Stjernehimlen i marts 2026
Årets 12 måneder inddeles i fire årstider, hvor hver årstid varer tre måneder. Inddelingen foretages enten traditionelt eller astronomisk. Den traditionelle inddeling følger kalendermånederne. Denne inddeling benyttes f.eks. af meteorologerne, da det gør det nemmere at udarbejde månedsvise klimatologiske beregninger. I denne inddeling begynder foråret den 1. marts, sommeren den 1. juni, efteråret den 1. september og vinteren den 1. december.
Inddelingen i årstider gælder dog ikke for hele Jorden. I polaregnene står Solen aldrig særligt højt på himlen, så sollyset falder ind mod jordoverfladen i en flad vinkel. Modsat står den altid forholdsvis højt på himlen ved middagstid i tropiske og subtropiske områder. De største variationer er i de tempererede områder, som f.eks. i Europa, hvor der er stor forskel på, hvor højt middagssolen står over horisonten om sommeren og om vinteren.
Den astronomiske inddeling tager udgangspunkt i forårsjævndøgn. Astronomisk set begynder foråret på den nordlige halvkugle således den 21. marts, når Solen står lodret over Ækvator. Foråret varer indtil sommersolhverv den 20. juni, hvor Solen når sin højeste position på Ekliptika. Herefter er der sommer indtil efterårsjævndøgn den 23. september. Efteråret varer indtil vintersolhverv den 21. december, hvor vinteren begynder. Vinteren slutter ved forårsjævndøgn, og en ny cyklus begynder. Datoerne kan dog forskydes med en enkelt dag, fordi et år er på 365¼ døgn. Det ekstra ¼ døgn er årsagen til, at vi har skudår hvert 4. år. Det betyder, at tidspunktet for jævndøgn i tre år falder seks timer senere hvert efterfølgende år for så at rykke 18 timer frem, når det er skudår. Næste år er der forårsjævndøgn den 20. marts kl. 21:24, medens det i 2028, som er et skudår, også er den 20. marts men 18 timer tidligere end i 2027, dvs. om morgenen kl. 03:17.
I år er der forårsjævndøgn fredag den 20. marts kl. 15:46. På dette tidspunkt står Solen i skæringspunktet mellem himlens ækvator og Ekliptika, 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 2026.
Da himlen synes at dreje i takt med Jordens rotation omkring sin akse, bevæger stjernerne sig 1° mod højre i løbet af 4 minutter – svarende til 15° pr. time, og samtidig synes de gennem året at stå 1° længere mod højre pr. aften og dermed 30° pr. måned, såfremt man ser på himlen på samme klokkeslæt. Årsagen til sidstnævnte er, at synsretningen bliver ændret, fordi Jorden kredser om Solen, hvilket som bekendt tager et år. Et fuldt kredsløb svarer til 360°, dvs. Jorden flytter sig ~1° pr. døgn i forhold til retningen mod stjernerne.
Et stjernekort er derfor en kompliceret sag og er vanskeligere at fremstille end atlas over Jorden, for det kan kun viser himlens udseende til et bestemt tidspunkt og fra en bestemt geografisk position. I marts bliver det yderligere kompliceret, for vi går over til sommertid den 29. marts, hvor urene søndag morgen skal stilles én time frem fra kl. 02 til kl. 03. Stjernehimlen kan ikke stilles en time frem eller tilbage efter behag, så et stjernkort, som viser himlens udseende kl. 22 den 28. marts, vil den følgende nat svare til himlens udseende kl. 23.
Årets første forårsmåned er et godt tidspunkt til at se den del af Mælkevejen, som strækker sig fra Svanen ved den nordlige horisont og videre herfra gennem Cassiopeia, Perseus, Kusken, Tvillingerne samt Lille og Store Hund. Vinterhimlens Mælkevej er ikke så klar og tydelig som den del, der er fremme i sommermånederne, men til gengæld har vi jo ikke lyse nætter, så himlen er meget mørkere.
Stjernehimlen midt i marts kl. 22. Mælkevejen kan kun ses fra et helt mørkt sted. Syd er nedad.
Stjernekort med stjerne- og konstellationsnavne på samme tidspunkt som ovenstående. Den orange ”stjerne” i Tvillingerne er planeten Jupiter.
