Según la teoría más extendida entre los astrónomos, el origen del Sistema Solar fue una nube de gas y polvo que por alguna causa exterior o intrínseca comenzó a contraerse al tiempo que iniciaba un movimiento de rotación. Esta rotación provocaría su aplastamiento hasta alcanzar la forma de un disco de perfil lenticular, es decir más grueso por el centro que por los bordes, de geometría similar a la de una galaxia espiral.

El siguiente paso sería la partición del disco en una parte central, de la que surgió el Sol tras un colapso gravitatorio que permitió el inicio de los procesos de fusión nuclear, mientras las zonas exteriores del disco se fragmentarían a su vez formando numerosos planetesimales -embriones de planetas- que por acreción -fusión de dos o más masas en una sola- acabarían formando, después de innumerables choques muchos de ellos catastróficos, los ocho planetas, sus satélites y los cuerpos menores como planetas enanos, asteroides, transneptunianos y cometas que todavía hoy pululan por el Sistema Solar.

De la mecánica de este modelo se deduce que el Sistema Solar debería ser plano y coincidente con el ecuador solar, así como que los planetas se trasladaran en sus órbitas en el mismo sentido de la rotación solar y rotaran también en ese mismo sentido sobre un eje perpendicular al plano de su órbita y paralelo al eje de rotación del Sol.

¿Ocurre de esta manera? Pues en bastantes casos sí, aunque existen notables excepciones que conviene considerar según los correspondientes parámetros.

Parámetros orbitales

Júpiter, el mayor de los planetas del Sistema Solar

El primer factor a tener en cuenta es la inclinación orbital de los ocho planetas respecto al Sol o, por decirlo de manera más precisa, al ecuador solar. Aunque lo más habitual es tomar como referencia el plano de la eclíptica, es decir, el plano orbital de la Tierra, este criterio nos puede servir para determinar si los planetas se mueven, dentro de un margen de error, en el mismo plano que el determinado por el ecuador rotación solar:

Mercurio	3,38°	Júpiter	6,09°
Venus	3,86°	Saturno	5,51°
La Tierra	7,16°	Urano	6,48°
Marte	5,65°	Neptuno	6,43°

Como puede comprobarse las desviaciones son pequeñas, correspondiendo la mayor curiosamente a la Tierra con poco más de siete grados. Por lo tanto, este parámetro confirma la teoría de la formación del Sistema Solar a partir de un disco de materia en rotación.

Pasamos ahora al segundo parámetro orbital, la excentricidad. Como es sabido las órbitas de los cuerpos celestes no son circulares sino elípticas, pero la excentricidad, es decir su achatamiento, puede variar en un amplio rango aunque aquí, según el modelo, habría que esperar unos valores bajos correspondientes a órbitas casi circulares.

Mercurio	0,2056	Júpiter	0,0484
Venus	0,0068	Saturno	0,0542
La Tierra	0,0167	Urano	0,0472
Marte	0,0934	Neptuno	0,0086

Teniendo en cuenta que un valor 0 para la excentricidad corresponde a una circunferencia, y un valor 1 al achatamiento total, es decir, una línea recta, observamos que salvo Mercurio el resto de los planetas presentan unos valores muy bajos de excentricidad que oscilan entre los mínimos de Venus y Neptuno hasta el máximo de Marte aunque con sólo nueve centésimas, mientras la órbita de la Tierra es la tercera menos excéntrica tras Venus y Neptuno. El valor anormalmente alto de Mercurio, que trajo de cabeza a muchos astrónomos con anterioridad a la interpretación dada por la Teoría de la Relatividad,, se debe a las perturbaciones gravitatorias provocadas por el Sol, mientras el de Marte cabe suponer que se deba también a las perturbaciones jovianas, de menor magnitud que las solares pero no por ello desdeñables. En cualquier caso, el modelo propuesto continúa siendo válido.

Inclinación axial

Venus, la oveja negra de la familia

Pasamos ahora a otro elemento no menos importante, la inclinación del eje de rotación del planeta sobre el plano orbital. Siempre siguiendo el modelo cabría esperar que éste fuera aproximadamente perpendicular al plano orbital, lo que correspondería a un valor de cero grados. Veamos cual es el resultado:

Mercurio	7,00º	Júpiter	3,08º
Venus	177,36º	Saturno	26,73º
La Tierra	23,45º	Urano	97,77º
Marte	23,98º	Neptuno	29,58º

Aquí la situación es mucho más compleja, ya que de los ocho planetas tan sólo dos, Mercurio y Júpiter, presentan unos valores suficientemente bajos. Otros cuatro, la Tierra, Marte, Saturno y Neptuno tienen unas inclinaciones que oscilan entre los 23,45 grados de nuestro planeta y los casi treinta de Neptuno, mientras Urano y sobre todo Venus cuentan con unas inclinaciones mucho mayores, con la de Urano rebasando el ángulo recto, lo que equivale a decir que en lugar de rotar rueda sobre su órbita, y Venus tan cerca de los 180º que rota literalmente cabeza abajo.

