Que sont les étoiles filantes ?

Au-delà de la première impression « Vitesse lumière, Chewbacca ! », sur cette image, les Perséides semblent toutes converger vers un même point : leur radiant, situé dans la constellation de Persée. Mais derrière ces traits lumineux se cache une physique bien plus complexe qu’un simple « caillou qui brûle ».

Une étoile filante apparaît lorsqu’un météoroïde pénètre dans la haute atmosphère à très grande vitesse. Les Perséides arrivent à environ 59 km/s.

1 — Compression, plasma et vaporisation

À cette vitesse, le météoroïde comprime brutalement l’air devant lui. Le gaz est porté à plusieurs milliers de degrés et devient partiellement ionisé : un plasma se forme autour du corps.

Cette énergie provoque l’ablation du météoroïde : sa surface chauffe et se vaporise, libérant des atomes de sodium, magnésium, fer, calcium…

2 — Excitation : l’origine des raies colorées

Les collisions excitent les électrons de ces atomes. Lorsqu’ils reviennent vers un niveau d’énergie inférieur, ils émettent des photons à des longueurs d’onde bien précises.

Chaque élément possède donc sa propre signature spectrale :

• Sodium ≈ 589 nm : jaune-orangé ;
• Magnésium ≈ 518 nm : vert ;
• Fer : nombreuses raies réparties dans le visible, contribuant notamment aux zones blanchâtres ;
• D’autres éléments complètent le spectre.

3 — Puis vient l’ionisation

Lorsque les collisions deviennent suffisamment énergétiques, elles peuvent arracher des électrons aux atomes : ils deviennent des ions, qui possèdent à leur tour leurs propres raies d’émission.

• Ca II — 393,4 et 396,8 nm : calcium ionisé, dans le violet profond, à la limite du proche ultraviolet ;
• Mg II — 448,1 nm : magnésium ionisé, dans le bleu, donc bien dans le spectre visible ;
• Si II — notamment vers 634,7 nm : silicium ionisé, dans le rouge.

Excitation et ionisation ne sont pas deux régimes séparés : elles coexistent, leur importance évoluant progressivement avec l’énergie disponible.

4 — L’atmosphère participe elle aussi

La lumière ne provient pas uniquement du météoroïde. L’azote et l’oxygène atmosphériques sont eux aussi excités et ionisés et ajoutent leurs émissions à celles de la matière vaporisée.

La couleur observée est donc le résultat d’un mélange entre les émissions du météoroïde et celles de l’atmosphère.

5 — Et après le passage : la recombinaison

Dans le sillage subsiste brièvement une colonne de gaz ionisé. En se refroidissant, ions et électrons se recombinent, produisant encore de la lumière. Sur les météores les plus brillants, ce phénomène participe aux traînées persistantes observables après leur passage.

Une question de vitesse

Il n’existe pas de seuil parfaitement net, mais on peut retenir quelques ordres de grandeur :

• 11–20 km/s : excitation largement dominante ;
• 20–30 km/s : ionisation de plus en plus importante ;
• > 30–40 km/s : excitation et ionisation deviennent toutes deux très fortes.

À 59 km/s, les Perséides appartiennent donc clairement aux météores rapides, capables d’ioniser fortement leur propre matière comme l’atmosphère.

Sur cette image, les variations du jaune-orangé au blanc puis au vert témoignent ainsi de l’évolution de l’ablation, de la composition des matériaux vaporisés, de leur excitation et de leur ionisation, mais aussi de la contribution de l’atmosphère.

Chaque Perséide est finalement, pendant une fraction de seconde, un véritable spectre naturel d’un fragment de matière interplanétaire traversant notre atmosphère.