Universo, SISTEMAS DEL. —Universo (o mundo) se entiende aquí en el sentido astronómico, en su acepción más estrecha o más amplia, desde nuestro planeta terrestre hasta el universo estelar. El término "sistemas" restringe la visión a la estructura general y los movimientos de los cuerpos celestes, pero comprende todas las edades del mundo, el presente, el pasado y el futuro.
I. TIEMPOS HISTÓRICOS DEL UNIVERSO.—El sistema actual, en el sentido más amplio del término, constituye el tema de la cosmografía universal. Lambert, los dos Herschel, Laplace, Newcomb y otros hicieron descripciones de este tipo. La presente sección trata únicamente del sistema solar y, en particular, de las teorías controvertidas de Ptolomeo y Copérnico, y las pruebas a favor de este último.
A. Sistemas ptolemaico y copernicano.—(I) Los primeros sistemas astronómicos se encuentran en la escuela griega. No se puede discernir ningún sistema planetario en los registros chinos o babilónicos. El conocimiento astronómico de los griegos muestra 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 la esfera celeste de las estrellas fijas. Los grandes astros, el Sol y la Luna, y los cinco planetas tienen cada uno sus esferas concéntricas, sobre las cuales se deslizan en dos direcciones, longitud y latitud, manteniendo constantemente la misma distancia de la Tierra. El período de florecimiento de la astronomía griega se extiende desde Heráclides Póntico en el siglo IV a. C. hasta Hiparco en el siglo II. La observación fue su base. Los diferentes grados de brillo observados en los planetas más cercanos, Mercurio, Venus y Marte, en los momentos de oposición y conjunción con el Sol, apuntaban a órbitas heliocéntricas, y la analogía exigía la misma disposición para Júpiter y Saturno. La hipótesis, probablemente establecida por el propio Heráclides, postulaba que el Sol giraba anualmente alrededor de la Tierra junto con los cinco planetas, mientras que la Luna permanecía en su órbita, como antes. Heráclides también dio un importante paso adelante al afirmar la rotación diurna de la Tierra. Su sistema fue conocido posteriormente como el de Tycho Brahe. Incluso el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol es mencionado por Heráclides como una creencia compartida por algunos de sus contemporáneos. El sistema heliocéntrico fue sin duda enunciado y defendido por Aristarco de Samos , aunque sus escritos se han perdido y solo se conocen a través de Arquímedes, cuyas obras se publicaron un año después de la muerte de Copérnico (Basilea, 1544).
El período de decadencia había comenzado cuando Hiparco surgió como el último genio entre los astrónomos griegos. La precesión de los equinoccios, que descubrió, se hizo para adaptarse al sistema geocéntrico que entonces prevalecía, sólo un siglo después de Aristarco. Las escuelas filosóficas, en particular la estoica, empezaron a preferir la astrología a la astronomía observacional. El conocimiento geométrico de que el movimiento aparente o relativo no se ve afectado por el intercambio de los movimientos que lo componen, como correctamente demostró Apolonio, allanó el camino a la confusión del sistema solar. Hay que recordar que los movimientos planetarios aparentes son epicíclicos, girando cada planeta en su propia órbita, el epiciclo, alrededor del sol, y con el sol, como centro del epiciclo, aparentemente alrededor de la tierra en una órbita común, que se llama la órbita deferente. Estas son las ideas correctas y siempre formarán la base de la astronomía esférica.
La decadencia de los conceptos astronómicos entre los filósofos griegos se manifestó de dos maneras. Primero, aplicaron la ficción geométrica de Apolonio al sistema planetario físico, suponiendo que el epiciclo debía ser siempre el menor de los dos componentes en movimiento aparente; y, segundo, creyeron que un planeta físico podía girar, por sí solo, alrededor de un punto ficticio en el espacio. Para los planetas exteriores, Marte, Júpiter y Saturno, la órbita aparente del Sol es el componente menor: la órbita deferente común. No puede convertirse en el epiciclo sin introducir en el sistema tres nuevos círculos, cada uno con un centro ficticio. Esto se hizo, pero lo peor estaba por venir para los planetas interiores, Venus y Mercurio. No era necesario que desplazaran el círculo deferente común, u órbita solar, ya que era mayor que los dos epiciclos planetarios. Y, sin embargo, el centro del deferente se movió del Sol hacia la Tierra, a costa de introducir en el sistema dos nuevos círculos y dos centros de movimiento ideales. La precesión de los equinoccios, descubierta por Hiparco, incluso respaldó el concepto de pivotes ficticios. Parecía que el polo de la eclíptica giraba alrededor del polo de la esfera celeste. De esta forma, el sistema griego de los cuerpos celestes llegó a la posteridad, durante el siglo II de nuestra era, a través de la «Sintaxis» de Ptolomeo. Las dos proposiciones fundamentales del sistema geocéntrico, a saber, que la Tierra no tiene rotación axial ni traslación en el espacio, forman el sexto capítulo del primer libro. La «Sintaxis» no pasó directamente de la escuela alejandrina a Europa . La astronomía griega se extendió por Siria , Persia y Tartaria, bajo la tutela de Albategnius, Ibn Yunis y Ulugh-Beg. El sistema ptolemaico fue aceptado sin críticas por los astrónomos árabes y se dio a conocer en Europa a través de sus traducciones. Un ininteligible término latino, "Almagest", había sustituido al griego "Syntax" y se erigía como una lápida sobre la astronomía europea.
