Wie kommen die Eiszeiten zustande?

Was treibt die großen Klimaveränderungen der Erdgeschichte an? Warum wechseln sich über Hunderttausende von Jahren Eiszeiten und wärmere Zwischenzeiten ab?

Heute wissen wir, dass die langfristigen Veränderungen der Erdbewegung dabei eine wichtige Rolle spielen. Die Rotationsachse der Erde verändert ihre Orientierung, ihre Neigung schwankt, und auch die Form und Orientierung ihrer Umlaufbahn verändern sich. Dadurch verändert sich die Verteilung der Sonneneinstrahlung auf der Erde. Aber bevor man hierüber nachdenken konnte, musste man erst einmal verstehen, dass sich die Bewegung der Erde langfristig verändert.

Eine dieser Veränderungen ist die Präzession der Erdachse. Die Erdachse steht nicht starr im Raum, sondern beschreibt langsam einen Kegel. Die Erdachse benötigt ungefähr 26.000 Jahre, um einmal um die Richtung senkrecht zur Erdbahnebene zu präzedieren. Eine Folge davon ist, dass der Himmelspol langsam über den Sternhimmel wandert. Heute ist Polaris unser Polarstern, doch das war früher anders und wird sich in Zukunft auch wieder ändern.

Die Präzession hat noch eine zweite sichtbare Folge. Die Position der Sonne am Sternenhimmel macht während des Verlaufs eines Jahres einen Umlauf durch die Sternbilder, die den Tierkreiszeichen ihre Namen gegeben haben. Doch diese Position der Sonne gegenüber den Sternbildern hat sich durch die Präzession der Erdachse verschoben. Der Frühlingspunkt, d.h. die Sonnenposition zum Frühlingsbeginn, liegt heute im Sternbild Fische. In der Antike lag sie im Sternbild Widder. Diese langsame Verschiebung bemerkte bereits der griechische Astronom Hipparchos um 130 v.Chr., als er eigene Sternbeobachtungen mit etwa 150 Jahre älteren griechischen Sternbeobachtungen und mit noch älteren astronomischen Aufzeichnungen aus Babylonien verglich.

Die Erklärung lieferte erst die Newtonsche Mechanik: Präzession entsteht durch ein Drehmoment, das auf einen rotierenden Körper wirkt. Bei der Erde wird dieses Drehmoment durch die Gravitation von Sonne und Mond erzeugt. Die Erde ist durch ihre Rotation an den Polen etwas abgeplattet und besitzt daher einen Äquatorwulst. Auf diesen wirkt die Anziehung von Sonne und Mond an verschiedenen Stellen verschieden stark; dadurch entsteht ein Drehmoment, das die Orientierung der Erdachse langsam verändert.

Doch es gibt noch weitere Veränderungen in der Bewegung der Erde, denn nicht nur Sonne und Mond, sondern auch Jupiter, Saturn und die anderen Planeten „ziehen“ an der Erde. Dadurch wird ihre Umlaufbahn ständig ein wenig verändert. Im 18. Jahrhundert entwickelten Joseph-Louis Lagrange und Pierre-Simon Laplace mathematische Methoden, mit denen sich diese kleinen Einflüsse systematisch berechnen ließen. Dabei zeigte sich, dass diese Einflüsse nicht immer in dieselbe Richtung gehen. Stattdessen überlagern sich verschiedene langsame Schwankungen mit unterschiedlichen Perioden. Hierbei sind vor allem zwei Veränderungen wichtig.

Zum einen verändert sich die Ebene, in der die Erde um die Sonne läuft. Die Anziehungskräfte der großen Planeten, insbesondere von Jupiter und Saturn, sorgen dafür, dass die Erdbahnebene eine Präzessionsbewegung macht. Wenn man sich eine Achse durch die Sonne denkt, die senkrecht auf der Erdbahnebene steht, beschreibt diese Achse ungefähr einen Kegel. Das ist ganz analog zur Präzession der Erdachse. Zum anderen verändert sich die Form der Erdbahn: Manchmal ist die Bahn fast kreisförmig, manchmal etwas stärker elliptisch.

