Auf ausgewählten "Mondrouten" beobachten Schülerinnen und Schüler markante Strukturen in der Nähe der Licht-Schatten-Grenze. Zudem können interessante Konstellationen von Mond, Planeten und Sternhaufen betrachtet werden. Im Jahr 1609, etwa zwischen April und Mai, erhielt Galileo Galilei (1564-1642) Kenntnis von einem "Fernbetrachter". Er besorgte sich daraufhin eines der holländischen Brillenglasfernrohre, die nur zwei- bis dreifach vergrößerten, und arbeitete sofort an deren Verbesserung (Erhöhung der Vergrößerung durch für Brillen untypische Linsen und Reduzierung von Streulicht durch Blenden im Strahlengang). Das erste Himmelsobjekt, das er dann - vermutlich im September 1609 - beobachtete, war der Mond. Im Internationalen Jahr der Astronomie 2009 fand vom 02. bis zum 05. April weltweit die Aktion "100 Stunden Astronomie" statt, bei der die Beobachtung des Himmels im Mittelpunkt stehen sollte. Die in diesem Beitrag für diese Aktion vorgestellten "Wanderrouten" auf der Mondoberfläche können auch nach dem IYA2009 zu jeder passenden Mondphase ins Visier genommen werden. Grundlage der Wanderkarten ist der kostenfreie "Virtual Moon Atlas", mit der Sie auch eigene "Mond-Wanderkarten" erzeugen können. Spaziergänge auf dem Mond Mondgebirge mit Tälern, Krater mit Zentralbergen und Krater in den Meeren werden mithilfe von "Mondwanderkarten" gezielt aufgesucht. Zeichnen und Googeln Ein interessanter Kontrast: Lernende zeichnen auf den Spuren Galileis den Mond und erkunden mit moderner Webmapping-Technologie die Spazierwege der Apollo-Astronauten. Die Schülerinnen und Schüler sollen markante Punkte der Mondgeographie mithilfe bereit gestellter "Mondwanderkarten" aufsuchen und eine Vorstellung von der Größe der Krater gewinnen. auf den Spuren von Galileo Galilei mit einfachen optischen Hilfsmitteln Mondzeichnungen erstellen und diese mit den Skizzen Galileis und Darstellungen aus dem Werk "Sidereus Nuncius" (1610) vergleichen. den "Virtual Moon Atlas" als kostenfreies Werkzeug zur Vorbereitung von Himmelsbeobachtungen kennen lernen. als Ergänzung zu den eigenen Beobachtungen mit Google Moon die Landeplätze der Apollo-Missionen erkunden. Die Mondoberfläche erweist sich nahe der Licht-Schatten-Grenze (Terminator) als sehr eindrucksvolles Objekt für die Fernrohrbeobachtung. Verschiedene Oberflächenformationen wie Gebirge mit Tälern, Krater mit Zentralbergen oder Krater in den Meeren werden erkennbar. Es empfiehlt sich eine kleine Auswahl dieser Objekte gezielt nacheinander im Sinne eines Spaziergangs mit den Augen am Fernrohr aufzusuchen. Hier stellen wir Ihnen drei Routen vor, die während der Aktion "100 Stunden Astronomie" im IYA2009 zum Einsatz kamen. Die jeweiligen "Wanderkarten" mit Darstellungen der Mondoberfläche wurden mit der kostenfreien Software "Virtual Moon Atlas" erzeugt und können zu jeder passenden Mondphase (Mond im ersten Viertel und folgende Tage) genutzt werden. Virtual Moon Atlas, Download Auf der Softonic-Webseite können Sie die Software für den virtuellen Mondglobus kostenfrei herunterladen. Die Route des Spaziergangs ist in Abb. 1 dargestellt (Platzhalter bitte anklicken). Zahlen markieren die einzelnen Stationen. Sie können die Route farbig ausdrucken oder per Beamer im Klassenraum präsentieren. Für Schwarzweiß-Ausdrucke verwenden Sie bitte die Datei "mond_spaziergang_1_sw.gif". In dieser Datei sind die Zahlen und Pfeile weiß mit schwarzer Kontur dargestellt (gelbe Ziffern und Linien sind im Schwarzweiß-Ausdruck