(2) En el siglo XV, surgió en Alemania una nueva vida astronómica . Nicolás de Cusa rechazó los axiomas de Ptolomeo; Peurbach y Müller restauraron el texto de la «Sintaxis» de Ptolomeo, y Copérnico dedicó su vida a desentrañar los ciclos y epiciclos del sistema griego. La tarea de Copérnico fue más difícil que la de su predecesor Aristarco, debido a la aceptación unánime del sistema geocéntrico durante más de mil años. El primer libro de la gran obra de Copérnico, «Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes», se dirige contra los axiomas ptolemaicos sobre el centro del universo y la estabilidad de la Tierra. Observa acertadamente que el universo no tiene un centro geométrico. A continuación, ofrece definiciones claras de movimiento relativo y aparente, y aplica el principio apolíneo de intercambio de los movimientos componentes en sentido opuesto al de Ptolomeo. La compleja maquinaria celeste se explicaba mediante un triple movimiento de la Tierra: uno alrededor de su eje, otro alrededor del Sol y un tercero, un movimiento cónico, alrededor del eje de la eclíptica, con periodos de un día, un año y 25,816 años, respectivamente. Los argumentos negativos de Ptolomeo contra la idea de una Tierra en movimiento fueron refutados magistralmente. Se había objetado que se crearía una fuerza centrífuga desastrosa en la superficie terrestre. Copérnico replicó que, si los planetas exteriores y las estrellas fijas orbitaran alrededor de la Tierra, se admitiría una fuerza centrífuga mucho mayor. La resistencia de la atmósfera, que, según se argumentaba, arrastraría cualquier objeto de una Tierra en movimiento, fue descartada por Copérnico, tal como sucede hoy: cada planeta condensa y transporta su propia atmósfera. Una tercera dificultad se planteó en relación con los cambios necesarios en la apariencia de las constelaciones o, en lenguaje moderno, con las grandes paralajes de las estrellas, vistas desde puntos opuestos de la órbita terrestre. Copérnico creía correctamente que las estrellas estaban tan lejos que la órbita terrestre resultaba demasiado pequeña como para que los instrumentos disponibles en aquel entonces mostraran algún efecto. Una vez refutados los argumentos negativos de Ptolomeo, solo quedaba un argumento positivo a favor de Copérnico.
(3) La simplicidad del sistema heliocéntrico tuvo peso suficiente para convencer a un genio como Copérnico. Nunca llamó a su sistema una hipótesis. El primero que censuró la obra “De revolutionibus” fue el reformador Osiander. Temiendo la oposición de la escuela de Wittenberg, puso la palabra "Hipótesis" en la portada y sustituyó el prefacio de Copérnico por uno suyo propio, todo ello sin autorización. Más de medio siglo después, la Congregación del Index señaló nueve frases que debían omitirse o expresarse hipotéticamente antes de que todos pudieran leer libremente el libro. El argumento de la simplicidad fue enormemente reforzado por Kepler cuando descubrió la elipticidad de las órbitas planetarias. Copérnico había descubierto, tras largos años de observación, que las desigualdades del movimiento planetario no podían explicarse, al estilo ptolemaico, simplemente colocando las órbitas circulares excéntricamente. No estando dispuesto a abandonar el círculo, recurrió a pequeños epiciclos. Su eliminación final mejoró enormemente la simplicidad del sistema copernicano. Luego vinieron los descubrimientos de la aberración de la luz y de los paralajes estelares. Si bien aparecieron como consecuencias naturales del movimiento orbital de la Tierra, arrojaron sobre el sistema ptolemaico la condena de una complejidad casi infinita. Se reconoció que las estrellas fijas vibraban en elipses dobles, con sus ejes mayores paralelos a la eclíptica, en períodos de exactamente un año. Las dobles elipses son las imágenes de la órbita terrestre, proyectadas sobre la esfera celeste por el desplazamiento paraláctico de las estrellas y por la velocidad finita de la luz. El primer tipo es mucho más pequeño de los dos y en la mayoría de los casos se reduce a dimensiones inconmensurables. De hecho, se han observado unos mil doscientos de ellos. Las elipses de aberración tienen sus ejes principales aparentes todos de igual longitud. El sistema geocéntrico no sólo no tiene explicación para estos fenómenos, sino que ni siquiera puede representarlos sin dos epiciclos para cada estrella del firmamento. El argumento copernicano de la simplicidad recibió así una abrumadora corroboración.
B. Pruebas directas del sistema copernicano. Mientras que el argumento de la mayor simplicidad es sólo un criterio indirecto entre los dos sistemas opuestos, la mecánica ha proporcionado pruebas más directas. De hecho, Copérnico los tenía en mente cuando sostuvo que la fuerza centrífuga en una esfera celeste que gira diariamente tendría que ser enorme, que la atmósfera está condensada alrededor del globo terrestre y que los planetas individuales no pueden girar alrededor de puntos ficticios que no tienen significado físico. Kepler estaba demasiado preocupado por los estudios geométricos y por la idea favorita de los armónicos cósmicos (Harmonices mundi) como para reconocer en el foco común de sus órbitas elípticas un poder gobernante. A Newton y Laplace les correspondía formular las leyes mecánicas del movimiento celeste.
