En el presente escrito, universo (o \u201cmundo\u201d) debe entenderse en el sentido astron\u00f3mico, con significados m\u00e1s amplios o m\u00e1s estrechos, e incluyendo desde nuestro planeta terrestre hasta el universo estelar. El t\u00e9rmino \u201csistemas\u201d 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.\n<\/p>\n
I. TIEMPOS HIST\u00d3RICOS DEL UNIVERSO\n<\/p>\n
El sistema actual, en su significado m\u00e1s amplio, constituye el objeto de la cosmograf\u00eda universal. Lambert, los dos Herschels, Laplace, Newcomb y otros hicieron descripciones de este tipo. La presente secci\u00f3n trata \u00fanicamente del sistema solar y, en particular, de las debatidas teor\u00edas de Ptolomeo y Cop\u00e9rnico, y las pruebas a favor de este \u00faltimo.\n<\/p>\n
A. Sistemas de Ptolomeo y Cop\u00e9rnico\n<\/p>\n
(1) Astronom\u00eda griega\n<\/p>\n
Los m\u00e1s antiguos sistemas astron\u00f3micos se encuentran en la escuela griega. No se conocen sistemas planetarios elaborados por los chinos y babilonios.\n<\/p>\n
El conocimiento griego de los astros pasa por tres per\u00edodos. Su infancia est\u00e1 representada por Filolao y Eudoxo, de los siglos V y IV a.C. La Tierra es el centro com\u00fan 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 conc\u00e9ntricas, sobre las cuales se deslizan en dos direcciones, longitud y latitud, conservando siempre la misma distancia de la Tierra.\n<\/p>\n
El florecimiento de la astronom\u00eda griega va desde Her\u00e1clides P\u00f3ntico, en el siglo IV a.C. hasta Hiparco, en el siglo II. Su base fue la observaci\u00f3n. Los diferentes grados de brillantez observada en los planetas m\u00e1s cercanos, Mercurio, Venus y Marte, al momento de su oposici\u00f3n y conjunci\u00f3n con el Sol, dejaban ver \u00f3rbitas helioc\u00e9ntricas, y por analog\u00eda se conjeturaba lo mismo de J\u00fapiter y Saturno. Fue entonces que fue establecida la hip\u00f3tesis, quiz\u00e1s por el mismo Her\u00e1clides, de que el Sol, con los cinco planetas, se revolv\u00eda anualmente alrededor de la Tierra mientras que la Luna permanec\u00eda en su propia esfera. Tambi\u00e9n Her\u00e1clides dio un gran paso adelante al afirmar la rotaci\u00f3n diurna de la Tierra. Posteriormente, su teor\u00eda se lleg\u00f3 a conocer como la de Tycho Brah\u00e9. Her\u00e1clides menciona incluso el movimiento anual de la Tierra, como lo aseguran algunos de sus contempor\u00e1neos. Aristarco de Samos se pronunci\u00f3 a favor de y defendi\u00f3 el sistema helioc\u00e9ntrico, aunque sus escritos se han perdido y de ellos s\u00f3lo se sabe a trav\u00e9s de Arqu\u00edmedes, cuya obra fue publicada un a\u00f1o despu\u00e9s de la muerte de Cop\u00e9rnico (Basle, 1544).\n<\/p>\n
El per\u00edodo de declive comenz\u00f3 cuando Hiparco brill\u00f3 como el \u00faltimo genio entre los astr\u00f3nomos griegos. La presesi\u00f3n de los equinoccios, descubiertos por \u00e9l, fue ajustada al sistema geoc\u00e9ntrico, que entonces a\u00fan prevalec\u00eda, s\u00f3lo un siglo despu\u00e9s de Aristarco. Las escuelas filos\u00f3ficas, en particular los estoicos, empezaron a preferir la astrolog\u00eda a la observaci\u00f3n astron\u00f3mica. El descubrimiento geom\u00e9trico de que el movimiento aparente o relativo permanece inmutable a pesar del intercambio de sus movimientos componentes, seg\u00fan fue correctamente demostrado por Apolonio, prepar\u00f3 el camino a la confusi\u00f3n del sistema solar. Debe tenerse en mente que los movimientos aparentes de los planetas son epic\u00edclicos, o sea que cada planeta se desplaza siguiendo su propia \u00f3rbita, el epiciclo, alrededor del Sol, y con el Sol, centro del epiciclo, aparentemente alrededor de la Tierra en una \u00f3rbita com\u00fan, llamada \u00f3rbita deferente. Estas son las ideas correctas y formar\u00e1n por siempre la base de la astronom\u00eda esf\u00e9rica.\n<\/p>\n