schlecht zu erkennen). Von den Mondalpen mit dem Alpenquertal (1) führt der Pfad zum Krater Aristoteles (2), dessen Durchmesser etwa 90 Kilometer beträgt. Der Krater ist nach dem wohl bekanntesten und einflussreichsten Philosophen der Geschichte benannt (384-322 v. Chr.). Von dort geht es zum Kaukasus (3) und schließlich hinein in das Regenmeer (Mare Imbrium). Dort wird ein Strahlenkrater mit Zentralberg namens Aristillus (4) ins Visier genommen. Dessen Namenspatron ist ein griechischer Astronom, der um 280 v. Chr. gelebt hat. Von dort aus kehren wir wieder zum Ausgangspunkt zurück. Dieser Weg (Abb. 2) beginnt bei der 104 Kilometer durchmessenden Wallebene Plato (1), die nach dem bekannten griechischen Philosophen (427-347 v. Chr.) benannt wurde. Weiter geht es zum Strahlenkrater Aristillus (2). Die nächste Station ist der von Lava überflutete Krater Archimedes (3) im Regenmeer. Sein Durchmesser beträt 83 Kilometer. Archimedes (287-212 v. Chr.) war ein bedeutender griechischer Mathematiker. Die letzte Etappe führt uns zum Krater Eratosthenes (4), dessen Kraterwände bis zu 3.570 Meter hoch sind. Der griechische Geograph und Astronom Eratosthenes lebte von 276-194 v. Chr. Ausgangspunkt dieser Route (Abb. 3) ist, wie bei der ersten Wanderung, der mit dunklem Material gefüllte Krater Plato (1). Von dort aus gilt es, dem Rand des Regenmeers folgend, das Alpenquertal (2) zu überschreiten und über den Kaukasus die Apenninen (4) zu erreichen. Die Apenninen sind das mächtigste Mondgebirge. Die Gipfel ragen zum Teil mehr als 5.000 Meter in die Höhe. Auf dem Weg entlang der Apenninen kommen wir an der Hadley-Rille (3) vorbei, für deren Beobachtung man allerdings schon ein Teleskop mit mindestens 20 Zentimetern Öffnung benötigt. Diese Rille war der Landeort der Apollo-15-Mission. Abschließend besuchen wir noch den markanten Strahlenkrater Kopernikus (5), der hexagonal erscheint und einen Durchmesser von 95 Kilometer besitzt. Dieser schöne Krater ist nach dem bekannten Astronom Nikolaus Kopernikus (1473-1543) benannt. Kaum eine andere Übung trainiert die naturwissenschaftliche Grundfertigkeit des genauen Beobachtens so gut wie das Zeichen. Es zwingt uns, wirklich genau hinzusehen und ermöglicht die Wahrnehmung vieler Details, die dem flüchtigen ersten Blick fast immer entgehen. Zudem bietet das Zeichnen des Mondes einen schönen Ansatzpunkt zum Jubiläum der Mondbeobachtung von Galilei vor 400 Jahren - denn auch er zeichnete das Gesehene! Die vor Jahrhunderten entstandenen Skizzen und Darstellungen in dem 1610 erschienenen Werk "Sidereus Nuncius" ("Sternenbote") können die Lernenden motivieren, auf den Spuren des berühmten Astronomen selbst zum Zeichenstift zu greifen (Abb. 4). Einfache Teleskope - sogar Feldstecher - zeigen bereits die Gipfel sonnenbeschienener Berge, in deren Tälern noch die Mondnacht herrscht. Praktische Hinweise zum Zeichnen am Teleskop und ein Beispiel für die schrittweise Ausarbeitung einer Darstellung der Mondoberfläche finden Sie in dem Beitrag Zeichenstunden am Teleskop . Neben der kostenfreien Software "Virtual Moon Atlas" kann auch der digitale Online-Mondglobus von Google mit den von Google Earth bekannten Funktionen genutzt und zur Vor- oder Nachbereitung der Begegnung mit dem Original am Abendhimmel genutzt werden. Die Landeplätze der Apollo-Missionen sind auf dem Google-Mond durch Astronauten markiert. Man kann per Klick auf diese Icons in die Landegebiete der Apollo-Missionen hineinzoomen und Bilder von der Mondoberfläche betrachten, die die Astronauten während ihrer Ausflüge am Boden gemacht haben. Teilweise sind auch kleine Panoramaansichten möglich - eine interessante Ergänzung zu den eigenen Bobachtungen am Teleskop.

