Stjernehimlen i marts 2017

Stjernehimlen i marts 2017

Den 1. marts er vinteren officielt overstået, for marts er pr. tradition årets første forårs-måned. Det er dog kun os på den nordlige halvkugle, der kan se foråret og sommeren i møde, for på den sydlige halvkugle er årstiderne omvendte, så her står efteråret og vinteren for døren.

I astronomisk forstand begynder foråret imidlertid først, når Solen passerer himlens Ækvator i nordgående retning. I 2017 sker det den 20. marts kl. 11:29, og eftersom himlens koordinatsystem er en projektion af Jordens koordinatsystem, vil Solen på dette tidspunkt befinde sig lodret over Jordens Ækvator og vil i det næste halve år befinde sig over den nordlige halvkugle.

Forårsjævndøgn 2017.

Kl. 11:29 står Solen 33°23′ over horisonten i Odense. Den kulminerer (står højest på himlen mod syd) en times tid senere, nærmere bestemt kl. 12:26 i en højde af 34°36′.

Gammel lærdom siger, at ved jævndøgn er dag og nat lige lange, og det er da også næsten sandt. I Odense står Solen op den 20. marts kl. 06:22, og den går ned igen kl. 18:31, hvilket med lidt ubesværet hovedregning giver en længde på 12 timer og 9 minutter. Det medfører således, at dagen er 9 minutter længere end natten.

Der er dog en god forklaring på, at der ikke netop er 12 timers dag og 12 timers nat. Vi kan nemlig se Solen stå op ca. fire minutter, før den rent faktisk passerer horisonten. Det samme forhold forekommer naturligvis også, når Solen går ned. Her kan vi se Solen ca. fire minutter efter den er kommet under horisonten. Forklaringen er, at når Solen står tæt ved horisonten, ser vi dens lys gennem et tykt lag af atmosfæren, og da luften virker som en linse, bliver lyset afbøjet, så himmellegemerne synes at stå højere end i virkeligheden.

Refraktionens princip. Når en lysstråle går fra et tyndere stof til et tættere, f.eks. fra Rummets vakuum til Jordens atmosfære, brydes det mod indfaldsloddet, lodlinjens retning på indfaldsstedet. Lysstråler, som falder lodret brydes derfor ikke, og jo nærmere man kommer horisonten, jo større bliver refraktionen.
Jordens atmosfære set fra Den Internationale Rumstation ISS.

Lyset bliver afbøjet ca. en halv grad ved horisonten, hvilket nogenlunde er den vinkel, hvorunder vi ser Solens diameter. Når Solen lige netop synes at røre horisonten, er den således i virkeligheden allerede gået ned. Det giver ca. fire minutter ekstra om morgenen og ca. fire minutter ekstra om aftenen – i alt ca. otte minutter.

På vores breddegrader giver atmosfærens afbøjning således en forøgelse af dagens længde med ca. otte minutter. Nu skulle man jo umiddelbart ikke tro, at det kan tage fire minutter at overvinde en halv grad, fordi himlens tilsyneladende drejning som bekendt foregår med én grad på fire minutter, hvilket er den fart Jorden roterer med omkring sin akse. Men da Fyn ligger på 55° nordlig bredde, passerer Solen horisonten i en relativt flad vinkel på 35°, så der går alligevel ca. fire minutter for Solen at bevæge sig den halve grad i højden.

Ved Jordens Ækvator er gevinsten væsentlig mindre – to minutter om morgenen og to minutter om aftenen, altså sammenlagt fire minutter. Her går Solen nemlig lodret op og ned, og morgen- og aftendæmringen er kort. Solen kommer hurtigt fri af horisonten og højt på himlen om morgenen, og samme forhold gør sig gældende i modsat rækkefølge om aftenen. Solen går hurtigt ned, og i løbet af kort tid bliver det mørkt.