Damit sind wir wieder bei der Ausgangsfrage nach den langfristigen Klimaveränderungen. Milutin Milanković fragte sich schon in den 1920er Jahren, ob die berechneten Veränderungen der Erdbewegung für die Eiszeiten verantwortlich sein könnten. Besonders interessierte ihn die Sonneneinstrahlung im Sommer in den hohen nördlichen Breiten. Dort liegt wesentlich mehr Land als in den entsprechenden südlichen Breiten, sodass sich auf der Nordhalbkugel große kontinentale Eisschilde bilden können. Für deren Wachstum und Abschmelzen ist entscheidend, ob der im Winter gefallene Schnee den Sommer über liegen bleibt. Ist der Sommer kühl, bleibt ein Teil des Schnees liegen. Jahr für Jahr kann dadurch mehr Eis angesammelt werden. Ist der Sommer dagegen warm, schmilzt der Schnee wieder ab.

Sommer ist immer dann, wenn die Nordhalbkugel zur Sonne hin orientiert ist. Die Sonneneinstrahlung im Sommer ist umso stärker, je näher die Erde an der Sonne ist und je stärker die Erdachse geneigt ist.

Der sonnennächste Punkt der elliptischen Erdbahn wird Perihel genannt. Momentan wird das Perihel Anfang Januar erreicht, also im Winter der Nordhalbkugel und nicht im Sommer. Durch die Präzession der Erdachse und die gleichzeitige langsame Verschiebung des Perihels durch die Einflüsse der anderen Planeten verändert sich im Laufe der Zeit der Monat, in dem die Erde ihr Perihel erreicht. Diese Bewegung wird von Perioden von etwa 19.000 und 23.000 Jahren dominiert.

Wenn die Erdbahn stärker elliptisch ist, ist der Abstand der Erde von der Sonne am Perihel kleiner als bei einer kreisförmigeren Bahn. Dann ist auch der Unterschied zwischen der Sonneneinstrahlung am Perihel und am Aphel (dem sonnenfernsten Punkt) größer. Die Form der Erdbahn schwankt mit einer dominanten Periode von etwa 100.000 Jahren. Momentan ist die Erdbahn nur wenig verschieden von einer Kreisbahn.

Die Neigung der Erdachse relativ zur Bahnebene ändert sich dadurch, dass sowohl die Erdachse als auch die Bahnebene eine Präzessionsbewegung machen. Dies führt dazu, dass die Neigung der Erdachse zwischen etwa 22,1 und 24,5 Grad schwankt. Diese Schwankung hat eine dominante Periode von etwa 41.000 Jahren. Bei größerer Neigung sind die Sommer in den nördlichen Breiten stärker, bei kleinerer Neigung schwächer. Zurzeit beträgt die Neigung 23,4 Grad.

Aus diesen Überlegungen ergibt sich, dass die sommerliche Sonneneinstrahlung in den hohen nördlichen Breiten vor allem durch drei charakteristische Zeitskalen bestimmt wird: 19.000 bis 23.000 Jahre durch die Präzession, etwa 41.000 Jahre durch die Schwankung der Erdachsenneigung und etwa 100.000 Jahre durch die Veränderung der Form der Erdbahn.

Milanković erwartete, dass sich diese Perioden in den langfristigen Schwankungen der Vereisung wiederfinden würden. Er konnte aber nicht berechnen, wie stark die Eisschilde auf eine bestimmte Änderung der Sonneneinstrahlung reagieren. Ihre Entwicklung hängt von vielen weiteren Prozessen und Rückkopplungen ab, etwa von der Schneeakkumulation, der durch Eis und Schnee verstärkten Reflexion von Sonnenlicht, der Dynamik der Eisschilde und den Veränderungen von Ozeanen und Atmosphäre. Seine Theorie sagte daher vor allem voraus, welche astronomischen Perioden im Klimasystem zu erwarten sind, nicht aber die genaue Stärke der jeweiligen Klimaschwankung.

Milankovićs Theorie geriet nach ihrer Veröffentlichung in den 1920er Jahren zunächst weitgehend in Vergessenheit. In den 1960er und 1970er Jahren wurden jedoch immer mehr natürliche Klimaarchive erforscht und immer weiter zurückreichende Daten über das vergangene Klima gewonnen. Gleichzeitig wurde die Berechnung der Veränderungen der Erdbahn verbessert. Nun gab es erstmals die Möglichkeit, Milankovićs Ideen mit Klimadaten zu testen. 1976 untersuchten James Hays, John Imbrie und Nicholas Shackleton zwei Tiefseebohrkerne aus dem südlichen Indischen Ozean, die zusammen eine etwa 450.000 Jahre lange Sedimentfolge umfassten. Sie untersuchten unter anderem die Sauerstoffisotope in den Kalkschalen von Foraminiferen (winzigen einzelligen Meeresorganismen) und die Häufigkeit verschiedener Arten von Radiolarien, d.h. winzigen Meeresorganismen mit kieselhaltigen Skeletten. Daraus lassen sich Rückschlüsse auf Meerestemperatur und Eisvolumen ziehen. Aus diesen Daten rekonstruierten sie die Klimaveränderungen im Laufe der Zeit und suchten mit einer Spektralanalyse nach charakteristischen Perioden. Die drei dabei dominierenden Perioden betrugen etwa 23.000, 42.000 und 100.000 Jahre. Diese entsprechen den charakteristischen astronomischen Perioden von Präzession, Erdachsenneigung und Exzentrizität der Erdbahn.

