Unterrichtsmaterialien zum Thema "Physik"

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Messung der Eigenbewegung von Teegarden's Star

Unterrichtseinheit

Die als Fixsterne bezeichneten Himmelsobjekte erweisen sich bei näherem Hinsehen durchaus nicht als ortsfest, sondern zeigen eine "Eigenbewegung". Für sonnennahe Sterne lässt sich diese Bewegung mit einfachen astrometrischen Methoden erfassen. Auch Astronomie-Neulinge können mit den hier zur Verfügung gestellten Materialien motivierende Ergebnisse erzielen.Zunächst werden einige Grundlagen zu den Themen sonnennahe Sterne, Himmelskoordinaten, Sternhelligkeiten und zum Begriff der Parallaxe erläutert. Diese sind notwendig zum Verständnis der darauf folgenden praktischen Übung: CCD-Bilder von Teegarden's Star, die im Abstand von einem Jahr aufgenommenen wurden, werden mit der kostenlosen Software Fitswork bearbeitet. Anschließend wird aus den Bildern die Positionsänderung des betrachteten Sterns ermittelt.Andreas Gerhardus und Steffen Straub haben das hier vorgestellte Verfahren zur Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen während ihres Schülerpraktikums am Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn unter Anleitung von Dr. Michael Geffert erlernt. Sie praktizierten die Methode am Beispiel von Teegarden's Star und erzielten gute und leicht nachvollziehbare Ergebnisse. Aus diesem Grund stellen wir hier das Projekt "Messung der Eigenbewegung von Teegarden's Star" astronomisch interessierten Lehrerinnen und Lehrern als Anregung für den eigenen Unterricht oder für die Bearbeitung in der Astronomie-AG vor. Die dafür benötigten CCD-Bilder wurden uns freundlicherweise von Dr. Michael Geffert zur Verfügung gestellt. Fachliche Voraussetzungen Zu Beginn der Unterrichtseinheit werden einige elementare astronomische Begriffe eingeführt, die im weiteren Verlauf hilfreich oder erforderlich sind. Bezugssystem und Positionsberechnung Der Berechnung der Eigenbewegung von Teegardens' Star auf der Grundlage von CCD-Bildern geht die Positionsbestimmung "unbewegter" Sterne eines Bezugssystems voraus. Darstellung der Ergebnisse und Fehlerbetrachtung Die Rektaszensions- und Deklinationskoordinaten von Teegarden's Star und eines Vergleichssterns ohne messbare Eigenbewegung werden in Diagrammen dargestellt. Die Schülerinnen und Schüler sollen verschiedene sonnennahe Sterne kennen lernen. die Begriffe Parallaxe und Eigenbewegung verstehen. aus CCD-Aufnahmen die Koordinaten von Sternen ermitteln. die Eigenbewegung von Teegarden's Star aus vorhandenen CCD-Aufnahmen bestimmen. Diagramme erstellen, in denen die ermittelte Eigenbewegung veranschaulicht wird. Um die Positionsbestimmung am Himmel zu ermöglichen, ist die Himmelskugel genauso wie die Erde in ein Gradnetz unterteilt (Abb. 1). Dieses Gradnetz ist fest mit der Himmelskugel verbunden, es rotiert also scheinbar. Den Längenkreisen auf der Erde entsprechen die Rektaszensionskreise am Himmel, den Breitenkreisen die Deklinationskreise. Erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel In diesem Artikel finden Sie weitere Informationen, Anregungen und Materialien zur Orientierung am Himmel. Deklination Die Deklination (DE) wird in Winkelgraden von -90 Grad bis +90 Grad gemessen. Weil bei der Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen sehr kleine Winkel betrachtet werden, müssen die Schülerinnen und Schülern auch die Begriffe "Bogenminute" (1 Bogenminute = 1/60 Grad) und "Bogensekunde" (1 Bogensekunde = 1/60 Bogenminute) kennen. Rektaszension Die Rektaszension (RA) wird traditionell nicht in Grad sondern in Stunden, Minuten und Sekunden angegeben. Dabei entsprechen 360 Grad den 24 Stunden eines Tages und somit 15 Grad einer Stunde. Eine Minute in Rektaszension entspricht damit (15/60) = 0,25 Grad. Eine Sekunde in