Pruebas geológicas del ciclo de 405.000 años en la variación de la órbita terrestre

Es un hecho bien conocido entre los científicos de la Tierra que nuestro planeta sufre periódicamente cambios importantes en su clima. En el transcurso de los últimos 200 millones de años, nuestro planeta ha experimentado cuatro períodos geológicos principales (el Triásico, Jurásico y Cretácico y Cenozoico) y una glaciación pliocena-cuaternaria (glaciación Pliocena-Cuaternario), todos los cuales tuvieron un impacto drástico en la vida de las plantas y de los animales, así como también afectaron el curso de la evolución de las especies.

Desde hace tiempo se sabe que estos cambios se deben en parte a los cambios graduales en la órbita de la Tierra, los llamados ciclos de Milankovitch:

·         Excentricidad de la órbita de la Tierra: actualmente la distancia media de la Tierra al Sol es de 149,6 millones de quilómetros. Como la órbita es una elipse, la distancia mayor de la Tierra al Sol es de 152,1 millones de quilómetros y la menor de 146,1. La excentricidad es, por tanto, (152,1-149,6)/149,6de 1,7 % .

Se sabe que la excentricidad de la órbita varía con un ciclo principal de unos 405.000 años, con ciclos secundarios de unos 100.000 años, pudiendo pasar del 0 % al 5%.

El aumento de la excentricidad de la órbita terrestre provoca el incremento del contraste verano-invierno en un hemisferio y la reducción de ese contraste en el otro, dependiendo en cada caso de las estaciones en que ocurran el afelio y el perihelio. Por ejemplo, si en un hemisferio el verano coincide con el perihelio y el invierno con el afelio, y la excentricidad es alta, la radiación solar veraniega será muy intensa y la radiación invernal será muy débil. Por el contrario, en el otro hemisferio, los contrastes estacionales estarán muy atenuados, ya que el verano coincidirá con el afelio y el invierno con el perihelio.

·         Inclinación del eje terrestre de rotación: varía de 22,1 a 24,5^o con un período de unos 41.000 años. Cuando el valor es alto, la diferencia de insolación estacional es grande y, viceversa, si el ángulo fuese cero no habría estaciones.

·         Precesión de los equinoccios: es el cambio lento y gradual en la orientación del eje de rotación de la Tierra, como si se tratara de una peonza. Su período es de unos 26.000 años. Este lento movimiento de peonza, es debido a que la Tierra no es perfectamente esférica, pues está algo achatada en los polos y engordada en el Ecuador.

Hoy día, durante el solsticio de invierno del hemisferio norte (22 de diciembre) la Tierra se encuentra próxima al punto de su órbita más cercano al Sol, el perihelio, que alcanza el 3 de enero. La distancia al Sol durante esos días es la más corta del año, unos 147 millones de kilómetros, y por esa razón la Tierra en su conjunto recibe esos días el máximo de calor.

Por el contrario, durante el solsticio de verano del hemisferio norte (21 de junio) la Tierra se encuentra próxima al punto de su órbita más alejado del Sol, el afelio, que alcanza el 4 de Julio. La distancia al Sol es la más larga del año, 152 millones de kilómetros, es decir unos 5 millones más que en el perihelio, y la Tierra en su conjunto recibe esos días un 3,5 % menos de energía solar.

A lo largo de los milenios van cambiando las fechas del perihelio y del afelio. Hace 13.000 años el perihelio ocurría en junio y el afelio en diciembre. Lo contrario de ahora.

El ciclo de precesión de los equinoccios es probablemente más determinante en el clima de las zonas tropicales que en las polares, en donde parece jugar un papel más importante la oblicuidad del eje.

Los cambios en la excentricidad de la órbita terrestre están causados por la influencia gravitatoria de Venus y Júpiter, y se repiten regularmente cada 405,000 años. Pero no ha sido hasta hace poco que un equipo de geólogos ha encontrado la primera evidencia de estos cambios en la órbita de la Tierra: sedimentos y muestras de núcleos rocosos que proporcionan un registro geológico de cómo y cuándo tuvieron lugar.

