Sistemas del Universo
EnciCato
En el presente escrito, universo (o “mundo”) debe entenderse en el sentido
astronómico, con significados más amplios o más estrechos, e incluyendo desde
nuestro planeta terrestre hasta el universo estelar. El término “sistemas”
restringe su alcance a la estructura general y a los movimientos de los cuerpos
celestes, pero incluye todas las edades del mundo: presente, pasado y futuro.
I. TIEMPOS HISTÓRICOS DEL UNIVERSO
El sistema actual, en su significado más amplio, constituye el objeto de la
cosmografía universal. Lambert, los dos Herschels, Laplace, Newcomb y otros
hicieron descripciones de este tipo. La presente sección trata únicamente del
sistema solar y, en particular, de las debatidas teorías de Ptolomeo y Copérnico,
y las pruebas a favor de este último.
A. Sistemas de Ptolomeo y Copérnico
(1) Astronomía griega
Los más antiguos sistemas astronómicos se encuentran en la escuela griega. No se
conocen sistemas planetarios elaborados por los chinos y babilonios.
El conocimiento griego de los astros pasa por tres períodos. Su infancia está
representada por Filolao y Eudoxo, de los siglos V y IV a.C. La Tierra es el
centro común del universo, dentro de una esfera celestial formada por las
estrellas fijas. Las grandes luminarias, el Sol y la Luna, y los cinco planetas
tienen cada una esferas concéntricas, sobre las cuales se deslizan en dos
direcciones, longitud y latitud, conservando siempre la misma distancia de la
Tierra.
El florecimiento de la astronomía griega va desde Heráclides Póntico, en el
siglo IV a.C. hasta Hiparco, en el siglo II. Su base fue la observación. Los
diferentes grados de brillantez observada en los planetas más cercanos,
Mercurio, Venus y Marte, al momento de su oposición y conjunción con el Sol,
dejaban ver órbitas heliocéntricas, y por analogía se conjeturaba lo mismo de
Júpiter y Saturno. Fue entonces que fue establecida la hipótesis, quizás por el
mismo Heráclides, de que el Sol, con los cinco planetas, se revolvía anualmente
alrededor de la Tierra mientras que la Luna permanecía en su propia esfera.
También Heráclides dio un gran paso adelante al afirmar la rotación diurna de la
Tierra. Posteriormente, su teoría se llegó a conocer como la de Tycho Brahé.
Heráclides menciona incluso el movimiento anual de la Tierra, como lo aseguran
algunos de sus contemporáneos. Aristarco de Samos se pronunció a favor de y
defendió el sistema heliocéntrico, aunque sus escritos se han perdido y de ellos
sólo se sabe a través de Arquímedes, cuya obra fue publicada un año después de
la muerte de Copérnico (Basle, 1544).
El período de declive comenzó cuando Hiparco brilló como el último genio entre
los astrónomos griegos. La presesión de los equinoccios, descubiertos por él,
fue ajustada al sistema geocéntrico, que entonces aún prevalecía, sólo un siglo
después de Aristarco. Las escuelas filosóficas, en particular los estoicos,
empezaron a preferir la astrología a la observación astronómica. El
descubrimiento geométrico de que el movimiento aparente o relativo permanece
inmutable a pesar del intercambio de sus movimientos componentes, según fue
correctamente demostrado por Apolonio, preparó el camino a la confusión del
sistema solar. Debe tenerse en mente que los movimientos aparentes de los
planetas son epicíclicos, o sea que cada planeta se desplaza siguiendo su propia
órbita, el epiciclo, alrededor del Sol, y con el Sol, centro del epiciclo,
aparentemente alrededor de la Tierra en una órbita común, llamada órbita
deferente. Estas son las ideas correctas y formarán por siempre la base de la
astronomía esférica.
