SE UPP

en guide för Kristianstadstraktens himmel under Februari 2010.

Guiden är i första hand tänkt som vägledning vid observation av natthimlen med hjälp av endast de egna ögonen eller med hjälp av en fältkikare. Därför har endast de någorlunda ljusstarka objekten tagits med innebärande att objekt med magnitud överstigande 7 uteslutits. Guiden lämnar också vissa uppgifter beträffande solens status.

Särskilt notabelt för februari.

Stjärnkarta

På annan plats på ASAK:s hemsida finns läsanvisningar för hur en stjärnkarta skall användas (klicka på knappen ”Nybörjarguiden” för att hitta dem).

KARTA 1 – Stjärnkarta för hela himlen över Kristianstad 15 februari 2010 kl 22.00.

Klicka på denna länk så kommer du till stjärnkartans hemsida:

Stjärnkarta över Kristianstad: Heavens above

På Karta 1 finns 20 stjärnbilder markerade med både namn och streckfigur, vilka listas i nedanstående tabell:

På Karta 1 finns dessutom 9 stjärnbilder markerade med namn, men utan streckfigur. Anledningen till detta är att kartritaren inte bedömt dessa stjärnbilder som tillräckligt tydliga för att motivera detta. Dessa listas i nedanstående tabell:

På Karta 1 syns också några stjärnbilder som väl är markerade med streckfigur, helt eller delvis, men utan namnangivelse. Anledningen till att namnet inte kommit med är att det helt enkelt fallit bort då horisonten ritats upp av dataprogrammet för den valda tidpunkten, 15 februari kl 22.00. Genom att välja en lämplig annan tidpunkt som kartan skall visa kan namnen göras synliga.

Allmänt om stjärnor och stjärnbilder

Människor har i alla tider tyckt sig se vissa mönster bland himlens alla stjärnor och givit namn åt dessa. Varje sådant namngivet mönster kallar vi en ”stjärnbild”, eller alternativt för ”konstellation”. Det är emellertid fel att tro att de i en viss stjärnbild ingående stjärnorna hör ihop på annat sätt än att de sedda från jorden bildar ett visst mönster som aldrig tycks ändra sig. I verkligheten hör stjärnorna ingående i en stjärnbild mycket sällan ihop, utan tvärt om ligger de ofta långt från varandra, är skapade vid olika tidpunkter, äger olika fysikaliska egenskaper och färdas med olika rörelseriktningar i världsrymden. Alla stjärnbildernas mönster bildas dock av stjärnor som ligger i vår egen galax, Vintergatan, för det är endast en av alla andra galaxer i Universum, som vi någorlunda enkelt kan se för blotta ögat, nämligen Andromedagalaxen, men det är nätt och jämt att det ens går att se hela den galaxen, så några enskilda stjärnor går sålunda med hjälp enbart av de egna ögonen varken att se i Andromedagalaxen eller någon annan galax än just Vintergatan. Faktum är att inte ens inom Vintergatan kan vi för blotta ögat se alla stjärnorna, utan det rör sig bara om ett mindre antal av dessa. Som bäst rör det sig om ca 6000 totalt av totalt ca 200 miljarder i hela Vintergatan. I hela Universum finns minst 100 miljarder andra galaxer än Vintergatan. 6000 stjärnor totalt gäller dessutom sammantaget för alla platser på jordklotet tillsammans. Från en enskild plats och bestämd tidpunkt, t ex från Kristianstad kl 22.00 15 december 2009, rör det sig om ca 2000 stjärnor som bäst. 