El estudio que describe sus hallazgos, titulado "Empirical evidence for stability of the 405-kiloyear Jupiter–Venus eccentricity cycle over hundreds of millions of years", que ha sido publicado recientemente en las Actas de la Academia Nacional de Ciencias de EE. UU.

Según los registros fósiles, también se sabe que estos ciclos tuvieron un profundo impacto en la vida en la Tierra, lo que probablemente tuvo un efecto en el curso de las especies de la evolución.

Los autores del estudio obtuvieron muestras de sedimentos de la cuenca de Newark, un lago prehistórico que abarcaba la mayor parte de Nueva Jersey, y una muestra de roca central de la Formación Chinle en el Parque Nacional del Bosque Petrificado en Arizona. Esta muestra mide aproximadamente 518 metros de largo, 6,35 cm de diámetro, y su formación se data en el Período Triásico, hace de 202 a 253 millones de años.

Parque Nacional del Bosque Petrificado en Arizona

Posteriormente, el equipo relacionó las inversiones en el campo magnético de la Tierra -donde cambian el polo norte y sur- con los sedimentos con y sin circonitas (minerales con uranio que permiten la datación radiactiva) y con los ciclos climáticos en el registro geológico. Estas comparaciones mostraron fue que el ciclo de 405,000 años es el patrón astronómico más regular relacionado con la órbita anual de la Tierra alrededor del Sol.

muestra de roca central de la Formación Chinle en el Parque Nacional del Bosque Petrificado en Arizona

Los resultados indicaron además que el ciclo ha sido estable durante cientos de millones de años y todavía está activo en la actualidad. Esto constituye la primera evidencia verificable de que la mecánica celeste ha desempeñado un papel histórico en los cambios naturales en el clima de la Tierra. Es un resultado sorprendente, porque este largo ciclo, que se había predicho a partir de movimientos planetarios desde hace unos 50 millones de años, se ha confirmado hasta al menos 215 millones de años.

Anteriormente, los astrónomos habían calculado este ciclo de manera relativamente fiable hasta alrededor de hace 50 millones de años, pero el problema se volvió demasiado complejo antes de esta fecha debido a que muchos movimientos cambiantes entraron en juego. Hay otros ciclos orbitales más cortos, pero cuando miras hacia el pasado, es muy difícil saber con cuál te enfrentas en un momento dado, porque cambian con el tiempo. Ahora se ha demostrado, mediante pruebas geológicas, que este ciclo de la variación de la excentricidad de la órbita terrestre no es puramente teórico y que es estable con el tiempo. 

Insolación y glaciaciones

En anteriores entregas hemos analizado los movimientos orbitales de la Tierra. El profesor Berger, da la universidad de Lovaina, uno de los mejores especialistas en este tema, ha calculado estos movimientos a lo largo del tiempo y de ellos ha deducido la insolación que recibía el Planeta en la alta atmósfera en cada momento. En las figuras, como ejemplo, se puede ver la insolación de los paralelos 30 y 65 del hemisferio norte y del hemisferio sur en junio, en los últimos 200.000 años.

El periodo de glaciaciones comenzó hace unos 2,7 millones de años, y presenta dos períodos bien determinados: uno con ciclos de 41.000 años, que van desde el inicio del período hasta hace 1,1 millones de años, y un segundo período, que ha durado hasta ahora, con unos ciclos de 100.000 años de duración. Los cambios de insolación, unidos a variaciones en la concentración de CO2, pueden explicar estos ciclos: en la última figura podemos ver como coincide relativamente bien los ciclos de los últimos 400.000 años con las variaciones de insolación.

Si comparamos los datos de insolación del mes de junio en el paralelo 65 norte con los datos de las anomalías de temperatura del hielo de la Antártida de los últimos 250.000 años, observamos también bastantes coincidencias: los períodos interglaciares coinciden con máximos de insolación.

Los datos del profesor Berger se pueden encontrar aquí.

Los datos de las temperaturas de la Antártida se pueden encontrar aquí.

