La teoria astronomica delle glaciazioni è tra le più strutturate e complete spiegazioni scientifiche finora formulate delle cause delle grandi glaciazioni del Pleistocene.

Storicamente vennero chiamati in causa fenomeni di vario genere: innanzitutto fenomeni di carattere strettamente regionale o comunque piuttosto circoscritti, ad altri più estesi, da un'inversione della polarità del campo magnetico terrestre ad una deviazione della Corrente del Golfo, fino addirittura allo sprofondamento della mitica Atlantide che avrebbe provocato una gigantesca ondata di marea con conseguente distacco di enormi blocchi di ghiaccio dalla banchisa polare che, migrati verso sud, avrebbero portato ad un abbassamento della temperatura nelle regioni più temperate.

Successivamente diversi studiosi giunsero a coinvolgere la meccanica celeste, formulando progressivamente una spiegazione astronomica del fenomeno.

Fondamenti delle teorie astronomiche Occorre prima di tutto considerare l'orbita ellittica che la Terra descrive intorno al Sole; se esistessero soltanto questi due corpi celesti, questa ellisse sarebbe indeformabile. Tuttavia la Terra è soggetta all'attrazione gravitazionale esercitata dagli altri pianeti che ne perturbano il moto deformando continuamente la traiettoria ellittica descritta dalla Terra. Le conseguenze di questa deformazione sono: Un'oscillazione nel valore dell'eccentricità di questa ellisse, che varia progressivamente tra zero ed un massimo di 0,06; Un'oscillazione del piano dell'orbita, con un'ampiezza di circa 3 gradi; Uno spostamento del perielio che ruota lentamente nello stesso senso del moto terrestre, compiendo una rotazione intera in circa 110.000 anni.

Influenza delle perturbazioni del moto sulla temperatura terrestre

Chiamata r la distanza della Terra dal Sole in un qualsiasi istante t, si osserva che la quantità di calore che la Terra riceve nel tempuscolo compreso tra t e dt è proporzionale a dt e inversamente proporzionale a , onde la quantità di calore Q che la Terra riceve in un anno dal sole sarà data da (1) dove k è un coefficiente di proporzionalità. Tuttavia è noto che la Terra ruota attorno al Sole seguendo la legge delle aree, pertanto, indicando con dθ l'angolo infinitesimo di cui ruota nel tempuscolo dt il raggio vettore che unisce la Terra al Sole, abbiamo: (2) dove c è la costante delle aree. In conseguenza la formula (1), ricordando che in un anno la Terra compie una rotazione completa intorno al Sole, ovvero che l'angolo θ aumenta di 2π, diviene: (3) Conseguentemente, qualunque sia l'orbita della Terra, la quantità di calore che essa riceve in un anno è inversamente proporzionale alla costante delle aree, la quale è a sua volta proporzionale al parametro in radice, dove a è il semiasse maggiore dell'orbita ed e è l'eccentricità dell'ellisse che, come detto, varia tra 0,06 e zero, il che dà per Q una variazione dell'ordine di 18/10.000.

In definitiva pertanto la quantità di energia che la Terra riceve dal Sole in un anno può variare di 1/600. Ma questa quantità di energia che la Terra riceve, per la necessità di un equilibrio termico, è uguale a quella che la Terra irradia nello spazio, la quale è proporzionale alla quarta potenza della temperatura media espressa in kelvin. Ora, la temperatura media della Terra è di circa 300 K (27 °C), per cui la variazione della temperatura si quantifica in circa 1/10 di grado. In definitiva, le perturbazioni orbitali possono produrre una variazione della temperatura media annua della Terra dell'ordine di qualche decimo di grado.

Ma, anche se la variazione media appare marginale, può variare la distribuzione della temperatura nelle varie stagioni. Ed è proprio questo l'oggetto dello studio di diversi scienziati, ed in particolare di Milutin Milanković. Chiamata per semplicità stagione calda quella in cui il giorno è più lungo della notte e stagione fredda l'altra, e definiti il punto dell'orbita in cui si trova la Terra all'equinozio di primavera e il punto opposto, in cui essa si trova all'equinozio d'autunno, la durata della stagione calda per l'emisfero boreale sarà misurata dal tempo che impiega la Terra per andare da a , mentre la durata della stagione calda per l'emisfero australe sarà data dal tempo necessario per andare da a .

