Observation des flashs lunaires observés au Maroc

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Les corps impacteurs

Les astéroïdes et les comètes sont considérés comme des restes du disque protoplanétaire et ils ont été formés à peu près au début de la formation du système solaire. Ces petits corps qui voyagent dans l’espace nous renseignent sur le début de la formation du système solaire et l’histoire géologique des planètes, ce qui rend leur étude une tâche considérablement importante en astrophysique.
Actuellement, la majorité des astéroïdes orbite à mi-chemin entre les orbites de Mars (à 1,5 UA) et Jupiter (à 5,2 UA), dans ce qu’on appel la ceinture d’astéroïdes (entre 2,1 et 3,3 UA). La ceinture d’astéroïdes est composée de milliards d’astéroïdes de toutes les tailles, le plus gros (Cérès) faisant environ 1000 km de diamètre, et les plus petits ont la taille d’un caillou. La masse totale de la ceinture ne correspond qu’à 4% de celle de la Lune. De la meme façon que les planètes, la plupart des astéroïdes ont des orbites assez proches du plan de l’écliptique (inclinaison 10°-20°), dont l’’excentricité est dans la gamme de 0,05 à 0,3. Ces objets peuvent éventuellement changer d’orbite à cause de l’influence gravitationnelle (résonances) des planètes ou tout simplement les collisions qui se déroulent à l’intérieur de la ceinture. Ces astéroïdes géo-croiseurs entrent inlassablement dans l’environnement terrestre ou plus largement, le système solaire interne. Ceux-ci ont une durée de vie de quelques millions d’années et finissent soit par entrer en collision avec le Soleil ou une planète. Jusqu’à Juin 2016, 14,470 astéroïdes géo-croiseurs seraient connus, parmi eux plus de 900 ont un diamètre de plus de un kilomètre (http://neo.jpl.nasa.gov/stats/). La collision avec un tel astéroïde peut détruire tout un continent, et même mettre fin à l’humanité si la vitesse d’impact est trop élevée. Actuellement, aucun astéroïde géo-croiseur n’est prévu pour entrer en collision avec notre planète. Les impacts par les objets faisant risque fatal à la vie sur Terre sont extrêmement rares (fréquence d’impact : > 300 000 ans).
Les collisions entre les astéroïdes dans la ceinture principale génèrent un grand nombre de fragments ayant des tailles variant du quelques millimètre à quelques dizaines de mètres. Intermédiaires entre astéroïdes et poussières interplanétaires, ces petits corps sont appelés ‘météoroïdes’. Les géo-croiseurs sont la source principale qui délivre les grands météoroïdes dans le voisinage terrestre.
Les comètes sont principalement composées de glace et de poussière, le noyau est le corps principal d’une comète, et ce dernier n’est qu’à quelques kilomètres de diamètre. Ces petits corps voyagent en principe dans une orbite très elliptique autour du soleil, ils occupent une large gamme de périodes orbitales (allant de plusieurs années à plusieurs millions d’années), et passent la majorité de leur temps loin du Soleil, dont que le noyau congelé qu’existe. Les comètes à courte période (<200 ans) proviennent de la ceinture de Kuiper qui s’étende à partir de l’orbite de Neptune (à 30 UA) à environ 50 UA du Soleil (similaire à la ceinture d’astéroïdes, mais il est 20 fois plus large et 20 à 200 fois plus massive). Les comètes à longue période sont considérées comme originaires du nuage de Oort, un nuage sphérique de corps glacés s’étendant depuis l’extérieur de la ceinture de Kuiper à mi-chemin de l’étoile la plus proche (150 000 UA).
Les comètes produisent également les météoroïdes, mais à travers un processus de sublimation (Ceplecha 1998; Whipple 1949; Borovicka 2001). Lorsqu’une comète se rapproche à quelques unités astronomiques du Soleil, le rayonnement réchauffe et sublime des quantités énormes de sa surface glacée, une partie de celle-ci devient gazeuse et se dilate dans l’espace. Les gaz dégagés traînent la poussière de la surface et forment autour de la comète un nuage ou une atmosphère temporaire appelée «Coma». Le coma devient plus grand et plus lumineux que la comète en se rapprochant du Soleil. À taille maximale, ce coma peut mesurer 100.000 km de diamètre, presque aussi grand que Saturne ou Jupiter. La faible gravité d’une comète ne peut pas tenir cette atmosphère temporaire et le coma s’éloigne de la comète pour former une queue.
Quelle que soit l’origine d’un météoroïde appartenant au système solaire, sa vitesse géocentrique étend de 11,2 km/s à 72,8 km/s. Les météoroïdes d’origine cométaire sont évidemment classés parmi les plus rapides, alors que les météoroïdes les plus grands sont souvent d’origine astéroïdale. Il n’y a pas de limite strictement définie entre les grands météoroïdes et les petits astéroïdes. Nous allons appeler les météoroïdes tous les corps avec un diamètre inférieure à 50 mètres et de plus de 50 micromètres. Les corps de moins de 50 µm sont des particules de poussière.