Lernende stellen im Schülerexperiment Nano-Goldpartikel her und erkennen die Farbe der Goldsole als größenabhängige Eigenschaft der Nanopartikel. Interaktive Lernumgebungen visualisieren die Reaktionen auf der Teilchenebene und ermöglichen die Untersuchung der Nanopartikel im virtuellen Elektronenmikroskop.Der erste Teil der fächerübergreifenden Unterrichtseinheit (Chemie und Physik) findet im Schul- oder Schülerlabor statt. Die Lernenden präparieren mithilfe einer Versuchsvorschrift unterschiedlich große Gold-Nanopartikel in Dispersion (Kolloidchemie). Die verschiedenen Größen der Goldpartikel werden schon bei der Präparation an der unterschiedlichen Farbe erkennbar. Der zweite Teil der Unterrichtseinheit findet im Rechnerraum statt. Die Schülerinnen und Schüler wiederholen die Präparation der Gold-Nanopartikel noch einmal im Rahmen eines virtuellen Experiments und können dabei beobachten, was auf der Teilchenebene passiert. Mithilfe eines interaktiven Lernmoduls lernen sie zudem Schritt-für-Schritt die Funktion und Betriebsweise eines Elektronenmikroskops kennen: Sie können ein virtuelles Transmissionselektronenmikroskop bedienen, die (virtuell und/oder real) hergestellten Partikel anschauen und sich davon überzeugen, dass den verschiedenfarbigen Goldsolen unterschiedlich große Nanopartikel zugrunde liegen. Kombination von Realexperiment und Computereinsatz Die Nanotechnologie und speziell die chemische Nanotechnologie bieten Schülerinnen und Schülern keinen unmittelbaren Zugang. Nanoplättchen, Nanostäbchen oder Nanopartikel lassen sich im Schülerexperiment zwar leicht herstellen, zum Beispiel durch Fällungen, jedoch lichtmikroskopisch nicht sichtbar machen. Ein Elektronenmikroskop wäre dafür erforderlich, aber eine solche Hochtechnologie-Apparatur ist für Schule und Schülerlabor viel zu teuer und zu empfindlich. Aus diesem Dilemma heraus entstand die vorliegende Unterrichtseinheit: Für die Präparation von Nanopartikeln sollen die Schülerinnen und Schüler vorzugsweise selbstständig experimentieren und damit die Faszination des Experiments erleben. Die Untersuchung der Produkte im virtuellen Elektronenmikroskop einer interaktiven Lernumgebung erfolgt nach dem Realexperiment im Rechnerraum der Schule. Eine Alternative: Außerschulische Lernorte Falls die räumlichen Möglichkeiten für das Schülerexperiment in der Schule nicht gegeben sind, kann dieser Teil der Unterrichtseinheit in einem außerschulischen Schülerlabor, zum Beispiel an einer Universität, stattfinden. Alternativ kann die Lehrperson den Versuch als Demonstrationsexperiment vorführen. In jedem Fall können die Schülerinnen und Schüler den Versuch am Rechner multimedial durchführen beziehungsweise wiederholen. Teil 1: Kolloidale Systeme Nach der (optionalen) Herstellung von Nano-Goldpartikeln werden die Vorgänge auf der Teilchenebene mithilfe einer Lernumgebung visualisiert. Teil 2: Das Transmissionselektronenmikroskop (TEM) Schülerinnen und Schüler lernen die Funktionsweise eines Elektronenmikroskops kennen und untersuchen virtuell die Größe von Nano-Goldpartikeln. Materialien Hier finden Sie Hinweise zum Einsatz der klassischen Arbeitsblätter und der Lernumgebungen sowie detaillierte Handreichungen zu den virtuellen Experimenten. Fachkompetenz - kolloidale Systeme Die Schülerinnen und Schüler sollen die Begriffe Kolloid und Nanopartikel und ihren Zusammenhang kennen. die Dimension nanoskaliger Materialien kennen und zu bekannten Materialien anderer Dimensionen in Beziehung setzen können. den Begriff kolloidale Dispersion kennen und kolloidale Dispersionen in Zweistoffsystemen je nach Aggregatzustand der dispersen Phase und des Dispersionsmittels klassifizieren können. Methoden zur Unterscheidung zwischen "echten" Lösungen, kolloidalen Dispersionen und grobdispersen Systemen kennen. die Synthese von Goldkolloiden durchführen. wissen, dass die optischen Eigenschaften der hergestellten Goldkolloide im Zusammenhang mit der Größe der Kolloide stehen. den Begriff Koagulation/Aggregation kennen. Fachkompetenz - Transmissionselektronenmikroskop Die Schülerinnen und Schüler sollen das TEM als Werkzeug zur Visualisierung von Nanopartikeln kennen. begründen, warum Nanopartikel nicht mithilfe eines Lichtmikroskops beobachtet werden können. den Aufbau und den Strahlengang des Elektronenstrahls im TEM kennen. wissen, warum im Vakuum gearbeitet werden muss. die Bilderzeugung im TEM als Wechselwirkung zwischen Elektronenstrahl und Probe kennen. elastisch und unelastisch gestreute Elektronen als Ursache für die verschiedenen Kontraste im elektronenmikroskopischen Bild kennen. Thema Herstellung und Untersuchung von Nano-Goldpartikeln Autoren Katrin Prete, Dr. Walter Zehren, Prof. Dr. Rolf Hempelmann Fächer Chemie, Physik Zielgruppe ab Klasse 9 Technische Voraussetzungen Möglichkeit für chemisches Experimentieren (optional); Rechner in ausreichender Anzahl (Partnerarbeit), mindestens ein Präsentationsrechner mit Beamer, Flash-Player 9 Dr. Walter Zehren ist Studienrat an der Saarbrücker Marienschule und teilabgeordnet an die Universität des Saarlandes. Dort leitet er das Schülerlabor NanoBioLab und hat zum Thema Forschendes Experimentieren im Schülerlabor promoviert. Rolf Hempelmann ist Professor für Physikalische Chemie und Geschäftsführender Leiter des Transferzentrums Nano-Elektrochemie an der Universität des Saarlandes. Er ist Betreiber des Schülerlabors NanoBioLab und Sprecher des Saarländischen Schülerlaborverbunds SaarLab. Umrechnung von Maßeinheiten Die Schülerinnen und Schüler müssen in der Lage sein, verschiedene Maßeinheiten (Meter, Millimeter, Nanometer) ineinander umzurechnen. Diese Kompetenzen werden im Fach Mathematik in Klasse 5 erworben. Aggregatzustände Die Lernenden benötigen Kenntnisse über Aggregatzustände und über die verschiedenen Typen chemischer Stoffgemische. Diese Kompetenzen werden im Fach Chemie in Klasse 8 erworben. Redox-Reaktionen Zum Verständnis der Synthese der Gold-Nanopartikel müssen die Schülerinnen und Schüler den erweiterten Redox-Begriff kennen: Redox-Reaktionen müssen als Elektronenübertragungsreaktionen bekannt sein. Dies wird im Fach Chemie in Klasse 9 thematisiert. Der erste Teil der Unterrichtseinheit behandelt einige Aspekte der Kolloid- und Nanochemie und besteht aus einem Experimentalteil und einer interaktiven Lernumgebung zur Herstellung von Goldsol, also einer Suspension von Gold-Nanopartikeln. Gold- und auch Silber-Nanopartikel zeigen einen interessanten Farbeffekt im sichtbaren Spektralbereich: Die resonante Anregung von Oberflächenplasmonen führt dazu, dass sich die Farbe des Metalls in Abhängigkeit von der Größe und Form der Nanoteilchen stark verändert (Abb. 1). Zum Beispiel sehen Suspensionen von kleinen