météorite (suite)
Les fragments les plus gros produisent les bolides ; en raison de sa masse, l’objet arrive à faible altitude avant de se désintégrer, et cela parfois en faisant explosion entre 10 et 20 km. Dans sa course, il traîne à sa suite une queue de débris et de gaz en combustion plus ou moins longue, souvent brillamment colorée du vert au rouge braise, pour finir en averse de fragments de toutes tailles dans une zone vaguement elliptique. C’est ainsi que, en 1803, le bolide de Laigle, dans l’Orne, a éparpillé ses débris sur une surface égale à celle de la ville de Paris. Dans des cas très rares, un bloc important peut arriver entier au sol. Enfin, des bolides exceptionnels ont marqué leur impact dans la nature par des cratères comme celui de l’Arizona (on en connaît une quinzaine), ou en dévastant toute une région comme le fit celui de 1908 en Sibérie. Ces arrivées cataclysmiques sont rares : une par siècle peut-être sur l’ensemble de la Terre.
Étude des météorites
Elle comprend l’établissement de données statistiques, ainsi que les investigations sur leur nature et leur origine. Elle exige d’abord un réseau de stations capables d’assurer un guet aussi continu que possible. Pour cela, on met en place des caméras à grand champ, par deux ou plus, qui en opérant simultanément peuvent conduire à déterminer de bonnes trajectoires ; malheureusement, les réussites restent rares et elles se paient par des temps de veille considérables sans aucun résultat. Des stations de ce genre existent aux États-Unis, en U. R. S. S., en Tchécoslovaquie, au Japon. Une technique plus moderne, celle du radar, donne des résultats beaucoup plus riches. L’objet est trahi par la traînée de gaz ionisé qu’il laisse dans son sillage, et qui renvoie le signal émis sous forme d’un écho. L’observation peut donc se faire de jour comme de nuit, par temps clair ou couvert ; elle atteint des objets sensiblement plus petits que l’optique, et sans qu’ils aient besoin d’être portés à l’incandescence. Aussi les dénombrements sont-ils devenus très vite plus importants et, par suite, significatifs. On a créé plusieurs multistations, avec une station mère émettrice et une ou plusieurs réceptrices, près de Manchester, à Adélaïde, près de Kharkov, dans l’Illinois, etc.
Si la fréquence du phénomène visible passe pour faible, les météorites apportent pourtant à la Terre une masse de matériaux considérable : plus de 5 t/j, dont 90 p. 100 en grains de moins d’un gramme (70 p. 100 au-dessous du décigramme) ; ce qui ne représente d’ailleurs en une année que 4 g/km2, soit un dépôt de moins d’un demi-centimètre depuis que la Terre existe. La fréquence des météorites observées, en dehors des grands essaims, est de 4 à 6 par heure dans un ciel dégagé et sombre. Elle est maximale en fin de nuit, car la Terre se dirige alors vers un point de la voûte céleste qui se trouve au-dessus de l’horizon, et va à la rencontre des objets qui errent dans l’espace, alors que le soir elle doit les rattraper pour que leur vitesse relative les porte à l’incandescence, si bien qu’on ne peut voir à ce moment que les plus lents.
Origine des météorites
Ce problème est à la fois mécanique et physique. La valeur de la vitesse parabolique (par rapport au Soleil) au niveau de l’orbite terrestre est de 42 km/s ; on devrait donc distinguer assez facilement les objets propres au système solaire de ceux qui pourraient être venus de l’extérieur. Les membres des grands essaims, suivant des orbites cométaires, appartiennent évidemment à la première famille ; les autres, dits sporadiques, sont susceptibles d’arriver à des vitesses hyperboliques. Les premières analyses fondées sur les seules observations optiques faisaient admettre de telles vitesses. Mais le radar a donné des résultats nettement contraires ; il a révélé notamment des essaims de jour importants, tous sur des orbites elliptiques parfois même assez petites. D’autre part, l’intervention des caméras du type Baker-Nunn pourvues d’un système précis de notation des temps sur les traces, en vue de la poursuite des satellites artificiels, a donné les mêmes indications ; Jacchia et Whipple (1961) n’ont trouvé sur 413 orbites météoriques qu’un seul cas certainement hyperbolique. Les météorites doivent donc être presque tous d’origine planétaire ; ce sont des fragments solides de comètes ou de planétoïdes qui se sont désagrégés.
Composition chimique
Elle est très variable, mais ne comporte aucun élément inconnu sur la Terre. Diverses classifications plus ou moins détaillées ont été proposées par les minéralogistes. Pour l’essentiel, on distingue :
• les sidérites, essentiellement métalliques (à 92 p. 100 de fer et 7 p. 100 de nickel) avec des traces minérales ;
• les météorites pierreuses, dont la composition est inverse et qui se divisent à leur tour en :
— chondrites, ainsi nommées parce que l’on y trouve des nodosités (chondres ou chondrules) qui sont de petites sphéroïdes d’olivine (silicate de magnésium et de fer) de l’ordre du millimètre ;
— achondrites, dénuées de ces formations caractéristiques ;
• les sidérolites, où le mélange métaux-minéraux est plus équilibré.
Les chondrites représentent 85 p. 100 de toutes les météorites retrouvées. Toutefois, les météorites pierreuses sont l’énorme majorité de celles que l’on recueille après une chute observée (92 p. 100), tandis qu’il y a 59 p. 100 de sidérites parmi celles qui sont ramassées longtemps après. Cela est dû surtout à la courte conservation des premières, plus friables et plus vite détruites par les intempéries que les météorites métalliques. Sur l’ensemble des matériaux recueillis, les éléments les plus abondants sont le fer (72 p. 100), l’oxygène (10 p. 100), le nickel (5 p. 100), le magnésium (4 p. 100), aucun autre n’étant représenté à plus de 1 p. 100. On y trouve aussi, quand ils n’ont pu s’échapper lors de la combustion, divers gaz et notamment des gaz rares.
La recherche spatiale a permis d’aller contrôler la circulation et la répartition des petits corps solides les plus divers très au-delà des limites de l’atmosphère terrestre ; il ne s’agit plus là des météorites au sens où on l’entend en astronomie, mais du milieu interplanétaire lui-même et de la matière que l’on peut y trouver.
P. M.
G. C. Flammarion et A. Danjon (sous la dir. de), Astronomie populaire Camille Flammarion (Flammarion, 1955). / G. S. Hawkins, Meteors, Comets and Meteorits (New York, 1964). / J. Orcel, « Structure et constitution des météorites » dans Annuaire du Bureau des Longitudes (Gauthier-Villars, 1965).