La Terre rencontre quotidiennement de nombreux corps de glace et de roche délivrés par les géo-croiseurs et les comètes, et la majorité de ces corps brûle et se désintègre dans l’atmosphère ‘‘météore’’ avant d’atteindre la surface. Certains d’entre eux (les plus gros météoroïdes) survivent à la traversée de l’atmosphère et arrivent à la surface de la Terre sous forme de ‘‘météorite’’. Les grands météoroïdes génèrent une forte onde de choc dans l’atmosphère, ce qui peut avoir des effets nuisibles sur la surface, comme dans le cas d’événement de Toungouska en Sibérie en 1908 (Vasilyev 1998) et de Tcheliabinsk en 2013 (Brown et al. 2013; Popova et al. 2013).
Jusqu’en 2014, nous comptons au total 22 météorites avec une orbite ou trajectoire de provenance bien déterminée instrumentalement (Borovička et al. 2015). Les orbites confirment que la plupart des météorites sont des fragments d’astéroïdes, mais une origine cométaire d’une petite fraction de météorites ne peut pas être totalement exclue. En outre, il a été constaté que certaines météorites, selon leur composition, doivent provenir de la Lune et d’autres de la planète Mars (Chennaoui et al. 2012), ces débris sont éjectés à la suite d’un impact avec un autre objet céleste.
Météore, est le rayonnement, et les phénomènes associés « chaleur, onde de choc, ionisation », causés par l’entrée d’un météoroïde dans l’atmosphère. Les météores « classiques » sont causés par des météoroïdes de plus de 0,01 mm. Un météore de magnitude visuelle égale à zéro est produit par un météoroïde de 2-cm de taille ayant une vitesse de 15km/s, ou 1-cm de taille et 30 km/s, ou 0.5-cm et 60 km/s. Un météore lumineux de magnitude stellaire – 4 (plus brillante que la planète Vénus) est appelée un bolide ou fireball. Le terme super-bolide est utilisé pour un météore plus brillant que la magnitude -17 (Ceplecha et al. 1998). Les bolides se produisent lorsque les corps supérieurs à ~20 cm (pour 15 km/s) entrent dans l’atmosphère terrestre. Dans tels cas, la masse entière du météoroïde n’a pas assez de temps pour effectuer une ablation totale, avant qu’il ralentisse à un seuil critique d’environ 3 km/s. A cette vitesse relativement faible, il n’y a pas assez d’énergie transportée à la surface du météoroïde pour maintenir la température de surface supérieure au point d’ablation. Comme la surface des météoroïdes commence à se refroidir, une couche fondue mince sur la surface des météoroïdes se solidifie formant une croûte typique des météorites (météorites récupérés à la surface de la Terre), appelée « croûte de fusion ».
Les pluies de météores sont causées par des météoroïdes d’une même origine, dans la plupart des cas, cette origine est cométaire. En principe, les météoroïdes laissés par une comète restent ensemble et s’arrangent en essaim étendu sur de grandes distances sur l’orbite de la comète. Ces essaims de météoroïdes rencontrent la Terre régulièrement chaque année dans la même période, et ils ont des directions d’incidence connus, chaque pluie à une nuit spectaculaire de pic d’activité bien définie au cours de laquelle on peut observer une dizaine de météores par heure. Les observations de ces pluies de météores permettent de remonter aux paramètres physiques des comètes et des astéroïdes croisant l’orbite de la Terre, ils fournissent des informations sur la distribution orbitale, les propriétés physiques, et (lorsqu’il est accompagné de l’observation spectrale) la composition de leur corps parents. L’étude de l’évolution de ces essaims fournit également des informations directes sur les prévisions de rencontre avec la Terre (Vaubaillon et al. 2005), et c’est particulièrement important pour évaluer le risque que représentent ces essaims de petits corps sur les satellites artificiels de télécommunication (Vaubaillon 2003).
Les astéroïdes sont donc les impacteurs les plus présents dans le système solaire. Le bombardement permanant durant toute l’année, est le bombardement généré par les météoroïdes sporadiques qui voyagent indépendamment dans l’espace. Ils proviennent de n’importe quelle direction, et contrairement aux météoroïdes appartenant aux essaims et qui sont en général d’origine cométaire ayant une taille supérieure limitée, les météoroïdes sporadiques peuvent être de grande taille, et ce sont ces impacteurs qui donnent lieu aux bolides et super-bolides. Les événements sporadiques se produisent quotidiennement dans notre environnement, et leur observation et essentielle pour étudier le flux d’impact dans le système solaire, et plus particulièrement, le système Terre-Lune.
Les astéroïdes, les comètes et les météoroïdes maintiennent des informations pertinentes sur l’origine du système solaire. En outre, il est important de comprendre les différents comportements d’interactions avec les planètes et les lunes de notre système solaire, et bien sûr évaluer le risque encouru par l’humanité et la vie terrestre.
Il est à noter que ces phénomènes ne sont pas limités à la Terre. Des météorites (Fairén et al. 2011), et des champs de cratères frais (Daubar et al. 2013) ont été découverts sur la surface de Mars et les super-bolides ont été aussi observés dans l’atmosphère de Jupiter (Hueso et al. 2013). Sur les corps sans atmosphère, comme la Lune par exemple, les météoroïdes chutant sur sa surface ne rencontrent aucun obstacle et ces collisions produisent des cratères, des ondes sismiques ainsi que les phénomènes transitoires lumineux appelés «flashs lunaires».

