Réseaux de détection des météorites
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Les réseaux de détection des météorites sont des réseaux de stations d'observation optique des bolides, destinés à les détecter et en reconstituer la trajectoire au cours de leur entrée dans l'atmosphère. Les mesures faites par ces réseaux permettent d'un côté de reconstituer l'orbite héliocentrique d'un météoroïde, de l'autre de délimiter la ou les zones d'impact possible de météorites ayant survécu à l'abrasion atmosphérique du météoroïde.
Le premier réseau de trois stations a été créé en 1951 par Zdeněk Ceplecha en Tchéquie. En 1959, il a permis de reconstituer pour la première fois l'orbite héliocentrique du météoroïde à l'origine d'une météorite, la météorite de Příbram.
En 2020, l'exploitation des mesures de ce type permet de reconstituer l'orbite des météoroïdes de 22 bolides sur un total de 38 orbites connues par divers moyens (dont 2 corps détectés avant leur entrée dans l'atmosphère)[1],[2].
En 2025, ce sont 75 météorites dont on a pu déterminer l'orbite pré-terrestre. Ce nombre d'orbites est désormais suffisamment grand pour révéler des corrélations entre les caractéristiques des orbites et la nature des météorites. En général, les météoroïdes de 0,1 à 1 m de diamètre ont des orbites différentes de celles des astéroïdes géocroiseurs (NEA, pour l'anglais near-Earth asteroid) de la même classe spectrale mais de taille kilométrique[3] :
- contrairement aux plus gros NEA, un groupe de chondrites H est arrivé sur des orbites faiblement inclinées à partir d'une source située légèrement plus loin que la résonance 5:2 avec Jupiter (12 orbites), dont trois ont le même âge d'exposition aux rayons cosmiques (CRE, pour l'anglais cosmic-ray exposure) de 7 Ma provenant d'un événement de collision significatif entre astéroïdes de cette composition ;
- il existe aussi une source de chondrites H dans la ceinture principale interne avec un âge CRE d'environ 35 Ma (8 orbites) ;
- en revanche, les plus gros NEA de classe S (associés aux chondrites H) arrivent sur des orbites fortement inclinées et provenant de la résonance 3:1. Certaines chondrites H le font également, dont quatre ont un âge CRE de 6 Ma et deux un âge CRE de 18 Ma ;
- les chondrites L proviennent d'une source unique située dans la ceinture principale interne, principalement via la résonance séculaire ν6 (21 orbites) et non la résonance 3:1 comme le font la plupart des NEA de type L ;
- les chondrites LL proviennent également de la ceinture principale interne (5 orbites), tout comme les NEA de type LL, plus gros ;
- les chondrites CM proviennent d'une source de faiblement inclinaison (i < 3°), au-delà de la résonance 3:1 (4 orbites).
Des familles d'astéroïdes sont proposées comme sources pour ces types de météorites, dont beaucoup ont le même âge CRE que l'âge dynamique de la famille d'astéroïdes. De plus, deux achondrites HED sont maintenant attribuées à des cratères d'impact spécifiques sur l'astéroïde Vesta[3].