I rejsebeskrivelser læser man, at lyset forsvinder, som om der bliver slukket for en kontakt. Helt så hurtigt går det nu ikke, men tusmørket varer dog væsentligt kortere, hvilket alle der har været sydpå har oplevet. Her i Danmark har vi til gengæld de lyse nætter, der varer fra begyndelsen af maj til begyndelsen af august, og som turister fra det sydlige Europa kan opleve, når de besøger vores himmelstrøg. Hvis man tager endnu længere nordpå, nord for polarcirklen, går Solen slet ikke ned i en periode om sommeren. Her er midnatssol. Såfremt man tager længere sydpå end f.eks. Paris, eksisterer disse fænomener ikke. Her er der altid mørkt om natten hele året rundt.

Kl. 02 natten mellem lørdag den 25. marts og søndag den 26. marts skal vi huske at stille urene én time frem. Sommertiden i 2017 varer indtil kl. 03 natten mellem lørdag den 28. oktober og søndag den 29. oktober, hvor urene skal stilles én time tilbage.

Olsenbanden går i krig.

Aftenhimlen i den første halvdel af marts domineres af planeten Venus. Med en lysstyrke på mag. ÷4,8 bliver den synlig allerede kort tid efter solnedgang. Venus nærmer sig imidlertid konjunktionen med Solen, og for hver aften, der går, vil den stå lavere og lavere over horisonten. Samtidig falder lysstyrken en lille smule, men dog ikke mere end til mag. ÷4,4 den 15., så den er fortsat nem at få øje på … og det er værd at holde øje med Venus i denne måned, idet den kan ses som både morgen- og aftenstjerne på samme dag i en kort periode omkring konjunktionen.

Allerede oldtidens astronomer i både Den Gamle og Den Nye Verden havde bemærket, at Venus med regelmæssige mellemrum gentog sin optræden blandt stjernerne. De bemærkede, at Venus gennemsnitlig var synlig i 263 dage som aftenstjerne. Herefter var den usynlig i 8 dage, kunne ses som morgenstjerne i 263 dage, hvorefter der gik 50 dage, før den atter kunne iagttages om aftenen, dvs. en tilbagevendende periode på 584 dage. Selvom den specielle synlighedsperiode som både morgen- og aftenstjerne var kendt, antog de fleste kulturer dog, at der var tale om to forskellige objekter.

Denne periode på 584 dage er hvad vi i dag kalder Venus’ synodiske omløb, og med ganske få dages afvigelse svarer 5 synodiske venusomløb til 8 år. Mere præcist er Venus’ synodis-ke periode, dvs. dens omløb om Solen i forhold til Jorden 583,9169 dage, medens Jordens omløbsperiode om Solen er 365,256 dage. Ved at foretage en simpel beregning med disse tal findes, at 5 synodiske venusperioder svarer næsten nøjagtigt til 8 jordiske år, idet 5 × 583,9169 = 2919,6 og 8 × 365,256 = 2922,05. Efter 8 år vil Solen, Venus og Jorden derfor atter indtage næsten samme position i rummet i forhold til stjernerne.

Den førnævnte periode på 263+8+263+50 er gennemsnitstal, for et stort problem fra danske breddegrader er, at Venus under nogle af sine tilsynekomster aldrig kommer særlig højt over horizonten, medens det stadig er mørkt og derfor kan være vanskelig at få øje på trods den store lysstyrke. Det var bl.a. tilfældet i 2016, hvor den allerede i marts forsvandt i morgengryet, og først sidst på sommeren kunne vi igen være heldige at få øje på den lavt på aftenhimlen efter solnedgang. Først omkring juletid begyndte den at gøre sig bemær-ket. Som kompensation for dette afsavn vil synlighedsperioden være væsentligt forlænget i 2017, for selv Venus kommer i nedre konjunktion den 25 marts, kan den ihærdige og opmærksomme iagttager dagligt følge Venus, medens den bevæger sig fra aftenhimlen til morgenhimlen.

Venus’ bane følger ikke præcist Ekliptika plan, men har en hældning mod denne på 3°,4. Når banen ligger således, at Venus befinder sig længst fra Ekliptika omkring tidspunktet for nedre konjunktion, kan den komme så langt mod nord (eller syd – hvilket kun har betydning på den sydlige halvkugle) i forhold til Solen, at dens dagbue bliver væsentlig længere, og tiden under horizonten mod nord bliver tilsvarende kortere, hvilket har den konsekvens, at Venus går ned efter Solen, men alligevel står først op den følgende morgen.

