Los planetas del sistema solar, así como sus satélites, anillos, asteroides y cometas, se caracterizan por movimientos muy complejos. Estos se descomponen, como en el caso de la Tierra, en movimientos sencillos que, al recomponerlos, pueden describir de forma aproximada la realidad del movimiento observado. Así, la física puede estudiarlos con mayor facilidad.
• Todos los cuerpos del sistema solar, incluido el Sol, giran alrededor de su propio eje de rotación.
• Todos los cuerpos del sistema solar giran alrededor del Sol siguiendo una órbita.
• Todos siguen trayectorias elípticas.
• Todos los satélites giran alrededor de los planetas siguiendo trayectorias elípticas.
• El eje de rotación de los planetas está inclinado respecto al plano de su órbita alrededor del Sol.
Las leyes físicas que describen estos movimientos celestes son las tres leyes de Kepler, que hallan completa «justificación» en las leyes de gravitación universal de Newton.

Estas leyes son válidas tanto para los planetas en órbita alrededor del Sol como para los satélites en órbita alrededor de los planetas, los cometas recurrentes, los grupos de meteoritos derivados de la desintegración de antiguos cometas y todos los
asteroides que ocupan el espacio entre Marte y Júpiter.

DIRECCIÓN DE LOS MOVIMIENTOS

El sentido en el que giran todos los planetas alrededor del Sol es «directo», es decir, contrario a las manecillas del reloj, para un observador colocado en el Sol y que mira al polo norte de la eclíptica. Este es también el sentido de la rotación de casi todos los planetas y el de la traslación de casi todos los satélites alrededor de sus planetas.

Haz clic en la imagen para verla a mayor tamaño

ÓRBITAS Y MOVIMIENTOS APARENTES

Contrariamente a lo que podríamos imaginar, las órbitas de los planetas no se hallan sobre el mismo plano. Al igual que la Tierra tiene su eclíptica, cada planeta posee su plano orbital delimitado por su propia órbita.
No obstante, sucede que ciertos planos orbitales están poco inclinados entre sí. Por ejemplo, respecto al plano de la órbita terrestre la inclinación de las diversas órbitas está comprendida en los 5° (a excepción de las órbitas de Mercurio y Plutón). Por esa razón, a menudo podemos ver en el cielo nocturno algunos planetas que, alineados con la Luna, «visualizan» la eclíptica sobre la esfera celeste.
Las distintas velocidades a las que se desplazan los planetas a lo largo de su órbita (más bajas cuando están más alejados del Sol), la continua variación de velocidad derivada de la segunda ley de Kepler, y el hecho de que las órbitas de los planetas no se hallen al mismo nivel son las razones principales que determinan las «irregularidades» observadas desde la Tierra en el movimiento de los planetas.

ALINEAMIENTOS

La distancia angular de un planeta a la alineación Sol-Tierra se llama elongación: si el planeta es exterior a la Tierra, a 0° se habla de conjunción, a 90° de cuadratura, a 180° de conjunción superior; si el planeta es interior, no alcanza la cuadratura y a 0° se habla de conjunción superior y a 180° de conjunción inferior. Para estos últimos, las máximas elongaciones (Este u Oeste, según si siguen o preceden al Sol) son de 28° en el caso de Mercurio y 48° en el caso de Venus.