Die von Milanković berechneten Perioden wurden anschließend auch in anderen Klimaarchiven gefunden:

• Eisbohrkerne aus der Antarktis liefern über Sauerstoffisotope, Staub und die Zusammensetzung der eingeschlossenen Luft Informationen über die Entwicklung von Temperatur und Atmosphäre. In diesen Daten lassen sich die genannten drei Perioden erkennen.

• Tropfsteine speichern Informationen über die Niederschlagsbedingungen und die Stärke des Monsuns. Aus schwächeren Sommermonsunen kann man auf ein kälteres Klima schließen. In chinesischen Tropfsteinen ist vor allem die Periode von 23.000 Jahren sichtbar.

• Pollen in See- und Meeressedimenten zeigen, welche Pflanzen zu einer bestimmten Zeit in einer Region wuchsen, und spiegeln auf diese Weise die damaligen klimatischen Bedingungen wider. Hier hat man vor allem die Perioden von 23.000 und 41.000 Jahren gefunden.

• Fossile Korallenriffe liefern Informationen über frühere Meeresspiegel und Meerestemperaturen. Der Meeresspiegel ist umso niedriger, je mehr Wasser in den Eisschilden gebunden ist. Vergleicht man Riffe aus verschiedenen Zeiten und berücksichtigt ihre spätere tektonische Hebung oder Senkung, lässt sich daraus die Geschichte des Meeresspiegels rekonstruieren. In diesen Meeresspiegelrekonstruktionen findet sich insbesondere die etwa 100.000-jährige Periode.

Diese Archive messen ganz unterschiedliche Dinge. Sie werden außerdem mit verschiedenen Methoden datiert: Bei Eisbohrkernen arbeitet man mit Modellen für die zeitliche Entwicklung der Eisschicht, die mit unabhängig datierten Ereignissen wie Vulkanablagerungen überprüft und kalibriert werden. Meeressedimente werden unter anderem mit Vulkanablagerungen, magnetischen Umpolungen der Erde und Fossilien zeitlich eingeordnet. Tropfsteine und Korallen lassen sich mit der Uran-Thorium-Methode datieren, während Pollenablagerungen vor allem über die Datierung des umgebenden Sediments zeitlich eingeordnet werden. Dass in verschiedenen unabhängig datierten Klimaarchiven immer wieder die aus der Astronomie bekannten Zeitskalen auftreten, ist eine wichtige Bestätigung der Datierungsmethoden.

Es gibt aber noch ein wichtiges Rätsel zu lösen: Der Rhythmus von etwa 100.000 Jahren prägte die großen Eiszeitzyklen der letzten 800.000 Jahre, obwohl die durch die Exzentrizität verursachte Änderung der Sonneneinstrahlung erstaunlich klein ist. Zu weiter zurückliegenden Zeiten waren die 41.000-jährigen Schwankungen der Erdachsenneigung dominierend. Warum sich danach der 100.000-Jahre-Rhythmus durchsetzte, ist bis heute nicht vollständig geklärt. Das liegt daran, dass das Klima nicht nur von der aktuellen Sonneneinstrahlung abhängt, sondern unter anderem auch vom CO₂-Gehalt der Atmosphäre, der Größe der Eisschilde, den Meeresströmungen und der Lage der Kontinente. All diese Bedingungen verändern sich mit der Zeit.

Eine anschauliche Erklärung der Schwankungen der Erdachse und Erdbahn findet man auf den Webseiten der NASA. Eine deutschsprachige Erklärung der Milanković-Zyklen findet man beim Deutschen Wetterdienst. Einen guten Überblick darüber, wie aus natürlichen Klimaarchiven Informationen über vergangene Klimaverhältnisse gewonnen werden, bietet NOAA: „What Are Proxy Data?"

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