Bemærk at Venus om aftenen går ned til højre for det punkt, hvor Solen gik ned, medens den om morgenen står op til venstre for Solens opgangspunkt.

Tabellen herunder viser forholdene omkring konjunktionen. I begyndelsen af perioden er det intet problem at finde Venus om aftenen, medens det er noget sværere om morgenen, da højden over horizonten ikke er særlig stor. Ret hurtigt bliver højden om aftenen dog som nævnt mindre, medens den kun stiger ganske lidt om morgenen. Efter konjunktionen den 25. marts er det stort set slut med aftenobservationerne.


Venus’ daglige position morgen og aften i den pågældende periode.

Den store forskel i højden over horizonten om henholdsvis morgenen og aftenen på trods af den samme vinkelafstand fra Solen skyldes Ekliptikas hældning. I forårsmånederne står Ekliptika stejlt mod horizonten om aftenen, medens den om morgenen derimod næsten ligger parallelt med horizonen. Selv om Venus’ bane som nævnt ikke ligger præcist i Ekliptika plan, afspejler dens bane på ovenstående diagram nogenlunde Ekliptikas hæld-ning. Venus har derfor meget svært ved at komme fri af horizonten om morgenen, inden det bliver lyst, selvom den efter konjunktionen står op mere end én time før Solen.

Dette giver gode muligheder for at følge, hvordan Venus’ fase og dermed dens udseende dramatisk ændrer sig i løbet af få dage eller endda fra den ene dag til den næste. Den 17. har Venus en udstrækning på 58”, og dens segl er kun 2½” på det bredeste sted.

Venus set gennem teleskop i dagene umiddelbart før konjunktionen.

 

 

 

 

 

Det kan måske være nødvendigt først at anvende en prismekikkert for at finde Venus på den lyse morgen- og aftenhimmel, inden der forsøges med det blotte øje. For det blotte øje er Venus et stjernelignende punkt, men i virkeligheden har den et meget smalt segl, som på grund af den relativt korte afstand spænder over næsten ét bueminut, hvilket meget nemt kan konstateres gennem et teleskop eller en prismekikkert med blot 7×-10× forstør-relse.

Under ekstremt gunstige observationsforhold har man iagttaget, at ”hornene” er forlæn-get, så Venus nærmest fremstår som en cirkel. Dette skyldes lysbrydning i den tætte atmosfære. Venus er belyst næsten bagfra, men da atmosfæren spreder lyset på samme måde, som det sker ved tusmørket på Jorden, opstår den interessante effekt. Det er dog vanskeligt at iagttage dette fra vore breddegrader, da himlen ikke er mørk nok.

Venus i dagene omkring nedre konjunktion. Billedet er fra dagene før venuspassagen i 2004 og viser, hvordan lyset brydes i Venus’ atmosfære.

Den regelmæssige 8 års periode betyder, at dette fænomen også fandt sted i 2001, i 2009, og det sker igen i 2025 osv. I løbet af de 8 år sker der en forskydning på ca. 2½ dag, så konjunktionen finder tidligere og tidligere sted, men indenfor det enkelte menneskes levetid er afvigelsen så lille, at man hver 8. år oplever Venus under stort set samme betingelser. Selvom fænomenet ikke er specielt sjældent, er det alligevel en særlig oplevelse at få øje på Venus på morgenhimlen før solopgang mindre end 12 timer efter man så den på aftenhimlen den foregående dag.

Regelmæssigheden fremgår tydeligt, såfremt vi sammenligner banebevægelsen gennem Fiskene i henholdsvis 2001 og 2017. Banesløjfen er ens, og den eneste umiddelbare afvi-gelse er forskydningen mod vest, hvilket skyldes de førnævnte 2½ dages forskel mellem 5 synodiske venusperioder og 8 jordiske år. I dette tilfælde er der gået 16 år og dermed 10 synodiske venusperioder.

 Til venstre baneforløbet i 2001 og til højde det tilsvarende i 2017.

