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FAQ - Climat

Quelle est la cause de l'alternance de périodes chaudes et de glaciations sur Terre lors du dernier million d'années ?

Yves Dandonneau, d'après les propos échangés par les Argonautes - décembre 2019 - mise à jour février 2020

La température qui règne à la surface de la Terre dépend de l'énergie reçue du Soleil, et de la façon dont la Terre l'absorbe avant de la réémettre vers l'espace.  Le rayonnement émis par le Soleil augmente très lentement depuis la formation du système solaire, mais pour les variations climatiques qui nous intéressent, nous pouvons le considérer comme constant.
À la distance moyenne de l'orbite terrestre (149,6 millions de km), ce rayonnement est de 1 361 W/m2 d'après les estimations les plus récentes , soit, à la surface de la Terre, compte tenu de sa sphéricité, une moyenne de 340,25 W/m2.

Les variations climatiques de la Terre au cours du temps sont liées aux variations des paramètres de la rotation de la Terre autour du soleil :

C'est l'astronome serbe Milutin Milankovitch qui a le premier montré en 1924 comment ces variations orbitales pouvaient influencer le climat de la Terre. Le météorologue belge André Berger a repris sa théorie en détail et a définitivement montré sa validité.

I.- L'excentricité de l'orbite terrestre

L'orbite de la Terre autour du Soleil n'est pas un cercle parfait, mais une ellipse dont le Soleil occupe un des foyers, et qui est perturbée par l'attraction des autres planètes et de la Lune.
L'excentricité de cette ellipse, définie comme le rapport de l'écart entre les deux foyers au grand axe de l'ellipse, varie. Puisque les mouvements de la Lune et de chacune des planètes sont périodiques, leur combinaison fait apparaître des périodes dans les variations de l'excentricité.
La variation de plus grande amplitude a une période de 400 000 ans, d'autres périodes apparaissant entre 90 000 et 120 000 ans.
Plus l'excentricité est grande, plus l'orbite s'allonge. Sa valeur qui varie de 0,005 à 0,06 est actuellement faible, soit 0,017 (pour un cercle parfait, cette valeur serait nulle). Ainsi, lors de sa rotation autour du Soleil, la distance de la Terre au Soleil varie, ainsi que l'énergie qu'elle en reçoit puisque celle-ci est inversement proportionnelle au carré de la distance (Figure 1).
Lorsqu'elle est au plus près du Soleil (147 millions de km au périhélie, actuellement vers le 5 janvier) le rayonnement solaire à la distance de la Terre est maximum, soit environ 1 410 W/m2. À l'opposé, il est minimum lorsque l'éloignement est maximum (142 millions de km à l'aphélie, actuellement vers le 5 juillet), et vaut alors environ 1 318 W/m2.
La variation relative de l’énergie reçue du Soleil au cours d'une année entre le périhélie et l'aphélie est égale à quatre fois l'excentricité (soit, actuellement, 6,8 %, mais cette variation atteint jusqu'à 24 % lorsque l'excentricité est maximale). Le mouvement orbital, plus lent au passage à l’aphélie conformément à la loi des aires de Kepler, compense les variations d’insolation, de telle sorte que la quantité d’énergie totale reçue au cours de l’année reste la même pour chacun des deux hémisphères.

Orbite de la Terre autour du soleil

Figure 1 : Lorsque l'orbite de la Terre autour du Soleil est quasi-circulaire, le rayonnement (en dégradé rouge) reçu par la Terre varie peu d'une saison à l'autre. Lorsque l'orbite est excentrée, le rayonnement reçu au périhélie est plus fort qu'à l'aphélie.

