Los ciclos de Milankovitch describen los efectos colectivos de los cambios en los movimientos de la Tierra sobre su clima a lo largo de miles de años. El término fue acuñado y nombrado en honor al geofísico y astrónomo serbio Milutin Milanković . En la década de 1920, planteó la hipótesis de que las variaciones en la excentricidad , la inclinación axial y la precesión se combinaban para dar como resultado variaciones cíclicas en la distribución intraanual y latitudinal de la radiación solar en la superficie de la Tierra, y que esta fuerza orbital influía fuertemente en los patrones climáticos de la Tierra. [1] [2]
La rotación de la Tierra sobre su eje y su revolución alrededor del Sol evolucionan con el tiempo debido a las interacciones gravitacionales con otros cuerpos del Sistema Solar . Las variaciones son complejas, pero predominan unos pocos ciclos. [3]
La órbita de la Tierra varía entre casi circular y ligeramente elíptica (su excentricidad varía). Cuando la órbita es más alargada, hay más variación en la distancia entre la Tierra y el Sol, y en la cantidad de radiación solar , en diferentes épocas del año. Además, la inclinación rotacional de la Tierra (su oblicuidad ) cambia ligeramente. Una mayor inclinación hace que las estaciones sean más extremas. Finalmente, la dirección en las estrellas fijas apuntadas por el eje de la Tierra cambia ( precesión axial ), mientras que la órbita elíptica de la Tierra alrededor del Sol gira ( precesión absidal ). El efecto combinado de la precesión con la excentricidad es que la proximidad al Sol ocurre durante diferentes estaciones astronómicas . [4]
Milankovitch estudió los cambios en estos movimientos de la Tierra, que alteran la cantidad y la ubicación de la radiación solar que llega a la Tierra. Esto se conoce como forzamiento solar (un ejemplo de forzamiento radiativo ). Milankovitch enfatizó los cambios experimentados a 65° norte debido a la gran cantidad de tierra en esa latitud. Las masas terrestres cambian de temperatura más rápidamente que los océanos, debido a la mezcla de agua superficial y profunda y al hecho de que el suelo tiene una capacidad calorífica volumétrica menor que el agua. [5]
La órbita de la Tierra se aproxima a una elipse . La excentricidad mide la desviación de esta elipse de la circularidad. La forma de la órbita de la Tierra varía entre casi circular (teóricamente la excentricidad puede llegar a cero) y ligeramente elíptica (la excentricidad más alta fue 0,0679 en los últimos 250 millones de años). [6] Su media geométrica o logarítmica es 0,0019. El componente principal de estas variaciones se produce con un período de 405.000 años [7] (variación de excentricidad de ±0,012). Otros componentes tienen ciclos de 95.000 años y 124.000 años [7] (con un período de batido de 400.000 años). Se combinan libremente en un ciclo de 100.000 años (variación de −0,03 a +0,02). La excentricidad actual es 0,0167 [7] y decreciente.
La excentricidad varía principalmente debido a la atracción gravitatoria de Júpiter y Saturno . Sin embargo, el semieje mayor de la elipse orbital permanece invariable; según la teoría de perturbaciones , que calcula la evolución de la órbita, el semieje mayor es invariante . El período orbital (la duración de un año sideral ) también es invariante, porque según la tercera ley de Kepler , está determinado por el semieje mayor. [8] Las variaciones a más largo plazo son causadas por interacciones que involucran los perihelios y los nodos de los planetas Mercurio, Venus, Tierra, Marte y Júpiter. [6]
El semieje mayor es una constante, por lo que cuando la órbita de la Tierra se vuelve más excéntrica, el semieje menor se acorta, lo que aumenta la magnitud de los cambios estacionales. [9]
El aumento relativo de la irradiación solar en el punto de máxima aproximación al Sol ( perihelio ) en comparación con la irradiación en la distancia más lejana ( afelio ) es ligeramente mayor que cuatro veces la excentricidad. Para la excentricidad orbital actual de la Tierra, la radiación solar entrante varía aproximadamente un 6,8%, mientras que la distancia al Sol actualmente varía solo un 3,4% (5,1 millones de km o 3,2 millones de mi o 0,034 au). [10]