(I) La revolución anual de la Tierra alrededor del Sol es una consecuencia necesaria de la mecánica celeste. (a) Conociendo la expresión matemática de la fuerza centrífuga, Newton calculó, a partir de la velocidad y la distancia de nuestro satélite, la cantidad de atracción que la Tierra debe ejercer sobre él para mantener su revolución orbital. Aprendiendo entonces, de los geómetras franceses, las dimensiones exactas de la Tierra, descubrió que la fuerza que mantiene a la Luna en su órbita es idéntica a la gravedad terrestre, dividida por el cuadrado de la distancia al centro. El descubrimiento permitió calcular las masas del Sol y de los planetas, incluida la Tierra, siendo esta última más de trescientas mil veces más ligera que el Sol. La conclusión mecánica es que el cuerpo más ligero gira alrededor del más pesado, y no al revés; o, en un lenguaje más científico, que ambos giran alrededor de su centro de gravedad común, que, en este caso, se encuentra dentro de la esfera solar.
(b) Nuestro satélite proporciona otra prueba más directa de la revolución anual de la Tierra. Carl Braun muestra en “Wochenschrift fur Astronomie”, X (1867), 193, que la Luna es atraída casi tres veces más por el Sol que por la Tierra. Por lo tanto, nuestro satélite nos abandonaría a menos que giremos con él alrededor del sol. La Tierra sólo es capaz de darle a la órbita lunar anual una forma serpenteante, de modo que el satélite se encuentre alternativamente dentro y fuera de su órbita.
(c) Newton también alude a los cometas y muestra que, en el sistema ptolemaico, cada uno de ellos necesita un epiciclo paralelo a la eclíptica, para girar su órbita hacia el sol. Con nuestro actual conocimiento de los cometas, el argumento puede hacerse más estricto. Más de trescientos cometas tienen sus órbitas bien determinadas. Más de doscientos de ellos han pasado la eclíptica dentro de la órbita terrestre, y algunos, como el cometa Halley en su última aparición, casi en línea entre el Sol y la Tierra. La mayoría de los cometas, incluido el Halley, llegan hasta nosotros desde distancias más allá de la órbita de Neptuno. Ahora, los cálculos muestran que todos ellos tienen su foco común en el Sol y que la Tierra suele estar fuera de sus órbitas. En el caso del cometa Halley, la Tierra estuvo en algún momento incluso en el lado convexo de la órbita. La conclusión mecánica es la siguiente: si, sin tener en cuenta la Tierra, los cometas obedecen al Sol, la Tierra debe hacer lo mismo.
(2) La rotación diaria de la Tierra alrededor de su eje se demuestra de muchas maneras. Una vez demostrada la revolución anual, la rotación diaria se convierte en algo natural. Si la Tierra no tiene el poder de hacer girar el Sol alrededor de su propio centro una vez al año, será mucho menos capaz de hacerlo en un día; y si no puede girar alrededor de un sol, ¿qué podría hacer con los innumerables soles del universo? Sin embargo, tenemos pruebas directas y especiales de la rotación diurna. Todos ellos se basan en una mecánica, en parte celeste y en parte terrestre. La mecánica celeste ha convertido en pruebas lo que antes parecían dificultades. Esto ocurrió en el caso de los paralajes estelares, cuya ausencia había sido objetada por Ptolomeo y cuya existencia demostró Bessel. La precesión de los equinoccios también ha cambiado de papel. Laplace demostró que se debía a la acción del sol sobre las protuberantes regiones ecuatoriales de la Tierra en rotación. El resultado similar de la acción de la Luna sobre la Tierra se llama nutación. La demostración de Laplace se basó en la planitud de la Tierra, medida en el siglo XVII, y que también dedujo teóricamente de la existencia de la fuerza centrífuga. Tenemos aquí una compleja inversión de roles. Las consecuencias de la fuerza centrífuga, tan fuertemente defendidas por Ptolomeo contra la rotación diurna, resultaron ser la causa de la precesión, conocida por Hiparco, y de varios fenómenos, descubiertos sólo después de la época de Copérnico. La precesión seguía siendo un asunto de especial dificultad para Copérnico, y uno de los tres movimientos terrestres que no podía explicar. Para él era el resultado de dos rotaciones cónicas anuales, ligeramente diferentes, de direcciones opuestas, a las que no se podía asignar ninguna causa.
Hasta aquí las pruebas de la mecánica celeste. Hay otros, mediante instrumentos, los llamados experimentos de laboratorio. Comenzaron inmediatamente después de la época de Galilei y parecen haber recibido el impulso de su juicio. Los experimentos se pueden clasificar cronológicamente en cinco períodos o grupos. De 1640 a 1770 fueron duras pruebas sin resultado. Los años comprendidos entre 1790 y 1831 fueron un período de experimentos con cuerpos que caían. Los veinte años transcurridos entre 1832 y 1852 fueron una época de experimentos con péndulos. Luego siguió un período, 1852-80, de experimentos con aparatos más elaborados; y el último, desde 1902, puede denominarse el de los métodos modernos.