La decadencia de los conceptos astronómicos entre los filósofos griegos se
manifestó en forma doble. Primero, aplicaron la ficción geométrica de Apolonio
al sistema físico planetario, suponiendo que el epiciclo debía ser siempre el
más pequeño de los dos componentes en aparente movimiento. Y, segundo, creyeron
que un planeta físico podía revolverse, solo, alrededor de un punto ficticio en
el espacio. En el caso de los planetas exteriores, Marte, Júpiter y Saturno, la
órbita aparente del Sol es el componente menor- la órbita común deferente. Esta
no podía ser constituida como el epiciclo sin introducir en el sistema tres
nuevos círculos, cada uno con un centro ficticio. Esto fue lo que se hizo, pero
aún estaba por llegar lo peor a los planetas interiores, Mercurio y Venus. No
tenían los filósofos necesidad de desubicar el círculo común deferente, u órbita
solar, puesto que ésta es más grande que los dos epiciclos planetarios. A pesar
de todo, se movió el centro del deferente del Sol hacia la Tierra, lo que
conllevó la introducción de dos nuevos círculos al sistema y dos centros
conceptuales de movimiento. La presesión de los equinoccios descubierta por
Hiparco también le sirvió de soporte al concepto de los pivotes ficticios. Ello
pareció mover el polo de la eclíptica (círculo máximo que el Sol describe en su
movimiento anual sobre la esfera celeste) alrededor del polo de la esfera
celeste. Fue en esta forma que el sistema griego de los cuerpos celestes pasó a
la posteridad en el siglo II a través de la Sintaxis de Ptolomeo (También
conocida como “Almagest”- por su nombre en árabe con el que fue difundida en
muchos países-, publicada alrededor del año 150 d.C en Alejandría). Las dos
propuestas fundamentales del sistema geocéntrico, a saber, que la Tierra no
tiene rotación axial ni traslación en el espacio forman los seis capítulos del
libro primero. La Sintaxis aparentemente no pasó directamente de la escuela
alejandrina a Europa. La astronomía griega dio la vuelta a través de Siria,
Persia y Tartaria, bajo el reinado de Albategnius Ibn-Yunis, Ulugh-Beg. El
sistema ptolemaico fue aceptado incondicionalmente por los astrónomos árabes, y
fue a través de las traducciones de éstos que llegó a Europa. Un Almagest latino
ininteligible tomó el sitio de la Sintaxis griega y permaneció como una lápida
sobre la astronomía europea.
(2) Astronomía europea
Una nueva vida astronómica despertó en el siglo XV en Alemania. Nicolás de Cusa
rechazó los axiomas de Ptolomeo; Peurbach y Muller restauraron el texto de la
Sintaxis de Ptolomeo y Copérnico dedicó su vida a desenmarañar los ciclos y
epiciclos del sistema griego. La tarea de Copérnico fue más difícil que la de su
predecesor Aristarco dada la unánime aceptación que había tenido el sistema
geocéntrico por más de mil años. El libro primero de la gran obra de Copérnico,
Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes, se dirige contra los axiomas
ptolomaicos acerca del centro del universo y la estabilidad de la Tierra. Él
observa apropiadamente que el universo no tiene un centro geométrico. Y luego
procede a definir claramente el movimiento relativo y aparente, y aplica el
principio de Apolonio que propone intercambiar los movimientos componentes en
sentido opuesto a Ptolomeo. La complejísima maquinaria celestial fue explicada
con un movimiento triple de la Tierra. Uno, alrededor de su eje, otro, alrededor
del Sol y un tercero, un movimiento cónico alrededor del eje de la eclíptica en
períodos, respectivamente, de un día, un año y 2.5xxxxx816 años. También
respondió Copérnico magistralmente a los argumentos negativos de Ptolomeo en
contra de una Tierra en movimiento:
• Se había objetado que se crearía una fuerza centrífuga desastrosa sobre la
superficie de la Tierra. Copérnico responde que, de admitirse que los demás
planetas y estrellas fijas giran alrededor de la Tierra, se crearían en dichos
cuerpos celestes fuerzas centrífugas mucho más grandes.
• Se suponía que la resistencia de la atmósfera arrasaría con cualquier objeto
desde una Tierra en movimiento. A ello respondió Copérnico del mismo modo como
se ha constatado que sucede en realidad: cada planeta condensa y lleva su propia
atmósfera.
