Stjernehimlen i januar 2026
Nogle bliver forbavsede, når de får at vide, at Jorden er tættest på Solen i januar. De fleste er klare over, at Jordens afstand fra Solen ikke er den samme året rundt, fordi dens bane er ellipseformet, men nogle tror fejlagtigt, at vi har vinter, fordi Jorden på dette tidspunkt er længst væk fra Solen, og den derfor ikke varmer så meget. I virkeligheden er det omvendt, for Jorden er i perihel i begyndelsen af januar og i aphel i begyndelsen af juli.
Grunden til årstidernes skiften er, at Jordens akse hælder 23,5° i forhold til baneplanet omkring Solen, og da denne hældning er fast i forhold til rummet, er det skiftevis den nordlige og den sydlige halvkugle, som vender ind mod Solen i løbet af året.
Årstiderne. Jordens bane og aksehældning.
Når Jorden befinder sig i den del af sin bane, hvor den nordlige halvkugle vender mod Solen, falder solstrålerne mere lodrette, og den ekstra solenergi varmer havet, landjorden og luften op. Et halvt år senere er Jorden på den anden side af Solen, og nu er det den sydlige halvkugle, som vender mod Solen. Derfor er årstiderne omvendte på de to halvkugler.
Solhøjden. Fyn har en geografisk bredde på ca. 55°, og det betyder, at Solen maksimalt står ca. 58½⁰ over horisonten ved middagstid om sommeren, medens den om vinteren kun når 11½⁰. Den samme mængde solenergi skal derfor fordeles på et større areal om vinteren, og energien bliver yderligere reduceret, fordi dagene er kortere.
I 2026 er Jorden tættest på Solen den 3. januar kl. 18:15, og afstanden fra Jorden til Solen er på dette tidspunkt 147.099.894 kilometer, medens afstanden i det fjerneste punkt, som nås den 6. juli kl. 19:30, er 152.087.744 kilometer. Afstanden varierer således med cirka 5 millioner kilometer, hvilket netop er årsag til den undren, som blev nævnt i indledningen.
Stjernehimlen 1. januar kl. 17:00 og 2. januar kl. 07:00.
Stjernehimlen ser meget forskellig ud afhængigt af tidspunktet på natten. I januar er nætterne lange, og når tusmørket så småt er slut ved 17-tiden, er vinterstjernebilledet Orion knap nok stået op endnu, og Sommertrekanten står højt på himlen mod vest. Når morgengryet igen begynder ved 07-tiden næste morgen, er Orion forsvundet mod vest, og forårets stjernebilleder står højt på himlen mod syd. De stjernebilleder, som man typisk forbinder med vinteren, iagttages derfor bedst fra midt på aftenen indtil lidt efter midnat.
Stjernehimlen kl. 22 midt i januar. Planeterne er ikke med. Se om disse senere.
Orion er det bedst kendte af vinterstjernebillederne. Det betyder, at man næsten overser Kusken og Tvillingerne, som befinder sig i samme område på himlen og som regel helt glemmer Krebsen på grund af dens svage stjerner.
Tvillingerne, Krebsen og Kusken. Betelgeuze i den øverste af Orion kan netop ses nederst til højre. Den klare ”stjerne” næsten midt i billedet er planeten Jupiter.
På ovenstående kort er der markeret syv Messierobjekter. Med undtagelse af én er der tale om åbne stjernehobe. Undtagelsen er M1 i Tyren, måske bedre kendt som Krabbetågen, som er den eneste supernovarest i Messiers katalog. Af de øvrige er M44 i Krebsen den klareste. Den kaldes også Bistadet, men oprindeligt blev den kaldt Praesepe, hvilket er latin for krybbe, dvs. ifølge legenden den halmfyldte krybbe i stalden i Betlehem. M44 kan ses som en sløret plet med det blotte øje en klar nat uden måneskin. Det samme kan M35, som ganske vist er væsentligt svagere, medens de øvrige kan ses med en prismekikkert.
De 6 markerede åbne stjernehobe.
