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METEORITES
Météorite Tcheliabinsk lac de Chebarkul, Russie.
Photo Pavel Maltsev
" Dis moi grand-papa c'est quoi une météorite ? "
Une météorite est une roche qui s’est formée ailleurs dans le système solaire, a été en orbite autour du soleil ou d’une planète pendant très très très longtemps, puis a été capturée par le champ gravitationnel de la Terre, et est tombée sur la Terre.
La plupart,~99.8%, des météorites sont des morceaux d’astéroïdes. Quelques météorites rarissimes proviennent de la Lune, 0,1% ou de la planète mars, 0,1 %.
Une définition plus technique mais précise d’une météorite est donnée par Alan E. Rubin et Jeffrey N. Grossman (2010)
« Une météorite est un objet naturel et solide de plus de 10 μm de taille, dérivé d’un corps céleste, qui a été transporté par des moyens naturels à partir du corps sur lequel il s’est formé à une région en dehors de l’influence gravitationnelle dominante de ce corps et qui est ensuite entré en collision avec un corps naturel ou artificiel plus grand que lui (même si c’était le même corps à partir duquel il a été lancé). »
" La Terre est régulièrement bombardée par des météorites, d'autant plus nombreuses qu'elles sont de petite taille. Nombre de ces corps ne font que frôler notre Planète et repartent dans l'espace. Mais tous les jours, plusieurs centaines de tonnes de poussière et de petits cailloux tombent sur Terre.
De plus gros objets, d'une taille d'un à deux mètres, arrivent avec une fréquence inférieure au mois. La plupart tombent dans des déserts ou des mers, sans incidence sur la vie humaine - et sans même être détectés, ce qui rend les statistiques difficiles. Si le corps céleste a un diamètre supérieur à quelques dizaines de mètres, l'atmosphère terrestre n'est pas assez dense pour le ralentir et un choc de surface devient inévitable. "
Jean Pierre Luminet Astrophysicien
Laboratoire d'astrophysique de Marseilles
Des mots qui embrouillent . . .
astéroïde, météoroïde, météore, météorite
Précisions indispensables avant d'aborder le sujet...
DÉFINITIONS COURTES
-
Astéroïdes : Ce sont de gros roches de quelques mètres à plusieurs centaines de kilomètres.
-
Météore ou bolide : C’est la trainée lumineuse d’un Astéroïde de masse importante pénétrant dans l’atmosphère.
-
Géo croiseur : Gros astéroïde dont l’orbite passe près de la Terre.
-
Météoroïde : C’est un petit astéroïde de quelques centièmes de millimètre à un mètre.
-
Météorite : Résidus d’un Astéroïde après la traversée de l’atmosphère une fois qu’ils sont tombés à terre.
-
Étoile filante : C’est la trainée lumineuse d’un tout petit météoroïde qui se consume complètement en pénétrant dans l’atmosphère.
-
Impact : C’est le choc d’une météorite sur la terre.
-
Cratère : C’est la trace laissée par la chute d’une grosse météorite sur une planète.
ORIGINES DES CAILLOUX QUI TOMBENT DU CIEL
"Pourquoi les cailloux nous tombent du ciel ?"
Les astéroïdes de la ceinture située entre Mars et Jupiter tournent calmement autour du soleil depuis des milliards d'années, ils sont sont des centaines de milliers voir des millions et si l'on compte les microscopiques des milliards, mais contrairement aux idées reçues cette ceinture est pleine de vide puisqu'ils sont à des centaines de milliers de kilomètres les uns des autres, du moins pour ceux qui ne sont pas poussière.
Mais voilà, la grosse Jupiter, celle là même qui est la cause de leur présence, puisqu'elle à perturbé leur accrétion pour former une planète, Jupiter donc en passant près d'eux les pousse par résonance. A chaque fois, environ tous les 10 millions d'années que Jupiter passe à proximité d'un astéroïde, celui-ci subit une petite poussée toujours dans le même sens et au fil du temps cette poussette déforme l'orbite qui finit par l'expédier vers d'autres planètes.
Les micrométéorites sont généralement d'origine cométaire, les autres proviennent essentiellement de la ceinture d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter et quelques rares ont pour origine Mars ou la Lune, elles ont été éjectées de ces deux astres lors d'un impact majeur.