(a) El primer período está representado por los nombres de Calignon, Mersenne, Viviani y Newton. Calignon (1643) experimentó con plomadas, sin saber qué debían indicar sus variaciones. Mersenne (1643) dirigió piezas de artillería hacia el cenit, esperando acertadamente una desviación hacia el oeste de las balas. El experimento del péndulo de Foucault fue materialmente anticipado por Yiviani en Florencia (1661) y Poleni en Padua (1742), pero no se comprendió formalmente. La desviación hacia el este de los cuerpos en caída libre fue anunciada explícitamente por Newton, pero Hooke la intentó sin éxito (1680). Galileo había aludido a ella anteriormente, en su “Diálogo” (Opere, VII, 1897), de manera contradictoria. En un lugar (p. 170) negó la posibilidad del experimento, en otro (p. 259) lo afirmó. Lalande perdió la oportunidad de ser el primero en realizar el experimento de Newton en el observatorio de París . Ese honor le correspondió al abad Guglielmini.
b) El segundo período comprende los experimentos con cuerpos en caída libre realizados por Guglielmini en Bolonia (1790-2), Benzenberg en Hamburgo (1802) y Schlebusch (1804), y Reich en Friburgo (1831). La deriva general de las bolas hacia el este del meridiano era inconfundible. Esto demostró la rotación de la Tierra de oeste a este, pero solo de manera cualitativa. Las pruebas cuantitativas se obtuvieron en el período siguiente.
(c) Tres tipos de experimentos con péndulos llenaron el tercer período. El péndulo horizontal fue inventado y probado por Hengler en 1832 para estudiar los efectos de la fuerza centrífuga. El instrumento aún espera un manipulador más preciso. El péndulo vertical de Foucault data de 1851 y fue probado primero en un sótano, luego en el Observatorio de París y finalmente en el Panteón. La desviación del péndulo del plano vertical original fue en sentido horario, como esperaba Foucault, pero nunca publicó mediciones cuantitativas. Se realizaron experimentos en muchos lugares, principalmente en grandes catedrales. Los mejores resultados conocidos son los de Secchi en Roma (1851) y los de Garthe en Colonia (1852). Secchi experimentó en San Ignacio, en presencia de muchos científicos italianos, y Garthe en la catedral, ante el cardenal Geissel, príncipes reales y numerosos espectadores. La contraprueba en el hemisferio sur, donde la desviación del péndulo debe ser en sentido antihorario, no se ha realizado hasta la fecha. El intento de Río de Janeiro (1851) no puede considerarse como tal. Bravais puso en movimiento un péndulo cónico en la misma sala meridiana del observatorio y el mismo año que el péndulo vertical de Foucault. El experimento tenía la ventaja de ser reversible. Al oscilar en sentido horario, el péndulo parecía moverse más rápido que en sentido antihorario, debido a que el teodolito en el que se observaba seguía la rotación de la Tierra. Dos péndulos utilizados simultáneamente, moviéndose en direcciones opuestas, arrojaron el valor correcto de la rotación diurna con una precisión de una décima de uno por ciento, un resultado que el péndulo de Foucault nunca alcanzó.
(d) La segunda mitad del siglo XIX, el cuarto período, se caracteriza por experimentos complicados y teorías profundas. Los instrumentos fueron el giroscopio y el péndulo compuesto. La invención del primero se debe a Foucault y proporcionó una nueva prueba de la rotación diurna. Fue construido por él en tres formas: el giroscopio universal, el vertical y el horizontal, llamados así según sus grados de libertad. El giroscopio vertical fue perfeccionado por Gilbert (1878) en su barogiroscopio, mientras que el giroscopio horizontal se introdujo últimamente en los buques de guerra como brújula astronómica. Las pruebas de Foucault y Gilbert sólo podían ser cualitativas, a falta de motores eléctricos. El delicado experimento realizado en 1879 con el péndulo compuesto por Kamerlingh Onnes, comprende como casos especiales los de Foucault y Bravais, y en general todos los movimientos entre las vibraciones del péndulo plano y circular (ver “Specola Vaticana”, I, 1911, Apéndice 1).
(e) El quinto y último período de experimentos se sitúa en el siglo XX y presenta no menos de cuatro pruebas, todas muy diferentes entre sí. El difícil experimento con cuerpos en caída libre fue llevado al laboratorio de física por E.H. Hall en 1902. Con instalaciones mejoradas, una caída de tan solo veintitrés metros mostró la desviación hacia el este mejor que todos los ensayos anteriores con alturas de tres a siete veces mayores. En 1904, Foppl logró que el giroscopio produjera resultados cuantitativos. Un motor eléctrico impulsó una rueda doble de 160 libras a una velocidad de más de dos mil revoluciones por minuto. La rotación de la Tierra fue lo suficientemente fuerte como para desviar el eje horizontal, que estaba suspendido de un triple cable, seis grados y medio del eje vertical. Perrot había probado un novedoso esquema en 1859. Hizo fluir un líquido a través del orificio central de un recipiente circular y visualizó las corrientes mediante polvo flotante. Debemos creerle cuando afirma que las corrientes tenían forma espiral y circulaban en sentido contrario a las agujas del reloj. El experimento fue repetido por Tumlirz en Viena (1908), y su resultado fue fotografiado y comparado con la teoría. Si bien los experimentos de Hall, Foppl y Tumlirz son repeticiones de los anteriores, con métodos mejorados, la siguiente prueba de la rotación diurna es novedosa como experimento, aunque Poinsot ya la había anticipado en 1851. Se llevó a cabo en el Observatorio Vaticano en 1909. Su principio es el de áreas iguales descritas en tiempos iguales, aplicado a una viga horizontal suspendida en forma de balanza de torsión, sobre la cual se pueden mover grandes masas. El desplazamiento de las masas desde el extremo hacia el centro hará que la viga gire más rápido que la Tierra; lo contrario ocurrirá en el caso inverso. La última prueba nunca se había propuesto antes y consiste en observar el hilo de la máquina de Atwood en un telescopio. Vista en el meridiano, se observa que el hilo del peso que cae desciende al este de la línea de plomada, pero vista en la vertical primaria permanece exactamente vertical. Este experimento también se llevó a cabo en el Observatorio Vaticano en 1912 (véase “Specola Vaticana”, I, 1911, apéndice II, 1912).