La decadencia de los conceptos astron\u00f3micos entre los fil\u00f3sofos griegos se manifest\u00f3 en forma doble. Primero, aplicaron la ficci\u00f3n geom\u00e9trica de Apolonio al sistema f\u00edsico planetario, suponiendo que el epiciclo deb\u00eda ser siempre el m\u00e1s peque\u00f1o de los dos componentes en aparente movimiento. Y, segundo, creyeron que un planeta f\u00edsico pod\u00eda revolverse, solo, alrededor de un punto ficticio en el espacio. En el caso de los planetas exteriores, Marte, J\u00fapiter y Saturno, la \u00f3rbita aparente del Sol es el componente menor- la \u00f3rbita com\u00fan deferente. Esta no pod\u00eda ser constituida como el epiciclo sin introducir en el sistema tres nuevos c\u00edrculos, cada uno con un centro ficticio. Esto fue lo que se hizo, pero a\u00fan estaba por llegar lo peor a los planetas interiores, Mercurio y Venus. No ten\u00edan los fil\u00f3sofos necesidad de desubicar el c\u00edrculo com\u00fan deferente, u \u00f3rbita solar, puesto que \u00e9sta es m\u00e1s grande que los dos epiciclos planetarios. A pesar de todo, se movi\u00f3 el centro del deferente del Sol hacia la Tierra, lo que conllev\u00f3 la introducci\u00f3n de dos nuevos c\u00edrculos al sistema y dos centros conceptuales de movimiento. La presesi\u00f3n de los equinoccios descubierta por Hiparco tambi\u00e9n le sirvi\u00f3 de soporte al concepto de los pivotes ficticios. Ello pareci\u00f3 mover el polo de la ecl\u00edptica (c\u00edrculo m\u00e1ximo 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 pas\u00f3 a la posteridad en el siglo II a trav\u00e9s de la Sintaxis de Ptolomeo (Tambi\u00e9n conocida como \u201cAlmagest\u201d- por su nombre en \u00e1rabe con el que fue difundida en muchos pa\u00edses-, publicada alrededor del a\u00f1o 150 d.C en Alejandr\u00eda). Las dos propuestas fundamentales del sistema geoc\u00e9ntrico, a saber, que la Tierra no tiene rotaci\u00f3n axial ni traslaci\u00f3n en el espacio forman los seis cap\u00edtulos del libro primero. La Sintaxis aparentemente no pas\u00f3 directamente de la escuela alejandrina a Europa. La astronom\u00eda griega dio la vuelta a trav\u00e9s de Siria, Persia y Tartaria, bajo el reinado de Albategnius Ibn-Yunis, Ulugh-Beg. El sistema ptolemaico fue aceptado incondicionalmente por los astr\u00f3nomos \u00e1rabes, y fue a trav\u00e9s de las traducciones de \u00e9stos que lleg\u00f3 a Europa. Un Almagest latino ininteligible tom\u00f3 el sitio de la Sintaxis griega y permaneci\u00f3 como una l\u00e1pida sobre la astronom\u00eda europea.\n<\/p>\n
(2) Astronom\u00eda europea\n<\/p>\n
Una nueva vida astron\u00f3mica despert\u00f3 en el siglo XV en Alemania. Nicol\u00e1s de Cusa rechaz\u00f3 los axiomas de Ptolomeo; Peurbach y Muller restauraron el texto de la Sintaxis de Ptolomeo y Cop\u00e9rnico dedic\u00f3 su vida a desenmara\u00f1ar los ciclos y epiciclos del sistema griego. La tarea de Cop\u00e9rnico fue m\u00e1s dif\u00edcil que la de su predecesor Aristarco dada la un\u00e1nime aceptaci\u00f3n que hab\u00eda tenido el sistema geoc\u00e9ntrico por m\u00e1s de mil a\u00f1os. El libro primero de la gran obra de Cop\u00e9rnico, Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes, se dirige contra los axiomas ptolomaicos acerca del centro del universo y la estabilidad de la Tierra. \u00c9l observa apropiadamente que el universo no tiene un centro geom\u00e9trico. 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 complej\u00edsima 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 c\u00f3nico alrededor del eje de la ecl\u00edptica en per\u00edodos, respectivamente, de un d\u00eda, un a\u00f1o y 2.5xxxxx816 a\u00f1os. Tambi\u00e9n respondi\u00f3 Cop\u00e9rnico magistralmente a los argumentos negativos de Ptolomeo en contra de una Tierra en movimiento:\n<\/p>\n
\u2022 Se hab\u00eda objetado que se crear\u00eda una fuerza centr\u00edfuga desastrosa sobre la superficie de la Tierra. Cop\u00e9rnico responde que, de admitirse que los dem\u00e1s planetas y estrellas fijas giran alrededor de la Tierra, se crear\u00edan en dichos cuerpos celestes fuerzas centr\u00edfugas mucho m\u00e1s grandes.