La inclinación del eje de la Tierra, responsable del cambio de las estaciones, la explican los astrónomos mediante un choque brutal, algo frecuente en los albores del Sistema Solar, entre la proto Tierra y un objeto hipotético bautizado como Tea aproximadamente del tamaño de Marte. La energía cinética producida por el impacto habría fundido las masas de los dos cuerpos que aglutinados formarían la Tierra primitiva, salvo una parte de ellas que habría salido despedida dando origen a la Luna. A consecuencia del impacto, que habría sido tangencial, el eje de rotación de la Tierra habría quedado desviado en su valor actual. Curiosamente, la inclinación del eje de rotación lunar sobre su propio plano orbital es de tan sólo 1,54 grados. Es posible que esta misma explicación sea también aplicable a Marte, Saturno y Neptuno.

Llegamos ahora a los dos casos “raros”. Urano, como he comentado, está “tumbado” sobre su órbita e incluso le sobran casi ocho grados, lo cual equivale a decir que rota -o mejor dicho “rueda”- en sentido contrario al habitual, de este a oeste en lugar de hacerlo de oeste a este como lo hacen el Sol, la Tierra y el resto de los planetas a excepción de Venus. Según la terminología astronómica, este comportamiento se define como rotación retrógrada.

El caso de Venus es todavía más extremo, puesto que a pesar de que su eje de rotación se desvía de la perpendicularidad con el plano de la órbita en tan sólo 2,64 grados, un ángulo menor incluso que el de Júpiter, se da la circunstancia de que lo hace “boca abajo”, es decir, también con rotación retrógrada.

No acaban aquí las peculiaridades de Venus. Por lo general en los planetas el período de rotación, es decir, la duración del día, suele ser relativamente corta en especial para los planetas gigantes, donde varía entre las aproximadamente 10 horas de Júpiter y las 17,2 de Urano, con valores intermedios para Saturno (10,7) y Neptuno (16,1). La Tierra y Marte tienen unos valores muy parecidos, 24 y 24,5 respectivamente, mientras el día de Mercurio es mucho más largo: 58,6 días terrestres, equivalentes a las dos terceras partes de su período orbital. Esto se debe a que a causa de la atracción gravitatoria del Sol está sometido a una resonancia orbital de 3:2, rotando sobre sí mismo tres veces durante uno de sus años; se trata del mismo fenómeno que hace que la Luna presente siempre la misma cara a la Tierra -resonancia 1:1-, aunque sin alcanzar este extremo.

Por el contrario la duración del día venusiano es de 243 días terrestres, mayor que su año de 225 días, otra peculiaridad a sumar a su inclinación axial.

Cabría pensar que también en los albores del Sistema Solar tuvieron lugar sendos impactos de tal magnitud que tumbaron a Urano y dieron la vuelta a Venus al tiempo que se retardaba la rotación de este último de una forma tan extrema; pero sólo podemos especular en ambos casos.

Órbitas de los satélites

Ganímedes, el mayor satélite del Sistema Solar

Por último, podemos considerar la distribución de las órbitas de los satélites en relación con el plano ecuatorial del planeta al que pertenecen, no así las rotaciones puesto que muchos de ellos, al igual que ocurre con la Luna, presentan rotación capturada mostrando a su primario siempre la misma cara.

En la actualidad se conocen cerca de trescientos satélites de los planetas y planetas enanos, algunos menos si consideramos tan sólo los primeros. Éstos a su vez se pueden dividir en dos grupos: los satélites regulares que son aquéllos cuyas trayectorias orbitales discurren en sentido directo -el de los planetas- teniendo sus órbitas valores bajos de inclinación y excentricidad, y los irregulares que incumplen alguno, varios o la totalidad de estos parámetros.