Rektaszension ist gleichbedeutend mit (15/3.600) = (1/240) Grad. Die Umrechnung der Rektaszension (RA = hh.mm.ss) in Winkelgrad erfolgt gemäß der Formel: Winkel (in Grad) = 15 [hh+(1/60)**mm+(1/3.600) ss] Hierbei stehen hh für Stunden, mm für Minuten und ss für Sekunden. Diese sind nicht mit Bogenminuten beziehungsweise Bogensekunden zu verwechseln. Die Bewegung der Erde um die Sonne hat zur Folge, dass ein erdnaher Stern im Verlauf eines Jahres seine scheinbare Position vor dem Hintergrund weit entfernter Fixsterne verändert. Dabei ist die Parallaxe des erdnahen Sterns definiert als halber Öffnungswinkel des Kegels, dessen Mantel der Sehstrahl von der Erde zum nahen Stern in einem Jahr festlegt. Abb.2 veranschaulicht die Verschiebung der scheinbaren Sternposition innerhalb eines halben Jahres. Aus der Parallaxe eines Sterns, die man mithilfe von Fotos bestimmt, die im Abstand von einem halben Jahr aufgenommen werden, lässt sich mit trigonometrischen Verfahren unter Kenntnis des Abstands Sonne-Erde die Entfernung des Sterns zur Sonne beziehungsweise zur Erde berechnen. Das Phänomen der Parallaxe kann man Schülerinnen und Schülern mit einem einfachen Experiment sehr gut veranschaulichen: Hält man einen Daumen in Augenhöhe und schließt abwechselnd das linke und das rechte Auge, so scheint der Daumen seine Position vor dem Hintergrund zu verändern. Dabei nimmt die Parallaxe mit zunehmender Entfernung des Daumens vom Auge ab. Im Gegensatz zur Parallaxe hat die Eigenbewegung eines Sterns ihre Ursache in einer tatsächlichen Veränderung des Sternenortes. Weil der Effekt der Eigenbewegung sehr klein ist, wird sie in Deklination und Rektaszension in Bogensekunden angegeben. Die Messung der Eigenbewegung von Sternen erfolgt mithilfe von Fotografien, die im Abstand von ganzzahligen Vielfachen eines Jahres aufgenommen werden. Abb. 3 zeigt ein Beispiel: Die beiden Bilder wurden im Abstand mehrerer Jahre aufgenommen. Deutlich ist die Positionsänderung des markierten Sterns vor dem Hintergrund zu erkennen. Die Erde befindet sich nach einem Jahr wieder am selben Ort. Deshalb wird das Ergebnis nicht durch die parallaxenbedingte Bewegung verfälscht. Scheinbare Helligkeit ( m ) Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist diejenige, die ein Beobachter auf der Erde registriert. Sie wird in Größenklassen oder Magnituden angegeben (Symbol: hochgestellter Kleinbuchstabe m). Dabei leuchten die Sterne umso schwächer, je höher ihre Größenklasse ist. Die Magnitudenskala ist logarithmisch eingeteilt: Ein Stern erster Größenklasse ist definitionsgemäß 100-mal lichtstärker als einer der sechsten Klasse. Weil nun 100 = 2,512 5 gilt, bedeutet eine Größenklasse Unterschied also ein Helligkeitsverhältnis von 2,512. Die scheinbare Helligkeit kann auch Werte annehmen, die kleiner als Null sind. Der Nullpunkt der Magnitudenskala entspricht der Helligkeit von Alpha Centauri, dem sonnennächsten Stern. Das menschliche Auge kann maximal Objekte bis zu einer scheinbaren Helligkeit der sechsten Größenklasse erkennen. Es ist zu beachten, dass die Lichtintensität der Sterne mit der Entfernung natürlich abnimmt. Absolute Helligkeit ( M ) Um Sternhelligkeiten besser vergleichen zu können, wurde die absolute Helligkeit eingeführt (Symbol: hochgestellter Großbuchstabe M). Darunter versteht man die Helligkeit eines Sterns, die auf der Erde wahrgenommen würde, wenn er sich in einer genormten Entfernung von 10 Parsec befände (1 Parsec = 3,3 Lichtjahre). Die folgende Formel beschreibt den Zusammenhang zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M sowie der Entfernung r (in Parsec): m - M = -5 + 5 lg(r) Die Erarbeitung von Informationen zum Thema "Sonnennahe Sterne" eignet sich sehr gut zur selbstständigen Schülertätigkeit in Form einer Internet-Recherche. Dabei sollen Informationen