\n\u2022 Se supon\u00eda que la resistencia de la atm\u00f3sfera arrasar\u00eda con cualquier objeto desde una Tierra en movimiento. A ello respondi\u00f3 Cop\u00e9rnico del mismo modo como se ha constatado que sucede en realidad: cada planeta condensa y lleva su propia atm\u00f3sfera.
\n\u2022 Una tercera dificultad surgi\u00f3 en referencia a los cambios que necesariamente deb\u00edan 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 \u00f3rbita terrestre. Cop\u00e9rnico acertadamente pens\u00f3 que la lejan\u00eda de las estrellas es tan grande que hace que la \u00f3rbita terrestre sea comparativamente muy peque\u00f1a y no se muestra ning\u00fan efecto en los instrumentos (al menos en los disponibles en su tiempo).\n<\/p>\n
Habiendo resuelto los argumentos negativos de Ptolomeo, s\u00f3lo quedaba un argumento a favor de Cop\u00e9rnico.\n<\/p>\n
(3) Reacci\u00f3n ante Cop\u00e9rnico\n<\/p>\n
La simplicidad del sistema helioc\u00e9ntrico tuvo suficiente peso como para convencer a un genio como Cop\u00e9rnico. \u00c9l nunca dijo que su sistema era una hip\u00f3tesis. La primera persona que censur\u00f3 la obra \u201cDe revolutionibus\u201d fue el reformador Osiandro. Temeroso de que la escuela de Wittenberg pudiera oponerse, este personaje agreg\u00f3 la palabra hypothesis en el t\u00edtulo y substituy\u00f3 el prefacio, escrito por el mismo Cop\u00e9rnico, con uno de su propia creaci\u00f3n. Todo ello sin autorizaci\u00f3n. Fue m\u00e1s de medio siglo despu\u00e9s que la Congregaci\u00f3n del Indice se\u00f1al\u00f3 nueve frases que deb\u00edan ser u omitidas o expresadas hipot\u00e9ticamente antes de que el libro recibiera autorizaci\u00f3n para ser le\u00eddo por cualquiera.\n<\/p>\n
Kepler subray\u00f3 fuertemente el argumento de simplicidad cuando descubri\u00f3 la elipseidad de las \u00f3rbitas planetarias. Cop\u00e9rnico se hab\u00eda dado cuenta, gracias a su observaci\u00f3n de tantos a\u00f1os, que no se pod\u00eda explicar las desigualdades del movimiento de los planetas simplemente con hacer que las \u00f3rbitas fueran c\u00edrculos conc\u00e9nticos, siguiendo el modelo ptolem\u00e1ico. Pero como no estaba preparado para dejar a un lado el c\u00edrculo, recurri\u00f3 a peque\u00f1os epiciclos. La eventual eliminaci\u00f3n de \u00e9stos apoy\u00f3 m\u00e1s a\u00fan la simplicidad del sistema copernicano. Y enseguida vinieron los descubrimientos de la aberraci\u00f3n de la luz y de los paralajes estelares. Mientras que, por una lado, \u00e9stos aparec\u00edan como consecuencias naturales del movimiento orbital de la Tierra, por otro lado condenaron el sistema ptolemaico a una condena de casi infinita complejidad. Se reconoci\u00f3 que las estrellas fijas vibraban en elipses dobles teniendo sus ejes mayores paralelos a la ecl\u00edptica en per\u00edodos de exactamente un a\u00f1o. Las elipses dobles son las im\u00e1genes que proyecta la \u00f3rbita terrestre en la esfera celeste a causa del desplazamiento paral\u00e1ctico de las estrellas y por la velocidad finita de la luz. La primera clase es con mucho la m\u00e1s peque\u00f1a 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 geoc\u00e9ntrico no s\u00f3lo no tiene una explicaci\u00f3n para esos fen\u00f3menos, sino que tampoco puede representarlos sin suponer dos epic\u00edclos por cada estrella del firmamento. Todo ello ayud\u00f3 a que el argumento copernicano de simplicidad fuera corroborado totalmente.\n<\/p>\n
B. Pruebas directas del sistema copernicano\n<\/p>\n