Att antalet stjärnor som går att se med de egna ögonen bara är en liten bråkdel av alla de som finns beror framförallt på att avstånden i Universum är enorma. När dessa mäts upp duger det inte med vårt vanliga metersystem som vi använder på jorden. De två vanligaste måtten för angivande av avstånd i rymden är ”Astronomisk enhet” resp ”Ljusår”. Måttet ”Astronomisk enhet” förkortas AE och används i första hand för att ange avstånd inom vårt eget solsystem. 1 AE = avståndet mellan jorden och solen, vilket är ungefär lika med 16 miljoner mil. Måttet ljusår förkortas ly (engelska förkortningen för lightyear) och det används framförallt för avstånd knutna till objekt som ligger utanför vårt eget solsystem. Definitionsmässigt är ett ljusår lika med den sträcka som en ljuspartikel (sk foton)hinner färdas i rymden under ett års tid. Enligt en av fysikens mest grundläggande lagar rör sig ljus i rymden alltid med den konstanta hastigheten av ca 300 000 km i sekunden, vilket samtidigt är den maximala hastighet som överhuvudtaget går att uppnå. Denna höga hastighet motsvarar 7 rundor runt jordklotet på en sekund. Uttryckt i mil är 1 ly = ca 946 miljarder mil. Avståndet till den stjärna som ligger närmast solen är ca 4 ly medan avståndet till Andromedagalaxen är ca 2,5 miljoner ly. Vintergatans diameter är ca 100 000 ly och solens avstånd till Vintergatans centrum är ca 26 000 ly. Den yttersta gräns för Universum som är möjlig att observera ligger på ett avstånd av 13,7 miljarder ly från solen. Att just detta är gränsen beror på att enligt gällande teori för vårt Universums tillkomst och utveckling (inkl ljusets) – den sk Big Bang-teorin – föddes vårt Universum i en ofantlig explosion, benämnd Big Bang, för 13,7 miljarder år sedan, och givetvis kan ingenting – ej heller som i detta fall stjärnljus - färdas under längre tid än det existerat.

När vi tittar på en stjärna är det ljus vi ser sålunda minst 4 år gammalt och i regel är det mycket äldre. Undantaget är solen, som ju också är en stjärna. Där tar ljuset bara 8 minuter på sig från det det lämnat solen tills att det når jorden.

En stjärnas ljusstyrka sedd från jorden kallas av astronomer för ”magnitud”. För lite närmare beskrivning av magnitudbegreppet hänvisas till de läsanvisningar för en stjärnkartas tydande som i det ovanstående omnämnts under rubriken ”Stjärnkarta”. I dessa läsanvisningar finns också hela det grekiska alfabetet återgivet samt beskrivet hur dessa bokstäver används för att identifiera en viss stjärna i en stjärnbild. Vidare ges där även en lite mera utförlig information om begreppet stjärnbild.

Stjärnorna är inte alla likadana, utan de skiljer sig mycket åt med olika kemiska och fysikaliska egenskaper. Dessa skillnader kan utläsas genom studium av stjärnornas spektra. När man låter ljus falla genom ett prisma delas det upp i sina olika färger och denna ljusspridning kallas för ett spektrum. Det är detta fenomen som visar sig i t ex regnbågar. Inom astronomin har skapats ett klassificeringsschemat för indelning av stjärnorna som bygger på tolkning av stjärnornas spektrum. Detta schema omfattar 7 huvudgrupper där varje huvudgrupp tilldelats en bokstav. Nedan visas bokstävena, samt vilken lysfärg som kännetecknar stjärnorna i resp grupp. Färgerna ses dock inte så bra för blotta ögat, utan för att uppfatta dem behövs i allmänhet minst en fältkikare och helst ett teleskop. För varje huvudgrupp anges också den genomsnittliga temperatur som råder på ytan hos de stjärnor som tillhör gruppen. Schemat är uppställt efter lyskraft i fallande ordning. Stjärnorna tillhörande spektralgrupp O utstrålar sålunda de största ljusmängderna och de i grupp M de lägsta. Den lyskraft som avses är den verkliga (dvs utan hänsyn till avståndet), och inte den lyskraft vi skenbart upplever från jorden, och som förutom den verkliga lyskraften också påverkas av avståndet till stjärnan. Det skall framhållas att schemat är mycket förenklat och bara visar en del av hela schemat.

