L'astronomie des météores instrumentée est un domaine relativement jeune ne remontant pas plus loin que 1936, lorsque débuta le Projet Météore de Harvard. La détermination des distributions de masse, taille et composition a été difficile parce que l'on doit parvenir aux résultats uniquement par inférence et non à partir d'études d'échantillons recueillis sur le terrain.
La théorie actuelle maintient que les météores proviennent de 2 sources : les comètes et les asteroïdes. On pense que les météores qui survivent suffisamment longtemps dans notre atmosphère pour atteindre la surface sont d'origine asteroïdale. Les éléments spectroscopiques semblent indiquer que les comètes seraient composées de particules solides — "poussière" — faiblement liées avec des matériaux qui ne peuvent exister sous forme solide qu'à des températures très basses. Seule la poussière peut exister pendant un temps appréciable dans le système solaire, et ce sont ces solides qui apparaissent comme des méteoroïdes cométaires. En passant, ceci n'exclut pas la pénétration profonde de notre atmosphère par de grand fragments cométaires. Le météore de Tunguska de 1908 est considéré comme ayant été un de ces fragments, et l'effet dévastateur de sa rencontre est encore visible aujourd'hui s1Krinov, 1963.
Presque toutes les météorites dans les collections de musée ont été trouvées accidentellement et le moment d'arrivée d'environ la moitié d'entre elles est inconnu. Cherchant à augmenter le taux de récupération et à indiquer exactement le moment de l'arrivée, l'Institution Smithsonienne commence à concevoir le Réseau Prairie au début des années 1960s s2McCrosky, 1965 dans le but d'augmenter la couverture de zone au-delà de celle du Projet de Harvard et d'améliorer la probabilité d'observer des objets grands et brillants. Entre 1936 et 1963, 4 avancées techniques se révèlent particulièrement importantes dans la conception du système de base : l'appareil photo Super-Schmidt, des émulsions photographiques plus rapides, le radar et l'orthiconoscope d'image. Le Super-Schmidt et le film à haute-vitesse furent utilisés à l'origine dans un effort de détermination des trajectoires de météores faibles ayant des masses initiales de ~102 gm. Le radar et l'orthiconoscope d'image ont été combinés dans un système pour l'étude des météores plus faibles que ce que les Super-Schmidts sont capables de détecter, et présumés être d'origine cométaire. Une autorisation de la NASA établit le réseau, et le 1er prototype de station photographique devient opérationnel à Havana (Illinois) en mars 1963. 1 an plus tard environ, le réseau fonctionnait pour la 1ʳᵉ fois lorsque 10 stations commencèrent à fonctionner de manière fiable.
Le réseau complet consiste maintenant en 16 stations de 4 appareils photos chacune, situées aux apex d'un ensemble de triangles équilatéraux imbriqués, séparés de 225 km. Chacun de ces 4 appareils est aligné sur un point cardinal du compas avec la diagonale de son film de 9,5 pouces2 orienté verticalement. L'axe optique de l'appareil est élevé à un angle de 35 ° de l'horizon, mais le champ effectif réel de l'objectif étant de ~100 ° un coin du film photographiera ~10 ° en-dessous de l'horizon et l'extrême du coin opposé n'est pas loin de couvrir le zenith de ~10 ° (voir fig. 1). Par conséquent, il existe 5 points aveugles : 1 vertical et les 4 autres aux orientations de compas vrai de 45° 135°, 225° et 315°, totalisant environ 20 % de l'ensemble de l'hémisphère. L'ensemble des 16 stations interlocking couvre une zone totale d'impact de 1 500 000 km2.
Les Super-Schmidts sont capables d'enregistrer des étoiles de magnitude photographique aussi basse que Mpg = +3, mais les appareils du réseau ont une sensibilité considérablement plus faible, calculée à Mpg = -3.
La vitesse angulaire de la météorite est déterminée en interrompant le trait de sa trajectoire sur le film au moyen d'un obturateur s'exécutant continuellement. La mouvement de l'obturateur est interrompu à intervalles reguliers afin de produire un code horaire indiquant le temps en référence à une image d'horloge photographiée sur chaque image. Ceci permet de fixer le moment du passage par rapport à l'intervalle de l'exposition.
