Vous trouverez ci-dessous quelques réponses relativement concises aux questions ci-dessus. Si vous avez besoin de clarifications supplémentaires ou si vous avez d'autres questions, n'hésitez pas à nous contacter par courrier électronique.
Une boule de feu est un autre terme pour un météore très brillant, généralement plus brillant que la magnitude -4, qui est à peu près la même ampleur de la planète Vénus le matin ou le ciel du soir. Un bolide est un type spécial de boule de feu qui explose dans un flash terminal brillant à sa fin, souvent avec une fragmentation visible.
Si vous voyez l'un de ces événements mémorables, nous vous demandons de le signaler à l'American Meteor Society, en vous souvenant du plus de détails possible. Cela comprendra des choses telles que la luminosité, la longueur dans le ciel, la couleur et la durée (combien de temps a-t-elle duré), il est très utile de l'observateur notera mentalement les points de début et de fin de la boule de feu en ce qui concerne les constellations des étoiles de fond, ou direction de la boussole et élévation angulaire au-dessus de l'horizon.
Le tableau ci-dessous aidera les observateurs à enfiler la luminosité des boules de feu:
| Objet | Ordre de grandeur |
|---|---|
| Polaris | +2.1 |
| Vega | +0.14 |
| Sirius | -1.6 |
| Jupiter brillant | -2.5 |
| Mars brillant | -2.8 |
| Vénus lumineuse | -4.5 |
| 1er quart de lune | -9.4 |
| Pleine lune | -12.6 |
| Soleil | -26.7 |
Plusieurs milliers de météores d'ampleur des boules de feu se produisent chaque jour dans l'atmosphère terrestre. La grande majorité d'entre elles se produisent cependant sur les océans et les régions inhabitées, et beaucoup sont masqués à la lumière du jour. Ceux qui se produisent la nuit ont également peu de chances d'être détectés en raison du nombre relativement faible de personnes pour les remarquer.
De plus, plus la boule de feu est lumineuse, plus l'événement est rare. En tant que règle générale du pouce, il n'y a qu'environ 1/3 de plus de boules de feu présentes pour chaque classe de magnitude successivement plus lumineuse, après une diminution exponentielle. Les observateurs expérimentés peuvent s'attendre à ne voir qu'environ une boule de feu de grandeur -6 ou mieux pour chaque 200 heures d'observation de météores, tandis qu'une boule de feu de grandeur -4 peut être attendue une fois toutes les 20 heures environ.
Oui, mais le météore doit être plus lumineux qu'environ la magnitude -6 à remarquer dans une partie du ciel loin du soleil, et doit être encore plus brillant quand il se rapproche du soleil.
Les boules de feu peuvent développer deux types de sentiers derrière eux: les trains et les sentiers de fumée. Un train est une traînée élogieuse de molécules d'air ionisées et excitées laissées derrière après le passage du météore. La plupart des trains ne durent que quelques secondes, mais en de rares occasions, un train peut durer jusqu'à plusieurs minutes. On peut souvent voir un train de cette durée pour changer de forme au fil du temps car il est soufflé par les vents du haut atmosphérique. Les trains se produisent généralement très élevés dans la région météorique de l'atmosphère, généralement supérieure à 80 km (65 miles), et sont le plus souvent associés aux météores rapides. Les trains de boulettes de feu sont souvent visibles la nuit, et très rarement par jour.
joka casinoLe deuxième type de sentier est appelé un sentier de fumée et est plus souvent vu dans les boules de feu de la lumière du jour que la nuit. Généralement en dessous de 80 km d'altitude, les sentiers de fumée sont un sentier non lumineux de particules dépouillé pendant le processus d'ablation. Ceux-ci semblent similaires aux trails laissés par avion, et peuvent avoir une apparence claire ou sombre.
