Étoile filante

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

Video d'une étoile filante des Perséides.

Une étoile filante est le phénomène lumineux qui accompagne l'entrée atmosphérique d'un météoroïde de petite taille, typiquement submillimétrique, le plus souvent d'origine cométaire. Cet objet se déplaçe au niveau terrestre à une vitesse pouvant atteindre 42 km/s dans un référentiel lié au Soleil. La Terre se déplaçant à une vitesse de 30 km/s sur son orbite, la vitesse relative peut atteindre 72 km/s dans le cas d'une collision frontale pour un objet ayant une trajectoire rétrograde.

Histoire

Dans l'antiquité grecque les étoiles filantes étaient associées à la chute d'une étoile ou à une action divine. Ainsi Ptolémée avançait l'explication des larmes d'empathie envers les hommes pour expliquer les pluies de météores, d'où le conseil de faire un vœu qui a subsisté jusqu'à nos jours.

Par la suite, en occident, les météores ont été associés à des phénomènes météorologiques.

La spectaculaire pluie de Léonides de novembre 1833 aux États-Unis a suscité beaucoup d'interrogations. Ces dernières ont mené à de nombreux développements et théories scientifiques sur l'origine des météores. C'est à cette époque que l'américain Denison Olmsted donne l'explication d'un nuage de particules à ce phénomène qu'il publie dans l'American Journal of Sciences and Arts.

Un peu plus tard un certain nombre de personnes dont Edward Claudius Herrick et Adolphe Quetelet remarquent la périodicité des Perséides. En 1866 Giovanni Schiaparelli relie ces poussières à l’orbite de la comète Swift-Tuttle.

Il faut attendre le XX^e siècle pour voir apparaître la description physique du phénomène avec Ernst Öpik pour le rayonnement (1922), Frederick Lindemann, Gordon Dobson (1923) et Carol Manson Sparrow (1926) pour les divers types d'écoulement (continu, raréfié). Le phénomène de sputtering pour les étoiles filantes a été proposé par Boris Levin (1939).

Au plan observationnel le développement des radars au cours de la seconde guerre mondiale a permis à James Hey de découvrir la diffusion des ondes par le sillage des étoiles filantes. Depuis le début du XXI^e siècle des système radar ont été utilisés dans ce cadre.

Essaims météoritiques et étoiles filantes sporadiques

Chaque année à la même période, l'orbite de la Terre croise des nuages de poussières laissés par des comètes : les essaims météoritiques. Cela provoque des pluies de météores, appelées aussi pluies ou averses d'étoiles filantes. Il est à noter que le terme d'essaim d'étoiles filantes est souvent employé pour désigner aussi bien la pluie de météores que le nuage de poussières cométaires. Certaines observations concernent des évènements isolés : on parle d'objets « sporadiques ».

Par un effet de perspective, les étoiles filantes semblent toutes provenir du même point du ciel. On appelle ce point imaginaire le radiant.

Ces pluies périodiques d'étoiles filantes portent un nom dérivé de la constellation où se trouve leur radiant. Ainsi, les Perséides (visibles en août) ont leur radiant dans la constellation de Persée.

Le nombre de météores d'un essaim est très variable. Ainsi celui des Léonides peut donner lieu à des pluies de météores très intenses. Cette intensité varie dans le temps en fonction des trajectoires respectives de l'essaim et de la Terre. On observe une fluctuation pluri-décennale superposée à une dérive pluri-centennale. Par exemple les Léonides ont un maximum tous les 33 ans environ.

L'observation judicieuse des essaims se fait en regardant à 45° du radiant (compromis entre la durée du phénomène et la longueur des traînées).

Les plus petites particules, non visibles à la rentrée et très fortement freinées, peuvent survivre. Pour ces particules on parle de poussière cométaire ou micrométéorite. Leur collection dans la stratosphère ou dans les glaces polaires permet de les décrire comme des agrégats de particules de taille submicronique constitués d'une matière analogue à celle des chondrites carbonées.

Mécanismes mis en jeu

Lors de l'entrée l'objet est dans un premier temps pulvérisé par impact (sputtering) des molécules atmosphériques, essentiellement azote moléculaire, oxygène atomique et argon pour la tranche d'altitude comprise entre 80 et 200 km dans laquelle se produisent les phénomènes.

