Ciclos de Milankovitch

Ciclos climáticos globales comparados con cambios periódicos en la órbita y actitud de la Tierra

Ciclos de Milankovitch pasados ​​y futuros a través del modelo VSOP
• El gráfico muestra variaciones en cinco elementos orbitales:

  Inclinación u oblicuidad axial (ε).

  Excentricidad ( e ).

  Longitud del perihelio (pecado (ϖ)).

  Índice de precesión ( e  sen (ϖ))

• Indice de precesión y control de oblicuidad de la insolación en cada latitud:

  Insolación promedio diaria en la parte superior de la atmósfera en el solsticio de verano ( ) a 65 ° N${\displaystyle {\overline {Q}}^{\mathrm {day} }}$

• Los sedimentos oceánicos y los estratos de hielo de la Antártida registran niveles y temperaturas del mar antiguos:

  Foraminíferos bentónicos (57 ubicaciones muy extendidas)

  Núcleo de hielo de Vostok (Antártida)

• La línea gris vertical muestra el presente (2000 CE)

Los ciclos de Milankovitch describen los efectos colectivos de los cambios en los movimientos de la Tierra sobre su clima durante miles de años. El término lleva el nombre del geofísico y astrónomo serbio Milutin Milanković . En la década de 1920, planteó la hipótesis de que las variaciones en la excentricidad , la inclinación axial y la precesión producían variaciones cíclicas en la radiación solar que llegaba a la Tierra, y que este forzamiento orbital influía fuertemente en los patrones climáticos de la Tierra.

Joseph Adhemar , James Croll y otros habían propuesto hipótesis astronómicas similares en el siglo XIX , pero la verificación fue difícil porque no había evidencia fechada de manera confiable y porque no estaba claro qué períodos eran importantes.

Ahora, los materiales en la Tierra que no han cambiado durante milenios (obtenidos a través de núcleos de hielo , rocas y océanos profundos) se están estudiando para indicar la historia del clima de la Tierra . Aunque son consistentes con la hipótesis de Milankovitch, todavía hay varias observaciones que la hipótesis no explica.

Movimientos de la Tierra

La rotación de la Tierra alrededor de su eje y la revolución alrededor del Sol evolucionan con el tiempo debido a las interacciones gravitacionales con otros cuerpos del Sistema Solar . Las variaciones son complejas, pero predominan algunos ciclos. ^[1]

Órbita con 0.5 excentricidad, exagerada para ilustración; La órbita de la Tierra es solo ligeramente excéntrica

La órbita de la Tierra varía entre casi circular y ligeramente elíptica (su excentricidad varía). Cuando la órbita es más alargada, hay más variación en la distancia entre la Tierra y el Sol, y en la cantidad de radiación solar , en diferentes épocas del año. Además, la inclinación rotacional de la Tierra (su oblicuidad ) cambia ligeramente. Una mayor inclinación hace que las estaciones sean más extremas. Finalmente, la dirección de las estrellas fijas señaladas por el eje de la Tierra cambia ( precesión axial ), mientras que la órbita elíptica de la Tierra alrededor del Sol rota ( precesión absidal ). El efecto combinado es que la proximidad al Sol ocurre durante diferentesestaciones astronómicas .

Milankovitch estudió los cambios en estos movimientos de la Tierra, que alteran la cantidad y ubicación de la radiación solar que llega a la Tierra. Esto se conoce como forzamiento solar (un ejemplo de forzamiento radiativo ). Milankovitch destacó los cambios experimentados a 65 ° norte debido a la gran cantidad de terreno en esa latitud. Las masas de tierra cambian de temperatura más rápidamente que los océanos, debido a la mezcla de aguas superficiales y profundas y al hecho de que el suelo tiene una capacidad calorífica volumétrica menor que el agua. ^{[ cita requerida ]}

Excentricidad orbital

Artículo principal: excentricidad orbital

La órbita de la Tierra se aproxima a una elipse . La excentricidad mide la salida de esta elipse de la circularidad. La forma de la órbita de la Tierra varía entre casi circular (con la excentricidad más baja de 0.000055) y ligeramente elíptica (excentricidad más alta de 0.0679). ^[2] Su media geométrica o logarítmica es 0,0019. El componente principal de estas variaciones se produce con un período de 413.000 años (variación de excentricidad de ± 0,012). Otros componentes tienen ciclos de 95.000 años y 125.000 años (con un período de tiempo de 400.000 años). Se combinan libremente en un ciclo de 100.000 años (variación de −0,03 a +0,02). La excentricidad actual es 0,017 y está disminuyendo. ^{[ cita requerida ]}

