Vor etwas mehr als 100 Jahren erhielten die Astronomen die Möglichkeit, auf der Grundlage von Sternspektren die Physik der Sternatmosphären zu erforschen. Der helle Stern Wega besitzt ein sehr übersichtliches Spektrum, für dessen Auswertung und Interpretation Kenntnisse der Oberstufen-Schulphysik genügen.In der Schulsternwarte der Geschwister-Scholl-Realschule in Betzdorf wurde das Spektrum des Sterns Wega im Sternbild Leier mit einem DADOS-Spektrographen der Firma Baader-Planetarium aufgenommen. Basierend auf dieser Aufnahme können unter Verwendung einer Energiesparlampe als Kalibrierlichtquelle die Wellenlängen der im Wega-Spektrum beobachtbaren Absorptionslinien vermessen werden. Für die Interpretation des Spektrums genügt die Kenntnis der wesentlichen Aussagen des Bohrschen Atommodells. Das in der vorliegenden Unterrichtseinheit beschriebene Vorgehen betrachtet die klassischen Themen Wellenoptik und Atommodelle des Oberstufenlehrplans Physik unter astrophysikalischem Aspekt und verknüpft sie mit modernen Methoden rechnergestützter Datenverarbeitung und Auswertung.Das alleinige Erstellen des Spektrums der Wega aus den beiden Bilddateien ("wega_spektrum.jpg" und "spektrum_ESL.jpg") lässt sich als isolierte Unterrichtseinheit auffassen. Man sollte dafür einen Zeitbedarf von zwei Unterrichtsstunden ansetzen. Sinnvoller erscheint es jedoch, die Thematik in einen übergeordneten Zusammenhang zu stellen. Dies erfordert Grundkenntnisse zur Emission beziehungsweise Absorption von Licht im Wasserstoffatom und zur Spektralklassifikation von Sternen. Die wesentlichen Informationen zu beiden Themen können Schülerinnen und Schüler im Internet recherchieren. Wenn allerdings, zum Beispiel aus Zeitgründen, auf eine Internetrecherche verzichtet werden soll, können die in diesem Beitrag dargestellten fachlichen Grundlagen (Datei "wegaspektrum_grundlagen.pdf") als eine kurze Einführung in die Thematik dienen. Grundlagen: Wasserstoffspektrum & Spektralklassen Zum Verständnis des Wega-Spektrums ist die Kenntnis der Theorie zur Lichtabsorption und -emission in Atomen erforderlich. Auch die Spektralklassen der Sterne sollten bekannt sein. Der Stern Wega Der noch junge, bläulich-weiße Stern der Spektralklasse A hat eine Lebenszeit von weniger als einem Zehntel unserer Sonne. Möglicherweise besitzt Wega einen Planeten. Vermessung der Absorptionslinien im Wega-Spektrum Die Verfahrensweise und das Ergebnis werden hier ausführlich vorgestellt und diskutiert. Alle Materialien zur Unterrichteinheit können Sie hier einzeln herunterladen. Die Schülerinnen und Schüler sollen Lichtemission und Lichtabsorption im Bohrschen Atommodell beschreiben und erklären können. Grundlegendes zu den Spektralklassen der Sterne erfahren. verstehen, warum die Spektralklassensequenz der Sternspektren eine Temperatursequenz ist. wesentliche Eigenschaften des Sterns Wega kennen lernen. einen Gitterspektrographen anhand des bekannten Spektrums einer Energiesparlampe kalibrieren. aus einer digitalen Bilddatei das (Absorptions-)Spektrum des Sterns Wega in Form einer Funktion extrahieren, die jeder Wellenlänge im sichtbaren Bereich eine Intensität zuordnet. die Absorptionslinien im Wega-Spektrum als Linien der Balmerserie des atomaren Wasserstoffs erkennen. Thema Das Spektrum der Wega Autoren Peter Stinner, Steffen Urban Fach Physik, Astronomie, Astronomie-AGs Zielgruppe Jahrgangstufe 11-13 Zeitraum 2-5 Unterrichtsstunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetzugang (Internetrecherche zu fachlichen Grundlagen und zur Auswertung der Spektren) Software Astroart oder kostenlose Astroart-Demoversion zur Erstellung von Intensitätsprofilen längs beliebiger gerader Linien in Bilddateien; Tabellenkalkulation (hier MS Excel) Steffen Urban ist Schüler der Jahrgangstufe 12 am Kopernikus-Gymnasium Wissen. In seiner Facharbeit beschäftigte er sich mit der Kalibrierung des DADOS-Spaltspektrographen. Das Bohrsche Atommodell Nach dem Bohrschen Atommodell gibt es für Elektronen in einem Atom oder Ion verschiedene diskrete Energieniveaus, so genannte Quantenzustände. Es ist nicht möglich, dass die Elektronenenergie Zwischenwerte annimmt. Niels Bohr (1885-1962) schrieb jedem dieser Zustände eine bestimmte Kreisbahn eines Elektrons um den Atomkern zu. Energieniveaus und Spektrallinienserien des Wasserstoffatoms Normalerweise hält sich das Elektron in einem Wasserstoffatom im Grundzustand auf (Quantenzahl: n = 1), also auf der Stufe mit der niedrigsten Energie. Der Begriff "Grundzustand" rührt daher, dass ein mittels Energiezufuhr auf einen höheren Zustand befördertes Elektron nach kurzer Zeit wieder in diesen Grundzustand zurückfällt. Theoretisch gibt es in einem Atom unendlich viele Quantenzustände für Elektronen, deren Energiedifferenzen mit größeren Quantenzahlen jedoch immer geringer werden, und deren Energien gegen einen bestimmten Wert, die Ionisationsgrenze, konvergieren. Wenn man die Gesamtenergie eines Elektrons im Wasserstoffatom an der Ionisierungsgrenze zu Null Elektronenvolt (eV) festlegt, dann hat es im Grundzustand eine Energie von -13,6 Elektronenvolt. Zur Ionisierung eines Wasserstoffatoms im Grundzustand ist also eine Mindestenergie von 13,6 Elektronenvolt erforderlich. Die Energieniveau-Schemata der Atome anderer Elemente sind deutlich komplizierter. Allen gemeinsam ist aber das Auftreten von diskreten Energieniveaus. Aufnahme und Abgabe von Energie in einem Atom Der Wechsel eines Elektrons zwischen zwei diskreten Energiestufen ist mit der Aufnahme oder der Abgabe von Energie verbunden. Dies erfolgt entweder strahlungslos durch eine Kollision mit einem anderen Teilchen, oder aber durch Absorption (Energie wird aufgenommen) oder Emission (Energie wird abgegeben) eines Lichtquants, eines so genannten Photons, der Energie W = h•f. Die Vorgänge der Aufnahme und Abgabe von Energie in einem Atom durch Elektronensprünge ("Quantensprünge") illustriert Abb. 2. Neben den im Wasserstoffatom existierenden Energiezuständen zeigt Abb. 1 auch, welche Übergänge zwischen solchen Zuständen möglich sind, das heißt welche Spektrallinien im Wasserstoffspektrum zu erwarten sind. Im sichtbaren Bereich des Spektrums liegen dabei ausschließlich Linien der Balmerserie. Damit Linien dieser Serie emittiert werden können, müssen Wasserstoffatome sich in einem Quantenzustand mit n = 3 oder höher befinden. Linien der Balmerserie treten im Absorptionsspektrum von Wasserstoff nur dann auf, wenn hinreichend viele Atome sich im Zustand mit n = 2 aufhalten. Wann und warum diese Bedingung von Sternen erfüllt wird, wird im Folgenden erläutert. Planck-Funktion und Absorptionsspektren Sterne existieren in einem sehr großen Oberflächen-Temperaturbereich von etwa 3.000 Kelvin bis über 100.000 Kelvin, wobei die Sonne an der Oberfläche etwa 6.000 Kelvin heiß ist. Sterne strahlen ihre Energie gemäß der Planck-Funktion ab, die in Abb. 3 (zur Vergrößerung bitte anklicken) logarithmisch dargestellt ist. Die Kurvenform ist temperaturunabhängig, die Maxima verschieben sich mit steigender Temperatur nach links. Dadurch erscheinen kühlere Sterne rötlich, heiße Sterne sind bläulich. Betrachtet man neben der spektralen Verteilung der abgestrahlten Energie die Spektren verschiedener Sterne, so erscheint die Situation auf den ersten Blick deutlich unübersichtlicher. Abb. 4 zeigt Spektren von sieben verschiedenen Sternen. Man erkennt, dass alle diese Spektren Absorptionsspektren sind, das heißt in einem eigentlich kontinuierlichem Spektrum fehlt Licht diverser diskreter Wellenlängen. Die dunklen Linien in den Spektren nennt man Absorptionslinien, da Licht der entsprechenden Farbe beziehungsweise Wellenlänge in den Sternatmosphären absorbiert wird. Spektraltypen Die Klassifizierung der Sterne in Spektraltypen erfolgte anfänglich nur anhand von Merkmalen im Spektrum. So nimmt die Intensität mancher Absorptionslinien von einer Klasse zur nächsten manchmal zu oder auch ab. Später erkannte man, dass die Oberflächentemperatur eines Sterns für das Aussehen seines Spektrums verantwortlich ist. Die Spektralklassen wurden in eine Temperatursequenz umgeordnet (Abb. 5), wobei die Oberflächentemperaturen von der Spektralklasse O (für ganz heiße Sterne mit etwa 30.000 bis 50.000 Kelvin Temperatur) über B, A, F, G und K bis hin zu M (etwa 2.000 bis 3.350 Kelvin) abnehmen. Das Merken dieser Reihenfolge erleichtert der Satz " O B*e *A* *F*ine *G*irl, *K iss M e!". Der Vollständigkeit halber sei erwähnt, dass die Spektralklassensequenz in jüngerer Zeit um die Klassen L und T für Zwergsterne erweitert wurde. Eigenschaften der Spektralklassen In den Atmosphären sehr heißer Sterne der Spektralklassen O, B und A können keine Moleküle existieren. Die heftige thermische Bewegung der beteiligten Atome würde jegliche chemische Bindung sprengen. Auf weniger heißen Sternen der Klassen K und M existieren Moleküle. Deren Spektrallinien tauchen als Absorptionslinien in den Spektren auf und machen diese recht unübersichtlich. In K- und M-Spektren gibt es im sichtbaren Wellenlängenbereich keine Linien aus Atomspektren. Die Elektronenhüllen aller Atome befinden sich im energetischen Grundzustand, und alle Absorptionslinien, die durch Lichtabsorption eines Atoms im Grundzustand zustande kommen können, liegen im ultravioletten Bereich. Dagegen ist die Situation bei den heißen Sternen anders gelagert: Die aufgrund ihrer Wärmebewegung große kinetische Energie der Atome führt bei Stößen der Atome untereinander zur Beförderung der Elektronen in höher gelegene Quantenzustände. Derart "angeregte" Atome absorbieren, wie oben erläutert, auch sichtbares Licht. Das Wega-Spektrum Beim Stern Wega (Spektralklasse A) ist die Situation besonders übersichtlich: Das Spektrum enthält im Sichtbaren ausschließlich Absorptionslinien, die zur Balmerserie des atomaren Wasserstoffs gehören. Die Oberflächentemperatur des Sterns und damit die Bewegungsenergie der Wasserstoffatome in der Sternatmosphäre sind nämlich groß genug, dass ständig viele Wasserstoffatome durch Stöße untereinander in den Quantenzustand mit n = 2 gelangen. Damit sind die Bedingungen für das Auftreten sichtbarer Absorptionslinien gegeben (vergleiche Abb. 1). Wega ist der Hauptstern des Sternbilds Leier. Diese Konstellation ist durch den berühmten Ringnebel (M 57) bekannt. Wega bildet zusammen mit Deneb (Hauptstern im Sternbild Schwan) und Atair (Hauptstern im Adler) das so genannte Sommerdreieck (Abb. 6). Sie ist etwa 25,3 Lichtjahre von der Sonne entfernt und damit ein relativ nahe gelegener Stern. Zusammen mit Arktur und Sirius ist Wega einer der hellsten Sterne in der Nachbarschaft der Sonne. Wega diente als Nullpunkt zur Kalibrierung der astronomischen fotometrischen Helligkeitsskala. Sie ist ein bläulich-weißer Stern der Spektralklasse A, der in seinem Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Mit einem Alter von ungefähr 400 bis 500 Millionen Jahren zählt Wega zu den noch ziemlich jungen Sternen. Wega weist die doppelte Masse und die 37-fache Leuchtkraft der Sonne auf. Das sichtbare Spektrum wird durch Absorptionslinien des Wasserstoffs, speziell