Le système solaire est né il y a 4.556 Ga, il s’est formé à partir des résidus d’une précédente étoile.
IL MANQUE UNE PLANÈTE
En 1772, l'astronome allemand Johann Bode démontra que les positions des planètes s'accordaient avec une loi empirique découverte par Johann Titius.
La loi de Titius-Bode. Cette loi empirique prédit l'existence d'une planète entre Mars et Jupiter. Mais au tournant du XIXeme siècle, un grand espace vide s'étendait parmi les relevés pointés sur le papier. C'est donc avec l'intention de découvrir cette éventuelle planète que les astronomes, sous l'instigation de Bode alors directeur de l'observatoire de Berlin, décidèrent de mettre sur pied un programme de surveillance du ciel.
C'est le 1 janvier 1801 qu'un moine, l’Astronome sicilien G.Piazzi, découvrit fortuitement Cérès, pendant qu'il dressait un nouveau catalogue d'étoiles. Le mathématicien Karl Gauss calcula son orbite et à la fin de l'année il fut en mesure de prédire sa position. Cette "planète" circulait pratiquement à l'endroit prédit par la loi de Bode.
Un an plus tard, un autre astronome découvrit une deuxième "planète", Pallas, à peu près à la même distance et les découvertes se succédèrent.Il fallait alors se rendre à l'évidence : l'espace libre laissé entre les orbites de Mars et de Jupiter était occupé par une série de planètes mineures que l'on baptisa astéroïdes.
Ces petits corps constituent la Ceinture des astéroïdes.
Entre 2 et 3.5 UA environ gravitent plus de 362 000 petits corps (01/2007) d’une taille moyenne de quelques dizaines de mètres. Cérès est le plus gros avec 950 km de diamètre et représente 25% de la masse de tous les astéroïdes ! On suppose qu’il s’agit des débris de planétésimaux remontant à l’époque de la formation du système solaire. Comme les planètes, les astéroïdes obéissent à la loi de Newton et évitent les orbites en résonance avec celle de Jupiter car la gravité crée des conditions chaotiques qui éjectent n’importe quel corps essayant de s’y maintenir. Baptisées les “lacunes de Kirkwood”, ces zones se sont ajourées sur une période de l’ordre de 100 000 ans.
LA CEINTURE D'ASTEROÏDES
Entre 2 et 3.5 UA (unité astronomique) environ gravitent des millions de petits corps d’une taille moyenne de quelques dizaines de mètres.
Cérès est le plus gros avec 950 km de diamètre et représente 25% de la masse de tous les astéroïdes !
On suppose qu’il s’agit des débris de planétésimaux remontant à l’époque de la formation du système solaire. Comme les planètes, les astéroïdes obéissent à la loi de Newton et évitent les orbites en résonance avec celle de Jupiter car la gravité crée des conditions chaotiques qui éjectent n’importe quel corps essayant de s’y maintenir. Baptisées les “lacunes de Kirkwood”, ces zones se sont ajourées sur une période de l’ordre de 100 000 ans.
Contrairement à une idée reçue la ceinture d'astéroïdes est un grand vide la distance moyenne entre deux astéroïdes étant d'environ 1 000 000 de km.
Ne pas confondre ceinture d'astéroïdes et ceinture de Kuiper située au delà de Neptune entre 30 et 55 UA.
Quoique l'on ait maintenant réussi à identifier des centaines de milliers d'astéroïdes, ceux-ci sont presque impossibles à observer à l'œil nu. Ils sont bien plus petits que les planètes et très peu lumineux. L'astéroïde Vesta en est l'exception puisque c'est le seul qu'il soit parfois possible d'observer sans appareil optique. Sa luminosité n'étant toutefois pas très grande, il faut savoir où poser le regard !
En 2018, on connait 240 astéroïdes de plus de 100 kilomètres tandis qu'une étude systématique de la ceinture dans les infrarouges a estimé entre 700 000 et 1 700 000 le nombre d'astéroïdes plus grands qu'un kilomètre. La magnitude absolue médiane de ces astéroïdes est d'environ 16.
Un astéroïde ressemble plus ou moins à une étoile qui brille dans le ciel nocturne.