L'American Meteor Society (AMS) recueille des rapports de boule de feu du monde entier pour une utilisation par notre organisation et d'autres organisations de météores. Les personnes qui ont vu un événement de météores brillant sont encouragés à nous signaler. Si plusieurs observations d'un seul événement peuvent être regroupées, il est parfois possible de déterminer la trajectoire réelle de l'objet en question.
La façon la plus simple de nous rapporter une boule de feu est d'utiliser notre forme en ligne.
Les informations sur la déclaration des boules de feu sont également fournies par le Centre de données de balle de Fireball de l'Organisation internationale (FIDAC).
Les couleurs vives sont plus souvent rapportées par les observateurs de la boule de feu car la luminosité est suffisamment grande pour se situer bien dans la gamme de vision des couleurs humaines. Ceux-ci doivent cependant être traités avec une certaine prudence en raison des effets bien connus associés à la persistance de la vision. Les couleurs rapportées vont sur le spectre, du rouge au bleu vif et (rarement) violet. La composition dominante d'un météoroïde peut jouer un rôle important dans les couleurs observées d'une boule de feu, avec certains éléments affichant des couleurs de signature lors de la vaporisation. Par exemple, le sodium produit une couleur jaune vif, le nickel montre le vert et le magnésium que le bleu-blanc. La vitesse du météore joue également un rôle important, car un niveau plus élevé d'énergie cinétique intensifiera certaines couleurs par rapport à d'autres. Parmi les objets plus faibles, il semble que les météores lents sont rouges ou orange.
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Les difficultés de spécification de la couleur des météores surviennent car la lumière des météores est dominée par une émission, plutôt que par un spectre continu. La majorité de la lumière d'une boule de feu rayonne d'un nuage compact de matériaux entourant immédiatement le météoroïde ou en traînant étroitement. 95% de ce nuage se compose d'atomes de l'atmosphère environnante; L'équilibre se compose d'atomes d'éléments vaporisés du météoroïde lui-même. Ces particules excitées émettront la lumière aux longueurs d'onde caractéristiques pour chaque élément. Les lignes d'émission les plus courantes observées dans la partie visuelle du spectre du matériau ablé dans la tête de boule de feu proviennent du fer (FE), du magnésium (mg) et du sodium (NA). Le silicium (SI) peut être sous-représenté en raison de la dissociation incomplète des molécules SiO2. Le manganèse (MN), le chrome (CR), le cuivre (Cu) ont été observés dans les spectres de boule de feu, ainsi que des éléments plus rares. Les éléments réfractaires en aluminium (AL), en calcium (CA) et en titane (Ti) ont tendance à être incomplètement vaporisés et donc également sous-représentés dans les spectres de boulettes de feu.
Il existe deux types de sons générés par des boules de feu très brillantes, toutes deux assez rares. Ce sont des booms sonores et des sons électrophoniques.
Si une boule de feu très brillante, généralement supérieure à la magnitude -8, pénètre vers la stratosphère, en dessous d'une altitude d'environ 50 km (30 miles) et explose comme un bolide, il y a une chance que les booms sonores puissent être entendus au sol ci-dessous. Ceci est plus probable si le bolide se produit à un angle d'altitude d'environ 45 degrés environ pour l'observateur, et est moins probable si le bolide se produit au-dessus (bien que toujours possible) ou près de l'horizon. Parce que le son se déplace assez lentement, à seulement 20 km par minute, il sera généralement 1.5 à 4 minutes après l'explosion visuelle avant que tout boom sonore puisse être entendu. Les observateurs qui assistent à ces événements spectaculaires sont encouragés à écouter 5 minutes après la boule de feu pour les booms sonores potentiels.
Une autre forme de son fréquemment signalée avec des boules de feu brillantes est le son «électrophonique», qui se produit par coïncidence avec la boule de feu visible. Les sons rapportés vont de siffler statique, à grésiller, aux sons éclatés. Souvent, le témoin de ces sons est situé près d'un objet métallique lorsque la boule de feu se produit. De plus, ceux qui ont une grande quantité de cheveux semblent avoir de meilleures chances d'entendre ces sons. Les sons électrophoniques n'ont jamais été validés scientifiquement, et leur origine est inconnue. Actuellement, la théorie la plus populaire est l'émission potentielle des ondes radio VLF par la boule de feu, bien que cela n'ait pas encore été vérifié.