über verschiedene sonnennahe Sterne zusammengetragen werden. Es ist empfehlenswert, den Lernenden unter anderem die drei sonnennächsten Sterne als Ziel der Recherche vorzugeben: Alpha Centauri Barnards Pfeilstern Wolf 359 Sirius und Teegarden's Star Weitere wichtige sonnennahe Sterne sind der bekannte Sirius (Fixstern mit der größten scheinbaren Helligkeit) auf Platz 6 und Teegarden's Star auf Platz 23 in der Entfernungsskala. Im Idealfall finden die Schülerinnen und Schüler auch heraus, warum Teegarden's Star bei seiner Entdeckung im Jahr 2003 für großes Aufsehen sorgte: Seine Entfernung wurde zunächst fälschlicherweise auf 7,5 Lichtjahre geschätzt, womit er der Stern mit der drittgeringsten Entfernung zur Sonne gewesen wäre. Die wichtigsten "Eckdaten" sonnennaher Sterne haben wir in dem Dokument "sonnennahe_sterne.pdf" zusammengestellt. Bei ihren Recherchen nach sonnennahen Sternen werden die Schülerinnen und Schüler häufig auf den Begriff "Roter Zwerg" stoßen. Dieser Begriff kann auch direkt als Rechercheziel vorgegeben werden. Lernende kann dieses Thema motivieren, sich auch über die Unterrichtseinheit hinaus mit der Astronomie zu beschäftigen. Die Größe von Roten Zwergen im Vergleich zu anderer Sternentypen veranschaulicht Abb. 4. Rote Zwerge zeichnen sich durch die folgenden Eigenschaften aus: Rote Zwerge sind sehr kleine Sterne. Die Kernfusion in ihrem Inneren ist nur schwach. Die rote Farbe entsteht, weil ihr Strahlungsmaximum im roten Spektralbereich liegt (Spektralklasse M). Die Oberflächentemperatur ist gering (2.200-3.800 Grad Kelvin; die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5.800 Grad Kelvin). Rote Zwerge haben eine enorme Lebensdauer von bis zu 13 Milliarden Jahren. Etwa 70 Prozent der Sterne in der Milchstraße sind Rote Zwerge. Notwendigkeit eines Bezugssystems Zum prinzipiellen Nachweis der Eigenbewegung von Teegarden's Star ist zunächst die Festlegung eines Bezugssystems aus Sternen erforderlich, welche bekanntermaßen (Literaturangaben) eine zu vernachlässigende Eigenbewegung aufweisen. Dann ist zu entscheiden, ob Teegarden's Star sich relativ zu den Sternen des Bezugssystems messbar bewegt. Zum Ausschluss systematischer Fehler im Auswerteverfahren wird die an Teegarden's Star durchgeführte Prozedur zur Messung der Eigenbewegung zusätzlich an einem Vergleichsstern wiederholt, der gemäß der Literatur keine Eigenbewegung zeigen sollte. CCD-Bilder und Bildbearbeitung Die hier zum Download zur Verfügung gestellten CCD-Bilder ("einzelbilder.zip") sind - sortiert nach den Aufnahmezeitpunkten - auf vier Ordner verteilt. Alle Bilder sind bereits bezüglich Dunkelbildsubtraktion und Flat-Field korrigiert. Sie haben die in der Astronomie übliche Orientierung: Norden ist oben, Westen ist rechts. Die im Folgenden beschriebene Bildbearbeitungs- und Auswerteprozedur wird von den Lernenden für alle Bilder aus jedem der vier Ordner separat durchgeführt. Sämtliche Schritte der Bildbearbeitung erfolgen mit der kostenlosen Software Fitswork. Zur Rauschminderung und zum Ausgleich von Bildungenauigkeiten durch Luftunruhen werden alle Bilder eines Ordners aus "einzelbilder.zip", also alle Aufnahmen eines bestimmten Aufnahmedatums, addiert und zu einem Summenbild gemittelt. Dabei geht man wie folgt vor: Nach dem Start des Programms öffnet man die ersten beiden Bilder eines Ordners. Diese werden nun addiert: Dazu sucht man sich zwei gut erkennbare Sterne, die auf beiden Bilder vorhanden sind. Man markiert nun nacheinander in beiden Bildern den ersten Stern, indem man bei gedrückter linker Maustaste einen kleinen rechteckigen Rahmen um den Stern zieht. Beide Rahmen erscheinen in derselben Farbe. Man wiederholt die Prozedur in beiden Bildern für den zweiten Stern. Beide Sterne sollten möglichst weit auseinander liegen, denn sie dienen