Quelques événements remarquables récents

Le flash lunaire de 1953

Le 15 Novembre 1953, l’astronome Dr. Leon H. Stuart a observé et photographié par coïncidence un flash non confirmé sur la Lune (Stuart 1956). Stuart a estimé que le flash a duré moins de 8s et s’est produit au centre du disque lunaire à environ 15 km au sud-est du cratère Pallas (Figure I.8). Cinquante ans plus tard, le Dr. Bonnie Buratti du Jet Propulsion Laboratory a rapporté l’identification d’un cratère de 1.5 km de diamètre, il a étudié ce cratère comme étant résultant de l’événement de 1953 (Bonnie Buratti 2003). Ce cratère a été trouvé dans les données de l’orbiteur Clementine, qui a cartographié la lune entière en 1994. Ce cratère correspondait à la position du flash lumineux comme on le voit dans l’image. Le cratère apparaît frais, lumineux et bleuâtre, qui sont les caractéristiques d’un cratère très jeune (Figure I.9). La taille estimée de l’impacteur était d’environ 20 m, produisant un cratère de 1 à 2 km de diamètre.
Figure I.8: Photo du flash lunaire de 1953 (Stuart 1956). L’image a été obtenue avec un télescope de 8 pouces en utilisant un film Kodak 103aF3 avec un temps d’exposition de 0,5 s.
Figure I.9: Une mosaïque de Clementine créée à partir d’images UV/VIS (Bonnie Buratti, 2003). Le site de l’impact observé par Stuart est au centre de la mosaïque et indiqué par la flèche.

Les collisions des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter

Du 16 Juillet au 22 Juillet 1994, des fragments de la comète P/Shoemaker-Levy 9 ont percuté Jupiter, donnant lieu à des effets spectaculaires sur la planète gazeuse. C’était la première fois qu’un impact a été formellement observé sur une planète (ou tout autre corps outre que la Lune), car il a été anticipé depuis longtemps, permettant à de nombreux groupes de se préparer à de bonnes campagnes d’observation. Presque tous les observatoires de la Terre ont été impliqués, ainsi que des engins spatiaux interplanétaires, y compris le télescope spatial Hubble, Galileo, Ulysses, et Voyager 2.
En juillet 1992, durant son passage à proximité de Jupiter, l’orbite de la comète Shoemaker-Levy 9 a croisé la limite de Roche de Jupiter, les forces de marée de Jupiter ont alors agit pour séparer la comète en différents morceaux. La comète Shoemaker-Levy 9 s’est décomposée donc en vingt fragments discernables avec des diamètres estimés jusqu’à 2 km, qui ont impacté la planète à 60 km/s, les images des fragments, illustrés dans la figure I.10 ont été prise par le télescope spatial Hubble en Juillet 1993. Les fragments ont frappé la planète géante un par un juste au-delà de l’horizon Jovien visible depuis la Terre, la Figure I.11 montre l’évolution d’un bolide après cet impact. La sonde Galileo a capturé de nombreuses images des impacts par plusieurs fragments, y compris un par le Fragment W (Figure I.12), pris sur une période de 7 secondes le 22 Juillet de 1994. Les observateurs terrestres ont également détecté ces impacts, François Colas astronome de l’IMCCE a observé la chute du fragment H avec le télescope de 1 mètre du pic de midi (Figure I.13).
Les scientifiques ont été en mesure d’utiliser ces impacts pour sonder l’atmosphère de Jupiter, pour comprendre sa structure verticale et sa composition. Cela a été fait à l’aide des simulations numériques en se basant sur l’ancien modèle de l’atmosphère. Ils ont ensuite comparé les résultats du modèle avec les observations et ont recueilli des informations pour ajuster le modèle afin de mieux représenter la véritable atmosphère jovienne. En plus de sonder la structure physique de l’atmosphère de Jupiter, et améliorer les modèles, les impacts de Shoemaker-Levy 9 nous rappellent que les collisions dans le système solaire se produisent tout le temps et partout dans le système solaire.

