Description de l'image : Des milliers d'objets sont piégés dans les creux gravitationnels des régions de stabilité de Lagrange. La plupart des planètes du système Solaire ont des astéroïdes Troyens situés proche des emplacements L4 et L5 du système Soleil-planète.
Crédit image: NASA domaine public.
Les satellites naturels orbitent directement autour de leur planète ou de leur planète naine ou de leur astéroïde.
La formation d'un satellite naturel est généralement associée à une "captation" (capture gravitationnelle d'un petit corps céleste) ou à une "accrétion" (agglomération de matière dans le disque originel).
Un satellite naturel de satellite naturel est appelé "satellite secondaire".
• Dans le cas de la captation, il est très difficile pour un objet céleste de se positionner dans la sphère de Hill d'un satellite naturel sans être éjecté. La sphère de Hill d'un satellite naturel est la région de l'espace autour du satellite naturel où sa gravité est plus forte que celle de la planète. À l'intérieur de la sphère de Hill, l'objet céleste pourra orbiter autour du satellite naturel sans être éjecté par la gravité de la planète. Cependant, la sphère de Hill n'est pas une sphère parfaite, elle est généralement étirée dans le sens de la rotation.
De plus, la taille de la sphère de Hill varie en fonction de la distance entre l'objet et le satellite naturel. Plus l'objet est éloigné du satellite naturel, plus la sphère de Hill est petite. Cela est dû au fait que la force gravitationnelle diminue avec la distance.
Enfin, l'orbite de l'objet peut également affecter sa capacité à rester dans la sphère de Hill du satellite naturel. Si l'objet est en orbite très excentrique, il peut passer à l'extérieur de la sphère de Hill à certains moments de son orbite. Dans ce cas, l'objet sera éjecté par la gravité de la planète.
Cependant, il est possible que des petits astéroïdes ou des objets de petite taille puissent être capturés temporairement par un satellite naturel avant de poursuivre leur voyage cosmique autour du Soleil. Ces "mini-lunes" ne peuvent rester que peu de temps en orbite avant d'être éjectées.
• Dans le cas de l'accrétion, lorsque de grandes quantités de matière se rassemblent sous l'effet de la gravité, un corps céleste peut se former et rester en orbite autour d'un autre corps.
L'attraction gravitationnelle peut "piéger" de petits objets ou des fragments de collisions passées, qui peuvent ensuite devenir des satellites naturels temporaires de satellites naturels. Mais ces satellites, beaucoup plus petits que le satellite primaire, ont tendance à avoir des orbites irrégulières et instables.
Cependant, certaines mini-lunes peuvent rester en orbite très longtemps à condition qu'elles soient situées dans les régions de stabilité gravitationnelle de Lagrange.
Le diamètre de la sphère de Hill est grosso modo égal à la distance séparant les points de Lagrange L1 et L2 de l'objet céleste.
Les points de Lagrange sont associés à des positions d’équilibre et il n'est pas rare d’y trouver, dans le système Solaire, des objets naturels comme des petits astéroïdes.
Dans le cas du système Soleil-Jupiter, on observe autour des points de Lagrange L4 et L5 environ 10 000 astéroïdes. Ces astéroïdes sont appelés astéroïdes Troyens.
Les astéroïdes Troyens de Jupiter sont si nombreux que certains d'entre eux ont des satellites naturels à leur tour. D'autres se présentent comme un système binaire dans le sens où le corps principal et sa lune sont de tailles comparables. C'est le cas de (617) Patrocle (environ 145 km de diamètre moyen) avec Menoetius (environ 98 km de diamètre moyen) situés dans la région L5. (16974) Iphthimé (environ 57 km de diamètre moyen) avec S/2013 (16974) (environ 35 km de diamètre moyen) situés dans la région L4. (29314) Eurydamas (environ 40 km de diamètre moyen) avec S/2005 (29314) (environ 24 km de diamètre moyen) situés dans la région L5.
Si ces systèmes binaires existent encore aujourd'hui, c'est qu'ils sont relativement stables sur des échelles de temps considérables. En effet, les deux objets sont suffisamment massifs l'un par rapport à l'autre et leurs distances mutuelles sont suffisamment proches qu'ils peuvent être considérés comme un même objet. Le système binaire orbite autour d'un centre de masse commun appelé le barycentre, suffisamment loin des autres objets célestes pouvant le perturber.
Le plus gros astéroïde Troyen de Jupiter, (624) Hector (environ 250 km de diamètre moyen) est situé dans la région L4 et possède une lune astéroïdale appelée Scamandrios (environ 12 km de diamètre moyen). Scamandrios orbite en 71 heures à environ 957 km du primaire.
Dans ce cas, les deux objets ne sont pas suffisamment massifs l'un par rapport à l'autre, la masse de l'objet principal est nettement supérieure à celle de l'objet secondaire. L'orbite de l'objet plus petit est régulière car elle se situe dans une région de stabilité suffisamment grande et ne rentre pas en résonance avec d'autres objets ou perturbations externes.
Deux satellites naturels de Saturne, Téthys et Dioné, possèdent aussi des Troyens.
Les satellites troyens de Téthys sont Telesto situé autour du point de Lagrange L4 et Calypso situé autour du points de Lagrange L5.
Les satellites troyens de Dioné sont Hélène (L4) et Pollux (L5).
Les astéroïdes Troyens, situés près des emplacements L4 et L5 du système, ne sont pas exactement sur le point de Lagrange, mais en orbite autour de lui. Cette région extrêmement vaste à l'échelle d’un satellite permet la présence de nombreux objets. La gravitation et la mécanique céleste équilibrent naturellement les mouvements des troyens.
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