On a calculé que, à chaque fois que la taille moyenne d'astéroïdes diminue d'un facteur 10 la quantité augmente d'un facteur 1000.
Il y a 1000 fois plus d'astéroïdes de 10 m que d’astéroïdes de 100m etc.
Les 4 plus gros astéroïdes, Cérès, Vesta, Pallas et Hygée on une masse qui représente pratiquement la moitié de la masse totale de la ceinture, Cérès comptant pour 1/3 à lui tout seul.
La masse totale de la ceinture est comprise entre 3.0 et 3.6 x10^21 kg soit 4% de la masse de la Lune.
Composition
Au début du Système solaire, les astéroïdes ont subi un certain degré de fusion, permettant à leurs éléments d'être partiellement ou complètement différenciés par masse. Certains corps initiaux pourraient avoir connu une période de volcanisme explosif et des océans de magma. Cependant, du fait de leur petite taille, cette période de fusion fut brève (par rapport aux planètes) et s'est généralement terminée il y a 4,5 milliards d'années après avoir duré entre quelques dizaines et une centaine de millions d'années.
La ceinture d'astéroïdes comprend principalement trois catégories d'astéroïdes. Dans la partie externe, près de l'orbite de Jupiter, les astéroïdes riches en carbone prédominent. Ces astéroïdes de type C incluent plus de 75 % de tous les astéroïdes visibles. Ils sont plus rouges que les autres astéroïdes et possèdent un albédo très faible. Leur composition de surface est similaire aux météorites chondrites carbonées. Du point de vue chimique, leur spectre indique une composition analogue à celle du Système solaire primitif, sans les éléments légers et volatils (comme les glaces).
Vers la portion interne de la ceinture, aux alentours de 2,5 UA du Soleil, les astéroïdes de type S (silicates) sont les plus courants. Le spectre de leur surface révèle la présence de silicates et de quelques métaux, mais aucun composé carboné significatif. Ils sont donc constitués de matériaux profondément modifiés depuis les débuts du Système solaire. Leur mécanisme de formation supposé inclut une phase de fusion qui a provoqué une différenciation de masse. Ils possèdent un albédo relativement élevé et forment 17 % du total.
Une troisième catégorie, regroupant 10 % du total, est celle des astéroïdes de type M (riches en métaux). Leur spectre ressemble à celui d'un alliage fer-nickel, avec une apparence blanche ou légèrement rouge et aucune caractéristique d'absorption. On pense que certains astéroïdes de type M se sont formés dans les noyaux métalliques d'objets plus gros qui ont été fragmentés par collision. Cependant, certains composés silicates peuvent produire une apparence similaire ; par exemple, l'astéroïde de type M Calliope ne semble pas être composé principalement de métal. À l'intérieur de la ceinture, la distribution des astéroïdes de type M culmine à 2,7 UA du Soleil15. On ignore si tous les astéroïdes de type M ont une composition similaire ou s'il s'agit d'un label regroupant plusieurs variétés n'appartenant pas aux classes C et S.
La ceinture d'astéroïdes ne contient que peu d'astéroïdes de type V, basaltiques, un fait dont on ne connait pas la raison. Les théories de formation des astéroïdes prédisent que des objets de la taille de Vesta ou plus grands devraient former des croûtes et des manteaux, lesquels seraient principalement composés de roche basaltiques ; plus de la moitié des astéroïdes devraient alors être composés de basalte ou d'olivine. Les observations suggèrent que 99 % du basalte prédit n'existe pas. Jusqu'en 2001, on pensait que la plupart des corps basaltiques découverts dans la ceinture provenait de Vesta (d'où leur nom de type V). Cependant, la découverte de Magnya (1459) a révélé une composition chimique légèrement différente des autres astéroïdes basaltiques, suggérant une origine distincte. En 2007, Kumakiri (7472) et 1991 RY16 (10537) furent découverts possédant une composition basaltique et dont l'origine ne peut provenir de Vesta. À ce jour (octobre 2007), il s'agit des seuls astéroïdes de type V découverts dans la ceinture externe.