Stjernebilledernes grænser er ikke tegnet med på ovenstående kort, så det fremgår ikke, at en pudsig konsekvens af baneforskydningen bliver, at Venus ganske kortvarigt forlader Fiskene og bevæger sig gennem Pegasus.


Venus’ bane i marts 2017.
Stjernebillederne er fastsat efter ganske bestemte grænser, og som det 7. største stjernebillede breder Pegasus sig så meget, at det nogle steder næsten når helt ned til Ekliptika i Fiskene. Venus passerer hjørnet ved pilen. Bemærk stjernen α And. Den tilhører som navnet antyder Andromeda, men udgør samtidig det ene hjørne af Pegasufirkanten.

Venus befinder sig kun kortvarigt i Pegasus den 29. marts mellem kl. 4 og kl. 6 om morgenen. Under de tilsvarende forhold i de kommende 8 års perioder forlænges besøget gradvist fra 47 timer i 2025 til 91 timer i 2041. I disse få dage får astrologerne endnu større problemer med at lave deres fiktive fødselshoroskoper end ellers. Pegasus hører jo ikke til blandt deres såkaldte skæbnebestemmende stjernetegn. I 2049 er Venus’ bane forskudt så meget mod vest, at den passerer forbi Pegasus.

Når Venus forsvinder fra aftenhimlen, bliver den afløst af den anden af Solsystemets to indre planeter, nemlig Merkur. Merkur bliver synlig omkring den 20., dvs. forårsjævn-døgn. Tre kvarter efter solnedgang står Merkur omkring 4° over horisonten, men da lys-styrken er på omkring mag ÷1, er det tilstrækkelig til, at den kan ses på den tusmørke- belyste baggrund. Højden over horisonten øges hurtigt, og allerede den 25. er den forøget til 8° tre kvarter efter solnedgang. Lysstyrken er ganske vist faldet til mag. ÷0,8, men den større højde kompenserer for dette. Højden stiger resten af måneden, idet Merkur opnår største østlige elongation den 1. april.

Aftenhimlen den 25. marts tre kvarter efter solnedgang.

En mørk himmel afslører, at Mars også befinder sig i samme område. Mars er væsentligt svagere, men står til gengæld højere på himlen. Den 8. marts bevæger Mars sig fra Fiskene ind i Vædderen.

Vædderen er ikke særlig fremtrædende på himlen. Det mest bemærkelsesværdige træk er en skæv linje af tre stjerner, der markerer hovedet. De tre stjerner er Alpha Arietis, kaldet Hamal, fra et arabiske ord for lam; Beta Arietis hedder She-ratan, fra arabisk »to af noget« (f.eks. to tegn eller to horn, for det var oprindelig anvendt til både denne stjerne og dens nabo, Gamma Arietis). Gamma Arietis, Mesartim, er en afledt form af al-sharatan, den betegnelse som den oprindeligt delte med Beta Arietis. I Almagest beskrev Ptolemæus Alpha Arietis som »stjernen over hovedet«, for ifølge Ptolemæus havde Hipparch placeret den i Vædderens næseparti. Hipparchs katalog eksisterer ikke mere til at bekræfte dette. Gamma Arietis blev beskrevet af Ptolemæus som »den yderste af de to stjerner på hornet«, mens Beta Arietis var »den bageste af dem«.

Vædderen. Uranias Mirror 1824.

I astronomien har Vædderen en langt større betydning, end dens svage stjerner antyder, for i antikkens Grækenland markerede den forårsjævndøgnet, som er det punkt, hvor Solen krydser himlens ækvator fra syd til nord. Men på grund af den langsomme forskydning af Jordens akse, præcessionen, er jævndøgnspunkterne ikke stationære. Den græske astronom Hipparch definerede omkring 130 f.Kr. positionen af dette punkt som syd for stjernen Mesartim (Gamma Arietis). Dyrekredsen blev derefter vedtaget til at starte her, så forårspunktet blev almindeligvis omtalt som Vædderpunktet. På grund af præcessionen har forårspunktet flyttet sig omkring 30° siden Hipparchs tid, og i øjeblikket ligger det i det tilstødende stjernebillede Fiskene. På trods af dette går forårspunktet fortsat under benævnelsen Vædderpunktet.

