(45) Eugenia est un astéroïde découvert le 27 juin 1857 par Hermann Goldschmidt depuis son observatoire privé situé au-dessus du café Procope à Paris. Il constitue un objet d'un intérêt scientifique exceptionnel, notamment pour avoir été le deuxième astéroïde autour duquel un satellite naturel a été formellement identifié, révolutionnant ainsi notre compréhension de la prévalence des systèmes binaires ou multiples parmi les petits corps du Système solaire. Sa désignation rend hommage à l'impératrice Eugénie de Montijo, épouse de Napoléon III, perpétuant la tradition du XIX^e siècle consistant à nommer les astéroïdes d'après des figures mythologiques, historiques ou, dans ce cas précis, de la haute noblesse contemporaine, bien que cette pratique ait ultérieurement suscité des débats au sein de la communauté astronomique. Situé dans la partie externe de la ceinture principale, Eugenia orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 2,72 unités astronomiques, accomplissant une révolution complète en environ 4,49 années terrestres sur une trajectoire caractérisée par une excentricité orbitale relativement faible de 0,08 et une inclinaison modérée de 6,6 degrés par rapport au plan de l'écliptique, le plaçant ainsi dans une zone dynamiquement stable entre les résonances orbitales majeures avec Jupiter.

L'analyse morphologique et compositionnelle d'Eugenia, bien que reposant principalement sur des observations au sol avant l'avènement de l'optique adaptative de haute performance et sans le bénéfice d'un survol par une sonde spatiale, a néanmoins permis d'établir un portrait physique remarquablement détaillé. Les occultations stellaires soigneusement chronométrées, conjuguées aux courbes de lumière photométriques et aux reconstructions d'images par interférométrie ou optique adaptative, indiquent un corps de forme irrégulière quoique sensiblement arrondie, avec un diamètre moyen effectif de l'ordre de 214 kilomètres, ce qui le classe parmi les astéroïdes massifs de type F, une sous-classe des astéroïdes carbonés de type C caractérisée par un spectre d'absorption quasiment dépourvu de la bande caractéristique de l'eau d'hydratation autour de 3 micromètres et par un albédo géométrique remarquablement bas, voisin de 0,039, l'un des plus faibles jamais mesurés pour un corps de cette taille. Cette surface d'une noirceur extrême, réfléchissant moins de 4 % de la lumière solaire incidente, est interprétée comme le signe d'une composition de surface dominée par des silicates opaques hydratés mais structurellement liés, des composés carbonés complexes et probablement des minéraux ferromagnésiens fortement altérés par un chauffage interne primordial ou par l'action cumulative des impacts, recouverts d'une épaisse couche de régolithe carboné extrêmement sombre. La classification spectrale F, confirmée par la pente spectrale dans le visible allant du neutre à un léger bleuissement et par l'absence des signatures classiques des silicates anhydres, suggère une minéralogie primitive apparentée aux chondrites carbonées de type CI ou CM, mais ayant subi un métamorphisme thermique plus prononcé, effaçant en grande partie les signatures volatiles.

La densité globale d'Eugenia, déduite avec une précision croissante grâce à la détermination orbitale de ses satellites, se révèle étonnamment faible, de l'ordre de 1,1 à 1,2 gramme par centimètre cube. Cette valeur, très inférieure à la densité d'un corps rocheux monolithique cohérent et même notablement en deçà de celle des chondrites carbonées mesurées en laboratoire, impose un modèle structural où Eugenia est un corps hautement poreux, vraisemblablement un agglomérat gravitationnel de type "tas de décombres" dont la porosité interne macroscopique, c'est-à-dire le volume de vide entre les blocs constituants, atteindrait 50 à 60 % du volume total. Cette structure fragmentaire implique que l'astéroïde n'est pas un monolithe intact mais le produit d'une collision catastrophique survenue il y a probablement plusieurs centaines de millions à un milliard d'années, collision qui a pulvérisé un corps parent bien plus massif et dont les fragments éjectés à faible vitesse se sont ré-accumulés sous l'effet de leur propre attraction gravitationnelle mutuelle pour former un nouveau corps faiblement lié.

La caractéristique la plus remarquable et scientifiquement la plus féconde d'Eugenia réside toutefois dans son cortège satellitaire, qui en fait un système triple hiérarchisé. Le premier satellite, baptisé Petit-Prince, fut découvert le 1^er novembre 1998 par une équipe d'astronomes utilisant le télescope Canada-France-Hawaï équipé d'un système d'optique adaptative. Ce satellite, d'un diamètre estimé à environ 13 kilomètres, orbite autour du corps principal en environ 4,7 jours sur une orbite circulaire d'un rayon de 1 184 kilomètres, fournissant par la troisième loi de Kepler une mesure directe de la masse du système et confirmant de manière irréfutable la très faible densité susmentionnée. L'analyse spectrale de Petit-Prince, bien que difficile en raison de sa faible luminosité, a révélé une composition de surface similaire à celle d'Eugenia, de type F, confortant l'hypothèse d'une origine commune par fragmentation du corps parent. 

La découverte d'un second satellite, nommé S/2004 (45) 1, annoncée en 2007 à partir d'observations réalisées en 2004 par le Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire européen austral, a transformé le système en un trio dynamique d'une grande complexité. Ce satellite intérieur, considérablement plus petit avec un diamètre estimé aux alentours de 6 kilomètres, orbite plus près du corps central, à une distance d'environ 611 kilomètres avec une période de l'ordre de 1,8 jour, sur une orbite dont la quasi-circularité et la coplanarité relative avec l'orbite de Petit-Prince et l'équateur de l'astéroïde central suggèrent une formation in situ dans un disque de débris transitoire ou par une séquence de ré-accrétion post-impact, plutôt que par capture gravitationnelle aléatoire. La configuration orbitale de ces deux lunes, avec des périodes non-commensurables et une stabilité dynamique à long terme, constitue un laboratoire gravitationnel naturel pour l'étude de l'évolution des systèmes multiples et des effets de marée dans le régime des faibles forces.

La période de rotation d'Eugenia, déterminée par photométrie à 5,699 heures, est relativement courte et s'accompagne d'une variation de luminosité d'amplitude modérée, ce qui indique une forme en ellipsoïde allongé dont le rapport entre les axes semi-majeurs et semi-mineurs est d'environ 1,3. L'orientation de l'axe de rotation dans l'espace a été contrainte avec une bonne précision grâce à la combinaison des courbes de lumière historiques, des occultations stellaires et de la géométrie orbitale des satellites, révélant une obliquité, c'est-à-dire une inclinaison de l'équateur par rapport au plan orbital héliocentrique, de l'ordre de 115 degrés, ce qui signifie que le sens de rotation d'Eugenia est rétrograde. La conjonction d'une rotation rétrograde, d'une structure en tas de décombres de faible densité et de l'existence d'un système de lunes stable représente un défi fascinant pour les modèles de formation et d'évolution collisionnelle, car les simulations numériques de fragmentation et de ré-accrétion peinent parfois à reproduire spontanément de telles caractéristiques rotationnelles en présence de satellites orbitant de manière prograde dans le plan équatorial.