La température dans la ceinture varie en fonction de la distance au Soleil. Pour des particules de poussière, la température typique va de 200 K (-73 °C) à 2,2 UA à 165 K (-108 °C) à 3,2 UA. Pour un astéroïde plus gros, sa rotation impose des variations plus importantes, sa surface étant exposée alternativement au rayonnement solaire et au fond stellaire.
Collisions
Aucun astéroïde plus grand que 100 m ne possède une période de rotation (sur lui même) inférieure à 2,2 heures. Sur un astéroïde tournant plus rapidement, tout matériau de surface faiblement fixé serait éjecté. Cependant, un objet solide serait capable de tourner plus rapidement sans se briser. Ceci suggère que la majorité des astéroïdes de plus de 100 m sont des empilements de débris formés par accumulation après collisions entre astéroïdes.
Du fait du grand nombre d'objets qu'elle contient, la ceinture d'astéroïdes est un environnement très actif et les collisions s'y produisent fréquemment (à l'échelle astronomique). On estime qu'une collision entre deux corps d'un diamètre supérieur à 10 km s'y produit tous les 10 millions d'années. Une collision peut fragmenter un astéroïde en plusieurs morceaux plus petits (et éventuellement former une nouvelle famille) et certains de ces débris peuvent former des météoroïdes.
Inversement, les collisions qui se produisent à des vitesses relatives faibles peuvent fusionner deux astéroïdes.
Source : Wikipédia
Une vidéo de la NASA,
qui nous montre l'évolution des nos connaissances sur le nombre d'astéroïde, entre Mercure et Jupiter, de janvier 2009 à 2018.
Le Grand voyage des météorites...
Un voyage de plusieurs milliards d'années dans le cosmos, jusqu'à la rencontre avec la Terre.
LES TYPES DE MÉTÉORITES
Quelques exemples
Aérolithes
Chondrites
Chondrites, prononcer « condrites », désignent des météorites aérolithes, pierreuses contenant moins de 35% de métal. On distinguera 3 groupes principaux :
- chondrites ordinaires,
- les chondrites carbonées qui sont les plus primitives
- les chondrites à enstatite.
Elle contienent des chondres, prononcer "condres" qui sont des sphères de silicates sub à pluri-millimétriques. Ils datent de la condensation du nuage prtosolaire où il se sont formés sous l'action de décharges électriques à hautes températures frappant les poussières cosmiques. Les chondres sont "cimentés" dans une matrice silicatée amorphe.
Les chondrites sont donc les roches les plus anciennes du système solaire, elle sont les tout premiers éléments de la formation des planètes. Les chondrites qui tombent sur terre n'ont pratiquement pas subit de transformations depuis 4,560 Ga, elles sont non différenciées, elles sont donc une excellente source de données sur la formation du système solaire.
Chondrite ordinaire
Coupe de Dar al Gani 862 (désert Libyen) - Chondrite ordinaire (à droite, détail)
Chondrite carbonée
On classe les chondrites carbonées en plusieurs groupes (voir la page du classement des météorites).
Comme toutes les chondrites carbonées, Murchison est très primitive. Une observation attentive de son intérieur foncé permet de découvrir de nombreux chondres et des inclusions calcium-aluminium. Murchison contient aussi des nano diamants qui comptent pour 6% du carbone renfermé dans cette météorite. Ces minuscules diamants auraient été formés par l'explosion d'une étoile à proximité du système solaire naissant. La météorite contient également une grande variété de composés organiques, y compris des acides aminés d'origine biologique. Au cours des trente dernières années, ce sont plus de 92 acides aminés différents qui ont été identifiés au sein de cette chondrite carbonée. La majorité des acides aminés identifiés n'ont pas d'équivalent terrestre.
Murchison contient 12% d'eau. Cette proportion élevée de minéraux hydratés peut signifier que cette météorite est un débris d'un noyau de comète. La présence d'eau dans la météorite la rend très friable et fragile.
Murchison, est un village situé à environ 130 kilomètres au nord de Melbourne, dans l'état de Victoria, Australie, où est tombée une pluie de météorite le 28 septembre 1969, entre 10h45 et 11h00 heure locale.
Chondrite à enstatite
Chondrite riche en enstatite avec une teneur en métal de 25 à 35 % dont Fer (Fe) 12 à 35%..