La mayor luna del sistema solar resulta, a primera vista, poco impresionante: una bola de roca y hielo como una canica, con la superficie gris y blanca. Sin embargo, cuando se observa con más detalle, revela muchos secretos que apuntan a que su historia geológica presenta algunas semejanzas con la de la Tierra.
Las variaciones en la superficie de Ganímedes muestran que a lo largo de su historia ha actuado alguna fuerza para volver a alisarla. Ciertas partes de esta superficie tienen un color gris oscuro y están muy craterizadas, mientras que otras son mucho más blancas y lisas, con menos cráteres. En muchos casos en estas zonas más claras se observan largas crestas paralelas que las recorren y dan al terreno un aspecto de campos arados. Muchos cráteres de estas regiones presentan en su centro una superficie clara y lisa. Estos lugares, llamados palimpsestos, señalan zonas donde parece haberse formado hielo nuevo después de que un cráter perforase la corteza externa.
Las zonas de Ganímedes donde abundan los cráteres parecen ser, en efecto, más antiguas que las partes claras, que están menos craterizadas; entonces, ¿cuál es la fuerza que remodela el satélite? El vulcanismo, no, al parecer: existen unas cuantas manchas en la superficie que indican lugares en los que han manado flujos de lava helada, pero siempre están restringidos a pequeñas áreas. De hecho, los modelos sobre Ganímedes sugieren algo mucho más parecido a un sistema de placas tectónicas como el de la Tierra.

No es éste el único misterio de Ganímedes. Como orbita en torno a Júpiter un poco más lejos que Europa, las fuerzas de marea y el calentamiento por fricción que sufre no son nada en comparación con los que actúan en los dos satélites galileanos interiores. A pesar de ello, como descubrió la sonda Galileo, posee un campo magnético, lo que apunta a que tiene un núcleo de hierro que se mantiene fundido, al menos parcialmente. Sin embargo, aunque Ganímedes es una luna grande, el calor de su formación no sería suficiente por sí solo para fundir el interior y separarlo por capas: Calisto (otra Luna mayor de Júpiter) tiene un tamaño sólo ligeramente menor y, en cambio, ha permanecido siempre completamente congelado.
Pero lo más intrigante del caso es que el número de cráteres descubiertos en las diferentes superficies de Ganímedes apunta a que el terreno más blanco empezó a formarse hace unos 1.000 millones de años. Hasta ese momento, el satélite fue tan frío e inanimado como Calisto.
La órbita de Ganímedes es hoy casi perfectamente circular, lo cual reduce a un mínimo las fuerzas de marea que actúan sobre el satélite. Sin embargo, éste también está influido por Ío y Europa y es posible que el efecto combinado de los dos satélites interiores desplace temporalmente a Ganímedes a una órbita más distorsionada, en la que el efecto del calentamiento por acción de las mareas gravitatorias sea mucho más intenso.
Así pudo suceder hace mil millones de años, provocando que el interior del satélite se diferenciara en un núcleo de hierro fundido y un manto agitado de roca y hielo bajo la corteza. El movimiento del manto empezó a separar gradualmente porciones de superficie. La roca antigua se quebró y se plegó, creando líneas de fallas paralelas por las que se abría paso el hielo nuevo procedente del interior, que produjo nuevas superficies más claras a lo largo de las fallas. Así, el terreno de surcos de Ganímedes es, en realidad, la superficie más antigua, dilatada y deformada del satélite (en contraste con Europa, donde la antigua corteza se rompió limpiamente y los huecos se rellenaron con material completamente nuevo).
Hoy, Ganímedes ha regresado a la órbita circular y el efecto de calentamiento por las mareas gravitatorias ha cesado. Con todo, el interior aún conserva suficiente calor como para que el núcleo del satélite siga parcialmente fundido. Los estudios del campo magnético también sugieren que éste no sólo se origina en el núcleo y que, como algunos de sus hermanos galileanos, Ganímedes quizás oculte también bajo la superficie un océano global de agua salada; otro recuerdo, tal vez, de un tiempo en que estaba mucho más activo que en la actualidad.