durch Linien der Balmerserie, dominiert. Die Linien der anderen Elemente sind nur ganz schwach ausgeprägt. Da massereiche Sterne ihren Wasserstoff viel schneller als kleinere Sterne zu schwereren Elementen fusionieren, ist die Lebenszeit von Wega mit einer Milliarde Jahre vergleichsweise gering. Das entspricht etwas weniger als einem Zehntel der Lebenszeit der Sonne. Mit Lebenszeit ist hier die Zeit gemeint, während der ein Stern Energie aus der Fusion von Wasserstoff freisetzt. Danach wird sich Wega zu einem roten Riesen der Spektralklasse M aufblähen, um schließlich als Weißer Zwerg zu enden. Durch die vermehrte Abstrahlung im Infrarotbereich weiß man, dass Wega von einer Gas- und Staubscheibe umgeben ist. Im Jahr 2003 berechneten britische Astronomen, dass die Eigenschaften dieser Scheibe vermutlich am besten durch einen Planeten, der dem Neptun ähnelt, erklärt werden können. Trotz intensiver Suche konnte bei Wega bis heute aber noch kein Planet nachgewiesen werden. Aufnahme des Wega-Spektrums Die dieser Unterrichtseinheit zugrunde liegenden Spektren der Wega und einer Energiesparlampe wurden mit einem DADOS-Spektrographen der Firma Baader-Planetarium am C8-Teleskop der Schulsternwarte der Geschwister-Scholl-Realschule in Betzdorf gewonnen. Die Methode der Technik der Gewinnung von Spektren als Bilddateien wird ausführlich in der Unterrichtseinheit Spektroskopie an galaktischen Gasnebeln beschrieben. Nachdem das Spektrum der Wega (Abb. 7) zur Verfügung steht, stellt sich die Frage, welche Lichtwellenlänge von welchem Ort im Bild des Spektrums repräsentiert wird. Zur Beantwortung dieser Frage muss der Spektrograph kalibriert (geeicht) werden. Eine Energiesparlampe als Kalibrierlichtquelle Als so genannte Kalibrierlichtquelle verwendet man eine externe Lichtquelle, die hinreichend viele und möglichst genau bekannte Wellenlängen emittiert, die über das gesamte sichtbare Spektrum verteilt sind. Diese Anforderungen erfüllen handelsübliche und preiswerte Energiesparlampen. Diese benötigen im Gegensatz zu den üblicherweise in Physiksammlungen vorhandenen Spektrallampen weder Vorschaltgeräte noch eine Hochspannungsversorgung. Auch das Problem der Erhitzung spielt keine Rolle. Energiesparlampen sind also auch in einer beengten Sternwarte problemlos und gefahrlos zu betreiben. Steffen Urban hat das Referenzspektrum einer Energiesparlampe (ESL) im Rahmen seiner Facharbeit mit großer Genauigkeit vermessen (Abb. 8). Die Fehler bei den Wellenlängenwerten liegen typischerweise um 0,1 Nanometer. Erster Schritt: Das Spektrum der Kalibrierlampe Zu Beginn wird der Spektrograph auf der Grundlage des bekannten Spektrums einer Energiesparlampe (siehe Abb. 8) kalibriert. Wir wählen dazu das untere der drei Spektren im Bild "spektrum_ESL.jpg", das (genau wie das Wega-Spektrum im Bild "spektrum_wega.jpg") mit dem 35 Mikrometer breiten Spalt des DADOS-Spektrographen aufgenommen wurde. Nun gilt es, mithilfe des Programms Astroart und einer Tabellenkalkulationssoftware (hier MS Excel) daraus ein Intensitätsprofil längs einer Strecke durch das Spektrum zu erstellen. Die kostenfreie Demoversion von Astroart reicht für unsere Zwecke aus. Als Endergebnis der Prozedur entsteht ein Diagramm, wie es in Abb. 9 in den Spalten D bis G (oben) zu sehen ist. Abb. 9 zeigt einen Screenshot der Exceldatei "wega_muster_auswertung.xls". Zweiter Schritt: Die Kalibrierfunktion Auf der Erzeugung des Intensitätsprofils des Kalibrierlampen-Spektrums folgt die Ermittlung der Kalibrierfunktion, die jeder Pixelnummer aus Spalte A in Abb. 9 eine Wellenlänge zuordnet. Dabei entsteht die rote Wertetabelle der Kalibrierfunktion in den Spalten P und Q von Abb. 9. Zu dieser Tabelle erstellt man dann ein Diagramm (unteres Diagramm in den Spalten D bis G, Abb. 9). Dritter Schritt: Das Wega-Spektrum Wie oben für das Energiesparlampen-Spektrum beschrieben, verfährt man nun mit dem Wega-Spektrum (Datei "spektrum_wega.jpg"). In Astroart wird von dem Spektrum ein Profil mit den gleichen Endpunkten wie zuvor beim Energiesparlampen-Spektrum erzeugt. Vom Spektrum der Wega liegt dann eine Funktion vor, die jeder Pixelnummer die entsprechende Intensität zuordnet. Mithilfe der im zweiten Schritt gewonnenen Kalibrierfunktion werden dann die Pixelnummern durch Wellenlängen ersetzt. Aus den Spalten J und I (Abb. 9) entsteht schließlich das Wega-Spektrum in seiner endgültigen Form (Spalten L bis O, unteres Bild in Abb. 9). Aus dem Intensitätsprofil des Wega-Spektrums lokalisiert man die ungefähre Lage der drei auffallenden Absorptionslinien. Die Intensitätswerte aus Spalte I in Abb. 9 helfen bei der genauen Festlegung der Intensitätsminima. Das Verfahren ist bei der Ermittlung der Linienmaxima im Energiesparlampen-Spektrum ausführlich beschrieben. Abb. 10 zeigt die Ergebnisse dieser Prozedur und gleichzeitig eine Möglichkeit, die Daten anschaulich darzustellen. Unter den von uns gemessenen Wellenlängen der Absorptionslinien sind die Literaturwerte ergänzt. Die in der Literatur als sichtbar beschriebenen Balmerlinien H-delta (410,2 Nanometer) und H-epsilon (397,0 Nanometer) fehlen hier. Ursache ist ein UV-Sperrfilter vor dem Sensor der verwendeten Kamera. Dieser blockiert sämtliches Licht mit Wellenlängen unter 415 Nanometern. Man erkennt die drei Absorptionslinien H-alpha, H-beta und H-gamma der Balmerserie (vergleiche Abb. 1 ). Damit ist zum Beispiel nachgewiesen, dass die Atmosphäre der Wega größere Mengen an atomarem Wasserstoff enthält. Außerdem kann man daraus schließen, dass diese Wasserstoffatome vergleichsweise hohe Temperaturen haben. Atome, die Licht der Balmerwellenlängen absorbieren, müssen sich im "ersten angeregten Energiezustand" (Quantenzahl n = 2) befinden. Dieser ist nur bei hohen Temperaturen ausreichend besetzt. Wega - ein geeignetes Objekt für den Einstieg in die Spektroskopie Für eine erste Betrachtung des Spektrums eines Himmelsobjekts eignet sich das Spektrum der Wega besonders gut. Da es im sichtbaren Bereich nur die Linien der Balmerserie zeigt, ist es auch für Anfänger auf dem Gebiet der Spektroskopie leicht zu überschauen und zu interpretieren. Abweichung von den Literaturwerten Die in unserer Musterauswertung (siehe Abb. 9) ermittelten Wellenlängen der Absorptionslinien im Wega-Spektrum (Abb. 10) weichen von den Literaturwerten um etwa ein Nanometer ab. Ein Grund dafür ist der Umstand, dass wir uns bei der Festlegung der Orte der Spektrallinien - sowohl im Kalibrier-, als auch im Wega-Spektrum - auf ganzzahlige Pixelwerte beschränkt haben. Wer bereit ist, mehr Aufwand zu betreiben, kann die Linienorte in den Spektren durch Betrachtung der jeweiligen Linienprofile auf etwa 0,1 Pixel genau festlegen und die Abweichungen von den Literaturwerten damit nennenswert reduzieren. (Informationen zur Vorgehensweise finden Sie in der Unterrichtseinheit "Spektroskopie an galaktischen Gasnebeln" im Abschnitt Spektren planetarischer Nebel .) Eine weitere Fehlerursache liegt darin, dass die Funktion "Trendlinie" in Excel, die die Kalibrierfunktion liefert, die Koeffizienten der Terme zweiter und höherer Ordnungen nur auf eine geltende Ziffer genau angibt. Mit anderer Software (zum Beispiel dem Open-Source-Programm Qtiplot) sind exaktere Kalibrierfunktionen konstruierbar. Wikipedia: QtiPlot QtiPlot ist ein Open-Source-Programm zur Analyse und Visualisierung von Daten. Steffen Urban ist Schüler der Jahrgangstufe 12 am Kopernikus-Gymnasium Wissen. In seiner Facharbeit beschäftigte er sich mit der Kalibrierung des DADOS-Spaltspektrographen.

In dieser Unterrichtseinheit zu linearen Funktionen setzen sich die Lernenden mit dem mathematischen Funktionsbegriff auseinander und wenden ihn in einer anschaulichen Fragestellung aus der Fernerkundung an. Dabei erarbeiten sie Möglichkeiten zur Korrektur verzerrter Scannerbilder mithilfe einer linearen Funktion. Die Materialien sind auf Deutsch und auf Englisch verfügbar und somit auch im englisch-bilingualen Unterricht einsetzbar.Zentrales Element dieser Lerneinheit zu linearen Funktionen ist das Beispiel eines Flugzeugs, das für Scanneraufnahmen über eine Landschaft fliegt und durch eine Windböe vom geraden Kurs abkommt. Die dadurch auf dem Scannerbild entstandene Verzerrung können die Schülerinnen und Schüler durch eine Funktion korrigieren. Zusätzlich zum Verständnis der mathematischen Inhalte lernen die Schülerinnen und Schüler auch Aspekte der Fernerkundung kennen. Das Projekt "Fernerkundung in Schulen" (FIS) des Geographischen Institutes der Universität Bonn beschäftigt sich mit den Möglichkeiten zur Einbindung des vielfältigen Wirtschafts- und Forschungszweiges der Satellitenfernerkundung in den naturwissenschaftlichen Unterricht der Sekundarstufen I und II. Dabei entstehen neben klassischen Materialien auch Anwendungen für den computergestützten Unterricht.Ziel der Unterrichtseinheit ist es, Aufgaben und die Mechanismen einfacher linearer Funktionen zu verstehen. Durch die praktische Anwendung sollen mögliche Verständnisbarrieren frühzeitig überwunden werden und den Lernenden ein klarer Bezug der mathematischen Inhalte zu realen Situationen aufgezeigt werden, in diesem Fall zur rechnerischen Entzerrung von Scannerbildern. Schülerinnen und Schüler sollen mithilfe des Moduls das Verständnis für den Sinn und die Charakteristik von einfachen Funktionen festigen, bevor es lehrplangemäß zur Vertiefung dieser Thematik kommt. Es ist jedoch denkbar, Themen wie den Aufbau einer Funktionsgleichung oder die Herleitung einer Funktionsgleichung aus zwei Punkten eines Graphen an das Modul anzulehnen und sich im regulären Unterricht sukzessive die Werkzeuge zur Lösung des Moduls zu erarbeiten. Die mathematische Auseinandersetzung mit dem Funktionsbegriff ist zentrale Aufgabe des Moduls. Zusätzlich lernen die Schülerinnen und Schüler Aspekte der Fernerkundung kennen. Einführung in das Computermodul Das interaktive Modul "Lineare Funktionen: Pixel auf Abwegen" gliedert sich in ein Startmenü, eine Einleitung und den in drei Bereiche unterteilten Aufgabenteil. Aufgabenteil im Computermodul Hier wird der Aufgabenteil mit den drei Bereichen Analyse, Funktion und Entzerrung des interaktiven Moduls "Lineare Funktionen: Pixel auf Abwegen" genauer beschrieben. Die Schülerinnen und Schüler können die Entstehung von Scannerbildern nachvollziehen. stellen einen klaren Bezug zwischen den mathematischen Inhalten und der realen Situation her. kennen die Struktur eines digitalen Bildes und können sie auf die Problemstellung übertragen. formulieren die Anforderung an eine Funktion, welche für die Lösung der Problemstellung notwendig ist. verstehen den Sinn und die Arbeitsweise von Funktionen anhand des zu entzerrenden Bildes. Nach der Weiterleitung in diesen Bereich sind in der linken Navigationsleiste drei Felder zu erkennen, über welche die Bereiche 1, 2 und 3 frei anwählbar sind. Im Aufgabenteil sollen die Schülerinnen und Schüler den Kern des Problems der Driftverzerrung erfassen und können nun interaktiv arbeiten. Bereich 1: Analyse Hier stehen den Lernenden zwei Bilder zur Verfügung. Ein unverzerrtes Vergleichsbild