Variaciones orbitales

El pasado y futuro de los ciclos de Milankovitch ayuda a comprender la predicción de los parámetros orbitales pasados y futuros con gran precisión. La figura muestra variaciones en los elementos orbitales, como la Oblicuidad (Inclinación orbital), la Excentricidad, la Longitud de periasis y el Índice de precesión, el cual, junto a la oblicuidad, controla el ciclo estacional de la insolación.[1]​ Así mismo, aparece la cantidad calculada diariamente de la insolación en la parte superior de la atmósfera en el solsticio de verano a un nivel de latitud de 65º N. Aparecen dos niveles diferentes para el nivel del mar y la temperatura oceánica, obtenidos de los sedimentos marinos y del hielo de la Antártida, obtenidos de los depósitos bentónicos y del núcleo del hielo en la base antártica rusa de Vostok. La linea gris vertical muestra las condiciones actuales hacia el 2.000 D.C.

Los ciclos de Milankovitch describen los efectos conjuntos que los cambios en los movimientos de la Tierra provocan en el clima a lo largo de miles de años. El término fue acuñado tras los estudios realizados por el astrónomo y geofísico serbio Milutin Milanković. En la década de 1920, teorizó que las variaciones resultantes provocaban cambios cíclicos en la radiación solar que llega a la superficie terrestre y que ello influía considerablemente en los patrones de los cambios climáticos sobre la Tierra.

Algunas teorías astronómicas similares habían sido anticipadas durante el siglo XIX por Joseph Adhemar, James Croll y otros, pero su verificación era compleja debido a la ausencia de datos fósiles relevantes y porque tampoco estaba claro qué períodos fueron importantes en el pasado para comprobarlo.

En la actualidad, los materiales geológicos sobre la superficie de la Tierra que no han cambiado durante miles de años están siendo estudiados por los especialistas para averiguar los cambios en la climatología terrestre. Pese a que muchos de ellos son consistentes con la hipótesis de las teorías de Milankovitch, hay un conjunto de los mismos que las hipótesis predecibles no son capaces de explicar.

Movimientos de la Tierra

La rotación de la Tierra alrededor de su propio eje y su traslación alrededor del Sol son perturbados a lo largo del tiempo por otros cuerpos astronómicos presentes en el Sistema Solar. Dichas variaciones son de una gran complejidad, pero unos pocos ciclos concretos dominan sobre otros.[2]

La órbita terrestre varía desde un modelo casi circular a otro casi elíptico, de forma que su excentricidad cambia. Cuando la orbita es más elongada, hay más distancia entre la Tierra y el Sol, y el conjunto global de la radiación solar cambia en diferentes momentos del año. Además, la inclinación de la Tierra (su oblicuidad) cambia ligeramente. Una gran inclinación provoca estaciones más extremas a nivel climático. Finalmente, la dirección a la que apunta el eje de rotación terrestre también cambia con el tiempo (la denominada precesión equinoccial) mientras la órbita elíptica alrededor del Sol gira a lo largo de tiempo. El efecto combinado de ambas da lugar a que la mayor o menor proximidad al Sol varíe durante las diferentes estaciones a lo largo del tiempo.

Milankovitch estudió los cambios en dichos movimientos de la Tierra, los cuales provocan alteraciones en la cantidad de radiación solar que llega a su superficie. Este fenómeno es conocido como forzamiento radiativo. Milankovitch hizo un énfasis especial en los cambios experimentados en los 65º norte debido a la gran cantidad de superficie terrestre emergida a esa latitud. Grandes masas de tierra continental cambian la temperatura más rápidamente que los océanos, debido a que en las grandes masas de agua el intercambio entre la superficie y las grandes profundidades líquidas retrasan el calentamiento o enfriamiento de la superficie, al margen de que la superficie terrestre tiene menos capacidad de calentamiento volumétrico que los océanos.

Forma orbital (excentricidad)

La órbita de traslación de la Tierra se aproxima prácticamente a una elipse. La excentricidad orbital mide la diferencia de dicha elipse respecto a un círculo perfecto. El tipo de órbita de la Tierra varía entre una forma casi circular (con su menor excentricidad de 0,000055) y otra medio elíptica (excentricidad más alta de 0,0679)[3]​ Su excentricidad media principal es de 0,0019. El principal cambio de dichas variaciones ocurre en un período de aproximadamente 413.000 años (con una variación de la excentricidad de ±0.012). Otros cambios se producen con una secuencia de ciclos de 95.000 y 125.000 años (con un ritmo cíclico de 400.000). Dichos movimientos se combinan entre sí con variaciones de −0,03 a +0,02. La excentricidad actual es del 0,017 y está decreciendo.

