Ciclos de Milankovitch - Milankovitch cycles

Ciclos de Milankovitch passados ​​e futuros via modelo VSOP

• O gráfico mostra variações em cinco elementos orbitais:

  Inclinação axial ou obliquidade (ε).

  Excentricidade ( e ).

  Longitude do periélio (sin (ϖ)).

  Índice de precessão ( e  sin (ϖ))

• Índice de precessão e insolação de controle de obliquidade em cada latitude:

  Insolação média diária no topo da atmosfera no solstício de verão ( ) a 65 ° N${\ displaystyle {\ overline {Q}} ^ {\ mathrm {dia}}}$

• Os sedimentos oceânicos e os estratos de gelo da Antártica registram níveis e temperaturas do mar antigos:

  Forames bentônicos (57 locais generalizados)

  Núcleo de gelo Vostok (Antártica)

• A linha cinza vertical mostra o presente (2000 CE)

Os ciclos de Milankovitch descrevem os efeitos coletivos das mudanças nos movimentos da Terra em seu clima ao longo de milhares de anos. O termo deve o seu nome ao geofísico e astrônomo sérvio Milutin Milanković . Na década de 1920, ele formulou a hipótese de que variações na excentricidade , inclinação axial e precessão resultavam em variação cíclica na radiação solar que atingia a Terra, e que esse forçamento orbital influenciava fortemente os padrões climáticos da Terra.

Hipóteses astronômicas semelhantes foram apresentadas no século 19 por Joseph Adhemar , James Croll e outros, mas a verificação foi difícil porque não havia nenhuma evidência com data confiável e porque não estava claro quais períodos eram importantes.

Agora, os materiais na Terra que permaneceram inalterados por milênios (obtidos via gelo , rocha e núcleos oceânicos profundos) estão sendo estudados para indicar a história do clima da Terra . Embora sejam consistentes com a hipótese de Milankovitch, ainda existem várias observações que a hipótese não explica.

Movimentos da terra

A rotação da Terra em torno de seu eixo e a revolução em torno do Sol evoluem com o tempo devido às interações gravitacionais com outros corpos no Sistema Solar . As variações são complexas, mas alguns ciclos são dominantes.

Órbita circular, sem excentricidade

Órbita com 0,5 excentricidade, exagerada para ilustração; A órbita da Terra é apenas ligeiramente excêntrica

A órbita da Terra varia entre quase circular e levemente elíptica (sua excentricidade varia). Quando a órbita é mais alongada, há mais variação na distância entre a Terra e o Sol, e na quantidade de radiação solar , em diferentes épocas do ano. Além disso, a inclinação rotacional da Terra (sua obliquidade ) muda ligeiramente. Uma inclinação maior torna as estações mais extremas. Finalmente, a direção nas estrelas fixas apontadas pelo eixo da Terra muda ( precessão axial ), enquanto a órbita elíptica da Terra em torno do Sol gira ( precessão apsidal ). O efeito combinado de precessão com excentricidade é que a proximidade com o Sol ocorre durante diferentes estações astronômicas .

Milankovitch estudou as mudanças nesses movimentos da Terra, que alteram a quantidade e a localização da radiação solar que atinge a Terra. Isso é conhecido como forçamento solar (um exemplo de forçamento radiativo ). Milankovitch enfatizou as mudanças experimentadas a 65 ° norte devido à grande quantidade de terra naquela latitude. As massas de terra mudam de temperatura mais rapidamente do que os oceanos, devido à mistura das águas superficiais e profundas e ao fato de que o solo tem uma capacidade volumétrica de calor menor do que a água.

Excentricidade orbital

A órbita da Terra se aproxima de uma elipse . A excentricidade mede o afastamento dessa elipse da circularidade. A forma da órbita da Terra varia entre quase circular (com a menor excentricidade de 0,000055) e levemente elíptica (maior excentricidade de 0,0679). Sua média geométrica ou logarítmica é 0,0019. O principal componente dessas variações ocorre com um período de 413.000 anos (variação de excentricidade de ± 0,012). Outros componentes têm ciclos de 95.000 e 125.000 anos (com um período de batimento de 400.000 anos). Eles se combinam livremente em um ciclo de 100.000 anos (variação de -0,03 a +0,02). A excentricidade atual é de 0,017 e está diminuindo.