M45 – bedre kendt som Plejaderne eller Syvstjernen – ligger udenfor det viste kort. M45 befinder sig i Tyren og er den klareste åbne stjernehob på himlen og er samtidig en af de nærmeste, idet dens afstand er 440 lysår. Med det blotte kan man normalt se seks stjerner og under gunstige omstændigheder op til omkring 10. Med en prismekikkert forøges antallet til over hundrede, og gennem et teleskop bliver det til næsten 1000. Plejaderne er en ung hob. Den blev dannet for ca. 100 mio. år siden og befinder sig 440 lysår fra Jorden. Den klareste stjerne midt i hoben er Alcyone på mag 2,9. Plejaderne har en udstrækning på 2°, dvs. 4 gange Månens diameter. Hvis hele hoben skal være indenfor synsfeltet i et teleskop, skal der således bruges et widevinkelokular med lav forstørrelse. Se mere om Plejaderne i oktober 2025.
En anden hob, som heller ikke er med, er Dobbelthoben mellem Perseus og Cassiopeia. Som navnet antyder, er Dobbelthoben i virkeligheden to åbne stjernehobe – NGC 869 (h Persei) og NGC 884 (Chi Persei) – som befinder sig tæt på hinanden. Dobbelthoben har en lysstyrke på mag. 4 og kan med det blotte øje ses som en tåget plet med en udstrækning på omkring 1°. Med en almindelig prismekikkert er det tydeligt, at det er to adskilte stjerne-hobe. Afstanden til hobene er omkring 7500 lysår, og hobene selv ligger i en afstand af et par hundrede lysår fra hinanden. De er en meget unge hobe på kun ca. 13 millioner år, og er domineret af blå-hvide superkæmper, hvis store lysstyrke er årsag til, at vi kan se Dobbelthoben på den store afstand.
I samme område befinder sig endnu et objekt, der ses som en tåget plet på mag. 3½ med det blotte øje. Denne gang er der ikke tale om en åben stjernehob med et par tusinde stjerner, men om en galakse med én billion stjerner, nemlig Mælkevejens nabo Andromedagalaksen M31. Med en afstand på 2½ million lysår er M31 det fjerneste objekt, som kan ses med det blotte øje. Det man ser som en tåget plet på størrelse med Månen er galaksens lysstærke center. Hele udstrækningen er omkring 4°
Dobbelthoben og Andromedagalaksen.
Stjernebilledet Andromeda er bedst kendt for Andromedagalaksen, så man overser ofte, at γ Andromedae (Almach) er en af de fineste dobbeltstjerner på himlen. Den ene komponent er gylden, og den anden er blå, og tilsammen har de en lysstyrke på mag. 2,3. Adskillelsen mellem de to komponenter er 10”, og afstanden til systemet er 350 lysår. Det var astronomen Johann Tobias Mayer som i 1778 opdagede, at Almach er dobbelt. I dag ved astronomerne, at den blå komponent er en tredobbelt stjerne, så hele systemet består i virkeligheden af fire stjerner.
En anden stjerne af samme beskaffenhed er Castor i Tvillingerne. Castor har en lystyrke på mag. 1.9, og hvis man retter et teleskop mod Castor, bliver den opløst i to stjerner på henholdsvis mag. 2 og mag. 3 med en adskillelse på 5”. Gennem et endnu større teleskop afsløres en tredje komponent på mag. 9 i en afstand på 72”. Og der er mere endnu. Alle tre komponenter er spektroskopiske dobbeltstjerner, dvs. dobbeltheden kan ikke ses visuelt, men kun ved hjælp af spektralanalyse. Det der for det blotte øje ser ud som en enkelt stjerne, er en gruppe på ikke færre end seks stjerner.
En stor del af Mælkevejens stjerner er således enten dobbelte eller flerdobbelte systemer. Det gælder også for himlens klareste stjerne Sirius eller α Canis Majoris. Sirius har en tilsyneladende lysstyrke på mag. ÷1,6. Den store lysstyrke skyldes flere ting: Afstanden mellem den og Solen er kun 8,6 lysår, den er lysstærk i sig selv idet den udsender omkring 25 gange så megen energi som Solen, dens diameter er næsten det dobbelte af Solens, og endelig er overfladetemperaturen også meget højere end Solens.
Sirius er som nævnt en dobbeltstjerne, hvor afstanden mellem de to komponenter varierer mellem 3” og 11”. Det er dog meget vanskeligt at se den svage ledsager, og det er helt umuligt, når de to stjerner er tættest på hinanden. Årsagen er, at Sirius’ ledsager, kaldet Sirius B, er en hvid dværg på mag. 9.