La excentricidad varía principalmente debido a la atracción gravitacional de Júpiter y Saturno . El semi-eje mayor de la elipse orbital, sin embargo, se mantiene sin cambios; según la teoría de la perturbación , que calcula la evolución de la órbita, el semieje mayor es invariante . El período orbital (la duración de un año sidéreo ) también es invariante, porque de acuerdo con la tercera ley de Kepler , está determinado por el semieje mayor. ^{[ cita requerida ]}

Efecto sobre la temperatura

El semieje mayor es una constante. Por lo tanto, cuando la órbita de la Tierra se vuelve más excéntrica, el eje semi-menor se acorta. Esto aumenta la magnitud de los cambios estacionales. ^[3]

El aumento relativo de la irradiación solar en la aproximación más cercana al Sol ( perihelio ) en comparación con la irradiación en la distancia más lejana ( afelio ) es ligeramente mayor que cuatro veces la excentricidad. Para la excentricidad orbital actual de la Tierra, la radiación solar entrante varía en aproximadamente un 6,8%, mientras que la distancia del Sol actualmente varía solo en un 3,4% (5,1 millones de km o 3,2 millones de mi o 0,034 au). ^{[ cita requerida ]}

El perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, mientras que el afelio es alrededor del 4 de julio. Cuando la órbita está en su punto más excéntrico, la cantidad de radiación solar en el perihelio será aproximadamente un 23% más que en el afelio. Sin embargo, la excentricidad de la Tierra es siempre tan pequeña que la variación en la irradiación solar es un factor menor en la variación climática estacional , en comparación con la inclinación axial e incluso en comparación con la relativa facilidad para calentar las masas terrestres más grandes del hemisferio norte. ^{[ cita requerida ]}

Efecto sobre la duración de las estaciones

Duraciones de temporada ^[4]

Año	Hemisferio norte	Hemisferio sur	Fecha: UTC	Duración de la temporada
2005	Solsticio de invierno	Solsticio de verano	21 de diciembre de 2005 18:35	88,99 días
2006	Equinoccio de primavera	Equinoccio de otoño	20 de marzo de 2006 18:26	92,75 días
2006	Solsticio de verano	Solsticio de invierno	21 de junio de 2006 12:26	93,65 días
2006	Equinoccio de otoño	Equinoccio de primavera	23 de septiembre de 2006 4:03	89,85 días
2006	Solsticio de invierno	Solsticio de verano	22 de diciembre de 2006 0:22	88,99 días
2007	Equinoccio de primavera	Equinoccio de otoño	21 de marzo de 2007 0:07	92,75 días
2007	Solsticio de verano	Solsticio de invierno	21 de junio de 2007 18:06	93,66 días
2007	Equinoccio de otoño	Equinoccio de primavera	23 de septiembre de 2007 9:51	89,85 días
2007	Solsticio de invierno	Solsticio de verano	22 de diciembre de 2007 06:08

Las estaciones son cuadrantes de la órbita de la Tierra, marcados por los dos solsticios y los dos equinoccios. La segunda ley de Kepler establece que un cuerpo en órbita traza áreas iguales en tiempos iguales; su velocidad orbital es más alta alrededor del perihelio y más baja alrededor del afelio. La Tierra pasa menos tiempo cerca del perihelio y más tiempo cerca del afelio. Esto significa que la duración de las estaciones varía. ^{[ cita requerida ] El} perihelio ocurre actualmente alrededor del 3 de enero, por lo que la mayor velocidad de la Tierra acorta el invierno y el otoño en el hemisferio norte. El verano en el hemisferio norte es 4,66 días más largo que el invierno y la primavera 2,9 días más que el otoño. ^{[ cita requerida ]} Una mayor excentricidad aumenta la variación en la velocidad orbital de la Tierra. Actualmente, sin embargo, la órbita de la Tierra se está volviendo menos excéntrica (más casi circular). Esto hará que las estaciones en el futuro inmediato sean más similares en duración. ^{[ cita requerida ]}