der punktgenauen Anpassung und Überlagerung beider Bilder. Abb. 5 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt den entsprechenden Screenshot: Die beiden als Fixpunkte der Bildausrichtung gewählten Sterne sind durch farbige Rechtecke markiert. Dann wählt man im Menüpunkt "Bearbeiten" den Unterpunkt "Bild addieren (mit Verschiebung)". Das jetzt angezeigte Bild ist die Summe der ersten beiden Bilder. Zu diesem Summenbild addiert man schrittweise alle weiteren Bilder des jeweiligen Ordners. Auf beschriebene Weise gewinnt man aus jedem der vier Ordner ein Summenbild. Nur auf diesen vier Summenbildern basiert die weitere Auswertung. Wer die Prozedur des Addierens auslassen möchte, findet die fertigen Summenbilder im Downloadpaket "summenbilder.zip". Die Aufnahmezeitpunkte der Bilder sind an den jeweiligen Dateinamen erkennbar. Koordinaten der Bezugssterne Nach der Bildaddition gilt es nun, die Positionen von Teegarden's Star und des Vergleichssterns im System der Bezugssterne zu bestimmen. Die Koordinaten der Bezugssterne 1 bis 6 (grüne Ziffern in Abb. 6) sind in den Tabellen des Dokuments "bezuggssterne_positionsbestimmung.pdf" zu finden. Orientierung der Bilder Alle Bilder der Downloadmaterialien sind so orientiert, dass die langen, horizontalen Seiten parallel zu den Deklinationskreisen am Himmel liegen. Die kurzen, vertikalen Seiten sind entsprechend parallel zu den Rektaszensionskreisen. In allen Bildern nimmt die Rektaszension von rechts nach links, also von West nach Ost, zu. Orientierung des Koordinatensystems bei Fitswork Damit die im Folgenden beschriebene Positionsberechnung für Teegarden's Star überschaubar wird, weist man jedem in die Berechnung eingehenden Stern zunächst die Pixelkoordinaten X und Y zu. Bei Fitswork hat das (X/Y)-Koordinatensystem seinen Ursprung in der linken oberen Bildecke. Die X-Achse ist nach rechts, die Y-Achse nach unten orientiert. Ermittlung der Pixelkoordinaten eines Sterns Die Ermittlung der Pixelkoordinaten eines Sterns verläuft in Fitswork wie folgt: Man bewegt den Cursor, der in Abb. 7 (Platzhalter bitte anklicken) als gelbes Kreuz dargestellt ist, im auszuwertenden Bild auf den betrachteten Stern. In diesem Fall ist "Vergleichsstern 6" aus Abb. 6 markiert. Am rechten Bildrand erscheint oben eine Vergrößerung des Bildausschnitts um die Cursorposition. Darunter werden die Intensitätsverteilungen dieses Ausschnitts in X- und Y-Richtung dargestellt. Im Textfeld darunter steht bei "max" die größte Pixelhelligkeit im Bild des betrachteten Sterns. Am unteren Rand des Fitswork-Fensters erscheinen ganz links die X- und Y-Koordinaten der aktuellen Cursorposition, sowie die Helligkeit des Pixels am Ort des Cursors. Man bewegt den Cursor vorsichtig innerhalb des Sterns, bis der in der rechten Leiste angegebene maximale Intensitätswert angezeigt wird. Die zugehörigen Cursorkoordinaten X und Y sind die Pixelkoordinaten des Sterns, die in die weitere Auswertung eingehen. Koordinatenbestimmung In zwei zu unterschiedlichen Zeitpunkten aufgenommen Fotos werden die Positionen von Teegarden's Star im System unserer Bezugssterne bestimmt. Aus den unterschiedlichen Orten von Teegarden's Star schließt man dann auf die Geschwindigkeit seiner Eigenbewegung. Die Koordinaten von Teegarden's Star und von zwei Bezugssternen (siehe Abb. 7) werden im (X/Y)-Koordinatensystem der Software Fitswork - wie oben beschrieben - ermittelt. In Verbindung mit den Daten aus Tabelle 2 (siehe Datei "bezugssterne_positionsbestimmung.pdf") können dann die Koordinaten von Teegarden's Star im Rektaszension/Deklination-System berechnet werden. Der Vergleich der letzteren Koordinaten in beiden Bildern liefert in Verbindung mit dem Zeitintervall zwischen den beiden Aufnahmezeitpunkten für die Bilder die Geschwindigkeit der Eigenbewegung von