A excentricidade varia principalmente devido à atração gravitacional de Júpiter e Saturno . O semi-eixo maior da elipse orbital, entretanto, permanece o mesmo; de acordo com a teoria de perturbação , que calcula a evolução da órbita, o semi-eixo maior é invariante . O período orbital (a duração de um ano sideral ) também é invariante, porque de acordo com a terceira lei de Kepler , é determinado pelo semieixo maior.

Efeito na temperatura

O semi-eixo maior é uma constante. Portanto, quando a órbita da Terra se torna mais excêntrica, o semi-eixo menor encurta. Isso aumenta a magnitude das mudanças sazonais.

O aumento relativo da irradiação solar na abordagem mais próxima do Sol ( periélio ) em comparação com a irradiação na distância mais distante ( afélio ) é ligeiramente maior do que quatro vezes a excentricidade. Para a excentricidade orbital atual da Terra, a radiação solar incidente varia em cerca de 6,8%, enquanto a distância do Sol atualmente varia em apenas 3,4% (5,1 milhões de km ou 3,2 milhões de milhas ou 0,034 au).

O periélio ocorre atualmente por volta de 3 de janeiro, enquanto o afélio está por volta de 4 de julho. Quando a órbita está mais excêntrica, a quantidade de radiação solar no periélio será cerca de 23% a mais do que no afélio. No entanto, a excentricidade da Terra é sempre tão pequena que a variação na irradiação solar é um fator menor na variação climática sazonal , em comparação com a inclinação axial e até mesmo em comparação com a relativa facilidade de aquecimento das grandes massas de terra do hemisfério norte.

Efeito na duração das temporadas

As estações são quadrantes da órbita da Terra, marcados pelos dois solstícios e os dois equinócios. A segunda lei de Kepler afirma que um corpo em órbita traça áreas iguais em tempos iguais; sua velocidade orbital é maior ao redor do periélio e menor ao redor do afélio. A Terra passa menos tempo perto do periélio e mais tempo perto do afélio. Isso significa que a duração das estações varia. O periélio ocorre atualmente por volta de 3 de janeiro, então a maior velocidade da Terra encurta o inverno e o outono no hemisfério norte. O verão no hemisfério norte é 4,66 dias a mais que o inverno, e a primavera é 2,9 dias a mais que o outono. Uma excentricidade maior aumenta a variação na velocidade orbital da Terra. Atualmente, no entanto, a órbita da Terra está se tornando menos excêntrica (mais quase circular). Isso tornará as estações no futuro imediato mais semelhantes em duração.

22,1–24,5 ° intervalo de obliquidade da Terra

Inclinação axial (obliquidade)

O ângulo de inclinação axial da Terra em relação ao plano orbital (a obliquidade da eclíptica ) varia entre 22,1 ° e 24,5 °, ao longo de um ciclo de cerca de 41.000 anos. A inclinação atual é de 23,44 °, aproximadamente a meio caminho entre seus valores extremos. A inclinação atingiu seu máximo pela última vez em 8.700 AEC . Ele está agora na fase decrescente de seu ciclo e atingirá seu mínimo por volta do ano 11.800 dC . O aumento da inclinação aumenta a amplitude do ciclo sazonal na insolação , fornecendo mais radiação solar no verão de cada hemisfério e menos no inverno. No entanto, esses efeitos não são uniformes em todos os lugares da superfície da Terra. O aumento da inclinação aumenta a radiação solar anual total em latitudes mais altas e diminui o total próximo ao equador.

A tendência atual de diminuição da inclinação, por si só, promoverá estações mais amenas (invernos mais quentes e verões mais frios), bem como uma tendência geral de resfriamento. Como a maior parte da neve e do gelo do planeta fica em alta latitude, a diminuição da inclinação pode encorajar o término de um período interglacial e o início de um período glacial por duas razões: 1) há menos insolação geral no verão e, 2) há menos insolação em latitudes mais altas (que derrete menos a neve e o gelo do inverno anterior).