und das verzerrte Bild, welches im Laufe der Vorgeschichte entstanden ist. Aufgabe ist es die Unterschiede in den Bildern genau zu definieren. Dabei hilft ihnen ein Tool, mit dessen Hilfe sie in beiden Bildern einen Bildausschnitt vergrößern können. Der Button "Aufgaben" öffnet ein Feld mit den drei innerhalb dieses Bereichs zu lösenden Aufgabenstellungen. Im linken Bereich ist ein Schema abgebildet, welches alle für die Lösung der Aufgaben relevanten Angaben enthält (Abbildung 3, bitte auf den Platzhalter klicken). Ziel ist es, eine Aussage über die Anzahl der Bildspalten treffen zu können, um die die erste und die letzte Bildzeile im verzerrten Bild versetzt sind. Dazu muss der Betrag in Meter, um den das Flugzeug am Ende der Aufnahme abgewichen ist, in Pixel umgerechnet werden. Der Betrag in Bildspalten y, um den die erste, also oberste Bildzeile x versetzt ist, wird als Punkt A in das Graphenmodul auf der rechten Seite eingegeben. Punkt B setzt sich aus dem Versatz der letzten, also untersten, Bildzeile x2 um die Anzahl der Bildspalten y2 zusammen. Bei den Berechnungen wird eine Genauigkeit von zwei Nachkommastellen als ausreichend betrachtet. Dieser Bereich dient der Überprüfung der aufgestellten Funktion. Sie kann unten links in die Felder eingetragen werden. Der Button "Bild entzerren" versetzt die Bildzeilen des verzerrten Bildes entsprechend der eingegebenen Funktion. Die richtige Funktionsgleichung führt auch zum richtigen Ergebnis. Zur Überprüfung ist links noch einmal das verzerrte Bild dargestellt. Der Button mit den entgegengesetzten Pfeilen bietet die Möglichkeit, das unverzerrte Kontrollbild einzublenden. In diesem Bereich kann zum besseren Verständnis der Vorgänge auch experimentiert werden. Grundsätzlich führt eine erhöhte Steigung des durch die Funktionsgleichung beschriebenen Graphen zu einer stärkeren Verzerrung. Der y-Achsenabschnitt beschreibt einen Versatz des Bildes in positive oder negative Richtung. Das Programm beachtet dabei nur diskrete Werte. Kommastellen werden gerundet. So findet die Verschiebung nur in ganzen Pixelwerten statt. Stunde 1 Stundenziel: Der fernerkundliche Hintergrund soll verstanden werden und die Überleitung zur mathematischen Fragestellung durchgeführt werden. Feinziele (FZ): FZ 1: Die Schülerinnen und Schüler sollen die Entstehung von Scannerbildern nachvollziehen können. FZ 2: Die Schülerinnen und Schüler sollen die Struktur eines digitalen Bildes kennen und auf die Problemstellung übertragen können. FZ 3: Die Schülerinnen und Schüler sollen die Anforderung an eine Funktion formulieren, welche für die Lösung der Problemstellung notwendig ist. Phase Inhalt Sozial- / Aktionsform Medien / Dateien Einführung Erläuterungen zur Fernerkundung; Abbildungen zur Entstehung von Scannerbildern; Verdeutlichung über den Startbildschirm des Computermoduls Unterrichtsgespräch Folien 1 und 2; Computer und Beamer; Startbildschirm des Computermoduls Problematisierung Einführung der Problemstellung Gruppenarbeit Computer, Punkt "Einführung" im Computermodul Erarbeitung Schülerinnen und Schüler verdeutlichen sich die Verzerrung anhand der Aufgabenstellungen im Bereich "Analyse". Gruppenarbeit Computer, Punkt "Analyse" im Computermodul Bündelung Zusammenfassen der Erkenntnisse Unterrichtsgespräch Computer und Beamer, Punkt "Analyse" im Computermodul Stunde 2 Stundenziel: Eine lineare Funktion soll aufgestellt werden, mit deren Hilfe das verzerrte Bild entzerrt werden kann. Feinziele (FZ): FZ 1: Die Schülerinnen und Schüler sollen denn Sinn und die Arbeitsweise von Funktionen anhand des zu entzerrenden Bildes verstehen. Phase Inhalt Sozial- / Aktionsform Medien / Dateien Einführung Wiederholung der am Ende der letzten Stunde formulierten Anforderung an die Funktion Unterrichtsgespräch Computer und Beamer, Punkt "Analyse" im Computermodul Problematisierung 1. Es ist noch nicht bekannt, um wie viele Pixel die Bildreihen maximal verschoben sind. 2. Die Funktion selber ist noch nicht bekannt. 3. Die Funktion muss auf das Bild angewendet werden. Gruppenarbeit Computer, Punkt "Funktion" im Computermodul Erarbeitung Schülerinnen und Schüler erarbeiten sich anhand der Aufgabenstellungen im Bereich "Funktion" die Funktion und testen sie im Bereich "Entzerrung". Gruppenarbeit Computer, Punkte "Funktion" und "Entzerrung" im Computermodul Bündelung Zusammenfassen der Erkenntnisse, auch durch die Möglichkeit mithilfe beliebiger Funktionen das Bild zu verzerren Unterrichtsgespräch Computer und Beamer, Punkt "Entzerrung" im Computermodul Um den Kern der Problematik im Modul erfassen zu können, ist eine kurze Erklärung notwendig, denn die hier behandelte Verzerrung ist nur charakteristisch für Scannerbilder. Die Beispiele aus den Hintergrundinformationen und vor allem die interaktive Animation am Anfang des Moduls sollen hier behilflich sein. Folie 1 zeigt klar den Unterschied zwischen einem normalen Luftbild und einem Scannerbild auf. Um zu verdeutlichen, wo die Vorteile eines Scannerbildes liegen, kann Folie 2 gezeigt werden. Die Unterrichtseinheit "Lineare Funktionen: Pixel auf Abwegen" bedient sich der Möglichkeiten des Computers, um die Thematik durch Animation und Interaktion nachhaltig zu vermitteln. Darüber hinaus ist die durchgeführte Bildkorrektur nur mithilfe eines Rechners durchführbar. Ein Umstand, der den Schülerinnen und Schülern das Medium Computer nicht als reines Informations- und Unterhaltungsgerät, sondern auch als Werkzeug näher bringt. Das Modul ist ohne weiteren Installationsaufwand lauffähig. Es wird durch Ausführen der Datei "FIS_Pixel auf Abwegen.exe" gestartet. Dazu ist ein Adobe Flash Player notwendig. Der erste Bereich des Computermoduls "Lineare Funktionen: Pixel auf Abwegen" wird nach dem Start automatisch geladen. Die Animation verdeutlicht die Arbeitsweise eines flugzeuggestützten Scanners. Das Flugzeug scannt dabei eine Landoberfläche ab, gleichzeitig wird auf der rechten Seite der gescannte Bildbereich Reihe für Reihe, der aktuellen Flugzeugposition entsprechend, aufgebaut. Abbildung 1 verdeutlicht dies (Platzhalter bitte anklicken). Die mittig angeordneten Pfeile dienen der Beeinflussung des Flugverhaltens. Das gescannte Bild reagiert dabei auf die ausgelösten Manöver und die entstandene Verzerrung wird angezeigt. Wird eine Seitwärtsbewegung ausgelöst, erscheint ein Button. Ein Klick auf den Button "Driftverzerrung bearbeiten" leitet über zum nächsten Menüpunkt. Zur Anpassung der Animation an geringere Rechnerleistung kann die Qualität mithilfe des Buttons im oberen linken Fensterbereich angepasst werden. Der zweite Bereich bietet eine animierte Einführung, in der ein Flugzeug über eine Landschaft fliegt. Abbildung 2 gibt einen Eindruck dieser Animation (bitte auf den Platzhalter klicken). Eine semi-fiktionale Geschichte erzählt kurz, wie es zur Situation der Driftverzerrung gekommen ist, die es auf mathematischem Weg zu lösen gilt. Die "Weiter"-und "Zurück"-Buttons navigieren durch die beiden Abschnitte dieses Bereichs und leiten zum dritten Bereich, dem Aufgabenteil, weiter.

Die Astronomie-AG des Kopernikus-Gymnasiums in Wissen (Rheinland-Pfalz) hat die Spektren verschiedener galaktischer Gasnebel aufgenommen. Physikkurse und astronomische Arbeitsgemeinschaften können das Kalibrieren des Spektrographen nachvollziehen und aus den Bilddateien selbst Spektren extrahieren und auswerten. Seit mehr als 150 Jahren ist die Spektroskopie eine tragende Säule der Astrophysik. Mit spektroskopischen Methoden wurde die chemische Zusammensetzung von Sternen, Gasnebeln und des interstellaren Mediums erforscht. In der hier vorgestellten Unterrichtseinheit werden mittels quantitativer Auswertung der Spektren einer HII-Region und dreier planetarischer Nebel die dort vorhandenen chemischen Elemente identifiziert. In einem Fall können zusätzlich Aussagen zur räumlichen Verteilung der Temperatur in den Gasen des planetarischen Nebels abgeleitet werden. Die dieser Unterrichtseinheit zugrunde liegenden Spektren wurden mit einem DADOS-Spaltspektrographen der Firma Baader-Planetarium gewonnen. Abstract Inhalte der vorliegenden Unterrichtseinheit sind die Vermessung und die astrophysikalische Auswertung von Spektren der planetarischen Nebel NGC 6543 (Katzenaugennebel), M 57 (Ringnebel) und NGC 2392 (Eskimonebel), sowie der HII-Region M 42 (Großer Orionnebel). Die Spektren der planetarischen Nebel wurden mit einem DADOS-Spektrographen der Firma Baader-Planetarium als digitale Bilddateien in der Schulsternwarte der Geschwister-Scholl-Realschule in Betzdorf aufgenommen. Das Spektrum der HII-Region Orionnebel wurde im Rahmen eines Praktikums am Observatorium Hoher List des Argelander-Instituts für Astronomie der Universität Bonn gewonnen (ebenfalls mit dem DADOS). Mithilfe kostenlos zugänglicher oder üblicherweise vorhandener Software werden aus den Bilddateien Spektren extrahiert, aus denen die chemische Zusammensetzung der betrachteten Himmelsobjekte und teilweise auch die räumliche Verteilung der vorkommenden Elemente erschlossen werden. Klassische Themen des Oberstufenlehrplans, Wellenoptik und Atommodelle, werden unter astrophysikalischen Aspekten betrachtet und mit modernen Methoden der rechnergestützten Datenverarbeitung und -auswertung verknüpft. Fachliche Grundlagen Physikalische Grundlagen Bohrsches Atommodell, Energieniveaus und Spektrallinienserien des Wasserstoffatoms und Entstehung der Emissionsspektren galaktischer Gasnebel werden kurz erläutert. HII-Regionen Die Photonen heißer Sterne ionisieren Wasserstoffatome interstellarer Gaswolken und bringen diese zum Leuchten. Planetarische Nebel Darstellung der Bedeutung des hydrostatischen Gleichgewichts im Leben eines Sterns sowie Informationen zur Entstehung und zu den Eigenschaften planetarischer Nebel Material, Methoden und Ergebnisse Aufbau und Kalibrierung des DADOS-Spektrographen Informationen zum verwendeten DADOS-Spaltspektrograph und zu den Teleskopen, mit denen die Spektren aufgenommen wurden Spektrum der HII-Region Orionnebel Ausführliche Beschreibung des Verfahrens zur Kalibrierung des Spektrographen mit einer Energiesparlampe und Dokumentation der Ergebnisse Spektren planetarischer Nebel Hinweise zur Auswertung der Spektren, Beschreibung einer vereinfachten Auswertung und Ergebnisse: Elemente und deren räumliche Verteilung in den Nebeln Die Schülerinnen und Schüler sollen Fotoionisation und Lichtemission im Bohrschen Atommodell erklären und beschreiben können. die Entwicklung sonnenähnlicher Sterne über das Riesenstadium bis hin zu weißen Zwergen mit planetarischen Nebeln verstehen. HII-Regionen und ihre charakteristischen Eigenschaften kennen lernen. die Funktionsweise eines Reflexionsgitterspektrographen verstehen. die mit einem Gitterspektrographen gewonnenen Spektren mithilfe des bekannten Spektrums einer Energiesparlampe kalibrieren. aus digitalen Bilddateien Spektren extrahieren, in denen jeder Wellenlänge im sichtbaren Bereich eine Intensität zugeordnet ist. aus Spektren die chemische Zusammensetzung astronomischer Objekte bestimmen. aus dem Spektrum des Ringnebels