thumb|500x500px|Météorite de Tcheliabinsk. L'entrée atmosphérique des météoroïdesOn doit dire entrée parce qu'il s'agit du premier contact de ces objets avec l'atmosphère, mais « rentrée » est usuel dans ce contexte. recouvre l'ensemble des phénomènes physiques, chimiques et pétrologiques se déroulant depuis les premiers contacts d'un météoroïde ou d'une particule d'origine cométaire avec l'atmosphère terrestre jusqu'à son impact éventuel avec le sol.

On parle de météorite lorsqu'une partie au moins de l'objet atteint le sol. Dans le cas des étoiles filantes il s'agit de particules sub-millimétriques qui ne descendent guère en dessous de d'altitude.

Tous ces objets sont originaires du système solaire et entrent dans l'atmosphère à vitesse élevée (de plusieurs à plusieurs dizaines de ), sous des angles d'incidence (relatifs à la verticale locale) variant de 0 à 90 degrés et avec des vitesses de rotation très variables.

Histoire

Après les travaux de Ernst Chladni (1794) et d'Edward Charles Howard (1802) confirmés par Jean-Baptiste Biot dans son rapport sur la météorite de L'Aigle (1803) l'origine non planétaire des météorites est établi. Pendant tout le les études minéralogiques auront pour but de classer les météorites et d'émettre des hypothèses sur leur origine dans le système solaire. Denison Olmsted (1834) et François Arago (1836) identifient les étoiles filantes comme des objets orbitant autour du soleil et Giovanni Schiaparelli fait le lien avec les comètes (1866).

Il faut attendre le pour voir apparaître la description de l'entrée avec Ernst Öpik pour le rayonnement (1922), Frederick Lindemann, Gordon Dobson (1923) et Carol Manson Sparrow (1926) pour les divers types d'écoulement (continu, raréfié). Le phénomène de sputtering pour les étoiles filantes a été proposé par Boris Levin (1939).

Au plan observationnel le développement des radars au cours de la seconde guerre mondiale a permis à James Hey de découvrir la diffusion des ondes par le sillage des étoiles filantes. Zdeněk Ceplecha a construit le premier réseau de détection des météorites avec lequel on a restitué pour la première fois une orbite héliocentrique, celle de la météorite de Příbram (1959). Cette technique a considérablement essaimé du fait de son coût modeste. Plus récemment l'étude des infrasons a permis une estimation indépendante des énergies et par suite des masses des objets. Ce type d'étude a été introduit en particulier par Douglas ReVelle (1973). Son utilisation est rendue difficile par la nécessaire complète connaissance de l'atmosphère. Des moyens permettant d'y parvenir ont été développés dans le cadre de l'OTICE.

Les progrès récents dans la connaissance et la description des phénomènes a été permis par l'utilisation de moyens développés dans le cadre de la rentrée atmosphérique des objets manufacturés : simulations numériques (écoulements raréfiés, ablation, couplage fluide-rayonnement, interactions d'objets) ou moyens d'essais tels que torche à plasma ou radars (ALTAIR, TRADEX).

Les objets et leur cinétique à la rentrée Taille et masse thumb|Nombre annuel cumulé de météores de masse supérieure à une masse donnée. Il s'agit d'objets de taille très variable, de moins d'un micromètre jusqu'à quelques centaines de mètres, voire plusieurs kilomètres pour les événements les plus rares (à des intervalles de quelques dizaines ou centaines de millions d'années). Leur forme, qui intervient dans la rentrée, est généralement assez régulière. Leur masse est extrêmement variable (voir figure). La masse totale ajoutée à la Terre est en moyenne de , une valeur dominée par les objets les plus massifs, malgré l'extrême rareté des impacts correspondants.

Nature Ils sont constitués de matériaux ferreux (~), rocheux () ou mixtes pour les objets issus d'astéroïdes ou d'impacts sur une surface planétaire, et de pour les comètes.

Vitesses cinématiques, angles d'entrée et vitesses de rotation thumb|Vitesses de météores (European Fireball Network). thumb|Distribution angulaire des météores (mesures MSSWG sur le site International Meteor Organization. Les vitesses pour des corps issus du système solaire sont comprises entre 11,2Il s'agit de la vitesse de libération d'un corps à partir de la terre, hors atmosphère. La trajectoire de ce corps peut être inversée, conduisant au même chiffre pour la vitesse de rentrée. et . Cette valeur maximale correspond à un hypothétique choc frontal entre la Terre sur son orbite (environ ) et un objet sur une orbite parabolique rétrograde (environ , vitesse de libération du soleil comptée à partir de l'orbite terrestre). Les corps les plus importants (arbitrairement définis par une énergie supérieure à 0.4 MJ), issus de la ceinture d'astéroïdes ou d'impacts sur la Lune ou Mars, ont une vitesse excédant rarement avec un maximum de probabilité vers ..

Ces objets ont majoritairement une orbite proche de l'écliptique, avec une inclinaison orbitale inférieure à 30 degrés ; toutefois toutes les valeurs sont possibles.

La vitesse relative des objets en provenance d'autres systèmes n'est pas limitée a priori. Toutefois on ne connaît pas d'exemple de la rentrée de tels corps.

Les angles sont approximativement décrits par une distribution en cosinus carré de l'angle de rentrée par rapport à l'horizontale locale. Cette distribution est calculée en considérant que la Terre intercepte un flux d'objets distribués aléatoirement. Les mesures valident approximativement cette hypothèse (voir figure). Un calcul plus précis nécessite de connaître la distribution des inclinaisons orbitales des objets incidents et de fixer la latitude de l'observateur.

La vitesse de rotation des grands corps pour lesquels ce paramètre a de l'intérêt peut varier de zéro à une fraction de tour par minute. Celle des fragments cométaires peut atteindre plusieurs milliers de tours par seconde..