 Vår egen stjärna, solen, tillhör spektralgrupp G.

Stjärnor är sålunda sinsemellan mycket olika, men två egenskap har de åtminstone gemensamt, och det är hur det skapats och hur de gör för att lysa. Alla stjärnor har skapats ur kalla gasmoln som finns i rymden. Det mesta av den materia som gasmolnen består av är väte, som är det enklaste av alla grundämnena. Allt väte skapades vid Big Bang-händelsen, dvs Universums skapelseögonblick, som omnämnts i det tidigare. Skapelseprocessen för stjärnor går till så att av någon anledning börjar gasmolnet att dra ihop sig, dvs förtätas. Orsakerna till denna förtätning kan vara flera, men en orsak kan vara att en gammal tidigare stjärna exploderat, vilket skapat en chockvåg som träffat molnet och fått det att förtätas. När förtätningen väl börjat behövs inte fler utanförmoment, utan då kan förtätningen bli självgenererande genom gravitationen, som är den kraft inom naturen som får all materia att dras till vartannat. När gas pressas samman blir effekten att gasens beståndsdelar i form av atomer och molekyler allt oftare stöter ihop, vilket leder till ökad temperatur, som bara ökar och ökar allt eftersom gasen pressas ihop alltmer av den ständigt pågående gravitationskraften. Om molnet från början haft en tillräckligt stor massa, dvs bestått av tillräckligt många atomer, så inträffar till slut att temperaturen i gasmolnets centrum blir så högt att en kärnreaktion startar där, innebärande i första hand att väteatomer slås ihop och bildar helium. Även atomer av andra grundämnen kan förekomma, men väte är det helt dominerande ämnet för stjärnornas bränsle. Vid kärnreaktioner bildas energi enligt Albert Einsteins berömda formel E=mc² där E betyder energi, m betyder massan och c betyder ljusets hastighet. Varken begreppet energi eller massa är lätta att helt entydigt definiera, men mer än att energi har med kraft att göra och massa med materia behöver man egentligen inte veta, för att ändå i huvudsak förstå vad det handlar om. Som framgår av formeln är energi och massa sinsemellan utbytbara storheter och massa kan därför betraktas som ett tillstånd av lagrad energi.

Stjärnorna är sålunda gigantiska kärnkraftverk, som producerar energi och denna energi trycks iväg utåt från stjärnans centrum, och när den efter lång tid till slut når stjärnans yta har den bl a omvandlats till synligt ljus i form av sk fotoner, som strålar ut i rymden åt alla håll, och när en del av dessa fotoner når oss på jorden kan vi se stjärnan och göra studier av dess spektrum. Stjärnornas kärnkraftverk fungerar emellertid diametralt annorlunda jämfört med våra jordiska kärnkraftverk. Medan vi på jorden slår sönder atomer för att få fram energi, så gör stjärnorna raka motsatsen, nämligen slår ihop atomer. Den energi som skapas genom att slå sönder atomer kallas för fissionsenergi, medan energin som uppstår vid sammanslagning av atomer kallas för fusionsenergi. Drömmen bland många vetenskapsmän inom atomfysikområdet har länge varit att försöka efterlikna stjärnornas kärnkraftsmetod och skapa fusionsenergi, men försöken med detta har ännu inte lyckats. Skulle det lyckas hade jordens behov av energi sannolikt varit säkrad för evigt, och dessutom på ett billigt och miljövänligt sätt, för då skulle energikällan kunna vara vanligt vatten, som det ju finns gott om i jordens hav. Från vatten skulle nämligen kunna hämtas samma bränsle som stjärnorna framförallt använder, dvs väte, för vatten är som bekant sammansatt av grundämnena syre och väte enligt den kemiska formeln H2O.

