Rentrée atmosphérique des météorites

Il s'agit d'objets de taille très variable, du micromètre à quelques centaines de mètres. Pour les plus gros objets la forme, qui intervient dans la rentrée, est généralement régulière mais très variable.

Ils sont constitués de matériaux ferreux (~8 000 kg/m³), rocheux (3 000–4 000 kg/m³) ou mixtes pour les objets issus d'astéroïdes ou d'impacts sur une surface planétaire, et de 200 à 1 500 kg/m³ pour les comètes[1].

Les vitesses pour des corps issus du système solaire sont comprises entre 11[alpha 2] et 72 km/s. Cette valeur maximale correspond à un hypothétique choc entre la Terre sur son orbite (environ 30 km s⁻¹) et un objet sur une orbite rétrograde (environ 42 km s⁻¹, vitesse de libération du système solaire). La plus grande vitesse mesurée n'est que de 28,6 km s⁻¹[2].

La vitesse relative des objets en provenance d'autres systèmes n'est pas limitée a priori. Toutefois on ne connaît pas d'exemple de la rentrée de tels corps[3].

La vitesse de rotation des grands corps, les seuls pour lesquels ce paramètre a de l'intérêt, peut varier de zéro à une fraction de tour par minute.

La forme et la vitesse de rotation, a priori inconnus, sont laissés de côté et les objets supposés sphériques pour la modélisation. Il faut noter que pour les plus gros ces paramètres jouent sur la vitesse au cours de la rentrée par la variation de traînée et pour les phénomènes thermomécaniques qui peuvent entraîner la dislocation de l'objet[4].

La possibilité d'une modification de la trajectoire due à une portance d'équilibre est improbable mais pas impossible. Il semble que de telles trajectoires aient été observées[5].

Ces objets sont freinés de manière très variable :

• les plus petits sont très vite freinés mais leur vitesse généralement élevée permet leur disparition rapide par ablation ;
• les plus gros sont à peine affectés par l'atmosphère ;
• entre les deux les objets de taille métrique sont freinés, ils arrivent jusqu'au sol entiers ou sous forme de débris pouvant atteindre une grande taille.

Les mécanismes de dégradation décrits ci-dessous excluent toute explosion, terme employé de façon récurrente, sans doute lié au fait qu'un observateur au sol voit un (ou plusieurs) phénomènes d'augmentation de la luminosité suivi d'une onde de choc (ou de plusieurs ondes très rapprochées). Cette onde existe même en l'absence de fragmentation.

L'objet Itokawa dans une hypothétique rentrée : pressions (bar) et flux de chaleur (unités SI)[9].

L'objet peut être stable ou non, avoir une portance d'équilibre ou non, sa rotation empêche la possibilité d'une déviation continue dans un plan donné. Il ne peut donc y avoir « rebond » sur l'atmosphère. On parle parfois de rebond apparent pour un bolide rasant dont l'altitude décroît puis réaugmente, ceci étant lié à la rotondité de la Terre. En réalité les lois de la mécanique céleste montrent que la courbure de trajectoire est toujours dirigée vers le centre de la Terre et augmente avec le freinage.

Les premiers effets liés au chauffage de la surface avant que ne commence l'ablation est l'apparition de contraintes mécaniques superficielles, en particulier les contraintes en cisaillement qui peuvent conduire à la fissuration puis la fragmentation. Leur prévision est extrêmement difficile car elles dépendent de la géométrie et de l'attitude, de l'existence ou non d'hétérogénéités en plus de la composition. De plus il est difficile de connaître les caractéristiques des matériaux aux températures atteintes : quelques milliers de degrés.

La fragmentation provoque l'apparition d'objets de tailles différentes et donc plus ou moins freinés par l'atmosphère. Un freinage plus important entraîne une courbure vers le sol de la trajectoire plus importante. Ce phénomène et les perturbations liées à la fragmentation elle-même ainsi qu'aux aléas de trajectoire crée une zone de retombée d'allure elliptique, les plus gros fragments ayant la portée la plus grande.

Flux d'ablation ramené aux échanges dans la couche limite pour une chondrite.

L'ablation recouvre l'ensemble des phénomènes physico-chimiques en surface ou à faible profondeur, et les échanges convectifs ou diffusifs dans la couche limite, entraînant la disparition de matière superficielle. Des espèces sont formées par réaction chimique avec l'oxygène et l'azote atmosphériques ou par changement de phase.

Passé le début de rentrée le phénomène d'ablation est quasi-stationnaire : le profil de température interne se déplace avec la paroi, identique à lui-même. Ceci permet de définir un caractère fondamental du phénomène : il est régi par le seul bilan énergétique et c'est ce bilan qui fixe la température de paroi. Les réactions ayant tendance à s'emballer en température, la température de « fonctionnement » est, pour une pression donnée, caractéristique du matériau et peu des conditions externes. Cette température atteint 3 000 à plus de 4 000 K et l'épaisseur chauffée ne dépasse pas quelques dizaines de centimètres. Ceci est à l'origine de la fragmentation de la plupart des météorites, les pressions exercées - quelques centaines de bars tout de même - ne jouant pas de rôle. Une autre conséquence de cette phénoménologie est que le débit massique d'ablation est approximativement proportionnel au flux de chaleur incident.