II L'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre

L'axe de rotation de la Terre sur elle-même est incliné par rapport au plan de l'écliptique. L'angle entre l'axe et la perpendiculaire au plan de l'écliptique est actuellement de 23,5°, et sous l'influence des autres planètes et de la lune, il varie de 22° à 24,5°, avec une période voisine de 41 000 ans.
L'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre est la cause de l'existence des saisons (Figure 2), et plus cette inclinaison est forte, plus le contraste entre les saisons est élevé. Elle définit en particulier une zone, au delà des cercles polaires que le rayonnement solaire n'atteint pas durant quelques semaines autour des solstices d'hiver, tandis qu'elle est éclairée 24h/24 aux solstices d'été.
La latitude des cercles polaires est le complément à 90° de l'inclinaison et varie donc de 65,5° à 68°.
Dans l'hémisphère nord, à ces latitudes, il y a une majorité de terres émergées, qui sont couvertes de glace à la sortie de l'hiver. Milutin Milankovitch avait choisi la latitude 65°N pour mettre en évidence le rôle des paramètres astronomiques dans l'alternance de périodes chaudes et de périodes glaciaires : à cette latitude, le rayonnement solaire reçu au solstice d'été à la surface de la Terre augmente d'environ 30 W/m2 lorsque l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre passe de sa valeur minimale à sa valeur maximale.

Existence des saisons

Figure 2 : Une obliquité faible réduit la zone limitée par les cercles polaires et atténue les contrastes entre les saisons. Lorsque l'obliquité est forte au contraire, le contraste des saisons est renforcé, et la zone affectée par la nuit polaire s'agrandit. Près du pôle nord où les continents dominent, cette nuit polaire s'accompagne d'un enneigement.

III La précession des équinoxes

L'axe de rotation de la Terre sur elle-même est actuellement dirigé vers l'étoile polaire, mais cela n'est pas immuable : dans environ 12 000 ans, il pointera vers l'étoile Véga.
En fait, tout en gardant le même angle avec le plan de l'écliptique, cet axe tourne lentement en décrivant un cône, comme on l'observe en regardant les mouvements d'une toupie (figure 3 A).
Une conséquence est qu'une position d'équinoxe de l'axe de rotation de la Terre se reproduit 20 minutes avant que la Terre ait fait un tour complet du Soleil. Ainsi, l'année telle que nous la définissons, commodément basée sur le cycle des saisons, est plus courte de 20 minutes que l'année sidérale qui correspond à une rotation complète de la Terre autour du Soleil. En conséquence, la position des solstices et des équinoxes n’est pas fixe sur la trajectoire de la Terre autour du Soleil et il en résulte que périhélie et aphélie occupent des positions variables dans le cycle des saisons.
Ainsi actuellement le périhélie se situe début janvier et l’aphélie début juillet. C’était l’inverse il y a un peu plus de 10 000 ans. À raison de 20 minutes par an, un cycle complet devrait durer environ 26 000 ans.
Mais un autre mouvement intervient simultanément : le grand axe de l'orbite terrestre tourne de telle sorte que périhélie et aphélie se déplacent eux aussi, de telle sorte que la période liée à la précession des équinoxes est d'environ 21 000 ans.

Axe de rotation de la Terre

Figure 3 :
(A) L'axe de rotation de la Terre décrit un cône en 25 800 ans.
(B) Le solstice d'été parcourt l'orbite de la Terre autour du Soleil, en passant notamment par le périhélie et l'aphélie. La durée de ce parcours n'est cependant pas 25 800 ans, mais environ 21 000 ans (voir l'encart sur les périodicités)

Périodes

L'orbite de la Terre autour du Soleil est une ellipse dont le Soleil occupe un foyer, et l'excentricité de cette ellipse varie, de même que l'orientation de son grand axe. De plus, la Lune et les autres planètes, en particulier Jupiter et Saturne, les plus massives, exercent leur attraction sur la Terre, en fonction de leurs propres orbites.
Venus tourne autour du Soleil en 225 jours, Mars en un peu moins de 2 ans, Jupiter en un peu moins de 12 ans, et Saturne en 29 ans.
Dans un système aussi complexe, il n'y a pas de périodicité bien établie. Toutefois, il se dégage des intervalles de temps correspondant à chacun des paramètres orbitaux.
L'excentricité de l'orbite terrestre varie avec une période dominante de 400 000 ans, et d'autres périodes entre 90 000 et 120 000 ans avec une moyenne vers 100 000 ans. L'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre varie avec une période de 41 000 ans environ.
En raison de la précession des équinoxes, l'emplacement sur l'orbite où l'axe de rotation de la Terre pointe vers le Soleil au solstice d'été boréal (appelons ce point E) se déplace, et fait le tour de l'orbite terrestre en 25 800 ans environ. Au cours de ce périple, il passe par l'aphélie, et par le périhélie. Mais pendant cette longue durée, le grand axe de l'orbite de la Terre (ou : axe des apsides, les apsides étant le périhélie et l'aphélie) tourne lui aussi, en sens inverse. Après être passé par l'aphélie, le point E y passera donc de nouveau avant d'avoir effectué un tour complet d'orbite. La période de rotation du grand axe des apsides est d'environ 135 000 ans. En combinant cette période avec celle de la précession des équinoxes, on calcule, que d'un passage à l'autre du solstice d'été à l'aphélie, il s'écoule environ 21 700 ans. C'est cette période qui est pertinente pour le climat.