L'énergie transmise au corps est suffisante pour faire fondre puis vaporiser celui-ci. Le gaz formé s'échappe de la surface à vitesse supersonique. Sa détente dans le milieu très peu dense produit alors un écoulement complexe. Dans un repère lié au corps on a :

• une région proche de la surface où le milieu est dense, offrant une protection contre le milieu extérieur (« bouclier ») ;
• une région peu dense interagissant avec les atomes et molécules incidentes, créant un milieu hors équilibre thermodynamique constitué de trois populations distinctes : particules incidentes constituant un faisceau quasi-isoénergétique (la vitesse thermique est très inférieure à la vitesse de l'objet), particules issues de la surface, peu énergétiques, n'ayant pas eu d'interaction avec les particules incidentes mais pouvant ne pas suivre la loi de distribution des vitesses de Maxwell (effet de la détente), et particules issues d'un ou plusieurs impacts, ces dernières se retrouvant souvent dans un état excité.

La désexitation de ces particules ou de celles issues du phénomène de sputtering produit un rayonnement observable. Cela concerne l'oxygène atomique neutre ou ionisé, l'azote atomique (obtenu après collision) mais aussi des éléments issus de l'objet en faible quantités mais dont la durée de vie de l'état excité en font des sources visibles (Li, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Sr), certaines identifiables par leur couleur (voit photo). Cette zone d'émission accompagne visuellement la trajectoire sur des centaines de mètres de longueur et un diamètre de plusieurs dizaines de mètres.

Des simulations numériques ont montré un autre phénomène lié à la constitution de l'objet qui a perdu sa composante volatile à l'approche de l'orbite terrestre. Les particules qui constituent l'agrégat sont peu liées entre elles : l'objet peut se déformer dès 200 km d'altitude et se désagréger vers 120 km (ce dernier chiffre étant lié aux conditions d'entrée). Le mouvement de l'objet induit est susceptible d'expliquer les fluctuations de lumière émise à des fréquences supérieures à 100 Hz et son délitement la rémanence du sillage de certains objets parmi les plus lents.

Ces phénomènes se passent généralement entre 200 et 80 kilomètres d'altitude, seuls les objets de taille millimétrique atteignant cette dernière altitude.

Sillage

À compter de quelques diamètres de distance du corps le sillage a une géométrie simple, celle d'un cône de faible ouverture au sommet. Cette géométrie permet l'étude analytique de l'écoulement en supposant que toute valeur $f(z,r)$ fonction de la distance à l'objet $z$ et à l'axe $r$ peut être séparée $f(z,r)=g(z)h(r)$.

Ionisation

Ceci est particulièrement vrai pour l'ionisation créée par les molécules de l'air et les ions issus du solide : Mg, Fe et le plus important, le Na. La recombinaison de ces ions est lente, en particulier celle du sodium qui fait intervenir une réaction à 3 corps, le 3ème corps évacuant l'énergie excédentaire de la réaction. Dans ces conditions la diffusion est le phénomène dominant de la variation de la densité électronique dans le milieu. Cette densité volumique d'électrons admet la solution :

$n_{e}(r,t)={\frac {N_{e}}{\pi r_{t}^{2}}}\exp \left(-{\frac {r^{2}}{r_{t}^{2}}}\right)\,,\quad r_{t}^{2}=r_{0}^{2}+4{\mathcal {D}}t$

où

• $t$ est le temps,
• $V$ est la vitesse de l'objet,
• ${\mathcal {D}}$ le coefficient de diffusion,
• $r_{0}$ la dimension initiale du sillage, voisine de celle du corps,
• $N_{e}$ la densité électronique créée par unité de longueur de trajectoire.

Cette dernière valeur est souvent reliée à la perte de masse ou d'énergie du corps. Une telle relation fait intervenir un coefficient reliant la diminution de masse ou d'énergie cinétique à la quantité d'électrons créée. Son calcul est très complexe compte tenu de la phénoménologie décrite ci-dessus. Elle est très souvent reliée à l'intensité lumineuse, elle-même supposée liée au mêmes phénomènes de perte de masse ou d'énergie.

Si l'on néglige la vitesse d'ensemble du milieu devant la vitesse de l'objet alors $t={\frac {z}{V}}$.

L'expression de la densité électronique ci-dessus donne une excellente approximation lorsque on la compare à un calcul numérique prenant en compte les recombinaisons et la vitesse réelle. On peut en déduire les courbes iso-quantités $n_{e}=n_{0}$ :

$r(z)=\left(-r_{t}^{2}\log {\frac {\pi n_{0}r_{t}^{2}}{N_{e}}}\right)^{\frac {1}{2}}\,,\quad z\leq z_{0}=V{\frac {N_{e}-\pi n_{0}r_{0}^{2}}{4\pi n_{O}{\mathcal {D}}}}$

où $z_{0}$ est le point d'intersection avec l'axe.

De cette équation on tire la décroissance sur l'axe :

$n_{0}(z)={\frac {N_{e}}{\pi \left({\frac {4z{\mathcal {D}}}{V}}+r_{0}^{2}\right)}}$

On voit que la densité électronique décroît radialement comme $e^{-r^{2}}$, donc très rapidement, et longitudinalement comme $z^{-1}$ environ, donc lentement. Cela donne la géométrie du sillage : un cylindre très allongé.