Teegarden's Star. Auswertungsbeispiel Bei den Downloadmaterialien finden Sie ein detailliertes Auswertungsbeispiel (auswertung_beispiel.pdf). Die dargestellte Rechnung basiert auf den Summenbildern vom August der Jahre 2005 und 2007 und verwendet als Bezugssterne die Sterne 2 und 6 aus Abb. 6. Der so gewonnene Wert der Eigenbewegung (etwa 9 Bogensekunden pro Jahr) ist größer als der Literaturwert von 5,1 Bogensekunden pro Jahr. Auf diese Abweichung wird im Rahmen der "Fehlerbetrachtung" eingegangen. Vergleichsstern ohne Eigenbewegung Nach dem gleichen Verfahren bestimmt man die Positionen eines Vergleichssterns für die beiden relevanten Zeitpunkte. Wir schlagen dafür den in Abb. 6 entsprechend gekennzeichneten Stern vor. Er hat, wie alle Sterne im Bildfeld (außer Teegarden's Star), im Rahmen unserer Messgenauigkeit keine Eigenbewegung. Wenn sich für den Vergleichsstern aus beiden CCD-Bildern, die ja zu unterschiedlichen Zeiten aufgenommen wurden, mehr oder weniger die selben Koordinaten in Rektaszension und Deklination ergeben, ist davon auszugehen, dass das Auswerteverfahren fehlerfrei praktiziert wurde. Aufbau der Diagramme Damit man die ermittelte Eigenbewegung von Sternen direkt erkennen kann, werden die gemessenen Wertepaare (Messzeitpunkt/Rektaszension beziehungsweise Messzeitpunkt/Deklination) für Teegarden's Star und den Vergleichsstern in getrennten Diagrammen (für Rektaszension und für Deklination) aufgetragen. In jedem der Diagramme erscheinen vier Messpunkte für die vier verschiedenen Aufnahmezeiten (August 2005, August 2006, August 2007, Oktober 2007). Auf der X-Achse wird der Zeitraum von August 2005 bis Oktober 2007, und auf der Y-Achse jeweils die Rektaszension beziehungsweise Deklination in geeigneten Intervallen aufgetragen. Eigenbewegung von Teegarden's Star Die ersten drei Messpunkte für Teegarden's Star (Abb. 8) liegen in beiden Diagrammen nahezu auf einer Geraden. Das bedeutet, dass der Stern seine Position mit konstanter Geschwindigkeit verändert. Der vierte Messpunkt muss in den Diagrammen von dem erhaltenen linearen Graphen abweichen: Weil die ihm zugrunde liegenden Bilder statt im August im Oktober aufgenommen wurden, werden die Messwerte hier durch den Parallaxeneffekt verfälscht. Vergleichsstern ohne Eigenbewegung Beim Vergleichsstern (Abb. 9) liegen alle Messpunkte in beiden Diagrammen auf nahezu waagerechten Geraden. Der gewählte Vergleichsstern besitzt keine messbare Eigenbewegung. Dies gilt auch für den jeweils vierten Messpunkt, weil sich der Effekt der Parallaxe aufgrund der großen Entfernung des Sterns nicht bemerkbar macht. Während unseres Praktikums im Argelander-Institut für Astronomie in Bonn hatten wir genug Zeit für die Auswertung einer wesentlich größeren Datenmenge. Pro Aufnahmezeitpunkt mittelten wir bis zu 50 Einzelaufnahmen. Die Berechnungen der Koordinaten für Teegarden's Star wurden für jedes Summenbild auf der Basis mehrerer Paare von Bezugssternen durchgeführt. Bei sechs Bezugssternen gibt es für jeden Aufnahmezeitpunkt "sechs über zwei", also 15 Möglichkeiten. Wir verwendeten dazu die leider nicht kostenfreie Software Astroart. Als Mittelwert zahlreicher Einzelrechnungen ermittelten wir für die Eigenbewegung von Teegarden's Star einen Wert von 5 Bogensekunden pro Jahr. Dieser Wert kommt dem Literaturwert von 5,1 Bogensekunden pro Jahr recht nahe. Er ist durchaus mit den oben genannten 9 Bogensekunden pro Jahr verträglich, wenn man bedenkt, dass dieses Ergebnis nur auf einer von etwa 45 möglichen Auswertungen beruht. Um zuverlässigere Werte für die Eigenbewegung zu erhalten, ist also eine Vielzahl von Einzelrechnungen nach dem oben beschriebenen Verfahren durchzuführen. Die Ergebnisse der Einzelrechnungen sind dann zu mitteln. Hier setzt der erforderliche Zeitaufwand im Unterricht natürlich Grenzen.

