Quelques définitions

Il s’agit en réalité de traînées lumineuses laissées dans le ciel par des grains spatiaux qui tombent sur la Terre. Ces grains ou météoroïdes sont des morceaux d’astéroïdes qui peuvent mesurer quelques dizaines de centimètres ou des résidus millimétriques de comètes. En entrant à grande vitesse dans l’atmosphère de notre planète (parfois jusqu’à plusieurs dizaines de kilomètres par seconde), ils frottent tellement sur l’air qu’ils commencent à s’échauffer et fondre en surface.

Ce phénomène est responsable de la traînée brillante qui dure en moyenne un tiers de seconde, mais qui peut parfois persister plusieurs secondes dans le ciel, et aussi de la croûte de fusion qui peut se former à la surface des cailloux les plus gros, ceux qui ne vont pas fondre entièrement et dont on retrouvera des fragments au sol, que l’on appellera météorites.

Il faut distinguer 3 éléments :

• Le météore, le phénomène lumineux dans l’atmosphère ;
• Le météoroïde, le caillou spatial qui traverse la couche atmosphérique à une vitesse comprise entre 11 et 72 km/s. L’atmosphère autour et derrière le météoroïde devient brillante (météore), car l’air est porté à plusieurs milliers de degrés. Le météoroïde peut fondre complètement sous cet effet ou finir par toucher le sol et devenir une météorite.
• La météorite, qui est donc un météoroïde suffisamment gros et lent pour ne pas s’être désagrégé complètement dans l’atmosphère et toucher le sol. Il y a beaucoup plus de petits météoroïdes que de gros !

Pourquoi les étudier ?

Les météores constituent aujourd’hui le moyen le plus efficace d’échanger de la matière dans le Système solaire. Les météoroïdes étant éjectés par des comètes (par le processus de dégazage) ou des astéroïdes (par des collisions), ils peuvent nous apprendre beaucoup sur la composition et l’histoire du Système solaire. Cependant, ils sont extrêmement difficiles à détecter, à la fois car ils sont trop petits pour être observés directement dans un télescope, et trop grands pour diffuser efficacement la lumière du Soleil. Les observations dans l’infrarouge ont révélé des courants denses en météoroïdes.

Les plus gros météoroïdes survivent à l’entrée atmosphérique quand ils sont suffisamment lents. Par définition, ce qui reste du météoroïde initial et qu’on peut ramasser au sol est une météorite. En fonction de leur origine, ces météorites peuvent avoir des compositions plus métalliques (si elles proviennent du cœur d’un astéroïde différencié par exemple), plus rocheuses ou plus ou moins riches en chondres, ces premières gouttes de matière qui se sont condensées lors de la naissance du Système solaire. Les météorites sont donc les témoins de la composition des objets les plus reculés du Système solaire, que ce soit dans le temps ou dans l’espace.

Les travaux menés au sein de l’équipe Pegase de l’IMCCE visent à comprendre leur origine et leur rôle dans notre système planétaire. Pour cela, des travaux inédits sur la dynamique des courants de météoroïdes et le développement d’outils d’observation sont en cours.

L’observation

Chaque année, la Terre croise sur sa propre orbite ces nuages plus ou moins denses de météoroïdes. Ces pluies ont donc lieu plus ou moins aux mêmes périodes chaque année. Ces essaims portent le nom associé à la constellation où se situe le radiant, c'est à dire le point du ciel d’où semblent provenir les étoiles filantes. Parmi les pluies les plus célèbres, on compte les Quadrantides en janvier (constellation du Bouvier – anciennement Quadrant), les Lyrides en avril (constellation de la Lyre), les Êta aquarides (constellation du Verseau) en mai, les Perséides en août (constellation de Persée), les Léonides en novembre (constellation du Lion) et les Géminides en décembre (constellation des Gémeaux).

Les essaims météoritiques sont en général associés à une comète (ou parfois un astéroïde) qui a laissé un nuage de météoroïdes sur son orbite. Les Perséides sont issues des particules laissées par la comète 109P/Swift-Tuttle dans son sillage, tandis que les Êta aquarides proviennent de la comète de 1P/Halley.

Les données officielles sur les pluies de météores sont consultables sur le International Meteor Organization

Un autre paramètre entre en compte dans les essaims météoritiques, il s’agit du ZHR pour Zenithal Hourly Rate, c’est-à-dire le taux moyen horaire zénithal. Il donne une indication de la densité de l’essaim et permet d’estimer de manière grossière combien d’étoiles filantes seront observables sur une période donnée. En termes d’intensité, les essaims les plus denses, offrant un bon nombre d’étoiles filantes visibles à l’œil nu, sont les Géminides, les Quadrantides et les Perséides.