Mientras que el argumento de mayor simplicidad constituye \u00fanicamente un criterio indirecto entre los dos sistemas opuestos, la mec\u00e1nica ha provisto pruebas m\u00e1s directas. e hecho Cop\u00e9rnico ten\u00eda \u00e9stas en mente cuando sostuvo que la fuerza centr\u00edfuga de una esfera celeste que rota diariamente tiene que ser enorme y que como consecuencia de ello, por ejemplo, la atm\u00f3sfera se condensa alrededor de la Tierra y los planetas individuales no pueden revolverse alrededor de puntos ficticios que no tengan significado f\u00edsico. Kepler estaba demasiado preocupado por los estudios geom\u00e9tricos y con su idea favorita de la armon\u00eda c\u00f3smica (harmonices mundi) como para poder reconocer en el foco com\u00fan de sus \u00f3rbitas el\u00edpticas una fuerza governante. Qued\u00f3 como tarea para Newton y Laplace formular las leyes mec\u00e1nicas del movimiento celestial.\n<\/p>\n
(1) La revoluci\u00f3n anual de la Tierra alrededor del Sol es consecuencia necesaria de la mec\u00e1nica celestial.\n<\/p>\n
(a) De la velocidad y distancia de nuestro sat\u00e9lite, Newton comput\u00f3 la fuerza de atracci\u00f3n que la Tierra debe ejercer sobre dicho sat\u00e9lite para mantener su revoluci\u00f3n orbital. Y habiendo aprendido posteriormente de los ge\u00f3metras franceses las dimensiones exactas de la Tierra \u00e9l pudo descubrir que la fuerza que conserva a la Luna en su \u00f3rbita es id\u00e9ntica a la gravedad terrestre dividida entre el cuadrado de la distancia del centro. Ese descubrimiento llev\u00f3 al c\u00e1lculo de las masas del Sol y los planetas- incluyendo la Tierra- con la conclusi\u00f3n de que esta \u00faltima es trescientos mil veces m\u00e1s ligera que el Sol. La conclusi\u00f3n mec\u00e1nica es que el cuerpo m\u00e1s ligero es el que gira alrededor del m\u00e1s pesado y no viceversa. O, en lenguaje m\u00e1s cient\u00edfico, ambos giran alrededor su centro com\u00fan de gravedad, que en este caso est\u00e1 dentro de la esfera solar.\n<\/p>\n
(b) Nuestro sat\u00e9lite nos ofrece otra prueba m\u00e1s directa de la revoluci\u00f3n anual de la Tierra. Carl Braun muestra en su Wochenschrift f\u00fcr Astronomie X (1867) 193 que la Luna es atra\u00edda casi tres veces m\u00e1s fuertemente por el Sol que por la Tierra. Esto significa que nuestro sat\u00e9lite nos abandonar\u00eda si nosotros dej\u00e1ramos de girar en torno al Sol en su compa\u00f1\u00eda. La Tierra s\u00f3lo es capaz de dar a la \u00f3rbita lunar anual una forma serpentina que obligar\u00eda al sat\u00e9lite a estar fuera y dentro de su propia \u00f3rbita alternativamente.\n<\/p>\n
(c) Newton tambi\u00e9n hace alusi\u00f3n a los cometas y demuestra que en el sistema ptolemaico cada uno de ellos necesitar\u00eda un epiciclo paralelo a la ecl\u00edptica para voltear su \u00f3rbita hacia el Sol. Ese mismo argumento se puede hacer m\u00e1s incisivo gracias al actual conocimiento de los cometas. Son muchos los cometas que tienen sus \u00f3rbitas bien definidas. M\u00e1s de doscientos de ellos han pasado la ecl\u00edptica dentro del \u00f3rbita de la Tierra y algunos, como el cometa Halley durante su \u00faltima aparici\u00f3n, estaba casi en l\u00ednea entre la Tierra y el Sol. La mayor parte de ellos, incluido el Halley, llega a nosotros desde distancias mayores a la \u00f3rbita de Neptuno. Mas los c\u00e1lculos nos muestran que todos ellos tienen su punto focal com\u00fan en el Sol y que, por lo general, la Tierra est\u00e1 fuera de sus \u00f3rbitas. En el caso del cometa Halley la Tierra estaba incluso, en una ocasi\u00f3n, en el lado convexo de la \u00f3rbita. La conclusi\u00f3n mec\u00e1nica es la siguiente: Si, sin ninguna consideraci\u00f3n respecto a la Tierra, los cometas obedecen al Sol, la Tierra debe hacer lo mismo.\n<\/p>\n
(2) La rotaci\u00f3n diaria de la Tierra\n<\/p>\n