L’impact des Léonides sur la Lune en 1999

Les courants de poussières et de petits corps laissés par une comète (ou parfois un astéroïde) produisent les tempêtes de météores lorsqu’ils rencontrent la Terre. Les léonides sont causées par le passage de la comète 55 P/Tempel-Tuttle qui a une période de 33 ans, et qui s’est désintégré en 1899. Ils sont très rapides et ils rencontrent la trajectoire du système Terre-lune à 71 km/s au minimum (Beech 1998). Les Léonides sont les plus célèbres et les plus spectaculaires des météores, et ils ont eu un effet majeur sur le développement de l’étude scientifique de ceux-ci. À partir des observations de la tempête de 1833 et de 1966, les scientifiques ont pu étudier avec plus de précision l’orbite des Léonides et leur évolution (Kronk 1988; Jenniskens 1995; Brown 1999). Des simulations numériques de l’évolution des Léonides ont suggéré la possibilité d’une activité intense au niveau de la tempête le 18 Novembre 1999 (Brown 1999; McNaught & Asher 1999). La tempête de 1999 été une opportunité exceptionnelle pour attiré l’attention de la communauté scientifique. Plusieurs campagnes internationales d’observation ont été réalisé en 1999, et c’était une occasion pour améliorer les techniques d’observations des météores (Visuelle, Photographique, radar, vidéo et spectroscopiques), ainsi que les techniques d’analyse, en comparant les résultats obtenues à partir de chaque méthode, c’était aussi l’occasion pour améliorer les techniques de prédictions des pluies de météores à la base de la simulation et la modélisation numérique. Il a également été souligné que la tempête de Léonides 1999 offrirait une occasion unique pour enregistrer les flashs associés à des météoroïdes impactant la Lune grâce au flux considérablement important de particules prévues et aux conditions géométriques favorables de la rencontre, il y avait également des efforts pour observer les impacts des Léonides sur la Lune en 1999.
Le 18 Novembre 1999, la Terre et la Lune traversaient à nouveau le flux Léonid formé par les fragments de la comète 55P / Tempel-Tuttle qui désintégré en 1899. La Lune avait une approche de moins de 0,0002 UA (unités astronomiques) à l’essaim des Léonides. Pour la première fois, plus de 10 flashs lunaires ont été observées avec succès sur le côté nuit de la Lune (Dunham et al, 1999; Dunham et al, 2000; Ortiz et al, 2000). La magnitude des flashs observés variait de 3 à 7. La plupart des flashs étaient moins de 0,1 s de durée (voir exemple de la figure I.14).
Les Léonides 1999 ont démontré expérimentalement et pour la première fois que les caméras CCD attachés aux télescopes de 0,2 m de diamètre peuvent réussir la détection des émissions associées aux chutes des météoroïdes sur la lune.