Sirius A og B. Omløbstiden er 50 år. I øjeblikket er adskillelsen tæt på det maksimale.
Astronomerne havde længe bemærket, at Sirius har en stor egenbevægelse, og i 1844 opdagede Friedrich Bessel, at den tilsyneladende slingrede på sin vej hen over himlen. Teoretisk blev det derfor beregnet, at den måtte have en usynlig ledsager, som trak i den, og at massen måtte være som Solens for at redegøre for påvirkningen.
Ledsageren blev opdaget visuelt i 1862 af amerikaneren Alvan Graham Clark, som testede et nyt teleskop, han netop havde færdiggjort, og forbavselsen var stor, da det viste sig at lysstyrken kun var 1/360 af Solens, hvilket ikke stemte overens med den anslåede stør-relse. I 1914 blev man endnu mere forbavset, da det blev opdaget, at Sirius B’s spektrum viste, at dens overfladetemperatur er 2½-3 gange større end Solens. Og eftersom den totale udstråling fra et varmt legeme stiger i fjerde potens i forhold til temperaturen, måtte den udsende et sted mellem 30 og 80 gange så meget energi som Solen. Sammenholdt med den meget lille lysstyrke kunne det kun betyde, at Sirius B måtte være meget mindre end nogen anden kendt stjerne, og da den samtidig var lige så tung som Solen, måtte massefylden derfor være meget stor. Den første hvide dværg var fundet.
Himlen mod nord ved midnat midt i januar.
Et blik på himlen mod nord omkring midnat bekræfter, at vi befinder os midt i vinteren og så langt fra sommeren som næsten muligt. Lavt over horisonten kan man se de to cirkumpolare stjerner Deneb og Vega. Vega er den klareste, medens den noget svagere Deneb kan være lidt vanskeligere at se, fordi lyset bliver svækket, når det bevæger sig gennem Jordens atmosfære tæt på horisonten. De fleste kender Deneb og Vega som to af Sommertrekantens stjerner højt på himlen om sommeren. Sommertrekantens tredje stjerne, Altair, er ikke cirkumpolar og befinder sig langt under horisonten på denne tid af året og natten.
Med en lysstyrke på mag. 0,03 kæmper Vega sammen med Capella i Kusken på mag 0,08 og Arcturus i Bootes på mag. ÷0,04 om at være nordhimlens klareste stjerne. Arcturus er den klareste, men de fleste vil have svært ved at se forskel. Den største forskel er stjernernes farve. Vega er blå-hvid, Capella er gul-hvid, medens Arcturus har en udpræget rødlig nuance.
Arcturus er et godt eksempel på, at betegnelsen ”fiksstjerne” ikke lever fuldt op til sit navn. Ganske vist kan et menneske i løbet af sin levetid ikke kan se nogen som helst ændring i stjernebilledernes udseende. År efter år danner stjernerne præcist de samme faste figurer, som har været uændret, siden babylonerne og grækerne navngav dem for tusinder af år siden. Trods det opdagede Edmond Halley i 1718, at de tre klare stjerner Sirius, Aldebaran og Arcturus ikke stod præcist samme sted, som Ptolemæus og Hipparch havde angivet. Han sammenlignede sin egen måling af stjernernes positioner med de antikke græske astronomers positioner, og i alle tre tilfælde havde stjernerne flyttet sig mere en halv grad i løbet af de par tusinde år, der var gået. Halley konkluderede, at det ikke kunne bero på en fejl fra de græske astronomers side, men at stjernerne virkelig havde flyttet sig.
I dag ved vi, at Halley havde ret. Alle stjernerne inklusive Solen kredser omkring Mælkevejens centrum. I Solsystemets afstand på 26000 lysår fra centrum tager det omkring 225 millioner år for én omkredsning. Dette kaldes et galaktisk år. Stjernerne kredser imidlertid i individuelle baner og ændrer derfor ganske langsomt position i forhold til hinanden. Sirius, Aldebaran og Arcturus er nogle af Solen nærmeste nabostjerner, så deres bevægelse ses meget tydeligere end hos de mere fjerntliggende stjerner.