Poiché si è visto che la quantità di calore ricevuta dalla Terra in un tempuscolo dt è proporzionale all'angolo dθ descritto dal raggio vettore in questo tempuscolo, si deduce che la quantità di calore che l'emisfero nord riceve nella sua stagione calda è esattamente uguale a quella che riceve l'emisfero sud nella sua stagione calda. Tuttavia la durata delle stagioni non è la stessa, giacché è proporzionale all'area descritta dal raggio vettore per andare da a e quindi da a e perciò dipende dall'angolo che la retta forma con l'asse maggiore dell'orbita ellittica. Oggi questo angolo è di circa 78° e quindi la prima area è lievemente maggiore della seconda, per cui la stagione calda dura 187 giorni nell'emisfero boreale e 178 giorni nell'emisfero australe; quindi la stessa quantità di calore è diluita nell'emisfero nord in un numero maggiore di giorni e la stagione calda risulta un po' più lunga ma anche un po' più fresca che nell'emisfero australe.

Ma la retta che segna la linea degli equinozi, per il fenomeno della precessione degli equinozi, ruota compiendo una rivoluzione in circa 25.870 anni, mentre anche l'asse maggiore dell'ellisse, per causa delle perturbazioni, ruota in senso contrario in circa 110.000 anni, il che porta a stabilire che il punto viene a coincidere con il perielio ogni 21.000 anni circa. In conseguenza, indicate con e rispettivamente la durata della stagione calda nell'emisfero boreale ed in quello australe, la differenza sarà una funzione periodica nel tempo, con un periodo dell'ordine di ventimila anni.

È inoltre evidente che D assume il massimo valore quando le due aree in cui la retta taglia l'ellisse descritta dalla Terra intorno al Sole presentano tra loro la massima differenza, e ciò avviene esattamente quando si dispone normalmente all'asse maggiore dell'ellisse. Inoltre, la differenza delle due aree è tanto maggiore quanto l'ellisse è più allungata, e cioè quanto maggiore è la sua eccentricità e.

Ora, a causa delle perturbazioni, abbiamo già visto che l'eccentricità dell'orbita terrestre varia lentamente oscillando tra 0,06 e zero. Così, ad esempio, circa 200.000 anni fa, l'eccentricità (che oggi è 0,016) era circa 0,057 e la retta (che oggi forma un angolo di circa 78° con l'asse maggiore dell'ellisse) era allora quasi normale ad esso: la differenza tra la durata delle stagioni calde nei due emisferi doveva pertanto essere assai più rilevante che attualmente.

Esiste inoltre un altro fattore astronomico da prendere in considerazione: l'inclinazione dell'eclittica è oggi di 23° 27', ma essa varia lentamente compiendo oscillazioni di circa 3° (da 24° 36' a 21° 58'). Questo influenza la distanza dei tropici dall'equatore e quella dei circoli polari dai poli, entrambe esattamente uguali all'inclinazione dell'eclittica: quindi, quando tale inclinazione diminuisce, i due tropici si avvicinano all'equatore ed i due circoli polari ai poli e viceversa. Variano quindi le estensioni della zona torrida, delle due zone temperate e delle due calotte polari, in modo analogo per i due emisferi, con l'effetto di attenuare il contrasto fra estate ed inverno in ugual modo nei due emisferi.

È a questo punto necessario chiedersi se questa attenuazione dei contrasti stagionali sia o meno favorevole al glacialismo: a questa domanda Milanković diede una risposta affermativa, mentre altri geofisici, tra cui soprattutto James Croll, sostengono l'esatto contrario.