Datos de Ganímedes

Máxima proximidad a Júpiter: 1.069 millones de kilómetros
Máxima distancia a Júpiter: 1.071 millones de kilómetros
Diámetro: 5.262 kilómetros
Masa: 0.0247 Tierras
Periodo orbital: 715 días terrestres
Temperatura media en la superficie: -164º C.
Gravedad media en la superficie: 0.145 respecto a la Tierra

Ío es el más interior de los cuatro grandes satélites «galileanos» de Júpiter. Orbita a 421.000 m de su tormentoso planeta padre y es un mundo distinto a todos los demás del sistema solar. La superficie es una mezcla moteada de amarillos, anaranjados y pardos, cuyo aspecto algunos han comparado con el de una pizza. Sin embargo, los estudios sobre la composición de la superficie muestran que, a pesar de los cambios de coloración, la mayor parte de ella está cubierta por un único elemento, el azufre. Gracias a su inusual química, el azufre puede adoptar diversas formas, llamadas estados alótropos, con distintas texturas y colores.
En 1.979, Voyager I se convirtió en la primera sonda espacial en efectuar una aproximación a Ío. Cuando el equipo de observación volvió las cámaras de la sonda para enfocar la cara nocturna del satélite mientras lo dejaba atrás, descubrió con asombro, cerca del limbo, una enorme fuente eruptiva que arrojaba material al espacio; expulsado a gran altitud sobre la superficie, este material era iluminado por el Sol. Era el primer volcán activo que se descubría en otro mundo y se hallaba en una luna que, en teoría, debería haberse enfriado y solidificado hace mucho.

Posteriores estudios llevados a cabo por la s sondas Voyager II y Galileo - ésta en órbita alrededor de Júpiter - han revelado que Ío es el mundo con el vulcanismo más activo del sistema solar, mucho más acusado que el que se observa en la Tierra y en los otros mundos volcánicos que se han descubierto desde entonces. ¿Cómo puede guardar su interior el calor necesario para producir estos volcanes?
La clave está en las fuerzas de marea que se generan en el satélite al orbitar Júpiter. La inmensa gravedad de su planeta padre tira de Ío en una dirección y otra a lo largo de su periodo orbital de 42,5 horas y, como la forma de la luna se ve distorsionada, la fricción entre las rocas genera calor, el suficiente para mantener fundido el núcleo mucho tiempo después de que, por su tamaño, ya debería haberse enfriado y solidificado.
En Ío parecen producirse dos tipos de actividad volcánica. Por una parte, chorros de azufre líquido brotan por las fisuras de la superficie, se alzan a gran altura sobre el satélite y vuelven a caer al suelo, cubriendo el paisaje con una gama de compuestos basados en el azufre. Sé cree que estos penachos volcánicos se originan de forma parecida a los géiseres terrestres: en este caso, se trataría de regiones donde depósitos subterráneos de dióxido de azufre líquido se «sobrecalientan» al contacto con bolsas de lava. Atrapado bajo la superficie, el dióxido de azufre se mantiene en forma líquida aunque se caliente por encima del punto de ebullición; en cambio, donde encuentra un punto débil y alcanza la superficie, hierve y sale despedido hacia el espacio con resultados espectaculares y explosivos. Cuando el material del penacho desciende de nuevo a la superficie forma vistosas escarchas a menudo en manchas circulares alrededor del punto de emisión.

En el resto del satélite, grandes porciones de a superficie se hunden y se hunden para dejar a la vista lagos de lava sulfurosa fundida. El azufre que escapa de estas calderas volcánicas puede renovar la superficie de grande-áreas. Ío presenta 200, al menos, de tales calderas de más de 20 km de diámetro. Según algunos cálculos, los volcanes de Ío emiten cien veces más material que el conjunto de los activos en la Tierra, suficiente para cubrir el satélite entero con una capa de material nuevo de entre 1 mm y 1 cm cada año y para borrar cualquier rastro de cráteres en apenas unos siglos.
No todo el azufre que es expelido a los negros cielos de Ío vuelve a caer a su superficie. Una parte adquiere suficiente energía para escapar definitivamente de la gravedad del satélite, aunque sigue atrapada en órbita alrededor de Júpiter. El campo magnético de éste la canaliza hacia un anillo en forma de rosquilla de partículas de azufre con carga eléctrica que comparte órbita con Ío.

