Das hier vorgestellte Flash-Programm zeigt den Aufbau einer galvanischen Zelle aus einer Zink- und einer Kupferhalbzelle. Die chemischen Abläufe bei einer Stromentnahme werden dynamisch dargestellt.Die Beamerprojektion der Animation unterstützt das Unterrichtsgespräch und soll genutzt werden, um die im vorhergehenden Experiment demonstrierte Erzeugung elektrischer Energie in einer Teilchenmodellanimation zu veranschaulichen. Dabei wird deutlich, durch welche chemischen Vorgänge der Strom erzeugt wird. Neben den an den Elektroden stattfindenden Reaktionen wird auch die Diffusion der Ionen durch das Diaphragma dargestellt. Dadurch wird der Ladungstransport von Halbzelle zu Halbzelle innerhalb der Lösungen gewährleistet. Mithilfe der projizierten Animation werden die Teilgleichungen sowie die Redoxgleichung für den Gesamtumsatz an der Tafel entwickelt. Die Materialien der Unterrichtseinheit werden durch einen Beitrag aus der GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema (Gesellschaft Deutscher Chemiker e.V.) ergänzt: Unfreiwillig trägt fast jeder Mensch eines oder mehrere galvanische Elemente im Mund. Was können Chemikerinnen und Chemiker für einen korrosionsarmen Zahnersatz tun?Am Präsentationsrechner können Lehrerinnen und Lehrer die Flash-Folie als Unterrichtsmedium im Unterrichtsgespräch einsetzen. Das Experiment verdeutlicht den Lernenden die technische Möglichkeit zur Gewinnung elektrischer Energie aus chemischen Reaktionen. Die Animation lässt sich ebenfalls in einer selbstständigen Computer-Schülerarbeit einsetzen, zum Beispiel als Analyseinstrument beim Schülerpraktikum. Die in den Schülergruppen am Rechner erarbeiteten Ergebnisse zur Funktion des galvanischen Elements lassen sich abschließend im Schülervortrag computergestützt präsentieren und erläutern. Hinweise zum Einsatz der Animation im Unterricht Screenshots veranschaulichen die Funktionen der interaktiven Flash-Animation. Während der Präsentation werden die Reaktionsgleichungen an der Tafel fixiert. GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema Unfreiwillig trägt fast jeder Mensch eines oder mehrere galvanische Elemente im Mund. Wie finden Chemikerinnen und Chemiker einen korrosionsarmen Zahnersatz? Die Schülerinnen und Schüler sollen den Aufbau einer galvanischen Zelle aus zwei Halbzellen mit verschiedenen Metallelektroden, die in entsprechende Metallsalzlösungen eintauchen, beschreiben. anhand der Animation zur galvanischen Zelle erkennen, dass beim Verbinden beider Halbzellen mittels eines elektrischen Leiters zeitgleich und kontinuierlich in der einen Halbzelle ein Oxidations- und in der anderen ein Reduktionsvorgang an den Metallelektroden abläuft. erkennen, dass der Elektronenübergang zwischen beiden Teilvorgängen durch den elektrischen Leiter vermittelt wird. die dynamischen Teilchenmodellszenarien an den Elektroden in Reaktionsgleichungen umsetzen. aus der Animation ableiten, dass die Kombination und räumliche Trennung geeigneter Reduktions- und Oxidationsmittel chemische Energie speichert und diese durch Anschluss eines Verbrauchers in nutzbare elektrische Energie umgewandelt werden kann. Thema Funktion einer galvanischen Zelle Autor Dr. Ralf-Peter Schmitz Fach Chemie Zielgruppe Klasse 9/10, Jahrgangsstufe 12 (Wiederholung) Zeitraum 1 Stunde Technische Voraussetzungen Präsentationsrechner mit Beamer, Flash-Player (ab Version 8, kostenloser Download) Beschriftung der Zelle Die Animation beginnt die Präsentation mit einem Einblick in den Aufbau und die chemische Zusammensetzung eines galvanischen Elements. Ein Zinkblech taucht in eine Zinksulfatlösung und ein Kupferblech in eine