La excentricidad varía fundamentalmente debido al empuje gravitacional de Júpiter y Saturno. Sin embargo, el eje semimayor de la órbita de la elipse permanece inalterado, aunque de acuerdo con la teoría astronómica de la perturbación que registra la evolución de la misma, dicho eje es una invariante adiabática. El período orbital (la longitud del año sideral) tampoco ha cambiado, debido a que, según la tercera Ley del movimiento planetario de Kepler, ésta se haya determinada por el eje orbital semimayor.

Efectos sobre la temperatura

El eje semimayor es una constante. Por lo tanto, cuando la órbita de la Tierra llega a ser más excéntrica, el eje semimenor se acorta. Esto provoca el aumento de la magnitud de los cambios estacionales.[4]

El relativo aumento de la radiación solar en su aproximación más cercana al Sol (perihelio y afelio) comparado con la irradiación a la mayor distancia de la Tierra respecto al Sol es ligeramente mayor que cuatro veces la excentricidad. Para la excentricidad actual de la Tierra, la radiación solar entrante varía en torno al 6,8%, mientras que la distancia entre el Sol y la Tierra es tan sólo del 3,4% (5,1 millones de km). Actualmente, el perihelio coincide aproximadamente el 3 de enero, mientras que el afelio sucede en torno al 4 de julio. Cuando la órbita está en su punto más excéntrico, la cantidad de radiación solar en el perihelio puede llegar a ser un 23% mayor que en el afelio. Por lo tanto, la excentricidad terrestre es siempre tan pequeña que la variación en la cantidad de radiación solar es un factor menor en la variación de los cambios estacionales comparada con la inclinación axial del eje e incluso con el calentamiento que se produce sobre las grandes masas continentales del hemisferio norte.

Efecto en la longitud de las estaciones

Season durations[5]
Year Northern
Hemisphere
Southern
Hemisphere
Date: GMT Season
duration
2005 Invierno solsticio Solsticio de verano 21 Diciembre 2005 18:35 88,99 días
2006 Primavera equinoccio Equinoccio de otoño 20 Marzo 2006 18:26 92,75 días
2006 Solsticio de verano Solsticio de invierno 21 Junio 2006 12:26 93,65 días
2006 Equinoccio de otoño Equinoccio de primavera 23 Septiembre 2006 4:03 89,85 días
2006 Solsticio de invierno Solsticio de verano 22 Diciembre 2006 0:22 88,99 días
2007 Equinoccio de primavera Equinoccio de otoño 21 Marzo 2007 0:07 92,75 días
2007 Solsticio de verano Solsticio de invierno 21 Junio 2007 18:06 93,66 días
2007 Equinoccio de otoño Equinoccio de primavera 23 Septiembre 2007 9:51 89,85 días
2007 Solsticio de invierno Solsticio de verano 22 Dicembre 2007 06:08  

Las estaciones son cuadrantes de la órbita terrestre separados por los dos solsticios y los dos equinoccios. La segunda Ley del movimiento planetario de Kepler determina que un cuerpo en órbita traza áreas de igual tamaño en tiempos idénticos; aunque su velocidad orbital es mayor durante el perihelio que durante el afelio, cuando ésta disminuye por efecto de una menor gravedad. La Tierra pasa menos cantidad de tiempo cerca del perihelio y más tiempo cerca del afelio. Esto se traduce en que la longitud de las estaciones varía.

El perihelio tiene lugar aproximadamente el 3 de enero, de tal manera que la mayor velocidad de la Tierra acorta el invierno y el otoño en el hemisferio norte. El verano del hemisferio norte es 4,66 días mayor que el invierno y la primavera 2,9 días más larga que el otoño.

La mayor excentricidad aumenta la variación de la velocidad orbital de la Tierra. Por lo tanto, la órbita terrestre está convirtiéndose en menos excéntrica (más cercana a la forma circular). Esto provoca a la larga que las estaciones sean más similares en duración.