Gold-Nanopartikeln in Wasser rot aus (im Gegensatz zu dem gelblichen Schimmer, den Gold normalerweise zeigt). Aggregiert man diese Partikel teilweise, so ändert sich die Farbe zu dunkelblau bis violett. Einstieg und Schülerexperiment Der erste Teil der Unterrichtseinheit gliedert sich in zwei Abschnitte. Zunächst erfolgt eine Einführung in das Thema kolloidale Systeme. Durch geeignete Aufgabenstellungen wird den Schülerinnen und Schülern zunächst die Dimension, also der Größenbereich, der Nanochemie nahe gebracht, und es werden die Begriffe Nanopartikel beziehungsweise Kolloid geklärt. Danach folgt eine Reihe von Experimenten, welche die Schülerinnen und Schüler mit den bis zur Klasse 9 erworbenen Vorkenntnissen in Eigenarbeit durchführen können. Der Einfluss des Zerteilungsgrades (des Dispersionsgrades) auf die Eigenschaften von Stoffen und die Unterscheidung zwischen echten Lösungen und kolloidalen Dispersionen können im Experiment selber entdeckt werden. Zum Abschluss werden Goldkolloide verschiedener Größen hergestellt. Die Herstellung von Goldkolloiden ist gleichzeitig die Überleitung zum zweiten Abschnitt des ersten Teils der Unterrichtseinheit, der Multimedia-Anwendung. Virtuelles Experiment, Visualisierung der Teilchenebene Die interaktive Lernumgebung zeigt zunächst noch einmal den zuvor durchgeführten Versuch zur Herstellung von Goldkolloiden. Dabei werden die Schritte der Reaktion auf der Teilchenebene visualisiert (Abb. 2, Platzhalter bitte anklicken), und den Schülerinnen und Schülern wird schließlich die unterschiedliche Farbe der Goldsole erklärt (Abb. 3). An die Animation zum Versuch schließt sich eine Wiederholungsphase an, in der die Lernenden interaktiv den Zusammenhang zwischen Partikelgröße und Farbe der Goldsole bearbeiten können (Abb. 4). Weiter geht es mit einer Übungsphase, in der Schülerinnen und Schüler das Gelernte anwenden. Methodenvielfalt Im ersten Teil der Unterrichtseinheit wird also mit verschiedenen Medien gearbeitet: Arbeitsblätter, Schülerexperimente und Multimedia-Anwendungen. Durch diese Methodenvielfalt wird auf die Heterogenität der Lernvoraussetzungen und der Interessen der Schülerinnen und Schüler eingegangen, wodurch möglichst viele Lernende erreicht und für die Beschäftigung mit dem Nanobereich motiviert werden sollen. Die einzelnen Schritte und Inhalte des gesamten virtuellen Experiments werden in einer Handreichung (tutorial_goldsole_virtuelles_experiment.pdf) ausführlich beschrieben und mit zahlreichen Screenshots dargestellt. Glühelektrischen Effekt, Kondensator Die Schülerinnen und Schüler müssen Kenntnisse über den Glühelektrischen Effekt und das Prinzip eines Kondensators besitzen (Physik, Oberstufen-Grundkurs). Linke-Hand-Regel Die Lernenden müssen in der Lage sein, mithilfe der Linke-Hand-Regel die magnetischen Feldrichtungen einer Spule zu bestimmen (Physik, Klasse 9). Lorentzkraft Die Schülerinnen und Schüler müssen Kenntnisse über die Bewegung von elektrischen Ladungsträgern im magnetischen Feld besitzen. Sie müssen die Richtung der Kraftwirkung der Lorentzkraft mit der Drei-Finger-Regel bestimmen können (Physik, Klasse 9). In einem interaktiven Lernmodul werden der Aufbau und die Funktionsweise des TEM Schritt-für-Schritt erläutert. Damit wird eine wichtige Methode der Nanotechnologie eingeführt. Sie erlaubt es, die zuvor im (realen und/oder) virtuellen Experiment hergestellten Nanopartikel zu visualisieren. Ein Elektronenmikroskop ist ein Mikroskop, welches das Innere