D'une manière générale, une boule de feu doit être supérieure à la magnitude de -8 à -10 afin de produire potentiellement une chute de météorite. Deux exigences supplémentaires importantes sont que (1) le météoroïde parent doit être d'origine astéroïdale, composé d'un matériau suffisamment solide pour le voyage à travers l'atmosphère, et (2) le météoroïde doit entrer dans l'atmosphère comme un météore relativement lent. Les météoroïdes d'origine astéroïde ne représentent qu'un petit pourcentage (environ 5%) de la population météoroïde globale, qui est principalement de nature cométaire.
Des études photographiques de boule de feu ont indiqué qu'une boule de feu doit généralement générer une lumière visible sous le niveau d'altitude de 20 km (12 milles) afin d'avoir une bonne probabilité de produire une chute de météorite. Des météores très brillants de grandeur -15 ou mieux ont été étudiés qui n'ont produit aucune météorite potentielle, en particulier celles ayant une origine cométaire.
Non. À un moment donné, généralement entre 15 et 20 km (9-12 milles ou 48 000 à 63 000 pieds), les restes météoroïdes se tromperont au point que le processus d'ablation s'arrête et que la lumière visible n'est plus générée. Cela se produit à une vitesse d'environ 2 à 4 km / sec (4500-9000 mph).
À partir de ce moment-là, les pierres se tromperont rapidement jusqu'à ce qu'ils tombent à leur vitesse terminale, qui se fera généralement entre 0.1 et 0.2 km / sec (200 mph à 400 mph). En se déplaçant à ces vitesses rapides, les météorites seront essentiellement invisibles pendant cette dernière partie «vol sombre» de leur chute.
Probablement pas. Le processus d'ablation, qui se produit au cours de la majorité du chemin de la météorite, est une méthode d'élimination de la chaleur très efficace et a été copiée efficacement pour une utilisation pendant les premiers vols spatiaux habitées pour rentrer dans l'atmosphère. Pendant la dernière partie de la chute libre de leur vol, les météorites subissent très peu de chauffage de friction et n'atteignent probablement le sol que légèrement au-dessus de la température ambiante.
Pour la raison évidente, cependant, les données exactes sur les températures d'impact sur la météorite sont plutôt rares et sujets aux ouï-dire. Par conséquent, nous ne pouvons vous donner qu'une supposition éclairée en fonction de nos connaissances actuelles de ces événements.
Nos meilleures estimations du flux météoroïde total total indiquent qu'environ 10 à 50 événements de suppression de météorite se produisent sur la terre chaque jour. Il ne faut pas rappeler, cependant, que 2/3 de ces événements se produiront sur l'océan, tandis que 1/4 environ se produira sur des zones terrestres très inhabitées, ne laissant qu'environ 2 à 12 événements par jour avec le potentiel de découverte par les gens. La moitié d'entre eux se produisent à nouveau du côté nocturne de la terre, avec encore moins de chances d'être remarqué. En raison de la combinaison de tous ces facteurs, seule une poignée de chutes de météorite témoignées se produisent chaque année.
Comme estimation de l'ordre de magnitude, chaque kilomètre carré de la surface de la Terre doit collecter 1 météorite chute environ une fois tous les 50 000 ans, en moyenne. Si cette zone est augmentée à 1 mile carré, cette période devient environ 20 000 ans entre les chutes.
La météorite trouve la taille des particules ne pesant que quelques grammes, jusqu'au plus grand spécimen connu: la météorite Hoba, trouvée en Namibie en 1920, et pesant environ 60 tonnes (54 000 kg). Comme pour la distribution d'amplitude des météores, le nombre de météorites diminue de façon exponentielle avec une taille croissante. Ainsi, la majorité des chutes ne produiront que quelques kilogrammes de matériel dispersés, les grandes météorites étant assez rares.