Kupfersulfatlösung ein. Beide Systeme (Halbzellen) sind durch ein poröses Diaphragma voneinander getrennt (kombiniert). Die Beschriftung der Darstellung (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken) lässt sich über das obere Icon in der Buttonleiste (rechts außen) ein- beziehungsweise ausblenden. Stromfluss Durch Anklicken des Schalters (rechts unten in Abb. 2) wird der Stromkreis geschlossen (alternativ über die Space-Taste). Durch ein erneutes Anklicken des Schalters wird der Stromkreis unterbrochen und die Teilchensymbole werden ausgeblendet. Bei geschlossenem Stromkreis stoppt die Space-Taste die Bewegung der Teilchensymbole beziehungsweise startet sie bei erneuter Betätigung. Die Animation zeigt die chemischen Vorgänge an den Metallblechen (Elektroden) und den dadurch entstehenden Stromfluss. Die leuchtende Glühlampe zeigt den Verbrauch elektrischer Energie an. Anhand der projizierten Animation lassen sich die Teilgleichungen sowie die Redoxgleichung für den Gesamtumsatz an der Tafel entwickeln. Um jeder Schülerin und jedem Schüler die Elektrodenvorgänge deutlich vor Augen zu führen, lässt sich die Animation nach dem Stoppen über die Space-Taste mithilfe der Pfeil-Tasten langsam vor- oder zurückspulen. So kann jeder Elektrodenvorgang in angemessenem Tempo visualisiert werden. Die Teilvorgänge werden parallel zu diesem Vorgehen an der Tafel fixiert. Anode: Zinkatome werden oxidiert In der Zinkhalbzelle werden Zinkatome oxidiert und gehen als Zink-Ionen in Lösung. Dabei werden zwei Elektronen über das Zinkblech zum Verbraucher abgeführt: Zn (s) → Zn 2+ (aq) + 2e - Kathode: Kupferionen werden reduziert In der Kupferhalbzelle werden dem Kupferblech zugeführte Elektronen auf die Kupferionen der Lösung übertragen. Durch die Reduktion dieser Kupferionen scheidet sich elementares Kupfer auf der Kathodenoberfläche ab: Cu 2+ (aq) + 2e - → 2 Cu (s) Darstellung des Ladungstransports Die Animation zeigt neben den Reaktionen an den Elektroden auch die Diffusion von Ionen durch das Diaphragma und damit den Ladungstransport in der Lösung, der die Aufrechterhaltung der Elektroneutralität in beiden Halbzellen gewährleistet. Die Erzeugung elektrischer Energie findet nur statt, wenn der Transport elektrischer Landungen im gesamten System (im gesamten Stromkreis) möglich ist: im metallischen Leiter und im Elektrolyten. Da positiv geladene Kupferionen an der Kupferelektrode entladen werden, wandern negativ geladene Sulfationen in die Zinkhalbzelle. Gleichzeitig wandern positiv geladene Zinkionen aus der Zinkhalbzelle in die Kupferhalbzelle. "Alterung" des Galvanischen Elements Durch die Veränderungen an den Elektroden (die allerdings in der Animation nicht gezeigt werden) lässt sich die Alterung des apparativen Systems erläutern und die Stromabnahme prognostizieren. Die GDCh-Wochenschau informiert über aktuelle Themen aus der chemischen Forschung und Entwicklung. Zum Unterrichtsthema passende Beiträge sind für Lehrerinnen und Lehrer bei der Vorbereitung des Unterrichts eine Fundgrube für interessante und weiterführende Informationen. Schülerinnen und Schüler können die Artikel im Rahmen von WebQuests oder zur Vorbereitung von Referaten nutzen. Einen für diese Unterrichtseinheit relevanten Artikel stellen wir hier kurz vor. Der vollständige Beitrag steht als PDF-Download zur Verfügung. Die Aktuelle Wochenschau der GDCh Jede Woche finden Sie auf der Webseite der Gesellschaft Deutscher Chemiker (GDCh) einen Beitrag zur chemischen Forschung und Entwicklung. Potentialdifferenz im Mund Metallische Werkstoffe höchst unterschiedlicher Art sind aus der modernen Zahnheilkunde nicht fortzudenken. Mit