oder die Oberfläche einer Probe mithilfe von Elektronen abbilden kann. Da schnelle Elektronen eine sehr viel kleinere Wellenlänge als sichtbares Licht haben und die Auflösung eines Mikroskops durch die Wellenlänge begrenzt ist, kann mit einem Elektronenmikroskop eine deutlich höhere Auflösung (etwa 1 Nanometer; mit einem einem Höchstleistungs-TEM bis zu 0,1 Nanometer) erreicht werden als mit einem Lichtmikroskop (typischerweise etwa 1 Mikrometer, im Extremfall bis zu 200 Nanometer). Die einzelnen Seiten, Inhalte und Funktionen der Lernumgebung zum Transmissionselektronenmikroskop (TEM) werden in einer Handreichung (tutorial_goldsole_TEM.pdf) ausführlich beschrieben und mit Screenshots dargestellt. Tutorielles System zur Funktion des TEM Die Lernumgebung erlaubt es, die hergestellten Gold-Nanopartikel "virtuell" zu untersuchen. Die Schülerinnen und Schüler erfahren, wie die zuvor bereits verwendeten TEM Aufnahmen (vergleiche Abb. 4 ) entstehen. Dabei kommt eine Multimedia-Anwendung im Stil eines tutoriellen Systems zum Einsatz. Auf der Startseite wird das Thema dargestellt, und den Lernenden wird ein motivierender Einstieg in das Thema geboten. Außerdem wird auf dieser Seite ein Einblick gegeben, welche Lerninhalte nachfolgend bearbeitet werden. Informationsseiten An die Startseite knüpfen dann Informationsseiten an, auf denen den Schülerinnen und Schülern Lerninhalte durch Texte, Animationen oder Bilder präsentiert werden, die in individueller Geschwindigkeit bearbeitet werden können (Abb. 5, Platzhalter bitte anklicken). Sie können dabei auch zu vorangegangenen Lerninhalten zurückzuspringen, um nicht Verstandenes zu wiederholen. Übungen und Ergebnissicherung Die Informationsseiten bilden Themenblöcke oder "Bausteine". Nach jeweils einem Baustein schließen sich Übungsseiten an, mit deren Hilfe das Gelernte überprüft und die Lernergebnisse gefestigt werden (Abb. 6). Dabei kommen in der Regel recht kurz gehaltene Multiple-Choice-Aufgaben, Lückentexte oder Wortpuzzles zum Einsatz, an einigen Stellen allerdings auch komplexere Aufgabenstellungen. Die Übungen bieten auch die Möglichkeit zur Differenzierung - leistungsstärkere Schülerinnen und Schüler, die schneller mit dem Programm fertig werden, können zusätzliche Aufgaben lösen. Den Abschluss des Programms bildet eine Lückentextübung zum TEM. Anwendungssimulation Im Anschluss an das tutorielle System folgt eine kleine Simulation. Hier haben die Schülerinnen und Schüler ein virtuelles TEM vor sich, in dem sie die Goldsole virtuell untersuchen können. Hierbei handelt es sich um eine Anwendungssimulation. Die Lernenden sollen die Handhabung des TEM prinzipiell verstehen. Dabei führen sie dieselben "Handgriffe" aus, die sie auch im Umgang mit einem realen TEM ausführen müssten (Abb. 7). Bei Fehlern - wenn zum Beispiel vergessen wird, in der Probenkammer ein Vakuum anzulegen - gibt das Programm eine entsprechende Rückmeldung ("Vorsicht, überprüfe dein Vorgehen"). 1. Partikel mit Potenzial: Nanoteilchen und Kolloide Das erste Arbeitsblatt (1_nanoteilchen_groessenvergleiche.pdf) führt die Begriffe Nanoteilchen und Kolloide ein. Der Text beginnt mit den Begriffsbestimmungen. Daran knüpfen sich fünf Aufgaben an, die den Schülerinnen und Schülern helfen sollen, sich die Dimensionen der Nanowelt in Relation zur Lebenswelt zu veranschaulichen: Die Lernenden sollen die Dimension des Nanometers durch Vergleiche mit Gegenständen aus ihrem alltäglichen Erfahrungsbereich erfassen. Nur durch diese Vergleiche ist es möglich, die winzigen Dimensionen zu verdeutlichen. Unbekanntes wird auf Bekanntes zurückgeführt und kann besser gelernt und verstanden werden. Aufgabe 3 ermöglicht es den Lernenden mit einem kleinen Experiment, sich selbst die Größe zu veranschaulichen und die Ergebnisse direkt zu sehen. Die Dimension des Nanometers wird im Experiment natürlich nicht erreicht, dennoch wird sie erlebbar und besser vorstellbar. 