Les météorites sont connues pour tomber sous forme d'objets distincts et discrètes; comme des douches de fragments d'un météore qui se brise pendant la partie atmosphérique de son vol; et (rarement) comme des chutes individuelles multiples. La masse et la composition initiales du météoroïde déterminent principalement son sort éventuel, ainsi que sa vitesse et son angle d'entrée dans l'atmosphère.
Les météoroïdes entrent dans l'atmosphère terrestre à des vitesses très élevées, allant de 11 km / sec à 72 km / sec (25 000 mph à 160 000 mph). Cependant, similaire à la tir d'une balle dans l'eau, le météoroïde va rapidement décélérer lorsqu'il pénètre dans des parties de plus en plus denses de l'atmosphère. Cela est particulièrement vrai dans les couches inférieures, car 90% de la masse atmosphérique de la Terre se situe en dessous de 12 km (7 miles / 39 000 pi) de hauteur.
Dans le même temps, le météoroïde perdra également rapidement la masse en raison de l'ablation. Dans ce processus, la couche externe du météoroïde est vaporisée en continu et dépouillé en raison d'une collision à grande vitesse avec des molécules d'air. Les particules de la taille de la poussière à quelques kilogrammes de masse sont généralement complètement consommées dans l'atmosphère.
En raison de la traînée atmosphérique, la plupart des météorites, allant de quelques kilogrammes à environ 8 tonnes (7 000 kg), perdront toute leur vitesse cosmique tout en étant à plusieurs kilomètres. À ce stade, appelé le point de retard, la météorite recommence à accélérer, sous l'influence de la gravité de la Terre, au 9 familier 9.8 mètres par seconde au carré. La météorite atteint ensuite rapidement sa vitesse terminale de 200 à 400 miles par heure (90 à 180 mètres par seconde). La vitesse terminale se produit au point où l'accélération due à la gravité est exactement compensée par la décélération due à la traînée atmosphérique.
Les météoroïdes de plus d'environ 10 tonnes (9 000 kg) conserveront une partie de leur vitesse d'origine, ou vitesse cosmique, jusqu'à la surface. Un mètre de 10 tonnes entrant dans l'atmosphère terrestre perpendiculaire à la surface conservera environ 6% de sa vitesse cosmique à l'arrivée à la surface. Par exemple, si le météoroïde commençait à 25 miles par seconde (40 km / s), il (s'il survivrait à son passage atmosphérique) arrive à la surface qui se déplaçait toujours à 1.5 miles par seconde (2.4 km / s), emballage (après une perte de masse considérable due à l'ablation) quelque 13 gigajoules d'énergie cinétique.
À l'extrémité très importante de l'échelle, un météoroïde de 1000 tonnes (9 x 10 ^ 5 kg) conserverait environ 70% de sa vitesse cosmique, et les corps de plus de 100 000 tonnes environ couperont l'atmosphère comme si ce n'était pas même là. Heureusement, de tels événements sont extraordinairement rares.
Toute cette vitesse dans le vol atmosphérique met une grande pression sur le corps d'un météoroïde. Les météoroïdes plus grands, en particulier la variété de pierre, ont tendance à se briser entre 7 et 17 miles (11 à 27 km) au-dessus de la surface en raison des forces induites par la traînée atmosphérique, et peut-être aussi en raison de la contrainte thermique. Un météoroïde qui se désintégre a tendance à perdre immédiatement l'équilibre de sa vitesse cosmique en raison de l'élan diminué des fragments restants. Les fragments tombent ensuite sur des chemins balistiques, s'arrêtent fortement vers la terre. Les fragments frapperont la terre dans un motif à peu près elliptique (appelé distribution ou ellipse de dispersion) de quelques kilomètres de long, le principal axe de l'ellipse étant orienté dans la même direction que la piste originale du météoroïde. Les fragments plus importants, en raison de leur plus grand moment, ont tendance à avoir un impact plus loin dans l'ellipse que les plus petits. Ces types de chutes expliquent les «douches de pierres» qui ont été parfois enregistrées dans l'histoire. De plus, si une météorite se trouve dans une zone particulière, les chances sont favorables à ce que d'autres.