M 57 Aussagen zur unterschiedlichen räumlichen Verteilung der Elemente Wasserstoff und Sauerstoff in diesem planetarischen Nebel ableiten. Thema Spektroskopie an galaktischen Gasnebeln Autoren Andreas Gerhardus, Daniel Küsters, Peter Stinner Fächer Physik, Astronomie, Astronomie-AGs Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum je nach Umfang und Intensität 4 bis 10 Stunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetzugang für die Einzel-, Partner- oder Kleingruppenarbeit Software Astroart (kostenloser Download der Astroart-Demoversion ) zur Erstellung von Intensitätsprofilen längs beliebiger gerader Linien in Bilddateien; Tabellenkalkulationssoftware, hier MS-Excel Für das Praktizieren der Auswertungsmethodik benötigen Sie neben dem "Hilfsmittel-Ordner" nur die Inhalte eines der vier übrigen Ordner. Wenn Sie sich auf ein Beispiel beschränken möchten, ist eine "Grundausrüstung" aus "Hilfsmittel-Ordner" und "M42.zip" zu empfehlen. Daniel Küsters legte im März 2009 sein Abitur am Kopernikus-Gymnasium Wissen (Rheinland-Pfalz) ab. Zurzeit ist er Praktikant bei der Firma EADS Astrium Satellites. Dort beschäftigt er sich im Rahmen einer Definitionsstudie mit experimentellen Untersuchungen für das geplante Weltraum-Gravitationsinterferometer LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Peter Stinner ist Lehrer für Physik und Mathematik am Kopernikus-Gymnasium in Wissen (Rheinland-Pfalz). Mit der Wissener Astronomie-AG betreibt er die Sternwarte der Geschwister-Scholl-Realschule in Betzdorf. Das Bohrsche Atommodell Objekte der spektroskopischen Untersuchungen in dieser Unterrichtseinheit sind planetarische Nebel und HII-Regionen. Die entsprechenden Spektren wurden mit einem Reflexionsgitterspektrographen aufgenommen. Um eine fundierte Basis für die praktische Arbeit zu schaffen, werden hier zunächst grundlegende Informationen zur Theorie der Lichtabsorption und -emission vorangestellt. Nach dem Bohrschen Atommodell gibt es für Elektronen in einem Atom oder Ion verschiedene diskrete Energieniveaus, so genannte Quantenzustände. Es ist nicht möglich, dass die Elektronenenergie Zwischenwerte annimmt. Niels Bohr (1885-1962) schrieb jedem dieser Zustände eine bestimmte Kreisbahn eines Elektrons um den Atomkern zu. Energieniveaus und Spektrallinienserien des Wasserstoffatoms Normalerweise hält das Elektron sich auf dem Grundzustand (n = 1), der Stufe mit der niedrigsten Energie, auf. Der Begriff "Grundzustand" rührt daher, dass das Elektron nach kurzer Zeit immer wieder von den höheren Stufen in diesen Zustand zurückfällt. Theoretisch gibt es unendlich viele dieser Quantenzustände, deren Energiedifferenzen jedoch immer geringer werden, und deren Energie gegen einen bestimmten Wert, die Ionisationsgrenze, konvergiert. Wenn man die Gesamtenergie eines Elektrons im Wasserstoffatom an der Ionisierungsgrenze zu Null Elektronenvolt (eV) festlegt, dann hat es im Grundzustand eine Energie von -13,6 Elektronenvolt. Zur Ionisierung eines Wasserstoffatoms ist also eine Mindestenergie von 13,6 Elektronenvolt erforderlich. Die Energieniveau-Schemata der Atome anderer Elemente sind deutlich komplizierter. Allen gemeinsam ist aber das Auftreten von diskreten Energieniveaus. Der Wechsel zwischen zwei diskreten Energiestufen ist mit Aufnahme oder Abgabe von Energie verbunden. Dies erfolgt entweder strahlungslos durch eine Kollision mit einem anderen Teilchen, oder aber durch Absorption (Energie wird aufgenommen) oder Emission (Energie wird abgegeben) eines Lichtquants, eines so genannten Photons. Besitzt ein absorbiertes Lichtquant mehr Energie, als zwischen Grundzustand und Ionisationsgrenze liegt, löst sich das Elektron vom Atom. Dieser Vorgang wird als Photoionisation genannt. So entstandene freie Elektronen werden nach einer gewissen Zeit wegen der elektrischen Anziehungskräfte von Wasserstoffionen (Protonen) wieder "eingefangen". Auf dem Weg in den Grundzustand geben diese Elektronen 13,6 Elektronenvolt ab. Diese Energie kann sich gemäß Abb. 1 auf mehrere Photonen verteilen, deren einzelne Energien erlaubten Energiedifferenzen entsprechen. Auf diese Weise entstehen Emissionslinienspektren, die sich von Element zu Element unterscheiden. In galaktischen Gasnebeln sind unterschiedliche Elemente vorhanden, was zur Folge hat, dass sich das Spektrum dieser Nebel aus den Emissionslinienspektren der beteiligten Elemente zusammensetzt. Damit werden Rückschlüsse auf die im Gasnebel vorhandenen Elemente möglich. Etwa 70 Prozent des interstellaren Gases bestehen aus atomarem Wasserstoff. Man unterscheidet Wolken aus neutralem Wasserstoff, HI (lies: "H-eins"), und ionisiertem Wasserstoff HII (lies: "H-zwei"). Wolken aus neutralem Wasserstoff, die sich fernab von sehr heißen Sternen befinden, sind im sichtbaren Bereich der elektromagnetischen Strahlung nicht beobachtbar, weil kein Mechanismus zur Verfügung steht, der die Elektronen der Wasserstoffatome aus dem Grundzustand in einen höheren Energiezustand befördert. Folglich werden auch keine Photonen emittiert. Anders ist die Situation in der Nähe von leuchtkräftigen und heißen Sternen. Die Strahlung von Sternen mit einer Oberflächentemperatur über 20.000 Kelvin enthält Photonen mit mehr als 13,6 Elektronenvolt in hinreichender Anzahl, um genügend viele Wasserstoffatome zu ionisieren. Bei deren Rekombination entsteht nach den im Kapitel Physikalische Grundlagen beschriebenen Mechanismus das sichtbare Wasserstoffspektrum. Neben Wasserstoff enthalten HII-Regionen auch Sauerstoff, Helium und Stickstoff. Auch deren Emissionslinien sind in den Spektren von HII-Regionen vertreten. Ein Paradebeispiel für eine HII-Region ist der bekannte Orionnebel. Das Foto des Nebels in Abb. 3 (zur Vergrößerung anklicken) entstand im Rahmen eines Beobachtungspraktikums unserer Astronomie-AG im Observatorium Hoher List in der Eifel. Als ersten planetarischen Nebel entdeckte Charles Messier (1730-1817) im Jahr 1764 den Hantelnebel M 27 im Sternbild Füchslein. Weil die meisten früh entdeckten planetarischen Nebel in den damaligen Teleskopen dem Erscheinungsbild der Planetenscheibchen der Gasplaneten ähnelten, prägte Wilhelm Herschel (1738-1822) diesen irreführenden Begriff. Planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun. Vielmehr handelt es sich um von einem Stern abgestoßene gasförmige Materiewolken, die durch diesen, den so genannten Zentralstern, zum Leuchten angeregt werden. Das hydrostatische Gleichgewicht: Gravitation und Strahlungsdruck Planetarische Nebel entstehen immer dann, wenn sich das "Leben" eines Sterns von ein bis fünf Sonnenmassen dem Ende nähert. Während der überwiegenden Zeit seines Lebens fusioniert ein Stern in seinem Inneren Wasserstoff zu Helium. Dadurch entsteht ein nach außen gerichteter Strahlungsdruck, der der eigenen Gravitation des Sterns entgegenwirkt und somit verhindert, dass er kollabiert (Abb. 4). Die Patt-Situation dieser Kräfte bezeichnet man als hydrostatisches Gleichgewicht. Abnahme des Strahlungsdrucks führt zur Kontraktion eines Sterns Nachdem der Wasserstoffvorrat weitgehend aufgebraucht ist, nimmt der Strahlungsdruck eines Sterns ab. Dann beginnt er, sich unter seiner eigenen Gravitation zusammenzuziehen. Durch die Verdichtung steigt die Temperatur des Sterns an. Damit werden die Bedingungen für die Fusion von Helium zu schwereren Elementen, wie zum Beispiel Kohlenstoff und Sauerstoff, geschaffen. Weil die Temperatur des Sterns nach außen hin abfällt, nimmt auch die relative Häufigkeit der schweren Elemente entsprechend nach außen hin ab. Der Stern pulsiert Die äußeren Regionen des Sterns verlieren nach und nach ihre Masse in Form von Sternenwind: Da die Reaktionsgeschwindigkeit der Heliumfusion proportional zu einer sehr hohen Potenz der Temperatur ist (Literaturangaben zum Grad der Potenz sind widersprüchlich!), erhöht sich der Strahlungsdruck bereits bei einem leichten Temperaturanstieg übermäßig. Als Folge dessen dehnt sich die äußere Schicht des Sterns zunächst aus. Dadurch verliert sie an Temperatur und kontrahiert wieder, es entsteht eine Pulsation. Die Expansionsgeschwindigkeit der abgestoßenen Materie beträgt etwa 25 Kilometer pro Sekunde. Durch den Sternenwind wird der heiße Kern immer weiter freigelegt, weshalb später auch ein Anteil der schwereren Elemente abgestoßen wird. Der heiße Zentralstern bringt das abgestoßene Gas zum Leuchten Mit der Zeit steigt somit die Oberflächentemperatur des Zentralsterns. Entsprechend verschiebt sich sein Strahlungsmaximum in den ultravioletten Bereich. Deshalb werden überwiegend hochenergetische Photonen emittiert, welche das abgestoßene Gas nach den bereits dargestellten Mechanismen zum Leuchten anregen. Ein planetarischer Nebel ist entstanden. Planetarische Nebel bestehen zu etwa 70 Prozent aus Wasserstoff, 28 Prozent Helium und neben geringen Mengen anderer Elemente aus Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese Metalle - so bezeichnen Astronomen alle Elemente, die schwerer als Helium sind - stellen einen wichtigen Schritt in der Entwicklung des Universums dar. Sie werden im interstellaren Raum angereichert und sind ein wichtiger Baustoff für die Entstehung der nachfolgenden Sternengenerationen, von Planeten und von Leben. Form Nur jeder fünfte planetarische Nebel ist kugelförmig. Alle anderen haben komplexe oder bipolare Strukturen, wobei die Gestalt formenden Mechanismen nicht eindeutig geklärt sind (Abb. 5). Ursachen könnten Magnetfelder oder Wechselwirkungen mit massereichen Objekten sein. Größe Die Radien der planetarischen Nebel liegen in der Größenordnung von 0,2 Parsec (1 Parsec = 3,3 Lichtjahre). Durch die oben beschriebene Expansion werden sie zunehmend diffuser und vermischen sich mit der interstellaren Materie. Ab einem Radius von etwa 0,7 Parsec emittieren sie so wenig Strahlung, dass sie unsichtbar werden. Flüchtige Erscheinungen Planetarische Nebel sind aufgrund ihrer Expansion in der Regel nur etwa 10.000 Jahre sichtbar. Nach astronomischen Maßstäben ist das eine äußerst kurze Zeitspanne. Umso erstaunlicher ist es, dass man momentan 1.500 planetarische Nebel in unserer Galaxie kennt. Ihre tatsächliche Anzahl auf wird 10.000 bis 50.000 geschätzt. Dichte Die mittlere Dichte der planetarischen Nebel beträgt meist weniger als 10.000 Teilchen pro Kubikzentimeter. Das entspricht dem besten auf der Erde erzeugbaren Hochvakuum. Aus diesem Grund dienen planetarische Nebel den Astrophysikern auch als "Weltraumlaboratorien", deren Bedingungen auf der Erde kaum zu erzeugen sind. Vom mysteriösen Element "Nebulium" In den Spektren planetarischer Nebel und des Orionnebels treten im blauen Spektralbereich starke Emissionslinien bei 495,9 Nanometern und bei 500,7 Nanometern auf (siehe Abb. 9). Lange Zeit misslangen alle Versuche, diese Linien in Verbindung mit Spektrallinien bekannter Elemente zu bringen. Man ging daher von einem neuen Element aus, dass man "Nebulium" nannte. Erst 1927 konnte gezeigt werden, dass es sich bei den fraglichen Spektrallinien um "verbotene Linien" des zweifach positiv geladenen Sauerstoff-Ions handelt. Dieser wird als