Stefan Uhlig - El Cambio Climático Natural

Ya desde la Antigüedad los filósofos, matemáticos y astrónomos griegos trataron de explicar el movimiento de los planetas y de las estrellas. Fue en el siglo XVII, en el contexto de la nueva revolución científica, cuando Johannes Kepler (1571-1630) reconoció la forma elíptica de la órbita terrestre y la describió en la primera de sus tres "Leyes Kepler". Más tarde, en los años de los 1680, estas fueron comprobadas y completadas por el físico y matemático inglés Isaac Newton (1642-1726) en sus tratados teóricas de las leyes del movimiento y de la gravedad. Le fue posible a explicar también los trabajos de Nicolás Copérnico (1473-1543) y de Galileo Galilei (1564-1641). A fin de cuentas, él pudo demonstrar que la Teoría geocéntrica, el concepto que sitúa a la Tierra en el centro del Universo, y a los astros, incluido el Sol y sus planetas, girando alrededor de la Tierra, del "main stream" europeo de aquellos tiempos era erróneo. Basado en sus observaciones y cálculos científicos, Nicolás Copérnico, Giordano Bruno y Galileo Galilei defendieron la Teoría heliocéntrica, como ya lo hizo mucho antes el astrónomo y matemático griego Aristarco de Samos (310–230 BC), por lo que fueron acusados de herejes por la Inquisición medieval. Giordano Bruno que no quiso negar a sus ideas y diferentes principios científicos en los que creía, fue condenado a perecer en la hoguera en el año de 1600.

Figura 8(siguiente): La variación de la excentricidad de la Tierra orbitando el Sol (eje Y) desde hace 1.000.000 de años (-) y hasta 1.000.000 de años (+) en el futuro (eje X). En el actual período cálido del Holoceno, la excentricidad tiene un valor de 0,0167 que es claramente más pequeño que el valor medio de 0,02674 ( línea azul) lo que significa que la órbita terrestre actual se aproxima casi a un círculo perfecto. Épocas frías y cálidas de la Tierra corresponden claramente con las máximas y mínimas de la excentricidad; de http://www.geoastro.de/kepler/eccentricity1.html, ver también la Figura 11.

Fig. 8

Actualmente, en el actual período cálido del Holoceno o Posglacial (posterior a la última glaciación de Würm), la órbita terrestre se aproxima casi a un círculo perfecto lo que significa que la excentricidad es muy pequeña y tiene el valor actual de 0,0167. Probablemente en menos de 30.000 años la excentricidad volverá a llegar a su mínimo con valores por debajo de 0,005 ( Figuras 8y 11). Cuando crece la excentricidad y la órbita terrestre toma una forma más elíptica, crece también la máxima distancia Sol – Tierra en el afelio. Durante las últimas épocas glaciales, la excentricidad llegó a tener valores hasta 0,06 ( Figura 8). La distancia actual Sol – Tierra, con una órbita de una Excentricidad pequeña de 0,0167, varía entre un mínimo de 147,1 millones de kilómetrosen la cercanía del Sol (en el Perihelio, del griego viejo: peri-helios = cerca del Sol) y un máximo de 152,1 millones de kilómetrosen la lejanía del Sol (en el Afelio, de ap(o)-helios = lejos del Sol). Es importante constatar que en el hemisferio norte la Tierra llega en la actualidad a la posición más cercana (al Sol), es decir en el perihelio, en invierno. En verano del hemisferio norte estamos más lejos del Sol (en el afelio). Esta situación, más lejos del Sol en verano o invierno, varió a lo largo de la Historia de la Tierra. Su significado para la evolución del clima se va a discutir más adelante.

La diferencia de distancia actual entre 147,1 millones de kilómetros en la cercanía del Sol (en el perihelio) y 152,1 millones de kilómetros en la lejanía del Sol (en el afelio) son unos 5 millones de kilómetroso aproximadamente un 3 % de la distancia media de 149,6 millones de kilómetros entre el Sol y la Tierra - sólo para concretar esta variable astronómica. Esta diferencia de distancia actual es 13 veces más larga que la distancia media entre la Tierra y la Luna. Eso significa, por ejemplo, que la máxima distancia Tierra – Sol (en el afelio) es mucho más pequeña de excentricidad pequeña (actualmente de 0,0167) que de excentricidad máxima de 0,06, como fue durante las últimas épocas glaciales. Cuando aumenta el eje mayor de elipse (aumentando la excentricidad) aumenta la lejanía (el afelio) de la Tierra del Sol y se reduce la intensidad de la radiación solar que llega a la Tierra. Aquí hay que considerar la ley general del Inverso del Cuadrado, es decir que la intensidad de una radiación puntual (como la del Sol) se reduce al cuadrado de la distancialo que significa que la intensidad de la radiación solar que llega a la Tierra se disminuye con el cuadrado de la diferencia de distancia de la Tierra alejándose del Sol. Suena bastante complicado, pero matemáticamente es fácilmente comprensible y computable.

Figura 9(siguiente): los 3 ciclos astrofísicos de Milankovitch; 9-A: Variación de la forma más o menos elíptica de la órbita terrestre (llamada Excentricidad) que presenta una ciclicidad de unos 100.000-110.000 años; 9-B: variación cíclica de la inclinación del eje rotatorio de la Tierra (llamada Oblicuidad). En el curso de unos 41.000 años, la inclinación varía entre 22,1° y 24,5°; 9-C: descripción del "cabeceo" del eje de rotación (llamado Precesión) durante ciclos de unos 19.000-23.000 años; de TARBUCK et al. (2005).

Fig. 9

Cuando la lejanía en el afelio (la máxima distancia Sol – Tierra) es más pequeña, es en épocas de pequeñas excentricidades, por ejemplo 0,017 como ocurre en la actual época cálida del Holoceno. Pero más que la diferencia de distancia, influyen los valores absolutos al cuadrado de la intensidad de radiación solar, que, en épocas de elevadas excentricidades, con excentricidades de valores hasta 0,06 (es decir, una órbita terrestre menos circular), cuando la máxima distancia Sol – Tierra (en el afelio) es más grande. Así fue durante las últimas épocas glaciales. Una excentricidad relativamente mayor lleva finalmente a mayores diferencias en las temperaturas entre las estaciones (de invierno y verano) en los dos hemisferios porque pasan unos 6 meses (½ año) cuando la Tierra, en su órbita, cambia la posición de mínima (en el perihelio) a la máxima (en el afelio) distancia al Sol. Eso es muy relevante sobre todo en las altas latitudes geográficas de los hemisferios donde las diferencias de la radiación solar (y por lo tanto de las temperaturas) entre invierno y verano son más pronunciadas. Suponiendo que la distancia media Sol – Tierra (unos 149,6 millones de kilómetros) sigue siendo la misma, en el caso de una Excentricidad de un valor de 0,06, la mínima distancia Sol – Tierra (en el perihelio) sería unos 140,6 millones de kilómetrosy la máxima distancia Sol – Tierra (en el afelio, a máxima distancia Sol – Tierra) unos 158,6 millones de kilómetros. En estos casos, la diferencia de distancia entre perihelio y afelio es de 18 millones de kilómetros o de un 12 % de la distancia media que corresponde más o menos 47 veces la distancia media entre la Tierra y la Luna. Como mencionado arriba, en la actualidad esta diferencia es sólo de un 3 % siendo la órbita terrestre casi circular.