zunehmendem Lebensalter und einem immer breiter werdenden Angebot dieser Werkstoffe ist die Wahrscheinlichkeit groß, dass im Mund Legierungen unterschiedlicher Zusammensetzung auftauchen. Sind sie hinsichtlich ihres Korrosionsverhaltens deutlich verschieden (also edler oder unedler), kann es bei direktem metallischen Kontakt zur Ausbildung eines Lokalelementes im Mund kommen - jeder unfreiwillige Biss auf ein Stück Aluminiumfolie mit einem Zahn, der eine metallische Krone oder ein Inlay aufweist, erinnert mit dem kribbelnden Gefühl im Mund an die auftretende Potentialdifferenz (elektrische Spannung). Der dann fließende Strom steht in direktem Zusammenhang mit der Korrosion und schließlich der Auflösung des unedleren Materials. Falls es bei der Einbringung von Zahnersatz zu ähnlichen Phänomenen kommt, ist wegen der lang andauernden Einwirkung und der oftmals biologisch bedenklichen Wirkung der freigesetzten Metalle die potentiell negative Auswirkung bedenklich. Durch sorgfältige Planung und Verarbeitung lassen sich derartige Fehler allerdings weitgehend vermeiden. Korrosion im Mund Galvanische Elemente bilden sich aber auch in anderer und kaum vermeidbarer Weise aus: Jeder metallische Werkstoff im Mund kann Bestandteil eines Belüftungselements werden. In ihm findet die korrosive Metallauflösung vor allem in für die Luft und den darin enthaltenen Sauerstoff schlecht zugänglichen Spalten statt, während die kathodische Sauerstoffreduktion an gut zugänglichen Oberflächen abläuft. Damit verbundene Phänomene wie Lochfraß oder Risskorrosion sind in der Technik wohlbekannt. Offenbar ist also jeder metallische Werkstoff im Mund - sofern er Kontakt mit Speichel hat - der Korrosion ausgesetzt. Dieses elektrochemische Phänomen kann mit elektrochemischen Methoden gut studiert werden. Die Artikel beschreibt (sehr detailliert), wie Chemikerinnen und Chemiker die Anfälligkeit verschiedener Legierungen untersuchen - ein wichtiger Schritt auf dem Weg zum korrosionsarmen Zahnersatz.

Die hier vorgestellte Flash-Lernumgebung kann das Unterrichtsgespräch unterstützen oder als Grundlage für eine selbstständige Erarbeitung des Themas dienen.Das Programm zur Elektrochemie besteht aus zwei Teilen: Im ersten Abschnitt werden Aufbau und Funktion galvanischer Zellen am Beispiel des Zink-Kupfer-Elements verdeutlicht. Im zweiten Teil können aus einer vorgegebenen Auswahl von Halbzellen beliebige galvanische Zellen zusammengestellt, deren Spannungen virtuell gemessen und gespeichert werden. Im Auswertungsteil der Lernumgebung können die Schülerinnen und Schüler daraus selbstständig eine Spannungsreihe entwickeln.Mit der interaktiven Simulation können Schülerinnen und Schüler in einer selbstständigen Arbeitsphase im Computerraum der Schule oder auch am heimischen Rechner arbeiten - entweder im Rahmen einer Hausaufgabe, zur Wiederholung des im Unterricht Gelernten oder zur Prüfungsvorbereitung. Alternativ zu diesen Einsatzmöglichkeiten können Lehrerinnen und Lehrer mit ihrer Lerngruppe auch im Unterrichtsgespräch eine Spannungsreihe virtuell entwickeln (Beamer-Präsentation im Fachraum). Inhalte und Funktionen Die Entwicklung einer Spannungsreihe mithilfe der Lernumgebung wird hier Schritt für Schritt erläutert und per Screenshot dargestellt. Die Schülerinnen und Schüler sollen Aufbau und die Funktion galvanischer Zellen erkunden. mithilfe virtueller Experimente eine Spannungsreihe aufstellen. Thema Galvanische Zellen - Ermittlung einer Spannungsreihe Autor Dr. Ralf-Peter Schmitz Fach Chemie Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum 1 Stunde Technische Voraussetzungen Präsentationsrechner mit Beamer und/oder