Glossaire astronomique
Ce glossaire à pour but de vous aider à vous familiariser avec les différents termes employés en astronomie. Plus
de 151 définitions sont actuellement disponibles.
Les définitions présentes dans ce lexique proviennent de Wikipédia.
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| Parsec | Haut de page  |
Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. C'est la contraction de « parallaxe-seconde ».
Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes.
Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur.
Un parsec vaut donc cotg[./(360×3600)]×0,5 ua . 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×1016 m ou environ 3,26 années lumière.
Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière.
Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence. Le parsec dériva de cette méthode. La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie.
L'étoile la plus proche du Soleil, . Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc).
Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc.
Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Galaxie, Orbite, Unité astronomique
Références: Année lumière, Magnitude, Magnitude absolue
Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes.
Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur.
Un parsec vaut donc cotg[./(360×3600)]×0,5 ua . 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×1016 m ou environ 3,26 années lumière.
Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière.
Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence. Le parsec dériva de cette méthode. La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie.
L'étoile la plus proche du Soleil, . Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc).
Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc.
Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.
Voir aussi: Étoile, Astronomie, Galaxie, Orbite, Unité astronomique
Références: Année lumière, Magnitude, Magnitude absolue
| Pergélisol | Haut de page |
Le permafrost ou pergélisol désigne un sous-sol gelé en permanence, au moins pendant deux ans.
Ses formation, persistance ou disparition sont très étroitement liées aux changements climatiques. C'est pourquoi le permafrost est étudié en tant qu'indicateur du réchauffement global. Il représente environ 20 % de la surface de terre du monde. La couche de terre qui se trouve au dessus du permafrost et qui dégèle en été est appelée zone active. La zone active permet le développement de plantes, alors que le permafrost ne le permet pas. L'épaisseur de la zone active varie avec les années et les lieux, et mesure généralement de 0,6 à 4 mètres. L'épaisseur du permafrost peut faire plusieurs centaines de mètres (440 m, en Alaska).
Dans les Alpes, le permafrost se retrouve au dessus de 2500 m sur les parois orientées au nord. Un dégel de ces zones pourrait provoquer des éboulements importants.
En outre, ce dégel, dû au réchauffement climatique, pourrait augmenter du fait de dégagement de gaz à effets de serre, dont le fameux méthane. D'ou l'emballement possible (même si on sait pas précisément quand) de la machine climatique !
Voir aussi: Permafrost
Références: Permafrost
Ses formation, persistance ou disparition sont très étroitement liées aux changements climatiques. C'est pourquoi le permafrost est étudié en tant qu'indicateur du réchauffement global. Il représente environ 20 % de la surface de terre du monde. La couche de terre qui se trouve au dessus du permafrost et qui dégèle en été est appelée zone active. La zone active permet le développement de plantes, alors que le permafrost ne le permet pas. L'épaisseur de la zone active varie avec les années et les lieux, et mesure généralement de 0,6 à 4 mètres. L'épaisseur du permafrost peut faire plusieurs centaines de mètres (440 m, en Alaska).
Dans les Alpes, le permafrost se retrouve au dessus de 2500 m sur les parois orientées au nord. Un dégel de ces zones pourrait provoquer des éboulements importants.
En outre, ce dégel, dû au réchauffement climatique, pourrait augmenter du fait de dégagement de gaz à effets de serre, dont le fameux méthane. D'ou l'emballement possible (même si on sait pas précisément quand) de la machine climatique !
Voir aussi: Permafrost
Références: Permafrost
| Périapside | Haut de page |
Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite.
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périastre, Périgée
Références: Apoapside, Apside, Périastre, Périgée, Périphélie
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périastre, Périgée
Références: Apoapside, Apside, Périastre, Périgée, Périphélie
| Périastre | Haut de page |
Le périastre, périgée, périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite.
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e)
où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périapside, Périgée
Références: Apside, Périapside, Périgée
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e)
où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périapside, Périgée
Références: Apside, Périapside, Périgée
| Périgée | Haut de page |
Le périastre, périgée, périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite.
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e)
où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périapside, Périastre
Références: Apside, Périapside, Périastre
Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre.
La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : q = a(1 . e)
où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité.
Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, on utilise un terme spécialisé apparenté (seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés) : Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.
Voir aussi: Étoile, Apoapside, Apside, Excentricité, Orbite, Périapside, Périastre
Références: Apside, Périapside, Périastre
| Périphélie | Haut de page |
Le périhélie est le point de l'orbite d'un corps céleste (planète, comète, etc.) qui est le plus rapproché du Soleil.