Aucun de ces paramètres orbitaux à lui seul n'est capable de donner lieu à une ère glaciaire. C'est lorsque leurs effets se superposent qu'une glaciation peut s'initier, et le forçage le plus intense interviendrait lorsque l'excentricité est maximale (tous les 400 000 ans, ou tous les 90 000 à 100 000 ans), alors que l'axe de rotation est peu incliné (tous les 41 000 ans), et que le solstice d'été boréal a lieu à l'aphélie (tous les 21 700 ans).
Conformément aux travaux d’André Berger ou de Jacques Laskar sur le système solaire, le calcul des variations temporelles de  l’insolation, à une latitude élevée (80 degrés nord) et sur une période de 800 000 ans, indique, d’après  une analyse spectrale, que trois périodes prédominent outre celles de l’excentricité vers 400 000 et 100 000 ans : les périodes  de 41 000, 19 000 et 23 000 ans; elles sont  importantes sur le plan de l’étude climatique et montrent que le lien entre les périodes astronomiques et les périodes climatiques est complexe.

IV Comment s'installent les périodes glaciaires

Le rayonnement solaire qui parvient à la distance moyenne Terre – Soleil peut être considéré comme constant.
L'énergie reçue par la Terre varie certes entre ses passages au périhélie et à l'aphélie, et cette variation est d'autant plus importante que l'excentricité de l'orbite est grande (jusqu'à 24 %), mais lorsque la Terre parcourt une orbite entière, en une année, l'énergie totale reçue est sensiblement la même quelles que soient les conditions orbitales ou d'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre.
En effet, lorsque la Terre est à l'aphélie, son mouvement orbital est plus lent et ceci compense exactement la diminution du rayonnement solaire reçu qui est lui aussi inversement proportionnel au carré de la distance Terre – Soleil. Selon les mêmes principes, les deux hémisphères reçoivent au cours d'une année la même quantité d'énergie. Qu'est-ce donc qui déclenche les périodes glaciaires ?

Notons d'abord que tout le rayonnement solaire qui atteint la Terre ne contribue pas à son climat : une partie est réfléchie et repart immédiatement vers l'espace. Cette fraction du rayonnement qui est réfléchie (l'albédo) est principalement causée par l'enneigement (l'albédo des surfaces enneigées est d'environ 80 %). L'enneigement se produit en hiver et se poursuit jusqu'au dégel au printemps et en été. Dans la période chaude où nous sommes actuellement, toute la neige tombée en hiver fond et ne s'accumule donc pas, ce qui permet à l'année qui suit de se dérouler dans les mêmes conditions. Mais imaginons qu'il y ait eu un enneigement exceptionnellement étendu, et que le printemps et l'été suivants soient anormalement froids : toute la neige en excès ne fond pas et réfléchit vers l'espace plus d'énergie qu'à l'accoutumée. La Terre se refroidit donc, et les surfaces enneigées ont tendance à s’accroître : plus il y a de neige, plus la Terre réfléchit vers l'espace l'énergie reçue du Soleil, et plus il fait froid ; une rétroaction s’amorce alors et s'auto-entretient, car plus il fait froid, plus les surfaces enneigées s'accroissent. Cet accroissement de l'enneigement n'est possible que dans l'hémisphère nord où se trouvent la majorité des terres émergées, car dans l'hémisphère sud, l'Océan Antarctique oppose une barrière à un éventuel accroissement.