• Una tercera dificultad surgió en referencia a los cambios que necesariamente
debían aparecer en la apariencia de las constelaciones o, en lenguaje actual, en
referencia a los grandes paralajes de las estrellas cuando se les observa desde
diferentes puntos de la órbita terrestre. Copérnico acertadamente pensó que la
lejanía de las estrellas es tan grande que hace que la órbita terrestre sea
comparativamente muy pequeña y no se muestra ningún efecto en los instrumentos
(al menos en los disponibles en su tiempo).
Habiendo resuelto los argumentos negativos de Ptolomeo, sólo quedaba un
argumento a favor de Copérnico.
(3) Reacción ante Copérnico
La simplicidad del sistema heliocéntrico tuvo suficiente peso como para
convencer a un genio como Copérnico. Él nunca dijo que su sistema era una
hipótesis. La primera persona que censuró la obra “De revolutionibus” fue el
reformador Osiandro. Temeroso de que la escuela de Wittenberg pudiera oponerse,
este personaje agregó la palabra hypothesis en el título y substituyó el
prefacio, escrito por el mismo Copérnico, con uno de su propia creación. Todo
ello sin autorización. Fue más de medio siglo después que la Congregación del
Indice señaló nueve frases que debían ser u omitidas o expresadas
hipotéticamente antes de que el libro recibiera autorización para ser leído por
cualquiera.
Kepler subrayó fuertemente el argumento de simplicidad cuando descubrió la
elipseidad de las órbitas planetarias. Copérnico se había dado cuenta, gracias a
su observación de tantos años, que no se podía explicar las desigualdades del
movimiento de los planetas simplemente con hacer que las órbitas fueran círculos
concénticos, siguiendo el modelo ptolemáico. Pero como no estaba preparado para
dejar a un lado el círculo, recurrió a pequeños epiciclos. La eventual
eliminación de éstos apoyó más aún la simplicidad del sistema copernicano. Y
enseguida vinieron los descubrimientos de la aberración de la luz y de los
paralajes estelares. Mientras que, por una lado, éstos aparecían como
consecuencias naturales del movimiento orbital de la Tierra, por otro lado
condenaron el sistema ptolemaico a una condena de casi infinita complejidad. Se
reconoció que las estrellas fijas vibraban en elipses dobles teniendo sus ejes
mayores paralelos a la eclíptica en períodos de exactamente un año. Las elipses
dobles son las imágenes que proyecta la órbita terrestre en la esfera celeste a
causa del desplazamiento paraláctico de las estrellas y por la velocidad finita
de la luz. La primera clase es con mucho la más pequeña de las dos y en la mayor
parte de los casos mengua hasta dimensiones inconmensurables. Se han observado
unas 1200 de ellas. Las elipses aberrantes tienen ejes mayores aparentes que son
todos iguales en longitud. El sistema geocéntrico no sólo no tiene una
explicación para esos fenómenos, sino que tampoco puede representarlos sin
suponer dos epicíclos por cada estrella del firmamento. Todo ello ayudó a que el
argumento copernicano de simplicidad fuera corroborado totalmente.
B. Pruebas directas del sistema copernicano
Mientras que el argumento de mayor simplicidad constituye únicamente un criterio
indirecto entre los dos sistemas opuestos, la mecánica ha provisto pruebas más
directas. e hecho Copérnico tenía éstas en mente cuando sostuvo que la fuerza
centrífuga de una esfera celeste que rota diariamente tiene que ser enorme y que
como consecuencia de ello, por ejemplo, la atmósfera se condensa alrededor de la
Tierra y los planetas individuales no pueden revolverse alrededor de puntos
ficticios que no tengan significado físico. Kepler estaba demasiado preocupado
por los estudios geométricos y con su idea favorita de la armonía cósmica (harmonices
mundi) como para poder reconocer en el foco común de sus órbitas elípticas una
fuerza governante. Quedó como tarea para Newton y Laplace formular las leyes
mecánicas del movimiento celestial.
(1) La revolución anual de la Tierra alrededor del Sol es consecuencia necesaria
de la mecánica celestial.