La rotaci\u00f3n diaria de la Tierra alrededor de su propio eje queda demostrada de muchas otras formas. Una vez demostrada la revoluci\u00f3n anual, la rotaci\u00f3n diaria es una consecuencia l\u00f3gica. Si la Tierra no tiene la fuerza para hacer girar al Sol alrededor de su propio centro una vez al a\u00f1o, ser\u00e1 menos capaz de lograrlo respecto a un solo d\u00eda. Y si no puede hacerlo con nuestro Sol, menos a\u00fan lo podr\u00e1 hacer respecto a la infinidad de soles que conforman el universo. Contrariamente, tenemos abundantes pruebas, directas y especiales, de la rotaci\u00f3n diurna. Todas ellas se apoyan en la mec\u00e1nica, parte celestial, parte terrestre. La m\u00e9canica celeste ha convertido en pruebas lo que antes eran dificultades. Ello ocurri\u00f3 con los paralajes estelares, cuya ausencia hab\u00eda sido objetada por Ptolomeo y cuya existencia fue demostrada por Bessel. La presesi\u00f3n de los equinoccios tambi\u00e9n ha cambiado de papel. Laplace mostr\u00f3 que se deb\u00eda a la acci\u00f3n del Sol sobre las regiones protuberantes de la zona ecuatorial de la Tierra al girar \u00e9sta. El efecto similar de la acci\u00f3n de la Luna sobre la Tierra se llama nutaci\u00f3n. La demostraci\u00f3n de Laplace se bas\u00f3 en lo aplanado de la Tierra, que hab\u00eda sido medido en el siglo XVII, y que tambi\u00e9n fue deducido por \u00e9l a partir de la existencia de la fuerza centr\u00edfuga. Tenemos aqu\u00ed un caso complejo de reversi\u00f3n de papeles. Las consecuencias de la fuerza cetr\u00edfuga, utilizada como poderoso argumento por Ptolomeo en contra de la rotaci\u00f3n diaria, result\u00f3 ser la causa de la presesi\u00f3n , ya conocida por Hiparco, y de otros varios fen\u00f3menos que no fueron descubiertos hasta despu\u00e9s de la \u00e9poca de Cop\u00e9rnico. La presesi\u00f3n tambi\u00e9n fue una causa de preocupaci\u00f3n para este \u00faltimo y el \u00fanico de los tres movimientos terrestres que no pudo explicar. Seg\u00fan \u00e9l, la presesi\u00f3n era el resultado de dos ligeramente distintas rotaciones c\u00f3nicas anuales de direcci\u00f3n opuesta, para las que no encontr\u00f3 ninguna explicaci\u00f3n.\n<\/p>\n
Hasta aqu\u00ed las pruebas de la mec\u00e1nica celeste. Hay otras, obtenidas a base de instrumentos, que se llaman experimentos de laboratorio. Estas comenzaron inmediatamente despu\u00e9s del tiempo de Galileo y parecen haber recibido mucho empuje a ra\u00edz de su juicio. Los experimentos pueden ser clasificados cronol\u00f3gicamente en cinco per\u00edodos o grupos. De 1640 a 1770 los experimentos no pasaban de ser groseros intentos sin resultados. Los a\u00f1os de 1790 a 1831 formaron un per\u00edodo de experimentaci\u00f3n con cuerpos en ca\u00edda. Los veinte a\u00f1os que van de 1832 a 1852 fueron dedicados a la experimentaci\u00f3n con el p\u00e9ndulo. Enseguida sigui\u00f3 un per\u00edodo, 1852-1880, de experimentos con instrumental m\u00e1s elaborado. Y el \u00faltimo, de 1902 en adelante, puede ser llamado el de los m\u00e9todos modernos.\n<\/p>\n
\u2022 El primer per\u00edodo est\u00e1 representado por nombres como Calignon, Mersenne, Viviani y Newton. Calignon (1643) experiment\u00f3 con l\u00edneas de plomada, sin saber ad\u00f3nde lo conducir\u00edan sus variaciones. Mersenne (1643) dispar\u00f3 balas de ca\u00f1\u00f3n hacia el cenit, esperando correctamente que ser\u00edan desviadas hacia el oeste. El experimento de Foucalt con el p\u00e9ndulo fue materialmente anticipado por Viviani en Florencia (1661) y Poleni, en Padua (1742), pero no pudo ser entendido formalmente. La desviaci\u00f3n occidental de los cuerpos en ca\u00edda fue anunciado explicitamente por Newton, pero Hooke (1680) no tuvo \u00e9xito al intentarlo. Ya Galilei hab\u00eda hecho alusi\u00f3n a ello en su \u201cDialogo\u201d (Opere, VII, 1897), de manera contradictoria. En un lugar (pag. 170) neg\u00f3 su posibilidad, mientras m\u00e1s adelante (pag. 259) la afirmaba. Lalande perdi\u00f3 una oportunidad de ser el primero en realizar el experimento de Newton en el observatorio de Par\u00eds. Ese honor estaba reservado para el Abad Gugliemini.