2. Eigenschaften von Nanopartikeln und Kolloiden Das zweite Arbeitsblatt (2_eigenschaften_nanoteilchen_kolloide.pdf) soll die Veränderung der physikalischen, chemischen und biologischen Eigenschaften eines Stoffs in Abhängigkeit von seinem Zerteilungsgrad veranschaulichen. Die Verkleinerung eines Stoffes in nanoskalige Dimensionen führt zu völlig neuen Werkstoffeigenschaften. In der ersten Aufgabe wird zunächst veranschaulicht, dass mit zunehmendem Zerteilungsgrad die Oberfläche eines Stoffes wächst und somit eine viel größere Oberfläche reagieren kann. Die Auswirkung einer größeren Oberfläche auf die Reaktionsgeschwindigkeit kennen die Schülerinnen und Schüler aus Standard-Experimenten des Chemieunterrichts, wie zum Beispiel der Verbrennung eines Eisennagels gegenüber der Verbrennung von Stahlwolle. In einem Versuch sollen die Lernenden nun entdecken, dass sich mit zunehmendem Zerteilungsgrad auch physikalische Eigenschaften verändern, wie zum Beispiel das magnetische Verhalten eines Stoffs. Die Reaktionsgleichung wird auf den Arbeitsblättern angegeben, da sie mit dem den Schülerinnen und Schülern zu Verfügung stehenden Vorwissen nicht aufgestellt werden kann, von diesen aber zum Verständnis der Reaktion benötigt wird. Zusätzlich wird der Begriff des Hydrats kurz vorgestellt, da als Ausgangsstoffe Eisen(III)-chlorid-Hexahydrat und Eisen(II)-Chlorid-Tetrahydrat eingesetzt werden und der Hydrat-Begriff aus dem Unterricht in dieser Form nicht geläufig ist. 3. Unterscheidung zwischen echten und kolloidalen Dispersionen Mit dem dritten Arbeitsblatt (3_dispersionen.pdf) lernen die Schülerinnen und Schüler den Tyndall-Effekt als eine Möglichkeit kennen, zwischen echten Lösungen und kolloidalen Systemen zu unterscheiden. In einem Versuch werden verschiedene Lösungen beziehungsweise Dispersionen mithilfe des Tyndall-Effektes identifiziert. Mit der Aufgabe, für die Dispersionen das Dispersionsmittel und die disperse Phase anzugeben, wird an das Vorwissen der Lernenden angeknüpft, da die Einteilung von Stoffgemischen bereits in Klasse 8 erlernt wird. 4. Herstellung von Goldkolloiden Das vierte Arbeitsblatt (4_goldkolloide.pdf) beschreibt einen Versuch zur Herstellung von Gold-Nanopartikeln unterschiedlicher Größe. Zum Einstieg werden Verwendungsmöglichkeiten von Gold-Nanopartikeln aufgezeigt und hervorgehoben. Durch die Herstellung von Gold-Nanopartikeln wird mit der Farbe eine weitere spezifische Stoffeigenschaft angesprochen. Sie ändert sich mit zunehmendem Zerteilungsgrad von dem charakteristischen Goldgelb bis hin zu Rot. Hierbei handelt es sich um einen Größenquantisierungseffekt (englisch "quantum size effect"): sehr kleine Teilchen unterliegen mit abnehmender Teilchengröße zunehmend den Gesetzen der Quantenmechanik, woraus sich die Änderung der Eigenschaften von Nanopartikeln im Vergleich zu grobkristallinen Stoffen der gleichen chemischen Zusammensetzung erklärt. Die einführenden Texte dienen zur Motivation der Schülerinnen und Schüler, in einem Experiment selbst Gold-Nanopartikel herzustellen. 