OIII (lies: "O-drei") bezeichnet. Entstehung der verbotenen OIII-Linien Bei der Entstehung dieser Linien spielen so genannte metastabile Energiezustände des OIII die entscheidende Rolle. Die Lebensdauer solcher Zustände, das heißt die Verweildauer der Elektronen auf diesen Energieniveaus, liegt um mehrere Größenordnungen über der von normalen Niveaus. Die zweifach positiv geladenen Sauerstoff-Ionen gelangen durch Lichtabsorption in hoch liegende Energiezustände und aus diesen durch Lichtemission auch in metastabile Zustände. Bei der Entstehung der "verbotenen Linien" gehen Elektronen von einem metastabilen Energiezustand in einen tieferen Zustand über. Aus Gründen der Drehimpulserhaltung muss bei solchen Übergängen elektromagnetische Strahlung höherer Multipolordnungen entstehen, was nur mit äußerst geringer Wahrscheinlichkeit der Fall ist. Warum sind verbotene OIII-Linien nicht auf der Erde zu beobachten? Die Lebensdauer eines metastabilen Zustands ist so groß, dass auf der Erde auch beim bestmöglichen Vakuum ein OIII-Ion in einem solchen Zustand seine Energie durch einen Stoß mit einem anderen Atom oder Ion strahlungslos verliert, bevor es sie zum Beispiel als elektromagnetische Quadrupolstrahlung abgeben kann. Daher sind die OIII-Linien bei 495,9 Nanometern und bei 500,7 Nanometern auf der Erde nicht zu beobachten. In galaktischen Gaswolken ist die Konzentration der Atome beziehungsweise Ionen jedoch geringer als in dem besten irdischen Vakuum. Stöße der OIII-Teilchen im metastabilen Zustand finden dort also so gut wie keine statt. Daher kann auch keine strahlungslose Energieabgabe stattfinden. Da die Wahrscheinlichkeit für die "verbotenen Übergänge" zwar klein, aber größer als Null ist, zerfallen die metastabilen Zustände dann irgendwann durch Photonenemission und erzeugen so die Linien des "Nebuliums" (Frank Gieseking, Planetarische Nebel Teil 1, Sterne und Weltraum, 1983/2, Seite 68-74; Planetarische Nebel Teil 3, Sterne und Weltraum, 1983/7, Seite 336-341). Aufbau des Geräts Die dieser Unterrichtseinheit zugrunde liegenden Spektren wurden mit einem DADOS-Spaltspektrographen der Firma Baader-Planetarium gewonnen (Abb. 6). Die Teleskop-Optik bündelt das Licht eines zu spektroskopierenden Objekts auf den Spektrographenspalt. Das aus dem Spalt austretende Licht geht durch eine Kollimatorlinse, um dann als paralleles Lichtbündel auf ein Reflexionsgitter zu treffen. Dieses Gitter ist das dispergierende Element, welches das Licht in seine spektralen Bestandteile zerlegt. Eine zweite Kollimatorlinse nach dem Gitter leitet das in die vorhandenen Spektralfarben aufgespaltene Licht zur visuellen Beobachtung oder zur Fotografie weiter. Der DADOS-Spektrograph besitzt drei nebeneinander liegende Spalte unterschiedlicher Breite. Ist man an einer großen Auflösung interessiert, wählt man den schmalen Spalt. Ist man auf kurze Belichtungszeiten angewiesen, verwendet man den breiten Spalt. Die Spalte des DADOS besitzen folgende Breiten: 50 Mikrometer 25 Mikrometer 35 Mikrometer Bei der Spektroskopie des großflächigen Orionnebels konnte die Astronomie-AG Wissen im Rahmen eines Praktikums das RC-Teleskop des Observatoriums Hoher List nutzen. Das Bild des Nebels leuchtete dabei alle drei Spalte gleichzeitig aus. Die Aufnahme in Abb. 7 zeigt daher drei Spektren mit unterschiedlichen Auflösungen und Helligkeiten (oben: Spaltbreite 50 Mikrometer; mittig: Spaltbreite 25 Mikrometer; unten: Spaltbreite 35 Mikrometer). Bei weniger ausgedehnten Objekten, wie zum Beispiel den planetarischen Nebeln, lässt sich nur einer der drei Spalte ausleuchten. Zwei Methoden Nachdem ein Spektrum aufgenommen wurde, stellt sich die Frage, welche Lichtwellenlänge von welchem Ort im Bild des Spektrums repräsentiert wird. Der Spektrograph muss kalibriert (geeicht) werden. Dafür setzten wir zwei Verfahren ein: Spektrallinien des Wasserstoffs Die erste Methode nutzt die in jedem Gasnebel vorhandenen Spektrallinien des Wasserstoffs als Bezugswellenlängen und kommt daher ohne eine zusätzliche Kalibrierlichtquelle aus. Die Vorgehensweise wird im Zusammenhang mit der Auswertung des Spektrums von NGC 2392 (Eskimonebel) erläutert (siehe Spektren planetarischer Nebel ). Spektrallinien von Energiesparlampen Formal richtiger und methodisch exakter - allerdings auch aufwändiger - ist das zweite Verfahren, bei dem eine externe Lichtquelle genutzt wird, die hinreichend viele und möglichst genau bekannte Wellenlängen emittiert, die über das gesamte sichtbare Spektrum verteilt sind. Diese Anforderungen an eine Kalibrierlichtquelle erfüllen handelsübliche und preiswerte Energiesparlampen. Die Methode wird ausführlich bei der Auswertung des Orionnebel-Spektrums beschrieben (siehe Spektren planetarischer Nebel ). Hinweise zur Kalibrierung Für die Kalibrierung des Spektrographen nimmt man unmittelbar nach der Aufnahme jedes auszuwertenden Spektrums ein Spektrum der Energiesparlampe auf. Wichtig ist dabei, dass zwischen beiden Aufnahmen an der Apparatur (Teleskop, optische Zusatzteile, Spektrograph, Aufnahmekamera) keine Änderungen vorgenommen werden. Jedes ausgetauschte optische Bauteil und jede Änderung der Gitterposition im Spektrographen ändern den Ort einer bestimmten Spektrallinie auf dem Sensor der Kamera. Die Technik des Kalibriervorgangs wird noch im Zusammenhang mit der Vermessung des Orionnebel-Spektrums ausführlich beschrieben ( Spektrum der HII-Region Orionnebel ). Observatorium Hoher List Der Spektrograph war zur Untersuchung des Orionnebels am Ritchey-Chretien-Teleskop (kurz: RC-Teleskop) des Observatoriums Hoher List montiert. Dieses Spiegelteleskop ist mit einer Brennweite von 4,80 Metern und dem Objektivdurchmesser 60 Zentimetern ein vergleichsweise großes Gerät. Schulsternwarte Betzdorf Etwas bescheidener sind die Dimensionen des C8-Teleskops in der Schulsternwarte der Geschwister-Scholl-Realschule in Betzdorf, mit dem die Spektren der planetarischen Nebel aufgenommen wurden. Abb. 9 zeigt den experimentellen Aufbau. Aufnahmeoptik ist ein Celestron-8-Schmidt-Cassegrain-Spiegelteleskop mit einer Brennweite von 2 Metern und einem Objektivdurchmesser von 20 Zentimetern. Daran sind nacheinander ein Klappspiegel, der DADOS-Spektrograph und eine digitale Spiegelreflexkamera angebaut. Die Klappspiegeleinheit kann das Licht entweder unmittelbar auf den Spektrographenspalt weiterleiten oder den Strahlengang des Teleskops um 90 Grad in ein Okular umlenken. Letzteres macht man, um ein zu spektroskopierendes Objekt überhaupt erst einmal zu finden und dann in der Mitte des Teleskopgesichtsfelds zu platzieren. Dann wird der Spiegel umgeklappt und das Objektbild auf den DADOS-Spalt zentriert. Jetzt kann die Belichtung ausgelöst werden, die typischerweise 45 bis 60 Minuten erfordert. Während dieser Zeit muss die Nachführung des Teleskops hochgradig präzise laufen, da sonst das Bild unseres Untersuchungsobjekts ganz schnell vom Spektrographenspalt verschwinden würde. Dazu wird über ein Linsenfernrohr als so genanntes Leitrohr mit einer ST4-CCD-Kamera die Position eines Sterns beobachtet. Ändert sich die Sternposition auf dem Sensor der ST4-Kamera, dann erhält die Teleskopnachführung einen Impuls, der diese Abweichung korrigiert. Bei der Vermessung des Spektrums von M 42, einer HII-Region, wurde für die Kalibrierung des Spektrographen das Spektrum einer handelsüblichen Energiesparlampe verwendet. Das gesamte Verfahren der Vermessung und Auswertung verläuft über folgende Schritte: Nach der Aufnahme des Spektrums von M 42 wird mit der kostenfreien Demoversion von Astroart eine Intensitätskurve des Spektrums erstellt. Die Intensitätskurve von M 42 wird als TXT-Datei gespeichert und in ein Tabellenkalkulationssystem (hier Excel) importiert. Die Daten werden in Excel als Intensitätskurve dargestellt. Mit einem nach der Spektroskopie des Nebels ohne Veränderung an den Geräten (!) aufgenommenen Spektrum der Energiesparlampe wird analog verfahren. Mithilfe eines vorhandenen, exakt ausgemessenen Kalibrierungsspektrums der Energiesparlampe (spektrum_energiesparlampe.jpg) wird dann eine Kalibrierungsfunktion ermittelt. Aus der gewonnenen Formel der Kalibrierungsfunktion berechnet Excel für jede Pixelnummer des Spektrums von M 42 die zugehörige Wellenlänge. Materialien bei Lehrer-Online Das gesamte Verfahren wird ausführlich in der Datei "spektrum_vermesseung_m42.pdf" beschrieben. Die Schritt-für-Schritt-Anleitung veranschaulicht die Arbeit mit den Programmen Astroart und Excel per Screenshots. Alle weiteren Daten und Dateien, mit denen Sie die Prozedur selbst durchführen können, stehen im Folgenden einzeln und in den ZIP-Archiven auf der Startseite der Unterrichtseinheit als Pakete zur Verfügung. Die Ergebnisse sind in Abb. 10 und Abb. 11 (zur Vergrößerung anklicken) dargestellt. Im Orionnebel konnte eindeutig das Vorkommen folgender Stoffe nachgewiesen werden: ionisierter Wasserstoff zweifach ionisierter Sauerstoff neutrales Helium einfach ionisierter Stickstoff Es ist bemerkenswert, dass der Nachweis der beiden Linien des zweifach ionisierten Sauerstoffs bei etwa 500 Nanometern so deutlich gelungen ist. Da diese Linien "verboten" sind, konnten wir zeigen, dass die Materiedichte in M 42 (ebenso wie in den betrachteten planetarischen Nebeln) sehr gering ist - noch geringer als im besten künstlich hergestellten Vakuum auf der Erde. Die Entstehung dieser verbotenen Linien wurde bereits im Kapitel Planetarische Nebel erläutert. Anfangs- und Endpunkte für die Profillinien Das Verfahren bei der Konstruktion und Auswertung der Spektren planetarischer Nebel unterscheidet sich nicht von der Vorgehensweise bei der Bearbeitung des Spektrums der HII-Region M 42. Die benötigten Bilddateien und unsere eigenen Auswertungen (Excel-Dateien) können Sie hier einzeln (siehe unten) oder als ZIP-Archive auf der Startseite der Unterrichtseinheit herunterladen. Der Erfolg einer Auswertung hängt von der Wahl der Linie in der Bilddatei eines Spektrums ab, längs der das Intensitätsprofil ermittelt wird. Wir empfehlen folgende Anfangs- und Endpunkte für die Profillinien (die vorgeschlagenen Profile sind natürlich nicht die einzig möglichen): Katzenaugennebel (NGC 6543) (X1; Y1) = (1208, 1301) bis (X2; Y2) = (2248; 1375) Eskimonebel (NGC 2392) (X1 ;Y1) = (1265; 1415) bis (X2; Y2) = (2210; 1515) Ringnebel (M 57) (X1; Y1) = (1220; 1260) bis (X2; Y2) = (2185; 1330) Asymmetrische Spektrallinien Bei der Aufnahme der Spektren von planetarischen Nebeln wurde der mit 50 Mikrometern breiteste der drei DADOS-Spalte verwendet. Ungenauigkeiten bei der Nachführung des Teleskops führen bei sehr hellen Spektrallinien zu Asymmetrien. Abb. 12 zeigt am Beispiel der unsymmetrischen OIII-Linie bei 495,6 Nanometern im Spektrum des Katzenaugennebels (NGC 6543), wie man den "Linienschwerpunkt" dennoch recht genau ermitteln kann: Man druckt den fraglichen Teil des Spektrums aus und bestimmt durch Nachmessen die Linienbreiten bei verschiedenen Intensitäten (rote Linien in Abb. 12). Das arithmetische Mittel der Pixelnummern bei den Linienmitten liefert die Pixelnummer des Linienschwerpunkts, die