Computerarbeitsplätze in ausreichender Anzahl (Einzel- oder Partnerarbeit), Flash-Player (ab Version 8, kostenloser Download) Informationen zum Aufbau Im ersten Teil der Lernumgebung werden Aufbau und Funktion einer vorgegebenen galvanischen Zelle untersucht. Mit der Maus "entdeckt" man verschiedene Details. Beim Anklicken der verschiedenen sensitiven Flächen innerhalb der Apparatur wird jeweils ein kleines Informationsfenster eingeblendet (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken). Chemische Vorgänge Betätigt man im ersten Programmteil den Schalter (Ein/Aus), werden die chemischen Vorgänge an den Elektroden als Animation dargestellt (Abb. 2). Dazu muss das Multimeter zuvor auf "Strommessung" umgeschaltet werden. Die gemessene Stromstärke wird von dem Gerät angezeigt. Anhand der animierten Vorgänge an den Elektroden lassen sich die Begriffe Oxidation, Reduktion, Donator-Halbzelle, Akzeptor-Halbzelle und die Richtung des Stromflusses erläutern. Schaltet man das Multimeter auf die Spannungsmessung um, so werden an den Elektroden die Unterschiede im Lösungsbestreben beider Metalle in ihren Metallsalzlösungen und der daraus resultierende Elektronendruck veranschaulicht. Kombination der Halbzellen Der zweite Programmteil bietet eine virtuelle Experimentieroberfläche: Über den Button "Halbzellenauswahl" (Abb. 3) öffnet sich ein Fenster, in dem man vorgegebene Halbzellen auswählen kann (bitte Scrollbalken beachten). Durch die Bestätigung der Auswahl (OK-Button) werden die gewählten Halbzellen in der Apparatur dargestellt. Spannungsmessung Nach dem Betätigen des Schalters öffnet sich ein Ergebnisfenster (Abb. 4, Platzhalter bitte anklicken). Neben der aktuellen Versuchsnummer werden darin die Halbzellen-Kombination und die messbare Spannung des galvanischen Elements angezeigt. Reaktionen im Trickfilm Auf der Basis der angezeigten Spannung (Abb. 4) müssen die Lernenden die Frage nach der Donator-Halbzelle (unten im Ergebnisfenster) beantworten. Als Hilfestellung können sich Schülerinnen und Schüler die elektrochemischen Vorgänge per Klick auf den Button "Trickfilm" auf der Teilchenebene zeigen lassen (Abb. 5). Speichern der Messwerte Nachdem die Frage zur Donator-Halbzelle per Kick in die jeweilige Klickbox beantwortet ist, betätigt man den "merken?"-Button. Dadurch werden die Werte der aktuellen Messung im Programm für die spätere Auswertung gespeichert. Über die Messwertanzeige (Klick auf Messdaten, oben rechts) kann jederzeit überprüft werden, welche Halbzellen-Kombinationen bereits erfasst sind (Abb. 6). Aufstellung der Spannungsreihe Nach der Aufnahme aller gewünschten Messwerte wird im Bereich Auswertung eine Redox- beziehungsweise Spannungsreihe entwickelt. Unter dem Messdaten-Fenster (Abb. 7) können Halbzellen-Symbole eingeblendet werden (Klick auf "Symbole"). Diese sollen per "drag and drop" verschoben und entsprechend den Spannungsdifferenzen in der linken Skala positioniert werden. Die Halbzelle, die gegenüber sämtlichen anderen Halbzellen als Donator-Halbzelle wirkt, wird dem Wert Null zugeordnet. Dieser Hinweis wird den Schülerinnen und Schülern über die einblendbare Aufgabe mitgeteilt. Freie Texteingabe Abb. 8 zeigt eine abgeschlossene Auswertung. Die Spannungsabstände liest man an der Skala ab. Die "Spannungslineale" wurden über die Toolbox erzeugt, skaliert und positioniert. Damit wird der Spannungsabstand jeweils zwischen zwei Halbzellen (die gemessene Spannung im Messwert-Fenster) auch optisch veranschaulicht. Im Textfenster kann eine Beschreibung zur Spannungsreihe erstellt werden. Abschließend drucken die Lernenden die Bildschirmseite als Protokoll aus.