Datos de Ío

Máxima proximidad a Júpiter: 420 mil kilómetros
Máxima distancia a Júpiter: 423 mil kilómetros
Diámetro: 3.643 kilómetros
Masa: 0,0149 Tierras
Periodo orbital: 1.769 días terrestres
Temperatura media en la superficie: -143º C.
Gravedad media en la superficie: 0.183 respecto a la Tierra

De todas las lunas gigantes de Júpiter, Europa es la menor, pero también la más intrigante. Mientras los demás satélites galileanos presentan muchas características aun por explicar, éstas, por lo menos, se pueden fotografiar desde el espacio y quizás, algún día, lleguen a ser exploradas por vehículos robot o incluso por astronautas. Europa es diferente; su mayor secreto parece estar enterrado bajo su superficie, tan hondo que, probablemente jamás seremos capaces de explorarlo y entenderlo, pues se considera que su superficie helada y llena de surcos es poco más que una banquisa de hielo que flota sobre un océano global de muchos kilómetros de profundidad.

La idea de que Europa pudiera tener un océano oculto se sugirió por primera vez a principios de la década de los ochenta, cuando las sondas espaciales Voyager enviaron las primeras imágenes detalladas de la superficie. Las fotografías revelaban una superficie blanca, en general pristina, surcadas de una red de líneas cruzadas de color oscuro y con algunas zonas de tono rosado. Lo extraño era la falta de relieve de la superficie: en términos relativos, Europa es más lisa que una pelota de ping-pong. La superficie de Europa es también de reciente formación: presenta pocas cicatrices de impactos de meteoritos y las que existen son casi fantasmales siluetas de cráteres cuyos bordes apenas se elevan sobre el entorno. El satélite parece tener una notable habilidad para curarse a sí mismo y la mejor explicación de tal fenómeno es que la superficie es móvil y puede recuperar el nivel medio cada vez que se ve perturbada. Incluso puede recomponerse con nuevo material.
Las sondas Voyager demostraron de forma concluyente que la superficie de Europa consiste principalmente en agua helada, teñida en algunos lugares de compuestos químicos e impurezas. Así pues, el agua parecía el remedio lógico que curaba las heridas de Europa: un ungüento fácil de transportar que se congelaba al exponerse al casi vacío reinante en la superficie y que reponía las partes dañadas de la corteza.
Sin embargo, ¿por qué tendría que conservarse agua en estado líquido en Europa cuando, según los patrones normales, el satélite es demasiado pequeño, tiene una atmósfera demasiado enrarecida y se encuentra demasiado alejado del Sol? La respuesta está en las mismas fuerzas de marea que calientan el interior y producen los violentos volcanes de Ío (otra luna de Júpiter). Tal vez. los dos satélites sean muy similares por dentro, con núcleos calientes que contribuyen a generar vulcanismo. Sin embargo, mientras que las erupciones en Ío vierten directamente al espacio, las de Europa se registran bajo kilómetros de hielo. Este calor atrapado mantiene líquidos los niveles inferiores del océano que envuelve Europa, mientras que las capas superiores, heladas, flotan encima de ellas como la banquisa de hielo de los polos terrestres o, incluso, como las placas tectónicas sobre la astenosfera fundida de nuestro planeta

Si Europa posee un océano, ¿podría también albergar vida? En la Tierra, descubrimientos recientes han reforzado la hipótesis de que la vida pudo originarse en condiciones muy parecidas a las que reinan en el profundo océano de Europa, sustentada por la sopa química caliente del entorno de volcanes submarinos y no por el calor del Sol en aguas superficiales poco profundas, por lo tanto, parece ciertamente posible que lo mismo se produzca en el satélite joviano.
Enviar un robot sumergible al océano se Europa en busca de signos de vida es cosa de ciencia ficción y no será una posibilidad factible en el plazo de muchas décadas, por lo que tal vez no lo averigüemos nunca. Las mayores esperanzas de encontrar respuesta o, por lo menos, indicios alentadores se hallan en los hielos superficiales de Europa. Si se descubrieran moléculas orgánicas complejas en aguas que han brotado del interior de Europa, su presencia apuntaría con fuerza a que debajo del hielo existe vida de algún tipo.