dann in die Auswertung eingeht. Die Excel-Datei "NGC6543_komplettauswertung.xls" (siehe unten) enthält bereits Profile wie in Abb. 12 für die drei hellsten Spektrallinien. Vereinfachtes Auswertungsverfahren Das hier am Beispiel des Eskimonebels (NGC 2392) vorgestellte Kalibrierungsverfahren setzt die Existenz der Spektrallinien der Balmerserie des Wasserstoffs im Nebelspektrum voraus und nutzt diese (in jedem galaktischen Gasnebel vorhandenen Spektrallinien) als Bezugswellenlängen. Es kommt daher ohne den zeitaufwändigen Vorgang der Kalibrierung auf der Basis des Energiesparlampenspektrums aus. Im Vergleich zu dem für den Orionnebel (M 42) beschriebenen Verfahren ist es methodisch jedoch weniger exakt. Informationen zum Nebel Der Katzenaugennebel (NGC 6543) befindet sich im Sternbild Drache. Verglichen mit fast allen anderen bekannten planetarischen Nebeln ist er sehr komplex strukturiert. Hochauflösende Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops (Abb. 13) enthüllten außergewöhnliche Strukturen wie Knoten, Jets und bogenartige Merkmale. NGC 6543 wurde am 15. Februar 1786 von Wilhelm Herschel entdeckt. Es war der erste planetarische Nebel, dessen Spektrum im Jahr 1864 untersucht wurde. Der zentrale Stern der Spektralklasse O besitzt eine Oberflächentemperatur von 60.000 Kelvin und bringt die Atome und Ionen des Nebels zum Leuchten. Spektrum des Katzenaugennebels Abb. 14 zeigt das DADOS-Spektrum des Katzenaugennebels zusammen mit dem kontinuierlichen Spektrum des Zentralsterns. Man findet darin die vom Orionnebel her bekannten Linien von Wasserstoff und zweifach ionisiertem Sauerstoff (OIII). Im Unterschied zu den anderen untersuchten planetarischen Nebeln enthält NGC 6543 auch neutrales Helium. Ionisiertes Helium fehlt im Katzenaugennebel. Informationen zum Nebel Der Eskimonebel (NGC 2392) ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Zwillinge. Er ist ungefähr 3.000 Lichtjahre von uns entfernt. Abb. 15 zeigt eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Der Nebel ist vor einigen Tausend Jahren entstanden, als der etwa sonnengroße Zentralstern seine äußere Hülle durch eine Eruption abgeworfen hat. Seine Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um das 40fache. Der Eskimonebel expandiert in 30 Jahren um etwa eine Bogensekunde. Spektrum des Eskimonebels Das DADOS-Spektrum des Eskimonebels ist in Abb. 16 dargestellt. Dem Linienspektrum des Gasnebels ist das kontinuierliche Spektrum des Zentralsterns überlagert. Am Beispiel des Eskimonebels wird oben ein vereinfachtes Auswertungsverfahren beschrieben, bei dem die Spektrallinien des im Nebel vorhandenen Wasserstoffs als Bezugswellenlängen genutzt werden. Das Verfahren kann natürlich auch auf alle anderen Nebel angewendet werden. Informationen zum Nebel Der Ringnebel (M 57) ist der Überrest eines Sterns, der vor etwa 20.000 Jahren seine äußere Gashülle abgestoßen hat. Letztere dehnt sich heute mit einer Geschwindigkeit von etwa 20 Kilometern pro Sekunde aus. Abb. 17 zeigt eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Der scheinbare Durchmesser des Nebels beträgt derzeit zwei Bogenminuten. Bei einer Entfernung von 2.300 Lichtjahren entspricht dies einem absoluten Durchmesser von etwa 1,3 Lichtjahren. Das ringförmige Aussehen des Nebels im Teleskop prägte den Namen "Ringnebel in der Leier". Im Zentrum des Nebels befindet sich ein weißer Zwergstern mit einer Oberflächentemperatur in der Größenordnung von 100.000 Kelvin. Spektrum des Ringnebels Im Spektrum von M 57 (Abb. 18), aber auch in dem des Katzenaugennebels (Abb. 14), erkennt man neben den beschrifteten Emissionslinien des Nebels zahlreiche weitere Linien. Diese können nicht von den Nebeln stammen, denn ihre Form lässt erkennen, dass ihr Licht jeweils den gesamten Spalt ausgeleuchtet hat. Es handelt sich hierbei um das Spektrum der Lichtverschmutzung, also der Aufhellung des Nachthimmels durch künstliche Beleuchtung. Am meisten fallen die blaue und die grüne Linie der weit verbreiteten Quecksilberlampen auf, wobei die blaue Linie fast mit der H-gamma-Linie zusammenfällt. Temperaturverteilung im Ringnebel Das Spektrum des Ringnebels M 57 zeigt eine weitere Besonderheit (Abb. 18): Die "Breite" der Spektrallinien erscheint an deren oberen und unteren Rändern deutlich größer als im zentralen Bereich. Aus dieser Beobachtung ergeben sich Aussagen über die Temperaturen in verschiedenen Zonen des Nebels. Während der gesamten Belichtungszeit des Spektrums war der Ringnebel, wie in Abb. 18 veranschaulicht, auf den Spektrographenspalt fokussiert. Die sichtbare "Ringform" des Nebels führte deshalb dazu, dass der Spalt inhomogen ausgeleuchtet wurde. In Abb. 18 sind zwei Intensitätsprofile zu sehen, welche längs der hellsten Spektrallinien von Wasserstoff und Sauerstoff gewonnen wurden (gelbe Linien in Abb. 18). Daraus lassen sich Aussagen zur Temperaturverteilung im Nebel ableiten: Wasserstoff Der Wasserstoff ist im inneren Bereich des Nebels fast vollständig ionisiert (Ionisierungsenergie 13.6 eV, siehe Abb. 1. Man beobachtet kaum Licht von Linien der Balmerserie, da diese beim Einelektronensystem Wasserstoff nur im neutralen Zustand entstehen können. Die sichtbare Außenkante des Ringnebels, das heißt der Intensitätsabfall an den äußeren Flanken der Kurve im rechten Diagramm von Abb. 18, beschreibt nicht die Grenze der räumlichen Wasserstoffverteilung, sondern den Bereich, in dem die Temperatur unter etwa 5.000 K sinkt. Die höheren Energieniveaus für Balmer Linien können dann nicht mehr besetzt werden. Sauerstoff Beim Sauerstoff sind die Verhältnisse deutlich komplizierter: Man benötigt 13,6 eV, um vom neutralen OI zum einfach ionisierten OII zu kommen und weitere 35.1 eV, um OII ein weiteres Mal zu OIII zu ionisieren. Zusätzlich sind weitere 5.4 eV erforderlich, um im zweifach ionisierten Sauerstoff OIII den für die Entstehung der Linien bei 500,7 Nanometer und 495.9 Nanometer erforderlichen Energiezustand besetzen zu können. Diese insgesamt 54, 1 eV erhält ein Sauerstoffatom in mindestens drei aufeinander folgenden Prozessen von Photonen aus der Strahlung des Zentralsterns des Nebels. Einfache Schlüsse aus dem Verlauf der Kurve im linken Diagramm von Abb. 18 sind deshalb nicht möglich. Genauigkeit der Messungen Die von uns ermittelten Wellenlängen der Emissionslinien im Orionnebel (siehe Abb. 11 ) weichen von den Literaturwerten nur um einige Zehntel Nanometer ab. Die experimentellen Fehler in den Spektren der planetarischen Nebel (siehe Excel-Dateien bei den Downloadmaterialien) liegen zwischen Null und 1,5 Nanometern. Dies ist damit zu erklären, dass die Spektren der planetarischen Nebel mit dem breitesten der DADOS-Spalte aufgenommen wurden. In den Bilddateien werden die Emissionslinien damit automatisch breiter und bei Nachführfehlern zusätzlich unsymmetrisch. Rauschminderung Schwache Linien, die vom Auge in den Bildern eindeutig erkannt werden, verschwinden in den Intensitätsprofil-Spektren öfter im Rauschen. Wer bereit ist, zur Rauschminderung mehr Aufwand zu betreiben, kann natürlich länger belichten. Man kann auch mehrere parallele Linien durch die Spektren legen und die zugehörigen Intensitätskurven Punkt für Punkt aufsummieren. Damit "simuliert" man eine längere Belichtungszeit. Auf diese Weise sollte das Rauschen drastisch vermindert werden, so dass schwache Linien besser erkennbar werden. Frank Gieseking Planetarische Nebel Teil 1, Sterne und Weltraum, 1983/2, Seite 68-74 Frank Gieseking Planetarische Nebel Teil 3, Sterne und Weltraum, 1983/7, Seite 336-341

In dieser Unterrichtseinheit werden die Schülerinnen und Schüler durch eine Kombination von analytischen und produktiv-kreativen Aufgaben befähigt, risikobewusst und kompetent mit der Plattform Facebook und mit ihren persönlichen Daten in diesem sozialen Netzwerk umzugehen. Nach einem kreativ-spielerischen Einstieg, in dem die Lernenden fiktive Facebook-Profile erstellen, werden diese ausgetauscht und dann analysiert und bewertet. Ausgehend von diesen Ergebnissen formulieren die Schülerinnen und Schüler dann in Gruppen erste Empfehlungen und Leitlinien zum Umgang mit persönlichen Daten bei Facebook. Inwieweit sie selbst diese beachten, können sie anschließend selbst überprüfen, indem sie ihren Namen in verschiedene Personensuchmaschinen eingeben. Motiviert durch das dadurch hervorgerufene Problembewusstsein untersuchen die Schülerinnen und Schüler anschließend die Datenschutzbestimmungen und Einstellungsmöglichkeiten zur Privatsphäre bei Facebook, um sich künftig bewusster und kompetenter in diesem sozialen Netzwerk bewegen zu können. Facebook: Viel genutzte Plattform kritisch betrachtet Facebook ist - nach eigenen Angaben - ein soziales Netzwerk, das Menschen mit ihren Freunden, Arbeitskollegen, Kommilitonen und anderen Mitmenschen verbindet. Das Angebot steht immer wieder wegen seines intransparenten Umgangs mit Nutzer-Daten (Erfassung und Weiterverwendung) in der Kritik. Facebook "passiert" im Internet, also am Computer zu Hause, am Handy oder Smartphone, am Tablet-PC - überall teilen (meist junge) Menschen Fotos, Meinungen oder Neuigkeiten. Communities sind beliebt Fast alle Schülerinnen und Schüler in der 7. und 8. Klasse besitzen einen Account in mindestens einem sozialen Netzwerk Sensibilisieren ohne erhobenen Zeigerfinger Diese Unterrichtseinheit soll daher zunächst ein Problembewusstsein schaffen und für den Umgang mit persönlichen Daten bei Facebook sensibilisieren und zudem erste Handlungsempfehlungen und Lösungsansätze bieten. Um das Thema für die Schülerinnen und Schüler attraktiv und motivierend zu gestalten, wird ein induktiver Ansatz mit einem spielerisch-kreativen Zugang gewählt, ohne den Zeigerfinger zu deutlich zu erheben. Didaktisch-methodische Hinweise und Ablaufplanung Durch die Erstellung eines fiktiven Profils und einen näheren Blick auf die Bestimmungen der Plattform wird Problembewusstsein geschaffen. Sach- und Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler nennen Risiken und Gefahren in sozialen Netzwerken wie Facebook. untersuchen, welche persönlichen Informationen über sie im Netz verfügbar sind und bewerten diese Datenlage. formulieren Handlungsempfehlungen zum Umgang mit persönlichen Daten in sozialen Netzwerken wie Facebook. Methodenkompetenz Die Schülerinnen und Schüler analysieren kriteriengeleitet fiktive und eigene Facebook-Profile und bewerten diese Facebook-Profile. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler untersuchen und bewerten die Facebook-Profile in Tandems und einigen sich auf gemeinsame Ergebnisse. erarbeiten Handlungsempfehlungen zum Umgang mit persönlichen Daten in sozialen Netzwerken wie Facebook in Gruppen und einigen sich auf gemeinsame Ergebnisse. Selbstkompetenz Die Schülerinnen und Schüler reflektieren über die Motive für die Nutzung von Facebook. reflektieren über die Wirkung ihrer Selbstdarstellung im Internet. "Aus der Datenaskese von einst, die das Volkszählungsurteil und das Grundrecht auf informationelle Selbstbestimmung hervorgebracht hat, ist eine Datenekstase geworden, eine Selbstverschleuderung aller nur denkbaren Persönlichkeitsdetails in Wort und Bild", schreibt Heribert Prantl am 24.04.2008 in der Süddeutschen Zeitung . Die wichtigste Rolle spielen dabei die sozialen Netzwerke, auch social communities genannt, allen voran Marktführer Facebook. Schutz der Privatsphäre wird oft vernachlässigt Während frühere Generationen noch Angst um ihre persönlichen Daten hatten, ist öffentliche Aufmerksamkeit für die heutigen Jugendlichen zu einem erstrebenswerten Ziel mit hohem Wert geworden. Daher bestimmt die Zahl der Facebook-Kontakte den Selbstwert und das Ziel lautet, möglichst viele Kontakte zu haben und mit diesen möglichst viele Daten zu teilen. Nur etwa 50 Prozent der Jugendlichen nutzen die Einstellungen zum Schutz der Privatsphäre. Name, Alter, Adresse, Telefonnummer sind bei vielen für jeden beliebigen Internetnutzer uneingeschränkt einsehbar. Viel verraten über sich und andere Dass die Selbstdarstellung auch stark von den Beiträgen, Kommentaren, Links und ähnlichem der anderen abhängt, ist den meisten dabei nicht - oder nur eingeschränkt - bewusst. Rund 50 Prozent der Nutzer stellen Bilder oder Filme von anderen online, ohne diese vorher nach ihrem Einverständnis zu fragen oder über die Konsequenzen nachzudenken. Der virale Effekte bei Facebook Wenn jemand bei Facebook etwas postet, auf das die Freunde "reagieren" ("Like-Daumen"/Teilen/Empfehlen/Kommentieren), dann sehen dies auch die Freunde der Freunde, mit denen man unter Umständen gar nichts zu tun haben will und mit denen man selbst gar nicht verbunden ist. Ein gefährliches Beispiel für einen solchen Netzwerkeffekt ist das Problemfeld Mobbing: Was könnte jemand den ich nicht leiden kann, aber der mit jemandem aus meinem Freundeskreis auf Facebook verbunden ist, mit meinen Bildern anfangen? Diese Unterrichtseinheit soll zunächst ein Problembewusstsein schaffen und für den Umgang mit persönlichen Daten sensibilisieren; zudem werden erste Handlungsempfehlungen und Lösungsansätze geboten. Eventuell können schon hier Stichpunkte an der Tafel oder der Metaplanwand gesammelt werden, die Beispiele für sensible Daten bündeln (wie Fotos, Adresse, bevorzugter Bus, einsame Schulwege). Diesen kann eventuell bereits in dieser Phase das Gefahrenpotenzial gegenübergestellt werden (Mobbing, Auflauern, Nutzung der Daten für Betrügereien). Problembewusstsein schaffen Um das Thema für die Lernenden attraktiv und motivierend zu gestalten, wird ein induktiver Ansatz mit einem spielerisch-kreativen Zugang gewählt, ohne den Zeigerfinger zu deutlich zu erheben. Konfrontation mit vorhandenen Daten Drastischer und eindrücklicher wäre es vermutlich, wenn die Lehrkraft frei zugängliche eigene Facebook-Profile von Schülerinnen und Schülern der Lerngruppe ausdruckt und mitbringt. Jedoch wäre der belehrende Zeigefinger zu offensichtlich, und einige Jugendliche würden sich möglicherweise bloßgestellt fühlen. Und je nach Alter der Lernenden ist - sofern diese Einheit rechtzeitig greift - noch nicht viel zu finden. Vorsichtiges Vorgehen Fiktive Facebook-Profile zu entwerfen und diese anschließend, nach einem per Zufallsprinzip organisierten Tausch, zu analysieren und zu bewerten, macht dagegen nicht nur mehr Spaß, sondern wird, bedingt durch die persönliche Distanz, auch viel leichter fallen, als echte Profile von Mitschülerinnen und Mitschülern zu beurteilen. Zudem ist zu erwarten, dass die Beispiele für problematische Selbstdarstellung deutlich extremer ausfallen als bei den echten Profilen, was den Lernenden das Thema leichter und deutlicher vor Augen führt. Klar wird so auch, dass es ganz unproblematisch ist, Umwahres zu platzieren. Alternativ können auch Profile von Prominenten oder vermeintlichen VIPs angesehen werden. Heterogene Ausgangslagen ausgleichen Bei der Untersuchung und Bewertung der fiktiven Profile werden zum einen Vorkenntnisse zum persönlichen Online-Datenmanagement aktiviert und gleichzeitig Unterschiede bei den Haltungen zu diesem Thema sichtbar gemacht. Durch die Beschäftigung mit einem konkreten Profil werden auch Schülerinnen und Schüler mit geringen Vorerfahrungen mit diesen Fragestellungen konfrontiert. Unterschiedliche Voraussetzungen gleichen sich in dieser ersten Arbeitsphase also bereits an. Gesprächsbedarf bedienen Sicherlich möchten sich die Lernenden in dieser Phase auch im Plenum dazu äußern, wo in den Profilen ihnen fragwürdige Fotos oder Einträge aufgefallen sind oder an welcher Stelle ihnen Zweifel kamen, ob sie das eine oder andere posten sollen. Eine offene Gesprächsrunde bietet sich an dieser Stelle an. Arbeit in Kleingruppen Nun formulieren die Lernenden allgemeine Handlungsempfehlungen, die sie aus der Untersuchung der konkreten Profile ableiten. Die Placemat-Methode bietet dabei einen strukturierten Rahmen für das Think-Paire-Share-Verfahren, bei dem jeder Schüler und jede Schülerin zunächst allein für sich Ideen aufschreibt, bevor diese in der Gruppe verglichen, diskutiert und zu einem Gemeinschaftsergebnis zusammengefügt werden. Mögliche Ergebnisse dieser Phase sind: Verwende am besten einen Spitznamen für dein Profil. Akzeptiere nur Personen als Facebook-Freude, die du auch persönlich kennst. Gib Adresse oder Telefonnummer in deinem Profil nicht an, am besten gar keine Kontaktdaten. Denk immer daran, dass im Internet nichts gelöscht wird und auch spätere Arbeitgeber sich dort einen Eindruck von dir verschaffen können. Mach dich mit den verschiedenen Privatsphäre-Einstellungen bei Facebook vertraut und nutze sie. Bedenke bei jedem Foto von dir, das du hochlädst, wer es alles sehen kann, und ob du möchtest, das diese Personen dich so sehen. Überlege dir allgemein sehr gut, für wen du deine Fotoalben frei gibst. Bedenke wenn du Fotos hochlädst auch, was dies für die anderen dort abgebildeten Personen für Folgen haben kann. Veröffentliche grundsätzlich keine peinlichen Fotos - weder von dir noch von anderen. Vorsicht vor netzwerkübergreifenden Verknüpfungen und Anwendungen. Gib dein Profil nicht für Suchmaschinen frei. Wissen teilen Nicht jeder einzelne Schüler und jede Schülerin würde allein auf diese Ergebnisse kommen; durch die Gruppenarbeit, die heterogene Ausgangslagen ausgleicht, wird es jedoch möglich. Einige der genannten Punkte werden die Schülerinnen und Schüler aber auch erst am Ende der zweiten Stunde ergänzen können. Online-Hygiene ist wichtig Nachdem die Schülerinnen und Schüler sich aus sicherer Distanz über fremde, fiktive Profile und erste Handlungsempfehlungen dem Thema angenähert haben, kann ihnen nun der Blick auf den eigenen Ruf im Internet zugemutet werden. Zentrale Erkenntnis sollte dabei sein, dass die regelmäßige Selbstsuche bei google oder in Angeboten wie yasni heute zur Online-Hygiene selbstverständlich dazugehört, da man nie weiß, was andere über einen ins Netz stellen oder verbreiten. Zudem sollte die Menge, der hier für jeden frei einsehbaren Daten und Informationen die Schülerinnen und Schüler erschrecken oder zumindest nachdenklich stimmen und dazu motivieren, die Sicherheitseinstellungen in ihren Communities zu hinterfragen oder zu ändern. In dieser Phase können natürlich auch Personen aus dem Umkreis der Schülerinnen und Schüler "gegooglet" werden. Achtung dabei: In einem solchen "Forschungsprojekt" sollte der diskrete Umgang mit den gefundenen Daten als selbstverständlich erachtet werden. Wie mache ich das? Aus Vorgenanntem - und aus den Reaktionen auf die Zwischenergebnissen der Vorstunde ("Handlungsempfehlungen schön und gut - aber wie mache ich das konkret bei Facebook?") erwächst die Motivation für die nächste Arbeitsphase, in der die Schülerinnen und Schüler sich intensiv mit den AGB, Datenschutzbestimmungen und Einstellungsoptionen zur Privatsphäre bei Facebook beschäftigen. Wäre dieser Arbeitsauftrag gleich zu Beginn der Unterrichtseinheit gestellt worden, hätten die Lernenden vermutlich nur sehr wenig Interesse und Motivation gezeigt. Nutzungsbedingungen und Datenschutzinformationen genau lesen Schülerinnen und Schüler mit eigenen Facebook-Accounts können sich einloggen und direkt in ihrem Profil die Fragen bearbeiten und Einstellungen überprüfen. Aber auch ohne persönlichen Facebook-Account gelangt man über die Facebook-Startseite zu den Nutzungsbedingungen und Datenschutzinformationen, mit deren Hilfe sich alle Fragen beantworten lassen. Lehrkraft als Lernbegleitung Die Lehrkraft assistiert in dieser Phase bei Problemen. Der Hinweis, dass AGB gut verständlich sein sollten, sollte fallen. Eine Diskussion, warum entscheidende Informationen schlecht gefunden werden (sollen?), kann sich anschließen. Speziell über die Copyright-Bestimmungen von Facebook, die in den AGB nachzulesen sind, können/sollten Sie im Plenum kurz sprechen. Hier geht es besonders um zwei Punkte, über deren Folgen die Klasse diskutieren sollte. Sie sind zu finden in der "Erklärung der Rechte und Pflichten", Punkt 2.1: "(...) Du gibst uns eine nicht-exklusive, übertragbare, unterlizenzierbare, gebührenfreie, weltweite Lizenz für die Nutzung jeglicher IP-Inhalte, die du auf oder im Zusammenhang mit Facebook postest. (...)" (zitiert am 25.05.2012) "Diese IP-Lizenz endet, wenn du deine IP-Inhalte oder dein Konto löschst, außer deine Inhalte wurden mit anderen Nutzern geteilt und diese haben die Inhalte nicht gelöscht." (zitiert am 25.05.2012) Ergebnissicherung: Plakate Je nach verfügbarer Zeit am Ende der Einheit und Interessenslage der Klasse ist es möglich, die Ergebnisse entweder nur stichwortartig zu notieren oder aber auch anschauliche Poster dazu zu gestalten, die im Klassenraum oder sogar in der Aula ausgestellt werden können, um weitere Schülerinnen und Schüler der Schule darauf aufmerksam zu machen. In jedem Fall sollten die in der ersten Stunde formulierten Tipps und Handlungsempfehlungen nun überarbeitet und ergänzt werden. Unterlassungsaufforderung Die Frage, wie man gegen unerwünschte Bilder, Filme und so weiter vorgeht, werden die Schülerinnen und Schüler eventuell nicht vollumfänglich selbst beantworten können. Im Anschluss: Juristisches oder der Schwerpunkt Cybermobbing Wenn man Kontaktdaten der Person hat, die das Bild hochgeladen hat, sollte diese direkt angeschrieben werden - anderenfalls der Betreiber der Internetseite (siehe Impressum). Die Thematisierung des rechtlichen Rahmens und der gesetzlichen Regelungen (StGB §201 ("höchstpersönlicher Lebensbereich", "Paparazzi-Paragraph"), UrhG §78, Kunsturhg §22, 23, DSG §27, StGB §131) bietet sich dann für die nachfolgen Stunden an; ebenso der damit eng verbundene Schwerpunkt Cybermobbing. Alternativer Abschluss: Alternative Plattform suchen Zum Abschluss der Unterrichtseinheit oder als weiterführende Hausaufgabe mit Online-Nutzung können die Schülerinnen und Schüler aufgefordert werden, Alternativen für die freundschaftliche Online-Vernetzung zu recherchieren. In dieser Phase können betrachtet werden: Google+ , Twitter , Instagram . Dabei sollen die die Erkenntnisse dieser Unterrichtseinheit nutzen und verstärkt auf die AGB der alternativen Plattformen achten. Am Schluss steht dann eine begründete Nutzungsempfehlung.