När kärnreaktionerna startat i stjärnans inre uppstår ett utåtriktat mottryck som balanserar gravitationen, och gasmolnet trycks inte ihop ytterligare och stjärnan har då kommit in i en stabil fas av sitt liv. Hur länge den kan fortsätta i denna stabila fas beror på hur mycket massa som fanns i det ursprungliga gasmoln som stjärnan föddes ur. Var massan mycket stor blir temperaturen mycket hög och stjärnan bränner relativt snabbt slut på sitt bränsle, och då blir livslängden på den stjärnan relativt kort. Om molnmassan varit av den storleksordning som hos det som formade solen, så blir livslängden ca 10 miljarder år. Av dessa totala 10 miljarder år har solen hitintills avverkat 5 miljarder, men om ingenting annat inträffar som avslutar mänsklighetens existens på jorden, så kan vi alltså se fram emot ytterligare 5 miljarder år innan solen får slut på sitt bränsle och dör. Om massan i ursprungsmolnet understiger omkring 0,1 solmassor kan kärnreaktionen aldrig starta. Sådana himlakroppar blir därför aldrig stjärnor, utan någonting annat t ex planeter. Jupiter, som är den största planeten i vårt solsystem, är en himlakropp som nästan ligger på gränsen till vad som skulle kunna bli en stjärna, men pga att massan trots allt ändå var för liten stannade Jupiter vid att bli en planet.

Avslutningsvis skall under denna rubrik presenteras ett inom astronomin mycket använt diagram för klassificering av stjärnor. I detta diagram kan alla stjärnor placeras någonstans. Diagrammet kallas för HR-diagrammet. HR är förkortning för Hertzsprung-Russel som är efternamnen på diagrammets skapare, nämligen Ejnar Hertzsprung och Henry N. Russel. Nedanstående skiss över diagrammet är hämtat från Nationalencyklopedin på Internet. Som framgår av HR-diagrammet finns det ett klart samband mellan spektralgrupp, absolut ljusstyrka och yttemperatur, så känner man spektralgruppen för en viss stjärna, så kan också absoluta magnituden (eller luminositeten som den också kallas) samt yttemperaturen fastställas.

Principskiss för ett HR-diagram hämtat från Nationalencyklopedin på Internet.
 

Med effektiv temperatur menas temperaturen vid ytan på stjärnan. Eftersom skillnaden mellan Kelvin och Celcius är ca 273º kan i det här sammanhanget bortses från att temperaturskalan anges i Kelvin och temperaturen kan sålunda lika gärna anses vara i Celsiusgrader. Med absolut ljusstyrka menas stjärnans verkliga magnitud, dvs den som är oberoende av avståndet mellan betraktaren och stjärnan, och alltså inte den skenbara magnitud som vi upplever när vi observerar stjärnan från jorden, och vilken förutom den absoluta magnituden också är påverkad av avståndet.

Alla stjärnor befinner sig efter sin födelse någonstans på den linjekurva i diagrammet som är betecknad ”huvudserien”. Hur högt resp lågt på denna linje som en stjärna befinner sig beror på dess massa. Ju större massa, desto högre upp på kurvan ligger stjärnan. Stjärnorna stannar kvar på huvudserien  så länge de befinner sig i sin stabila fas, dvs förbränner väte enligt den kärnprocess som beskrivets i det tidigare. Så gott som alla stjärnor som vi kan observera för blotta ögat befinner sig på huvudserien. För egen del tycker undertecknad författare att parentesen (dvärgstjärnor) känns onödig. Om man absolut måste kalla stjärnorna på huvudserien för någonting, så borde benämningen ”normalstjärnor” i så fall ligga närmare till hands.