Inclinación axial (oblicuidad)

De 22,1 a 24,5° Rango de oblicuidad terrestre

El ángulo de la inclinación del eje axial de la Tierra respecto al plano orbital (la oblicuidad de la eclíptica) varía de 22.1° a 24.5° en un ciclo aproximado de 41.000 años. La inclinación actual es de 23,44°, aproximadamente un término medio entre los dos valores extremos. La inclinación alcanzó su máximo el 8.700 A.C. Actualmente, se encuentra en fase decreciente de su ciclo y alcanzará su mínimo el 11.800 de nuestra era actual.

La inclinación más alta incrementa la amplitud del ciclo estacional en la cantidad de insolación, proveyendo más cuantía de radiación solar en cada hemisferio durante el verano y menos durante el invierno. Por lo tanto estos efectos no son uniformes en la superficie terrestre. Mayores inclinaciones del eje aumentan la radiación solar total a altas latitudes y disminuyen las mismas cuanto más próximas se encuentran al Ecuador.

La tendencia actual a la disminución por sí misma de la inclinación da lugar a estaciones menos extremas con inviernos más cálidos y veranos más fríos), así como una tendencia al enfriamiento general. Debido a que la mayor parte de la nieve y el hielo del planeta se encuentran en latitudes altas, la inclinación decreciente podría provocar el inicio de una edad de hielo por dos razones: hay menos insolación total en verano y también menos insolación en latitudes más altas, que derretería menos la nieve y el hielo del invierno anterior.

Precesión axial

Movimiento de la precesión equinoccial

La precesión axial o precisión equinoccial es la tendencia al cambio de la dirección del eje de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas fijas en un giro con un período de 25.771,5 años. Este movimiento significa que durante un tiempo la Polar ya no será la estrella polar del norte. Este movimiento está causado por las fuerzas de marea ejercidas por el Sol y la Luna sobre la Tierra sólida y ambas contribuyen aproximadamente por igual a la generación de este efecto.

Actualmente, el perihelio tiene lugar durante el verano del hemisferio sur. Esto significa que la radiación solar debida a (1) la inclinación axial apuntando el hemisferio sur hacia el Sol y (2) la proximidad de la Tierra al Sol, alcanzan ambos su máximo durante el verano y llegan a un mínimo durante el invierno. Sus efectos sobre el calentamiento son aditivos, lo que significa que la variación estacional en la irradiación del 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 del Sol. Las dos fuerzas trabajan en direcciones opuestas, lo que resulta en una variación menos extrema.

En unos 13.000 años, el polo norte se inclinará hacia el Sol cuando la Tierra esté en el perihelio. La inclinación axial y la excentricidad orbital contribuirán a su aumento máximo de 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 manera tal que el afelio y el perihelio ocurren cerca de los equinoccios, la inclinación axial no estará alineada con o contra la excentricidad.

Precesión apsidal

Los planetas que orbitan alrededor del Sol siguen órbitas elípticas (ovaladas) que giran gradualmente a lo largo del tiempo (precesión absidal). La excentricidad de esta elipse es exagerada para la visualización. La mayoría de las órbitas en el Sistema Solar tienen una excentricidad mucho más pequeña, lo que las hace casi circulares.

Además, la elipse orbital en sí misma precede en el espacio, de manera irregular, completando un ciclo cada 112.000 años en relación con las estrellas fijas.[6]​ 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. Pequeñas alteraciones son también causadas por el achatamiento del sol y por los efectos de la relatividad general que son bien conocidos gracias a Mercurio.

La precesión asimétrica se combina con el ciclo de 25.771,5 años de precesión axial (ver arriba) para variar la posición durante el año en que la Tierra alcanza el perihelio. La precesión apsidal acorta este período a 23.000 años de promedio (variando entre 20,800 y 29,000 años).[6]

Efectos de la precesión en las estaciones (usando los términos del Hemisferio Norte).

A medida que cambia la orientación de la órbita de la Tierra, cada estación comenzará más pronto gradualmente cada año. La precesión significa que el movimiento no uniforme de la Tierra afectará las diferentes estaciones del año. El invierno, por ejemplo, estará en una sección diferente de la órbita. Cuando los ápsides de la Tierra estén alineados con los equinoccios, la longitud 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.

Inclinación orbital

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 es de 1,57°.

Milankovitch no estudió la precesión apsidal. Fue descubierta más recientemente y se calcula que tiene un período de 70.000 años en relación con la órbita de la Tierra.

Sin embargo, cuando se mide independientemente de la órbita de la Tierra, pero relativa al plano invariable (el plano que representa el momento angular del Sistema Solar, aproximadamente el plano orbital de Júpiter), 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 ciclos de glaciaciones cada 100.000 años.[7]

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