli oggetti scuri carbonacei, S per quelli a composizione silicea, e U per tutti gli altri asteroidi che non fossero C o S.

La classificazione di Tholen

Nel 1984 D.J. Tholen, nella sua tesi di dottorato, propose una nuova classificazione tassonomica, sviluppata  da quella introdotta da Chapman. La tassonomia di Tholen comprende 14 tipi, ognuna indicata da una singola lettera. Questa classificazione fu sviluppata a partire da spettri a bassa dispersione (fra 0,31μm e 1,06 μm), ottenuti durante la Eight-Color Asteroid Survey (ECAS), in combinazione con le misure d’albedo. La formulazione originaria di Tholen si basava su 978 asteroidi. Vediamo brevemente i 14 tipi tassonomici.

Gruppo C. Contiene oggetti a bassa albedo ed è suddiviso in diversi sottotipi: B (2 Pallas), C (10 Hygiea), F (704 Interamnia) e G (1 Ceres). Gli spettri B, C, F e G sono generalmente piatti e senza caratteristiche, con una caduta vistosa di riflettività nell’ultravioletto. Il confronto con gli spettri delle meteoriti indica una composizione fatta di condrule di silicati immerse in una matrice di fillosilicati (silicati con struttura molecolare disposta a strati), mescolati con carbonio e composti organici. Le osservazioni indicano che i fillosilicati sono idrati (cioè contengono molecole d’acqua), in circa la metà degli asteroidi di tipo C e nella maggior parte dei B e dei G. Il gruppo C contiene circa il 75% degli asteroidi della Fascia Principale.

Tipo S. Contiene oggetti con albedo moderato, come (15) Eunomia e (3) Juno. Lo spettro mostra la presenza di bande d’assorbimento a 1 μm e a 2 μm, dovute alla presenza di olivina e pirosseno e la pendenza è indicativa della presenza di metalli. La pendenza dello spettro, la forma delle bande e la loro profondità varia considerevolmente all’interno della classe. Gli asteroidi di tipo S si trovano principalmente nella Fascia Principale interna e costituiscono una frazione significativa della popolazione dei NEA. Questa classe contiene circa il 17% di tutti gli asteroidi.

Gruppo X. Gli spettri di questo gruppo mostrano una moderata pendenza nel rosso ma senza caratteristiche di rilievo. Il gruppo X si suddivide in tre diversi sottotipi: E, M e P. Gli asteroidi di tipo E (44 Nysa, 55 Pandora) hanno un albedo più elevato rispetto agli M e ai P. Il confronto con lo spettro delle meteoriti indica una composizione di enstatite pura, un pirosseno contenente del magnesio, costituente essenziale di diverse rocce vulcaniche terrestri. Gli asteroidi di tipo M (16 Psyche), la terza classe per abbondanza di tutti gli asteroidi, hanno un albedo più basso rispetto agli E e mostrano un assorbimento a 3 μm, indicativo della presenza di acqua. Sono ritenuti oggetti con superficie metallica, ma con una componente di silicati che può arrivare fino al 50% della superficie. Gli asteroidi di tipo P (259 Aletheia, 190 Ismene) hanno un albedo più basso degli M, ma gli spettri sono difficili da interpretare perché non hanno un analogo fra le meteoriti.

Tipo A. Gli spettri degli asteroidi di tipo A (446 Aeternitas), mostrano una banda di assorbimento simmetrica vicino a 1 μm che è caratteristica dell’olivina. Si ritiene che la composizione superficiale sia di olivina pura, o un miscuglio di olivina e metallo. Si tratta di un tipo relativamente raro.

Tipo D. Lo spettro è simile al tipo P, si trovano nella Fascia Principale esterna ed oltre. Sono di tipo D i 2/3 dei Troiani, un esempio classico è (624) Hektor. Secondo il Modello di Nizza si tratta di oggetti della Fascia di Kuiper intrappolati dal campo gravitazionale di Giove.

Tipo T. Lo spettro è simile al tipo P, sono concentrati nella Fascia Principale interna. Un esempio è (96) Aegle.

Tipo Q. Se ne conoscono pochissimi membri. Lo spettro mostra una banda di assorbimento ad 1 μm e la forma indica la presenza di olivina e pirosseno. La pendenza complessiva dello spettro indica la presenza di metallo. Lo spettro dei Q è molto simile a quello delle condriti ordinarie. Il prototipo degli asteroidi Q è stato trovato fra i NEA (1862 Apollo) e altri asteroidi simili sono stati trovati nella Fascia Principale interna.

Tipo R. Si conosce un solo asteroide di questo tipo, (349) Dembowska. Lo spettro mostra due distinte bande di assorbimento a 1 e a 2 μm, attribuibili all’olivina e al pirosseno, con la possibile presenza di plagioclasio.

Tipo V. Il prototipo di questo tipo di asteroidi è (4) Vesta, cui si sono aggiunti diversi NEA. Lo spettro mostra assorbimenti a 1 e 2 μm tipici di olivina e pirosseno e un debole assorbimento a 1,25 μm del plagioclasio. Il confronto con le meteoriti terrestri indica che la roccia predominante nel tipo V è il basalto, una roccia effusiva di origine vulcanica, di colore scuro o nero con un basso contenuto di silice.

Nel caso un asteroide presenti le caratteristiche di più tipi spettrali si usano coppie di lettere, come ad esempio CP. Nel 2002, grazie al lavoro di  S.J. Bus e R. P. Binzel, è stata introdotta la nuova classificazione SMASS, chiamata così perché si basa sulla Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS), che ha riguardato 1447 asteroidi. Questa survey ha prodotto spettri con una risoluzione più alta rispetto a quelli dell’ECAS, anche se il range spettrale osservato è molto più limitato (da 0,44 μm a 0,92 μm). Nella classificazione SMASS l’albedo non è considerato e sono stati introdotti ben 24 tipi diversi, ma la maggioranza degli asteroidi ricade ancora nei gruppi C, S ed X.