Achondrite
NWA 3333 , brèche (en bas au milieu) avec fragments de gabbro à gauche et fragments de basalte à droite.
Achondrite, prononcer « akondrites », désignent des météorites aérolithes, pierreuses contenant moins de 35% de métal, constituées de pyroxène, plagioclase, augite et de pigeonite, comme les chondrites elles se subdivisent, en 2 groupes :
- ordinaires, subdivisées en 12 groupes selon la teneur en calcium (Ca) 5 à 0% et différents minéraux,
- primitives, 3 groupes selon leur granularité ou composition.
Elle proviennent de la croûte gros astéroïdes différenciés.
On peine à les reconnaitre tant elles ressemblent à des roches terrestres par leur structure et leur composition lorsque la croute de fusion est altérée. Voir la page classification des météorites.
Sidérites
D'aspect extérieur sombre comme beaucoup de pierres, les sidérites n'offrent a priori aucun intérêt. Mais elles sont très lourdes (masse volumique voisine de 8 g/cm3) et sensibles à l'aimantation, un spécialiste la reconnaîtra immédiatement dans un lot de roches amorphes.
Elles sont composées principalement de Fer et de Nickel.
La coupe d'une sidérite présente en effet une structure caractéristique qui en fait tout l'intérêt : le motif de "Widmanstätten".
Un gros cailloux presque noir, mais très lourd et très sensible à l’aimantation.
Sidérite de Campo del Cielo, Argentine.
Lorsqu'une sidérite est coupée, sa structure dévoilée et polie ensuite attaquée à l'acide ou chauffée, la surface révèle une structure caractéristique qui en fait tout l'intérêt : les figures de "Widmanstätten". On y découvre que la masse de fer est traversée par des lames de nickel et parfois d'autres métaux. Ce réseau entrecroisé montre la structure des cristaux métalliques. La largeur de ces bandes, 0,5 à 1,5 mm, dépend du rapport entre les quantités de fer et de nickel présents dans la météorite.
Figures de Widmanstätten
et
Regmaglyptes.
FIGURES DE WIDMANSTÄTTEN
Les figures de Widmanstätten ou structures de Thomson, sont dues à la coexistence de deux phases différentes d'un alliage de fer et de nickel : la kamacite(1) et la taénite(2), respectivement pauvre et riche en nickel. La forme et l'épaisseur des motifs sont liées à la vitesse de refroidissement3. À partir d'une phase homogène à haute température et formée de cristaux octaédriques, des lamelles de taénite se forment par démixtion, parallèlement aux faces de l'octaèdre : c'est l'intersection des ces lamelles avec le plan de coupe qui produit les lignes croisées des figures de Widmanstätten.
Les angles formés par les lignes des figures de Widmanstätten permettent de remonter à l'orientation des cristaux de kamacite
Ces structures, très géométriques, sont connues pour être une des caractéristiques des météorites de fer (notamment tous les octaédrites et certains des météorites pallasites).
-1 La kamacite est un minéral, alliage de fer et de nickel, le plus souvent dans les proportions de 90:10 à 95:5 bien que des impuretés telles que le cobalt ou le carbone puissent y être mêlées. Sur la surface de la Terre, elle se retrouve uniquement de manière naturelle dans les résidus de météorites. Présentant un éclat métallique, elle est grise et sans clivage net bien que sa structure soit isométrique-hexaoctaédrique. Sa densité est d'environ 8 g/cm3 et sa dureté de 4 sur l'échelle de Mohs. On l'appelle aussi quelquefois balkeneisen.
Le nom a été créé en 1861 et est dérivé du grec kamask (latte ou poutre). La kamacite est un des principaux constituants des météorites de fer (de types octaédrite et hexaédrite). Dans les octaédrites, on la trouve dans des bandes qui s'intercalent avec la taénite pour former des figures de Widmanstätten. Dans les hexaédrites, on observe souvent des lignes parallèles fines, appelées lignes de Neumann, qui sont la preuve de la déformation structurelle de plaques de kamacite adjacentes due au choc des impacts.
Il arrive que la kamacite se trouve mêlée à la taénite de façon si étroite qu'il est difficile de les distinguer visuellement, elles forment alors de la plessite. Le plus grand cristal de kamacite documenté mesurait 92 × 54 × 23 cm.