(a) De la velocidad y distancia de nuestro satélite, Newton computó la fuerza de
atracción que la Tierra debe ejercer sobre dicho satélite para mantener su
revolución orbital. Y habiendo aprendido posteriormente de los geómetras
franceses las dimensiones exactas de la Tierra él pudo descubrir que la fuerza
que conserva a la Luna en su órbita es idéntica a la gravedad terrestre dividida
entre el cuadrado de la distancia del centro. Ese descubrimiento llevó al
cálculo de las masas del Sol y los planetas- incluyendo la Tierra- con la
conclusión de que esta última es trescientos mil veces más ligera que el Sol. La
conclusión mecánica es que el cuerpo más ligero es el que gira alrededor del más
pesado y no viceversa. O, en lenguaje más científico, ambos giran alrededor su
centro común de gravedad, que en este caso está dentro de la esfera solar.
(b) Nuestro satélite nos ofrece otra prueba más directa de la revolución anual
de la Tierra. Carl Braun muestra en su Wochenschrift für Astronomie X (1867) 193
que la Luna es atraída casi tres veces más fuertemente por el Sol que por la
Tierra. Esto significa que nuestro satélite nos abandonaría si nosotros
dejáramos de girar en torno al Sol en su compañía. La Tierra sólo es capaz de
dar a la órbita lunar anual una forma serpentina que obligaría al satélite a
estar fuera y dentro de su propia órbita alternativamente.
(c) Newton también hace alusión a los cometas y demuestra que en el sistema
ptolemaico cada uno de ellos necesitaría un epiciclo paralelo a la eclíptica
para voltear su órbita hacia el Sol. Ese mismo argumento se puede hacer más
incisivo gracias al actual conocimiento de los cometas. Son muchos los cometas
que tienen sus órbitas bien definidas. Más de doscientos de ellos han pasado la
eclíptica dentro del órbita de la Tierra y algunos, como el cometa Halley
durante su última aparición, estaba casi en línea entre la Tierra y el Sol. La
mayor parte de ellos, incluido el Halley, llega a nosotros desde distancias
mayores a la órbita de Neptuno. Mas los cálculos nos muestran que todos ellos
tienen su punto focal común en el Sol y que, por lo general, la Tierra está
fuera de sus órbitas. En el caso del cometa Halley la Tierra estaba incluso, en
una ocasión, en el lado convexo de la órbita. La conclusión mecánica es la
siguiente: Si, sin ninguna consideración respecto a la Tierra, los cometas
obedecen al Sol, la Tierra debe hacer lo mismo.
(2) La rotación diaria de la Tierra
La rotación diaria de la Tierra alrededor de su propio eje queda demostrada de
muchas otras formas. Una vez demostrada la revolución anual, la rotación diaria
es una consecuencia lógica. Si la Tierra no tiene la fuerza para hacer girar al
Sol alrededor de su propio centro una vez al año, será menos capaz de lograrlo
respecto a un solo día. Y si no puede hacerlo con nuestro Sol, menos aún lo
podrá hacer respecto a la infinidad de soles que conforman el universo.
Contrariamente, tenemos abundantes pruebas, directas y especiales, de la
rotación diurna. Todas ellas se apoyan en la mecánica, parte celestial, parte
terrestre. La mécanica celeste ha convertido en pruebas lo que antes eran
dificultades. Ello ocurrió con los paralajes estelares, cuya ausencia había sido
objetada por Ptolomeo y cuya existencia fue demostrada por Bessel. La presesión
de los equinoccios también ha cambiado de papel. Laplace mostró que se debía a
la acción del Sol sobre las regiones protuberantes de la zona ecuatorial de la
Tierra al girar ésta. El efecto similar de la acción de la Luna sobre la Tierra
se llama nutación. La demostración de Laplace se basó en lo aplanado de la
Tierra, que había sido medido en el siglo XVII, y que también fue deducido por
él a partir de la existencia de la fuerza centrífuga. Tenemos aquí un caso
complejo de reversión de papeles. Las consecuencias de la fuerza cetrífuga,
utilizada como poderoso argumento por Ptolomeo en contra de la rotación diaria,
resultó ser la causa de la presesión , ya conocida por Hiparco, y de otros
varios fenómenos que no fueron descubiertos hasta después de la época de
Copérnico. La presesión también fue una causa de preocupación para este último y
el único de los tres movimientos terrestres que no pudo explicar. Según él, la
presesión era el resultado de dos ligeramente distintas rotaciones cónicas
anuales de dirección opuesta, para las que no encontró ninguna explicación.
