A caccia di NEA Large Super-Fast Rotator

Pubblicato il da Albino Carbognani

Nel 2026 gli asteroidi near-Earth (Near-Earth Asteroids, NEAs) hanno superato le 42.000 unità. Si tratta di asteroidi con dimensioni comprese tra 1 metro e circa 40 km, che tendono a orbitare nella stessa zona dello spazio in cui la Terra orbita attorno al Sole. Una piccola parte dei NEA ha una probabilità molto bassa, ma non nulla, di colpire la Terra in un futuro che può essere più o meno lontano: se volete controllare con i vostri occhi, nelle “risk list” di NASA ed ESA sono attualmente presenti poco più di 2000 asteroidi. Gli asteroidi nelle risk list non vanno confusi con i PHA (Potentially Hazardous Asteroids), che sono asteroidi con un diametro di almeno 140 metri e una MOID con la Terra inferiore a 7,5 milioni di km e non necessariamente hanno una probabilità d’impatto con la Terra misurabile.

Tuttavia, scoprire un NEA per calcolarne l’orbita eliocentrica e individuare eventuali passaggi ravvicinati con la Terra a rischio d’impatto è soltanto il primo passo. Per valutare meglio l’eventuale pericolosità di un asteroide è necessario conoscerne anche le principali proprietà fisiche: dimensione, composizione, forma, periodo di rotazione e struttura interna. Due oggetti con la stessa massa e la stessa traiettoria possono infatti reagire in modo molto diverso a un impatto cinetico per la deflessione orbitale come, ad esempio, quello sperimentato dalla missione DART della NASA. Un corpo compatto e monolitico non risponde come un “rubble-pile“, ossia un aggregato formato da polveri e blocchi di pietra tenuti insieme dalla reciproca gravità. Anche la quota di frammentazione dopo l’ingresso in atmosfera e gli effetti al suolo dipendono dalla coesione interna dell’asteroide. In questo scenario, il periodo di rotazione è una delle poche “sonde” disponibili per determinare a distanza, pur a grandi linee, la struttura interna di un asteroide. Se l’asteroide ruota molto rapidamente, è sufficientemente grande e non si disgrega, allora significa che “qualcosa”, oltre alla debole attrazione gravitazionale, contribuisce a mantenerlo unito. Vediamo come si possa caratterizzare fisicamente un NEA mediante osservazioni fotometriche mirate.

Costruire l’identikit di un NEA

Per determinare la natura fisica degli asteroidi, si possono combinare due tipi di misura. Il primo è la fotometria multibanda (o multicolore), con i classici filtri Johnson-Cousin B, V, Rc e Ic, che campionano la luce dal blu al vicino infrarosso. Il secondo è la fotometria fitta nel tempo, cioè la ripresa di una lunga sequenza d’immagini in formato FITS, utilizzata per seguire le variazioni di luminosità prodotte dalla rotazione dell’asteroide attorno al proprio asse. In entrambi i casi, prima di misurare il segnale luminoso degli asteroidi nelle immagini digitali, queste ultime vanno corrette per gli effetti introdotti dal rivelatore, che può essere una camera CCD o CMOS. La prima correzione consiste nella sottrazione del master bias e della master dark current, che rimuovono i difetti elettronici, termici e di lettura del sensore. La seconda correzione da applicare all’immagine riguarda l’illuminazione non uniforme del campo di vista, ottenuta dividendo l’immagine per il flat field.

Fig. 1 – Un esempio di calibrazione fotometrica per ottenere i colori degli asteroidi. A sinistra, il campo di Landolt PG1633 usato per la calibrazione dell’asteroide near-Earth 2011 UL21, visibile a destra. Il campo di Landolt e l’asteroide erano alla stessa airmass, ossia subivano lo stesso effetto di assorbimento della luce da parte dell’atmosfera terrestre e per questo possono essere confrontati.