-2 La taénite (taenite ou tænite au xixe siècle) est un minéral trouvé naturellement sur Terre, principalement dans les météorites de fer. C'est un alliage de fer et de nickel, avec une teneur en nickel comprise entre 20 et 65 %.
Le nom est dérivé du grec ταινία pour bande, ruban. La taénite est un constituant majeur des météorites de fer. Dans les octaédrites, elle se trouve en bandes entrelacées avec la kamacite pour former des figures de Widmanstätten, tandis que c'est le principal constituant des ataxites. Dans les octaédrites, elle peut également former un assemblage fin avec la kamacite, appelé la plessite.
La taénite est l'un des quatre minéraux connus des météorites fer-nickel : les autres sont la kamacite, la tétrataénite et l'antitaénite.
REGMAGLYPTES
Les regmaglyptes sont des aspérités en forme de creux qui peuvent se créer sur certaines météorites (la majorité des très grosses météorites en sont recouvertes).
Ces aspérités sont creusées lorsque la météorite, entrant dans l'atmosphère, subit un frottement très important générant une intense chaleur qui fait partiellement disparaître par fusion ses parties les moins denses ou les plus réactives. On observe également l'apparition de motifs géométriques appelés gouges qui sont liés à une instabilité de l'écoulement du métal en fusion.
Sidérolithes
Pallasites
Les plus connues, bien que rares sont les pallasites, ferronickel et olivine cristallisée. C’est en coupe que se révèle toute la beauté des pallasites, formant comme un vitrail.
La Pallasite d’Albin, découverte en 1915 au environs d’Albin, Laramie County ,Wyoming , USA , masse totale 37 kg.
La Pallasite d’Imilac a été découverte par Westerners en 1822, elle est tombée dans le désert d’ Atacama au Chili.
LES CHUTES DE MÉTÉORITES
5 4 3 2 1 impact !!!
TYPES DE CHUTES
1 Étoiles filantes (de la taille d'un grain de riz)
2 Un bolide qui rebondit sur l'atmosphère et repart dans l’espace
3 Une météorite pierreuse qui se vaporise
4 Une petite météorite métallique qui perd une grande partie de son volume
5 Une météorite qui se fragmente dans l’espace
6 Une grosse météorite qui arrive sur la terre et forme un cratère
"Pourquoi les météorites s'échauffent au point d'éclater en rentrant dans l'atmosphère ?"
A partir de 100 km il y a suffisamment de molécules dans l'atmosphère pour que le frottement du caillou* avec ces molécules provoque une brutale et très importante hausse de température, plusieurs milliers de degrés, à la surface du cailloux.
Les météoroïdes arrivent à très grande vitesse, de l'ordre de 15 km par seconde (plus de 50 000 km/h, une balle fusil c'est moins de 3 000 km/h), elle est aussi fonction du sens d'arrivée et de la latitude. Il faudra, soit y ajouter la vitesse de rotation de la Terre, axe de translation Est vers l'Ouest, soit la déduire dans le sens contraire, de même, cette vitesse de rotation est inférieure à celle à l'équateur quand on se dirige vers les pôles. L'angle est aussi très important un angle trop tangentiel fera rebondir le bolide dans l'espace par ricochet.
La pression des molécules d'air produit une action de freinage, cette pression devient très très vite plus importante que la force de cohésion du caillou.
Dans le cas des aérolithes, les pierreuses, qui éclatent, les morceaux se vitrifient en surface sous la forme d'une couche de fusion noire, certaines peuvent même se vaporiser.
Les sidérites, métalliques, ont une force de cohésion telle, qu'elles ne subissent qu'une ablation de quelques millimètres par seconde.
L'échauffement, plusieurs milliers de degré, n'a pas le temps de pénétrer et se répartir au cœur du caillou. Dans l'espace cosmique, la température ce celui-ci est de 30°K soit -243° C, si la future météorite est pierreuse, la conductibilité thermique est très faibles, donc le gradient de température ne se répartira pas et provoquera des tensions mécaniques qui feront éclater la pierre qui explosera entre 40 et 10 km d'altitude.