La forme et la vitesse de rotation, a priori inconnus, sont laissés de côté et les objets supposés sphériques pour la modélisation. Il faut noter que pour les plus gros ces paramètres jouent sur la vitesse au cours de la rentrée par la variation de traînée et pour les phénomènes thermomécaniques qui peuvent entraîner la dislocation de l'objet..

La possibilité d'une modification notable de la trajectoire due à une portance d'équilibre est improbable mais pas impossible. Il semble que de telles trajectoires aient été observées.. Par ailleurs certains fragments météoritiques peuvent acquérir des vitesses transversales élevées, supérieures à , par exemple dans le cas du superbolide de Tcheliabinsk..

L'écoulement autour du corps La nature de l'écoulement s'apprécie par le nombre de Knudsen Kn qui mesure le rapport entre et le libre parcours moyen des molécules ou atomes constitutifs de l'atmosphère et la taille de l'objet. L'écoulement est dit pleinement raréfié pour Kn > 10, continu pour Kn < 0.1. Entre ces deux valeurs on parle d'écoulement partiellement raréfié. Ainsi un objet de rayon sera en régime continu pour une altitude inférieure à 80 km tandis qu'une particule de ne le sera qu'en dessous de 30 km.

Entre ces deux régimes l'aérodynamique complexe repose sur les méthodes numériques stochastiques ou directe (approche BGK..).

En haute altitude

En régime raréfié une molécule ou atome impactant la surface de l'objet n'aura pas subi précédemment l'influence de celui-ci, à l'inverse de l'écoulement continu. Le problème se résume donc à l'impact et à ses conséquences : sputtering et échauffement conduisant à la fusion et à la vaporisation.

Toutefois, pour les météores de taille millimétrique survivant jusqu'à une centaine de kilomètres d'altitude, la vaporisation en haute altitude entraîne la formation d'un nuage pouvant être relativement dense (pression de l'orde du bar, égale à la pression partielle du gaz vaporisé) qui se détend dans le milieu environnant à vitesse supersonique. Il crée ainsi un « bouclier » qui prolonge la durée de vie de l'objet et crée un choc faible mais détectable analogue à celui qui se produit pour les plus gros objets.

Dans la partie dense de l'atmosphère

vignette|droite|Parts relatives de la convection et du rayonnement pour un choc radiatif. vignette|droite|Écoulement radiatif : choc libre.. En régime continu l'écoulement est décrit par les équations de Navier-Stokes hors équilibre thermochimique. Aux vitesses supérieures à le rayonnement joue un rôle important dans l'écoulement, ceci étant fonction de la taille de l'objet : plus celui-ci est petit, plus le rayonnement est important. Typiquement pour une sphère de de rayon le rayonnement est prépondérant dès à une altitude de et à .

L'écoulement est complexe. Si on considère l'avant de l'objet il comporte : une zone de préchauffage (précurseur radiatif) lié à l'absorption par l'oxygène du rayonnement ultraviolet émis en aval ; un choc plus ou moins épais (quelques libres parcours moyens, ce qui peut représenter une valeur non négligeable aux hautes altitudes) mais correspondant à des sauts des diverses quantités donnés par les relations de Rankine-Hugoniot, sauf pour les électrons, et à condition de prendre en compte les quantités dans le précurseur ; une zone de thermalisation due à la décroissance des effets radiatifs dans laquelle les diverses températures (translation et rotation, vibration des molécules, électronique et radiative) s'équilibrent, pouvant atteindre plusieurs dizaines de milliers de degrés, voire dépasser ; une région d'écoulement « classique » descriptible par une température unique, fortement ionisé. une couche limite épaissie par les espèces injectées par ablation, lesquelles jouent un rôle dans le rayonnement en émettant et absorbant. Le bilan énergétique radiatif de ces espèces peut être variable d'un cas à l'autre.

Effets sur les petits objets thumb|Sputtering de O, N, Ar sur silice et silicium : mesures et calcul.. Les objets de petite dimension, typiquement inférieure au millimètre, sont affectés par la haute atmosphère à partir de environ. Dans le cas d'un écoulement raréfié le premier phénomène qui apparaît est le sputtering. Les molécules ou atomes qui impactent la surface ont une énergie comprise entre 10 eV (oxygène atomique, V=11.2 km/s) et 1.1 keV (argon, V=72 km/s). Cette énergie est suffisante pour casser les molécules et permettre aux atomes de pénétrer dans le matériau en éjectant certains de ses atomes. Ce processus aléatoire est caractérisé par le rendement (masse éjectée / masse impactante) moyen. Ce rendement (« yield ») est de l'ordre de l'unité pour les grandes énergies.

Cet effet est bien sûr également présent sur les gros objets mais marginal, l'épaisseur enlevée étant très faible.

Si l'objet n'a pas totalement disparu par sputtering le dépôt d'énergie dans le matériau entraîne son échauffement jusqu'à fusion et vaporisation. Ce second phénomène n'apparait que pour les plus grosses particules, la taille s'appréciant en fonction des conditions d'entrée. D'une façon générale ces petits objets atteignent rarement l'altitude de 100 km.

Il faut noter que les plus petites de ces particules, typiquement peuvent survivre à l'entrée dans l'atmosphère. Bien qu'identiques en composition avec les précédentes et de même origine elles ne sont pas classées comme météoroïde mais comme poussière cométaire ou micrométéorite. On peut les collecter dans la stratosphère ou dans les glaces polaires.

Effets sur les gros objets Effets aérodynamiques thumb|L'objet Itokawa dans une hypothétique rentrée : pressions (bar) et flux de chaleur (unités SI)..