Dragens letgenkendelige hoved med stjernebilledets to klareste stjerner Rastaban (β) og Eltanin (γ) er på vej op på nordøsthimlen. Det samme er Vega i Lyren og Deneb i Svanen. De to sidstnævnte er cirkumpolare og er så klare, at de kan ses, selv når de står meget lavt på himlen mod nord. Nordhimlens klareste stjerne, Arcturus i Bootes, står mod øst, og mellem den og Løven ses den temmelig svage Berenices Hår, som på trods af sin lidenhed og svage stjerner indeholder en af himlens største koncentrationer af galakser. Det er imidlertid ikke galakserne, som er mest iøjnefaldende, men derimod den åbne stjernehob Melotte 111, som består af omkring 50 stjerner spredt over et område på 6°-7°, hvilket lige netop passer i størrelse til synsfeltet i en 7×50 prismekikkert. Hoben ligger i en afstand af 280 lysår og er den nærmeste åbne hob efter Hyaderne i Tyren. På grund af den store spredning mellem de enkelte stjerner blev den først identificeret som en stjernehob i slutningen af 1930’erne.
Berenices Hår med Melotte 111 mellem Bootes og Løven.
Karlsvognen befinder sig næsen lodret over hovedet, og på vesthimlen er Andromeda ved at forsvinde under horisonten. Tyren er også på vej mod horisonten, men det er stadig mulig at få et kig på dens klareste stjerne, Aldebaran, som er et klassisk eksempel på en rød kæmpe. Denne type stjerner er interessante af flere årsager. I modsætning til Solen, hvor det udadrettede strålingstryk fra brintfusionen i dens kerne opretholder balance med den indadrettede tyngdekraft, har en rød kæmpe som Aldebaran opbrugt sin brint i kernen. I stedet finder brintfusionen sted i en skal omkring den inaktive heliumkerne. Eftersom den inaktive kerne fortsætter med at trække sig sammen, svulmer den omgivne brintskal op, hvilket bevirker, at stjernens ydre lag ekspanderer. Aldebaran har derved udvidet sig så meget, at dens diameter er næsten 50 gange større end Solens, men dens masse er kun 1,16 gange Solens, så Aldebarans yderste lag er ikke nær så tæt som Solens – vi ville faktisk kalde det vakuum. En følge af udvidelsen og dermed en langt større overflade er, at lysstyrken stiger. Aldebaran har en lysstyrke på mindst 450 gange så meget som Solen. Om 5-6 millioner år udvider Solen sig til en rød kæmpe.
Aldebaran sammenlignet med Solen.
Aldebaran er dog kun en dværg blandt mange andre røde kæmper.
Den måske mest interessante egenskab ved Aldebaran og lignende røde kæmper er deres temperatur, som giver dem den karakteristiske røde farve. Røde kæmper er forholdsvis kolde, og Aldebaran er ingen undtagelse. Mens Solens overflade er ca. 5500° C, er Aldebaran kun 3700° C. Den røde farve træder tydeligt frem ved sammenligning med andre klare stjerner i nærheden, såsom den blå Rigel i Orion eller den hvidgule Capella i Kusken.
Som himlens 14. klareste stjerne er Aldebaran let at finde. Dens udprægede rød/orange nuance er et godt udgangspunkt til at lokalisere Tyrens røde øje på en linje mellem to let genkendelige mærkepæle: Orions Bælte og stjernehoben Syvstjernen. Navnet Aldebaran stammer fra arabisk al Dabaran og betyder ”efterfølgeren”, formodentlig med henvisning til, at den følger efter Plejaderne over himlen. Aldebaran ser ud til at ligge midt i den åbne stjernehob Hyaderne, hvilket dog kun er en illusion, eftersom afstanden til den kun er det halve af afstanden til Hyaderne. Aldebaran ligger tæt på Ekliptika og bliver derfor periodevist okkulteret af Månen og ved langt sjældnere lejligheder af planeterne. Den seneste serie okkultationer af Månen gik fra 2015 til 2018, og en ny serie begynder i 2033.