Hasta aquí las pruebas de la mecánica celeste. Hay otras, obtenidas a base de
instrumentos, que se llaman experimentos de laboratorio. Estas comenzaron
inmediatamente después del tiempo de Galileo y parecen haber recibido mucho
empuje a raíz de su juicio. Los experimentos pueden ser clasificados
cronológicamente en cinco períodos o grupos. De 1640 a 1770 los experimentos no
pasaban de ser groseros intentos sin resultados. Los años de 1790 a 1831
formaron un período de experimentación con cuerpos en caída. Los veinte años que
van de 1832 a 1852 fueron dedicados a la experimentación con el péndulo.
Enseguida siguió un período, 1852-1880, de experimentos con instrumental más
elaborado. Y el último, de 1902 en adelante, puede ser llamado el de los métodos
modernos.
• El primer período está representado por nombres como Calignon, Mersenne,
Viviani y Newton. Calignon (1643) experimentó con líneas de plomada, sin saber
adónde lo conducirían sus variaciones. Mersenne (1643) disparó balas de cañón
hacia el cenit, esperando correctamente que serían desviadas hacia el oeste. El
experimento de Foucalt con el péndulo fue materialmente anticipado por Viviani
en Florencia (1661) y Poleni, en Padua (1742), pero no pudo ser entendido
formalmente. La desviación occidental de los cuerpos en caída fue anunciado
explicitamente por Newton, pero Hooke (1680) no tuvo éxito al intentarlo. Ya
Galilei había hecho alusión a ello en su “Dialogo” (Opere, VII, 1897), de manera
contradictoria. En un lugar (pag. 170) negó su posibilidad, mientras más
adelante (pag. 259) la afirmaba. Lalande perdió una oportunidad de ser el
primero en realizar el experimento de Newton en el observatorio de París. Ese
honor estaba reservado para el Abad Gugliemini.
• El segundo período comprende los experimentos con cuerpos en caída realizados
por Gugliemini en Bolonia (1790- 1792), Benzenberg en Hamburgo (1802),
Schlebusch (1804) y Reich en Friburgo (1831). Era indisputable la desviación
general de las bolas hacia el lado oriental del meridiano. Ello probó la
rotación de la Tierra de oeste a este, pero únicamente de manera cualitativa.
Las pruebas cuantitativas fueron el logro del siguiente período.
• El siguiente período fue colmado por tres clases de experimentos con el
péndulo. Hengler inventó y probó el péndulo horizontal, en 1832, para conocer
los efectos de la fuerza centrífuga. Dicho instrumento aún sigue en espera de
alguien que sepa manipularlo más delicadamente. El péndulo vertical de Foucalt
data del 1851 y fue probado primero en un sótano, después en el observatorio de
París y, finalmente, en el Panteón. La desviación del péndulo, a partir de su
plano vertical original, fue siguiendo las manecillas del reloj, como ya lo
esperaba Foucalt, pero él nunca publicó las medidas cuantitativas. Esta fueron
llevadas a cabo en varios lugares, principalmente en grandes catedrales. Los
resultados mejor conocidos son los de Secchi, en Roma (1851) y de Garthe, en
Colonia (1852). Secchi experimentó en San Ignacio, ante muchos científicos
italianos, y Garthe en la catedral, en presencia del Cardenal Geissel,
príncipes, y numerosos espectadores. Hasta el momento de terminar este artículo
nadie ha realizado el experimento opuesto, en el hemisferio sur, donde la
desviación del péndulo debe verificarse en contra de la dirección de las
manecillas del reloj. El intento llevado a cabo en Rio de Janeiro (1851) no
puede ser reconocido como tal. Bravais puso en mivimiento un péndulo cónico en
el mismo salón meridiano del observatorio y en el mismo año que el vértical de
Foucalt. El experimento tenía la ventaja de ser reversible. Al moverse siguiendo
la dirección de las manecillas del reloj, el péndulo parecía moverse más rápido
que en la dirección opuesta, a causa del teodolito con el cual estaba siendo
observado, pues éste segía la rotación de la Tierra. Al poner en acción
simultáneamente dos péndulos, que se movían en direcciones opuestas, se pudo
obtener el valor correcto de la rotación diurna con una exactitud de un décimo
del uno porciento, resultado al que Foucalt nunca llegó con su péndulo.