La part du flux de chaleur entrant dans le matériau représente environ 10 à 20 % du flux de convection calculé sur une hypothétique paroi froide et inerte[10], l'essentiel de l'énergie étant réémise sous forme radiative et absorbée par les réactions physico-chimiques, endothermiques aux températures de fonctionnement. L'énergie transférée sous forme convective n'est elle-même qu'une petite partie de la perte d'énergie cinétique de l'objet sur sa trajectoire, de l'ordre de 10 %[11], l'essentiel servant à chauffer l'atmosphère environnante.

À titre indicatif des calculs détaillés effectués pour des objets de taille supérieure au centimètre et des vitesses inférieures à 20 km/s les flux de chaleur maximaux sont atteints vers 30–40 km d'altitude et peuvent atteindre plusieurs centaines de MW/m², induisant des flux de perte de masse de plusieurs centaines de kg/m²/s[12].

Cette phénoménologie a pour conséquence le fait que l'intérieur d'un objet de taille importante conserve sa température initiale, inférieure à 180 K (valeur d'équilibre pour un objet situé à la même distance du soleil que la Terre). Pour un objet de taille décamétrique, la partie chauffée ne représente que quelques pour-cents du volume.

La météorite de Peekskill et sa surface de silice et magnésie figée.

On peut voir apparaître une phase liquide sur la surface. Par exemple dans le cas d'un silicate de type forstérite présent dans les chondrites on a un mélange de ${\displaystyle \textstyle SiO_{2}}$ et ${\displaystyle \textstyle MgO}$ liquides formés de la façon suivante[13] :

${\displaystyle \textstyle Mg_{2}SiO_{4}(sol)\rightarrow Mg_{2}SiO_{4}(liq)\rightarrow 2MgO(liq)+SiO_{2}(liq)}$

Ces derniers produits pourront eux-mêmes être partiellement vaporisés et former de nouvelles espèces comme ${\displaystyle \textstyle SiO}$.

Le liquideformé migre vers l'arrière le long de la surface sous l'effet du cisaillement aérodynamique, et s'accumule dans les zones froides à l'arrière quand elles existent (quand le corps possède une incidence d'équilibre stable)[10] - [14]. Le liquide est partie prenante du phénomène d'ablation, qui dans ce cas est un phénomène non local[10].

Gouges.

Il peut apparaître des motifs surfaciques tels que regmaglyptes, cannelures ou gouges. Ils peuvent résulter d'hétérogénéités mais également avoir pour origine un mécanisme de réaction-diffusion. C'est le cas des gouges, caractéristiques d'un écoulement turbulent, qui dérivent à la surface en même temps que celle-ci s'ablate[15]. Ce liquide est partie prenante du phénomène d'ablation qui dans ce cas est un phénomène non local[10].

Traînée verte (Mg) et rouge (Ca) d'une perséide.

Le rayonnement du météorite provient de trois régions[16] :

• la surface de l'objet : son émission constitue la partie continue du spectre mais ne représente qu'un faible pourcentage de l'énergie totale émise ;
• la partie située autour de l'objet où l'air est chauffé à plusieurs milliers ou dizaines de milliers de kelvins : le spectre du rayonnement transmis s'étend du proche ultraviolet jusqu'au visible (les raies UV plus énergétiques étant absorbés par l'air froid) ;
• le sillage : bien que beaucoup plus froid (température inférieure à 2 000 K) sa partie active s'étend sur une longueur d'une centaine de fois la taille de l'objet. De plus les produits d'ablation injectés s'ionisent facilement et émettent un très important rayonnement de recombinaison identifiable par leur spectre. Leur contribution à l'énergie totale émise est du même ordre de grandeur que celle de l'air, voire supérieure. Il est probable que le flash lumineux accompagnant la fracturation (improprement baptisée explosion) d'une météorite soit le résultat d'une injection importante de matière sous forme divisée dans le sillage.

Un réseau international (FRIPON, Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network) a été créé pour détecter les traces de rentrée de bolides à l'aide de caméras optiques dotées d'un calculateur permettant l'identification du signal[3]. La triangulation permet de situer la zone d'impact des météorites et, dans certains cas, la récupération de fragments.

Ce système est associé à une détection par le système radar GRAVES (Grand Réseau Adapté à la VEille Spatiale) ainsi qu'à des récepteurs spécifiques permettant la détection du signal émis par GRAVES et diffusé par le bolide.

Pour des raisons d'opportunité, les mesures spectroscopiques d'un objet rentrant concernent généralement les sondes spatiales et sont embarquées sur avion[17]. L'observation de météores est rare et faite depuis le sol[18].

L'ionisation du sillage du bolide permet d'augmenter brièvement et localement les propriétés de transmission de l'ionosphère (« meteor scatter ») dans la couche de Kennelly–Heaviside[19] et d'effectuer une liaison par météore (en) trans-horizon dans la bande VHF[20].

• Rentrée atmosphérique
• Bouclier thermique
• Cratère d'impact

• (en) V. A. Bronshten, Physics of Meteoric Phenomena (lire en ligne)