Le concept classique d'une météorite est un rock noir lourd. Ce stéréotype est vrai dans certains cas, mais beaucoup, beaucoup plus de météorites ne ressemblent rien à plus que des roches terrestres banales. Ceux-ci n'attireront l'attention qu'en étant différent de tous les autres autour d'eux.
Pour comprendre à quoi pourrait ressembler une météorite sur le terrain, nous devons d'abord examiner la distribution numérique des trois principaux types de météorites. Des classes météorites connues (combinant des chutes et des découvertes):
Tout d'abord, si une météorite se trouve assez rapidement après sa chute, la plupart présenteront une surface globale noircie, appelée croûte de fusion. Cette croûte de fusion est un souvenir de chaleur d'ablation du transit de l'atmosphère rapide de la météorite. Selon la composition de la météorite, la croûte de fusion peut sembler vitreuse ou terne. Les fers développent une croûte de fusion composée de magnétite, et ayant l'apparence d'une soudure fraîche sur l'acier.
Une fois qu'une météorite est à la surface, tous les effets d'altération normaux qui érodent les roches terrestres affectent également les météorites. Une croûte de fusion allait temps, et sur une pierre, éclaircir une couleur brunâtre. L'altération chimique, ou l'oxydation, attaquera les météorites. Les fers rouleront rapidement. Les pierres perdront entièrement leurs croûtes de fusion. L'eau s'infiltrera à l'intérieur et modifiera chimiquement les minéraux. L'altération mécanique, par le gel, le soleil et le vent, réduira davantage la météorite. C'est pourquoi la plupart des météorites anciennes trouvées sont des fers, les plus capables de résister à ces processus.
Les météorites les plus suspectées, par les pourcentages ci-dessus, sont pierreux, et l'attention du chercheur a été attirée par eux par leur apparence contrastée avec leur environnement. L'identification incontestable d'une météorite pierreux nécessite des tests chimiques qui dépassent le cadre de cet article.
Les météorites de fer peuvent fréquemment être reconnues par leur forme. La fusion de l'extérieur du corps provoque parfois l'arrivée des météoroïdes de fer à la surface sculptée en formes fantastiques. Des anneaux et des segments complets ont été trouvés. Un fer sera piqué, car des parties de l'alliage avec une température de fusion plus basse seront récupérées par la chaleur et la pression. Il y aura parfois des points nets entourant ces fosses, un effet d'ablation. L'identification positive d'un fer à fer nécessite un processus de broyage et de gravure acide qui est à nouveau, au-delà de la portée de cet article.
Quiconque a un intérêt sérieux à rechercher des météorites devrait organiser une visite dans un grand musée avec une collection de météorite, afin de ne pas afficher les spécimens spectaculaires exposés, mais les spécimens les plus «ordinaires» conservés dans la collection des institutions. En examinant de nombreux spécimens, le chercheur acquiertera une bonne compréhension de l'apparence variée que les météorites peuvent présenter.
Les zones les plus réussies pour la chasse aux météorites sont des régions ouvertes, plates et arides, ayant généralement une couleur de fond clair. Ces régions ont les taux les plus bas de mécanique et d'altération chimique, préservant la météorite pendant des périodes beaucoup plus longues. Certains fers et irons caillouteux ont été trouvés dans les régions désertiques plus de 10 000 ans après la chute qui les a provoqués. Les régions arides offrent également de grands avantages dans les recherches visuelles en raison du manque relatif de végétation ou de plans d'eau, ainsi que d'une couleur fondamentale contrastée légère.