Per ottenere il colore di un NEA, la calibrazione fotometrica può essere effettuata con la fotometria d’apertura riprendendo, contemporaneamente all’asteroide, le stelle standard di Landolt, le cui magnitudini nei diversi filtri sono note con grande precisione, avendo l’accortezza di scegliere un campo con un airmass il più vicino possibile a quello dell’asteroide in esame. In questo modo, la luce dell’asteroide e quella delle stelle di Landolt subiscono la stessa attenuazione e i colori delle stelle note possono essere usati per determinare quelli incogniti dell’asteroide. Misurare il colore di un asteroide non significa stabilire semplicemente se appaia più rosso o più blu. La luce solare che colpisce la superficie dell’asteroide viene in parte assorbita e in parte riflessa, in modo diverso a seconda dei minerali presenti. Confrontando la luminosità nei vari filtri con quella del Sole, gli astronomi possono ricavare una versione semplificata dello spettro di riflettanza dell’asteroide, ovvero la frazione di luce riflessa dalla superficie, rispetto a quella incidente, in funzione della lunghezza d’onda. Poiché sono 4 i filtri utilizzati, si ottengono 4 punti che indicano come varia la quantità di luce riflessa in funzione della lunghezza d’onda. Questi punti possono essere confrontati con spettri di riflettanza di asteroidi già classificati con grande accuratezza, per determinare quale sia la classe tassonomica dell’asteroide che stiamo studiando. Fra i tipi tassonomici più comuni per gli asteroidi ci sono il tipo C, costituito dagli asteroidi carbonacei primitivi; il tipo S, costituito da asteroidi evoluti e rocciosi; il tipo X per quelli metallici, oppure il tipo V se si tratta di frammenti basaltici dell’asteroide (4) Vesta. La curva di riflettività degli asteroidi non è la stessa per tutti, ma varia a seconda del tipo tassonomico: per fortuna, perché è così che è stato possibile classificarli in diverse tipologie.

Fig. 2 – Le curve di riflettività degli asteroidi non sono tutte uguali e consentono di classificarli in diverse classi tassonomiche. Tutti gli spettri di riflettanza di questa figura sono normalizzati a 1 a 550 nm. Crediti Carbognani et al., Icarus 461, 2026.
Fig. 3 – Un esempio del best match tra la riflettanza misurata per il NEA 1992 JB e quella che più gli somiglia, relativa all’asteroide (2131) Mayall. In questo modo si può stabilire che il NEA è di tipo S.

Poiché la fotometria a banda larga non possiede la risoluzione in lunghezza d’onda di un vero spettro ripreso con uno spettroscopio, il risultato spesso non consente una classificazione univoca. Per valutarne la robustezza, si possono adottare tecniche Monte Carlo, basate sul campionamento casuale, per generare set di indici di colore sintetici, ma entro le incertezze di misura, per verificare se la classificazione tassonomica cambia. In questo modo, ad ogni asteroide, è possibile assegnare anche la probabilità che la classe tassonomica sia corretta. Generalmente, i campioni di asteroidi near-Earth risultano dominati dagli asteroidi del complesso S, associati a materiali silicatici, ma includono anche oggetti appartenenti ai complessi C e X e al tipo V.

Conoscere, almeno approssimativamente, la classe tassonomica consente di stimare le dimensioni dell’asteroide. Infatti, dalla misura della luminosità media dell’asteroide ottenuta con il filtro V, ricorrendo al semplice modello H-G che descrive la curva di fase di un asteroide (che mostra come cambia la luminosità di un asteroide, a una distanza fissa di 1 unità astronomica dal Sole e dalla Terra, al variare dell’angolo Sole-asteroide-Terra), si può ricavare la magnitudine assoluta HV. Quest’ultima è definita come la magnitudine apparente che un asteroide avrebbe se fosse visto a una distanza di 1 unità astronomica dall’osservatore, mentre l’oggetto si trova a una distanza di 1 unità astronomica dal Sole e all’opposizione.