Las diferencias entre unos y otros permiten conocer sus orígenes. Los regulares se formaron a la par que sus primarios o por impactos posteriores cuando éstos ya estaban estabilizados en sus órbitas, por lo cual cabe esperar que sus órbitas coincidan, dentro de cierto margen, con el plano ecuatorial del planeta y asimismo que sus ejes de rotación sean aproximadamente perpendiculares a sus propias órbitas.

Los irregulares, por el contrario, son resultado de capturas tardías -cosmológicamente hablando- de cuerpos hasta entonces libres, por lo general asteroides, por los campos gravitatorios de los planetas gigantes. Suelen ser cuerpos de pequeño tamaño a excepción de Tritón, el mayor satélite de Neptuno de un tamaño similar al de Plutón, lo que mueve a pensar que, al igual que este planeta enano, fuera originalmente un transneptuniano arrancado de su órbita tras un acercamiento a Neptuno. Por esta razón suelen mostrar valores elevados de excentricidad e inclinación orbital, siendo muchos de ellos retrógrados.

Dentro de los satélites regulares se cuentan la Luna, Fobos y Deimos -los dos satélites marcianos- y los principales satélites de los planetas gigantes a excepción de Tritón: los jovianos Ío, Europa, Ganímedes y Calixto, los saturnianos Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión y Japeto, los uranianos Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón y el neptuniano Proteo. A ellos se suman un puñado de pequeños satélites que por lo general discurren en órbitas próximas al planeta gigante correspondiente o bien por la zona ocupada por los satélites principales, mientras los irregulares ocupan órbitas exteriores en ocasiones muy alejadas. Asimismo se pueden considerar regulares a los corpúsculos que forman los anillos de los cuatro planetas gigantes, todos los cuales son coplanares con el ecuador de los mismos.

Centrándonos en los satélites regulares, dentro de los planetas rocosos, tan sólo nos encontramos con la Luna y los dos marcianos, dado que ni Mercurio ni Venus cuentan con ellos. La órbita de la Luna es de baja excentricidad y su plano se desvía ligeramente del de la Tierra en algo más de cinco grados, por lo que su inclinación respecto al ecuador oscila entre los 18,5 y los 28,5 grados a causa de la inclinación del eje de rotación terrestre por las razones anteriormente explicadas.

Los dos satélites marcianos, Fobos y Deimos, son minúsculos, con unos 25 kilómetros de longitud mayor -son de forma irregular- Fobos y apenas 16 Deimos. Su aspecto en nada se diferencia al de los asteroides de su tamaño, por lo que en algunas fuentes se afirma erróneamente que se trata de dos asteroides capturados. Sin embargo esto no puede ser así, ya que si fueran realmente asteroides capturados no tendrían unas órbitas prácticamente circulares que apenas se desvían un grado del ecuador marciano. Asimismo sus distancias a Marte son tan pequeñas que hubiera resultado imposible alcanzar unas órbitas estables de estas características sin estrellarse contra su superficie.

Los cuatro satélites mayores de Júpiter, conocidos como galileanos, tan sólo se desvían unas décimas de grado del plano ecuatorial, lo que también ocurre con los cuatro satélites irregulares internos salvo Tebe, que supera ligeramente el grado, y con los anillos.

En el sistema de Saturno encontramos un comportamiento similar tanto en los ocho satélites principales como en los dieciséis regulares menores y en sus espectaculares anillos, desviándose de la norma únicamente Japeto, el más exterior de todos ellos, con una inclinación orbital de 15,5 grados pero manteniendo una excentricidad similar a la del resto.

Urano es un caso especial dado que la inclinación de casi 98 grados de su eje de rotación arrastró a sus satélites regulares, cuyas órbitas están asimismo “tumbadas” prácticamente en el mismo ángulo, no sólo las de los cinco satélites principales sino también las de los trece interiores. Al igual que en los otros planetas gigantes, también los anillos están situados en el plano ecuatorial.

Por último Neptuno cuenta con siete satélites regulares con órbitas muy cercanas al planeta que siguen la pauta de inclinaciones orbitales mínimas -la mayor de todas no llegan a los cinco grados- y unas excentricidades asimismo muy bajas. Todos ellos son muy pequeños y solamente Proteo alcanza una dimensión máxima -no es esférico- de 436 kilómetros. En cuanto al ya citado Tritón, el satélite de mayor tamaño, aunque su órbita es prácticamente circular su inclinación alcanza los 157 grados por lo que al igual que Venus rota “boca abajo”, lo que apoya la suposición de que pudiera tratarse de un transneptuniano capturado.