Actualmente, el perihelio se produce alrededor del 3 de enero, mientras que el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita está en su punto más excéntrico, la cantidad de radiación solar en el perihelio será aproximadamente un 23% mayor que en el afelio. Sin embargo, la excentricidad de la Tierra es tan pequeña (al menos en la actualidad) que la variación en la irradiación solar es un factor menor en la variación climática estacional , en comparación con la inclinación axial e incluso en comparación con la relativa facilidad de calentamiento de las masas terrestres más grandes del hemisferio norte. [11]
Las estaciones son cuadrantes de la órbita de la Tierra, marcados por los dos solsticios y los dos equinoccios. La segunda ley de Kepler establece que un cuerpo en órbita traza áreas iguales en tiempos iguales; su velocidad orbital es máxima alrededor del perihelio y mínima alrededor del afelio. [13] La Tierra pasa menos tiempo cerca del perihelio y más tiempo cerca del afelio. Esto significa que la duración de las estaciones varía. [14] El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, por lo que la mayor velocidad de la Tierra acorta el invierno y el otoño en el hemisferio norte, y el verano y la primavera en el hemisferio sur. El verano en el hemisferio norte es 4,66 días más largo que el invierno, y la primavera es 2,9 días más larga que el otoño. [14] En el hemisferio sur esto es al revés, 4,66 días más largo que el verano, y el otoño es 2,9 días más largo que la primavera. Una mayor excentricidad aumenta la variación en la velocidad orbital de la Tierra. Sin embargo, actualmente la órbita de la Tierra se está volviendo menos excéntrica (casi circular), lo que hará que en el futuro inmediato las estaciones tengan una duración más similar. [14]
El ángulo de inclinación axial de la Tierra con respecto al plano orbital (la oblicuidad de la eclíptica ) varía entre 22,1° y 24,5°, a lo largo de un ciclo de unos 41.000 años. La inclinación actual es de 23,44°, aproximadamente a mitad de camino entre sus valores extremos. La inclinación alcanzó su máximo por última vez en 8700 a. C. , lo que se correlaciona con el comienzo del Holoceno, la época geológica actual. Ahora se encuentra en la fase decreciente de su ciclo y alcanzará su mínimo alrededor del año 11.800 d . C. [14] El aumento de la inclinación aumenta la amplitud del ciclo estacional de la insolación , proporcionando más radiación solar en verano en cada hemisferio y menos en invierno. Sin embargo, estos efectos no son uniformes en todas partes de la superficie de la Tierra. El aumento de la inclinación aumenta la radiación solar anual total en latitudes más altas y disminuye el total más cerca del ecuador. [14]
La tendencia actual de disminución de la inclinación, por sí sola, promoverá estaciones más suaves (inviernos más cálidos y veranos más fríos), así como una tendencia general de enfriamiento. [14] Debido a que la mayor parte de la nieve y el hielo del planeta se encuentran en latitudes altas, la disminución de la inclinación puede fomentar la terminación de un período interglacial y el inicio de un período glacial por dos razones: 1) hay menos insolación general en verano, y 2) hay menos insolación en latitudes más altas (lo que derrite menos nieve y hielo del invierno anterior). [14]
La precesión axial es la tendencia en la dirección del eje de rotación de la Tierra en relación con las estrellas fijas, con un período de unos 25.700 años. También conocida como precesión de los equinoccios, este movimiento significa que, con el tiempo, Polaris dejará de ser la estrella del polo norte . Esta precesión es causada por las fuerzas de marea ejercidas por el Sol y la Luna sobre la Tierra en rotación; ambas contribuyen aproximadamente por igual a este efecto. [ cita requerida ]
En la actualidad, el perihelio se produce durante el verano del hemisferio sur. Esto significa que la radiación solar debida tanto a la inclinación axial que inclina el hemisferio sur hacia el Sol como a la proximidad de la Tierra al Sol alcanzará su máximo durante el verano austral y su mínimo durante el invierno austral. Estos efectos sobre el calentamiento son, por tanto, aditivos, lo que significa que la variación estacional de la irradiación en el hemisferio sur es más extrema. En el hemisferio norte, estos dos factores alcanzan su máximo en épocas opuestas del año: el norte está inclinado hacia el Sol cuando la Tierra está más alejada de él. Los dos efectos actúan en direcciones opuestas, lo que da lugar a variaciones menos extremas de la insolación.