Los movimientos de precesión (2) - La precesión del eje de rotación de la órbita terrestre

1 - El plano invariable

Antes de ver como se mueve la órbita de la Tierra, necesitamos un marco razonablemente estable de referencia. Para ello, puede utilizar el llamado plano invariable del Sistema Solar. El plano invariable es formalmente definido como "el plano que pasa por el centro de masa del sistema solar perpendicular al vector momento angular del sistema solar". Representa el momento angular total de todos los objetos del Sistema Solar, en la medida en que se conozcan sus elementos. No es absolutamente invariable, pero a efectos prácticos, puede considerarse así. El polo norte del plano invariable está en Draco, y su polo sur, en Mensa. El plano de la eclíptica se encuentra actualmente sólo a 1,58 ° respecto del plano invariable.

2 - La precesión de la órbita terrestre

La relación entre el ecuador celeste y los polos con la eclíptica y sus polos se complica por el hecho de que la órbita terrestre no es estacionaria. La fuerza gravitacional de los planetas del Sistema Solar, especialmente Júpiter y Venus, causan de la órbita de la Tierra tenga también un movimiento de precesión, balanceándose mientras sus polos describen una circunferencia en el espacio, en el sentido contrario a las agujas del reloj, alrededor de los polos del plano invariable. La eclíptica es como un segundo plato oscilante en la cima del mismo palo del malabarista que ya hemos mencionado. Sin embargo, se tambalea mucho menos: es un movimiento de precesión mucho más lento que el del eje de rotación de la Tierra, y sus polos describen un arco de ángulo mucho menor.

Podemos descomponer ese movimiento de la eclíptica en dos: uno de rotación (precesión del perihelio y del afelio) y otro de variación de la inclinación (oscilación de los polos) de la eclíptica.

El perihelio y el afelio tienen un movimiento de rotación, y avanzan hacia el este a lo largo de la eclíptica a una velocidad angular de unos 6 segundos anuales en relación con las estrellas fijas. A esta velocidad, tardará unos 200.000 años en hacer una revolución completa.

La inclinación de la órbita terrestre en relación con el plano invariable tiene ciclos de amplitud variable, con un período del orden de los 100.000 años. Actualmente esta inclinación es de 1,58º, y está disminuyendo. En su último máximo, hace alrededor de 30.000 años, fue de 2,6º aproximadamente, y se cree que llegará a un mínimo dentro de 20.000 años. Cuanto mayor es la inclinación de la órbita de la Tierra, más se desplaza la Tierra hacia el norte y hacia el sur con respecto al Sol.

Este movimiento compuesto se denomina precesión planetaria. Tiende a desplazar la eclíptica hacia el oeste a lo largo del ecuador celeste, contrarrestando una pequeña parte del efecto de la precesión lunisolar. La ruta de los polos de la órbita terrestre, como la de los polos celestes, no es un círculo en el espacio, sino un bucle o espiral.


3 – La longitud del perihelio

Se define como longitud del perihelio el ángulo que forman la línea del equinoccio con la línea del perihelio, tomando como origen el semieje del equinoccio de otoño. Actualmente este ángulo es de 101,4º y está aumentando. (Se puede calcular de modo aproximado contando los días que van del equinoccio de otoño, 22 de septiembre al perihelio, 3 de enero: 104 días. La longitud del perihelio será, aproximadamente, de 104/365,25x360 = 102,5º)

El movimiento de precesión del perihelio y del afelio tiene una velocidad angular del orden de unos 6º por año. Actualmente el perihelio se encuentra en medio de Sagitario. En la época de las pirámides, se encontraba cerca del borde oeste de Sagitario.

La duración de un ciclo completo de precesión (tiempo que transcurre entre que coinciden el perihelio y el equinoccio de primavera) es actualmente de unos 23.000 años, según se puede ver en el gráfico que muestra su evolución a lo largo del tiempo (según los cálculos de Berger). Cuando coinciden el perihelio y el equinoccio de primavera la longitud del perihelio es de 180º. La última coincidencia sucedió hace unos 17.000 años, en Escorpión, cerca de Libra, y volverán a coincidir dentro de unos 4.000 años en Sagitario, cerca del borde con Capricornio.

La velocidad de precesión es actualmente de 360x3.600/23.000 = 56 segundos de arco por año, que coincide con la velocidad compuesta de las dos precesiones. Esta velocidad no es constante, ya que ha variado entre los 23 y los 100 segundos de arco por año en el último millón de años, lo que corresponde a un ciclo variando entre 13.000 y 53.000 años.