Det blå kryds er forårspunktets position på Hipparchs tid, og det røde markerer den nuværende position.

Jupiter står op sydøst kort tid før kl. 22 i begyndelsen af måneden, og med en lysstyrke på mag. ÷2,3 kan den allerede ses, medens den står lige over horisonten. Opgangen finder sted tidligere og tidligere for hver aften, og samtidig stiger lysstyrken og ender på mag. ÷2½ sidst i marts.

Jupiter nærmer sig oppositionen, som finder sted den 7. april. I takt med at oppositionen nærmer sig, bliver afstanden mellem Jorden og Jupiter mindre, hvilke kan konstateres ved hjælp af et teleskop, idet Jupiters tilsyneladende størrelse forøges fra 42” til 44”.

Den store diameter gør det nemt at se de mange skybælter i Jupiters atmosfære. Selv gennem mindre teleskoper træder især de to mørke ækvatoriale bælter tydeligt frem, og selv om den berømte røde plet er skrumpet lidt ind i de senere år og har mistet noget af farven, er den fortsat synlig, når Jupiters hurtige rotation omkring sin egen akse bringer den om på den side, som vender ned mod Jorden.

De fleste lægger dog først og fremmest mærke til fire stjernelignende prikker, som står på række lige ved siden af Jupiter. Nogle gange står de på samme side af Jupiter, andre gange er der to på hver side, og andre gange igen er der måske kun tre synlige. Der er naturligvis tale om Jupiters fire store måner, som kredser så hurtigt omkring planeten, at deres skiftende positioner kan ses i løbet af blot en times tid eller endnu mindre.

Jupiter med skybælter og fire måner.

Jupiter påbegyndte sin oppositionssløjfe den 6. februar og bevæger sig derfor retrogradt, dvs. mod vest i forhold til baggrundsstjernerne. På grund af den store afstand er den dag-lige bevægelse dog ikke særlig stor, og Jupiter befinder sig hele måneden nogle få grader nord for Jomfruens klareste stjerne Spica.

Jomfruen breder sig over et stort område. Det er himlens næststørste stjernebillede – kun overgået af Søslangen. På Ekliptika spænder Jomfruen over 45°, dvs. 1/8 og ikke kun 1/12, som man umiddelbart skulle forvente, fordi Ekliptika er inddelt i 12 stjernebilleder, ja faktisk er der 13, idet Ophiuchus også udgør en væsentlig del.


Jomfruen.

Jomfruen er trods sin størrelse dog ikke særlig fremtrædende, idet det bortset fra hovedstjernen Spica fortrinsvis består af svage stjerner. Årsagen hertil er, at området ligger langt fra Mælkevejens plan med dettes mange stjerner. Det har så en anden fordel, for det giver frit udsyn til Universet udenfor Mælkevejen. Jomfruen er da også kendt for at være hjemsted for Virgohoben, hvor et stort antal Messier- og NGC-objekter har fundet plads på et forholdsvist lille område af himlen. Galakser kan tælles i tusindvis, og Virgohoben breder sig ind i Løven mod vest, Coma Berenices mod nord og Ravnen mod syd.

Virgohoben.

Saturn med sit flotte ringsystem står desværre ikke særlig gunstigt set med danske øjne i disse år. Den befinder sig i Skytten, som ligger langt under himlens Ækvator og derfor ikke kommer særlig højt over horisonten i Danmark. Saturn står i begyndelsen af marts op lige før kl. 04. Inden månedens udgang sker opgangen to timer tidligere, men på grund af sommertiden har vi jo stillet uret en time frem, så opgangen finder sted omkring kl. 03 sidst i marts. Den lave højde over horisonten gør det lidt vanskeligt at se ringsystemet tydeligt. Under alle omstændigheder er det bedst at vente indtil lige før daggry, idet Saturn da er kommet lidt højere op. Saturns skive har en udstrækning på 17” og hertil kommer ringsystemet, som spænder over 38”. En lille fordel er, at ringplanet i øjeblikket har sin maksimale hældning i forhold til synsretningen mod Jorden. Hældningen er 26°, hvilket betyder, at ringene fremstår langt mere markant end under mindre hældningsgrader.