• El cuarto período, la segunda mitad del siglo XIX, es notable por sus
complicados experimentos y teorías profundas. Los instrumentos fueron el
giróscopo y el péndulo compuesto. Foucalt inventó el primero y obtuvo otra
prueba de la rotación diurna. Lo construyó en tres formas: universal, vertical y
horizontal. Los nombres se originan en los diferentes grados de libertad. El
giróscopo vertical fue posteriormente perfeccionado por Gilbert (1878) en su
barogiróscopo. El giróscopo horizontal encontró su uso en los buques de guerra
como brújula astronómica. Las pruebas de Foucalt y Gilbert, ante la ausencia de
motores eléctricos, solamente pudieron ser cualitativas. Los delicados
experimentos llevados a cabo por Kamerlingh Onnes comprenden ambos, los de
Foucalt y Bravais, como casos especiales, y en general todos los movimientos
entre el plano y las vibraciones del péndulo circular (Cfr. “Specola Vaticana”,
I, 1911, Apéndice 1).
• El quinto y último período de experimentos se ubica en los inicios del siglo
XX y presenta no menos de cuatro pruebas, todas muy diferentes entre si. En
1902, E. H. Hall confinó el complicado experimento con cuerpos en caída a los
laboratorios de física. En condiciones muy mejoradas, una caída de sólo 23
metros mostraba la desviación hacia el oriente en forma mucho más clara que
todos los intentos anteriores, realizados desde alturas de tres a siete veces
mayores. Föppl, en 1904, logró que el giróscopo mostrara resultados
cuantitativos. Un motor eléctrico dio a una rueda doble de 160 libras una
velocidad de más de 2,000 revoluciones por minuto. La rotación de la Tierra era
suficientemente fuerte como para desviar el eje horizontal, suspendido sobre un
alambre triple, a seis y medio grados del vertical primario. En 1859 Perrot
había intentado un esquema novedoso. Hizo fluir un líquido a través del orificio
central de un vaso circular y esparció polvo sobre él para hacer visibles las
corrientes. Creemos lo que nos dice él mismo, acerca de que las corrientes
tenían forma espiral y corrían en forma opuesta a las manecillas del reloj.
Turmlirz repitió el experimento en Viena en 1908. Sus resultados fueron
fotografiados y comparados con la teoría. Si bien los experimentos de Hall,
Föppl y Tumlirz son repeticiones de otros anteriores, utilizando métodos
mejorados, la siguiente prueba de la rotación diurna fue un experimento nuevo,
basado en una idea de Poinsot surgida en 1851. Este fue realizado en el
observatorio del Vaticano en 1909. Está basado en el principio de áreas iguales
descritas en tiempos iguales, aplicado a una barra horizontal suspendida en
forma de una balanza de torsión, sobre la que pueden ser movilizadas pesadas
cargas. El desplazamiento de las masas desde la extremidad hacia el centro hará
que la barra gire más rápido que la Tierra; en el caso opuesto, sucederá lo
contrario. La última prueba no había sido propuesta anteriormente, y consiste en
la observación, en el telescopio, del hilo de una máquina Atwood. Observado en
el meridiano, se observa que el hilo del peso que cae se desvía al este de la
plomada; pero si se le observa desde el vertical primario sigue exactamente la
plomada. También este experimento fue llevado a cabo en el observatorio Vaticano
en 1912 (Cfr. “Specola Vaticana”, I, 1911; apéndice II, 1912).
Algunos escritores se mostraron sorprendidos de que se hubiera permitido a los
científicos católicos estar presentes en el experimento. Bonfioli, prelado
doméstico de Pio VI, colaboró con Gugliemini en la medición de la impresión en
cera de las bolas; Secchi demostró la rotación de la Tierra en Roma “ante todo
el pueblo” (Wolf, “Handbuch”, I, Zurich, 1890, no. 262 c). Debemos recordar, sin
embargo, que lo que quedó condenado en una época anterior no fue el experimento,
sino lo que entonces constituía una afirmación gratuita.