L’évènement de Tcheliabinsk

L’explosion aérienne d’un astéroïde d’environ 19 mètres de diamètre au sud-est de Tcheliabinsk, en Russie, le 15 Février 2013, été un événement unique fondamentalement différent de toute autre chute de météorite dans l’histoire récente. Il a été précédé par un super-bolide extraordinairement brillant, plus brillant que le Soleil, et accompagné par une onde de choc. Les habitants de Tcheliabinsk n’ont eu que deux minutes d’avertissement environ, à partir du moment où ils ont vu le flash du météore traverser l’atmosphère, jusqu’à ce que l’onde de choc frappe la ville, provoquant l’effondrement d’une usine de zinc et endommager les toits de plusieurs bâtiments. Les dommages les plus graves sont l’explosion des fenêtres dans des milliers de bâtiments; les morceaux de verre ont blessé environ 1500 personnes, qui étaient près de leurs fenêtres pour observer le phénomène lumineux.
L’événement Tcheliabinsk (figure I.15) a été détecté par de multiples instruments, y compris les infrasons, les capteurs sismiques, les satellites militaires et plus de 400 caméras vidéo de surveillance installées à des distances allant jusqu’à 700 km d’espacement dans les différentes zones de la ville (la plupart à bords des voitures). L’analyse de données, a montré que l’énergie totale était ~ 500 kT de TNT, soit 2×1015 J (Brown et al, 2013; Popova et al. 2013). Cette énergie est environ 30 fois plus importante que l’énergie de la bombe atomique d’Hiroshima. Bien que l’explosion d’un astéroïde près de la rivière Toungouska en Sibérie en 1908 ait beaucoup plus puissante, et l’énergie estimé à 5-20 MT TNT (Vasilyev 1998; Boslough & Crawford 2008), les données qui existent restent limitées, l’évènement a eu lieu sur une région très éloignée et aucune météorite n’a été récupérée.
Les événements comme ceux de Toungouska, Tcheliabinsk ainsi que d’autres évènements qui ont été rapporté dans les 100 dernières années (qui peuvent peut-être de taille similaire, ou même plus grand que le météore Tcheliabinsk (Dunhum. 2013) ont clairement mis en évidence le potentiel de dommages des petits astéroïdes (10-30 de mètres), et ont permis de constater que le nombre de géo-croiseurs dans cette gamme peut être un ordre de grandeur plus élevé que les anciennes estimations (Brown et al. 2013, Harris & D’Abramo 2015), et cela suggère un déséquilibre dans la population d’astéroïdes géo-croiseurs de 10 à 50 mètres de diamètre.
Il est à noter que les missions d’observations télescopiques ont seulement découvert environ 2000 astéroïdes géo-croiseurs qui ont 10-30 mètres de diamètre (http://neo.jpl.nasa.gov/stats/), est c’est parmi une population d’astéroïde géo-croiseur estimée autour de 2×107 (Harris & D’Abramo 2015), ce qui suggère un déséquilibre dans la population d’astéroïdes géo-croiseurs pour les objets de 10 à 50 mètres de diamètre, mais pas encore apparent dans la population d’astéroïdes géo-croiseurs découvert jusqu’à maintenant (Brown et al. 2013).

Flash lunaire de 17 mars 2013

Le 14 Décembre 2013, l’équipe de LROC (pour Lunar Reconnaissance Orbiter Camera) a annoncé l’identification d’un nouveau cratère sur la Lunaire formé entre le 12 Février 2012 et 28 Juillet 2013 (détaillé en chapitre II), situé à 20,7135° N, 24,3302° W, ayant un diamètre de 18m (15m de diamètre intérieur) (Robinson et al. 2014).
Ce cratère est le résultat d’un impact enregistré au NASA-MSFC (Marshall Space Flight Center) le 17 Mars 2013 à 03:50:54,3 UTC (Suggs et al. 2014) par l’équipe de MEO-Meteoroid environment office au MSFC qui réalise des observations des flashes lunaires régulièrement depuis 2005. Ce flash d’impact a été le plus long flash jamais observé et confirmé à cette date (Mars 2013 ; approximativement 1s). De plus, c’était la première fois qu’on identifiait un cratère frais qui correspond un flash lunaire observé et techniquement confirmé (figure I.16). Les calibrations photométriques donnant une magnitude au pic de 3,0 ± 0,4, ceci correspond à une énergie lumineuse de l’ordre 7,1 × 106 J (Suggs et al. 2014).
En tenant compte des observations du ‘NASA All Sky Fireball Network’ (Cooke & Moser 2011) et ‘Southern Ontario Meteor Network’ (Weryk et al. 2008), la pluie complexe ‘Virginid Meteor’ été très active au cours de la nuit où le flash été observé. En supposant que l’impacteur est associé à cet essaim de météoroïdes et qui avait une vitesse de 25,6 km/s, Suggs et al. 2014 estime une énergie cinétique d’impact de 5,4 × 109 J et une masse de 16 kg. En supposant un angle d’incidence de 56° par rapport l’horizontale, déterminé à partir des mesures orbitales des bolides terrestres, une densité de régolithe de 1500 kg /m3, et une densité de projectile entre 1800 et 3000 kg /m3, le diamètre intérieur du cratère a été estimée à 9-15 m et 12-20 m par utilisation des modèles de Holsapple (1993) et Gault (1974) respectivement. Ce qui est compatible avec la taille du cratère observé, par l’équipe de LROC (Lunar Reconnaissance Orbiter Camera).