Rango de oblicuidad de la Tierra de 22,1 a 24,5 °

Inclinación axial (oblicuidad)

Artículo principal: Inclinación axial

El ángulo de inclinación axial de la Tierra con respecto al plano orbital (la oblicuidad de la eclíptica ) varía entre 22,1 ° y 24,5 °, durante un ciclo de unos 41.000 años. La inclinación actual es de 23,44 °, aproximadamente a la mitad de sus valores extremos. La última inclinación alcanzó su máximo en 8700 a . C. Ahora se encuentra en la fase decreciente de su ciclo, y llegará a su mínimo en torno al año 11.800 CE . ^{[5] Una} mayor inclinación aumenta la amplitud del ciclo estacional en la insolación., proporcionando más radiación solar en el verano de cada hemisferio y menos en el invierno. Sin embargo, estos efectos no son uniformes en todas partes de la superficie de la Tierra. Una mayor inclinación aumenta la radiación solar anual total en latitudes más altas y disminuye el total más cerca del ecuador. ^[5]

La tendencia actual de inclinación decreciente, por sí sola, promoverá temporadas más suaves (inviernos más cálidos y veranos más fríos), así como una tendencia general de enfriamiento. ^[5] Debido a que la mayor parte de la nieve y el hielo del planeta se encuentran en latitudes altas, la disminución de la inclinación puede fomentar el inicio de una edad de hielo por dos razones: 1) hay menos insolación general en verano y 2) hay menos insolación en latitudes más altas (que derrite menos nieve y hielo del invierno anterior). ^[5]

Precesión axial

Artículo principal: precesión axial

Movimiento de precesión axial

La precesión axial es la tendencia en la dirección del eje de rotación de la Tierra en relación con las estrellas fijas, con un período de 25.771,5 años. Este movimiento significa que, eventualmente, Polaris ya no será la estrella del polo norte . ^{[ cita requerida ]} Es causada por las fuerzas de marea ejercidas por el Sol y la Luna en la Tierra sólida; ambos contribuyen aproximadamente por igual a este efecto. ^{[ cita requerida ]}

Actualmente, el perihelio ocurre durante el verano del hemisferio sur. Esto significa que la radiación solar debida tanto a la inclinación axial que inclina el hemisferio sur hacia el Sol, como a la proximidad de la Tierra al Sol, alcanzará el máximo durante el verano austral y el mínimo durante el invierno austral. Estos efectos sobre el calentamiento son, por tanto, aditivos, lo que significa que la variación estacional de la irradiación del hemisferio sur es más extrema. En el hemisferio norte, estos dos factores alcanzan el máximo en épocas opuestas del año: el norte está inclinado hacia el Sol cuando la Tierra está más alejada del Sol. Los dos efectos funcionan en direcciones opuestas, lo que resulta en variaciones de insolación menos extremas. ^{[ cita requerida ]}

En unos 13.000 años, el polo norte se inclinará hacia el Sol cuando la Tierra esté en el perihelio. ^{[ cita requerida ]} La inclinación axial y la excentricidad orbital contribuirán a su máximo aumento en la 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. ^{[ cita requerida ]} Cuando el eje de la Tierra está alineado de tal manera que el afelio y el perihelio ocurren cerca de los equinoccios, la inclinación axial no se alineará con o en contra de la excentricidad. ^{[ cita requerida ]}

Precesión apsidal

Artículo principal: precesión apisidal

Los planetas que orbitan alrededor del Sol siguen órbitas elípticas (ovaladas) que rotan gradualmente con el tiempo (precesión absidal). La excentricidad de esta elipse, así como la velocidad de precesión, se exageran para la visualización.

La elipse orbital en sí precesa en el espacio, de manera irregular, completando un ciclo completo cada 112.000 años en relación con las estrellas fijas. ^[6] La precesión apisidal 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 interacciones con Júpiter y Saturno. Las contribuciones más pequeñas también son hechas por el achatamiento del sol y por los efectos de la relatividad general que son bien conocidos para Mercurio. ^{[ cita requerida ]}