El cambio de la excentricidad de la órbita terrestre y el cambio de la relación entre el perihelio y el afelio de la órbita de la Tierra con los equinoccios y los solsticios, cambian la duración de las estaciones. Actualmente, el verano es la estación más larga y el invierno la más corta. En la época de las pirámides, la más larga era la primavera y la más corta el otoño.

 
4 – Los movimientos de la Tierra y el clima

Muchos expertos creen que el cambio en los movimientos de la Tierra puede explicar las glaciaciones del Pleistoceno, que empezaron hace unos 1,7 millones de años. La teoría más extendida es que la variación de la inclinación del eje de rotación de la Tierra respecto de la eclíptica (ciclo de 41.000 años) y una combinación entre la variación de la excentricidad de la órbita terrestre (ciclo de unos 100.000 años) y el movimiento relativo del perihelio y del equinoccio de primavera (ciclo complejo, con una valor actual de alrededor de 23.000 años), se combinan para dar lugar a los ciclos de las glaciaciones.

Todos estos cambios afectan la distribución estacional y latitudinal de la luz en la superficie del planeta, y que esto causa probablemente las glaciaciones, a través de un mecanismo que todavía no se comprende totalmente.

Existe una teoría alternativa, que últimamente se ha reactualizado, que pretende que uno de los principales factores que han influido en el clima del último millón de años ha sido el cambio de la inclinación de la órbita de la Tierra respecto del plano invariable, que tiene, como acabamos de fer, un ciclo del orden de 100.000 años. Cerca de la inclinación máxima, esta teoría dice que una nube de polvo reduce la cantidad de radiación solar que llega a la Tierra, lo que da lugar a una glaciación.

Los movimientos de precesión (1) - La precesión del eje de rotación de la Tierra

La rotación de la Tierra sobre su eje hace que se abulte en el ecuador y se aplane en los polos. La fuerza gravitacional ejercida sobre la protuberancia ecuatorial, casi en su totalidad por la Luna y el Sol, intenta alinear el ecuador de la Tierra con la eclíptica, pero la inercia de la rotación de la tierra tiende a mantener su oblicuidad. Como resultado, esta fuerza de gravedad hace que el eje de la Tierra tenga un lento movimiento de precesión. Los polos describen un arco del mismo sentido que el de las agujas del reloj vistos desde el Polo Norte de la Tierra, mirando hacia abajo (sentido opuesto tanto al de rotación de la Tierra como al de revolución alrededor del Sol), pero en sentido contrario al de las agujas del reloj si se mira desde la superficie de la Tierra hacia las estrellas del norte. La Tierra se comporta como un trompo girando con demasiada lentitud para permanecer inmóvil frente a las fuerzas que actúan sobre él. El ecuador celeste gira como un plato que gira en la parte superior de un palo en la actuación de un malabarista.

Este movimiento se denomina precesión lunisolar. Tiende a desplazar la intersección del ecuador celeste y la eclíptica, hacia el oeste a lo largo de la eclíptica, a través de las constelaciones zodiacales. Los polos celestes tardan alrededor de 26.000 años en completar un ciclo de precesión. En la Edad de las Pirámides, alrededor de 2.500 antes de Cristo, el Polo Norte Celeste, estaba en Draco, cerca de la estrella Thuban. Dentro de 2.000 años a partir de ahora el Polo Norte Celeste entrará en la constelación de Cefeo. En el año 14.000 de nuestra era el Polo Norte se encontrará cerca de la estrella Vega.

El movimiento de precesión de los polos no es un círculo, sino un lazo o espiral. Actualmente, el Polo Norte Celeste se encuentra muy cerca de la estrella Polar, pero la próxima vez se espera que pase cerca de 3 ° de esa estrella. Esto cambia ligeramente el ángulo entre los polos celestes y la eclíptica, lo que contribuye a los cambios en la oblicuidad de la eclíptica.