I slutstadiet av sitt liv, dvs när vätet tagit slut som bränsle, lämnar stjärnorna sin plats på huvudserien och flyttar sig till något av de andra på skissen markerade fälten. Stjärnorna inom området i diagrammet betecknat ”superjättestjärnor” klarar sig ytterligare en kortare tid genom att förbränna vissa andra tyngre grundämnen än väte. Samma är förhållandet för de stjärnor som befinner sig inom området betecknat som ”jättestjärnor”. Skillnaden mellan dessa båda grupper är endast storleken och som namnet anger är ”superjättestjärnorna” de största. Anledningen till att stjärnorna i dessa båda grupper betecknas som jättar resp superjättar är att de i förhållande till sin volym när de befann sig på huvudserien svällt upp kollosalt, vilket alla stjärnor gör i slutstadiet av sitt liv när tätheten i det gasmoln som utgör stjärnan minskar.

Det är alltså de allra mest massiva stjärnorna i huvudserien som i slutstadiet av sitt liv vandrar över till gruppen ”superjättestjärnor”. När kärnprocesserna i stjärnorna tillhöriga denna grupp helt upphör kommer stjärnorna att kollapsa och explodera i sk ”supernovaexplosioner” där merparten av stjärnans massa kastas ut i rymden. Vid dessa explosioner ökar stjärnans ljusstyrka för en kortare tid enormt och om händelsen inträffar inte alltför långt från jorden kan det hända att ljusskenet blir så starkt att det även kan observeras dagtid. De resterande delarna av stjärnans massa som inte kastats ut i rymden bildar i första hand sk ”neutronsstjärnor”. Neutronstjärnorna är slocknade stjärnor som bara består av neutroner, med undantag för mycket mycket små kvantiteter av protoner och elektroner. Om restprodukten överstiger 3 solmassor stannar processen emellertid inte vid neutronstadiet utan kollapsen fortsätter pga den starka gravitationen till en i princip oändlig täthet som benämns ”svart hål”.

Till gruppen ”jättestjärnor” kommer i slutet av sitt liv de stjärnor på huvudserien som har en massa motsvarande ungefär solens. När jättestjärnorna håller på att slockna, kastar de i likhet med superjättestjärnorna ut mängder av materia i rymden, men inte lika dramatiskt. Den utkastade materien stannar ofta som ringformade moln i närheten av sin ursprungsstjärna och dessa ringar kallas traditionellt för ”planetariska nebuloser” eftersom de när de först upptäcktes - innan dagens kvalitet på teleskopen fanns tillgängliga – såg ut som planetsystem. När kärnprocesserna helt upphör kollapsar jättestjärnorna till sk ”vita dvärgar” och förflyttar sig i diagrammet till angiven plats för denna grupp.

I gruppen ”vita dvärgstjärnor” i diagrammet befinner sig sålunda de stjärnor som slocknat och kollapsat, men vars ursprungliga massa inte varit tillräckligt stor för att åstadkomma en supernovaexplosion med en neutronstjärna eller svart hål som slutresultat. Även om de inte längre lyser kommer stjärnorna i gruppen ”vita dvärgstjärnor” ändå att utsända värme under många miljoner år innan de svalnat och blivit helt kalla. Solen är en sådan stjärna som – efter att ha passerat jättestjärnestadiet - vid sin död kommer att hamna bland gruppen vita dvärgstjärnor. När solen övergår till jättestjärnstadiet kommer den att svälla så kraftigt att den kommer att nå ut till jordens omloppsbana och förinta jorden, men det dröjer åtskilliga miljarder år innan denna katastrof inträffar.  

Månadens stjärnbild

Varje månad väljs en stjärnbild ut för närmare presentation under denna rubrik. Presentationen handlar i första hand om själva bilden som kan ses för blotta ögat, och inte så mycket om andra astronomiska objekt i form av exempelvis galaxer och nebulosor, som med hjälp av teleskop kan återfinnas inom det område på himlen som bilden täcker. För de som är intresserade av dylika objekt hänvisas t ex till vad som kan läsas om detta på annan plats på ASAK:s hemsida, nämligen under länken ”Årstids- och Messierguide”. Den länken hittas genom att klicka på knappen ”Observationer” som återfinns till vänster på ASAK-hemsidans förstasida.

