droite|200px|vignette|Orbite d'un quasi-satellite générique.
En astronomie, un quasi-satellite ou une quasi-lune est un astéroïde qui coorbite avec une planète autour du Soleil, sur une orbite elliptique qui lui est propre et dont l'excentricité orbitale est différente de celle de l'orbite de la planète, mais a la même longitude moyenne que celle de la planète. Vu depuis la planète, l'astéroïde « semble » en révolution autour d'elle, néanmoins ce n'est pas techniquement le cas. Il s'agit donc d'un compagnon plutôt que d'un satellite naturel.
Le mouvement d'un quasi-satellite est un exemple de mouvement coorbital caractéristique des objets en résonance 1:1 de moyen mouvement. Les deux autres types de mouvement coorbital sont l'orbite en têtard, caractéristique des astéroïdes troyens, et l'orbite en fer à cheval.
Histoire L'existence des quasi-satellites a été suggérée, pour la première fois Entrée , dans ., fin 1913, par l'astronome britannique John Jackson (1887-1958)..
L'expression « quasi-satellite » a été utilisée, pour la première fois, en 1997, par Seppo Mikkola et Kimmo Innanen, ().
Description vignette|droite|350px|Orbite de l'astéroïde 2002 AA29 en 2589 : à gauche vue dans le référentiel du Soleil, à droite vue dans le référentiel terrestre.
Les quasi-satellites sont une solution particulière du problème astronomique dits des trois corps, qui décrit deux objets en révolution autour d'un troisième plus massif (classiquement une planète et un astéroïde autour d'une étoile) ayant la même période de révolution (résonance orbitale 1:1).
Il existe de nombreux exemples de résonance 1:1 dans le système solaire, comme les astéroïdes troyens placés aux points de Lagrange L4 et L5 de Jupiter, ou comme (3753) Cruithne, astéroïde compagnon de la Terre dont l'orbite paraît décrire un fer à cheval vue depuis cette dernière. Cependant, à la différence de ces corps, les quasi-satellites semblent tourner autour de la planète qu'ils accompagnent pour un observateur situé sur celle-ci, accomplissant une sorte de révolution en autant de temps qu'il en faut à la planète pour en faire une autour de son étoile.
Formellement, un quasi-satellite orbite autour de l'étoile et non pas autour de la planète comme un véritable satellite. Même si l'astéroïde reste relativement proche de celle-ci, il en est trop éloigné pour être lié gravitationnellement. Cependant, des perturbations gravitationnelles ont infléchi son orbite pour que, d'une part, il tourne autour de l'étoile en autant de temps que la planète (sur une orbite plus excentrique qui n'est pas forcément située dans le même plan) et, d'autre part, sur une orbite dont les grands axes ont à peu près la même orientation que celle de la planète.
Quand l'astéroïde est au plus proche de l'étoile, il dépasse la planète. Comme son orbite est excentrique, il ralentit ensuite et s'éloigne et finit par dépasser l'orbite de la planète. Vu de celle-ci, tout se passe comme si, au long d'une année, l'astéroïde tournait peu à peu autour, décrivant une trajectoire qui n'est pas circulaire, ni même elliptique, mais en forme de haricot.
Stabilité et transitions QS-HS vignette|droite|350px|Orbite de l'astéroïde . Le Soleil est au centre, la Terre à midi. Les librations autour de midi sont de type quasi-satellite, celles autour de 6 heures sont du type fer à cheval.
Une orbite quasi-satellitaire n'est généralement pas stable. Au-delà, ils reprendront une orbite en fer à cheval (d'une manière similaire à (3753) Cruithne) et il est impossible de dire avec certitude s'ils redeviendront des quasi-satellites au bout de quelques siècles.
Un astéroïde dont l'orbite est suffisamment inclinée et/ou excentrique est susceptible de passer d'un mouvement de type quasi-satellite (QS) à un mouvement de type fer à cheval (HS, pour horseshoe) et inversement. L'animation ci-contre montre le cas de l'astéroide , qui va traverser deux de ces transitions dans les prochains siècles : le mouvement actuel est de type fer à cheval, puis l’astéroïde deviendra un quasi-satellite de la Terre vers l'année 2190 et reprendra son mouvement de fer à cheval.
Des études ont montré qu'il serait possible à un quasi-satellite théorique d'Uranus ou de Neptune de le rester pour la durée de vie du système solaire moyennant certaines conditions d'excentricité et d'inclinaison.. De tels objets n'ont cependant pas encore été découverts.
En 1989, Phobos a possédé pendant quelques mois un quasi-satellite artificiel, la sonde soviétique Phobos 2http://www.federalspace.ru/Doc1Show.asp?DocID=16 (lien mort).
Exemples Quasi-satellites de Vénus :
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.432..886D/abstract Quasi-satellites de la Terre : (3753) Cruithne
(pendant environ 50 ans vers les années 550, 2600 et 3880) . (~1997-2006)
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Quasi-satellite de Mars . Quasi-satellite de Phobos (satellite de Mars) : la sonde (pendant un temps) Quasi-satellites de Jupiter.. : (temporaire vers 2050)
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(temporaire)
200P/Larsen 295P/LINEAR 329P/LINEAR-Catalina 487P/Siding Spring. P/2019 A1 (PANSTARRS) Quasi-satellite de Saturne
Note : fut suspecté d'être un quasi-satellite de Saturne, mais il s'est finalement avéré que ce n'est pas le cas. Quasi-satellite de Neptune
Quasi-satellite de
Notes et références
Voir aussi Bibliographie K.A. Innanen et S. Mikkola, Orbital Stability of Planetary Quasi-Satellites, Cel. Mech. & Dyn. Astronomy (2004).
Articles connexes Satellite naturel Orbite en fer à cheval
Liens externes Quasi-satellite Information Page Earth's New Travelling Companion: Quasi-Satellite Discovered Astronomy.com: A new "moon" for Earth Découverte du premier quasi-satellite de Vénus
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