Cela se dit aussi de l'époque où l'objet a atteint ce point.
La Terre décrit une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Elle est au périhélie vers le 3 janvier, à une distance de 0,983 ua.
Voir périapside pour plus de détails.
L'antonyme de périhélie est aphélie.
Voir aussi: Aphélie, Comète, Orbite, Périapside
Cela se dit aussi de l'époque où l'objet a atteint ce point.
La Terre décrit une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Elle est au périhélie vers le 3 janvier, à une distance de 0,983 ua.
Voir périapside pour plus de détails.
L'antonyme de périhélie est aphélie.
Voir aussi: Aphélie, Comète, Orbite, Périapside
| Permafrost | Haut de page |
Le permafrost ou pergélisol désigne un sous-sol gelé en permanence, au moins pendant deux ans.
Ses formation, persistance ou disparition sont très étroitement liées aux changements climatiques. C'est pourquoi le permafrost est étudié en tant qu'indicateur du réchauffement global. Il représente environ 20 % de la surface de terre du monde. La couche de terre qui se trouve au dessus du permafrost et qui dégèle en été est appelée zone active. La zone active permet le développement de plantes, alors que le permafrost ne le permet pas. L'épaisseur de la zone active varie avec les années et les lieux, et mesure généralement de 0,6 à 4 mètres. L'épaisseur du permafrost peut faire plusieurs centaines de mètres (440 m, en Alaska).
Dans les Alpes, le permafrost se retrouve au dessus de 2500 m sur les parois orientées au nord. Un dégel de ces zones pourrait provoquer des éboulements importants.
En outre, ce dégel, dû au réchauffement climatique, pourrait augmenter du fait de dégagement de gaz à effets de serre, dont le fameux méthane. D'ou l'emballement possible (même si on sait pas précisément quand) de la machine climatique !
Voir aussi: Pergélisol
Références: Pergélisol
Ses formation, persistance ou disparition sont très étroitement liées aux changements climatiques. C'est pourquoi le permafrost est étudié en tant qu'indicateur du réchauffement global. Il représente environ 20 % de la surface de terre du monde. La couche de terre qui se trouve au dessus du permafrost et qui dégèle en été est appelée zone active. La zone active permet le développement de plantes, alors que le permafrost ne le permet pas. L'épaisseur de la zone active varie avec les années et les lieux, et mesure généralement de 0,6 à 4 mètres. L'épaisseur du permafrost peut faire plusieurs centaines de mètres (440 m, en Alaska).
Dans les Alpes, le permafrost se retrouve au dessus de 2500 m sur les parois orientées au nord. Un dégel de ces zones pourrait provoquer des éboulements importants.
En outre, ce dégel, dû au réchauffement climatique, pourrait augmenter du fait de dégagement de gaz à effets de serre, dont le fameux méthane. D'ou l'emballement possible (même si on sait pas précisément quand) de la machine climatique !
Voir aussi: Pergélisol
Références: Pergélisol
| Phase | Haut de page |
La phase de la Lune désigne la manière dont on voit celle-ci depuis un endroit de la Terre. Selon la position relative de l'observateur par rapport à la Lune et au Soleil, celui-ci voit la Lune plus ou moins éclairée : nouvelle Lune (Lune noire, non éclairée), premier quartier, pleine Lune (Lune entièrement éclairée), dernier quartier.
Références: Naine blanche
Références: Naine blanche
| Photosphère | Haut de page |
La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du Soleil. Elle a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et une température de l'ordre de 6000 °C en surface. Elle présente un aspect irrégulier causé par la juxtaposition de granules (grains de riz) et devient parsemée de taches solaires d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans.
Les facules sont des petites zones brillantes entourant les taches solaires lorsque celles-ci se trouvent très près du bord du disque solaire. Entre la photosphère et le c.ur du Soleil, la température et la pression augmentent lorsque la distance au centre du Soleil diminue.
Voir aussi: Taches solaires
Références: Chromosphère, Couronne solaire, Facule, Taches solaires
Les facules sont des petites zones brillantes entourant les taches solaires lorsque celles-ci se trouvent très près du bord du disque solaire. Entre la photosphère et le c.ur du Soleil, la température et la pression augmentent lorsque la distance au centre du Soleil diminue.