Inden midnat er Orion ved at forsvinde under horisonten, og den sidste synlige stjerne er den røde kæmpe Betelgeuze, som holder stand indtil ved 01-tiden. Til gengæld er forårsstjernebillederne Løven, Jomfruen og Søslangen Hydra stået op. Hydra er dog kun kommet halvt op over horisonten, for vi kan ikke se den sydligste del af stjernebilledet fra Danmark. Af alle 88 stjernebilleder er Hydra arealmæssigt det største, medens Jomfruen og Store Bjørn indtager de næste to pladser. På trods af sin størrelse består Hydra af svage stjerne. Den eneste nogenlunde klare er α Hydrae på mag 2. Den kendes som Alphard, et navn der kommer fra det arabiske al-fard, som meget passende betyder ’den ensomme’.
Om aftenen kan Venus ses lavt på himlen i vestlig retning. Det kræver dog en fri horisont i begyndelsen af måneden, for den klare planet står blot nogle få grader over horisonten tre kvarter efter solnedgang. Venus’ store lysstyrke på mag. ÷3,9 betyder imidlertid, at den trods den lave højde er et iøjnefaldende objekt. I løbet af måneden bliver højden over horisonten gradvist større, og sidst på måneden er den øget til knap 10° tre kvarter efter solnedgang.
Venus højde og position 1. marts – 30. april tre kvarter efter solnedgang.
Planeterne i Indre Solsystem 1. marts og 31. marts.
Som det fremgår af ovenstående skitse, falder synsretningen til Merkur og Venus i samme retning den 1. marts. Set fra Jorden er afstanden mellem dem 5¼°, men Merkur kan med en lysstyrke på mag. 2,3 ikke ses med det blotte øje så lavt på himlen som tilfældet er. Merkur er i konjunktion med Solen den 7. marts og dukker op på morgenhimlen sidst på måneden. Mere herom følger senere.
Venus er den lysstærkeste planet, og den giver ofte anledning til undren for den, som tilfældigvis får øje på den. Med det blotte øje ses et mystisk stærktlysende objekt, som synes at være stationært, men måske bemærker man, at det pulserer, dvs. lysstyrken varierer lidt, og der skyder stråler ud i alle retninger, og samtidig bevæger objektet sig lidt frem og tilbage.
Efter et stykke tid bemærker man, at den stærke lyskilde ganske langsomt har bevæget mod højre og samtidig nedad mod horisonten. Så finder man sin prismekikkert frem. Nu bliver det mystiske objekt klarere og kun en smule større end med det blotte øje. Med den begrænsede forstørrelse kan der imidlertid ikke ses detaljer eller særlige træk, men man kan fortsat se de mange stråler, som udsendes, så i stedet finder man sin mobiltelefon frem. Og naturligvis stoler man mere på mobilens kamera end på sine egne øjne, for når man tager et nærbillede af objektet ved at zoome maksimalt ind, viser det sig som en stor rund skive med et væld af detaljer. Hvis det er en videooptagelse, bliver detaljerne, pulsationen og lysstyrkevariationen endnu tydeligere, og objektet synes at rotere omkring sig selv. Er det mon en Ufo?
Venus med det blotte øje (1), gennem en prismekikkert (2) og maximal zoom med en mobiltelefon (3).
Den langsomme bevægelse mod højre og nedad mod horisonten er den helt normale bevægelse af et himmellegeme på vesthimlen, hvilket skyldes Jordens omdrejning. Himmellegemerne synes at bevæge sig i en bue hen over himlen. De står op i østlig retning, bevæger sig skråt op på himlen, står højest mod syd og går ned i en skrå vinkel mod vest.
Den tilsyneladende pulsering og bevægelse skyldes turbulens i Jordens atmosfære og er især mærkbar tæt ved horisonten. De mange stråler skyldes lysbrydning i øjet og i den benyttede optik.
En almindelig mobiltelefon er ikke egnet til nærbilleder af et lysende objekt på en mørk baggrund. Kameraets automatiske afstandsindstilling kan ikke fastholde fokus, og forsøger derfor forgæves at finde den rette indstilling, og typisk bliver afstanden opfattet som blot nogle få meter. Lyset fra det punktformede objekt bliver derfor uskarpt og spredt ud på de mange omliggende pixels.