La precesión apisidal se combina con el ciclo de precesión axial de 25.771,5 años (ver arriba ) para variar la posición en el año en que la Tierra alcanza el perihelio. La precesión apisidal acorta este período a 23.000 años en 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 gradualmente a principios de año. La precesión significa que el movimiento no uniforme de la Tierra (ver arriba ) afectará diferentes estaciones. El invierno, por ejemplo, estará en una sección diferente de la órbita. Cuando los ábsides de la Tierra (los extremos de la distancia del sol) están alineados con los equinoccios, la duración de la primavera y el verano combinados será igual a la del otoño y el invierno. Cuando estén alineados con los solsticios, la diferencia en la duración de estas estaciones será mayor. ^{[ cita requerida ]}

Inclinación orbital

Artículo principal: 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 en relación con el plano invariable (el plano que representa el momento angular del Sistema Solar, aproximadamente el plano orbital de Júpiter) es de 1,57 °. ^{[ cita requerida ]} Milankovitch no estudió la precesión planetaria. Se descubrió más recientemente y se midió, en relación con la órbita de la Tierra, en un período de unos 70.000 años. Sin embargo, cuando se mide independientemente de la órbita de la Tierra, pero en relación con el plano invariable, 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 eventos glaciales de 100.000 años. ^[7]

Restricciones teóricas

Desierto de Tabernas , España: Se pueden observar ciclos en la coloración y resistencia de diferentes estratos sedimentarios

Se han estudiado materiales tomados de la Tierra para inferir los ciclos del clima pasado. Los núcleos de hielo antártico contienen burbujas de aire atrapadas cuyas proporciones de diferentes isótopos de oxígeno son un indicador fiable de las temperaturas globales en la época en que se formó el hielo. El estudio de estos datos concluyó que la respuesta climática documentada en los núcleos de hielo fue impulsada por la insolación del hemisferio norte según lo propuesto por la hipótesis de Milankovitch. ^[8]

El análisis de los núcleos de los océanos profundos y de las profundidades de los lagos, ^{[9] [10]} y un artículo fundamental de Hays , Imbrie y Shackleton ^[11] proporcionan una validación adicional a través de evidencia física. Los registros climáticos contenidos en un núcleo de roca de 520 m (1,700 pies) perforado en Arizona muestran un patrón sincronizado con la excentricidad de la Tierra, y los núcleos perforados en Nueva Inglaterra lo coinciden, que se remontan a 215 millones de años. ^[12]

Edición de 100.000 años

Artículo principal: problema de 100.000 años

De todos los ciclos orbitales, Milankovitch creía que la oblicuidad tenía el mayor efecto sobre el clima y que lo hacía variando la insolación del verano en las latitudes altas del norte. Por lo tanto, dedujo un período de 41.000 años para las edades de hielo. ^{[13] [14]} Sin embargo, investigaciones posteriores ^{[11] [15] [16]} han demostrado que los ciclos glaciares de la glaciación Cuaternaria durante el último millón de años han tenido un período de 100.000 años, que coincide con el ciclo de excentricidad. Se han propuesto varias explicaciones para esta discrepancia, incluida la modulación de frecuencia ^[17] o diversas reacciones (del dióxido de carbono , los rayos cósmicos o dedinámica de la capa de hielo ). Algunos modelos pueden reproducir los ciclos de 100.000 años como resultado de interacciones no lineales entre pequeños cambios en la órbita de la Tierra y oscilaciones internas del sistema climático. ^{[18] [19]}

Jung-Eun Lee de la Universidad de Brown propone que la precesión cambia la cantidad de energía que absorbe la Tierra, porque la mayor capacidad del hemisferio sur para hacer crecer el hielo marino refleja más energía lejos de la Tierra. Además, dice Lee, "La precesión solo importa cuando la excentricidad es grande. Por eso vemos un ritmo de 100.000 años más fuerte que uno de 21.000 años". ^{[20] [21]} Algunos otros han argumentado que la duración del registro climático es insuficiente para establecer una relación estadísticamente significativa entre el clima y las variaciones de excentricidad. ^[22]

Cambios de transición

Variaciones de los tiempos de ciclo, curvas determinadas a partir de sedimentos oceánicos.