Dentro de unos 10.000 años, el polo norte estará inclinado hacia el Sol cuando la Tierra esté en el perihelio. Tanto la inclinación axial como la excentricidad orbital contribuirán a su máximo aumento de la radiación solar durante el verano del hemisferio norte. La precesión axial promoverá una variación más extrema en la irradiación del hemisferio norte y una variación menos extrema en el sur. Cuando el eje de la Tierra está alineado de tal manera que el afelio y el perihelio ocurren cerca de los equinoccios, la inclinación axial no estará alineada con o en contra de la excentricidad. [ cita requerida ]
La elipse orbital en sí misma precesa en el espacio de manera irregular, completando un ciclo completo en aproximadamente 112.000 años en relación con las estrellas fijas. [15] La precesión apsidal ocurre en el plano de la eclíptica y altera la orientación de la órbita de la Tierra en relación con la eclíptica. Esto sucede principalmente como resultado de las interacciones con Júpiter y Saturno. También se producen contribuciones menores debido a la achatación del Sol y a los efectos de la relatividad general , bien conocidos en el caso de Mercurio. [16]
La precesión apsidal se combina con el ciclo de 25.700 años de precesión axial (véase más arriba) para variar la posición en el año en que la Tierra alcanza el perihelio. La precesión apsidal acorta este período a unos 21.000 años, en la actualidad. Según una fuente relativamente antigua (1965), el valor medio durante los últimos 300.000 años fue de 23.000 años, con una variación entre 20.800 y 29.000 años. [15]
A medida que cambia la orientación de la órbita de la Tierra, cada estación comenzará gradualmente antes en el año. La precesión significa que el movimiento no uniforme de la Tierra (ver arriba) afectará a diferentes estaciones. El invierno, por ejemplo, estará en una sección diferente de la órbita. Cuando los ábsides de la Tierra (extremos de distancia del sol) están alineados con los equinoccios, la duración de la primavera y el verano combinados será igual a la del otoño y el invierno. Cuando están alineados con los solsticios, la diferencia en la duración de estas estaciones será mayor. [ cita requerida ]
La inclinación de la órbita de la Tierra se desplaza hacia arriba y hacia abajo en relación con su órbita actual. Este movimiento tridimensional se conoce como "precesión de la eclíptica" o "precesión planetaria". La inclinación actual de la Tierra en relación con el plano invariable (el plano que representa el momento angular del Sistema Solar, aproximadamente el plano orbital de Júpiter) es de 1,57°. [ cita requerida ] Milankovitch no estudió la precesión planetaria. Se descubrió más recientemente y se midió que, en relación con la órbita de la Tierra, tiene un período de aproximadamente 70.000 años. Sin embargo, cuando se mide independientemente de la órbita de la Tierra, pero en relación con el plano invariable, la precesión tiene un período de aproximadamente 100.000 años. Este período es muy similar al período de excentricidad de 100.000 años. Ambos períodos coinciden estrechamente con el patrón de 100.000 años de los eventos glaciales. [17]
Se han estudiado materiales extraídos de la Tierra para inferir los ciclos del clima pasado. Los núcleos de hielo antártico contienen burbujas de aire atrapadas cuyas proporciones de diferentes isótopos de oxígeno son un indicador fiable de las temperaturas globales en la época en que se formó el hielo. El estudio de estos datos concluyó que la respuesta climática documentada en los núcleos de hielo estaba impulsada por la insolación del hemisferio norte, como lo propone la hipótesis de Milankovitch. [18] Hipótesis astronómicas similares habían sido propuestas en el siglo XIX por Joseph Adhemar , James Croll y otros. [19]
El análisis de núcleos de las profundidades oceánicas y de las profundidades de los lagos [20] [21] y un artículo seminal de Hays , Imbrie y Shackleton [22] proporcionan una validación adicional a través de evidencia física. Los registros climáticos contenidos en un núcleo de roca de 1700 pies (520 m) perforado en Arizona muestran un patrón sincronizado con la excentricidad de la Tierra, y los núcleos perforados en Nueva Inglaterra coinciden con él, remontándose a 215 millones de años. [23]