Los planetas enanos

Plutón y Caronte

No, no me había olvidado de Plutón, simplemente lo he colocado en el lugar que le corresponde junto con sus compañeros de categoría. Actualmente están reconocidos como planetas enanos Ceres, hasta entonces considerado un asteroide, el ex-planeta Plutón en realidad un transneptuniano, y tres transneptunianos más: Haumea, Makemake y Eris. No obstante esta clasificación, al ser reciente -data de 2006- y ser todavía objeto de discusión por parte de los astrónomos, podría ser ampliada en un futuro con más transneptunianos -existen varios candidatos potenciales- e incluso quizás también con alguno de los principales asteroides como Palas, Vesta o Higiea. Pero para no liarnos, me ceñiré a los cinco oficiales.

Ceres, el único planeta enano que orbita en el Sistema Solar interior, dentro del cinturón de asteroides existente entre Marte y Júpiter, tiene un diámetro cercano a los mil kilómetros. La excentricidad de su órbita es baja, equivalente a la de los planetas principales, aunque su inclinación orbital es ligeramente superior, unos 10,5 grados. La inclinación de su eje de rotación es de tan sólo unos 4 grados, mucho menor que la terrestre. Carece de satélites, y en conjunto se le puede considerar ajustado al modelo de formación del Sistema Solar; simplemente no llegó a crecer lo suficiente para convertirse en un planeta verdadero.

Plutón, descubierto en 1930, mantuvo durante poco más de sesenta años la singularidad de ser el astro más alejado del Sistema Solar, ya que a partir de 1992 se comenzaron a descubrir transneptunianos que compartían con él esa región del espacio comprobándose que tan sólo era uno más de ellos aunque sí uno de los mayores conocidos hasta ahora. Su excentricidad orbital es relativamente elevada, casi un 25%, y su inclinación orbital también alta, 17,1 grados. Su inclinación axial, por último, alcanza los 122,5 grados, intermedia entre la de Urano y la de Venus. Al ser superior a 90 grados su rotación es retrógrada.

Cuenta con cinco satélites de los cuales el principal, Caronte, es casi de su tamaño y se encuentra tan cerca de él que ambos forman un sistema doble de rotación mutuamente capturada, presentándose mutuamente siempre la misma cara. La órbita de Caronte, o mejor dicho la que describen de forma sincrónica en torno al centro de masas común, tiene una excentricidad y una inclinación mínimas respecto al ecuador de Plutón. Los cuatro satélites restantes son muy pequeños -ninguno llega a los cien kilómetros- y se encuentran a distancias mayores de Plutón. Sus parámetros orbitales son similares a los de Caronte, por lo que al igual que ocurre con Urano, Plutón arrastró a su cohorte de satélites en la desviación de su eje de rotación, probablemente tras una colisión con otro cuerpo durante la formación del Sistema Solar.

Los tres restantes transneptunianos están menos estudiados, tanto por la gran distancia que nos separa de ellos -ninguna sonda espacial los ha visitado a diferencia de Plutón, al que en 2014 sobrevoló la sonda New Horizons- como por lo reciente de su descubrimiento: Haumea en 2003 y Makemake y Eris en 2005. Los dos primeros tienen una excentricidad orbital menor que la de Plutón pero todavía elevada, mientras la de Eris rebasa el 44 %. Las inclinaciones orbitales son también mucho más altas, entre los 28 y 29 grados Haumea y Makemake y 44 Eris. Los valores de la inclinación axial son sólo aproximados: Haumea 126º y Eris 78º, muy elevados e incluso retrógrado en el caso de Haumea, sin que haya podido encontrar el correspondiente a Makemake. Al igual que ocurría con Plutón, sus satélites -dos de Haumea y uno de Makemake y de Eris- parecen ceñir sus órbitas al plano ecuatorial de su respectivo primario, siguiendo su inclinación sobre el plano orbital.

En resumen, mientras Ceres se ajusta aceptablemente bien a la hipótesis del disco plano, los cuatro transneptunianos aparentan haber tenido una génesis bastante más compleja, algo que en principio sería posible achacar a que en esas regiones tan alejadas del Sol su atracción gravitatoria es menor y por consiguiente su capacidad de “poner orden” también; pero tan sólo se trata de una hipótesis que necesitaránía muchas más observaciones, tanto de los transneptunianos descubiertos en los últimos treinta y dos años como de los que se puedan descubrir en un futuro.

En cualquier caso, el Sistema Solar se muestra como un escenario apasionante y complejo muy diferente del organizado reloj cósmico imaginado por los astrónomos de las pasadas centurias.