Algunos autores han expresado su sorpresa ante la participación de científicos católicos en los experimentos; por ejemplo, que Bonfioli, prelado doméstico de Pío VI, ayudara a Guglielmini a medir las impresiones de las bolas en la placa de cera (Benzenberg, «Umdrehung der Erde», 1804, pág. 278), o que Secchi demostrara la rotación de la Tierra en Roma «ante todo el pueblo» (Wolf, «Handbuch», I, Zúrich , 1890, pág. 262 c). Sin embargo, debemos recordar que lo que se condenó en otra época no fue el experimento en sí, sino la afirmación, entonces gratuita.
II. PASADO Y FUTURO DEL MUNDO.—Los más grandes científicos han constatado que el sistema actual del mundo se encuentra en un estado inestable. Tal como está, no puede haber existido durante muchos millones de años, ni puede perdurar muchos más. Naturalmente, por lo tanto, han surgido especulaciones, tanto retrospectivas como prospectivas; pero seguirán siendo especulaciones. Cómo el mundo se ha desarrollado hasta su forma actual, y cómo desaparecerá de ella, es algo que la ciencia jamás podrá explicar. Cosmogonía es el nombre aceptado para todas las hipótesis sobre el pasado (de kosmos, mundo, y gignesthai , originar). Una forma correspondiente del griego, para designar las especulaciones sobre el futuro del mundo, cosmotanía (muerte del mundo), fue utilizada por C. Braun (Kosmogonie, 1905, X, 346); formaciones más correctas serían quizás: cosmoftología ( phthora , corrupción) o cosmodisía (dusis, occasus, decadencia). Aquí, "mundo" debe entenderse en todos sus significados, tanto más restringidos como más amplios, como tierra, sistema solar, sistema estelar, universo.
A. Cosmogonía. —El autor del artículo «Cosmogonía» ha distinguido claramente entre cosmogonías míticas, bíblicas y científicas. Al limitarse a las primeras, dejó las segundas para el autor de Hexaemeron y las terceras para el presente artículo. El término «científica» se utiliza únicamente para establecer una distinción. Ninguna cosmogonía puede considerarse una teoría científica, ni siquiera una hipótesis, en el sentido estricto de un desarrollo sistemático de los detalles a partir de un número determinado de principios supuestos, como la teoría atómica, ampliamente aceptada, por ejemplo. Todas las cosmogonías imaginadas hasta ahora han corrido la misma suerte: ser refutadas por insuficientes o incluso imposibles. La proposición y el rechazo son igualmente vagos e inciertos, y así deben ser, al igual que los procesos de extrapolación de las leyes de laboratorio a la esencia del Creador. Las cosmogonías pueden clasificarse según los componentes de la palabra, considerando los distintos tipos de cosmos o la variedad de orígenes. La primera clasificación pondrá de manifiesto la necesidad de una gran cosmogonía, mientras que la segunda resultará ser una mera enumeración de posibilidades, reales o imaginarias.
(I) La clasificación de las cosmogonías por mundos puede comenzar con el microcosmos de nuestra morada terrestre y terminar con el macrocosmos del universo.
(a) La estructura de la Tierra apunta a una historia, cuyas sucesiones cronológicas pueden reconocerse, aunque se desconoce su duración. La capa superficial, asignada a la raza humana, representa la “era Cuaternaria”. Subyacentes en el espacio y precedentes en el tiempo, hay otras tres, conocidas como formación reciente, formación cretácica y jurásica, y finalmente carbonífera y silúrica. Paralelamente a las tres últimas edades, la terciaria, la secundaria y la primaria, transcurren las edades prehistóricas del reino biológico, conocidas como cainozoica, mesozoica y paleozoica. El mero aspecto de las capas sucesivas justifica sus nombres y exige una cosmogonía terrestre.
(b) No menos explícitas son las indicaciones celestiales de una cosmogonía planetaria. Los cinco tipos de uniformidad en los movimientos orbitales de planetas, satélites y cometas, aducidos por Laplace, no son representativos de la cosmografía moderna. Laplace conocía sólo siete planetas y dieciocho satélites, mientras que nosotros podemos contar ocho planetas mayores y unos seiscientos menores y veintiséis satélites. Aparte de pequeñas excepciones a las “uniformidades” de Laplace, hay que acentuar la situación singular de nuestro propio planeta. La Tierra tiene sólo una luna, comparable a ella en tamaño, mientras que los planetas interiores no tienen luna, y los planetas exteriores están acompañados por satélites más numerosos y más diminutos, siendo Neptuno el único que constituye una aparente excepción. Los anillos de asteroides y de Saturno hacen aún más notoria la diferencia entre los planetas interiores y exteriores. El rápido descubrimiento de pequeños satélites mediante la fotografía ha sacado a la luz el carácter asteroidal de estos cuerpos y sugiere la conclusión de que los grandes planetas están acompañados por zonas de pigmeos sin luna, en movimiento directo y retrógrado, en sorprendente contraste con el sistema Tierra-Luna. . Este último forma un verdadero sistema binario, el único del cortejo solar. Lejos de destruir la conclusión de Laplace, las variaciones y contrastes sólo confirman la creencia en alguna evolución planetaria. Cualquiera que sea la cosmogonía que se pueda imaginar, tendrá que dar cuenta de la posición crítica que ocupa nuestro propio planeta.