Actualmente, los equinoccios están en Piscis y en Virgo. En la época de las pirámides, los equinoccios estaban en Tauro, cerca del borde con Aries, y en Escorpión, cerca del borde con Libra. El movimiento de precesión de los equinoccios tiene un sentido hacia el oeste a lo largo de la eclíptica, en sentido opuesto al movimiento aparente del Sol durante el año, lo que hace que los equinoccios avanzan en el sentido de encontrarse con el Sol.

La velocidad angular de la precesión de los equinoccios es de unos 50 segundos de arco por año. Esta velocidad de obtiene de dividir 360º por los 26.000 años del ciclo.

El movimiento de precesión del eje de rotación de la Tierra hace que las estaciones “meteorológicas” vayan cambiando, conforme cambia la orientación del eje de rotación respecto del Sol. Así, actualmente, en el hemisferio norte, el día del solsticio de verano, que es el 21 o el 22 de junio, el Polo Norte “apunta” hacia el Sol. Sin embargo, dentro de unos 13.000 años, el Polo Norte apuntará hacia el Sol en el solsticio de invierno, el 21 o el 22 de diciembre: entonces el verano meteorológico del hemisferio norte será los meses de enero, febrero y marzo. Y viceversa en el hemisferio sur.

Pero hay otros movimientos de precesión que se añaden al que acabamos de describir. Trataremos de ellos en otra entrega.

La variación de la inclinación del eje de rotación de la Tierra

La Tierra gira sobre su eje en sentido antihorario, visto desde arriba del Polo Norte, y en sentido horario visto desde el Polo Sur. Este movimiento de rotación sobre su eje es el causante de los días y de las noches. El plano de rotación de la Tierra (el ecuador), prorrogado hasta el firmamento, se llama el ecuador celeste. El eje de rotación puede prorrogarse para indicar los polos celestes en el firmamento estelar: al norte hasta un punto aproximadamente a un grado de Alpha Ursa Minoris (Estrella Polar), y al sur hasta un punto a aproximadamente un grado de Sigma Octantis (una estrella muy débil a veces llamada Estrella Polar Boreal).

La Tierra gira alrededor del Sol, también en sentido antihorario visto desde arriba del Polo Norte y en sentido horario visto desde el Polo Sur. Este movimiento es el causante de los años. El plano de la órbita de la Tierra se llama la eclíptica (donde ocurren los eclipses). Este plano pasa a través de las 12 llamadas zodiacales, o constelaciones en forma de animal. Si prolongamos el eje de la eclíptica encontramos el Polo Norte de la elíptica en un punto de la constelación del Draco, y el Polo Sur de la eclíptica en un punto de la constelación del Dorado.

Por tanto, los Polos terrestres no coinciden con los Polos de la elíptica, lo que quiere decir que el ecuador terrestre está inclinado con respecto a la elíptica.

Actualmente, el ecuador celeste está inclinado unos 23,44 ° en relación con la eclíptica. Este ángulo se llama la oblicuidad de la eclíptica. La razón de esta inclinación particular no está clara. No se sabe si este valor es más o menos el mismo que tenía en la época de la formación de la Tierra o si ha variado sustancialmente.

El plano ecuatorial celeste y la eclíptica en la actualidad se cruzan en Piscis, no lejos de la frontera con Acuario, y en Virgo, no lejos de la frontera con Leo. El Sol en su progreso anual aparente por la eclíptica llega a la intersección de Piscis en el equinoccio de primavera el 21 de marzo y la intersección de Virgo en el equinoccio de otoño el 23 de septiembre. Esta variación anual nos da las estaciones, que son diferentes en los hemisferios norte y sur. El Sol brilla más directamente en las latitudes del norte en la primavera y el verano, cuando se encuentra al norte del ecuador celeste (cuando el semieje de rotación saliente por el Polo Norte “apunta” hacia el Sol), y en las latitudes del sur en el otoño e invierno, cuando está al sur del ecuador celeste (cuando el semieje de rotación de la Tierra que sale por el Polo Sur “apunta” hacia el Sol).