De todos los ciclos orbitales, Milankovitch creía que la oblicuidad tenía el mayor efecto sobre el clima, y que lo hacía al variar la insolación de verano en las altas latitudes del norte. Por lo tanto, dedujo un período de 41.000 años para las eras de hielo. [24] [25] Sin embargo, investigaciones posteriores [22] [26] [27] han demostrado que los ciclos de las eras de hielo de la glaciación cuaternaria durante el último millón de años han tenido un período de 100.000 años, que coincide con el ciclo de excentricidad. Se han propuesto varias explicaciones para esta discrepancia, incluida la modulación de frecuencia [28] o varias retroalimentaciones (del dióxido de carbono o la dinámica de la capa de hielo ). Algunos modelos pueden reproducir los ciclos de 100.000 años como resultado de interacciones no lineales entre pequeños cambios en la órbita de la Tierra y las oscilaciones internas del sistema climático. [29] [30] En particular, el mecanismo de la resonancia estocástica se propuso originalmente para describir esta interacción. [31] [32]
Jung-Eun Lee, de la Universidad Brown, propone que la precesión modifica la cantidad de energía que absorbe la Tierra, porque la mayor capacidad del hemisferio sur para generar hielo marino refleja más energía fuera de la Tierra. Además, Lee afirma que "la precesión sólo importa cuando la excentricidad es grande. Por eso vemos un ritmo de 100.000 años más fuerte que uno de 21.000 años". [33] [34] Otros han argumentado que la duración del registro climático es insuficiente para establecer una relación estadísticamente significativa entre el clima y las variaciones de excentricidad. [35]
Entre 1 y 3 millones de años atrás, los ciclos climáticos coincidían con el ciclo de 41.000 años en oblicuidad. Después de hace un millón de años, se produjo la Transición del Pleistoceno Medio (TMP) con un cambio al ciclo de 100.000 años que coincidía con la excentricidad. El problema de la transición se refiere a la necesidad de explicar qué cambió hace un millón de años. [36] La TMP puede reproducirse ahora en simulaciones numéricas que incluyen una tendencia decreciente en el dióxido de carbono y la eliminación de regolito inducida por los glaciares . [37]
Incluso los registros climáticos bien datados del último millón de años no coinciden exactamente con la forma de la curva de excentricidad. La excentricidad tiene ciclos de componentes de 95.000 y 125.000 años. Sin embargo, algunos investigadores dicen que los registros no muestran estos picos, sino que solo indican un único ciclo de 100.000 años. [38] Sin embargo, la división entre los dos componentes de excentricidad se observa al menos una vez en un núcleo de perforación del esquisto de alumbre escandinavo de 500 millones de años. [39]
Las muestras de núcleos de aguas profundas muestran que el intervalo interglacial conocido como etapa isotópica marina 5 comenzó hace 130.000 años, es decir, 10.000 años antes del forzamiento solar que predice la hipótesis de Milankovitch (esto también se conoce como el problema de la causalidad porque el efecto precede a la causa putativa). [40]
Dado que las variaciones orbitales son predecibles, [41] cualquier modelo que relacione las variaciones orbitales con el clima puede ejecutarse para predecir el clima futuro, con dos salvedades: el mecanismo por el cual el forzamiento orbital influye en el clima no es definitivo; y los efectos no orbitales pueden ser importantes (por ejemplo, el impacto humano sobre el medio ambiente aumenta principalmente los gases de efecto invernadero, lo que resulta en un clima más cálido [42] [43] [44] ).
Un modelo orbital de 1980, frecuentemente citado, de Imbrie predijo que "la tendencia de enfriamiento a largo plazo que comenzó hace unos 6.000 años continuará durante los próximos 23.000 años". [45] Otro trabajo [46] sugiere que la insolación solar a 65° N alcanzará un pico de 460 W·m −2 en unos 6.500 años, antes de disminuir de nuevo a los niveles actuales (450 W·m −2 ) [47] en unos 16.000 años. La órbita de la Tierra se volverá menos excéntrica durante los próximos 100.000 años, por lo que los cambios en esta insolación estarán dominados por cambios en la oblicuidad, y no deberían disminuir lo suficiente como para permitir un nuevo período glacial en los próximos 50.000 años. [48] [49]