(c) Las cosmogonías terrestres y planetarias no satisfarán a quienes admiran los sistemas de orden superior, como los llama "Kosmologische Briefe" de Lambert (1761). El sistema solar es un mero fragmento de la creación. Su plano fundamental, o eclíptica, es sustituido en el sistema estelar por la galaxia, y sus revoluciones planetarias tienen su equivalente en los movimientos propios de las estrellas, incluido nuestro propio sol, que se dirige hacia la constelación de Hércules. Incluso la diferencia entre planetas lentos y rápidos se refleja en las estrellas blancas de helio (6.5 kilómetros por segundo) y en las estrellas de colores intensos (19.3 kilómetros). Los sistemas joviano y saturniano, con sus globos y anillos clientes, tienen sus contrapartes en los cúmulos solares de las Pléyades y las Híades, derivando a cada uno de ellos a lo largo del plano galáctico alrededor de algún centro de gravedad desconocido. El carácter eclíptico de la Vía Láctea se evidencia además por la agrupación de las estrellas Algol y el nonce a lo largo de su cinturón, que representan eclipses y colisiones estelares. La condensación general de las estrellas hacia el círculo galáctico, y su revestimiento por las constelaciones más brillantes del cielo, ha transmitido la idea de un cúmulo estelar aplanado. Lo más probable es que su forma sea la de una espiral bipolar, a juzgar por sus ramas y por dos principales derivas de estrellas en direcciones opuestas. El vasto sistema exige una explicación de su origen: una cosmogonía estelar. Aquí también, como en la cosmogonía planetaria, nuestro hogar terrestre parece presentar una singularidad. La ciencia insta a llegar a la conclusión de que la mitad de las estrellas, si no la mayoría, se dividieron en componentes a medida que se condensaban, una forma de evolución que las incapacitaría para convertirse en centros de sistemas planetarios. La cosmogonía estelar debe dejar abierta la cuestión de si el mecanismo de nuestro propio sistema no fue el resultado de un diseño especial y peculiar, adecuado para ser la morada de la vida.
(d) Sin embargo, incluso la aglomeración estelar de la Vía Láctea es un pequeño punto en el abismal cosmos. Desde cerca de su centro, donde nos encontramos actualmente, los cielos parecen salpicados de agrupaciones similares de masas, en parte gaseosas, en parte condensadas en corrientes fluidas o cúmulos solares. Desde que Herschel midió los cielos, se han catalogado más de trece mil de estos objetos y se sospecha que hay cientos de miles. Herschel las clasificó en nebulosas difusas, espirales y planetarias y las consideró como otros tantos exponentes simultáneos de una evolución cósmica gradual, mostrando así su creencia en la posibilidad de alguna cosmogonía universal. Desde entonces, la creencia se ha visto reforzada por un conocimiento más amplio del mundo ultrasideral. La fotografía muestra los cielos casi cubiertos de materia nebulosa, el análisis espectral revela la identidad general de los elementos cómicos y, además, ha revelado el hecho de que las nebulosas planetarias se mueven a gran velocidad con respecto al sistema estelar, mientras que la difusa nebulosa de Orión permanece en reposo. La necesidad de una cosmogonía integral es evidente. Los intentos en esa dirección no han faltado, como veremos a continuación.
(2) La clasificación de las cosmogonías según el origen que atribuyen al mundo puede descansar apropiadamente en ciertos objetos celestes en los que se inspiraron. Estos son los anillos de Saturno, que al principio se creyeron masas coherentes, ya sean gaseosas, fluidas o sólidas; luego los mismos anillos reconocidos (por Bond, 1851) como un enjambre de satélites diminutos; y finalmente la nebulosa espiral). Las diferencias en los tipos inspiradores condujeron a diferencias correspondientes en las ideas predominantes de los cosmogonistas. Los anillos coherentes exigían un tratamiento hidrodinámico, los anillos pulverulentos sugerían teorías meteóricas y las nebulosas espirales suscitaban especulaciones balísticas. Las cosmogonías hidrodinámicas se limitaron al sistema solar; Las cosmogonías meteóricas hicieron débiles intentos hacia el sistema estelar, y sólo las cosmogonías balísticas se han atrevido a especular sobre el cosmos indiviso.
(a) La primera entre las cosmogonías hidrodinámicas es la “hipótesis nebular”, imaginada por Kant (1755), en parte en contradicción con los principios mecánicos. La aplicación de las leyes hidrodinámicas quedó reservada a Laplace (1798). Sin embargo, su mecanismo es demasiado simple para el complejo problema. Babinet (1861), Kirkwood (1869), Moulton (1900) y otros plantearon objeciones. Roche (Montpellier, 1873) incluso fijó un límite para cada planeta primario, dentro del cual un satélite líquido no podía girar intacto. Los anillos de Saturno que se encontraban dentro de los límites no lograron lo que Kant y Laplace esperaban. El campo de posibilidades cosmogónicas fue ampliado por Darwin y Poincaré (1879-1885), cuando introdujeron las mareas planetarias, las superficies hidrodinámicas en forma de pera y la fisión de satélites; y nuevamente por C. Braun (1887-1905), cuando señaló la pluralidad de centros de condensación, las colisiones excéntricas y el efecto resultante entre el medio resistente y la presión hidrostática. Moulton ha cuestionado la aplicabilidad de la especulación de Darwin a nuestro sistema lunar-terrestre y a los sistemas binarios en general.