Flash lunaire du 11 septembre 2013

Depuis 1999 jusqu’à 2013, tout les flashs observés avaient une durée de moins de 0,2 s. Le flash observé par l’équipe américaine (1 seconde) de NASA-MSFC était sans précurseur. Au cours de la même année, une équipe espagnole a annoncé la détection d’un flash extrêmement long, avec une durée de 8 secondes.
En 2009, une équipe d’astronomes espagnols s’intéressant aux observations des flashs lunaires depuis 1999 a réalisé, dans le cadre d’une collaboration entre trois universités, un projet nommé MIDAS, qui est l’acronyme pour ‘Moon Impacts Detection and Analysis System’. Dans ce contexte, le 11 Septembre 2013, ce groupe a observé et enregistré un flash extraordinaire d’une durée de plus de 8 secondes et une magnitude V de 2,9 produit par l’impact d’un météoroïde sur la Lune (coordonnées : 17,2 ± 0,2 º S, 20,5 ± 0,2 º W). Ceci est le flash le plus brillant et le plus long jamais enregistré sur la lune (Celui de NASA-MSFC est devenu deuxième, le flash photographié par Mr. Stuart en 1953 reste un flash probable). L’énergie cinétique de l’impacteur a été estimée à environ 6,5 ± 1,0·1010 J (figure I.17).
Madiedo et al. 2014 estimes une masse de projectile de 450 kg si son origine est sporadique. Dans ce cas, le diamètre du cratère produit par cet impact a été estimé dans l’intervalle : 47 m (pour une masse volumique de 0,3 g cm-3) et 56 m (pour 3,7 g cm-3).
Cependant, le 9 Septembre 2013, deux jours avant la détection du flash, une pluie de météores mineure, appelée ε-Perséides de Septembre (SPE) était active. Avec une vitesse géocentrique autour de 64,5 km/s (Jenniskens 2006), les météoroïdes SPE auraient chutés sur la Lune avec une vitesse qui est considérablement plus élevée que la vitesse d’impact moyenne de météoroïdes sporadiques (16-17 km/s). Si le projectile appartenait aux SPE, la masse estimée est autour de 46 kg, le cratère produit par cet impact est d’environ 46 m.
Comme c’était le cas pour le flash du 17 mars, l’équipe de LROC a ciblé les coordonnées d’impact déclarées par Madiedo et al. 2014 (17,2° S, 339,5° E) et plusieurs images ont été acquises pendant quelques mois après l’événement pour comparaison avec les anciennes images prises par LROC avant la date d’observation du grand flash.
Le 15 Septembre 2014, Mark Robinson PI de LROC a annoncé que le cratère a été trouvé dans des images prises le 16 Mars 2014 et 13 Avril 2014. Le cratère trouvé est de 34 mètres et les effets des éjectas sont visibles et s’étendent à plus de 500 mètres dans toutes les directions (voir figure I.17).
Figure I.16 : Flash d’impact lunaire observé le 17 Mars 2013 à MEO-MSFC de la NASA (Suggs et al. 2014). Panneau (a) est le champ de vision complète à l’instant de l’événement. Panneau (b) est le zoom sur la séquence des images vidéo successives (1/30 sec). Panneau (c) est le site d’impact avant et (d) après l’événement capturé par la caméra de ‘Lunar Reconnaissance Orbiter’.