II. PASADO Y PRESENTE DEL MUNDO
Puede ser que la ciencia nunca nos pueda decir exactamente cómo llegó el mundo a
tener su forma actual, ni cómo se terminará. El nombre que se da a todas las
hipótesis sobre el pasado es cosmogonía (de kosmos, mundo, y gignestai,
originar). Su contraparte, también tomada del griego, para señalar las
especulaciones sobre el futuro del mundo, es cosmotania (de thanatos, muerte).
Aunque quizás sería más correcto llamarlas kosmoptoria (de phthora, corrupción)
o cosmodysis (de dysis, ocaso). Mundo, en este contexto, debe ser entendido en
todos sus sentidos: Tierra, sistema solar, sistema estelar, universo.
A. Cosmogonía.
Ninguna cosmogonía puede adjudicarse el título de verdadera teoría científica o
hipótesis, en el sentido correcto de desarrollo sistemático de ciertos detalles
a partir de un número definido de principios aceptados. Tanto las propuestas de
la cosmogonía, como sus refutaciones, son vagas y faltas de certeza, y no puede
ser de otra manera, siendo como son: procesos de extrapolación, a partir de
leyes de laboratorio, a la obra del Creador.
Para mayor información sobre cosmogonía mítica, se aconseja al lector referirse
al artículo COSMOGONÍA. En lo tocante a cosmogonía bíblica, véase HEXAMERON.
B. Cosmodysis
Este el nombre que se sugiere que se aplique a todas las hipótesis sobre el
futuro del mundo. La literatura acerca de la cosmodysis es muy reducida en
comparación con la de la cosmogonía. La juventud del mundo parece tener una
atracción mayor acerca de la especulación humana que sobre su edad madura y
decaimiento. Parece que no existe ninguna cosmodysis mítica, y poco o nada se
encuentra sobre el tema en las páginas científicas. Es mucho más explícita y
detallada la cosmodysis bíblica (Cfr. JUICIO DIVINO, IV). Y con todo, desde el
punto de vista científico, las conclusiones que se prevén a partir de las
premisas del mundo presente deberían estar mejor garantizadas que las
especulaciones retrospectivas sobre condiciones cósmicas enteramente
desconocidas.
Una de tales teorías es la de la extinción. Está basada en cierto proceso
irreversible, llamado entropía, que es común a todos los fenómenos naturales.
Mientras que la suma de la energía cósmica debe permanecer constante, la
cantidad de energía potencial está disminuyendo constantemente. Y es
precisamente la condición inestable de la energía potencial lo que anima toda
actividad del universo. Esta energía busca la estabilidad y ello terminará en la
extinción y el reposo. Este proceso no es reversible ni cíclico. Si se aplica a
la Tierra, haciendo abstracción de la vida orgánica, significa la extinción de
su fuerza interior plutónica y la de su velocidad rotatoria. Los levantamientos
y desplazamientos de los continentes, los continuos temblores, los terremotos
ocasionales y las erupciones volcánicas, el encogimiento gradual de la corteza y
las deambulaciones de las capas polares, son todos signos de la irreparable
pérdida de energía potencial.
Nuestros raquíticos conocimientos científicos de cosmodysis pueden ser una
tentación para buscar mayor información en la Escritura Sagrada. El
obscurecimiento del Sol y la Luna, y la caída de las estrellas, ¿pueden ayudar,
por ejemplo, a sostener la teoría de la extinción?. Y se puede hacer una
pregunta semejante en el campo de la cosmogonía: “¿Puede ser consultado el
Génesis para decidir acerca de las diversas hipótesis?”. La respuesta fue dada,
hace tres siglos, en un intento realizado por la cosmografía. La decisión
escriturística de la controversia sobre si el sistema solar era geocéntrico o
heliocéntrico estaba destinada a ser un fracaso en cualquiera de las dos
opciones. La revelación cosmogónica se dio al ser humano para hacer hincapié en
su dependencia física y moral del Creador. De la misma manera, la revelación
cosmodysica sólo tiene el propósito de indicar a la humanidad la administración
final de justicia. La pura curiosidad científica no encontrará ninguna
satisfacción en la Sagrada Escritura.
J.H. HAGEN
Transcrito por Tomas Hancil y Joseph P. Thomas
Traducido por Javier Algara Cossío.