La théorie des échos radio des météores.
Egalement appellé Meteor Scatter par les radioamateurs.

 

Sommaire :

 

Définition astronomique des météores :

On appelle étoile filante le phénomène lumineux qui accompagne l'entrée dans l'atmosphère d'un corps extraterrestre (météore). Cette traînée lumineuse est causée par la vaporisation du corps et l'ionisation de l'air sur sa trajectoire, phénomènes dus principalement à la compression de l'atmosphère en avant du corps supersonique (et non à la friction).
Un météore qui atteint le sol s'appelle une météorite et plus généralement les corps pouvant créer de tels phénomènes sont appelés météoroïdes.

Le phénomène se passe entre 120 et 80 kilomètres d'altitude à grande vitesse entre 11 et 72 km/s.
Cela correspond la pluspart du temps au moins à la vitesse de libération terrestre ou à la somme des vitesse de l'objet et de la vitesse de la terre sur son orbite.

Leur taille est très réduite, entre 1 gramme et 1 picogramme au delà en général on parle de bolide voir de météorite qui en général atteind le sol.

 

Trainée ionisée notions underdense et overdense   :

Au contact de l'atmosphère terrestre l'énergie cinétique provoque un échauffement et une ionisation ( plasma ) de l'atmosphère qui provoque une émisson de lumière.
Les propriétés de ce plasma varient en fonction de sa densité et conditionne sa capacité à réfléchir une onde radio incidente.
On estime qu'en dessous de 1014 électrons par mètre ( critical density ), la trainée ionisée réfléchie peu ou pas l'onde incidente.
Dans ce cas on parle de trainée sous-dense ( underdense ).
Au dessus de ce seuil la réflexion peut être totale et on parle de trainée sur-dense ( overdense ).
Logiquement on observe les deux phénomènes dans le cas d'un fort  "écho" radio comme l'illustre ce shéma :


L'aspect théorique des trainées ionisées de météores à été étudié depuis longtemps entre autre par :
McKinley D.W.R., ``Meteor science and engineering,'' McGraw-Hill, 1961.
Voyez plus récement : Ce document de la NASA (Attention 44Mo)

La différence entre underdense et overdense et évidente losque l'on observe l'allure temporelle avec un enregistreur d'un écho radio de météore.


Le signal sous-dense ( underdense ) se traduit par un pic très prononcé et une décroissance logarithmique. La "longueur" de cette décroissance est fonction de la durée d'ioniosation.
La majorité des tout petits corps provoquent un simple pic vertical sans même de décroissance du signal.
On observe aussi souvent un "pré-impact" avant le pic principal.

 

 

    © Frederick A. Ringwald 
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©Astronomical Institute,
Ondrejov Observatory		 Le signal sur-dense ( overdense ) se traduit par de fortes fluctuations, parfois avec un pic prononcé.
La "longueur" de cet écho est aussi fonction de la durée d'ioniosation, mais de nombreuses distorsion, voir disparition et réapparitions peuvent se produirent en fonction du vent présent dans les hautes couches atmosphériques qui modifie géométriquement le "canal" ionisé qui persiste parfois plusieurs minutes après le passage du bolide.
  On observe d'ailleurs le même phénomène dans le visible car la trainée "lumineuse" elle aussi persiste et parfois on constate sa déformation.
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©Pekka Savolainen
Un mécanisme oscillatoire du type Fresnel explique également le phénomène d'oscillation  des échos overdense.
Celà est du au déplacement rapide du météore et au retard induit sur l'onde à la réception.

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Modulation du nombre d'échos journalier   :

Le mouvement de rotation terrestre induit une modulation du nombre d'échos quotidiens.
Si l'on admet la présence quasi isotrope de particules fines dans le système solaire au abord de l'orbite terrestre on doit observer une modulation du nombres d'échos quotidiens sous forme d'une gaussienne avec un maximum au moment ou l'observateur et tourné en direction du mouvement d'avancée de la terre sur son orbite.