Fig. 4 – La curva di fase di un tipico asteroide con l’aumento esponenziale della luminosità quando si trova all’opposizione.

Una volta ottenuta la magnitudine assoluta, si può ricavare il diametro dell’asteroide soltanto se si fa un’ipotesi sull’albedo geometrico. L’albedo geometrico pV è la riflettività della superficie1 ed è un parametro cruciale perché, a parità di magnitudine assoluta, un asteroide piccolo ma molto riflettente può apparire luminoso quanto uno più grande e meno riflettente. L’albedo dipende dalla classe tassonomica: ad esempio gli asteroidi del complesso C sono molto meno riflettenti di quelli del complesso S. In definitiva, il diametro di un asteroide di cui sia stata determinata la classe tassonomica può essere stimato, in prima approssimazione, sulla base dell’albedo media della classe cui appartiene.

Fig. 5 – A parità di magnitudine assoluta, un asteroide con una riflettività superficiale bassa (ossia un basso albedo) ha un diametro maggiore rispetto a un asteroide con una superficie molto più riflettente. Il valore dell’albedo medio, determinato in base alla classe tassonomica dell’asteroide, è quindi fondamentale per ottenere una stima corretta delle dimensioni.

La curva di luce: quando la luminosità diventa un cronometro

Come abbiamo già accennato, per misurare il periodo di rotazione di un asteroide si può usare la tecnica della “fotometria fitta”, che consiste nel riprendere una sequenza di immagini per almeno 1 o 2 ore consecutive, utilizzando il filtro Rc per attenuare gli effetti della turbolenza atmosferica. Misurando la luminosità dell’asteroide con la tecnica della fotometria d’apertura su ciascuna immagine, utilizzando appositi software come MPO Canopus, si ottiene la cosiddetta curva di luce, ossia la sequenza della variazione della luminosità dell’asteroide nel tempo. Un asteroide non perfettamente sferico presenta alternativamente all’osservatore sezioni più grandi e più piccole, producendo una variazione periodica della luminosità. Una forma allungata genera in genere due massimi e due minimi durante una rotazione completa. Quando la curva di luce replica se stessa, il tempo intercorso fra la prima e l’ultima osservazione è il periodo di rotazione dell’asteroide. Ovviamente, determinare il periodo di rotazione di un asteroide non è così semplice, perché spesso i dati sono incompleti o le misure di luminosità sono rumorose: per questo si utilizzano tecniche matematiche sviluppate per l’analisi dei segnali periodici nei dati.

Le curve di luce possono essere analizzate sia con l’algoritmo FALC sia con il Lomb-Scargle, uno strumento particolarmente adatto ai dati (come le misure di luminosità di un asteroide) che non siano distribuiti uniformemente nel tempo. Con il test di Lomb-Scargle è possibile stimare anche la probabilità che i segnali periodici nascano casualmente dal rumore, rimescolando ripetutamente i dati tramite una procedura di bootstrap. Si tratta di un controllo importante, ma non elimina tutte le ambiguità che possono esserci nella determinazione del periodo di rotazione: quando una sessione copre soltanto pochi cicli, è possibile confondere il vero periodo con la sua metà, il suo doppio o con una periodicità spuria.

Fig. 6 – Nell’immagine in alto sono visibili la curva di luce raw del NEA 2005 VO5 e il periodogramma di Lomb-Scargle. In basso, la curva di luce in fase dello stesso asteroide, che mostra un periodo di rotazione di circa 1 ora. La curva di luce è stata determinata utilizzando il telescopio “Cassini” della Stazione Astronomica di Loiano dell’INAF-OAS. Crediti Carbognani et al., Icarus 461, 2026.