Les meilleures zones de recherche de météorites (bien que plutôt peu pratiques pour la plupart des personnes) sont les régions de la terre couvertes par des glaciers continentaux, comme le Groenland et l'Antarctique. Ces packs de glace offrent le plus haut degré de préservation d'une météorite après sa chute, son contraste de fond élevé et peu de roches terrestres concurrentes. De nombreuses météorites utilisées dans la recherche aujourd'hui ont été récupérées lors des expéditions antarctiques.
Pour ceux qui n'ont pas accès aux déserts arides ou aux glaciers continentaux, peut-être le meilleur endroit pour faire la chasse au météorite est dans les champs d'agriculteurs fraîchement chargés, en particulier après une pluie récente. Les chasseurs de pointes de flèche natifs-américains utilisent également cette technique. Les agriculteurs ont labouré plusieurs des trouvailles de météorite les plus célèbres de l'histoire. Les météorites de fer sont les plus faciles à reconnaître et sont plus souvent trouvées. Les météorites pierreux sont plus difficiles à reconnaître et à se différencier des roches terrestres, telles que les erratiques glaciaires (de l'ère glaciaire).
La majorité des météorites, y compris les variétés de pierre, contiennent des quantités suffisantes de fer (FE) et de nickel (NI). Les chasseurs de météorites utilisent souvent des détecteurs de métaux, ou des aimants très forts attachés à un bâton de marche, pour les aider dans leurs recherches. Les météorites sont connues pour «sauter» de la terre lâche en présence d'un aimant fort.
Vous trouverez ci-dessous une brève liste des institutions et musées universitaires qui pourraient être contactés pour authentifier une découverte de météorite potentielle.
Les lecteurs sont fortement conseillé de contacter d'abord l'institution et d'obtenir des informations sur leurs politiques individuelles concernant ces tests et les frais potentiels avant d'expédier un matériel réel. Étant donné que l'American Meteor Society ne traite pas dans les météorites, nous ne pouvons pas faire de recommandations ou donner des conseils sur la sélection d'un centre de test. Les lecteurs doivent utiliser leur propre discrétion dans cette affaire.
Institutions académique:
Centre d'études de météorite Arizona State University Tempe, AZ 85281
Institut de géophysique et des sciences planétaires Université de Californie Los Angeles, CA 90024
Institut de météoritique Département de géologie Université du Nouveau-Mexique Albuquerque, NM 87131
Sciences de l'espace de laboratoire lunaire et planétaire Bâtiment Université d'Arizona Tucson, AZ 85721
Musées:
L'American Museum of Natural History Central Park West au 79th St New York, NY, 10024
Le Field Museum of Natural History S. Lac Shore Dr. Chicago, IL 60605
Musée national d'histoire naturelle. of Mineral Sciences Smithsonian Institution Washington, DC 20560
La plupart de nos connaissances actuelles sur l'origine des météoroïdes proviennent d'études photographiques (Meteores> Magnitude -4) réalisées au cours des 50 dernières années environ. Cela peut sembler longtemps, mais de bonnes données n'ont été collectées que sur environ 800 boules de feu jusqu'à présent. Parmi ceux-ci, seulement 4 ont été récupérés sur le sol sous forme de météorites. Une boule de feu antérieure à la météorite est très rare et doit être au moins de magnitude -8 pour avoir une masse suffisante pour survivre au voyage. Même avec une trajectoire photographique ou vidéo précise, il s'agit toujours de trouver une aiguille dans une botte de foin une fois que la météorite est sur le terrain. Dans l'histoire scientifique enregistrée, les chutes non photographiées (témoins oculaires) n'ont entraîné qu'environ 900 découvertes de météorites.