C'est effectivement ce qu'on observe dans les périodes d'absence d'essaims qui ont eux en général une origine autre dont nous reparlerons.
Ci-dessous trois exemples de Graphiques observés avec Colorgramme.
Le graph représente le nombre d'échos par heure avec en abscisse les jours et en ordonnée les heures de la journée.
Le nombre de météores comptés et représenté par une echelle de couleurs allant du bleu au rouge pour le maximum, le noir pour une absence de données.
Dave Swan est un observateur situé en Europe en Angleterre, on peut voir que le maximum "moyen" se situe aux alentours de 8H UT, ce qui correspond au moment ou la terre est face à la direction de son mouvement d'avancée sur son orbite.
Cette valeur est elle même modulée par la position des météores sur l'orbite terrestre et la directivité de l'antenne radio utilisée.
A l'imprécision près on remarque nettement que ce maximum n'est pas situé à 18h ce qui contredirais la théorie.
 Jeff Brower est un observateur situé aux USA ce qui conduit au décallage du maximum qu'on observe sur ce graph en conformité avec les prévisions.  
Bruce Young est un observateur situé en Australie ce qui conduit à un décallage encore plus prononcé vers la fin de journée.

  
Ces trois graph Colorgramme montrent l'activité météoritiques du mois de Mars, qui est particulièrement calme du point de vue des essaims.
Ce qui permet d'observer le fond météoritique sans altération majeure due à la présence d'un essaim actif.
Toutes ces données proviennent du site www.rmob.org qui compile les données d'un réseau mondial d'observateurs.

On peut imaginer une "super" modulation annuelle cette fois-ci engendrée par la révolution de la terre autour du soleil.
C'est assez difficile à montrer car les essaims de météores influent sur le calcul de façon importante.
Certains publie des graphs qui semblent indiquer un maximum en été en particulier en aout, mais bien souvent la source des observations est d'origine visuelle et non radio et leur fiabilité est à mon sens très faible.

 

Les essaims de météores, impact observationnel :

Les essaims de météores sont des groupes de particules denses qui "collisionnent" la terre à des périodes relativement bien définies.
En général leur origine est cométaire.
Cela est bien établi pour les Léonides en particulier.
On peut d'ailleurs ramarquer qu'un essaims ayant une même origine peu donner plusieurs "pluie" de météores à des périodes différentes.
En effet, une comète perd de la matière irrégulièrement dans l'espace en fonction de sa distance au soleil et de la "force" du vent solaire qui errode sa surface. La comète dissémine alors des "paquets" de matière au long de son orbite ce qui crée les essaims.
Evidement pour pouvoir les observer il faut que la terre croise à un moment donné l'orbite de la comète et rencontre les "bouffées" de matières laissée par la comète.
Certain essaims sont dus à des particules cométaires qui ont été progressivement déviées par le jeu de la gravité des planètes et du soleil et ne sont donc pas forcement dans "l'orbite" de la comète.
Cela explique qu'on ai parfois du mal à expliquer l'origine de certain essaims.

Vous trouverez une liste correcte des essaims actifs sur le site www.imo.net
 Voici un bel exemple d'observation du célèbre essaim des Léonides en 2002.
Deux pics ont été observés.		   
 Dans mon cas la sensibilté "diminuée du système permet "d'amortir" l'amplitude du nombre d'échos et de voir tout à la fois le fond météoritique et les deux pics à 3h UT et 10 UT, l'imprécision de Colorgramme réside dans le fait qu'il n'affiche que des cumuls horaires.
Les prédictions par le calcul étaient :
4H04 UT et  10h44 UT 
Voir document :
WGN, Journal of the International Meteor Organization, vol. 30, no. 5, p. 144-148
en fin de ce paragraphe.		  
 Dans le cas de l'observatoire de Ghent en Belgique on remarque aussi les deux pics aux même heures, mais la "puissance" de l'essaim fait disparaitre le fond météoritique.
La différence d'amplitude des deux pics est très marquée.		  
 Chez Robert Savard au Canada on note que le premier pic est absent à cause du décallage horaire, l'essaim étant trop bas sur l'horizon à  ce momet là.
le second est bien visible et correspond à l'heure observée en Europe.
Là aussi l'amplitude du phénomène est tel que le fond météoritique du mois disparait.		  