(b) Las bases de las cosmogonías meteóricas son la composición asteroidal de los anillos de Saturno y la afinidad entre meteoros y cometas, descubierta por Schiaparelli. Los meteoros dejaron de ser los restos de mundos destruidos para convertirse en embriones. Nebulosas, estrellas, cometas, la luz zodiacal, la corona solar, todo se originó a partir de nubes meteóricas. La vida fue introducida en el caos del polvo cósmico, frío y oscuro como lo fue desde el principio, por una variedad intrincada de movimientos, al estilo de los vórtices de Descartes, que dieron lugar a colisiones, evaporaciones, condensaciones y la consiguiente producción de calor. Se formaron soles, se estableció la ley gravitacional de Newton y las masas comenzaron a comportarse de la manera imaginada por Laplace. Las cosmogonías meteóricas distinguieron así dos períodos: el cartesiano y el newtoniano. La tranquila maquinaria de la anulación de Laplace está precedida por un período primigenio de remolinos. Entre los representantes de la cosmogonía meteórica se encuentran Faye (1884), Lockyer (1887) y Ligondes (1897), mientras que Kirkwood, Wolf y Braun se oponen a ella. Darwin intentó respaldarla aplicando la teoría cinética de los gases a la materia cósmica en condiciones meteóricas, tratando sus partículas como moléculas a una escala enormemente magnificada. Recientemente, Belot (1911) imaginó un remolino cartesiano de forma cilíndrica, que se dispara como un torpedo contra una masa nebular amorfa, en dirección al ápice solar. Los efectos del impacto sobre el cilindro son vibraciones longitudinales con nodos, embriones de los futuros planetas.
(c) Las cosmogonías balísticas toman su patrón de las nebulosas. La forma espiral de la mayoría de las nebulosas, con condensaciones nucleares intercaladas, abrió el campo más amplio para las teorías de colisiones, eyecciones y capturas. Herschel no se aventuró en ninguna hipótesis, aunque creía en el crecimiento estelar a partir de materia nebulosa caótica mediante un proceso a través de espirales difusas y nebulosas planetarias). Aún hoy la ciencia no ha demostrado la transición de la condición nebular a la estelar de ningún objeto celeste. Es cierto que la estructura bipolar de las nebulosas espirales, descubierta en los últimos años por la fotografía, ha reforzado enormemente la idea de formaciones cosmogónicas violentas. Las teorías de colisión fueron propuestas por Chamberlin y Moulton (1905) y por Arrhenius (1907). El proceso en una nebulosa comienza con condensaciones nucleares, a las que siguen colisiones excéntricas o aproximaciones disruptivas. Se producen así sistemas bipolares de corrientes y, si se combinan con rotación simultánea, se forman nebulosas espirales. Las colisiones se repiten en menor escala por la acumulación de material disperso alrededor de núcleos más densos. El desarrollo posterior coincide en parte con la hipótesis que se menciona a continuación.
Laplace menciona una teoría de eyección, debido a Buffon, quien suponía que los cometas caían al Sol y salpicaban materia solar al espacio. Wilde (1910) da una forma más científica a la teoría. En las corrientes espirales derecha e izquierda de las nebulosas, en sus condensaciones estelares intercaladas y en las fisiones alargadas de sus circunvoluciones, reconoció procesos como la erupción de protuberancias solares, o el levantamiento de continentes terrestres, o los impactos atestiguados por las estrellas lunares. cráteres. Los planetas y satélites son eyectamentos de primarias que explotaron. See (1910) inventó una teoría de la captura. La madre del sistema solar es una nebulosa espiral. El Sol, los planetas, los satélites y los cometas se originan a partir de condensaciones nucleares, pero su agrupación en un orden regular se debe a la captura de los más pequeños por los más grandes. Los jirones periféricos de la nebulosa solar parecen cometas.
Lo que sigue es más una clasificación que una descripción de las diversas cosmogonías. Ninguna de ellas ha sido universalmente aceptada, y ninguna ha escapado a la crítica.
B. Cosmodisia.—Este es el nombre propuesto para todas las hipótesis sobre el futuro del mundo, como se explica en la introducción de la sección II. La literatura sobre cosmodisia es mucho menos extensa que la de cosmogonía. La juventud del mundo parece ejercer un mayor atractivo sobre la especulación humana que su vejez y decadencia. No parece existir ninguna cosmodisia mítica, y se encuentra muy poco sobre cosmodisias científicas. Mucho más explícita y detallada es la cosmodisia bíblica (véase Juicio Divino ). Sin embargo, desde un punto de vista científico, la conclusión prospectiva a partir de las premisas conocidas del mundo actual parece estar mejor justificada que las especulaciones retrospectivas sobre condiciones cósmicas completamente desconocidas. Una clasificación de las cosmodisias según los diversos significados de cosmos carecería de objeto, por falta de material científico. No se han elaborado cosmodisias terrestres, planetarias, estelares ni universales. Sin embargo, se pueden distinguir dos clases de teorías sobre el posible fin del mundo: las teorías de la extinción y las de la destrucción.