I denne sammenhæng er Arcturus lidt speciel. Hovedparten af stjernerne ligger i en stor flad skive, som omgiver Mælkevejens centrum. Imidlertid findes der også et stort antal i Mælkevejens halo, som er en kugleformet “glorie” at kuglehobe og enkeltstjerner, som omgiver hele galaksen. Både stjernerne i skiven og haloen kredser om Mælkevejens centrum, men medens banerne for stjernerne i skiven er mere eller mindre cirkelformede, har halostjernerne langstrakte elliptiske baner, der fører dem langt udenfor skiven. Når en sådan stjerne bevæger sig gennem skiven og samtidig passerer i nærheden af Solen, ser den ud til at bevæge sig relativt hurtigt i forhold til de øvrige stjerner, især fordi den bevæger sig i en anden retning end stjernerne i skiven. Arcturus er netop en sådan halostjerne, som i øjeblikket passerer tæt forbi Solen.
Banerne for stjerner i henholdsvis Mælkevejens halo og skive.
Arcturus’ hurtige bevægelse ændrer gennem tiden markant Bootes udseende. Figuren minder om en legetøjsdrage, som bliver mere og mere langstrakt. Om nogle millioner har Arcturus fjernet sig så meget, at den ikke længere er synlig fra Jorden. Som det fremgår, bibeholder de øvrige stjerner stort set deres indbyrdes position. De ligger så meget længere væk, at egenbevægelsen vanskeligt kan registreres med det blotte øje på et så kort tidsrum som 8000 år.
Meteorsværmen Kvadrantiderne regnes blandt en af årets største, men paradoksalt er det samtidig den, som får mindst opmærksomhed. Under normale omstændigheder kan der forekomme en ZHR på over 100, men det ofte kolde og overskyede vejr i begyndelsen af året afholder mange fra at gå ud under stjernerne. Da Kvadrantiderne tilmed har et forholdsvist kortvarigt maksimum på 4-6 timer, sker det ofte, at det falder på et uheldigt tidspunkt i løbet af døgnet. Den Internationale Meteororganisation IMO har forudsagt, at maksimum i 2026 er den 3. januar kl. 10 om formiddagen dansk tid. Betingelsen i år er derudover forværret af, at der er fuldmåne den 3. januar.
Meteorerne synes at udstråle fra et punkt umiddelbart nord for Bootes. I dette område lå tidligere et stjernebillede, som blev kaldt Quadrans Muralis, og meteorsværmen er derfor den eneste, som ikke har navn efter det stjernebillede, hvori radianten ligger, idet Quadrans Muralis ikke længere er et af de 88 officielle stjernebilleder. Kvadrantidernes radiant ligger tæt på den nordlige horisont om aftenen, hvorefter den stiger højere på himlen. Ved 2-tiden er den kommet 1/3 af vejen op mod zenith, og inden daggry står området næsten lodret over hovedet.
Kvadrantidernes ophavskomet er nær-jords asteroiden 2003EH1, som formodes at være den tiloversblevne kerne af en tidligere aktiv komet.
Kvadrantidernes radiant en times tid før daggry den 3. januar.
Quadrans Muralis er som nævnt ikke længere et af de 88 officielle stjernebilleder. Det er der mange andre, som heller ikke er. På et tidspunkt var der langt over hundrede, og der var heller ikke den inddeling af stjernebilledegrænser, som vi kender i dag. Hvis man ser i en gammel astronomibog eller på et stjerneatlas fra før 1930, vil der typisk være en tilfældig række linjer, som adskiller de enkelte stjernebilleder.
Grækerne havde inddelt stjernehimlen i 48 forskellige stjernebilleder, som fortsat bruges den dag i dag. Eneste forskel er, at det store sydlige stjernebillede Argo Navis (Argonauternes skib) er blevet delt i tre: Carina (Kølen), Puppis (Agterskibet) og Vela (Sejlet). Grækerne kunne kun se en begrænset del af den sydlige stjernehimmel, så den resterende del af de officielle 88 stjernebilleder blev tilføjet i 16-1700 tallet. F.eks. blev Antlia (Luftpumpen) på den sydlige himmel indført af Nicolas Louis de Lacaille på hans kort fra 1756 for at symbolisere eksperimentel fysik. Han kaldte det oprindeligt la Machine pneumatique men latiniserede dette til Antlia Pneumatica. Vulpecula (Ræven) blev ’opfundet’ af Johannes Hevelius i 1687, og Monoceros (Enhjørningen) mellem Søslangen og Orion blev første gang vist på en globus, som den hollandske kartograf Petrus Plancius fremstillede i 1612.