\n\u2022 El segundo per\u00edodo comprende los experimentos con cuerpos en ca\u00edda realizados por Gugliemini en Bolonia (1790- 1792), Benzenberg en Hamburgo (1802), Schlebusch (1804) y Reich en Friburgo (1831). Era indisputable la desviaci\u00f3n general de las bolas hacia el lado oriental del meridiano. Ello prob\u00f3 la rotaci\u00f3n de la Tierra de oeste a este, pero \u00fanicamente de manera cualitativa. Las pruebas cuantitativas fueron el logro del siguiente per\u00edodo.
\n\u2022 El siguiente per\u00edodo fue colmado por tres clases de experimentos con el p\u00e9ndulo. Hengler invent\u00f3 y prob\u00f3 el p\u00e9ndulo horizontal, en 1832, para conocer los efectos de la fuerza centr\u00edfuga. Dicho instrumento a\u00fan sigue en espera de alguien que sepa manipularlo m\u00e1s delicadamente. El p\u00e9ndulo vertical de Foucalt data del 1851 y fue probado primero en un s\u00f3tano, despu\u00e9s en el observatorio de Par\u00eds y, finalmente, en el Pante\u00f3n. La desviaci\u00f3n del p\u00e9ndulo, a partir de su plano vertical original, fue siguiendo las manecillas del reloj, como ya lo esperaba Foucalt, pero \u00e9l nunca public\u00f3 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 experiment\u00f3 en San Ignacio, ante muchos cient\u00edficos italianos, y Garthe en la catedral, en presencia del Cardenal Geissel, pr\u00edncipes, y numerosos espectadores. Hasta el momento de terminar este art\u00edculo nadie ha realizado el experimento opuesto, en el hemisferio sur, donde la desviaci\u00f3n del p\u00e9ndulo debe verificarse en contra de la direcci\u00f3n 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 p\u00e9ndulo c\u00f3nico en el mismo sal\u00f3n meridiano del observatorio y en el mismo a\u00f1o que el v\u00e9rtical de Foucalt. El experimento ten\u00eda la ventaja de ser reversible. Al moverse siguiendo la direcci\u00f3n de las manecillas del reloj, el p\u00e9ndulo parec\u00eda moverse m\u00e1s r\u00e1pido que en la direcci\u00f3n opuesta, a causa del teodolito con el cual estaba siendo observado, pues \u00e9ste seg\u00eda la rotaci\u00f3n de la Tierra. Al poner en acci\u00f3n simult\u00e1neamente dos p\u00e9ndulos, que se mov\u00edan en direcciones opuestas, se pudo obtener el valor correcto de la rotaci\u00f3n diurna con una exactitud de un d\u00e9cimo del uno porciento, resultado al que Foucalt nunca lleg\u00f3 con su p\u00e9ndulo.
\n\u2022 El cuarto per\u00edodo, la segunda mitad del siglo XIX, es notable por sus complicados experimentos y teor\u00edas profundas. Los instrumentos fueron el gir\u00f3scopo y el p\u00e9ndulo compuesto. Foucalt invent\u00f3 el primero y obtuvo otra prueba de la rotaci\u00f3n diurna. Lo construy\u00f3 en tres formas: universal, vertical y horizontal. Los nombres se originan en los diferentes grados de libertad. El gir\u00f3scopo vertical fue posteriormente perfeccionado por Gilbert (1878) en su barogir\u00f3scopo. El gir\u00f3scopo horizontal encontr\u00f3 su uso en los buques de guerra como br\u00fajula astron\u00f3mica. Las pruebas de Foucalt y Gilbert, ante la ausencia de motores el\u00e9ctricos, 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 p\u00e9ndulo circular (Cfr. \u201cSpecola Vaticana\u201d, I, 1911, Ap\u00e9ndice 1).