5. Arbeitsblatt und interaktive Lernumgebung Für die Bearbeitung der Aufgabenstellungen des fünften Arbeitsblatts (4_2_goldkolloide.pdf) kann die Flash-Lernumgebung zur Herstellung von Goldkolloiden herangezogen werden. Die Aufgabe greift auf bereits vorhandenes Wissen zurück, wie zum Beispiel den erweiterten Redox-Begriff, und fungiert auch als Ergebnissicherung für neu erlernte Inhalte. Die Fragen können nach der Arbeit mit der Lernumgebung beantwortet werden. Teilweise müssen Lerninhalte aus den vorangegangenen Arbeitsblättern angewendet werden, sodass durch zusätzliche Wiederholung eine Festigung des Gelernten gewährleistet werden kann. Einsatzmöglichkeiten Das virtuelle Experiment zur Herstellung verschiedenfarbiger Goldsole veranschaulicht die Vorgänge auf der Teilchenebene. Mit ihm wird auch erarbeitet, dass die Farbe der Goldsole von der Größe der Nano-Goldpartikel abhängig ist. Die Lernumgebung kann flexibel eingesetzt werden: Schülerexperiment und virtuelles Experiment Nach der experimentellen Herstellung von Goldsolen im Schülerversuch (im Chemielabor der Schule oder in außerschulischen Schülerlaboren) kann die Lernumgebung zur Herstellung von Goldsolen zur "virtuellen Wiederholung" und insbesondere zur Darstellung der Vorgänge auf der Teilchenebene genutzt werden. Lernende experimentieren nur "virtuell" Besteht keine Möglichkeit, den Versuch als Schülerexperiment durchzuführen, können die Lernenden die Herstellung von Goldsolen auch ausschließlich am Rechner durchführen - im Idealfall in Partnerarbeit im Computerraum der Schule. Präsentation per Beamer Alternativ oder zusätzlich zur Bearbeitung im Computerraum kann die Lehrperson die Flash-Animationen zur Unterstützung des Unterrichtsgesprächs im Fachraum per Beamer einsetzen. Die Lehrperson oder einzelne Schülerinnen und Schüler können den Prozess dann noch einmal für alle beschreiben. Einsatzmöglichkeiten Dieses Lernmodul ist für die Einzel- oder Partnerarbeit am Rechner konzipiert. Alternativ können die Animationen und interaktiven Übungen aber auch zur Unterstützung des Unterrichtsgesprächs (Beamerpräsentation) genutzt werden. Die Lernumgebung zum TEM kann natürlich auch in anderen unterrichtlichen Zusammenhängen - unabhängig von der Herstellung von Goldsolen - zum Einsatz kommen. Prete, Katrin Visualisierung von Nanopartikeln mittels TEM und STM, aufgearbeitet als eine mediengestützte Unterrichtseinheit, Wissenschaftliche Staatsexamensarbeit, Saarbrücken 2009 Zehren, Walter Forschendes Experimentieren im Schülerlabor , Dissertation, Saarbrücken 2009 Sepeur, Stefan Nanotechnologie - Grundlagen und Anwendungen, Vincentz Network, Hannover 2008 Dörfler, Hans-Dieter Grenzflächen und kolloid-disperse Systeme, Springer-Verlag, Berlin und Heidelberg 2002 Hempelmann, Rolf; Zehren, Walter; Mallmann, Matthias Nanotechnologie im Schulunterricht, NanoBioNet Newsletter II/2008, nanotechnologie aktuell 2, 88-91 (2009) Walter Zehren ist Studienrat an der Saarbrücker Marienschule und teilabgeordnet an die Universität des Saarlandes. Dort leitet er das Schülerlabor NanoBioLab und hat zum Thema Forschendes Experimentieren im Schülerlabor promoviert. Rolf Hempelmann ist Professor für Physikalische Chemie und Geschäftsführender Leiter des Transferzentrums Nano-Elektrochemie an der Universität des Saarlandes. Er ist Betreiber des Schülerlabors NanoBioLab und Sprecher des Saarländischen Schülerlaborverbunds SaarLab.

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