La saison estivale est la période idéale pour pouvoir enfin consacrer du temps à la découverte du ciel. Si l’on débute, point n’est besoin d’être équipé d’instruments, car l’être humain possède l’un des meilleurs instruments, souvent ignoré et négligé : son œil. Bien sûr, il collecte peu de lumière et grossit très peu ce qu’il voit. Mais ces inconvénients sont compensés par une très grande mobilité et surtout un champ incroyablement large de près de 170° (des jumelles à large champ n’offrent que 5 à 7°). De ce fait, aucun instrument, même le plus cher, ne permet d’accéder à une vision aussi large. On aurait donc tort de le négliger tant il peut rendre de précieux services. À ce titre, il est par exemple incontournable pour l’observation des étoiles filantes ; ça tombe bien, l’été est une période qui se prête bien à leur observation, le mois d’août en particulier avec les fameuses Perséides.

La bonne nouvelle est que cette année, la période concernée est aussi celle de la nouvelle lune, puisque cette dernière aura lieu le mercredi 16 août 2023. Si la chance nous offre une météo clémente avec un ciel dégagé, cette absence de lune sera la garantie d’un beau ciel noir donnant accès aux plus petites et plus faibles étoiles filantes. Pour cette année 2023, le ZHR (ou Taux Horaire Zénithal : évaluation du nombre de météores que pourrait voir en une heure un observateur idéalement placé sous un ciel d’un noir parfait) devrait avoisiner le chiffre de 100. Mais ce chiffre théorique, optimal, doit être pondéré – en France métropolitaine, le radiant des Perséides n’est pas au zénith… – et il est plus raisonnable d’envisager un chiffre proche de 60, ce qui, concrètement, offre en moyenne une étoile filante par minute.

Pour savourer ce phénomène, les meilleurs instruments sont l’œil nu, ainsi qu’un… transat et une couverture ! Si l’on veut en effet vraiment profiter du phénomène, il ne faut pas hésiter à y consacrer une heure ou deux, et, dès lors, privilégier le confort en retardant autant que possible la fatigue et le froid. D’où le transat et la couverture.

Pour ces Perséides, on se positionnera face à l’horizon est, soit face au lever de la constellation de Persée au mois d’août.

Que voit-on ?

Une simple pose photographique de 4 ou 5 minutes permet de mettre en évidence une origine commune des étoiles filantes observées ; le radiant est le point central duquel semble provenir chaque traînée. Sur cette image de l’essaim des Géminides, on distingue bien la position du radiant :

Les Perséides sont des étoiles filantes assez rapides (vitesse moyenne : 59 km/s).

Contrairement à une éclipse dont chaque instant clef (immersion, émersion…) est prévisible à la seconde près, il est totalement impossible de prédire les instants et le nombre des étoiles filantes d’un essaim. Il est donc toujours intéressant d’observer longuement ces phénomènes furtifs mais très esthétiques pour faire des comptages.

Les rendez-vous à ne pas manquer

• Perséides le 13 août, de 7 h à 14 h TU pour le maximum, mais la pluie dure plusieurs semaines : quelques dizaines de météores visibles par heure à l’œil nu.
• Orionides le 22 octobre : en provenance de la comète 1P/Halley, quelques météores visibles par heure à l’œil nu.
• Géminides le 14 décembre à 19 h TU : la seconde pluie la plus abondante de l’année, de quelques météores à des dizaines visibles par heure à l’œil nu. La pluie dure quelques jours : privilégier les 2 nuits avant le maximum si on ne peut observer à l’heure indiquée.

Rapidement après cet événement, une collaboration internationale se met en place pour effectuer les calculs de la zone de chute. Deux jours plus tard, une équipe de chercheurs membres du programme FRIPON/Vigie-Ciel, accompagnée de passionnés, part à la recherche des fragments de l’astéroïde. Le premier d’entre eux (94 g) sera trouvé deux jours plus tard par une étudiante en art Loïs Leblanc-Rappe sur la commune de Saint-Pierre-le-Viger. Au total, 12 fragments seront rapportés par le programme de recherche pour effectuer une série d’analyses scientifiques. La météorite a été classifiée comme étant une chondrite ordinaire de type L5-6. Elle a aussi été officiellement nommée « météorite de Saint-Pierre-le-Viger » auprès de la Meteoritical Society depuis le 29 mai 2023 (voir ici).

