Ver el código de «Sistemas del Universo»

[[Archivo:Metafisica 6.jpg|300px|thumb|left|]][[Archivo:Il fullxfull.471947634 8if7.jpg|300px|thumb|left]]
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.