Precessão axial

Movimento de precessão axial

A precessão axial é a tendência na direção do eixo de rotação da Terra em relação às estrelas fixas, com um período de 25.771,5 anos. Também conhecido como a precessão dos equinócios, esse movimento significa que, eventualmente, Polaris não será mais a estrela do pólo norte . Essa precessão é causada pelas forças de maré exercidas pelo Sol e pela Lua na Terra em rotação; ambos contribuem quase igualmente para esse efeito.

Atualmente, o periélio ocorre durante o verão do hemisfério sul. Isso significa que a radiação solar, devido tanto à inclinação axial que inclina o hemisfério sul em direção ao Sol, quanto à proximidade da Terra ao Sol, atingirá o máximo durante o verão do sul e atingirá o mínimo durante o inverno do sul. Esses efeitos sobre o aquecimento são, portanto, aditivos, o que significa que a variação sazonal na irradiação do hemisfério sul é mais extrema. No hemisfério norte, esses dois fatores atingem o máximo em épocas opostas do ano: o norte é inclinado em direção ao Sol quando a Terra está mais distante dele. Os dois efeitos atuam em direções opostas, resultando em variações menos extremas na insolação.

Em cerca de 13.000 anos, o pólo norte estará inclinado em direção ao Sol quando a Terra estiver no periélio. A inclinação axial e a excentricidade orbital contribuirão com seu aumento máximo na radiação solar durante o verão do hemisfério norte. A precessão axial promoverá uma variação mais extrema na irradiação do hemisfério norte e uma variação menos extrema no sul. Quando o eixo da Terra está alinhado de forma que o afélio e o periélio ocorram perto dos equinócios, a inclinação axial não estará alinhada com ou contra a excentricidade.

Precessão apsidal

Os planetas orbitando o Sol seguem órbitas elípticas (ovais) que giram gradualmente ao longo do tempo (precessão absidal). A excentricidade desta elipse, bem como a taxa de precessão, são exageradas para a visualização.

A própria elipse orbital sofre precessão no espaço, de forma irregular, completando um ciclo completo a cada 112.000 anos em relação às estrelas fixas. A precessão apsidal ocorre no plano da eclíptica e altera a orientação da órbita da Terra em relação à eclíptica. Isso acontece principalmente como resultado de interações com Júpiter e Saturno. Contribuições menores também são feitas pelo achatamento do sol e pelos efeitos da relatividade geral que são bem conhecidos para Mercúrio.

A precessão apsidal se combina com o ciclo de precessão axial de 25.771,5 anos (veja acima ) para variar a posição no ano em que a Terra atinge o periélio. A precessão apsidal encurta esse período para 23.000 anos em média (variando entre 20.800 e 29.000 anos).

Efeitos da precessão nas estações (usando os termos do hemisfério norte )

Conforme a orientação da órbita da Terra muda, cada estação começará gradualmente no início do ano. Precessão significa que o movimento não uniforme da Terra (veja acima ) afetará diferentes estações. O inverno, por exemplo, estará em uma seção diferente da órbita. Quando os apsides da Terra (extremos de distância do Sol) estão alinhados com os equinócios, a duração combinada da primavera e do verão será igual à do outono e inverno. Quando eles estão alinhados com os solstícios, a diferença na duração dessas estações será maior.

Inclinação orbital

A inclinação da órbita da Terra sobe e desce em relação à sua órbita atual. Este movimento tridimensional é conhecido como "precessão da eclíptica" ou "precessão planetária". A inclinação atual da Terra em relação ao plano invariável (o plano que representa o momento angular do Sistema Solar - aproximadamente o plano orbital de Júpiter) é 1,57 °. Milankovitch não estudou a precessão planetária. Foi descoberto mais recentemente e medido, em relação à órbita da Terra, por um período de cerca de 70.000 anos. Quando medida independentemente da órbita da Terra, mas em relação ao plano invariável, no entanto, a precessão tem um período de cerca de 100.000 anos. Este período é muito semelhante ao período de excentricidade de 100.000 anos. Ambos os períodos se aproximam do padrão de 100.000 anos de eventos glaciais.