I presentationen lämnas också en kulturhistorisk bakgrund till bilden, hämtad från olika folkslags mytologi, företrädesvis den grekiska, men det skall framhållas att denna del av presentationen är förbunden med en hel del osäkerhet, för i allmänhet innehåller inte det mytologiska stoffet en enhetlig berättelse, utan tvärt om finns det vanligtvis många versioner, som sinsemellan skiljer sig åt i högre eller lägre grad. Strävan vid val av version har dock varit att försöka finna den som idag torde vara den mest återgivna, eller i vart fall vara bland de mest återgivna. Detta med osäkerheten kring bildens historiska bakgrund understryker egentligen bara det faktum att stjärnbilder är någonting relativt, och såväl hur man sätter samman dem som hur man sedan tolkar  sammansättningarna kan skifta från folkslag till folkslag, eller för den skull från person till person. Ingen variant behöver vara riktigare eller sannare än någon annan, det hela är ytterst bara fråga om tycke och smak. Fr o m 1932 har emellertid 88 stjärnbilder fått en officiell status inom den astronomiska vetenskapen beträffande namn och total utsträckning på himlen, och det är bland dessa 88 som urvalet för presentation här görs. Detta hindrar dock inte att när stjärnbilderna skall ritas upp som streckfigurer så förekommer än idag olika versioner inom litteraturen, och då det gäller den kulturhistoriska bakgrunden ingick inte denna alls när de 88 bildernas officiella status fastställdes.  

Ytterligare information om stjärnbilder kan hittas på någon av de länkar som finns i slutet av detta avsnitt. Beträffande fördjupad presentation av de enskilda stjärnorna som stjärnbilden består av kommer sådan att starkt begränsas till bara en eller fåtal utvalda stjärnor och ibland helt saknas. De som önskar mera information än den som lämnas här om de enskilda stjärnorna får sålunda vända sig till andra källor än denna guide. 

Det finns som sagt f n sammanlagt 88 internationellt namngivna och erkända stjärnbilder att skåda på himlavalvet runt hela jordklotet, vilket gällt sedan 1932. Deras namn är oftast av mycket gammalt datum och anknyter ofta – liksom för övrigt ev namn på enskilda stjärnor – ursprungligen till den babyloniska, grekiska, romerska (latin) eller arabiska språkvärlden. En del stjärnbilder ligger emellertid så långt ner på den södra himmelssfären att de aldrig kan ses från Kristianstads horisont, och dessa tas därför aldrig med för någon presentation här. En som emellertid kan ses härifrån är den stjärnbild som på svenska heter Tvillingarna, och det är den som i det följande presenteras denna gång.

Först visas två delkartor av himlen med Tvillingarna i centrum (Kartorna 2 och 3), vilka följs av en tabellerarisk sammanställning med kortfakta och därefter avslutas presentationen med verbal beskrivning/kommentarer. Eftersom stjärnbildernas utseende inte ändras, bara deras placering på himlen (se mera om detta i de läsanvisningar som ovan refereras till under rubriken ”Stjärnkarta”), så gäller delkartorna alltid, dvs oberoende av datum eller klockslag. Karta 2 är den mest koncentrerade och överblickar i stort sett bara Tvillingarna och dess allra närmaste omgivningar, medan Karta 3 har ett större perspektiv och omfattar i det närmaste 1/3 av den himmel som Karta 1 visar.