Les études sur les corps des parents météoroïdes, les comètes et les astéroïdes ont connu plus de succès, en utilisant des sondes spatiales et des études de télescope infrarouges pour augmenter considérablement notre connaissance de ces objets. Ce que nous avons constaté, c'est que, plutôt que des différences distinctes entre ces deux petits membres du système solaire, il existe un spectre entier de corps parent. Les similitudes entre les astéroïdes et les comètes sont plus évidentes par la récente découverte d'un coma (un phénomène nettement cométaire) autour de l'astéroïde Chiron, à son périhelion.
À l'heure actuelle, les corps parents météoroïdes peuvent être à peu près divisés en classes suivantes:
De loin, le corps parent de météoroïdes le plus répandu, les météoroïdes cométaires forment environ 95% de la population de météores totaux et incluent presque toute la population de météores de douche. Ces corps parents sont composés de méthane congelé (CH4), d'ammoniac (NH3), d'eau (H2O) et de gaz communs (comme le dioxyde de carbone, le CO2), la poussière de carbone et d'autres matériaux traces. Alors qu'une comète passe près du soleil sur son orbite, la surface extérieure exposée au soleil est vaporisée et éjectée dans des jets et des ruisseaux spectaculaires, libérant de grandes quantités de touffes de poussière et d'autres matériaux non volatils sans volatile et d'autres.
Ces météoroïdes cométaires fraîchement générés, souvent appelés «boules de poussière», continueront à peu près à suivre l'orbite de la comète des parents et formeront un flux météoroïde.
Sur la base des études photographiques de boules de feu, les météoroïdes cométaires ont des densités extrêmement faibles, environ 0.8 grammes / cc pour les boules de feu de classe IIIA, et 0.3 grammes / cc pour les boules de feu de classe IIIB. Cette composition est très fragile et se vaporise si facilement lorsque vous entrez dans l'atmosphère, qu'elle est appelée matériau «friable». Ces météoroïdes n'ont pratiquement aucune chance de se rendre au sol à moins qu'un morceau extrêmement grand de la comète entre dans l'atmosphère, auquel cas il exploserait très probablement à un moment donné de son vol, en raison de contraintes mécaniques et thermiques.
Ces corps parents sont les plus petits astéroïdes, construits en matériaux plus denses et moins volatils que les comètes. Les petits météoroïdes de ce type sont produits par des collisions. Cette classe d'organismes parents génèrent environ 5% de la population de météores totaux, généralement dans le cadre des météores non allant ou «sporadiques». Ces météoroïdes peuvent traverser l'atmosphère, et en tant que météorites, elles représentent environ 84% de toutes les chutes.
Les météorites pierreux de cette source sont appelées chondrites, en raison des nodules arronnés de matériau trouvés dans leur structure, qui sont appelés chondrules. Les météorites de chondrite ont deux groupes majeurs:
Le premier groupe, les boules de feu de classe II, sont les chondrites riches en carbone, ou chondrites carbonées, qui aident à combler l'écart entre les comètes et les astéroïdes. Ils représentent environ 4% de toutes les chutes observées et ont des densités d'environ 2.0 grammes / cc. Ils se caractérisent par la présence de 2% ou plus de carbone, en partie présents comme des hydrocarbures complexes, et d'hydrogène considérable (groupes hydroxyle, OH-1 et eau, H2O).
Le deuxième groupe, les boules de feu de classe I, est ce qu'on appelle les chondrites ordinaires, représentant environ 80% de toutes les chutes observées. Ils ont une densité moyenne de 3.7 grammes / cc, et tombent généralement en deux types généraux: les chondrites à bronzite olivine (environ des quantités égales de bronzite et d'olivine) et les chondrites d'olivine-hypersthéène (moins de pyroxène que d'olivine).