420.000 años de datos de núcleos de hielo de Vostok, la estación de investigación de la Antártida , con tiempos más recientes a la izquierda

Artículo principal: Transición del Pleistoceno Medio

Desde hace 1 a 3 millones de años, los ciclos climáticos coincidieron con el ciclo de 41 000 años en oblicuidad. Después de hace un millón de años, la Transición del Pleistoceno Medio (MPT) se produjo con un cambio al ciclo de 100.000 años que iguala la excentricidad. El problema de la transición se refiere a la necesidad de explicar qué cambió hace un millón de años. ^[23] El MPT ahora se puede reproducir en simulaciones numéricas que incluyen una tendencia decreciente en el dióxido de carbono y la eliminación de regolito inducida por glaciares . ^[24]

Interpretación de las variaciones máximas no divididas

Incluso los registros climáticos bien fechados de los últimos millones de años no coinciden exactamente con la forma de la curva de excentricidad. La excentricidad tiene ciclos componentes de 95.000 y 125.000 años. Sin embargo, algunos investigadores dicen que los registros no muestran estos picos, sino que solo indican un ciclo único de 100.000 años. ^[25] Sin embargo, la división entre los dos componentes de excentricidad se observa al menos una vez en un testigo de perforación de la lutita de aluminio escandinava de 500 millones de años. ^[26]

Observación no sincronizada de la etapa cinco

Las muestras de núcleos de aguas profundas muestran que el intervalo interglacial conocido como etapa 5 del isótopo marino comenzó hace 130.000 años. Esto es 10.000 años antes del forzamiento solar que predice la hipótesis de Milankovitch. (Esto también se conoce como el problema de causalidad , porque el efecto precede a la causa putativa). ^[27]

Condiciones presentes y futuras

Estimaciones pasadas y futuras de la insolación promedio diaria en la parte superior de la atmósfera el día del solsticio de verano, a 65 ° N de latitud. La curva verde tiene la excentricidad e hipotéticamente establecida en 0. La curva roja usa el valor real (predicho) de e ; el punto azul indica las condiciones actuales (2000 CE).

Dado que las variaciones orbitales son predecibles, ^[28] cualquier modelo que relacione variaciones orbitales con el clima se puede ejecutar para predecir el clima futuro, con dos salvedades: el mecanismo por el cual el forzamiento orbital influye en el clima no es definitivo; y los efectos no orbitales pueden ser importantes (por ejemplo, el impacto humano en el medio ambiente aumenta principalmente los gases de efecto invernadero, lo que resulta en un clima más cálido ^{[29] [30] [31]} ).

Un modelo orbital de 1980 citado con frecuencia por Imbrie predijo que "la tendencia de enfriamiento a largo plazo que comenzó hace unos 6.000 años continuará durante los próximos 23.000 años". ^[32] Un trabajo más reciente sugiere que las variaciones orbitales deberían aumentar gradualmente la insolación de verano de 65 ° N durante los próximos 25.000 años. ^{[33] [ Verificación fallida ]} La órbita de la Tierra se volverá menos excéntrica durante los próximos 100.000 años, por lo que los cambios en esta insolación estarán dominados por cambios en la oblicuidad y no deberían disminuir lo suficiente como para permitir un nuevo período glacial en los próximos 50.000 años. ^{[34] [35]}

Otros cuerpos celestes

Marte

Desde 1972, la especulación buscó una relación entre la formación de capas alternas brillantes y oscuras de Marte en los depósitos de capas polares y el forzamiento del clima orbital del planeta. En 2002, Laska, Levard y Mustard mostraron que el resplandor de la capa de hielo, en función de la profundidad, se correlaciona con las variaciones de insolación en verano en el polo norte marciano, similar a las variaciones del paleoclima en la Tierra. También mostraron que la precesión de Marte tuvo un período de aproximadamente 51 kyr., la oblicuidad tuvo un período de aproximadamente 120 kyr, y la excentricidad tuvo un período de entre 95 y 99 kyr. En 2003, Head, Mustard, Kreslavsky, Milliken y Marchant propusieron que Marte se encontraba en un período interglacial durante los últimos 400 kyr, y en un período glacial entre 400 y 2100 kyr, debido a que la oblicuidad de Marte excedía los 30 °. En esta oblicuidad extrema, la insolación está dominada por la periodicidad regular de la variación de oblicuidad de Marte. ^{[36] [37] El} análisis de Fourier de los elementos orbitales de Marte muestra un período de oblicuidad de 128 kyr y un período de índice de precesión de 73 kyr. ^{[38] [39]}

Marte no tiene una luna lo suficientemente grande como para estabilizar su oblicuidad, que ha variado de 10 a 70 grados. Esto explicaría las observaciones recientes de su superficie en comparación con la evidencia de diferentes condiciones en su pasado, como la extensión de sus casquetes polares . ^{[40] [41]}