\n\u2022 El quinto y \u00faltimo per\u00edodo 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 confin\u00f3 el complicado experimento con cuerpos en ca\u00edda a los laboratorios de f\u00edsica. En condiciones muy mejoradas, una ca\u00edda de s\u00f3lo 23 metros mostraba la desviaci\u00f3n hacia el oriente en forma mucho m\u00e1s clara que todos los intentos anteriores, realizados desde alturas de tres a siete veces mayores. F\u00f6ppl, en 1904, logr\u00f3 que el gir\u00f3scopo mostrara resultados cuantitativos. Un motor el\u00e9ctrico dio a una rueda doble de 160 libras una velocidad de m\u00e1s de 2,000 revoluciones por minuto. La rotaci\u00f3n 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 hab\u00eda intentado un esquema novedoso. Hizo fluir un l\u00edquido a trav\u00e9s del orificio central de un vaso circular y esparci\u00f3 polvo sobre \u00e9l para hacer visibles las corrientes. Creemos lo que nos dice \u00e9l mismo, acerca de que las corrientes ten\u00edan forma espiral y corr\u00edan en forma opuesta a las manecillas del reloj. Turmlirz repiti\u00f3 el experimento en Viena en 1908. Sus resultados fueron fotografiados y comparados con la teor\u00eda. Si bien los experimentos de Hall, F\u00f6ppl y Tumlirz son repeticiones de otros anteriores, utilizando m\u00e9todos mejorados, la siguiente prueba de la rotaci\u00f3n diurna fue un experimento nuevo, basado en una idea de Poinsot surgida en 1851. Este fue realizado en el observatorio del Vaticano en 1909. Est\u00e1 basado en el principio de \u00e1reas iguales descritas en tiempos iguales, aplicado a una barra horizontal suspendida en forma de una balanza de torsi\u00f3n, sobre la que pueden ser movilizadas pesadas cargas. El desplazamiento de las masas desde la extremidad hacia el centro har\u00e1 que la barra gire m\u00e1s r\u00e1pido que la Tierra; en el caso opuesto, suceder\u00e1 lo contrario. La \u00faltima prueba no hab\u00eda sido propuesta anteriormente, y consiste en la observaci\u00f3n, en el telescopio, del hilo de una m\u00e1quina Atwood. Observado en el meridiano, se observa que el hilo del peso que cae se desv\u00eda al este de la plomada; pero si se le observa desde el vertical primario sigue exactamente la plomada. Tambi\u00e9n este experimento fue llevado a cabo en el observatorio Vaticano en 1912 (Cfr. \u201cSpecola Vaticana\u201d, I, 1911; ap\u00e9ndice II, 1912).\n<\/p>\n
Algunos escritores se mostraron sorprendidos de que se hubiera permitido a los cient\u00edficos cat\u00f3licos estar presentes en el experimento. Bonfioli, prelado dom\u00e9stico de Pio VI, colabor\u00f3 con Gugliemini en la medici\u00f3n de la impresi\u00f3n en cera de las bolas; Secchi demostr\u00f3 la rotaci\u00f3n de la Tierra en Roma \u201cante todo el pueblo\u201d (Wolf, \u201cHandbuch\u201d, I, Zurich, 1890, no. 262 c). Debemos recordar, sin embargo, que lo que qued\u00f3 condenado en una \u00e9poca anterior no fue el experimento, sino lo que entonces constitu\u00eda una afirmaci\u00f3n gratuita.\n<\/p>\n
II. PASADO Y PRESENTE DEL MUNDO\n<\/p>\n
Puede ser que la ciencia nunca nos pueda decir exactamente c\u00f3mo lleg\u00f3 el mundo a tener su forma actual, ni c\u00f3mo se terminar\u00e1. El nombre que se da a todas las hip\u00f3tesis sobre el pasado es cosmogon\u00eda (de kosmos, mundo, y gignestai, originar). Su contraparte, tambi\u00e9n tomada del griego, para se\u00f1alar las especulaciones sobre el futuro del mundo, es cosmotania (de thanatos, muerte). Aunque quiz\u00e1s ser\u00eda m\u00e1s correcto llamarlas kosmoptoria (de phthora, corrupci\u00f3n) o cosmodysis (de dysis, ocaso). Mundo, en este contexto, debe ser entendido en todos sus sentidos: Tierra, sistema solar, sistema estelar, universo.\n<\/p>\n
A. Cosmogon\u00eda.\n<\/p>\n
Ninguna cosmogon\u00eda puede adjudicarse el t\u00edtulo de verdadera teor\u00eda cient\u00edfica o hip\u00f3tesis, en el sentido correcto de desarrollo sistem\u00e1tico de ciertos detalles a partir de un n\u00famero definido de principios aceptados. Tanto las propuestas de la cosmogon\u00eda, como sus refutaciones, son vagas y faltas de certeza, y no puede ser de otra manera, siendo como son: procesos de extrapolaci\u00f3n, a partir de leyes de laboratorio, a la obra del Creador.\n<\/p>\n
Para mayor informaci\u00f3n sobre cosmogon\u00eda m\u00edtica, se aconseja al lector referirse al art\u00edculo COSMOGON\u00cdA. En lo tocante a cosmogon\u00eda b\u00edblica, v\u00e9ase HEXAMERON.\n<\/p>\n
