La théorie de Milankovitch

La théorie des paléoclimats de Milankovitch s’appuie sur les lois de Kepler qui décrivent les propriétés du mouvement des planètes autour du soleil. Notamment, la première loi de Kepler prédit que les planètes décrivent des orbites elliptiques autour du soleil. La seconde loi indique que le segment de droite reliant le soleil à une planète balaie des aires égales en des temps égaux : il en résulte que la vitesse relative d’une planète par rapport au soleil est maximale lorsque la Terre est au plus proche du soleil (périhélie), et inversement. Grâce notamment aux lois de Kepler il est possible de calculer avec précision les variations temporelles des 3 principaux paramètres orbitaux : l’excentricité, l’obliquité et la précession des équinoxes.

3.2.1. Variations de l’excentricité

L’excentricité mesure le taux d’aplatissement de l’ellipse dont le soleil occupe un des foyers (e=c/a, cf. Figure 1.32a).

Elle varie entre 0 (cercle) et 0,06 (ou 6%, excentricité maximale), sa valeur actuelle est de 0,0167 (cf. Figure 1.32b). C’est le seul paramètre astronomique qui modifie la distance Terre-Soleil, et par conséquent le seul paramètre induisant des variations temporelles d’insolation reçue par la Terre (insolation maximale lors des maxima d’excentricité, cf.

Figure 1.32b, c). Les variations d’excentricité induisent des variations d’insolation de l’ordre de 0,1% (cf. Figure 1.32c), ce qui équivaut à des variations de la température moyenne du globe de quelques dixièmes de degrés. Les périodicités principales sont d’environ 412 000 et 95 000 ans (cf. Figure 1.32d).

Figure 1.32: Excentricité : (a) principe, (b) variations d’excentricité lors du dernier million d’année, (c) impact sur l’éclairement reçu par la Terre et (d) analyse spectrale. Figure d’après le site

http://www.inrp.fr/biotic/environ/

Figure 1.32: Eccentricity: (a) principle, (b) eccentricity variations for the last million years, (c) impact on enlightenment received by the Earth and (d) spectral analysis. Figure from the web site http://www.inrp.fr/biotic/environ/

3.2.2. Variations de l’obliquité

L’obliquité est l’angle d’inclinaison entre l’axe de rotation de la Terre et la direction normale au plan de l’écliptique (Figure 1.33a), variant entre 21,9° et 24,5° (Figure 1.33b). L’obliquité actuelle de 23,439° définit notamment les latitudes des tropiques (latitude de 23,439° au-delà de laquelle le soleil n’atteint jamais le zénith au cours d’une année) et des cercles polaires (latitudes de 66,561° au-delà de laquelle il existe au moins une journée sans que le soleil ne se couche ou ne se lève pendant l’année). L’obliquité est particulièrement importante pour la saisonnalité des hautes latitudes qui sera d’autant plus marquée que l’obliquité sera grande (Figure 1.33c).

Figure 1.33 : Obliquité : (a) principe, (b) variations d’obliquité lors du dernier million d’année, (c) impact sur l’éclairement aux pôles (graphique du haut) et à l’équateur (graphique du bas), et (d) analyse spectrale. Figure d’après le site http://www.inrp.fr/biotic/environ

Figure 1.33: Obliquity: (a) principle, (b) obliquity variations for the last million years, (c) impact on annual insolation at the poles and at the equator and (d) spectral analysis. Figure from the web site http://www.inrp.fr/biotic/environ/

En termes d’insolation, elle aura un impact très important : les variations d’insolation induites par l’obliquité au voisinage du pôle sont de l’ordre de 10% (Figure 1.33c). La périodicité principale des variations d’obliquité est d’environ 41 000 ans (Figure 1.33d).

3.2.3. La précession des équinoxes

La précession des équinoxes résulte de la combinaison de deux phénomènes : la précession axiale (Figure 1.34b) et les variations de la longitude héliocentrique du périhélie (Figure 1.34a). La précession axiale est le phénomène par lequel l’axe de rotation de la Terre décrit un cône de précession à la manière d’une toupie (Figure 1.34b). Il en résulte que les pôles célestes ne sont pas fixes mais se déplacent lentement avec une périodicité d’environ 26 000 ans. D’autre part, la direction du soleil à l’équinoxe de printemps, qui est définie comme point vernal, n’est pas fixe dans le temps mais effectue une rotation dans le plan de l’écliptique avec une périodicité de 135 000 ans (Figure 1.34a): l’angle ω que fait la direction Soleil-périhélie avec celle du point vernal représente la longitude héliocentrique du périhélie, et est actuellement de 105°. La combinaison de ces deux phénomènes permet de définir la précession des équinoxes avec une périodicité d’environ 22 000 ans (soit 1/135 000 + 1/26

000, cf. Figure 1.34f), période pendant laquelle la position de la Terre sur son orbite à un moment donné de l’année va varier ainsi que sa distance au soleil. Actuellement, la Terre passe au périhélie le 3 janvier (donc proche du solstice d’hiver cf. Figure 1.34c). Selon la deuxième loi de Kepler, l’hémisphère Nord jouit donc d’un hiver plus court que l’été (89 jours d’hiver contre 93 jours et 15 heures d’été) et plus doux (car elle est au plus proche du soleil), et inversement dans l’hémisphère Sud. Il y a 11 000 ans au contraire, l’été boréal était plus chaud et les hivers plus rudes, favorisant la fonte des glaces en été (Figure 1.34).

Figure 1.34 : Précession des équinoxes : principe de variations (a) de la longitude héliocentrique du périhélie, (b) de la précession axiale et (c) de la précession des équinoxes, (d) variations lors du dernier million d’année, (e) impact sur l’insolation au 21 juin à 90°N (graphique du haut), à 45°N (graphique du milieu) et à l’équateur (graphique du bas) et (f) analyse spectrale. Figure d’après le site http://www.inrp.fr/biotic/environ/. Noter la grande similarité entre l’insolation à l’équateur le 21 juin et le paramètre de précession lui-même.

Figure 1.34: Precession of the equinoxes: principle of variations of (a) the perihelion heliocentric longitude, (b) the axial precession and (c) the precession of the equinoxes, (d) varitions for the last million years, (e) impact on 21^st June insolation at 90°N (top panel), 45°N (middle panel) and at the equator (bottom panel), and (f) spectral analysis. Note the similarity between the insolation at the equator the 21^st June and the precession of the equinoxes itself. Figure from web site

La précession des équinoxes est modulée par l’excentricité : elle sera nulle en cas d’excentricité nulle et inversement (précession=e.sinω, Figure 1.34d). Les variations saisonnières d’insolation liées à la précession sont le principal forçage climatique d’origine astronomique, et ces variations peuvent atteindre 10% (Figure 1.34e). La dynamique climatique des basses latitudes liée aux cycles de Milankovitch sera principalement influencée par la précession (et par conséquent l’excentricité qui module l’amplitude de ses variations), compte tenu du faible impact de l’obliquité aux basses latitudes (cf. Figure 1.33c).