L'exposition standard est de 3 h de manière à ce que 3 à 4 clichés soient produits chaque nuit. L'opération de la caméra est contrôlée par des interrupteurs photosensibles activant le système au crépuscule et l'éteignant à l'aube. Afin d'éviter un ternissement par la lumière de la Lune et d'autres conditions de ciel lumineux, chaque caméra est équipée avec un filtre de densité neutre et un diaphragme activaté par un photomètre.
D'autres caractéristiques assurent l'exposition adéquate et l'enregistrement des intervalles de temps de météores ayant une magnitude photographique supérieure à Mpg = -6.
Les magnitudes stellaires sont indiquée sur une échelle logarithmique. Une différence de 5 magnitudes correspond à
un ratio de luminosité de 100. Parce que les astronomes ont traditionnellement fait référence à une étoile brillante
comme étant de la 1ère magnitude
, et aux étoiles moins brillantes comme étant des étoiles de 2ᵉ
magnitude
ou de 3ème magnitude
, le signe donné à une magnitude est à l'inverse de sa
luminosité. Un objet de MV -1 est, par cette convention, 100 fois plus brillante qu'un objet de
MV +4 (une différence de 5 magnitudes). Les magnitudes de certains corps célestes familiers sont : Soleil -26,72 ; pleine Lune ~-12 ; Vénus -3,2 à -4,3 ; Vega +0,1 ;
Polaris +2,1. La plus faible magnitude visible pour l'œil normal non aidé de l'homme est autour d'environ +6.
Les magnitudes photographiques (Mpg) et radar (Mrad) sont liées à des magnitudes visuelles par des coéfficients qui sont fonctions de la longueur d'onde de la radiation comme des caractéristiques du détecteur.
Bien qu'un météore puisse être enregistré par plus de 2 caméras ou stations, seules 2 vues sont nécessaires pour déterminer l'altitude, la vitesse et l'azimut. Les 2 meilleures vues sont celles dans lesquelles la ligne les reliant est la plus quasi-perpendiculaire à la trajectoire. De telles pairs stéreo détecteront des météores à des altitudes de 40 à 120 km. Si les mesures indiquent que le météore pourrait atterrir dans une région relativement accessible au personnel du réseau, une 3ᵉ vue de la la trajectoire, downstream de la 1ʳᵉ paire, et où le météore est tombé à une altitude d'entre 10 et 40 km, est alors mesurée pour déterminer le taux de l'élan perdu à partir duquel l'ellipse d'impact est calculée.
Le film exposé de la moitié des stations est recueilli toutes les 2 semaines et scanné aux quartiers-généraux de terrain à Lincoln, Nebraska. Le rythme d'acquisition de film est de ~500 météores multi-station et météores ~500 station-unique par an. Les images avec des météores de 1 station sont découpées de la bande du film et une recherche est faite pour les vues du même événement pris à d'autres stations. Les événements assemblés sont alors envoyés à Cambridge, Massachusetts, pour mesure. Il est nécessaire de mesurer la longueur de chaque intervalle sur la piste du météore produite par l'obturateur, les positions d'environ 40 étoiles, et de faire des mesures densitométrique de la trace.
Une des fonctions les plus importantes du réseau est de faciliter la récupération de matériau météoritique. La
conception du réseau est adéquate pour fournir une erreur d'impact
de 100 m pour les meilleurs objets
déterminés
. Mais une telle précision ne permet pas de garantir la récupération parce que l'objet à rechercher
est pratiquement indistinguable des autres pierres communes sur le terrain. Une recherche récente occupant 150
jours-homme ne déboucha sur aucune récupération. Depuis le début du projet quelques 500 jours-hommes de recherche
n'ont rapporté aucune récupération.
En contraste, le "réseau" Canadien, qui n'était pas encore en opération en juin 1968, a déjà récupéré au moins 1 météore par des interrogations minutieuses et étendues de personnes ayant vu des chutes de météorites. De la même manière, en Tchécoslovaquie, 4 morceaux, sur les nombreux qui constituaient le météore de Pribram, ont été récupérés avant que le point d'impact ait été déterminé d'après les données obtenues par un système simple de 2 stations à cet effet.