Cette chute a rapidement attiré de nombreux chasseurs de météorite du monde entier. Le 19 février, deux chasseurs américains, Steve Arnold et Roberto Vargas trouvent le plus gros fragment d’environ 175 g. Ce morceau s’envole donc pour les États-Unis où la scie l’attend pour être divisé en plusieurs tranches. Déterminé à ce qu’elle reste entière, le réalisateur anglais Bil Bungay décide d’en faire l’acquisition pour la conserver intacte. Il la confie ensuite au Muséum national d’histoire naturelle de Paris pour qu’elle y soit exposée. Plusieurs fragments, dont celui-ci, sont ainsi visibles dans la galerie de minéralogie du Muséum depuis l’inauguration qui a eu lieu le 1^er juin 2023.

Le réseau FRIPON/Vigie-Ciel regroupe un réseau de caméras qui surveillent le ciel en continu. FRIPON est un programme de sciences participatives Vigie-Ciel porté par le Muséum national d’histoire naturelle, l’Observatoire de Paris, l’université Paris-Saclay et l’OSU Pythéas.

Ces deux positions correspondent aux extrémités du grand axe de l’ellipse (l’axe des absides). En raison de la loi des aires, la vitesse angulaire héliocentrique de la Terre est la plus lente à l’aphélie et la plus rapide au périhélie.

En réalité, le problème est plus complexe. Le barycentre Terre-Lune tourne autour du centre de gravité du Système solaire et la Terre tourne autour du centre de gravité du système Terre-Lune. On doit donc calculer la position du barycentre Terre-Lune dans un repère centré sur le Soleil, puis calculer la position de la Lune par rapport à la Terre et en déduire la position de la Terre par rapport au barycentre Terre-Lune. Cela permet d’avoir les coordonnées du centre de la Terre par rapport au centre du Soleil et la distance géométrique entre le centre du Soleil et le centre de la Terre.

De plus l’orbite du barycentre Terre-Lune n’est pas képlérienne, mais subit les perturbations des autres planètes du Système solaire. Cela se traduit par des variations des paramètres de l’ellipse osculatrice, notamment son excentricité et son demi-grand axe, et cela crée une avance de son périhélie (et de son aphélie). Le demi-grand axe tourne de 11,61″ dans le sens direct (un tour en environ 111 600 ans). La période moyenne de révolution du barycentre Terre-Lune dans un repère tournant avec le demi-grand axe porte le nom de révolution anomalistique moyenne. C’est le temps moyen que met le barycentre Terre-Lune pour revenir à une même position dans un repère tournant avec le demi-grand axe. Cette période moyenne est de 365,259 641 34 jours, soit 365 jours 6 h 13 min 53,01 s.

Comme l’excentricité et le demi-grand axe ne sont pas constants, les distances Terre-Soleil au périhélie et à l’aphélie varient au cours du temps. De même, le temps qui sépare deux passages consécutifs à l’aphélie (la révolution anomalistique vraie) n’est pas constant, mais varie autour de la période de révolution anomalistique moyenne. Enfin notre calendrier, le calendrier grégorien, est construit de manière à suivre les saisons (la révolution tropique), c’est-à-dire le mouvement rétrograde de la ligne des équinoxes. Le mouvement du demi-grand axe se faisant dans le sens direct, cela se traduit par des dates des passages à l’aphélie (et au périhélie) qui avancent dans notre calendrier au cours du temps.

Si l’on prend comme échelle de temps le Temps universel coordonné (UTC), le passage à l’aphélie de la Terre en 2023 tombe le 6 juillet à 20 h 06 min 38 s UTC (22 h 06 min 38 s en Temps légal français) et sa distance au Soleil est de 152 093 250,543 km, le diamètre apparent du Soleil est alors de 31,4628′.

Le tableau ci-dessous donne les dates des passages à l’aphélie pour les années 2015 à 2025 ainsi que les distances de la Terre au Soleil.

Date (UTC)	Distance au Soleil	Écart de distance avec le passage précédent	Révolution anomalistique vraie
06/07/2015 à 19 h 40 min 22 s	152 093 480,551 km	74 km	367,810 37 j
04/07/2016 à 16 h 24 min 12 s	152 103 775,487 km	10 295 km	363,863 77 j
03/07/2017 à 20 h 11 min 21 s	152 092 504,048 km	− 11 271 km	364,157 74 j
06/07/2018 à 16 h 46 min 45 s	152 095 565,623 km	3 062 km	367,857 92 j
04/07/2019 à 22 h 10 min 47 s	152 104 285,097 km	8 719 km	363,225 02 j
04/07/2020 à 11 h 34 min 44 s	152 095 295,258 km	− 8 990 km	365,558 30 j
05/07/2021 à 22 h 27 min 25 s	152 100 527,044 km	5 232 km	366,453 25 j
04/07/2022 à 07 h 10 min 44 s	152 098 455,102 km	-2 072 km	363,363 41 j
06/07/2023 à 20 h 06 min 38 s	152 093 250,543 km	− 5 205 km	367,538 76 j
05/07/2024 à 05 h 05 min 58 s	152 099 968,251 km	6 718 km	364,374 59 j
03/07/2025 à 19 h 54 min 37 s	152 087 737,601 km	− 12 231 km	363,617 12 j