Restrições teóricas

Deserto de Tabernas , Espanha: Ciclos podem ser observados na coloração e resistência de diferentes estratos de sedimentos

Materiais retirados da Terra foram estudados para inferir os ciclos do clima anterior. Os núcleos de gelo da Antártica contêm bolhas de ar presas cujas proporções de diferentes isótopos de oxigênio são um proxy confiável para as temperaturas globais na época em que o gelo foi formado. O estudo desses dados concluiu que a resposta climática documentada nos núcleos de gelo foi impulsionada pela insolação do hemisfério norte, conforme proposto pela hipótese de Milankovitch.

A análise dos núcleos do oceano profundo e das profundezas dos lagos e um artigo seminal de Hays , Imbrie e Shackleton fornecem validação adicional por meio de evidências físicas. Os registros climáticos contidos em um núcleo de 1.700 pés (520 m) de rocha perfurado no Arizona mostram um padrão sincronizado com a excentricidade da Terra, e os núcleos perfurados na Nova Inglaterra correspondem a ele, remontando a 215 milhões de anos.

Emissão de 100.000 anos

De todos os ciclos orbitais, Milankovitch acreditava que a obliquidade tinha o maior efeito sobre o clima, e que o fazia variando a insolação de verão nas altas latitudes ao norte. Portanto, ele deduziu um período de 41.000 anos para as idades do gelo. No entanto, pesquisas subsequentes mostraram que os ciclos da idade do gelo da glaciação quaternária nos últimos milhões de anos ocorreram em um período de 100.000 anos, o que corresponde ao ciclo de excentricidade. Várias explicações para esta discrepância foram propostas, incluindo modulação de frequência ou vários feedbacks (de dióxido de carbono , raios cósmicos ou da dinâmica do manto de gelo ). Alguns modelos podem reproduzir os ciclos de 100.000 anos como resultado de interações não lineares entre pequenas mudanças na órbita da Terra e oscilações internas do sistema climático.

Jung-Eun Lee, da Brown University, propõe que a precessão muda a quantidade de energia que a Terra absorve, porque a maior capacidade do hemisfério sul de fazer crescer gelo marinho reflete mais energia para longe da Terra. Além disso, Lee diz: "A precessão só importa quando a excentricidade é grande. É por isso que vemos um ritmo de 100.000 anos mais forte do que um de 21.000 anos." Alguns outros argumentaram que a extensão do registro do clima é insuficiente para estabelecer uma relação estatisticamente significativa entre o clima e as variações de excentricidade.

Mudanças de transição

Variações de tempos de ciclo, curvas determinadas a partir de sedimentos oceânicos

420.000 anos de dados de núcleo de gelo de Vostok, estação de pesquisa da Antártica , com os tempos mais recentes à esquerda

De 1 a 3 milhões de anos atrás, os ciclos climáticos corresponderam ao ciclo de 41.000 anos na obliquidade. Depois de um milhão de anos atrás, a Transição do Pleistoceno Médio (MPT) ocorreu com uma mudança para o ciclo de 100.000 anos correspondente à excentricidade. O problema da transição refere-se à necessidade de explicar o que mudou há um milhão de anos. O MPT agora pode ser reproduzido em simulações numéricas que incluem uma tendência decrescente no dióxido de carbono e remoção glacialmente induzida de regolito .

Interpretação de variâncias de pico não divididas

Mesmo os registros climáticos bem datados dos últimos milhões de anos não correspondem exatamente à forma da curva de excentricidade. A excentricidade tem ciclos componentes de 95.000 e 125.000 anos. Alguns pesquisadores, porém, dizem que os registros não mostram esses picos, mas indicam apenas um único ciclo de 100.000 anos. A divisão entre os dois componentes de excentricidade, no entanto, é observada pelo menos uma vez em um núcleo de perfuração do xisto de alumínio escandinavo de 500 milhões de anos.

Observação não sincronizada do estágio cinco

Amostras do núcleo do fundo do mar mostram que o intervalo interglacial conhecido como estágio 5 do isótopo marinho começou há 130.000 anos. Isso é 10.000 anos antes do forçamento solar que a hipótese de Milankovitch prevê. (Isso também é conhecido como problema de causalidade , porque o efeito precede a causa putativa.)