Flux d’impact présent dans le système Terre-Lune

Comme noté dans la section I, l’évolution du taux d’impact sur la Lune a été estimée en calculant les densités des cratères (dans une gamme de tailles donnée) sur une variété de régions ayant des âges connues grâce aux datations isotopiques des échantillons lunaires dont nous disposons. Sur les dernières 3,5 milliards d’années, le flux d’impacts aurait été constant. Cependant, la chronologie absolue lunaire est peu contrainte pour cette période, car la plupart des échantillons de la mission Apollo datent d’avant cette période, ce qui rend la variation du flux d’impact avec le temps, en particulier sur les 3 milliards d’années dernières, est mal connue (Quantin et al. 2007; Marchi et al. 2009). Une estimation du taux actuel de formation des cratères sur la surface de la Lune a été proposé par (Neukum 1983), pour une gamme de diamètre entre 1 m et 1 km, ce taux peut s’écrire sous la forme : log (n) = -3×log(d) + 4,88, où n est le nombre cumulé de cratères qui se produisent chaque année sur toute la surface lunaire avec un diamètre supérieur ou égale à d (exprimé en mètre).
Il a également été montré que le taux des cratères varie avec la position, à la suite de la distribution non isotrope de paramètres orbitaux des impacteurs et des paramètres orbitaux de l’objet (Le Feuvre & Wieczorek 2008, 2011). Le taux de cratères (supposé constant sur les 3 Ga derniers) est comparable dans un ordre de magnitude avec le flux d’impact déduit de détonations associées à des bolides dans l’atmosphère de la Terre, ou avec le flux déduit des impacts enregistrés par les sismomètres Apollo (Brown et al. 2002; Ivanov 2006; Mimoun et al. 2012). Cependant, les différentes quantités physiques mesurées telles que le diamètre de cratère, l’énergie sismique, les radiations lumineuses, sont liées à des comparaisons impliquent l’utilisation de lois empiriques limités (Mimoun et al. 2012; Oberst et al. 2012).
Durant les dernières années, tout d’abord sur Mars et maintenant sur la Lune, et grâce aux cameras à bord des engins spatiaux récemment lancés, l’imagerie des surfaces est devenue plus en plus précise permettant l’accès à la densité des cratères qui ont des tailles aussi petites que 10 m de diamètre, cela va permettra d’extrapoler et tester la fiabilité de la chronologie lunaire faite pour les cratères de diamètres supérieures à 1 km. À titre d’exemple, le nouveau comptage (fait par Hiesinger et al. 2010) sur la jeune surface du cratère Copernic cartographiée dans les images de Lunar Reconnaissance Orbiter, a pu corriger le désaccord (rapporté par Neukum & Ivanov 1994) entre l’âge radiométrique du cratère et la fréquence des cratères superposés sur sa surface.
La plupart des grands (plus d’un kilomètre de diamètre) astéroïdes géo-croiseurs sont maintenant connus. Mais le flux d’impacteurs est plus incertain si nous considérons les météoroïdes ayant des diamètres inférieurs à 140 m. Malgré le fait que leur nombre est considérablement important dans le milieu interplanétaire (voir chapitre II, section II.1), la détection de ces petits corps reste une tâche relativement difficile même en utilisant des télescopes spatiaux sophistiqués, ceci est dû à leurs petites surfaces réfléchissantes et leurs émissions thermiques faibles. Ces petits objets peuvent encore causer des dommages considérables, comme survenu en 1908 près de Toungouska, en Sibérie, et la détonation atmosphérique d’un astéroïde de 17 m au-dessus de Tcheliabinsk en Russie le 15 Février 2013. L’onde de choc qui a eu lieu à Tcheliabinsk était un facteur important pour donner l’alerte et attirer plus l’attention sur les petits astéroïdes, celle-ci a démontré le danger des petits corps en explosant dans la haute atmosphère avec la force d’une puissante bombe atomique ou plusieurs fois supérieure.
Il est estimé que près de 4500 petits corps de plus de 1 kg de masse chutent chaque année sur la Terre (Halliday et al. 1989). Les télescopes basés au sol ont trouvé quelques petits objets considérés non dangereux, tels que 2008 TC3, un astéroïde de 4 m qui a été découvert 20h avant son explosion au-dessus du Nord-Est du Soudan (Jenniskens et al. 2009). L’astéroïde 2008 TC3 reste le seul astéroïde découvert par les grands télescopes avant qu’il ne percute la Terre, parce qu’il approchait de la Terre à partir du côté de la nuit, où il a réfléchi assez de lumière solaire vers la Terre pour qu’il soit observable.
Plusieurs techniques ont été considérées dans le passé pour évaluer le flux de petits corps dans l’environnement terrestre. Chaque technique est adaptée à une gamme de taille des impacteurs, et aucune technique n’est valable pour toutes les gammes. Par conséquent, les résultats de différentes techniques doivent être liés.
Le flux de grands météoroïdes (dans la gamme 0,1-1 m de diamètre) a traditionnellement été estimée à partir la détection des bolides avec des caméras all-sky (par exemple, Ceplecha 1988; Halliday et al. 1996), tandis que le flux des corps les plus grands (de diamètres compris entre 1-10 m) a été déterminé à partir d’une combinaison de données de détecteurs acoustiques depuis les satellites militaires et les récepteurs des infrasons basés au sol (Brown et al. 2002). D’autre part, le flux des astéroïdes de plus de 10 m a été déduit à partir de l’intégration des éléments orbitaux des objets géo-croiseurs découverts par différentes programmes d’observations télescopiques. Un flux moyen temporel peut également être déduit à partir des comptages de cratères lunaires en utilisant les lois d’échelle pour relier la taille des cratères aux diamètres des impacteurs. Toutes ces techniques ont de grandes incertitudes et d’éventuels biais systématiques, qui sont difficiles à évaluer et comparer. Une synthèse de ces techniques montre une grande différence au niveau du taux d’impact estimé pour les objets de 10 à 50 m de diamètre (énergie d’impact : 0,1-10 Mt). Pour cette gamme de taille, le taux d’impact basé sur les mesures infrasons est un ordre de grandeur plus élevé que les estimations réalisées par les surveillances télescopiques (Silber et al.2009).
La Figure I.18 montre le nombre d’objets qui entrent en collision avec la Terre en fonction de l’énergie comme il a été estimé à partir de plusieurs techniques indépendantes.
Halliday et al. (1996) ont utilisé les données du réseau de fireballs MORP pour trouver le flux d’impacteurs dans la gamme entre quelques dizaines de grammes et quelques kilogrammes à partir d’un produit durée-superficie de surveillance équivalent à une journée complète de couverture globale de l’atmosphère terrestre (ligne rouge dans la figure I.18). Notamment, il a été constaté que près de 40% de toutes les bolides dans cette gamme de taille ont été associés à des pluies de météores, et que la proportion des météoroïdes d’origine astéroïdale (par opposition à cométaire) augmente si de la gamme de taille considérée augmente, passant à 70% si les météoroïdes considérés ont des masses de plus de 1 kilogramme.
Brown et al. (2002) a utilisé les données provenant des détecteurs satellites spatiaux militaires, pour détecter les ondes de choc des grands bolides causés par des météoroïdes ayant des tailles de plusieurs mètres sur une période de huit ans (points noirs). Le nombre cumulé résultant de ces impacts par an (N) en fonction de l’énergie (E) (en de kilotonnes de TNT = 4.185 × 1012 J) a été estimé par la loi de puissance suivante (ligne noir) : N = 3,7 E-0.9. Cet ajustement est approprié à des énergies de 0,1 à 10 kT ou diamètres allant de 1 – 6 m. Une extension de cette étude par Brown et al. 2013 a constaté un taux similaires à basses énergies, mais un flux au dessus de la courbe de puissance aux grandes énergies.