Les sidérites ayant une meilleure conductibilité thermique mais une force de cohésion importante n'exploseront pas mais vont fondre et perdre une partie de leur surface, l’ablation, dont l'évaporation provoque un refroidissement compensant l'échauffement du à la friction, la température sera moins élevée. L'éclatement des sidérolithes est beaucoup plus rare, quand il se produit c'est à basse altitude.
A l'impact c'est la température interne - 240 ° C, qui refroidi quasi instantanément la météorite, si une météorite tombe près de vous il faudra ttendre un long moment qu'elle se réchauffe pour la prendre dans vos mains au risque de graves brûlures par le froid. Il lui faudra plusieurs heures pour se tempérer.
* ce n'est pas encore une météorite, s'il est petit c'est un météoroïde, s'il est plus gros un astéroïde, s'il est énorme c'est un géocroiseur mais là on est mal.
Sur cette vidéo l'on distingue parfaitement que le caillou se fragmente plusieurs fois en créant un plusieurs météores, la lumière dégagée par l’échauffement.
(Voir les définitions en début de page.)
Pour les météorites conservant une même orientation durant leur chute, elles affichent un profil plus aérodynamique parfois allant jusqu'à former un cône. La matière fondue peut laisser des trainées, des lignes de fuite, des bourrelets. On désignera ces météorites comme orientées.
Les Météorites Orientées.
POURCENTAGE DE CHUTES PAR TYPES DE MÉTÉORITES
Il tombe chaque jour plus de 20 tonnes, en moyenne, de météorites sur la terre. Fort heureusement elles sont sous forme de poussières pour la grande majorité.
Si vous passez votre doigt sur le sol de votre salon, vous allez ramasser des poussières. Si vous observez cette poussière avec un puissant microscope vous trouverez une dizaine de micro météorites.
Leur tailles 0.000 01 à 0.000 5 mm leur poids 0.000 001 à 0.000 01 g.
Elles sont tellement petites quelles ne subissent aucune transformation en traversant l’atmosphère.
Vous en avez déjà reçu sur la tête !
INTENSITÉ DES CHUTES DEPUIS LA NAISSANCE DE LA TERRE
Au début de la Terre pendant les 100 premiers millions d’années il y a avait une pluie permanente de météorites dont certaines grosses comme des petites planètes. Puis il y a eu une décroissance des chutes pendant environ 1.55 milliard d’années, depuis 3 milliards d’années la situation s’est stabilisée. Mais il y a encore des risques de grosses chutes.
OU TOMBENT LES MÉTÉORITES ?
Cette carte nous montre les impacts recensés sur toute la planète pour des cratères de 400 mètres à 240 kilomètres de diamètre. Suivant les chutes le cratère fait 15 à 20 fois la taille de la météorite.
Meteor Crater est un cratère dans l'État de l'Arizona dans l'ouest des États-Unis d'Amérique.
Il est aussi appelé Cratère Barringer.Le cratère mesure 1 200 mètres de diamètre et sa profondeur est de 180 mètres.Il se serait formé il y a environ 49 000 ans, à la suite de l'impact d'une météorite d'environ 45 mètres de diamètre et d'une masse de 300 000 tonnes, composée de fer et de nickel. L'énergie générée par le choc est estimée à 150 bombes du type Hiroshima.
En 2005, Jay Melosh (Université d'Arizona) et Gareth Collins (Imperial College) calculent une vitesse de 12 km/s.
DES GROS CAILLOUX AU DESSUS DE NOS TÊTES DANS LE SYSTÈME SOLIAIRE ...
L'animateur 3D Alvaro Gracia Montoya de Metaball Studios a créé une animation fascinante, sinon effrayante , qui compare visuellement la taille de certains d'astéroïdes de notre système solaire aux bâtiments et gratte-ciel de New York. Si l'un d'eux à partir du troisième venaient à frapper la Terre, Il serait temps de faire une dernière prière.
Le premier détruirait New York et ses environs jusqu'à 100 km environ, le second jusqu'à 500 km, le troisième provoquerait des dégâts sur toute la planète, onde de choc, tsunami, nuage de poussière tout autour du globe provoquant un hiver nucléaire et pour les autres une fin certaine du monde humain.
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