In dieser Unterrichtssequenz zum Thema Kohlenstoff erarbeiten die Lernenden in verschiedenen Sozialformen und anhand eines Erklärvideos die Besonderheit und Bedeutung von Kohlenstoff, dem chemisch vielseitigsten Element. Die Unterrichtsmaterialien können auf Deutsch und auf Englisch (für den englisch-bilingualen Unterricht) heruntergeladen werden.Die Schülerinnen und Schüler erarbeiten anhand dieses Unterrichtsmaterials die Besonderheit des Elements Kohlenstoff. Dazu betrachten sie den Atombau, die Vielfalt an Bindungsmöglichkeiten und Verbindungen und die Allotrope von Kohlenstoff. Im Anschluss kann optional der Kohlenstoffkreislauf erarbeitet werden. Durch das Erklärvideo zum Kohlenstoff, auf dessen Inhalt dieses Material basiert, erhalten die Schülerinnen und Schüler auch einen Einblick in die Arbeitsweise der dort vorgestellten Nobelpreisträger. Diese Unterrichtseinheit ist in Zusammenarbeit mit dem Kuratorium für die Tagungen der Nobelpreisträger in Lindau entstanden, das mit dem Nobelpreis ausgezeichnete Forschung Schülerinnen und Schülern, Studierenden sowie dem wissenschaftlichen Nachwuchs näherbringen möchte. Die Unterrichtseinheit ergänzt dabei das Materialangebot der Mediathek der Lindauer Nobelpreisträgertagungen um konkrete Umsetzungsvorschläge für die Unterrichtspraxis in den Sekundarstufen. Weitere Unterrichtseinheiten aus diesem Projekt finden Sie im Themendossier Die Forschung der Nobelpreisträger im Unterricht . Das Thema Kohlenstoff im Unterricht Das Thema Kohlenstoff ist für jeden Unterricht, der Aspekte aus der organische Chemie behandelt, grundlegend und damit besonders relevant für das Schulfach Chemie. Als Grundbaustein aller organischen Stoffe, die in unserem Alltag in vielseitiger Weise vertreten sind, kann den Lernenden auch die Alltagsrelevanz von Kohlenstoff aufgezeigt werden. Vorkenntnisse Die Schülerinnen und Schüler sollten das Schalenmodell nach Bohr kennen und für jedes Element zeichnen können. Die Oktettregel und Kenntnisse zur Bindigkeit werden zur Lösung der Aufgaben benötigt. Die Schülerinnen und Schüler sollten des Weiteren in der Lage sein, zu einer Summenformel mögliche Strukturformel zu zeichnen. Der Begriff der Allotropie wird im Material verwendet und knapp erläutert; er wird also nicht als Grundwissen vorausgesetzt. Didaktische Analyse Das Arbeitsmaterial ist als erste fachliche Konfrontation der Schülerinnen und Schüler mit dem Thema Kohlenstoff konzipiert. Die Lernenden gewinnen neben fachlichen Grundlagen zu dem Element (Atombau, Bindungsmöglichkeiten und Allotrope) einen Eindruck der Bedeutung und Besonderheit von Kohlenstoff. Dies wird dadurch erreicht, dass eine zentrale Fragestellung diesbezüglich den Rahmen des Unterrichts bildet und nach (fast) jeder Aufgabenstellung aufgegriffen wird. Somit erkennen die Lernenden die hohe Fachrelevanz des Themas. Methodische Analyse Durch die methodische Aufbereitung der Unterrichtssequenz wird eine hohe Schüleraktivität erreicht. Verschiedene Sozialformen regen die Lernenden zu Austausch und Diskussionen an. Das Video als Medium erhält das Interesse am Thema aufrecht. Schwierige Arbeitsaufträge werden durch Partnerarbeiten aufgefangen. Durch Vertiefungsaufgaben kann eine Binnendifferenzierung erfolgen. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler erarbeiten die Besonderheit von Kohlenstoff durch Reflexion ihrer Ergebnisse aus verschiedenen Aufgabenstellungen. zeichnen unter Verwendung ihres Vorwissens zum Schalenmodell nach Bohr sowie zu der Oktettregel das Atommodell von Kohlenstoff und seine Bindungsmöglichkeiten. stellen den Kohlenstoffkreislauf schlüssig und unter Gebrauch der Fachsprache dar. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler können das in einem Video dargestellte Wissen nach Relevanz filtern und strukturiert wiedergeben. üben sich darin, Informationen aus geschriebenen Sätzen in einer schematischen Darstellung wiederzugeben. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler arbeiten konstruktiv und kooperativ in Partner- oder Gruppenarbeit. stärken ihr Selbstkonzept durch die geschützte Atmosphäre in den Partnerarbeitsphasen. diskutieren in Partner- oder Gruppenarbeit und äußern dabei ihre Meinung unter Nutzung ihrer fachlichen Kenntnisse. Hier können Sie sich das Video zur Unterrichtseinheit anschauen.