Voir aussi: Taches solaires
Références: Chromosphère, Couronne solaire, Facule, Taches solaires
| Planétésimaux | Haut de page |
Dans le scénario actuel de formation des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire . jusqu'à quelques masses solaires, soit la grande majorité des étoiles . une nébuleuse se contracte gravitationnellement et se fragmente pour donner des c.urs protostellaires. Dans ceux-ci, se forment au centre une étoile qui grossit par accrétion de la matière environnante ; un disque d'accrétion et une enveloppe circumstellaire accompagnent cette étoile. L'accrétion est accompagnée d'éjection d'une partie significative de la matière chutant sur l'étoile sous la forme de jets d'éjection polaires. Dans le disque d'accrétion se forment des corps par agrégation de poussière appelés planétésimaux. Une fois atteinte une masse critique, ces planétésimaux se mettent à leur tour à accréter la matière environnante pour former des planètes. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un système planétaire.
Voir aussi: Étoile, Accrétion, Nébuleuse
Voir aussi: Étoile, Accrétion, Nébuleuse
| Point de Lagrange | Haut de page |
Un point de Lagrange (noté Li), ou point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en orbite l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, se combinent de manière à fournir un point d'équilibre à un troisième corps de masse négligeable, tel que les positions relatives des trois corps soient fixes.
Il existe cinq points de Lagrange différents, c'est-à-dire cinq positions relatives de l'espace différentes.
Si on donne en exemple les points de Lagrange du système Soleil-Terre, ces cinq points sont notés et définis comme suit :
Exemple: On considère un objet orbitant autour du Soleil, plus près de celui-ci que la Terre mais sur une même ligne. Cet objet subit une gravité solaire supérieure à celle de la Terre, et tourne donc plus rapidement autour du Soleil que ne le fait la Terre. Mais la gravité terrestre contrecarre en partie celle du Soleil, ce qui le ralentit. Plus on rapproche l'objet de la Terre, plus cet effet est important. À un certain point, le point L1, la vitesse angulaire de l'objet devient exactement égale à celle de la Terre.
Exemple: Le principe est similaire au cas précédent, de l'autre côté de la Terre. L'objet devrait tourner moins vite que la Terre parce que la gravité solaire y est moindre, mais le champ gravitationnel supplémentaire dû à la Terre tend à l'accélérer. Au point L2, l'objet tourne exactement à la même vitesse que la Terre autour du Soleil.
Exemple: De manière identique au point L2, il existe un point situé un peu plus loin que l'opposé de la Terre par rapport au Soleil, où un objet de masse négligeable serait en équilibre.
Fait remarquable, ces deux derniers points ne dépendent en rien des masses relatives des deux autres corps.
Pour les trois premiers points de Lagrange, la stabilité n'apparaît que dans le plan perpendiculaire à la ligne occupée par les deux masses. Par exemple, pour le point L1, si on déplace un objet perpendiculairement à la ligne entre les deux masses, les deux forces gravitationnelles vont jouer pour le ramener vers la position initiale. L'équilibre est stable. En revanche, si on le déplace vers une des deux masses, alors le champ de celle-ci va l'emporter sur l'autre et l'objet tendra à se rapprocher encore plus. L'équilibre est instable. Pour les points L4 et L5, la stabilité est obtenue grâce aux forces de Coriolis qui agissent sur les objets s'éloignant du point.
Étant données les questions de stabilité évoquées plus haut, on ne trouve pas d'objet naturel autour des points L1, L2 et L3 dans le système solaire. Cependant, ils représentent tout de même un intérêt pour les réalisations scientifiques, car ils permettent des économies de combustible pour le contrôle d'orbite et d'attitude. Ceci n'est pas valable pour le point L3, du fait de son éloignement de la Terre. Sa seule application était que les auteurs de science-fiction et de bande dessinée aimaient y placer une Anti-Terre. En revanche, des missions spatiales utilisent L1 et L2 : c'est le cas de la sonde SoHO (Solar and Heliospheric Observatory) une station d'observation du Soleil située au point
L4 et L5 étant stables, on y trouve de nombreux corps naturels. Dans le système Jupiter-Soleil, plusieurs centaines d'astéroïdes, appelés astéroïdes Troyens, s'y agglutinent (près de 1800 en avril 2005). On en compte quelques-uns dans les systèmes Neptune-Soleil et Mars-Soleil. Curieusement, il semblerait que le système Saturne-Soleil ne soit pas en mesure d'en accumuler, à cause des perturbations joviennes. On trouve également des objets à ces points dans le système Saturne-satellites de Saturne : Saturne-Téthys avec Télesto et Calypso aux points L4 et L5, et Saturne-Dioné avec Hélène au point L4 et Pollux au point L5. Dans le système Terre-Soleil, il n'y a pas d'objet connu de grande taille aux points Troyens, mais on y a découvert une légère surabondance de poussière en 1950. De légers nuages de poussière sont également présents pour le système Terre-Lune; cela a fait renoncer à y placer un télescope spatial comme le projet en avait été envisagé.