Asteroiden 4 Vesta er den eneste asteroide, som kan ses med det blotte øje. Under de mest gunstige oppositioner kan lysstyrken komme op på mag. 5½. Vesta var i opposition midt i januar, hvor lysstyrken toppede på mag 6,2. Siden da er lysstyrken faldet, og i marts falder den yderligere fra mag. 7,1 til mag. 7,6. Vesta befinder sig i Tvillingerne, og vil hele måneden være inde for samme synsfelt i en prismekikkert. Med en god prismekikkert er det muligt at se stjerner ned til omkring mag. 9. Vesta vil være et af de klareste objekter i området. Kun κ (Kappa) υ Upsilon, ι (Iota), 76 Gem samt naturligvis Pollux er klarere end Vesta. Hvis man vil være helt sikker på at have fundet asteroiden, skal man notere sig stjernernes stilling og vende tilbage til samme område næste aften. Den ’stjerne’, som har flyttet sig i forhold til dagen før, er Vesta. Et detailkort med den aktuelle position kan findes på Heavens-above.

Vestas bane blandt baggrundsstjernerne i februar-april 2017.
Vesta.

Betegnelsen 4 Vesta henviser til, at det var den 4. asteroide, som blev opdaget, da astrono-merne i begyndelsen af 1800-tallet blev opmærksom på denne særlige familie af små objekter mellem Mars og Jupiter. Vesta blev opdaget den 29. marts 1807, og herefter gik der indtil 1845 før den 5. asteroide blev fundet. I juli 2011 gik rumsonden DAWN i kredsløb om Vesta og gennemfotograferede i det næste års tid asteroidens overflade i stor detalje. Herefter blev DAWN sendt ud i en ny bane i retning af dværgplaneten Ceres, som den ankom til i 2015.

Astronomerne har opdaget mere end 4000 kometer. Heraf er mange kun set én gang, og mange af dem er opdaget af SOHO, lige inden de faldt ind i Solen og forsvandt for evigt. Kun for et fåtals vedkommende er banerne bestemt så præcist, at kometen har fået et permanent katalognummer.

En af dem er 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak. P’et betyder, at der er en periodisk komet. Kometen blev opdaget af Horace Tuttle i 1858. Imidlertid blev den kun set denne ene gang i 1858, og først i 1907 blev den genopdaget af Michel Giacobini. Herefter forsvandt den igen, indtil Lubos Kresak fik øje på den i 1951. Komet 41P bruger 5,4 år til ét kredsløb om Solen, men alligevel blev den kun set tre gange i løbet af disse næsten 100 år. Årsagen hertil er, at den ikke altid passerer tæt forbi Jorden under perihel. I 2017 ser forholdene lovende ud, idet afstanden mellem Jorden og 41P kommer ned på ’kun’ 20 millioner kilometer sidst i marts. Kometens bane fører den på dette tidspunkt højt mod nord, hvor den passerer gennem Karlsvognen, og samtidig er det omkring nymåne.

Kometers lystyrke er erfaringsmæssigt svære at forudsige, men astronomerne forventer forsigtigt, at den kan komme op i nærheden af mag. 5. En komets lysstyrke angives som den samlede lysstyrke, dvs. den lystyrke den vil have, såfremt dens lys kommer fra et punktformet objekt. Selve overfladelysstyrken er derfor noget lavere, fordi en komet har en vis udstrækning og visuelt vil ses som en diffust tåget plet. Under perihelpassagen i 1973 blussede 41P kortvarigt op og forøgede lysstyrken med 10 størrelsesklasser, og det samme skete i 2001, hvor forøgelsen dog kun var 5 størrelsesklasser.

Et dagligt opdateret kort over kometens position kan findes på The Sky Live. Et mere detaljeret kort kan ses ved hjælp af menuen, ligesom andre relevante informationer er tilgængelige. Den nære passage af Jorden her i 2017 er det tætteste kometen, har været på Jorden i de 159 år, den har været kendt.

41P/Tuttle-Giacobini-Kresak fotograferet af Konrad Horn, Tyskland, den 24. december 2000.

Se Månens aktuelle fase på denne side hos US Naval Observatory.