Datos de Europa

Máxima proximidad a Júpiter: 665 mil kilómetros
Máxima distancia a Júpiter: 677 mil kilómetros
Diámetro: 3.138 kilómetros
Masa: 0,0083 Tierras
Periodo orbital: 3.55 días terrestres
Temperatura media en la superficie: -148º C.
Gravedad media en la superficie: 0.135 respecto a la Tierra

Hay otro hipotético miembro del sistema solar que merece la pena mencionar ya que su existencia, aunque improbable, desmontaría muchas de las ideas más arraigadas acerca del Sol. Se trata de la presunta «compañera solar masiva», si bien en muchas de las teorías más exóticas que defienden su existencia recibe otro nombre, el de la diosa griega de la venganza divina, Némesis.

Nuestro Sol, por lo demás una estrella corriente, tiene una característica notable: su presencia solitaria en el espacio. La mayoría de estrellas de nuestro cielo han resultado ser miembros de sistemas binarios. Unas están acompañadas de estrellas tan luminosas o más que ellas; otras danzan con los restos densos de compañeras muertas, en otro tiempo masivas, y algunas continúan su vida con normalidad, sin ser perturbadas apenas por la presencia de minúsculas estrellas enanas que pueden orbitarla hasta un año luz de distancia.

¿Y si el Sol tuviera, realmente, una compañera de esta última categoría? Las débiles enanas rojas y las enanas marrones (astros de tamaño intermedio entre los planetas mayores y las estrellas más pequeñas) son difíciles de detectar incluso con instrumentos modernos y una pequeña estrella lejana, en una órbita de muchos millones de años, no se delataría por su influencia gravitatoria. La existencia de una de tales estrellas sirve de base a una de las teorías científicas modernas más audaces.

Desde el descubrimiento, en 1.979, de un raro elemento, el Iridio, en rocas de todo el mundo en el límite entre los períodos geológicos del Cretácico y el Terciario, se ha aceptado generalmente que el impacto de un gran cometa coincidió con la desaparición -y contribuyó a ella- de los dinosaurios y del 85 por ciento de las especies terrestres de nuestro planeta, hace 65 millones de años. La historia de la Tierra está salpicada de tales extinciones en masa y, por ello, los geólogos empezaron pronto a investigar si todas estas catástrofes evolutivas podían estar ligadas a impactos con cuerpos procedentes del espacio. Se encontraron más cráteres, que se dataron en los periodos correspondientes, pero todavía existe controversia sobre si estos impactos, por si solos, pudieron causar la devastación biológica de una extinción masiva. Aun más discutida resulta la afirmación de algunos científicos de que las extinciones masivas y los cráteres principales se producen a intervalos regulares de unos 26 millones de años.

La idea de que las extinciones sigan ciclos regulares todavía es una opinión minoritaria pero, si resultara cierta, no existe ningún mecanismo terrestre que pueda explicarla, por lo que los científicos apuntan a las estrellas y a los largos ciclos de órbitas estelares. Si los grandes cráteres de impacto siguieran ese mismo ciclo, la mejor explicación sería que algo en orbita elíptica perturbara la Nube de Oort a intervalos regulares. Una órbita de 26 millones de años sería excesivamente grande para un objeto de tamaño planetario, pero aceptable para una débil estrella enana.

Los defensores de tal teoría han llamado Némesis a esta «estrella muerta». Si existe, aunque se trate de una mortecina enana marrón, debería quedar al alcance de los telescopios modernos, pero se trata de saber dónde buscar, Némesis podría acechar en cualquier rincón del cielo y su órbita sería tan lenta que no ofrecería pistas gravitatorias para su localización.