Andre astronomer tilførte deres egne stjernebilleder. Nogle havde kun kort levetid, og mange af de nye stjernebilleder oplappede de allerede kendte. På nogle kort tilhørte en eller flere stjerner et bestemt stjernebillede, medens de på andre kort tilhørte et andet, så der herskede efterhånden stor forvirring, indtil IAU, The Internationale Astronomiske Union, i 1928 besluttede at der for fremtiden kun skulle benyttes de i dag 88 officielle. Samtidig blev der indført faste grænser, som i hovedtræk følger deklinations- og rektascensionslinjerne.
Andromedas grænser. Bemærk α, som tidligere blev delt med Pegasus, så på gamle stjernekort optræder den som både α And og δ Peg.
Som det fremgik af det tidligere viste detailkort over Tvillingerne, Krebsen og Kusken, befinder Solsystemets største planet sig i Tvillingerne. Jupiter kommer i opposition den 10. januar og er således oppe hele natten. Samtidig er Tvillingerne det højest beliggende stjernebillede på Ekliptika, så set fra Danmark kulminerer Jupiter i en højde på ≈ 57°. Den præcise kulminationshøjde afhænger af, hvilken breddegrad man observerer fra.
Oppositionen betyder, at Jupiters lysstyrke og tilsyneladende udstrækning er størst mulig. Under oppositionen den 10. januar er afstanden mellem Jupiter og Jorden 633 millioner kilometer, og lysstyrken er mag. ÷2,7. Jupiter ses derfor som en meget klar ”stjerne”, men kun gennem et teleskop kan man se, at det er en planet med en udstrækning på 47”. Gennem en god prismekikkert med en forstørrelse på 7×-10× er det dog muligt at skelne, at den har en vis udstrækning, og derfor ikke er en punktformet stjerne.
I modsætning hertil vil afstanden til Jupiter under den kommende konjunktion den 29. juli være 943 millioner kilometer, og dens udstrækning 31½”. På dette tidspunkt kan Jupiter imidlertid ikke ses, fordi den jo befinder sig i samme retning som Solen.
Jupiter. Opposition den 10. januar og konjunktion den 29. juli.
Jorden og Jupiter under opposition og konjunktion. Afstanden varierer omkring 300 millioner kilometer, hvilket svarer til jordbanens diameter om Solen. Bemærk at Solens og planeternes indbyrdes størrelsesforhold ikke er korrekt.
Det er denne varierende afstand, som Ole Rømer brugte til at bestemme lysets hastighed. Efter Galileis opdagelse af Jupiters måner i begyndelsen af 1600-tallet begyndte astronomerne nøje at observere månerne for at finde deres omløbstid omkring Jupiter. Herved opdagede de, at månerne jævnligt forsvandt ud af syne, når de enten bevægede sig ind i Jupiters skygge eller når de forsvandt bag dens skive. Astronomerne førte nøje tabeller over de præcise tidspunkter for disse formørkelser og okultationer, og især formørkelserne af den hurtigste og inderste måne, Io, blev hyppigt observeret, fordi den kun bruger godt 1½ døgn til omkredsning af Jupiter. Derved opdagede de, at der viste sig at være så store variationer i omløbstiden, at der ikke kunne laves en nøjagtig tabel over tidspunkterne.
I 1672 begyndte den danske astronom Ole Rømer lignende observationer, medens han var assistent for den italiensk/franske astronom Giovanni Cassini ved observatoriet i Paris. Ole Rømer konkluderede, at de uforklarlige variationer i tidspunkterne for formørkelserne ikke kunne skyldes, at Io ændrede hastighed, men at de varierende omløbstider måtte skyldes, at lyset udbreder sig med en vis hastighed. Formørkelsen skete tidligere end forventet, når Jorden var tættest på Jupiter, fordi lyset fra Io da skulle bevæge sig en mindre afstand, end når Jorden var længere væk.