Voir aussi: Lagrange, Orbite
Références: Astéroïde troyen, Lagrange, Troyen
Il existe cinq points de Lagrange différents, c'est-à-dire cinq positions relatives de l'espace différentes.
Si on donne en exemple les points de Lagrange du système Soleil-Terre, ces cinq points sont notés et définis comme suit :
- L1 : sur la ligne définie par les deux masses, entre celles-ci.
Exemple: On considère un objet orbitant autour du Soleil, plus près de celui-ci que la Terre mais sur une même ligne. Cet objet subit une gravité solaire supérieure à celle de la Terre, et tourne donc plus rapidement autour du Soleil que ne le fait la Terre. Mais la gravité terrestre contrecarre en partie celle du Soleil, ce qui le ralentit. Plus on rapproche l'objet de la Terre, plus cet effet est important. À un certain point, le point L1, la vitesse angulaire de l'objet devient exactement égale à celle de la Terre.
- L2 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus petite.
Exemple: Le principe est similaire au cas précédent, de l'autre côté de la Terre. L'objet devrait tourner moins vite que la Terre parce que la gravité solaire y est moindre, mais le champ gravitationnel supplémentaire dû à la Terre tend à l'accélérer. Au point L2, l'objet tourne exactement à la même vitesse que la Terre autour du Soleil.
- L3 : sur la ligne définie par les deux masses, au-delà de la plus grande.
Exemple: De manière identique au point L2, il existe un point situé un peu plus loin que l'opposé de la Terre par rapport au Soleil, où un objet de masse négligeable serait en équilibre.
- L4 et L5 : sur les deux triangles équilatéraux dont la base est formée par les deux masses. L4 est en avance sur la plus petite des masses, dans son orbite autour de la grande, et L5 est en retard. Ces points sont parfois appelés points de Lagrange triangulaires ou points Troyens.
Fait remarquable, ces deux derniers points ne dépendent en rien des masses relatives des deux autres corps.
Pour les trois premiers points de Lagrange, la stabilité n'apparaît que dans le plan perpendiculaire à la ligne occupée par les deux masses. Par exemple, pour le point L1, si on déplace un objet perpendiculairement à la ligne entre les deux masses, les deux forces gravitationnelles vont jouer pour le ramener vers la position initiale. L'équilibre est stable. En revanche, si on le déplace vers une des deux masses, alors le champ de celle-ci va l'emporter sur l'autre et l'objet tendra à se rapprocher encore plus. L'équilibre est instable. Pour les points L4 et L5, la stabilité est obtenue grâce aux forces de Coriolis qui agissent sur les objets s'éloignant du point.
Étant données les questions de stabilité évoquées plus haut, on ne trouve pas d'objet naturel autour des points L1, L2 et L3 dans le système solaire. Cependant, ils représentent tout de même un intérêt pour les réalisations scientifiques, car ils permettent des économies de combustible pour le contrôle d'orbite et d'attitude. Ceci n'est pas valable pour le point L3, du fait de son éloignement de la Terre. Sa seule application était que les auteurs de science-fiction et de bande dessinée aimaient y placer une Anti-Terre. En revanche, des missions spatiales utilisent L1 et L2 : c'est le cas de la sonde SoHO (Solar and Heliospheric Observatory) une station d'observation du Soleil située au point
L4 et L5 étant stables, on y trouve de nombreux corps naturels. Dans le système Jupiter-Soleil, plusieurs centaines d'astéroïdes, appelés astéroïdes Troyens, s'y agglutinent (près de 1800 en avril 2005). On en compte quelques-uns dans les systèmes Neptune-Soleil et Mars-Soleil. Curieusement, il semblerait que le système Saturne-Soleil ne soit pas en mesure d'en accumuler, à cause des perturbations joviennes. On trouve également des objets à ces points dans le système Saturne-satellites de Saturne : Saturne-Téthys avec Télesto et Calypso aux points L4 et L5, et Saturne-Dioné avec Hélène au point L4 et Pollux au point L5. Dans le système Terre-Soleil, il n'y a pas d'objet connu de grande taille aux points Troyens, mais on y a découvert une légère surabondance de poussière en 1950. De légers nuages de poussière sont également présents pour le système Terre-Lune; cela a fait renoncer à y placer un télescope spatial comme le projet en avait été envisagé.
Voir aussi: Lagrange, Orbite
Références: Astéroïde troyen, Lagrange, Troyen