Diese Unterrichtseinheit handelt vom Aufbau der Atome und wie im Periodensystem der Elemente die Anzahl an Protonen, Elektronen, Neutronen und Schalen abgelesen beziehungsweise berechnet werden können. Diese Unterrichtseinheit beginnt mit einer Abbildung von mit Helium befüllten Ballons. Viele Lernende dürften bereits wissen, dass sich in solchen Ballons Helium befindet. Im Periodensystem der Elemente (PSE) wird gemeinsam das Element Helium ausfindig gemacht. Als Überleitung dient die Frage, weshalb sich Helium genau an dieser Stelle im PSE befindet. Zur Klärung dieser Frage wird den Schülerinnen und Schülern das Erklärvideo im Plenum vorgespielt. Daraufhin wird die relative Atommasse sehr vereinfacht eingeführt, da die genauere Erklärung der Maßeinheit u (über 1/12 der Masse eines Kohlenstoffatoms) die Lernenden erfahrungsgemäß unnötig verwirrt. Die Berechnung der Anzahl der Neutronen schließt sich an. Am Schluss des Videos wird erklärt, wo im PSE die Anzahl an Schalen abgelesen werden kann und wie viele Elektronen in jede Schale passen. Anschließend erfolgt die Sicherung durch das Besprechen des Lückentextes. Als Zirkelschluss wird erneut die Position des Heliums im PSE aufgegriffen und zur Besprechung ein Schalenmodell eines Heliumatoms gezeigt. Anhand dieses Schalenmodells wird die Position des Heliums im PSE, die Anzahl an Protonen, Elektronen und Schalen und die relative Atommasse sowie die Berechnung der Anzahl an Neutronen wiederholt. In der Folgestunde wird das Ablesen der genannten Informationen im PSE anhand der Arbeitsblätter 2 und 3 durch die Schülerinnen und Schüler geübt. Ergänzend dazu gibt es interaktive Übungen , um das Wissen der Lernenden zu festigen und zu vertiefen. Als Motivation für diese Unterrichtseinheit dient eine Abbildung von heliumgefüllten Ballons, da einige Schülerinnen und Schüler bereits wissen, dass sich in solchen Ballons Helium befindet. Damit knüpft der Einstieg an die Lebenswelt der Lernenden und an ihre chemische Vorbildung an. Um auf das Thema überzuleiten, wird Helium im PSE ausfindig gemacht und es wird durch die Lehrkraft auf die Position des Heliums in der 1. Periode mit der Ordnungszahl 2 hingewiesen. Die Frage, was dies für den Atombau zu bedeuten hat, wird aufgeworfen. Zur Klärung dieser Frage schauen sich die Schülerinnen und Schüler das Erklärvideo an. Im Anschluss erhalten die Lernenden Arbeitsblatt 1, das einen Lückentext enthält, den sie in Paararbeit mithilfe von vorgegebenen Wörtern ausfüllen. Die Paararbeit dient dazu, dass die Schülerinnen und Schüler sich bei Unsicherheiten besprechen können. Falls gewünscht, können die Schülerinnen und Schüler das Erklärvideo als Hilfe verwenden, da sie es sich auf ihren mobilen Endgeräten erneut anschauen können. Der Vorteil hierbei ist, dass die Zweiergruppen in ihrer eigenen Geschwindigkeit das Video anschauen, stoppen und zurückspulen können. Das Erklärvideo enthält zwar Hintergrundmusik, alle nötigen Informationen sind jedoch in schriftlicher Form dargestellt, sodass kein Ton für das Verstehen des Videos benötigt wird. So wird ermöglicht, dass viele Lernende gleichzeitig in einem Klassenzimmer das Video anschauen können. Durch das vorherige gemeinsame Anschauen des Videos kennen die Lernenden den ungefähren Ablauf und können direkt an die Stelle spulen, die sie als Hilfe für das Bearbeiten des Arbeitsblattes benötigen. Zur Binnendifferenzierung können die vorgegebenen Wörter auf dem Arbeitsblatt gelöscht werden und der Lückentext lediglich mithilfe des Videos ausgefüllt werden. Dies eignet sich für die stärkeren Schülerinnen und Schüler. In der Sicherungsphase sammelt die Lehrkraft die Antworten der Lernenden auf dem Arbeitsblatt, indem die Schüler und Schülerinnen die ausgefüllten Sätze vorlesen und die Lehrkraft die Lücken auf dem Arbeitsblatt unter der Dokumentenkamera ausfüllt. Als Zirkelschluss am Ende der Stunde wird erneut das Element Helium aufgegriffen. Dieses Mal wird den Lernenden das Schalenmodell eines Helium-Atoms präsentiert und