Signature optique

Dans le cas de la signature optique, même si on ne peut pas négliger le terme de recombinaison, on obtient le même type de géométrie avec cependant une décroissance plus rapide. Les dimensions absolues dépendent du libre parcours moyen (ou de la masse volumique) par l'intermédiaire du coefficient de diffusion, donc de l'altitude.

Comme ci-dessus on peut relier la luminance énergétique $\textstyle L$ à la perte de masse par une expression approchée. On arrive ainsi à établir une relation entre cette luminance et la masse volumique de l'air $\textstyle \rho$ dans l'atmosphère, supposée connue :

${\frac {L}{L_{max}}}={\frac {9}{4}}{\frac {\rho }{\rho _{max}}}\left(1-{\frac {\rho }{3\rho _{max}}}\right)^{2}$

L'indice $\textstyle max$ indiquant le point de maximum d'intensité. Cette expression est appelée courbe de lumière.

En pratique cette loi n'est observée que rarement sur la totalité du signal. En général ce dernier se dégrade au cours du temps en devenant fluctuant ou en augmentant fortement avant de disparaître. Ce phénomène est attribué à la fragmentation de l'objet.

On remarquera que l'hypothèse faite de proportionnalité entre luminance et perte de masse, identique à celle faite pour la densité électronique créée par unité de longueur, implique que ces deux quantité sont linéairement dépendantes.

Observation

Mesures optiques

Les mesures optiques depuis le sol utilisent un ensemble de caméras à balayage permettant de reconstituer la trajectoire. Ces réseaux de détection recouvrent une partie notable de la surface de la planète. À partir des conditions calculées en début d'entrée atmosphérique il est possible de calculer la trajectoire de l'objet dans le système solaire. Ce type de reconstitution est surtout utilisé pour les météorites.

Mesures radar

Le radar permet de détecter des objets de très faible luminosité optique, jusqu'à la magnitude 15 et plus. Il peut s'agir de systèmes dédiés comme BRAMS, utilisant un émetteur utilisant un signal continu sinusoïdal et un grand nombre de récepteurs récepteurs simples. On utilise également des installations dédiées à l'étude géophysique comme EISCAT 3D ou la veille spatiale comme ALTAIR. Il s'agit dans ce dernier cas d'un radar monostatique impulsionnel très puissant capable de détecter plusieurs centaines d'évènements par heure au cours d'une pluie de météores.

L'interaction de l'onde électromagnétique peut être de deux types suivant la densité électronique, mesurée par le nombre d'électrons créés par unité de longueur le long de la trajectoire $N_{e}$ :

• sillage sous-dense : la fréquence utilisée est inférieure à la fréquence plasma du milieu, typiquement obtenue pour $N_{e}<10^{13}~m^{-1}$. L'interaction globale résulte de la diffusion sur chaque électron ;
• sillage sur-dense typiquement obtenu pour $N_{e}>10^{15}~m^{-1}$. Le milieu agit comme un objet métallique parfaitement conducteur.

Entre les deux valeurs de $N_{e}$ le sillage est constitué d'un « écho de tête » correspondant à la partie sur-dense, de longueur généralement faible, suivi d'une queue constituée de la région sous-dense.

Effets radioélectriques

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 et d'effectuer une liaison par météore trans-horizon dans la bande VHF.

Ce phénomène a été utilisé pour la transmission du signal dans les transmissions militaire (programme COMET, COmmunication by MEteor Trails) ou civiles (programme SnoTel, Snow Telemetry). Il est également utilisé par les radioamateurs et permet d'« écouter » la chute d'étoiles filantes en réglant un récepteur radio sur une station VHF normalement inaudible à cause de son éloignement de plusieurs centaines à plusieurs milliers de kilomètres

Effets sur l'ionosphère

La densité électronique de l'ionosphère est due pour l'essentiel au rayonnement solaire. Toutefois dans les couches basses (couche de Kennelly–Heaviside) les valeurs nocturnes mesurées, de l'ordre de $10^{10}~e^{-}/m^{3}$ ne s'expliquent que par une contribution du sillage des étoiles filantes.

Voir aussi

Articles connexes

• Bolide
• Météoroïde
• Radioastronomie amateur

Liens externes

• « Calendrier d'essaims météoriques », sur International Météorites Organisation
• (en) « Activité mensuelle des essaims « en direct » », sur Radio Météorites de Pierre Terrier
• « Vidéos des détections de météore », sur Base des Observateurs Amateurs de Météores
• (fr + en) « Fireflies, Meteors, and Milky Way », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 2 août 2025 (consulté le 2 août 2025) traduction/adaptation française)