Table des matières

Chapitre I : Généralités sur les impacts dans le système solaire
Introduction
I. Collisions géantes et évolution catastrophique du système planétaire.
II. Les corps impacteurs
III. Quelques événements remarquables récents
III.1. Le flash lunaire de 1953
III.2 Les collisions des fragments de Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter
III.3 L’impact des Léonides sur la Lune en 1999
III.4 L’évènement de Tcheliabinsk
III.5 Flash lunaire de 17 mars 2013
III.6 Flash lunaire du 11 septembre 2013
IV. Flux d’impact présent dans le système Terre-Lune
Références
Chapitre II : Généralités sur les flashs d’impacts lunaires
I. Historique des flashs lunaires
I.1. Preuves des impacts lunaires
I.2. De 1999 … à nos jours
II. Intérêt scientifique des flashs lunaires
II.1. Flux d’impact
II.2. Intérieur lunaire
II.3. Identification des nouveaux cratères sur la lune
II.4 Atmosphère lunaire
III. Paramètres de détection des flashs lunaires
III.1 Considérations géométriques
III.2 Considérations du signal sur bruit
III.3 Efficacité lumineuse
Chapitre III : Observation des flashs lunaires observés au Maroc
Introduction
I. Observation des impacts lunaires au Maroc
I.1. Contexte du projet
I.2. Présentation des observatoires
I.3. Configuration Instrumentale dédié à l’observation des flashs
I.4. Manipulation et acquisition
I.5. Identification des événements candidats
I.6. Confirmation des flashs d’impacts
II. Découvertes des impacts lunaires
II.1. Observation
II.2. Les premières découvertes
II.2.1Analyse préliminaires et paramètres mesurés
II.2.1.1.Localisation temporelle
II.2.1.2. Localisation spatiale
II.2.1.3. Magnitude Lumineuse
II.2.2. Interprétation
II.3 Le recueil de détections
II.4. Paramètres déduits
II.4.1.Les incertitudes
III. Implication sur le taux d’impact dans le Système Terre-Lune
III.1 Préliminaires
III.2 Taux déduits de nos observations
IV. Implications séismologiques et intérieur lunaire
IV.1.Localisation des impacts lunaires
IV.2.Application de la méthode
IV.3. Implications pour la sismologie lunaire
V. Utilité d’un réseau international
Références
Chapitre IV : Observation des flashs lunaires dans l’infrarouge
Introduction
I. Instrumentation et Observation
I.1. Spectre infrarouge et bandes d’intérêt
I.2 Observation
II. Résultats et discussion
III. Conclusion
Références

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