Condições presentes e futuras

Estimativas passadas e futuras da insolação média diária no topo da atmosfera no dia do solstício de verão, a 65 ° N de latitude. A curva verde é com excentricidade e hipoteticamente definida como 0. A curva vermelha usa o valor real (previsto) de e ; o ponto azul indica as condições atuais (2000 CE).

Como as variações orbitais são previsíveis, qualquer modelo que relacione variações orbitais ao clima pode ser executado para prever o clima futuro, com duas ressalvas: o mecanismo pelo qual as forças orbitais influenciam o clima não é definitivo; e os efeitos não orbitais podem ser importantes (por exemplo, o impacto humano no meio ambiente aumenta principalmente os gases de efeito estufa, resultando em um clima mais quente).

Um modelo orbital de 1980 frequentemente citado por Imbrie previu que "a tendência de resfriamento de longo prazo que começou há cerca de 6.000 anos continuará pelos próximos 23.000 anos." Trabalhos mais recentes sugerem que as variações orbitais devem aumentar gradualmente a insolação de verão de 65 ° N ao longo dos próximos 25.000 anos. A órbita da Terra se tornará menos excêntrica nos próximos 100.000 anos, então as mudanças nesta insolação serão dominadas por mudanças na obliquidade e não devem diminuir o suficiente para permitir um novo período glacial nos próximos 50.000 anos.

Outros corpos celestes

Marte

Desde 1972, a especulação buscou uma relação entre a formação das camadas brilhantes e escuras alternadas de Marte nos depósitos de camadas polares e a forçante climática orbital do planeta. Em 2002, Laska, Levard e Mustard mostraram a radiância da camada de gelo, em função da profundidade, correlacionada com as variações de insolação no verão no pólo norte marciano, semelhantes às variações do paleoclima na Terra. Eles também mostraram que a precessão de Marte teve um período de cerca de 51 kyr , a obliquidade teve um período de cerca de 120 kyr e a excentricidade teve um período que varia entre 95 e 99 kyr. Em 2003, Head, Mustard, Kreslavsky, Milliken e Marchant propuseram que Marte estava em um período interglacial nos últimos 400 kyr, e em um período glacial entre 400 e 2100 kyr, devido à obliquidade de Marte superior a 30 °. Nessa obliquidade extrema, a insolação é dominada pela periodicidade regular da variação da obliquidade de Marte. A análise de Fourier dos elementos orbitais de Marte mostra um período de obliquidade de 128 kyr e um período de índice de precessão de 73 kyr.

Marte não tem lua grande o suficiente para estabilizar sua obliquidade, que varia de 10 a 70 graus. Isso explicaria as observações recentes de sua superfície em comparação com a evidência de diferentes condições em seu passado, como a extensão de suas calotas polares .

Sistema Solar Externo

A lua de Saturno, Titã, tem um ciclo de aproximadamente 60.000 anos que pode mudar a localização dos lagos de metano . A lua de Netuno, Tritão, tem uma variação semelhante à de Titã, que pode fazer com que seus depósitos de nitrogênio sólido migrem em longas escalas de tempo.

Exoplanetas

Cientistas usando modelos de computador para estudar inclinações axiais extremas concluíram que a alta obliquidade pode causar variações climáticas extremas e, embora isso provavelmente não torne um planeta inabitável, pode representar uma dificuldade para a vida terrestre nas áreas afetadas. A maioria desses planetas permitiria, no entanto, o desenvolvimento de formas de vida simples e mais complexas. Embora a obliquidade que eles estudaram seja mais extrema do que a que a Terra já experimentou, existem cenários de 1,5 a 4,5 bilhões de anos a partir de agora, conforme o efeito estabilizador da Lua diminui, onde a obliquidade pode deixar sua faixa atual e os pólos podem, eventualmente, apontar quase diretamente para o sol.

Referências

Leitura adicional

links externos

Mídia relacionada aos ciclos de Milankovitch no Wikimedia Commons

Ciclos de Milankovitch no Wikibooks

• Idade do Gelo - Ciclos de Milankovitch - National Geographic Channel
• A banda Milankovitch , palestra Internet Archive of American Geophysical Union
• Campisano, CJ (2012) Milankovitch Cycles, Paleoclimatic Change, and Hominin Evolution . Conhecimento em Educação da Natureza 4 (3): 5