Le départ d'une ère glaciaire se situe donc dans l'hémisphère nord. Les conditions propices à l'établissement d'une glaciation sont de fortes précipitations neigeuses suivies par des étés relativement froids au cours desquels une partie croissante de cette neige persiste. Ceci se produit lorsque l'excentricité de l'orbite terrestre est forte, et que le passage à l’aphélie a lieu en été boréal : le rayonnement reçu en hémisphère nord y est alors minimum, l'été est froid, et la neige n'y fond pas en totalité. Ce processus est accentué lorsque l'axe de rotation de la Terre est peu incliné, le contraste entre les saisons étant alors moins marqué : l'hiver est alors relativement doux, ce qui favorise des précipitations neigeuses abondantes, et l'été moins chaud, ce qui empêche en partie la fonte de la neige. Par ailleurs, le système climatique terrestre comporte des interactions entre les océans, l'atmosphère et la cryosphère, qui rendent l' articulation avec les forçages orbitaux très complexes. C'est aux latitudes proches du cercle polaire boréal, où s'étendent surtout des surfaces continentales, que le processus de glaciation s’amorce. Le rayonnement qui parvient à 65°N diminue de 30 W/m2 au solstice d'été lorsqu'on passe d'une situation de forte inclinaison à une faible inclinaison, et lorsque ce solstice se produit à l'aphélie en période d'excentricité maximale, le rayonnement solaire n'y est que de 1 311 W/m2 au lieu de 1 361. De plus, ces conditions propices à l'établissement d'une époque glaciaire ne sont pas éphémères : elles s'exercent pendant plusieurs centaines d'années, car les périodicités à l’œuvre s'expriment, elles, en dizaines de milliers d'années. La rétroaction de l'albédo, ainsi que d'autres rétroactions (vapeur d'eau, gaz carbonique) et l'effet sur la circulation océanique, conduisent alors à une ère glaciaire. Le retour à un interglaciaire a lieu lorsque, contrairement aux conditions précédentes, la Terre est proche du Soleil en été boréal, et que les surfaces enneigées se réduisent, mettant ainsi en marche, mais dans le sens opposé, la rétroaction climatique de l'albédo. Ce retour s'effectue toutefois de manière beaucoup plus chaotique, avec des oscillations dites événements de Dansgaard-Oeschger marquées par de brusques épisodes de retour du froid.

V Où en sommes nous ?

L'été boréal a actuellement lieu lorsque la Terre est proche de l'aphélie et que l'énergie qu'elle reçoit du Soleil est à son minimum. À l'opposé, en hiver, elle est proche du périhélie et l'hiver boréal est moins intense. C'est là une des conditions d'établissement d'une ère glaciaire, et c'est ce que certains mettaient en avant il y a quelques dizaines d'années pour minimiser la menace d'un réchauffement climatique dû aux émissions de gaz carbonique. Mais l'excentricité de l'orbite de la Terre est actuellement faible, et va encore diminuer au cours des quelques prochains millénaires. D'autre part, l'obliquité de l'axe de rotation de la Terre diminuera durant la prochaine dizaine de milliers d'années, tendant à diminuer le contraste entre été et hiver et ainsi à favoriser des étés boréaux relativement frais. Compte tenu de ces évolutions des paramètres orbitaux, et en attendant le passage suivant du solstice d'été à l'aphélie, l'interglaciaire actuel, l'Holocène, durera plus longtemps.

Se superpose à cette situation de très faible forçage vers une glaciation, un changement important de la composition de l'atmosphère dû aux émissions anthropiques de gaz carbonique et d'autres gaz à effet de serre, changement d'une telle amplitude que le risque de voir les calottes glaciaires s'avancer sur nos terres agricoles est repoussé à des configurations orbitales lointaines.
Au contraire, actuellement, et en dépit de conditions qui, sans l'action humaine, tendraient vers des étés frais et par conséquent vers une glaciation, la calotte glaciaire de l'hémisphère nord se réduit.