Når Io bevægede sig ind i Jupiters skygge, noterede Ole Rømer tidspunktet. Under en senere observation var Jorden og Jupiter tættere på hinanden, og formørkelsen synes derfor at ske tidligere end forventet, fordi lyset ikke skal bruge så lang tid på at nå Jorden.
Forklaringen er, at lysets hastighed er endelig – og ikke uendelig, som man troede, og Rømers observationer viste, at det faktisk forholdt sig sådan. I et dokument, som blev offentliggjort i slutningen af 1676 (dvs. 350 års jubilæum her i 2026), tilskrev han variationerne i Io’s formørkelser som forårsaget af lysets hastighed. Rømer beregnede ikke selv den faktiske hastighed, men i 1678 benyttede Huygens Rømers observationer og fik en hastighed på 230000 kilometer i sekundet. Den præcise moderne værdi er 299792,458 kilometer i sekundet i vakuum.
Jupiter er 11 gange så stor i diameter som Jorden, og det ses tydeligt, at det er Solsystemets største planet, når man retter et teleskop mod den. Den store udstrækning gør det nemt at se især de to mørke ækvatoriale bælter gennem selv et forholdsvis beskedent teleskop. Ofte betyder turbulens i Jordens atmosfære, at billedet ikke står helt skarpt, så det er mere vanskeligt at skelne de mange øvrige skybælter på hver side af planetens ækvator. Med lidt tålmodighed vil der ved længere tids observation af og til opstå øjeblikke, hvor turbulensen ikke er så udpræget, så i disse øjeblikke står Jupiters skive langt mere knivskarpt.
Manglen af fine detaljer i Jupiters skysystemer bliver opvejet af synet af de fire store måner, som kredser omkring gasplaneten sammen med alle de andre, som er for små til at kunne ses med et almindeligt teleskop. Under gode forhold kan de fire måner ses med selv en prismekikkert, og deres hurtige bevægelse betyder, at deres indbyrdes positioner skifter i løbet af blot en times tid. Den inderste bruger kun 1,8 døgn til en omkredsning, medens den yderste bruger 17 døgn. Nogle gange kan man se alle fire måner på en gang, andre gange er en eller flere af dem enten skjult bag planeten eller passerer foran den. Når en måne passerer ind foran Jupiter kaldes det en transit, og under en sådan passage kan det være vanskelig at se månen pga. den lille kontrast mellem den og Jupiter.
Udover månerne selv kan man også af og til se deres skygge på planetens skytoppe. En tabel over hvornår sådanne begivenheder finder sted kan udarbejdes på forhånd og kan ses på dette link. Man vil bemmærke, at skyggen inden oppositionen bliver synlig før månen passerer ind foran Jupiter, og efter oppositionen kommer den bagefter. Omkring oppositionen sker transitten og skyggepassagen samtidig, fordi Jorden befinder sig mellem Solen og Jupiter, så vi ser i samme retning som Solens lys. Skyggen af en måne falder derfor på Jupiter i samme retning, som vi ser månen.
En jupitermåne og dens skygge umiddelbart før og efter oppositionen. Første tilfælde er det Io, og i det andet er det Europa.
Et særligt forhold bevirker, at en jupitermånes skygge er forholdsvis stor, idet den er næsten lige så stor som den måne, som kaster skyggen. Set fra Jorden har Solen en ustrækning på omkring 30’. Udstrækningen bevirker, at lyset ikke ankommer parallelt som fra et punktformet og fjernt objekt. Under en solformørkelse kaster Månen derfor en kegleformet skygge, som kun lige netop kan nå ned til Jorden, hvor den kan have en diameter på op til et par hundrede kilometer, dvs. meget mindre end Månens diameter på 3475 kilometer. Det er derfor, man som regel er nødt til at rejse langt, fordi totaliteten kun kan ses fra et meget begrænset område. Skyggen er som nævnt langt mindre end Månens diameter, og hvis Månen er i apogæum, er den så langt væk, at skyggen slet ikke kan nå ned til Jorden. I disse tilfælde får vi en ringformet solformørkelse.
