Milanković-teorie

Die Milanković-teorie (ook soms Milankovitch-teorie) beskryf die gesamentlike uitwerking van die veranderings in die Aarde se bewegings op sy klimaat. Dit is genoem na die Serwiese geofisikus en sterrekundige Milutin Milanković, wat die parameters opgestel het. Dit sluit in die eksentrisiteit, aksiale helling en presessie van die Aarde se wentelbaan.

Die aardas voltooi ’n volle presessie-siklus elke sowat 26 000 jaar. Terselfdertyd draai die elliptiese wentelbaan effens (apsidale presessie). Boonop wissel die hoek tussen die Aarde se rotasie-as en die normale vlak van sy wentelbaan (dus sy helling) tussen 22,1 en 24,5º in ’n siklus van 41 000 jaar. Tans is dit 23,44º en aan die afneem.

 Die Aarde se bewegings 
Terwyl die Aarde om sy as draai en om die Son wentel, word verskeie afwykings veroorsaak deur swaartekragwisselwerkings. ’n Paar van hierdie afwykings is meer dominant as ander. Milanković het veranderings in die eksentrisiteit, helling en presessie van die Aarde bestudeer. Sulke veranderings in beweging en oriëntasie verander die hoeveelheid en ligging van die Son se straling wat die Aarde bereik. Veranderinge by 65º Noord word as belangrik beskou vanweë die groot landmassas daar, want landmassas word meer deur veranderings in temperatuur geraak as oseane.

 Eksentrisiteit 

Die Aarde se wentelbaan is ’n ellips. Die eksentrisiteit is die mate waarin hierdie ellips van ’n sirkel afwyk. Die vorm van die Aarde se wentelbaan wissel tussen feitlik sirkelvormig (’n lae eksentrisiteit van 0,005) en effens ellipties (hoë eksentrisiteit van 0,058), met die gemiddeld 0,028. Die huidige eksentrisiteit is 0,017.

As die Aarde die enigste planeet in die Sonnestelsel was, sou die eksentrisiteit van sy wentelbaan nie eens oor miljoene jaar veel verskil het nie. Die eksentrisiteit word egter hoofsaaklik geraak deur wisselwerkings met die swaartekragvelde van Jupiter en Saturnus.

Op die oomblik is die verskil in afstand tussen die perihelium (die naaste punt aan die Son) en die afelium (verste punt van die Son af) 5,1 miljoen kilometer, en dit veroorsaak ’n verskil van 6,8% in die Son se stralingsterkte. As die wentelbaan sy maksimum eksentrisiteit bereik, kan die verskil tot amper 23% wees.

 Helling 
duimnael|180px|Die helling van die aardas wissel tussen 22,1 en 24,5°.
Die hoek wat die aardas maak met die vlak waarin die Aarde om die Son wentel, wissel van 22,1° tot 24,5° in ’n periode van 41 000 jaar. Die uitwerking van die helling op die temperatuur op Aarde word beïnvloed deur die feit dat die landmassas nie gelyk oor die Aarde verdeel is nie.

By ’n groter hoek neem die verskille tussen die seisoene toe vanweë die Son se straling. Die somers in beide die Suidelike en die Noordelike Halfrond word dan warmer en die winters kouer. Op die oomblik neem die helling af en is dit 23,44° – ons is dus min of meer in die helfte van die siklus.

Hierdie verskille tussen die winter en somer is egter nie oral ewe groot nie. Wanneer die helling toeneem, neem die gemiddelde jaarlikse straling op hoër breedte toe, terwyl die straling op laer breedte afneem. Op hoër breedte veroorsaak ’n lae helling dus sowel ’n laer gemiddelde straling as ’n afname van straling in die somer. Koel somers kan dan die begin van ’n ystydperk veroorsaak deurdat minder sneeu smelt en die albedo in sommige gebiede baie verander.

 Aksiale presessie 
duimnael|180px|Die presessie van die Aarde.
Aksiale presessie is die tolbeweging van die aardas en wissel oor ’n periode van rofweg 26 000 jaar. Dit word veroorsaak deur die getykragte wat die Son en Maan op die soliede Aarde uitoefen, en dit word versterk deur die feit dat die Aarde nie perfek rond is nie. Net soos by die helling word die uitwerking van presessie op die Aarde se temperatuur beïnvloed deur die feit dat die landmassa nie eweredig oor die Aarde versprei is nie.

Wanneer die aardas gedurende die perihelium na die Son wys, sal daar in die een halfrond groter seisoenverskille wees as in die ander halfrond. Op die oomblik is die verskille tussen somer- en wintertemperatuur in die Suidelike Halfrond groter as in die Noordelike Halfrond vanweë die presessie.

 Apsidale presessie 
duimnael|180px|Planete om die Son volg ’n elliptiese wentelbaan wat mettertyd stadigaan roteer. Die eksentrisiteit op die voorbeeld bo is vergroot ter wille van sigbaarheid.
Nog ’n faktor is die Aarde se wentelbaan wat self mettertyd stadigaan ’n presessie ondergaan, hoofsaaklik vanweë wisselwerkings met Jupiter en Saturnus. Hierdie apsidale presessie vind plaas in die vlak van die ekliptika (die snyding van die vlak van die Aarde se baan om die Son) en verander die oriëntasie van die Aarde se wentelbaan relatief tot die ekliptika. Saam met die veranderinge aan die eksentrisiteit verander dit die lengte van die seisoene.

 Huidige en toekomstige toestande 
Soos reeds genoem, is die verskil in seisoentemperature tans effens groter in die Suidelike Halfrond. Die huidige, relatief lae eksentrisiteit van die Aarde se wentelbaan veroorsaak ’n verskil van 6,8% in die hoeveelheid sonstraling in die somer tussen die twee halfrondes.

Aangesien wentelbaanafwykings voorspelbaar is, is dit moontlik om toekomstige klimaatstoestande te "voorspel". Twee faktore wat die voorspelbaarheid beïnvloed, is die mens se uitwerking op die omgewing en die feit dat die manier waarop afwykings in die wentelbaan die klimaat beïnvloed, nie ten volle verstaan word nie.

Dit lyk of daar ’n verband is tussen die hoeveelheid sonstraling (isolasie) in die Noordelike Halfrond by 65° N en die voorkoms van ystydperke. Sterrekundige voorspellings dui daarop dat die somerisolasie by 65° N geleidelik behoort toe te neem oor die volgende 25 000 jaar.http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/milankovitch.html Geen voldoende afname om ’n ystydperk te veroorsaak, word binne die volgende 50 000 jaar verwag nie.

 Sien ook 
15px Sterrekundeportaal</small>

 Verwysings 

 Eksterne skakels 
 Ystydperk, Milanković-siklusse – National Geographic Channel
 Geskiedenis oor die aanvaarding van die Milanković-teorie (en ’n alternatief)


 15px Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Kategorie:Astrofisika
Kategorie:Teoretiese fisika