das in dieser Stunde Erlernte wird in Bezug auf die Position des Elements Helium im Periodensystem der Elemente während eines gemeinsamen Gespräches wiederholt. Die Folgestunde dient als Übungsstunde, in der die Zusammenhänge zwischen der Position eines Elements im Periodensystem und dem Atombau eingeübt und gefestigt werden. Als Motivation wird den Schülerinnen und Schülern das Element Natrium im Original präsentiert und seine Position im PSE gemeinsam ausfindig gemacht. Zur Erarbeitung erhalten die Schülerinnen und Schüler Arbeitsblatt 2, auf dem sie den PSE-Eintrag des Natriums beschriften (Ordnungszahl, relative Atommasse), die Berechnung der Anzahl an Neutronen erklären und eine beschriftete Zeichnung des Schalenmodells eines Natrium-Atoms anfertigen. Auch hier wird auf Paararbeit zurückgegriffen, damit die Schülerinnen und Schüler sich gegebenenfalls bei Unsicherheiten besprechen können. Anschließend erfolgt die Sicherung mithilfe von Präsentationen durch die Schülerinnen und Schüler, währenddessen ihre Leistung honoriert wird. Zur weiteren Übung und Festigung erhalten die Lernenden Arbeitsblatt 3, das sie nun in Einzelarbeit bearbeiten sollen, um zu überprüfen, ob sie die Thematik verstanden haben. Die Sicherung erfolgt wieder durch Präsentationen. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler beschreiben die Ordnungszahl als Angabe der Anzahl von Protonen und Elektronen eines Atoms. erklären die Berechnung der Anzahl von Neutronen eines Atoms mithilfe der relativen Atommasse. beschreiben die Periode als Anzahl von Schalen eines Atoms. ermitteln mithilfe des Periodensystems der Elemente die Anzahl an Atombestandteilen eines Atoms und fertigen eine Zeichnung des Schalenmodells an. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler üben während der Paararbeitsphasen soziale Kompetenzen ein. präsentieren ihre Ergebnisse adressatengerecht.

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

Dieser Unterrichtsvorschlag fokussiert Iridium Flares: Antennen der so genannten Iridium-Satelliten reflektieren das Sonnenlicht zur Erdoberfläche und können insbesondere in der Dämmerung außergewöhnliche Leuchterscheinungen erzeugen. So kann man auch an den langen Sommerabenden interessante - wenn auch nicht astronomische - Phänomene am Himmel beobachten.Erblickt man einen Iridium-Flare zufällig und unvorbereitet, kann einem schon etwas unheimlich zumute werden. Die fast spukhafte, etwa fünf bis zwanzig Sekunden andauernde Erscheinung beginnt mit einem punktförmigen Aufleuchten, das sich sekundenschnell verstärkt, dabei fast grell werden kann, und dann ebenso schnell wieder abklingt und verschwindet. Die Lichtquelle bewegt sich, wirkt aber nicht sternschnuppenartig. Wenn Sie so etwas schon einmal beobachtet haben, war wohl kein UFO oder Netzhautriss die Ursache, sondern die Reflexion des Sonnenlichts durch eine der stark reflektierenden Antennen eines Kommunikations-Satelliten. Ausweichobjekte für die kurzen Sommernächte Das Auftreten der hier vorgestellten nicht-astronomischen "Artefakte", die man zum Beispiel zurzeit der kurzen Nächte im Sommer alternativ zu astronomischen Objekten in der Dämmerung (oder sogar am Tag) mit dem bloßen Auge beobachten kann, lässt sich auf den Internetseiten "Heavens above" und "CalSky" (siehe Internetadressen) für jeden Beobachtungsort berechnen. So haben auch jüngere Schülerinnen und Schüler Gelegenheit, an Sommerabenden interessante Erscheinungen am Himmel zu beobachten, ohne sich die halbe Nacht um die Ohren schlagen zu müssen. Erstellung der Prognose Jüngeren Lernenden sollte die Erstellung der Flare-Prognosen in der Schule demonstriert und erläutert werden (Beamerpräsentation, Computerraum), damit diese gegebenenfalls am heimischen Rechner die Koordinaten ihres Standortes möglichst exakt eingeben können. Da die maximale Helligkeit der Flares nur in einem etwa zwei Kilometer schmalen Streifen zu sehen ist, kann eine typische "Schülerpopulation" die Helligkeit eines Flares sehr unterschiedlich