Ces astéroïdes sont physiquement le plus grand corps parent pour les météoroïdes, mais ne génèrent qu'une petite fraction de la population de météores globale: moins de 1%, et n'ont pas de classification des boules de feu. En raison de leur composition plus dur, cependant, ils représentent environ 16% des chutes observées. Un astéroïde différencié est celui avec une taille suffisante pour provoquer des températures internes suffisamment élevées pour faire fondre et stratifier l'astéroïde. Les matériaux de densité plus élevée (principalement le fer) se rassemblent dans le noyau, les matériaux basalte / silicate plus légers se rassemblent dans les couches externes, avec des couches plus minces de diverses concentrations d'autres matériaux stratifiés entre les deux. De petites météoroïdes de ces types ont été produites par ce qui a dû être des collisions spectaculaires, brisant même le noyau de fer de l'astéroïde.
Les trois grands groupes de ces météores sont:
1. Achondrites (pierres de basalte / silicate non chondritiques); avec une densité de 3 à 4 grammes / cc et comprenant environ 8% des chutes observées. Ceux-ci se sont formés dans les couches externes et crustales de l'astéroïde.
2. Sidérolites (irons cailloux); avec une densité de 5 à 7 grammes / cc et comprenant environ 2% des chutes observées. Ceux-ci ont formé une fine couche entre le noyau et les couches externes des corps parents. Ils se composent généralement de cristaux verts et de translucide d'olivine incorporés dans une matrice de fer.
3. Sidérites (fers); avec un 7.9 grammes / cc densité, et comprenant environ 6% des chutes observées. Ce sont les restes du cœur d'un astéroïde différencié, et montrent des signes de refroidissement extrêmement lent (1-10 degrés C par million d'années), et des contraintes de choc extrêmement élevées, vraisemblablement des collisions. Ces météorites font si bien une fois sur le sol, elles représentent 54% de toutes les découvertes de météorites malgré leur petit pourcentage de la population de chute.
Les météorites les plus rares sont celles qui sont à l'origine de grands corps différenciés, comme les lunes et les planètes. Ces pierres achondritiques (basalte / silicate) auraient été éjectées d'une lune ou d'une surface de la planète, en raison de l'impact d'un autre très grand météoroïde. Une sous-classe d'Achondrites montre une composition très similaire à celle de la lune de la Terre et serait des météorites lunaires. Une autre classe, les météorites SNC (Shergottite-Nakhlite-Chassigite), aurait été éjectée de la croûte de la planète Mars.
Les lecteurs de cette FAQ remarqueront que les particules qui composent la majorité de la population météoroïde sont celles qui sont les moins susceptibles de se rendre au sol en tant que météorite. Inversement, les particules qui composent une minorité de la population météoroïde sont les plus susceptibles d'atteindre le sol en tant que météorite. Cette disparité devient encore plus biaisée lorsque les conditions d'altération sur le sol sont considérées. Ainsi, les météores les plus souvent observés ne sont pas trouvés à la surface, et ceux qui sont le plus souvent trouvés sont rares dans le ciel.
Il a fallu de nombreuses années aux scientifiques pour réaliser cette disparité, et les textes publiés semblent fréquemment entre en conflit les uns avec les autres en ce qui concerne la rupture de centile des types de météorites. Cela est particulièrement vrai si l'auteur a combiné de vieilles découvertes de météorite avec des chutes fraîches et observées. Dans une tentative d'aider à atténuer cette confusion, nous présentons une ventilation actuelle des différents types météoroïdes / météorites, à leurs différentes étapes:
FAQ compilé par: James Richardson, directeur des opérations AMS / coordinateur du projet Radiometeor James Bedient, coordinateur de l'information électronique AMS
The American Meteor Society, Ltd. est une organisation scientifique à but non lucratif fondée en 1911 et établie pour informer, encourager et soutenir les activités de recherche des astronomes amateurs et professionnels qui s'intéressent au domaine fascinant de l'astronomie météoreuse. Nos affiliés observent, surveillez, collectent des données sur, étudient et rapportent sur les météores, les douches de météores, les boules de feu et les phénomènes météoriques connexes. Veuillez noter que l'AMS ne traite pas en météorites.
Les commentaires et les questions peuvent être adressés au directeur des opérations AMS Mike Hankey.
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