Il muro delle due ore: la spin-barrier

Se si fa un grafico in cui si riporta il periodo di rotazione degli asteroidi (o la frequenza di rotazione che è il suo reciproco) in funzione del diametro, si trova qualcosa di inaspettato. Per gli asteroidi di dimensioni chilometriche, i periodi di rotazione superano sempre le 2,2 ore circa, corrispondenti a una frequenza di circa 11 rotazioni al giorno. Al contrario, gli asteroidi con dimensioni inferiori a 0,15-0,20 km possono presentare frequenze di rotazione molto più elevate, ossia periodi molto più brevi di quelli kilometrici. Questa soglia, corrispondente a un periodo di rotazione di circa 2,2 ore, è la cosiddetta cohesionless spin barrier, la barriera di rotazione per un corpo privo di coesione.

Questa “barriera rotazionale” viene chiamata così perché, per spiegarne la presenza, si fa l’ipotesi che gli asteroidi con dimensioni superiori a 150-200 metri abbiano una struttura a rubble-pile, ossia che l’asteroide sia costituito da frammenti derivanti da rotture collisionali, tenuti insieme esclusivamente dalla forza gravitazionale reciproca, senza coesione interna. Se si fanno i calcoli, per un rubble-pile senza coesione interna si ottiene proprio come valore limite del periodo di rotazione 2,2-2,5 ore a seconda della densità media che si assume.

Tuttavia, esistono oggetti con diametri superiori a 0,15 km e frequenze di rotazione che superano tale limite: questi asteroidi vengono classificati come rotatori ultra-rapidi (Super Fast Rotator, SFR). I SFR rivestono particolare interesse poiché, per rimanere integri, richiedono verosimilmente una coesione interna non trascurabile o una struttura prevalentemente monolitica. Sebbene l’esistenza di una popolazione di piccoli SFR sia ormai ben accertata, i grandi SFR (o Large Super-Fast Rotator, LSFR) confermati, ossia con diametri pari o superiori a 300–500 metri, sono rari ed enigmatici, poiché richiedono una grande forza di coesione interna per resistere alla forza centripeta della rotazione, che tenderebbe a disintegrarli.

Fig. 7 – Rappresentazione artistica di un asteroide con struttura a rubble-pile che resta coeso (a sinistra) perché il suo periodo di rotazione è superiore alla spin-barrier di circa 2,2 ore. A destra l’asteroide si disgrega perché ruota troppo velocemente.

I candidati LSFR della Stazione Astronomica di Loiano

Tra la seconda metà del 2024 e i primi mesi del 2026, alla Stazione Astronomica di Loiano sono state effettuate osservazioni su 15 NEA mediante fotometria a banda larga con i filtri B, V, Rc, Ic e fotometria fitta per ottenere le curve di luce e determinare il periodo dell’asteroide. Sono stati ricavati gli indici di colore per 14 dei 15 NEA osservati — con dimensioni comprese tra 0,11 e 2,5 km — e utilizzati per determinarne la classificazione tassonomica mediante confronto con un campione di curve di riflettanza di riferimento. Il campione di NEA studiati appare dominato da asteroidi appartenenti ai complessi S, X e C e al tipo V; le magnitudini assolute e i diametri efficaci sono stati stimati utilizzando valori di albedo appropriati alla classe tassonomica. Per diversi oggetti sono stati determinati o vincolati i periodi di rotazione.

Cinque oggetti del campione mostrano possibili periodi inferiori a circa un’ora, ma non tutti possono essere considerati LSFR. L’asteroide più piccolo è 2024 MK, con un diametro stimato di 100 metri e un periodo di rotazione di circa 31 minuti. Le osservazioni radar di Goldstone indicano un corpo lungo circa 130 metri in uno stato di rotazione complesso, con periodicità di 22 e 30 minuti: un risultato compatibile con quello fotometrico. Date le dimensioni, potrebbe trattarsi di un frammento monolitico.

Più interessante è 2015 RG36, un asteroide del tipo S con un diametro stimato di 210 ± 50 metri. La sua curva di luce suggerisce una rotazione completa in circa 19 minuti, anche se la variazione di luminosità è di appena cinque centesimi di magnitudine e la qualità assegnata al periodo è ancora bassa.