wahrnehmen, wenn das Ereignis an verschiedenen Standorten beobachtet wird. Allgemeine Informationen und Tipps zum Fotografieren Informationen zu Entstehung, Häufigkeit und Helligkeit der "Leuchtkugeln" sowie Hinweise zur Fotografie von Iridium-Flares Die Schülerinnen und Schüler erhalten Kenntnis von der Existenz der Iridium-Satelliten. lernen Online-Rechner als Werkzeuge zur Vorhersage künstlicher Himmelserscheinungen kennen und nutzen. dokumentieren Iridium-Flares fotografisch (optional). Die Satelliten wurden für den Aufbau eines weltweiten Sprach- und Datenübermittlungssystem, das ohne Funkstationen auf dem Boden auskommt, in den Orbit geschossen. Ursprünglich waren 77 Satelliten geplant. 77 ist die Ordnungszahl des chemischen Elements Iridium, das der Namensgeber für das Projekt war. Zurzeit sind allerdings nur 66 Satelliten aktiv. Das System nahm 1998 den Betrieb auf und wurde wirtschaftlich schnell zum Flop - Ursachen waren hohe Gesprächskosten und teure Endgeräte. Nach dem Konkurs übernahm im Jahr 2001 die neu gegründete Firma Iridium Satellite LLC das System. Bis zu 1.000 Mal heller als Sirius Die Iridium-Satelliten tragen drei Antennen, die eine Länge von 188 Zentimetern und eine Breite von 86 Zentimetern haben. Diese kleinen, aber stark reflektierenden Flächen werfen, wenn sie im richtigen Winkel stehen, das Sonnenlicht als schmalen Lichtkegel auf die Erdoberfläche. Am Boden ist die Reflexion in einem Streifen von etwa zwei Kilometern mit maximaler Helligkeit zu beobachten. Ein Iridium-Flare kann dabei 1.000 Mal heller strahlen als Sirius, unser hellster Stern. Abbildung 1 (zur Vergrößerung anklicken) zeigt ein Foto von Claus Seifert. Zu sehen ist ein Flare des Iridiumsatteliten Nr. 70. Im Hintergrund befinden sich der Sternhaufen M 44 (Praesepe im Sternbild Krebs, rechts) und der Kopf des Sternbilds Löwe (links). Das Licht der Sonne kann auch über einen Umweg vom Mond zum Satelliten und von dort zur Erde gelenkt werden. Diese Flares sind jedoch entsprechend lichtschwach. Wann kann man Iridium-Flares beobachten? Wie alle Leuchterscheinungen, die von Reflexionen im Orbit verursacht werden, sind Iridium-Flares vorzugsweise am Abend (kurz nach Sonnenuntergang) sowie am frühen Morgen (kurz vor Sonnenaufgang) zu sehen. Aufgrund der hohen Umlaufbahn der Satelliten (780 Kilometer) können die Lichtblitze in den Sommermonaten während der gesamten Nacht auftreten. Sehr helle Flares können sich sogar gegen das Tageslicht durchsetzen, sind allerdings weniger beeindruckend als Flares in der Dämmerung oder bei Nacht. Wie oft sind Flares zu sehen? Bei 66 Satelliten ist die Wahrscheinlichkeit für die Chance auf ein Flare-Ereignis Nacht für Nacht (an jedem Ort) recht hoch - so lange nur das Wetter mitspielt. Etwa alle acht Minuten fliegt ein Satellit der Flotte auf einer der in Nord-Süd-Richtung verlaufenden Umlaufbahnen an derselben Stelle am Himmel vorbei. Im Schnitt kann man pro Nacht mehr als drei Iridium-Flares sehen, die heller sind als der Stern Vega (Leier) - immerhin der hellste Stern des Sommerdreiecks. Mit einer auf ein Stativ montierten digitalen oder analogen Spiegelreflexkamera (lichtstarke Objektive mit Festbrennweite sind von Vorteil) hat man gute Chancen, mit relativ einfachen Mitteln interessante Aufnahmen machen zu können. Wichtig bei der Flare-Fotografie ist ein Draht- oder Fernauslöser. Die Kamera muss zur vorherberechneten Zeit in die richtige Richtung und Höhe zeigen. Der Anstieg der Helligkeit eines Flares ist oft zu niedrig, um mit dem Auge erkennt zu werden. Um den Anfang des Schauspiels nicht zu verpassen, sollte man daher der Flare-Prognose "blind" vertrauen und zum Beispiel zehn bis fünfzehn Sekunden vor Erreichen der berechneten Maximalhelligkeit auslösen. Wenn man deutlich über die Flare-Zeit hinaus belichtet, hinterlassen auch die Sterne entsprechende Lichtspuren. Wie das Ergebnis aussehen kann, zeigt das Foto von Mario Weigand in Abbildung 2. Hilfreiche Tipps zur Flare-Fotografie erhält man in den diversen Astronomie-Foren.