Sistema solar exterior

La luna de Saturno Titán tiene un ciclo de aproximadamente 60.000 años, que podría cambiar la ubicación de las de metano lagos. ^[42] La luna de Neptuno, Tritón, tiene una variación similar a la de Titán, lo que podría hacer que sus depósitos de nitrógeno sólido migren a lo largo de escalas de tiempo prolongadas. ^[43]

Exoplanetas

Los científicos que utilizan modelos informáticos para estudiar inclinaciones axiales extremas han llegado a la conclusión de que una alta oblicuidad podría causar variaciones climáticas extremas y, si bien eso probablemente no haría inhabitable un planeta, podría plantear dificultades para la vida terrestre en las áreas afectadas. No obstante, la mayoría de estos planetas permitirían el desarrollo de formas de vida tanto simples como más complejas. ^[44] Aunque la oblicuidad que estudiaron es más extrema de lo que jamás haya experimentado la Tierra, hay escenarios de 1.5 a 4.5 mil millones de años a partir de ahora, a medida que el efecto estabilizador de la Luna disminuye, donde la oblicuidad podría dejar su rango actual y los polos eventualmente podrían apuntar casi directamente a el sol. ^[45]

Referencias

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Lectura adicional

• La referencia más antigua de los ciclos de Milankovitch es: Milankovitch M (1930). Mathematische Klimalehre und Astronomische Theorie der Klimaschwankungen . Handbuch der Klimatologie. 1 Teil A. von Gebrüder Borntraeger. OCLC 490063906 . 
• Roe G (2006). "En defensa de Milankovitch" . Cartas de investigación geofísica . 33 (24): L24703. Código Bibliográfico : 2006GeoRL..3324703R . doi : 10.1029 / 2006GL027817 . S2CID  13230658 . Esto muestra que la teoría de Milankovitch se ajusta muy bien a los datos, durante los últimos millones de años, siempre que consideremos las derivadas.
• Kaufmann RK, Juselius K (2016). "Prueba de formas competitivas de la hipótesis de Milankovitch" . Paleoceanografía . 31 (2): 286-297. Código bibliográfico : 2016PalOc..31..286K . doi : 10.1002 / 2014PA002767 ..
• Edvardsson S, Karlsson KG, Engholm M (2002). "Ejes de giro precisos y dinámica del sistema solar: variaciones climáticas para la Tierra y Marte" . Astronomía y Astrofísica . 384 (2): 689–701. Bibcode : 2002A & A ... 384..689E . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020029 . Este es el primer trabajo que investigó la derivada del volumen de hielo en relación con la insolación (página 698).
• Zachos J, Pagani M, Sloan L, Thomas E, Billups K (abril de 2001). "Tendencias, ritmos y aberraciones en el clima global 65 Ma hasta la actualidad". Ciencia . 292 (5517): 686–93. Código Bibliográfico : 2001Sci ... 292..686Z . doi : 10.1126 / science.1059412 . PMID  11326091 . S2CID  2365991 .
  Este artículo de revisión analiza los ciclos y los cambios a gran escala en el clima global durante la Era Cenozoica .
• Pälike H, Norris RD, Herrle JO, Wilson PA, Coxall HK, Lear CH, et al. (Diciembre de 2006). "El latido del sistema climático del Oligoceno" (PDF) . Ciencia . 314 (5807): 1894–8. Código Bibliográfico : 2006Sci ... 314.1894P . doi : 10.1126 / science.1133822 . PMID  17185595 . S2CID  32334205 . Un registro continuo de 13 millones de años del clima del Oligoceno del Pacífico ecuatorial revela un pronunciado "latido" en el ciclo global del carbono y la periodicidad de las glaciaciones.

Enlaces externos

Medios relacionados con los ciclos de Milankovitch en Wikimedia Commons

Ciclos de Milankovitch en Wikilibros

• Ice Age - Ciclos de Milankovitch - National Geographic Channel
• La banda de Milankovitch , conferencia de Internet Archive of American Geophysical Union
• Campisano, CJ (2012) Ciclos de Milankovitch, cambio paleoclimático y evolución de los homínidos . Conocimientos de educación sobre la naturaleza 4 (3): 5