  • Astronomie / Physik
  • Sekundarstufe I, Sekundarstufe II

Meer-Strom

Unterrichtseinheit

In diesem Lernmodul lernen die Schülerinnen und Schüler einige Möglichkeiten zur Stromerzeugung aus dem Meer kennen und lösen dazu verschiedene Aufgabenstellungen.Alle, die schon einmal mit den Füßen in der Meeresbrandung standen, konnten die Kraft der Wellen spüren. Obwohl ein Großteil der Erdoberfläche von Meer bedeckt ist, wird diese Energiequelle bisher nur in geringem Umfang zur Stromerzeugung genutzt. Viele Ideen befinden sich noch im Forschungs- und Entwicklungsstadium. In diesem interaktiven Lernmodul können sich die Schülerinnen und Schüler anhand verschiedener Beispiele kritisch mit dem Meer als regenerative Energiequelle auseinander setzen. Selbstgesteuertes Lernen Das didaktische Konzept fokussiert eine weitgehend selbstständige Erarbeitung der Inhalte. Der hohe Grad an Interaktivität und die multimediale Aufbereitung der Themen regen zum Nachforschen an. Grafische Elemente können per Drag & Drop so positioniert werden, dass dadurch inhaltliche Aussagen entstehen, zum Beispiel bei der Positionierung von Meereskraftwerken auf einer Weltkarte. Arbeitsergebnisse können in einem virtuellen Rucksack verstaut und später an geeigneter Stelle wieder ausgepackt werden. So werden Inhalte wiederholt und vertieft. Bei Bedarf können eigene Inhalte (Texte und Bilder) einfach eingefügt werden. Anpassung an individuelle Anforderungen Beim Beenden der Lerneinheit bietet das Modul die Möglichkeit, die Arbeitsergebnisse zu speichern. So kann zu einem späteren Zeitpunkt die Beschäftigung an der gleichen Stelle wieder aufgenommen werden. Dies ist nicht nur für Lernende, sondern auch für Lehrkräfte interessant: Die Option, eigene Aufgabentexte und andere digitale Materialien einzufügen, abzuspeichern und den Lernenden zur Verfügung zu stellen, ermöglicht die Erstellung individualisierter Lernmodule. Inhalte des Lernmoduls Auf dieser Seite finden Sie detaillierte Informationen zu den Inhalten des Lernmoduls. Screenshots geben einen Eindruck von der grafischen Oberfläche. Nutzung im Unterricht Hier finden Sie Hinweise zur Nutzung des Lernmoduls. Was muss an Vorbereitung stattfinden? Wie kann die Beschäftigung mit dem Lernmodul organisiert werden? Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen verschiedene Möglichkeiten zur Energiegewinnung aus dem Meer kennen. werden sich über das Funktionsprinzip eines Osmosekraftwerks klar. betrachten Meeresströmungskraftwerke im Vergleich zu Windkraftanlagen. setzen sich mit der Problematik von Gezeitenkraftwerken auseinander. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler bedienen eine interaktive Lernumgebung. entnehmen Informationen zur Thematik aus einem Text, verstehen wesentliche Aussagen und geben sie in eigenen Texten wieder. Zu Beginn des Lernmoduls werden bildliche Impressionen angeboten, die die Nutzer auf sich wirken lassen sollen (Abb. 1, zur Vergrößerung anklicken). Insgesamt stehen sieben Bilder zur Verfügung. Durch Anklicken der kleinen Bilder am unteren Ende der Seite können diese vergrößert werden. Themen sind beispielsweise Tidenhub, Wasserpegel, globale Meeresströmungen und Stauwerke. In einer Textbox sollen die Gedanken, die beim