Et teleskop giver bedre mulighed for større forstørrelse end en mobiltelefon og bedre mulighed for at stille skarpt. Afstanden til Venus er imidlertid så stor her i marts, at planeten kun ses under en synsvinkel på 10”, og da den er fuldstændig dækket af en tæt atmosfære bestående af ca. 96,5 % kuldioxid, ca. 3,5 % kvælstof, samt meget små mængder svovldioxid, argon, vanddamp og kulilte, kan man kun se det øverste af skylaget, som primært består af koncentreret svovlsyre. Man kan derfor ikke se Venus’ overflade, og det globale skydække giver samtidig forklaringen på Venus’ store lysstyrke, idet albedoen er på ca. 0,75-0,90. Nærmere bestemt betyder det, at Venus reflekterer 75-90 % af det indkommende sollys.
Venus’ udseende den 1. og 31. marts.
Den 7. marts passerer Venus og Saturn tæt forbi hinanden med en mindste afstand på godt 1°. Saturn har en lysstyrke på mag. 1, og kan derfor kun ses med en prismekikkert på den tusmørkeoplyste aftenhimmel. Af akademisk interesse står Neptun med en lysstyrke på mag. 8 samme aften 18” under Venus. Den 20. står det meget smalle segl på den tiltagende måne nogle få grader over Venus. Neptun er i konjunktion med Solen den 22. marts, og Saturn er det samme den 25. marts.
Uranus befinder sig i lighed med de foregående måneder omkring 5° under den åbne stjernehob Plejaderne i Tyren. Med en lysstyrke på mag. 5,8 kan den teoretisk ses uden optiske hjælpemidler, idet grænsen for det blotte øje ligger på mag. 6. En prismekikkert gør dog underværker, især hvis man kender den præcise position. Uranus befinder sig tæt på to stjerner i Tyren, 13 Tau på mag 5,7 og 14 Tau på mag. 6,1. Planeten bevæger sig progradt, dvs. mod venstre, og står ½° vest for 13 Tau den 1. marts. Uranus passerer 12’ under 13 Tau midt i marts, og 5’ under 14 Tau 10 dage senere. Kun gennem et stort teleskop er det muligt at skelne Uranus’ lille blå-grønne skive på 4”.
Uranus bane i marts. 13 og 14 Tau er markeret, og de fire øvrige angivelser er de pågældende stjerners lysstyrke.
Jupiter er Solsystemets største planet, men kun den næstklareste efter Venus. I Jupiters tilfælde er det ikke nødvendigt med et stjernekort, for med en lysstyrke på mag. ÷2,4 dominerer den stjernebilledet Tvillingerne, og selv om lysstyrken falder til mag. ÷2,2 inden månedens udgang, overstråler den fortsat Tvillingernes to hovedstjerner Castor og Pollux. Jupiter bevæger sig kun lidt i løbet af marts, for dens retrograde bevægelse afsluttes den 10., hvorefter bevægelsen bliver prograd.
Jupiter er 11 gange så stor i diameter som Jorden, og det fremgår tydeligt, at det er Solsystemets største planet, når man retter et teleskop mod den. Lysstyrken falder ganske lidt gennem hele måneden, fordi afstanden mellem Jorden og Jupiter bliver større, og ligeledes bliver dens tilsyneladende diameter mindre, idet den svinder fra 43” til 39”. Det er dog fortsat uproblematisk at se især de to mørke ækvatoriale bælter gennem selv et forholdsvist 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.
Som tidligere nævnt er Merkur i konjunktion med Solen den 7. marts. Herefter befinder den sig på morgenhimlen. Den lille planet gør sig dog ikke særlig bemærket, for den begynder altid sin optræden på morgenhimlen med lav lysstyrke, og desuden står den syd for Ekliptika. Den 31. står den op ½ time før Solen, og selv om den har en elongation på 27°, står den så lavt, at den forsvinder i morgengryet. Skitsen herunder viser dens position den 31. marts, og den viser også, hvorfor det ikke er muligt at se Saturn og Mars, fordi de ligeledes befinder sig meget lavt på himlen..
Planeternes position den 31. marts nogle minutter efter solopgang. Afstanden mellem de lodrette linjer er 5°, og den skrå linje er Ekliptika.
