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Entrée atmosphérique des météores et météorites

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Pour les articles homonymes, voir Météorite (homonymie).

La rentrée[a] atmosphérique des météorites est l'ensemble des phénomènes physiques et pétrologiques se déroulant depuis les premiers contacts d'un météoroïde avec l'atmosphère terrestre jusqu'à son impact avec le sol, où ce qu'il en reste est un objet d'origine extraterrestre appelé météorite. Les météoroïdes entrent dans l'atmosphère à vitesse élevée (de plusieurs km/s à plusieurs dizaines), sous des angles d'incidence (relatifs à la verticale locale) variant de 0 à 90 degrés et avec des vitesses de rotation très variables.

Les objets et leur cinétique à la rentrée

Dimensions

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.

Nature

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].

Vitesses cinématiques et vitesses de rotation

Les vitesses pour des corps issus du système solaire sont comprises entre 11[b] et 72 km/s. Celle 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. 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[2].

Leur devenir à la rentrée

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'écoulement autour du corps

Parts relatives de la convection et du rayonnement pour un choc radiatif.
Écoulement radiatif : choc libre[3].

Aux vitesses supérieures à 10 km/s le rayonnement joue un rôle important dans l'écoulement, ceci étant fonction de la taille de l'objet : plus celui-ci est petit, plus le rayonnement est important. Typiquement pour une sphère de 1 m de rayon le rayonnement est prépondérant dès 9,8 km/s à une altitude de 40 km et 11,4 km/s à 60 km.

L'écoulement est complexe. Si on considère l'avant de l'objet il comporte :

  • une zone de préchauffage (précurseur radiatif) lié à l'absorption par l'oxygène du rayonnement ultraviolet émis en aval ;
  • un choc plus ou moins épais (quelques libres parcours moyens, ce qui peut représenter une valeur non négligeable aux hautes altitudes) mais correspondant à des sauts des diverses quantités donnés par les relations de Rankine-Hugoniot, sauf pour les électrons, et à condition de prendre en compte les quantités dans le précurseur ;
  • une zone de thermalisation due à la décroissance des effets radiatifs dans laquelle les diverses températures (translation et rotation, vibration des molécules, électronique et radiative) s'équilibrent, pouvant atteindre plusieurs dizaines de milliers de degrés, voire dépasser 100 000 K ;
  • une région d'écoulement « classique » descriptible par une température unique, fortement ionisé.
  • une couche limite épaissie par les espèces injectées par ablation, lesquelles jouent un rôle dans le rayonnement en émettant et absorbant. Le bilan énergétique radiatif de ces espèces peut être variable d'un cas à l'autre.

Le descriptif ci-dessus ne s'applique pas aux plus petits objets dont la taille est du même ordre de grandeur que le libre parcours moyen du gaz. L'aérodynamique de ce cas relève des gaz raréfiés[4],[5] ainsi que l'ablation[1].

Effets sur l'objet

Effets aérodynamiques

L'objet Itokawa dans une hypothétique rentrée : pressions (bar) et flux de chaleur (unités SI)[6].

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.

Effets mécaniques

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.

Ablation

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 K 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[7], 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%[8], 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[9].

Présence d'une phase liquide

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 et liquides formés de la façon suivante[10] :

Ces derniers produits pourront eux-mêmes être partiellement vaporisés et former de nouvelles espèces comme .

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)[7],[11]. Le liquide est partie prenante du phénomène d'ablation, qui dans ce cas est un phénomène non local[7].

Morphogenèse

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[12]. Ce liquide est partie prenante du phénomène d'ablation qui dans ce cas est un phénomène non local[7].

Notes et références

Notes

  1. ↑ On devrait dire entrée parce qu'il s'agit du premier contact de ces objets avec l'atmosphère, mais rentrée est plus usuel dans ce contexte.
  2. ↑ Il s'agit de la vitesse de libération d'un corps à partir de la terre, hors atmosphère. La trajectoire de ce corps peut être inversée, conduisant au même chiffre pour la vitesse de rentrée.

Références

  1. ↑ a et b (en) Gianpiero Colonna, Mario Capitelli, Annarita Laricchiuta, Eds., Hypersonic Meteorid Entry Physics, IOP Series in Plasma Physics,
  2. ↑ (en) Georges Duffa, Meteors entry phenomenology and modeling, Hypersonic Meteoroid Entry Physics (HyMEP) Course Ettore Majorana Centre, Erice (lire en ligne)
  3. ↑ (en) Ya. B. Zel'dovich et Yu. P. Raizer, Physics of Shock Waves and High-Temperature Hydrodynamic Phenomena, Academic Press,
  4. ↑ (en) C. Baranger, Y. Dauvois, G. Marois, J. Mathé et L. Mieussens, « A BGK model for high temperature rarefied gas flows », European Journal of Mechanics - B/Fluids, no 80,‎ , p. 1-12 (lire en ligne)
  5. ↑ (en) Y. Dauvois, J. Mathiaud et L. Mieussens, « An ES-BGK model for polyatomic gases in rotational and vibrational nonequilibrium », European Journal of Mechanics - B/Fluids, no 88,‎ , p. 1-16 (lire en ligne)
  6. ↑ (en) D. K. Prabhu and alii, Physics-based Modeling of Meteor Entry and Breakup, Rome, IAA Planetary Defense Conference,
  7. ↑ a b c et d (en) Duffa G., Ablative Thermal Protection Systems Modeling, Reston, VA, AIAA Educational Series, , 431 p. (ISBN 978-1-62410-171-7).
  8. ↑ (en) B. Laub, M. J. Wright et E. Venkatapahty, Thermal Protection Systems Technology (TPS) Design and the Relationship to Atmospheric Entry Environments, Atlanta, Short Course on Extreme Environments Technologies, (lire en ligne)
  9. ↑ (en) Chul Park, Inviscid-ow Approximation of Radiative Ablation of Asteroidal Meteoroids by Line-by-line Method, AIAA SciTech,
  10. ↑ (en) Y. K. Chen, Thermal Ablation Modeling for Silicate Materials, AIAA, , chap. AIAA Paper 2016-1414
  11. ↑ (en) Bruno Dias, Alessandro Turchi, Eric C. Stein et Thierry E. Magin, « A model for meteoroid ablation including melting and vaporization », Icarus, vol. 345,‎ , p. 113710
  12. ↑ (en) O. Hammer, S. E. Lauritzen et B. Jamtveit, « Stability of Dissolution Flutes under Turbulent Flow », Journal of Cave and Karst Sudies, vol. 73, no 3,‎ , p. 181-186

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

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