Desde 1972, se ha especulado sobre la relación entre la formación de las capas alternantes de luz y oscuridad de Marte en los depósitos estratificados polares y el forzamiento climático orbital del planeta. En 2002, Laska, Levard y Mustard demostraron que la radiancia de la capa de hielo, en función de la profundidad, se correlaciona con las variaciones de la insolación en verano en el polo norte marciano, de forma similar a las variaciones paleoclimáticas en la Tierra. También demostraron que la precesión de Marte tuvo un período de unos 51 mil años , la oblicuidad tuvo un período de unos 120 mil años y la excentricidad tuvo un período que oscilaba entre 95 y 99 mil años. En 2003, Head, Mustard, Kreslavsky, Milliken y Marchant propusieron que Marte estuvo en un período interglacial durante los últimos 400 mil años y en un período glacial entre 400 y 2100 mil años, debido a que la oblicuidad de Marte superaba los 30°. En esta oblicuidad extrema, la insolación está dominada por la periodicidad regular de la variación de la oblicuidad de Marte. [50] [51] El análisis de Fourier de los elementos orbitales de Marte muestra un período de oblicuidad de 128 mil años y un período de índice de precesión de 73 mil años. [52] [53]
Marte no tiene ninguna luna lo suficientemente grande como para estabilizar su oblicuidad, que ha variado entre 10 y 70 grados. Esto explicaría las observaciones recientes de su superficie en comparación con la evidencia de diferentes condiciones en su pasado, como la extensión de sus casquetes polares . [54] [55]
La luna Titán de Saturno tiene un ciclo de aproximadamente 60.000 años que podría cambiar la ubicación de los lagos de metano . [56] La luna Tritón de Neptuno tiene una variación similar a la de Titán, que podría provocar que sus depósitos de nitrógeno sólido migren en escalas de tiempo largas. [57]
Los científicos que utilizan modelos informáticos para estudiar las inclinaciones axiales extremas han llegado a la conclusión de que una oblicuidad elevada podría provocar variaciones climáticas extremas y, aunque eso probablemente no haría que un planeta fuera inhabitable, podría plantear dificultades para la vida terrestre en las zonas afectadas. La mayoría de esos planetas permitirían, no obstante, el desarrollo de formas de vida tanto simples como más complejas. [58] Aunque la oblicuidad que estudiaron es más extrema que la que la Tierra jamás ha experimentado, existen escenarios de entre 1.500 y 4.500 millones de años a partir de ahora, cuando el efecto estabilizador de la Luna disminuya, en los que la oblicuidad podría salir de su rango actual y los polos podrían acabar apuntando casi directamente al Sol. [59]
A medida que el eje de la Tierra describe lentamente su círculo en la esfera celeste, la relación entre las estaciones y el perihelio cambia constantemente.Nota: Es intuitivo que si los equinoccios y solsticios ocurren en posiciones cambiantes en una órbita excéntrica, entonces estas estaciones astronómicas deben ocurrir en proximidades cambiantes; y como la excentricidad y la inclinación varían, las intensidades de los efectos de estos cambios también varían.
La capacidad calorífica volumétrica varió de 1,48 a 3,54 MJ/m
3
/°C para arcilla y de 1,09 a 3,04 MJ/m
3
/°C para arena con contenidos de humedad de 0 a 0,25 (kg/kg) [etc.]
Nota: Ver tabla de capacidades caloríficas específicas ; el agua es de aproximadamente 4,2 MJ/m3 / °C.
Durante el último millón de años, ha variado entre 22,1 y 24,5 grados. ... Cuanto mayor sea el ángulo de inclinación axial de la Tierra, más extremas serán nuestras estaciones. ... Los ángulos de inclinación mayores favorecen los períodos de desglaciación (el derretimiento y retroceso de los glaciares y las capas de hielo). Estos efectos no son uniformes a nivel mundial: las latitudes más altas reciben un cambio mayor en la radiación solar total que las áreas más cercanas al ecuador. ... El eje de la Tierra está actualmente inclinado 23,4 grados, ... A medida que aumenta la capa de hielo, refleja más energía del Sol de regreso al espacio, lo que promueve un enfriamiento aún mayor.Nota: Véase Inclinación axial . La oblicuidad cero da como resultado una insolación continua mínima (cero) en los polos y una insolación continua máxima en el ecuador. Cualquier aumento de la oblicuidad (hasta 90 grados) provoca un aumento estacional de la insolación en los polos y una disminución de la insolación en el ecuador en cualquier día del año, excepto en los equinoccios .
{{cite book}}: CS1 maint: DOI inactivo a partir de noviembre de 2024 ( enlace )Un registro continuo de 13 millones de años del clima del Oligoceno del Pacífico ecuatorial revela un "latido" pronunciado en el ciclo global del carbono y la periodicidad de las glaciaciones.
Medios relacionados con los ciclos de Milankovitch en Wikimedia Commons
Los ciclos de Milankovitch en Wikilibros