Set fra Jupiter har Solen kun en udstrækning på 6’, hvilket næsten kan sammenlignes med en punktlyskilde. Det betyder, at en jupitermånes kerneskygge (umbra) omtrent har lige så stor udstrækning som månen selv og altså er adskillige tusinde kilometer i diameter, hvilket også forklarer, hvorfor det er forholdsvis nemt at se den fra Jorden. På Jupiter er skyggen skarpere defineret end på Jorden, fordi halvskyggen (penumbra) har en meget mindre udstrækning.
Solformørkelse på henholdsvis Jorden og Jupiter. Tegningen er skematisk, og størrelsesforholdet passer naturligvis ikke.
Som det har været tilfældet det sidste halve års tid, er der heller ikke i januar langt fra Saturn til Neptun; ganske vist ikke rent fysisk i antal kilometer, men i vinkelafstand. Afstanden fra Solen til planeterne angives oftest i astronomiske enheder, hvor én AU (Astronomical Unit) er 149.597.871 kilometer svarende til Jordens gennemsnitlige afstand fra Solen. Tilsvarende er Saturns gennemsnitlige afstand 9,54 AU og Neptuns 30,06 AU.
Afstanden mellem planeterne i astronomisk enheder. Planeternes størrelse er ikke i samme målestok.
Solsystemet set fra ’oven’ den 15. januar. Bemærk at afstandene mellem planeterne ikke er korrekte.
Saturn og Neptun synes at stå tæt sammen, fordi de set fra Jorden i øjeblikket begge befinder sig i samme område mellem Vandmanden og Fiskene. For begges vedkommende er oppositionen for længst overstået, hvorfor de bevæger sig progradt. Saturn bevæger sig imidlertid hurtigst pga. den kortere afstand fra Solen, så i løbet af januar formindskes vinkelafstanden fra 3,5° til 1,7°.
Saturn er nem at finde med det blotte øje. Når tusmørket er overstået i begyndelsen af januar, dvs. omkring kl. 18, står Saturn mod SSV i en højde på 30° over horisonten, og den forbliver på himlen indtil kl. 23. Sidst på måneden står den mod SV i en højde på 24° kl. 18, hvor tusmørket endnu ikke er helt slut, og den går ned kl. 21, så det er lakker så småt mod enden for dens optræden på aftenhimlen for denne gang. Med en lysstyrke på mag. 1 er Saturn det klareste objekt i Vandmanden, hvor er den klareste stjerne er β Aqr på mag 2,9. Når Saturn bevæger sig ind i Fiskene den 15. januar, er der heller ikke i dette stjerne-billede stjerner af tilsvarende lysstyrke. Her er den klareste stjerne η Psc på mag. 3,7.
Ligesom det er tilfældet for Andromeda og alle de øvrige stjernebilleder, følger afgrænsningen af Fiskene deklinations- og rektascensionslinjerne. Saturn bevæger sig således ind i et hjørne af Fiskene.
Saturns og Neptuns prograde bane i januar.
Neptuns lysstyrke på mag. 7,8 kræver som minimum en prismekikkert, og med den korte afstand fra Saturn kan den være inden for samme synsfelt som ringplaneten. Med en prismekikkerts lave forstørrelse har Neptun samme udseende som en svag stjerne, så pas på ikke at forveksle Neptun med stjernen HIP 118293 på mag. 7,4. I modsætning til Neptun flytter stjernen sig ikke, så man kan følge, hvordan Neptun gradvist fjerner sig mod øst i forhold til stjernen i løbet af måneden. Kun gennem et teleskop med stor forstørrelse er det muligt at skelne Neptuns svagt blålige skive på 2”.
Ligesom det også har været tilfældet i hele 2025, vil Saturns ringe her i 2026 ikke være særlig fremtrædende, fordi synsretningen fra Jorden næsten er sammenfaldende med ringplanet. Jorden krydsede ringplanet i marts 2025, hvor hældningen derfor var 0°. Efter at være øget lidt i løbet af sommeren, blev hældningen igen mindre pga. Jordens og Saturns indbyrdes stilling i forhold til hinanden, og de nåede et minimum midt i november på 0,4°. Forholdene forbedres imidlertid i 2026, og i løbet af januar vil hældningen øges fra 1° til 2¼°.
Saturns ringe kredser om planeten i samme plan som dens ækvator, og det samme er tilfældet for de fleste af dens større måner. Dette betyder, at når synsretningen fra Jorden er sammenfaldende med ringplanet, vil månerne ligge på linje. Titan, som er Saturns største måne, kan med en lystyrke på mag. 8 ses i stort set ethvert teleskop, og den aktuelle position på de klareste af de øvrige måner fremgår af dette on-line program.