Betrachten in den Sinn kommen, festgehalten werden. Diese Textbox kann durch Klick auf die rechte Maustaste im virtuellen Rucksack gespeichert und zum Abschluss des Lernmoduls erneut aufgerufen werden. Diese Seite stellt mithilfe von Infotexten und Abbildungen verschiedene Typen von Meereskraftwerken vor (Abb. 2). Zum Überprüfen des Textverständnisses sollen die Lernenden anschließend per Mausklick entscheiden, ob die Aussagen in einer Textbox richtig oder falsch sind. Als Auswertung werden zu den jeweiligen Antworten Kommentare als Feedback eingeblendet. Den unterschiedlichen Salzgradienten zwischen Süß- und Salzwasser nutzen Osmosekraftwerke, um damit eine Turbine anzutreiben (Abb. 3). In einer Grafik wird die Funktionsweise eines Osmosekraftwerkes vereinfacht dargestellt. Der Arbeitsauftrag dazu lautet, die Beschriftung dieser Grafik per Drag & Drop richtig zuzuordnen. Ein Infotext hilft dabei. Das "Oyster" genannte Wellenkraftwerk vor der Küste Schottlands hat seinen Namen aufgrund des Klappmechanismus erhalten, der an eine Muschelschale erinnert (Abb. 4). Die Schülerinnen und Schüler sollen sich mit möglichen Vor- und Nachteilen dieser Form der Energiegewinnung auseinander setzen und ihre Antworten in eine Texbox eintragen. Die nächsten beiden Kapitel des Lernmoduls thematisieren zwei schwimmende Konstruktionen: einmal das Wellenkraftwerk "Pelamis", nach dem griechischen Wort für Seeschlange, und der Wellendrache, englisch "Wave Dragon" genannt (Abb. 5). Mit ihrem eigenen Worten sollen die Lernenden jeweils die Funktionsweise dieser beiden Wellenkraftwerke in einer Textbox erläutern. Abbildungen und Fotos dienen zur Illustration. Manche Meeresströmungskraftwerke sind mit ihren Rotoren denen von Windkraftanlagen gar nicht unähnlich. Im Beispiel wird das Kraftwerk "Seaflow" vorgestellt, das vor der Küste von Südengland steht (Abb. 6). Der Arbeitsauftrag fordert die Lernenden dazu auf, Wind- und Meeresströmungskraftwerke im Vergleich zu betrachten. Ein weiteres Beispiel für Energiegewinnung aus dem Meer sind Gezeitenkraftwerke. Diese nutzen die Änderung der Strömungsrichtung des Wassers bei Ebbe und Flut an Flussmündungen (Abb. 7). In dem Arbeitsauftrag sollen sich die Lernenden mit den Umweltauswirkungen dieser Staudamm-Bauwerke auseinandersetzen. Im letzten Kapitel können die Schülerinnen und Schüler noch einmal die verschiedenen Kraftwerkstypen der vorangegangenen Kapitel aufgreifen und ihr erworbenes Wissen anwenden (Abb. 8). Sie sollen auf einer Weltkarte verschiedene Meereskraftwerke positionieren und ihre Wahl anschließend begründen können. Ausführbares Programm Zur Nutzung des Lernmoduls müssen Sie die Datei "zukunft-der-energie.exe" (siehe Startseite dieser Unterrichtseinheit) kostenlos heruntergeladen und installieren. Bei der Installation wird ein neues Icon auf Ihrem Desktop angelegt: Wissenschaftsjahr 2010 - Die Zukunft der Energie. Durch Doppelklick auf dieses Icon erscheint eine Auswahl mehrerer Lernmodule. Zum Starten des entsprechenden Lernmoduls klicken Sie bitte auf die zugehörige Grafik. Internetzugang notwendig Die installierte Software bietet Ihnen den Zugang zu verschiedenen Lernmodulen. Zum Starten eines Lernmoduls benötigt diese Software allerdings Daten aus