La teoría de la extinción se basa en un cierto proceso irreversible, común a todos los fenómenos naturales. Si bien se supone que la suma total de energía cósmica permanece constante, la cantidad de energía potencial disminuye constantemente. Es la condición inestable de la energía potencial la que anima toda actividad en el universo. A la deriva hacia la estabilidad, terminará en agotamiento y reposo. El proceso no es reversible y, en consecuencia, no es cíclico. Aplicándolo a la Tierra pero abstrayéndolo de la vida orgánica, significará la extinción de su poder plutónico interior y de su velocidad de rotación. La elevación y el desplazamiento de los continentes, los continuos temblores, los ocasionales terremotos y erupciones volcánicas, la contracción gradual de la corteza y el desplazamiento de los casquetes polares son otras tantas pérdidas irrecuperables de energía potencial. Si el alargamiento de nuestra escala temporal, el día sidéreo, no es directamente observable, al menos está indicado en la aceleración aparente de los movimientos longitudinales de la Luna, y teóricamente asegurado desde la elevación oceánica, siempre al este de la Luna y actuando como una constante. freno al globo giratorio.
La estabilidad de los movimientos planetarios está garantizada sólo durante el transcurso de los tiempos históricos. Las demostraciones dadas por Lagrange, Laplace, Poisson, Delaunay, Gylden, se basan todas en aproximaciones sucesivas y, lo que es peor, se basan en puntos celestes ficticios y en la atracción newtoniana, excluyendo el medio resistente, las mareas planetarias, los campos magnéticos y las radiocomunicaciones. -fuerzas repulsivas. El medio resistente por sí solo sería suficiente para cambiar las órbitas planetarias en espirales con el sol como polo final y lugar de descanso. Nuestro sol no está exento del proceso termodinámico general. Su temperatura desciende constantemente y todas las teorías de una compensación contemporánea completa, por contracción e impactos meteóricos, han sido rechazadas. Según Lord Kelvin, el sol no ha iluminado la Tierra durante quinientos millones de años, y no lo hará durante muchos millones de años más, a menos que se descubran nuevas fuentes en el almacén de la creación. La reciente teoría electrónica de la materia ha complicado efectivamente el problema de la evolución elemental, pero hasta ahora no ha invertido el proceso general hacia el reposo. ¿No puede predecirse la extinción de nuestra luminaria la existencia multitudinaria de estrellas oscuras, comprobada por Bessel y confirmada por el espectroscopio?
La teoría de la destrucción no considera la aniquilación de la materia; solo abre el campo de las perturbaciones en la organización actual de los sistemas planetarios o estelares. Dentro del sistema solar, el procedimiento errático de cometas y meteoros es inofensivo solo por su insignificancia. Sin embargo, en un cúmulo sideral, como la Vía Láctea, una estrella puede colisionar con otra, o una estrella con una nube cósmica. El espectáculo de los meteoros, que se encienden con un breve esplendor al atravesar nuestra atmósfera, se repite a escala enorme en las estrellas brillantes que aparecen ocasionalmente en nebulosas o cúmulos, particularmente en la Vía Láctea. Elevándose en pocos días a mil veces su brillo normal, vuelven a su oscuridad anterior en el transcurso de los años. Hiparco conocía las estrellas transitorias y dio el impulso para su catálogo estelar. Desde 1848 hasta el momento en que comenzó el estudio fotográfico continuo de los cielos, se observó a simple vista aproximadamente una cada diez años. En la actualidad, se anuncian novicias casi todos los años; Pero, como las estrellas fugaces, la mayoría pasará desapercibida. Ya sea que la conflagración estelar se deba a una colisión directa, al paso de estrellas a corta distancia, o más bien al impacto de globos a través de nubes o nebulosas cósmicas, en todos los casos significaría el fin de nuestra existencia terrestre. La órbita de nuestro sol está ligeramente inclinada con respecto al plano de la Vía Láctea, y su velocidad es poco más de la mitad de la velocidad estelar promedio. Esto es todo lo que sabemos de nuestro viaje cósmico. ¿ Se mantendrá el sol siempre alejado de las multitudes de estrellas y nunca se verá envuelto en las nebulosas difusas que abundan en la Vía Láctea? Por pequeño que sea nuestro conocimiento de la aglomeración estelar en la que viajamos, se reduce prácticamente a nada en lo que respecta a los mundos ultragalácticos. Si son embriones o ruinas seguirá siendo un enigma para siempre. Solo podemos afirmar que, si las nebulosas espirales se convierten en galaxias, la acción incesante de su poder de agrupamiento debe producir condiciones para catástrofes, al menos similares a las que estamos presenciando en la Vía Láctea.
Nuestra escasa ciencia de la cosmodisia podría tentarnos a buscar más información en las Escrituras . ¿Acaso el oscurecimiento del sol y la luna, y la caída de las estrellas, respaldan la teoría de la extinción? ¿O acaso San Pedro defiende la teoría de la destrucción cuando habla de cielos en llamas y elementos fundidos por el calor abrasador? Una pregunta similar puede plantearse en cosmogonía. ¿Puede consultarse el Génesis para decidir entre las hipótesis hidrodinámica, meteórica y balística? La respuesta la proporciona un intento realizado hace tres siglos en cosmografía. La decisión bíblica sobre la controversia, si el sistema solar es geocéntrico o heliocéntrico, estaba destinada al fracaso en cualquier caso. La revelación cosmogónica se dio para inculcar en la humanidad su dependencia física y moral del Creador. Asimismo, la revelación cosmodísica tiene como propósito presentar a la humanidad la administración final de la justicia. La curiosidad puramente científica no encontrará satisfacción en las Escrituras.
JG HAGEN