Historique

La mise en évidence du rôle des paramètres orbitaux dans l'alternance des périodes glaciaires et interglaciaires est récente, mais elle s'appuie sur des découvertes et des calculs beaucoup plus anciens. Hipparque au deuxième siècle avant J.- C. a le premier observé que la position du Soleil par rapport aux étoiles à l'équinoxe de printemps se déplaçait lentement d'est en ouest. La même observation aurait théoriquement pu être faite pour les solstices, mais il est plus facile de repérer le jour où le Soleil se couche exactement à l'ouest que celui où il culmine. C'est probablement pour cette raison que la rotation autour d'un cône de l'axe de la Terre est désignée par «précession des équinoxes» plutôt que par «précession des solstices», alors que cette dernière formulation aurait été plus parlante pour l'alternance climatique des périodes glaciaires et interglaciaires. Au temps d'Hipparque d'ailleurs, on ignorait qu'il y avait eu des épisodes glaciaires.

Kepler en 1609 a démontré et formulé le mouvement elliptique des planètes, mais c'est surtout Newton qui, avec les lois de la gravitation universelle publiées en 1687 dans les Principia Mathematica a fourni les bases théoriques qui vont peu à peu permettre de comprendre les interactions entre les astres du système solaire et la nécessité de les prendre en compte.

Le mathématicien suisse Euler s'attaquera lui aussi au XVIIIème siècle aux calculs astronomiques, mais c'est surtout Joseph Louis de Lagrange, puis Pierre Simon Laplace qui mettront en place les outils modernes permettant de comprendre et de prévoir avec précision les mouvement des planètes. Le premier a publié un traité général de plusieurs volumes parus en 1785 et 1786 sous les titres Théorie des variations séculaires des éléments des planètes et Théorie des variations périodiques des mouvements des planètes dans lesquels il traite de problèmes de stabilité et de perturbations, comme la question du mouvement séculaire des nœuds d'une orbite, celle de la diminution de l'obliquité d'une écliptique, celle des variations de l'excentricité et des périhélies. Le second a repris ces calculs afin de rechercher les causes des altérations dans les orbites des planètes (allant jusqu'à envisager l'influence des comètes), et en appliquant à Jupiter et Saturne le principe de la conservation de l'énergie, il met en évidence l'interaction gravitationnelle des planètes. Mais d'après lui, leurs orbites elliptiques sont immuables, or, ceci devrait conduire à des collisions de la Terre avec Mars. Tous deux en viennent à l'idée que les ellipses ne sont pas stables, et que leur excentricité varie, ce qu'ils démontrent d'abord pour Jupiter et Saturne, puis pour la Terre, avec de très longues périodes. Le Verrier s'appuiera ensuite sur leurs travaux pour calculer des orbites de planètes et annoncera la nécessité de l'existence de la planète Neptune avant que celle ci soit découverte en 1846.

Mais jusque là il n'était pas question de relier la variabilité des orbites des planètes à des variations amples du climat dont on ignorait encore l'existence. C'est Louis Agassiz en 1840 qui donnera les preuves de l'existence de périodes anciennes très froides, seule explication à la présence de blocs de pierre caractéristiques d'un transport par des glaciers trouvés à des latitudes tempérées. Peu après, en 1875, l'écossais James Croll aura l'intuition que la variation des paramètres orbitaux est à l'origine de ces glaciations et identifiera les variations d'excentricité de l'orbite terrestre et la précession des équinoxes comme les causes principales. Il proposera en particulier une périodicité de 22 000 ans pour ces glaciations (qu'il envisagera aussi pour l'hémisphère sud, ce qui est maintenant contredit). Enfin, Milankovitch, reprenant à son tour l'hypothèse d'une influence des paramètres orbitaux sur le climat, montra que ces paramètres avaient une forte influence sur les températures d'été aux hautes latitudes de l'hémisphère nord, et que ceci pouvait être à l'origine des périodes glaciaires. Ses conclusions ne furent pas unanimement acceptées, et il fallut attendre que les paléoclimatologues accumulent des données de l'évolution des températures au cours des ères géologiques (notamment les rapports isotopiques de l'oxygène dans les foraminifères fossiles par Shackleton) pour valider les travaux de modélisation du paléoclimat parmi lesquels ceux de André Berger, travaux qui ne cessent de se perfectionner depuis.
Ainsi Jacques Laskar a refait les calculs sur l’évolution des paramètres du système solaire en les étendant par ailleurs  le plus loin possible dans les temps géologiques, soit en pratique jusqu'aux environs de 50 millions d’années car au-delà il n’est plus possible de faire des prédictions, le mouvement chaotique du système solaire prévalant alors.