dem Internet. Das Programm "kennt" die Adresse, Sie müssen nur sicherstellen, dass Ihr Computer Internetzugang hat. Vorteil dieser Methode ist, dass Sie immer auf die aktuellste Version des Lernmoduls zugreifen. Überblick verschaffen Zunächst sollten Sie sich selbst mit dem Lernmodul vertraut machen. Dazu bietet Ihnen das Lernmodul eine integrierte Hilfe-Funktion. Ein sogenannter "Schnelleinstieg" (siehe Abb. 9) zeigt alle zur Verfügung stehenden Funktionen. Da alle Lernmaterialien und Aufgabenstellungen in dem Lernmodul integriert sind, wird Ihr Einstieg voraussichtlich nicht viel Zeit benötigen. Mögliche Individualisierung Bitte beachten Sie, dass Sie eigene Texte und Bilder einbinden können. Damit bietet Ihnen das Lernmodul die Möglichkeit, individuelle Aufgabenstellungen zu integrieren. Unter dem Menüpunkt "Funktionen" oder über einen Klick auf die rechte Maustaste können Sie eine Notiz (in Textform), eine Tabelle oder ein Medienelement (in der Regel ein Bild) einfügen. Interessant ist in diesem Zusammenhang die Möglichkeit, die individualisierte Version der Lernumgebung abzuspeichern. Die zugehörige Datei mit der Endung ".wj2010" kann auf einem beliebigen Datenträger gespeichert, kopiert und verteilt werden. Ihre Schülerinnen und Schüler können nach dem Starten des Lernmoduls über die Funktion "Öffnen" die spezielle Version der Lernumgebung einlesen. Präsentieren oder Entdecken Natürlich sollten Sie den Lernenden zunächst die Möglichkeit geben, sich mit der Bedienung der Plattform vertraut zu machen. Es bietet sich an, anhand einer Beamer-Präsentation die wichtigsten Funktionen zu erläutern. Sie können aber auch Ihren Schülerinnen und Schülern den Auftrag geben, sich mit dem "Schnelleinstieg" zu beschäftigen und ihnen etwas Zeit geben, sich selbst mit der Umgebung vertraut zu machen. Zahlreiche Hilfestellungen Bei der Erarbeitung neuer Inhalte tauchen immer wieder Begriffe auf, die für viele Lernende erklärungsbedürftig sind. Daher sind viele Begriffe mit Zusatzinformationen hinterlegt, die beim Anklicken erscheinen. Zusätzlich bietet ein integriertes Lexikon Erläuterungen zu zahlreichen Themen. Das Lernmodul ist so konzipiert, dass Ihre Schülerinnen und Schüler selbstständig die Seiten bearbeiten können. Auf jeder Seite gibt es spezifische Aufgaben und gegebenenfalls zugehörige Hilfestellungen. Bei Bedarf kann im Internet recherchiert werden. Abspeichern Das bearbeitete Lernmodul kann jederzeit gespeichert werden. Dabei bietet es sich an, dass die Schülerinnen und Schüler eine für sie oder ihre Gruppe individuelle Datei-Bezeichnung auswählen, zum Beispiel "michael_schmidt_meerstrom.wj2010". Dadurch wird einerseits gewährleistet, dass nicht durch versehentliches Vertauschen von Dateien Inhalte verloren gehen. Andererseits haben Sie dadurch die Möglichkeit, detaillierte Einsicht in die Arbeitsergebnisse zu erhalten. Präsentieren Insbesondere wenn das Lernmodul in Gruppen bearbeitet wurde, bietet es sich an, dass jede Gruppe ihre Arbeitsergebnisse vorstellt. Dazu kann entweder per Beamer die relevante Seite projiziert werden. Die Lernumgebung bietet aber auch die Möglichkeit, den Bildschirminhalt auszudrucken.

  • Astronomie / Geographie / Physik
  • Sekundarstufe I, Sekundarstufe II