El ángulo que forma el ecuador celeste con la elíptica es variable. Las influencias planetarias gravitacionales son el principal factor en el cambio de la inclinación de la eclíptica. Hoy en día, es de 23,44 °, como ya hemos mencionado. En la Edad de las Pirámides, era de 24,02 °. Ha ido disminuyendo de un máximo de alrededor de 24,2 º hace unos 9.000 años. La inclinación pasa a través de ciclos de diferente amplitud, con un período de alrededor de 41.000 años, como se puede ver en las figuras (una con la inclinación de los últimos 5 millones de años y la otra, para ver más detalles, con la del último millón de años). Su tasa de variación no es constante, y en la actualidad es de 0,47 segundos de arco por año.

Cuando la inclinación aumenta a 24,5º, los inviernos son más fríos y los veranos son más calurosos. Cuando la inclinación es menor (22,1 º), los inviernos son más apacibles y los veranos más frescos.

El clima la Tierra varía con la inclinación del eje de rotación del planeta. Con una inclinación menor se producen unos inviernos más cálidos. Este aire invernal más cálido contiene más humedad, y puede, por tanto, producir una mayor cantidad de nieve. Además, las temperaturas de verano, al ser más frescas, dan como resultado menos fusión de la nieve acumulada durante el invierno. Es decir, una inclinación menor del eje terrestre puede inducir una glaciación, mientras que una inclinación mayor puede inducir el final de una glaciación.

La variación de la excentricidad de la órbita de la Tierra

A primeros de enero la Tierra se encontraba en el perihelio de su órbita, a 147,1 millones de kilómetros del sol, y que a principios de julio se encontrará en el afelio, a 152,1 millones de kilómetros del sol. La distancia media de la Tierra al sol es de 149,6 millones de kilómetros. Con estos datos podemos calcular la excentricidad de la órbita terrestre, que es de 152,1 / 149,6 – 1 = 0,017 (o, lo que es lo mismo, 1,7 %).

Esta excentricidad de la órbita terrestre varía con el tiempo: en el primer gráfico podemos ver como se cree que ha ido variando a lo largo de los últimos 5 millones de años, y en él podemos ver que puede variar desde 0 hasta 0,056 (equivalente a un 5,6 %) (en el segundo se amplía la escala para ver como ha variado en el último millón de años). Como es lógico, al aumentar la excentricidad de la órbita terrestre, aumenta la diferencia de la radiación solar recibida por la Tierra entre el perihelio y el afelio.

En el caso de excentricidad máxima, la distancia de la Tierra al sol es de 149,6 x (1 + 0,056) = 158,0 millones de km, y en el afelio es de 149,6 x (1 - 0,056) = 141,2 millones de km. Teniendo en cuenta que la energía solar absorbida por la Tierra es, en promedio, de 240 w/m2 (341 w/m2 que llegan del sol, menos 71 w/m2 reflejados por las nubes y 30 w/m2 reflejados por la superficie terrestre) y que la energía recibida es proporcional al cuadrado de la distancia a la fuente emisora, podemos calcular la diferencia entre la energía recibida en el perihelio y en el afelio cuando se produce la excentricidad máxima es de

Perihelio: 240 x (149,6 x 149,6) / (141,2 x 141,2) = 269 w/m2 (por 248 actualmente)

Afelio: 240 x (149,6 x 149,6) / (158,0 x 158,0) = 215 w/m2 (por 232 actualmente)

No cabe duda de que estas diferencias influyen muy notablemente sobre el clima del planeta.

Hace 123.000 años la excentricidad alcanzó un máximo relativo de 0,043, hace 221.000 alcanzó otro máximo relativo de 0,049 y hace 973.000 alcanzó un máximo absoluto de 0,056, máximo absoluto que se repitió hace 1.071.000 años.

La excentricidad de la órbita terrestre alrededor del sol actualmente está decreciendo desde un pico que ocurrió hace unos 14.000 años, en el que su valor era de 0,020, y seguirá decreciendo durante unos 25.000 años hasta un valor aproximado de 0,003.

La excentricidad pasa por ciclos de amplitud variable que tienen un ciclo de unos 95.000 años.

Estas variaciones de la excentricidad de la órbita terrestre constituyen uno de los ciclos de Milankovitch. Los otros dos son la precesión de los equinoccios y la inclinación del eje de rotación de planeta.

Los datos numéricos se pueden encontrar aquí.