Aproximadamente 1.5 millones de kilómetros. Está limitado por el punto en el que la influencia de la gravedad del sol se vuelve lo suficientemente fuerte como la de la Tierra para que cualquier objeto a esa distancia se desate de la Tierra y termine en una órbita independiente alrededor del sol.
Ese límite se aplica en general a cualquier sistema de dos cuerpos, y se llama esfera de Hill. En realidad no es perfectamente esférico, pero lo suficientemente cerca para la mayoría de los propósitos prácticos, y se encuentra entre los puntos L1 y L2 Lagrange. Para órbitas circulares, el radio de la esfera Hill para cualquier planeta o luna se puede calcular a partir de
r = a * (m / (3M)) ^ (1/3)
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Donde r es el radio de la esfera de Hill, m es la masa del planeta o la luna, M es la masa del sol que orbita un planeta, o el planeta que orbita una luna, y a es la distancia del sol (o planeta ) a su planeta (o luna).