Den 18. og 19. januar får Saturn tilsyneladende en ekstra måne, når Saturn passerer forbi stjernen 24 Psc på mag. 5,9. Den større lysstyrke i forhold til både Titan og naturligvis også de øvrige måner burde dog ikke give anledning til misforståelser.
Saturn og 24 Psc 18. januar (øverst) og 19. januar (nederst).
En uges tid senere, den 24. januar, passerer Saturn forbi en stjerne med samme lysstyrke som Titan, nemlig HIP 117875 på mag 8,4. Stjernen ligger dog ikke på linje med månerne, så også her er det ligeledes forholdsvis nemt at undgå misforståelser.
Saturn og HIP 117875 den 24. januar.
Med en lystyrke på mag. 5,7 er Uranus forholdsvis nem at finde, såfremt man kender dens position. Det gjorde William Herschel ikke, da han opdagede Uranus i 1781, ja faktisk kendte man slet ikke til Uranus’ eksistens. Den var ganske vist blevet set adskillige gange, medens datidens astronomer var i gang med at udforske stjernehimlen gennem deres forholdsvis beskedne teleskoper, så Uranus optræder på adskillige stjernekort, hvor den er anført som en svag stjerne. I dag har vi det noget nemmere, for Uranus kan ses gennem en prismekikkert, som i givet fald skal rettes mod himlen umiddelbart under Plejaderne i Tyren. Uranus står i nærheden af to stjerner, 14 Tau på mag. 6,1 og 13 Tau på mag. 5,7. Afstanden til disse to stjerner bliver større, for planeten bevæger sig retrogradt og når at tilbagelægge omkring 25” i løbet af måneden. Den retrograde bevægelse afsluttes i begyndelsen af februar, hvilket betyder, at bevægelsen næsten går i stå sidst i januar.
Den gule linje viser Uranus’ bevægelse i januar.
Venus og Mars kan ikke ses i januar, idet begge planeter befinder sig bag Solen og er i konjunktion henholdsvis den 6. januar og den 9. januar.
I de første 14 dage af januar står Solen, Venus og Mars tæt sammen, hvor det tætteste møde er den 7. Solen følger Ekliptika, og som det ses, ligger Venus og Mars mindre end én grad under.
Tætteste møde den 7. januar.
Hvis man på trods af Solens nærhed kunne se Venus og Mars, vil man bemærke, at Mars den 1. januar står til venstre for Solen, og dermed på aftenhimlen. Venus står til højre og således på morgenhimlen. Den 14. har Mars og Venus skiftet plads, så det ser ud, som om de har bevæget sig i modsatte retninger i forhold til Solen.
Venus, Mars og Solen henholdsvis den 1. og 14. januar.
Hvis vi ser Solsystemet fra oven (fra Solens nordpol) bevæger alle planeterne sig modsat uret, så den modsatrettede bevægelse er kun tilsyneladende, for vi ser jo Solsystemet fra Jordens perspektiv, og eftersom Jorden bevæger sig langsommere end Venus men hurtigere end Mars, vil synsretningen hele tiden ændres, fordi Venus ”overhaler” Jorden og Jorden ”overhaler” Mars.
Dette er årsagen til, at Venus bevæger sig retrograd omkring nedre konjunktion (når den er mellem Jorden og Solen). Nedre konjunktion er det tidspunkt, hvor Venus skifter fra aftenhimlen til ’morgenhimlen. I det aktuelle tilfælde her i januar er Venus i øvre konjunktion, hvor den skifter fra morgenhimlen til aftenhimlen. Venus kan dog normalt ikke ses under konjunktionerne, fordi den jo står tæt på Solen. Mars bevæger sig retrogradt, når den er i opposition, dvs. står modsat Solen og således er oppe hele natten, og når den er i konjunktion, som det er tilfældet her i januar, skifter den fra aftenhimlen til morgenhimlen.
Indre planetsystem set fra oven 1. og 14. januar.
Merkur i ligeledes konjunktion i januar. Det er den 21., og den kan derfor heller ikke ses i denne måned.