B. Cosmodysis\n<\/p>\n
Este el nombre que se sugiere que se aplique a todas las hip\u00f3tesis sobre el futuro del mundo. La literatura acerca de la cosmodysis es muy reducida en comparaci\u00f3n con la de la cosmogon\u00eda. La juventud del mundo parece tener una atracci\u00f3n mayor acerca de la especulaci\u00f3n humana que sobre su edad madura y decaimiento. Parece que no existe ninguna cosmodysis m\u00edtica, y poco o nada se encuentra sobre el tema en las p\u00e1ginas cient\u00edficas. Es mucho m\u00e1s expl\u00edcita y detallada la cosmodysis b\u00edblica (Cfr. JUICIO DIVINO, IV). Y con todo, desde el punto de vista cient\u00edfico, las conclusiones que se prev\u00e9n a partir de las premisas del mundo presente deber\u00edan estar mejor garantizadas que las especulaciones retrospectivas sobre condiciones c\u00f3smicas enteramente desconocidas.\n<\/p>\n
Una de tales teor\u00edas es la de la extinci\u00f3n. Est\u00e1 basada en cierto proceso irreversible, llamado entrop\u00eda, que es com\u00fan a todos los fen\u00f3menos naturales. Mientras que la suma de la energ\u00eda c\u00f3smica debe permanecer constante, la cantidad de energ\u00eda potencial est\u00e1 disminuyendo constantemente. Y es precisamente la condici\u00f3n inestable de la energ\u00eda potencial lo que anima toda actividad del universo. Esta energ\u00eda busca la estabilidad y ello terminar\u00e1 en la extinci\u00f3n y el reposo. Este proceso no es reversible ni c\u00edclico. Si se aplica a la Tierra, haciendo abstracci\u00f3n de la vida org\u00e1nica, significa la extinci\u00f3n de su fuerza interior plut\u00f3nica y la de su velocidad rotatoria. Los levantamientos y desplazamientos de los continentes, los continuos temblores, los terremotos ocasionales y las erupciones volc\u00e1nicas, el encogimiento gradual de la corteza y las deambulaciones de las capas polares, son todos signos de la irreparable p\u00e9rdida de energ\u00eda potencial.\n<\/p>\n
Nuestros raqu\u00edticos conocimientos cient\u00edficos de cosmodysis pueden ser una tentaci\u00f3n para buscar mayor informaci\u00f3n en la Escritura Sagrada. El obscurecimiento del Sol y la Luna, y la ca\u00edda de las estrellas, \u00bfpueden ayudar, por ejemplo, a sostener la teor\u00eda de la extinci\u00f3n?. Y se puede hacer una pregunta semejante en el campo de la cosmogon\u00eda: \u201c\u00bfPuede ser consultado el G\u00e9nesis para decidir acerca de las diversas hip\u00f3tesis?\u201d. La respuesta fue dada, hace tres siglos, en un intento realizado por la cosmograf\u00eda. La decisi\u00f3n escritur\u00edstica de la controversia sobre si el sistema solar era geoc\u00e9ntrico o helioc\u00e9ntrico estaba destinada a ser un fracaso en cualquiera de las dos opciones. La revelaci\u00f3n cosmog\u00f3nica se dio al ser humano para hacer hincapi\u00e9 en su dependencia f\u00edsica y moral del Creador. De la misma manera, la revelaci\u00f3n cosmodysica s\u00f3lo tiene el prop\u00f3sito de indicar a la humanidad la administraci\u00f3n final de justicia. La pura curiosidad cient\u00edfica no encontrar\u00e1 ninguna satisfacci\u00f3n en la Sagrada Escritura.\n<\/p>\n
J.H. HAGEN
\nTranscrito por Tomas Hancil y Joseph P. Thomas
\nTraducido por Javier Algara Coss\u00edo.\n<\/p>\n<\/p>\n
Fuente: Enciclopedia Cat\u00f3lica<\/b><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
En el presente escrito, universo (o \u201cmundo\u201d) debe entenderse en el sentido astron\u00f3mico, con significados m\u00e1s amplios o m\u00e1s estrechos, e incluyendo desde nuestro planeta terrestre hasta el universo estelar. El t\u00e9rmino \u201csistemas\u201d restringe su alcance a la estructura general y a los movimientos de los cuerpos celestes, pero incluye todas las edades del mundo: … Continuar leyendo \u00abSISTEMAS DEL UNIVERSO\u00bb<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[4],"tags":[],"class_list":["post-26929","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-diccionario"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/26929","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=26929"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/26929\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=26929"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=26929"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.biblia.work\/diccionarios\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=26929"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}