Ces observations viennent confirmer un modèle théorique prédit en particulier par Jérémie Vaubaillon de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (IMCCE) de Paris.
Pour en savoir plus voyez cette page :
Campagne des Léonides 2002 IMCCE

La publication de Jérémie dans le WGN en PDF :
A télécharger ici !
© IMCCE

 

 

 Quelques formules liées à l'observation radio des météores : 
 Pour ceux qui aiment ce genre d'exercices voici quelques formules de référence :
 La réflexion maximum est obtenue quand  la trajectoire du météore est contenue dans un plan qui est tangent à l'ellipse ayant l'émetteur (B) et le récepteur (A) comme foyers.
Evidement cela est symétrique l'émetteur peut être en (A) et le récepteur en (B).		  
  The puissance maximale reçue  P(0) via un meteore underdense est approximativement donnée par :
 where PT is the transmitter power, GT and GR respectively the gains of the transmitter and receiver antennas in the direction of the reflection point, RT and RR the distances of the transmitter and the receiver to the reflection point, λ the radio wavelength used, re the classical electron radius, q the line density of the meteor trail at the reflection point, γ the angle between the incident electric field vector and the direction of the receiver (as seen from the reflection point), φ the half forward scatter angle, i.e., the half of the angle between transmitter and receiver, also as seen from the reflection point, and β the angle between the trail and the propagation plane. r0 is the initial radius of the trail, a quantity that is discussed in more detail in [26]. Most of the geometrical parameters are shown in Figure 6.
  
© www.imo.net

Conclusion : les chiffres utiles !

La vitesse d'impact du météore et sa masse conditionnent le taux d'ionisation. Plus la vitesse et la masse sont grande  plus la réflexion à hautes fréquences et possible.

Néanmoins on peut déduire des information interessantes de cette formule.
J'en retiendrais deux qui conditionnent les "bon choix" pour observer les échos météritiques par radio avec une installation passive simple, ce qui nous interesse ici.

1°) C'est la longueur d'onde utilisée ( ou son équivalent en fréquence ), qui conditionne la durée et la puissance reçue en gardant les autres paramêtres identique.
En clair la durée du signal est inversement proportionnelle au carré de la fréquence.
A titre indicatif   Exemple : Un écho est observé sur 144.2 MHz qui dure 1 seconde, le même écho en FM sur 90.1 MHz durera 2.6 s et 7s sur 55.25 MHz (canal 2) enfin 25 s sur 28.5 MHz .


Il existe également un fréquence de "coupure" qui se situe aux alentours des 200Mhz pour des conditions dites "normales".
Des observations d'échos à des fréquences plus élevées ont été faites mais elle sont extrêment dépendantes de la sensibilité du matériel utilisé et en général on observe que les échos les plus puissants.
L'amplitude réelle dépend des plusieurs facteurs comme la puissance de l'émetteur, l'antenne, et la position relative du météore. Strictement du point de vue physique l'amplitude du signal varie comme l'inverse de la fréquence à la puissance 3/2.  Ainsi un écho sur 144.2 MHz avec une amplitude de 1 µV, donne sur 90.1 MHz, 2µV, sur 55.25 MHz, 4.2 µV et sur 28.5 MHz 11.4 µV.
 

Cela nous indique donc qu'il est inutile ou plutot inéfficace, de chercher à capter les échos météoritiques au delà de 200Mhz.
Typiquement les observations sont faites entre 28Mhz et 145Mhz avec une prépondérence entre 48Mhz et 65Mhz en raison du spectre électromagnétique de l'activité humaine.
En dessous de 20Mhz l'ionosphère terrestre réfléchie le ondes vers le sol et on à d'extrêmes difficultées à distinguer les échos méteoritiques de l'activité humaine.
Celà est discuté plus en détail dans la partie "Matériel".

2°) Enfin une autre question fréquement posée est : Comment orienter mon antenne (directive).
Le calcul  montre qu'il y a une zone "d'intersection idéale" qui garantie un maximum de réception de échos.
Elle se situe aux alentours de 45° d'élévation dans le plan du méridien vers le sud.
 Enfin pour le fun :

Baggaley W.J., Bennett R.G.T., Steel D.I., Taylor A.D., ``The advanced meteor orbit radar facility: AMOR,'' Q. J. R. astron. Soc. 35, pp. 293-320, 1994.
donne une tentative de relation entre la taille du météore sa vitesse et son altitude :

Log10 ro = 0,019h - 1,92 + Log10 (V/40)  avec ro en mètres, h altitude en km et V vitesse en km/s.