Per 2024 WB, un oggetto del tipo C largo circa 300 ± 100 metri, il periodo più probabile è vicino a 18 minuti. Nei dati compare però anche una seconda periodicità di circa 13 minuti. Potrebbe essere il segnale di una rotazione complessa per via della precessione, il cosiddetto tumbling, oppure di un sistema binario con componenti che hanno periodi rotazionali diversi. Con le osservazioni attuali non è ancora possibile escludere effetti dovuti al campionamento o al rumore.

Il candidato più grande è 2021 PS2, appartenente al complesso C e con un diametro stimato di 500 ± 200 metri. Il periodo trovato è di circa 16 minuti, ma il segnale ha una significatività statistica modesta e deriva da una sola ora di osservazione interrotta dalle nuvole. Anche in questo caso emergono possibili periodicità multiple. Si tratta quindi di un candidato particolarmente interessante, ma anche di quello che richiede le conferme più urgenti.

Infine, il NEA 2005 VO5 con dimensioni comprese indicativamente fra 300 e 600 metri. Una prima analisi fornisce un periodo di circa 64 minuti, mentre un modello più complesso della curva di luce porta a un valore doppio, vicino a 2,1 ore. Nel secondo caso l’oggetto si troverebbe quasi sulla barriera di rotazione invece che molto al di sopra di essa. Anche in questo caso sono necessarie ulteriori osservazioni.

Fig. 8 – Diagramma della frequenza di rotazione in funzione del diametro di tutti gli asteroidi con periodo di rotazione noto. In celeste ci sono i candidati SFR o LSFR trovati nella survey dalla Stazione Astronomica di Loiano. Crediti Carbognani et al., Icarus 461, 2026.

Applicando un modello a rubble-pile dotato di coesione interna ai casi di 2015 RG36 e 2021 PS2, si trova che, per spiegare i periodi nominali, servirebbe una forza di coesione interna di circa 1100 pascal per il primo asteroide e 5000 pascal per il secondo. Considerando le possibili ambiguità fra periodo, metà periodo e periodo doppio, l’intervallo plausibile è compreso fra circa cento e diecimila pascal. Sono valori modesti rispetto alla forza di coesione di una roccia compatta, ma potenzialmente sufficienti a stabilizzare un corpo di grandi dimensioni. La forza di coesione potrebbe derivare da deboli forze elettrostatiche o intermolecolari presenti nella regolite che “cementerebbero” i blocchi di cui è composto l’asteroide. Questi oggetti potrebbero quindi non essere monolitici, ma aggregati di frammenti un po’ più tenaci di un semplice mucchio di pietre tenuto insieme soltanto dalla gravità.

I risultati mostrano quante informazioni possano essere estratte dall’analisi della luce di un piccolo puntino in movimento in cielo. Colore e curva di luce permettono di passare dallo studio dell’orbita di un asteroide alla sua composizione e, almeno indirettamente, alla forza che ne tiene insieme i frammenti: un passaggio importante se un giorno dovessimo non soltanto osservarlo, ma anche tentare di deviarlo dalla sua orbita originaria.

Bibliografia

Carbognani A., L’asteroide di Sodoma e Gomorra, In riga edizioni, 2023 (disponibile su Amazon)).

Carbognani A., Buzzoni A., Barbetta M., Gualandi R., Photometric characterization of near-Earth asteroids: Rotation, taxonomy, and candidate evidence for internal cohesion, Icarus 461, 2026.

  1. Più precisamente, l’albedo geometrico è il rapporto tra la luce riflessa da un asteroide osservato esattamente ad angolo di fase zero e la luce che verrebbe riflessa da un disco ideale, piatto e perfettamente diffondente (superficie lambertiana) di uguali dimensioni. ↩︎

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