On remarque que la date du passage à l’aphélie évolue sur cette période entre le 3 et le 6 juillet. Les différences de distances entre deux passages consécutifs s’expliquent en partie par le mouvement de la Terre autour du barycentre Terre-Lune, par la phase de la Lune et par la position de la Lune par rapport à son apogée et son périgée. Les autres écarts sont dus à la position du centre du Soleil par rapport au centre de gravité du Système solaire et aux perturbations planétaires sur l’orbite du barycentre Terre-Lune.

Lire le 6^e épisode : « Des oppositions constructives »

L’astrométrie est aussi l’une des premières activités des astronomes de l’Antiquité. Elle est au fondement de l’astronomie. Sans elle et sans le gain en précision associé à cette branche, acquis au fil du temps jusqu’à nos jours, l’astronomie n’aurait pu se développer. Il était donc urgent de revenir aux racines de l’astronomie.

L’IODP (International Ocean Discovery Program) est un programme de collaboration internationale de recherche qui coordonne des expéditions maritimes de forage, de carottage et de surveillance des fonds marins, afin d’étudier l’histoire de la Terre enregistrée dans les sédiments et les roches qui s’y trouvent.

Matthias Sinnesael fait partie de cette expédition. Il est géologue et travaille actuellement comme chercheur postdoctoral sur le projet AstroGeo, financé par le Conseil européen de la recherche (European Research Council – ERC), dans l’équipe de Jacques Laskar à l’IMCCE.

Matthias Sinnesael est spécialiste de la détection des cycles astronomiques dans les archives géologiques. L’expédition 395 effectuera un transect est-ouest à travers l’océan Atlantique Nord : cet endroit est entre autres particulièrement important pour étudier les changements passés dans les circulations océaniques et les cycles climatiques glaciaires-interglaciaires de l’hémisphère nord.

Ces changements sont enregistrés dans les couches de sédiments qui se sont accumulées au-dessus des roches magmatiques. Les données que Matthias Sinnesael pourra récolter et analyser seront ensuite utilisées pour construire des échelles de temps à haute résolution en reliant les observations géologiques aux solutions astronomiques.

La compréhension des cycles glaciaires qui se sont produits au cours des derniers millions d’années est étroitement liée au développement de la théorie du forçage astronomique du climat. Cette théorie avance l’idée que les changements du climat (cycles des périodes glaciaires) de la Terre sont causés par des changements dans l’inclinaison de l’axe de rotation de la planète ainsi que par la forme de l’orbite de la Terre.

L’équipe ASD de l’IMCCE, sous la direction de Jacques Laskar, étudie depuis des décennies ces cycles astronomiques passés, les courbes d’insolation liées à la configuration Terre-Soleil, et les met à la disposition de la communauté scientifique.

La participation de notre équipe à cette mission exceptionnelle est une reconnaissance de l’importance de nos contributions passées, et illustre les grands avantages de projets interdisciplinaires comme AstroGeo, qui réunissent les domaines de la géologie et de l’astronomie.

Enfin, ces travaux seront fondamentaux pour développer une chronologie robuste de tous les changements climatiques passés, que l’Expedition 395 aura pu observer !

Les longues poses nécessitent également l’utilisation d’un trépied. Avec un objectif grand champ et en pleine ouverture (F/2 grand maximum), les étoiles filantes les plus brillantes apparaîtront. Avec une télécommande ou un intervallomètre intégré, il est possible de laisser l’appareil photo prendre une série d’images au cours de la nuit et d’identifier a posteriori les poses sur lesquelles des étoiles filantes sont visibles.

Une autre option est d’utiliser un moteur de suivi qui permet de faire tourner l’appareil de façon synchrone avec la rotation des étoiles dans le ciel, offrant ainsi toujours le même champ de vision au cours de la nuit. Ensuite, l’addition des poses révélera le radiant avec les étoiles filantes semblant venir du même point du ciel. Cette technique a par exemple été utilisée pour produite la photo ci-dessus lors de la pluie météoritique des Géminides en 2020.