Le diverse ipotesi Al loro apparire, le teorie astronomiche accesero molte speranze negli ambienti scientifici, che tuttavia andarono presto deluse in quanto tali teorie, pur legando l'alternarsi delle glaciazioni e delle epoche interglaciali alla variazione periodica degli elementi di meccanica celeste, lasciavano aperte molte domande e ne introducevano altre nuove, al punto da portare a ritenere che la sola variazione degli elementi astronomici non fosse sufficiente a determinare importanti variazioni climatiche, e che la sua azione fosse soltanto secondaria. Fu merito del Milanković aver ripreso il problema e, mettendo in luce gli errori dei suoi predecessori, aver tolto di mezzo la maggior parte delle critiche avanzate contro tali teorie.

L'ipotesi di Croll

Delle teorie astronomiche sulle origini delle epoche glaciali, quella del Croll, tra quelle antecedenti al lavoro di Milanković, è la più conosciuta e quella che, con le sue lacune, ha fornito i maggiori appigli alle critiche.

Secondo il Croll, l'origine delle variazioni climatiche secolari va ricercata nelle variazioni secolari dell'orbita terrestre, combinate col fenomeno della precessione degli equinozi e dello spostamento del perielio. Nessuna importanza è invece attribuita alle variazioni dell'inclinazione dell'eclittica. Dalla eccentricità dell'orbita dipende la diversa durata delle stagioni, mentre dalla precessione dipende la posizione dell'equinozio di primavera, e quindi se l'inverno di un dato emisfero avrà luogo con la Terra in perielio o in afelio. Abbiamo visto che, qualunque siano l'eccentricità e la posizione dell'equinozio, la quantità totale di radiazione solare che riceve un emisfero è uguale alla quantità ricevuta dall'emisfero opposto. Intuitivamente si comprende che, se durante una mezza rivoluzione la Terra è più prossima al Sole, ed è quindi maggiore l'intensità della radiazione ricevuta, durante l'altra mezza rivoluzione l'intensità della radiazione è minore, ma è più lunga la durata dell'insolazione. Però, proprio perché la durata dei due inverni non è la stessa, non sarà uguale l'intensità media giornaliera della radiazione ricevuta dai due emisferi durante i rispettivi inverni. Un emisfero avrà un inverno lungo e freddo, l'altro corto e relativamente caldo.

La precessione, combinata con lo spostamento del perielio, scambia il ruolo dei due emisferi ogni 10.500 anni circa; ogni emisfero dovrebbe perciò avere delle glaciazioni intercalate con epoche interglaciali, con periodo completo di 21.000 anni. Inoltre le glaciazioni dei due emisferi dovrebbero risultare alternate.

Fino a questo punto, la teoria del Croll non differisce da quella anteriore di Joseph-Alphonse Adhémar, il quale non tiene conto delle variazioni dell'eccentricità. Invece il Croll, pur accettando il periodo di 21.000 anni, osserva che l'intensità delle glaciazioni dipende proprio dalle variazioni dell'eccentricità, perché sono appunto queste che determinano sensibili variazioni nella durata delle stagioni. Le vere e proprie glaciazioni avverranno soltanto in periodi di massima eccentricità, mentre nelle epoche di minima si avranno fenomeni glaciali trascurabili o addirittura nulli. Poiché il periodo dell'oscillazione dell'eccentricità è assai lungo (circa 91.000 anni) e l'ampiezza non è costante, le epoche glaciali cadrebbero soltanto in corrispondenza dei massimi più accentuati e consisterebbero ciascuna in una breve successione di due o tre glaciazioni con un periodo di 21.000 anni circa ed alternate nei due emisferi. Basandosi sulla teoria delle perturbazioni secolari del moto terrestre elaborate da Urbain Le Verrier, il Croll assegna alle possibili grandi epoche glaciali le date dei massimi relativi più accentuati dell'eccentricità dell'orbita terrestre, ossia: 100 (e = 0,047), 210 (e = 0,0575), 750 (e = 0,0575), 850 (e = 0,747) e 950 (e = 0.0517) millenni avanti la propria epoca (1850). Le date 750 e 850 sono preferite da Charles Lyell, che stima le prime due troppo recenti, mentre il Croll, d'accordo con altri geologi, indica proprio le prime due come le più probabili.