På skitsen ser det ud, som om Saturn og Mars kredser tættere på Solen end Merkur. I virkeligheden er Merkur den planet, som er nærmest Solen. Illusionen opstår udelukkende, fordi vi ser planetsystemet fra Jordens perspektiv, og Merkurs gennemsnitsafstand fra Solen er omkring en tredjedel af Jordens afstand. Det tætte kredsløb om Solen kunne foranledige én til at stille spørgsmålet: Hvorfor falder Merkur ikke ind i Solen, når den hele tiden er under påvirkning af dens store tyngdekraft? Vi har jo lært, at massive objekter (faktisk gælder det ethvert objekt med masse) tiltrækker andre objekter på grund af tyngdekraften.
Spørgsmålet blev allerede besvaret af Isaac Newton i 1687 i hans omfattende værk Philosophiæ Naturalis Principia Matematica (Naturvidenskabens matematiske principper). Almindeligvis omtales værket med forkortelsen Principia.
I Principia beviser Newton ved hjælp af en sikker matematisk bevisførelse, at Solens, Jordens og planeternes bevægelser på samme måde som bevægelserne på Jorden kan forklares ved hjælp af én enkelt lov – tyngdeloven. Selv fænomener som højvande og lavvande kunne forklares gennem denne lov.
Tyngdeloven kan kort opsummeres i Newtons 1. lov, som siger, at ethvert legeme i hvile forbliver i hvile, eller bliver ved med at bevæge sig i en ret linje med uforandret hastighed, hvis det bevæger sig. Kun såfremt en eller flere ydre kræfter påvirker det, kan det komme ud af denne tilstand. Denne tendens til at forblive i samme bevægelsestilstand kaldes inerti, og første lov betegnes da også ofte som inertiens lov.
Kast for eksempel en sten vandret ud i luften. Den vil da følge en kurvet bane, indtil den falder ned og rammer jorden, fordi Jordens tyngdekraft hurtigt trækker den tilbage til sin overflade.
En stjerne og en planet, som ikke er lige store, men trods alt begge er massive, burde intuitivt også hurtigt støde sammen. Erfaringen viser i stedet, at en planet opretholder sit kredsløb omkring stjernen uden at støde ind i den.
For at forstå hvordan planeten er i stand til at bibeholde sin afstand fra stjernen, vendes der tilbage til den førnævnte sten. Stenen blev kastet med den hastighed, som et normalt menneske er i stand til. Forestil nu, at stenen kastes med en meget højere hastighed. Den falder stadig til jorden, men det tager længere tid, fordi den bane, den følger, er længere på grund af den højere vandrette hastighed. Stenen bliver nu kastet med endnu højere hastighed, og den nedadgående bane, den følger, bliver endnu længere. Forestil nu, at man er i stand til at kaste stenen så hurtigt, at Jordens overflade krummer væk fra stenens bane hurtigere, end den kan falde. Som et resultat fortsætter stenen sin krumme bane rundt om Jorden. Den vil aldrig falde ned, for selv om den fortsætter med at falde, forsvinder Jorden under den lige så hurtigt. Stenen ender med at gå i kredsløb. I Principia forestillede Newton sig, at en kanon blev affyret fra et højt bjerg med større og større krudtladning.
Newtons skitse i Principia af kanonkuglen.
Problemet er naturligvis, at ingen er i stand til at kaste en sten så hurtigt. Et andet problem er, at luftmodstanden hurtigt ville reducere hastigheden, så stenen alligevel falder ned. Problemet blev løst med flertrinsraketter, og i dag er der som bekendt tusindvis af satellitter i kredsløb om Jorden. Alle satellitter i lavt kredsløb, inklusive ISS, er udsat for denne modstand, selv om den er meget lille i store højder. Som følge heraf vil de på et tidspunkt falde ned på Jorden, medmindre de en gang imellem får et ekstra boost af en af deres styreraketter.
Merkur og de øvrige planeter bevæger sig derimod gennem et vakuum, og derfor vil deres hastighed ikke blive reduceret. Planeterne bevæger sig hurtigt nok og i en tilstrækkelig stor afstand til, at deres fald mod Solen hele tiden modsvares af den afstand de tilbagelægger i samme tidsrum.