Die Inszenierung eines Theaterstückes schafft eine Verbindung von traditionellen Ausdrucksformen und neuen Medien. Das Thema bestimmt dabei den Einsatz der Handwerkszeuge und Medien. Die Verbindung von Theaterspiel und neuen Medien ist ein geeignetes Thema, um eine Brücke zwischen traditionellen Ausdrucksformen und den erweiterten Möglichkeiten digitaler Medien zu schlagen. Mit etwas Aufwand und gegebenenfalls der Unterstützung durch Medien- und Theaterpädagogen lässt sich ein Theater-Medien-Projekt im Rahmen einer Projektwoche oder in einer Arbeitsgemeinschaft ein fächerverbindender Unterricht zwischen Kunst, Musik und Deutsch realisieren. Nicht nur Schauspieler, sondern auch digitale Kulissenschieber und Tonmeister werden hierfür benötigt. Zwei Arbeitsgruppen, die sich den Themen Schauspiel und Multimedia widmen, produzieren in intensiver Zusammenarbeit ein Theaterstück mit medialen Gestaltungselementen. Teamwork zwischen Schauspiel und Multimedia Im Theater-Medien-Projekt PLAY IT ist das Bühnenbild nicht bloß Hintergrundgemälde, es ist mehr als die Illustration einzelner Szenen. Die Bühnenbildelemente Licht, Ton und Bildprojektionen konstituieren die Handlung der Schauspielgruppe wesentlich mit. Kulisse und darstellendes Spiel greifen ineinander. Die Arbeitsgruppen Schauspiel und Multimedia, in denen sich die Schülerinnen und Schüler engagieren, sind in den Produktionsphasen an mehreren Stellen auf eine intensive Zusammenarbeit angewiesen. Warm-up: Gruppendynamik im Theaterspiel Wie sich die Schülerinnen und Schüler durch Aufwärmübungen auf ein Thema einstimmen und Ausdrucks- und Darstellungsformen erproben. Einstimmung: Begegnungen inszenieren Wie Übungen zur spielerischen Einstimmung und Kontaktaufnahme anregen und Fähigkeiten zur Improvisation vermittelt werden. Multimediale Experimente: Bilderwelten in Clip-Manier Wie sich durch Arbeitsteilung in der Theater- und Multimedia-Gruppe die Medienproduktion dem Theaterschauspiel anpassen lässt. Diffusion: Spiel zwischen Realität und Medialität Wie die Grenzen zwischen Schauspiel und Projektion, zwischen real Gespieltem und medial Dargestelltem verwischen. Inszenierung: Diskrepanz zum Gewohnten Wie durch Anleitung und Bekräftigung gewohnte Wahrnehmungen durchbrochen und neue Überraschungen und Irritationen in der Inszenierung geschaffen werden. Inhaltliche Ziele Die Schülerinnen und Schüler sollen in Teamarbeit kommunikative Kompetenzen erlernen. unterschiedliche Ausdrucks- und Darstellungsformen erproben. innerhalb eines umfangreichen Projekts selbstständig Aufgaben übernehmen. die Wirkung digitaler Medien in einem Theaterstück erfahren. Ziele im Bereich der Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen Bilder als Visualisierungsinstrumente nutzen. großformatige Bildprojektionen gestalten. Töne als Unterstützungselement gezielt einsetzen. mediale Räume gestalten lernen. Thema PLAY IT - Theater multimedial Autorin Sabine Kretschmer Fach Kunst, Musik und Deutsch Zielgruppe Sekundarstufe I Zeitraum Projektwoche oder im Rahmen einer AG in einem Schulhalbjahr Verlaufsplan Verlaufsplan PLAY IT - Theater multimedial zur Unterrichtseinheit Medien Digital-Kamera, Mini-Disc-Recorder, Beamer, Rückprojektionsleinwand, Multimedia-Computer Software Visualisierungssoftware, Soundbearbeitungsprogramm Voraussetzungen Grundkenntnisse in der digitalen Bild- und Tonbearbeitung Lockern, lösen und entfalten Es ist wichtig die gemeinsame Projektarbeit mit gezielten Übungen zu begleiten. Die Teilnehmerinnen und Teilnehmer stimmen sich bei solchen Übungen auf das Thema ein, sie lockern sich und lösen Anspannungen. Erst wenn sich jede Person einmal mit den anderen im Raum bewegt und kommuniziert hat, fällt es anschließend leichter, sich selbst darzustellen. Denn das darstellende Spiel bietet Raum und Zeit, über sich selbst nachzudenken und sich in Gruppenprozesse zu vertiefen. Fragen wie "Wer bin ich?", "Wie wirke ich?", "Wie möchte ich sein?", "Wie verhalte ich mich?" werden im Handlungsprozess erlebbar. Dynamik in der Gruppe Das Theaterspielen spricht alle Sinne an. Es fördert das Wahrnehmungs- und Ausdrucksvermögen, das Einfühlungsvermögen und die sozialen Kompetenzen in der Gruppe. Dafür ist es günstig, mit allen Teilnehmerinnen und Teilnehmern des Projekts zu Beginn durch eine spielerische Sequenz einzusteigen und einen gemeinsamen Abschluss zur Tagesauswertung anzubieten. In den Arbeitsphasen muss auf die Stimmungen in den Gruppen reagiert und auch auf eventuelle Missstimmungen geachtet werden. Spiele zur Gruppenstärkung können dabei effektive "Helferlein" sein. Übungen zur Improvisation und Szenengestaltung Im Theater-Medien-Projekt wurden für die "Phase des Ankommens" spielerische Inputs angeboten, bei denen alle mitmachen konnten. Bei diesen Aufwärmübungen konnten bereits Elemente des Darstellens gezielt einbezogen werden. Zwei Übungen sollten die Fähigkeiten für Improvisation und Szenengestaltung geben. Die erste Übung gibt einen offenen gestalteten Impuls, bei dem Improvisation individuell erprobt werden kann. In der zweiten geführten Aufgabenstellung wird eine Situation vorgegeben, die als Szene nachempfunden und dargestellt werden soll. Wahrnehmung der Körperteile Alle gehen kreuz und quer durch den Raum, ohne einander zu beachten. Dann wird die Wahrnehmung auf verschiedene Körperteile gelenkt. Die Aufgaben lauten: Erspürt mit den Füßen den Boden, rollt weich ab. Geht stark auf den Außenfuß und dann auf den Innenfuß. Geht hoch, mit Körperspannung, stolz, tief und schlaff. Kontaktaufnahme mit anderen Dann geht es weiter mit der Kontaktaufnahme untereinander. Wer auf einen anderen trifft, nimmt ohne zu sprechen kurz Kontakt auf: Geheimgruß: Berührt einander kurz oder verbeugt euch diskret. Teilt euch mit den Augen etwas Bedeutendes oder Trauriges mit. Der Erste begrüßt mit einer Grimasse, die der Zweite zurückgibt. Begrüßt einander lautstark in Kauderwelsch. Umarmt euch schweigend. Nehmt euch eine kleine zeremonielle Begrüßungsform vor, begrüßt euch entsprechend, wenn ihr aufeinander trefft. Zum Bahnhof eilen "Zum Bahnhof eilen" ist Thema für eine spielerische Einstimmung auf die Theaterarbeit. Die Schülerinnen und Schüler bewegen sich in unterschiedlichem Tempo (Stufe 1 bis 6) durch den Raum. Jeder ist allein unterwegs und darf niemanden berühren. Dennoch entsteht ein Gemeinschaftsgefühl, da alle in derselben Situation sind. Das Tempo wird in den einzelnen Stufen vorgegeben. Je höher das Tempo ist, desto mehr Achtsamkeit ist gefordert. Die Schüler/innen und Schüler folgen einzelnen Aufgaben, ohne je anzuhalten. Folgende Szeneaufgaben werden gestellt: Geht in gemütlichem Spaziertempo durch den Raum. Geht euren eigenen Weg. Nehmt euch vor, jeden Teil des Raumes zu betreten. Ihr seid auf dem Weg zum Bahnhof. Zum Glück seid ihr frühzeitig von zu Hause weg. So könnt ihr unbekümmert und gemütlich schlendern. Hier und dort könnt ihr sogar jemanden grüßen (Stufe 1). Jetzt schaut ihr auf die Uhr. So viel Zeit habt ihr gar nicht. Ihr beschleunigt den Schritt (Stufe 2). Ihr erhascht einen Blick auf die Turmuhr. Diese zeigt eine fortgeschrittene Zeit an. Ob eure Uhr falsch geht? Ihr beschleunigt nochmals (Stufe 3). Ihr kommt am Uhrengeschäft vorbei. Ein hastiger Blick ins Schaufenster zeigt viele Uhren mit verschiedenen Zeitangaben. Das irritiert euch. Und ihr dürft den Zug nicht verpassen (Stufe 4). Endlich ist die Bahnhofsuhr in Sicht. Nur noch eine Minute bis zur Abfahrt! (Stufe 5). Atemlos kommt ihr auf dem Bahnsteig gerannt (Stufe 6) und seht nur noch das Schlusslicht des Zuges. Nach einem kurzen Zeichen des Ärgers schlendert ihr gemütlich wieder zurück (Stufe 1). Zusammenspiel von Theater- und Multimedia-Gruppe Das gesamte Theater-Medien-Projekt umfasst das Moment der multimedialen Inszenierung. Hierzu gehören die Vorbereitung des Darzustellenden und die Produktion von Medienereignissen. Im Theater-Medien-Projekt geschah dies in zwei aufeinander folgenden Schritten. Die Theater-Gruppe überarbeitete die szenische Vorlage, das Skript eines Theaterstückes, studierte das szenische Spiel ein und wählte passende Requisiten aus. Die Multimedia-Gruppe erarbeitete Bildprojektionen und Sounds für das Stück und probte Übergänge und Effekte. Die eigentliche Inszenierung wurde erst im zweiten Schritt, im Zusammenspiel beider Gruppen realisiert. Erst die Fotos, dann die digitale Bearbeitung Für eine Szene des Theaterstücks soll die Multimedia-Gruppe einen Hintergrund gestalten, in der die Schauspieler durch das Lösen eines Ziegelsteines aus einer Mauer in einen Geheimgang stürzen. Mit einem stehenden Bild ist diese Aufgabe nicht zu lösen, deshalb muss eine Sequenz mit verschiedenen Bildern gestaltet werden. Auf Anregung fotografieren die Schülerinnen und Schüler mit der Digitalkamera eine gemauerte Säule in der Schule. Um das Lösen eines Steines und den anschließenden Sturz in den Tunnel in der Szene darstellen zu können, ist eine digitale Nachbearbeitung der Fotografien erforderlich. Arbeit mit dem Video-Jockey-Programm Der Sturz in einen Tunnel wird mit Computereffekten clipartig umgesetzt. Die gesamte Sequenz soll aussehen wie ein Videoclip. So greifen die Schülerinnen und Schüler in der Darstellung des Sturzes auf einen Effekt aus einem Video-Jockey-Programm (ArKaos VJ) zurück. Mit diesem Programm können einzelne Tasten mit Bildern belegt und zugleich Effekte auf die Bilder angewendet werden. Bei einem dieser Effekte wird das Bild der gemauerten Wand zu einer Röhre und bewegt sich dabei so, als würde man in die Röhre hinein gesogen. Die Geschwindigkeit der Bilder passen die Schülerinnen und Schüler an einen eingespielten Sound an. Der fertige Effekt erinnert an Szenen in Action- oder Science-Fiction-Filmen, in denen die Helden etwa durch Luftschächte fliehen. Effekte in Videoclip-Manier Von der Vielzahl der Effektmöglichkeiten zeigen sich die Schülerinnen und Schüler beeindruckt. Und dennoch begründen sie ihre Auswahl schließlich mit der Prämisse, dass der gewählte Effekt ohne Brüche in das Schauspiel passen muss. An der Produktion der Sturz-Sequenz zeigt sich, wie bei der multimedialen Gestaltung der Hintergründe die Geschwindigkeit der Effekte und das Zusammenspiel von Ton und Bild thematisiert werden. Es wird deutlich, dass die Schülerinnen und Schüler präzise Vorstellungen davon haben, welches Tempo sie an welcher Stelle durch ihre Projektion darstellen möchten. Die Orientierung an einer Videoclip-Ästhetik zeigt, dass sich diese Vorstellungen aus Rezeptionserfahrungen ableiten. Mehr als nur Kulisse Immer wieder wird beim Theater-Medien-Projekt die Grenze zwischen Projektion und Schauspiel, zwischen multimedial gestalteten Bilder- und Soundwelten und real gespieltem Theater thematisiert. Dann ist die multimediale Projektion mehr als nur Kulisse, sondern vielmehr ein Teil der Handlung. In diesen Momenten müssen sich die Schauspielerinnen und Schauspieler auf die Kulisse einlassen und mit ihr agieren, anstatt nur davor zu spielen. Beispielhafte Entgrenzung Anhand einer einfachen Szene kann diese Entgrenzung verdeutlicht werden. Die Rahmenhandlung des Theaterstücks bilden zwei Szenen: Am Anfang und am Ende des Stückes schreibt die Hauptfigur Daniel in ein Tagebuch. In einem klassischen Stück hätte die Schauspielerin oder der Schauspieler vermutlich mit einem Buch an einem Tisch gesessen und laut sprechend geschrieben. Anders beim Theater-Medien-Projekt. Hier spielen Daniel und die Kulisse. Die Kulisse ist ein Foto eines Jugendzimmers. Darauf zu sehen sind ein Schulrucksack, ein Keyboard und ein aufgeschlagenes Buch auf dem Fußboden. Daniel sitzt vor der Projektion und schreibt scheinbar auf die Leinwand und zugleich in das Buch, während der von ihm gesprochene Text aus dem Off von einem Rechner eingespielt wird. Interaktion mit dem Medialen Da das Buch fest auf der Leinwand verankert ist, stellt sich für den Schauspieler die Notwendigkeit, sich räumlich an der Projektion zu orientieren. Zugleich muss er seine virtuelle Schreibhandlung zeitlich synchron mit der Toneinspielung koordinieren. Hier wird in einer scheinbar einfachen Szene die Grenze zwischen real Gespieltem und medial Dargestelltem verwischt. Die Wirkung der Projektionen Erst am letzten Tag des Projekts konnte die Multimedia-Gruppe die Wirkung ihrer Bilder und Clip-Sequenzen als Projektionen auf dem Beamer mit dem Schauspiel erleben. Dabei wurde deutlich, dass eine solche Inszenierung immer auch ein Abstimmen auf verschiedene Vorstellungen und Gegebenheiten ist. Anders als es sich viele der Teilnehmerinnen und Teilnehmer vorgestellt hatten, konnten die Bilder nicht von oben oder hinten auf die Leinwand projiziert werden, sondern die Schauspielerinnen mussten im Lichtstrahl der Projektionen spielen. Hierdurch entstanden Schattenwürfe auf der Leinwand, an denen sich viele zunächst störten. Diskrepanz zum gewohnten Wahrnehmungsangebot Die Diskrepanz zwischen den aus gewohnten Wahrnehmungsangeboten genährten Ansprüchen und den Möglichkeiten innerhalb der Projektarbeit wurde jedoch akzeptiert. Der Stolz auf das Entstandene und der Gesamteindruck überwogen. Es zeigte sich, dass im eigenen Gestalten die Gelegenheit wahrgenommen wurde, von präformierten Erwartungen Abstand zu nehmen und sich auf andere, nicht kommerziell durchgestylte Wahrnehmungsangebote einzulassen. Auffällig war dennoch, dass sich die Schülerinnen und Schüler vorzugsweise innerhalb bestehender Gestaltungslogiken von Bild und Ton bewegten und diese in ihren Arbeiten aufnahmen. Kaum nutzten sie die multimedialen Möglichkeiten dazu, Gestaltungserwartungen zu durchbrechen und damit Überraschung oder Irritation zu stiften. Präformierung durchbrechen Hier stießen die Teilnehmerinnen auf eine Grenze, die sie nur durch Betreuung seitens der Pädagoginnen und Pädagogen überwanden. Durch Anregung wurde in einigen Szenen ein Bild so stark verfremdet, dass es nicht mehr eindeutig den Vorlagen aus Kino und Musikfernsehen zuzuordnen war. Der Mut zum Bruch mit Erwartungen schöpfte sich aus den mehrfachen Bekräftigungen, dass ihre Gestaltung für das Publikum dennoch ansprechend sei. Die "Begrenzung durch Präformierung", also die Grenzsetzung durch bestehende Gestaltungslogiken zu durchbrechen, wagten die Schülerinnen und Schüler nur durch bestärkendes Feedback. MIXTOUR - Das Medienmobil Arbeitsgemeinschaft Jugendfreizeitstätten Sachen e.V. (Hrsg.): Mixtour - Das Medienmobil. Ansätze, Methoden und Reflexionen ästhetischer Bildung mit neuen Medien, Chemnitz 2005.