 

KARTA 3 - Karta över den del av himlen som omfattar stjärnbilden Tvillingarna och dess omgivningar (bilden hämtad från dataprogrammet Starry Night). Tvillingarna ses något till vänster om mitten på kartan, den ene hållande ett spjut och den andre en pilbåge. Övriga stjärnbilder som syns helt eller delvis på kartan är: Orion (till höger om Tvillingarna);                             
Floden (beskuren till höger om Orion, sträckande sig ända ner till kartans nedre högra hörn); Haren (beskuren snett till höger nedanför Orion); Enhörningen (något beskuren snett nedanför till vänster om Orion); Lilla Hunden (till vänster om Enhörningen); Kräftan (snett nedanför till vänster om Tvillingarna); Lejonet (starkt beskuren i kartans nedre vänstre hörn); Lilla lejonet (mycket starkt beskuren ovanför Lejonet); Kusken (något beskuren ovanför Tvillingarna); Oxen (till höger om Kusken); Valfisken (mycket starkt beskuren i kartans övre högra hörn); Lodjuret (närmast till vänster om Kusken); Stora Björn (starkt beskuren i kartans övre vänstra hörn); Perseus (endast hans fötter syns mellan Kusken och Oxen i kartans överkant).

 

Sky Map Constellation Photos Star Constellations Csillagképek

Solen

Nedanstående tabell visar solens upp- och nergång vid 3 tillfällen under februari 2010. Tabellen baserar sina uppgifter på dataprogrammet "Starry Night".

Av ovanstående tabell framgår att under februari månad ökar dagens längd med sammanlagt 2 timmar.

Ett solfenomen som varit föremål för studier sedan långt tillbaka i historien är de s.k., ”solfläckarna”. Eftersom solen roterar ser fläckarna sedda från jorden ut som om de sakta rör sig över solskivan. Förekomsten av fläckar på solen varierar med ganska bestämd regelbundenhet, och historiskt sett har kunnat konstateras att med i genomsnitt en längd på 11 år går fläckarna från ett minimumtillstånd till ett annat. Solen har nyligen påbörjat en ny period (benämnd solcykel nr 24), och de första fläckarna i denna nya period har bildats. F n råder sålunda ett solfläcksminimum, och det förväntas att successivt allt fler fläckar bildas tills ett solfläcksmaximum inträffar om några år, och solfläckarna därefter åter skall börja gå ner i antal till ett nytt solfläcksminimum om ca 11 år. Om du är intresserad av att observera dessa fläckar, så måste du använda särskild utrustning anpassad just för detta. Du får absolut inte titta direkt på solen, varken med vanlig kikare eller med de egna ögonen (inte ens när det är mulet). Om du gör det – om så bara för en kort sekund- löper du mycket stor risk att bli permanent blind för resten av ditt liv. På internet kan du dagligen hitta ny information om hur antalet solfläckar utvecklar sig under denna webbadress:

www.spaceweather.com

Ovanstående tabell visar klockslagen för upp resp. nergång för solsystemets planeter vid tre tillfällen under februari, nämligen i början, mitten och slutet av månaden.  Planeterna är i tabellen ordnade uppifrån och ner i samma ordning som de ligger i sina omloppsbanor räknat från solen och utåt. I tabellen saknas av lättförstådda skäl en planet och det är jorden. Skulle den likväl tagits med skulle den ha placerats mellan Venus och Mars, eftersom jorden ligger som 3e planet från solen räknat. Någon tycker sig kanske sakna Pluto i tabellen, men den himlakroppen har sedan några år tillbaka pga sin ringa storlek fått ändrad status till dvärgplanet, och är sålunda inte längre någon fullvärdig planet. Tabelluppgifterna är hämtade från ett speciellt dataprogram, som heter ”Starry Night”. Genom att kombinera uppgifterna med motsvarande för solen, som lämnats i det tidigare, kan vägledning erhållas för vilka tidsintervall tillräckligt mörker råder under planeternas uppetider, för att åtminstone den grundläggande förutsättningen för att observera dem skall vara uppfylld.

Nedan redovisas i vilka stjärnbilder planeterna befinner sig under februari månad, samt lämnas vissa andra kommentarer härutöver.