In dieser Unterrichtseinheit zum Thema Licht erarbeiten die Schülerinnen und Schüler grundlegende Ideen, wie man die Kraftwirkung von Licht auf Materie sinnvoll für bestimmte Anwendungen nutzbar machen kann. Am Beispiel eines Lichtseglers für die Raumfahrt wird die Wirkung des Lichtdrucks auf sehr große Objekte thematisiert. Dass sich aber auch extrem kleine Körper (wie Bakterien oder Moleküle) mithilfe von Licht bewegen und festhalten lassen, wird am Beispiel der optischen Pinzette erarbeitet. Die Unterrichtsmaterialien können auf Deutsch und auf Englisch (für den englisch-bilingualen Unterricht) heruntergeladen werden.Der Experimentalphysiker Arthur Ashkin entdeckte zu Beginn der 1970er Jahre, dass sich sehr kleine Teilchen mithilfe von Licht einfangen und verschieben lassen. Seitdem hat die Entwicklung der sogenannten optischen Pinzette einen wahren Siegeszug in den unterschiedlichsten Forschungsbereichen angetreten. Die Funktionsweise und die Anwendungsmöglichkeiten dieser Lichtgreifer werden in dieser Unterrichtseinheit in zwei Arbeitsblättern behandelt. Um in die Thematik einzusteigen und sich mit dem Phänomen des Lichtdrucks vertraut zu machen, beschäftigen sich die Lernenden jedoch zunächst mit einem Anwendungsbeispiel, das physikalisch etwas einfacher zu verstehen ist. Dabei geht es um die Ausnutzung des Lichtdrucks zur Beschleunigung von Raumsonden. 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 Licht im Unterricht Die Unterrichtseinheit verbindet Inhalte der Physik aus dem Unterricht der Mittel- und Oberstufe (beispielsweise die Lichtbrechung im Strahlenmodell, den Impulserhaltungssatz, das Teilchenmodell für Licht) mit interessanten Anwendungsbeispielen. Dadurch werden Inhalte des Physik-Unterrichts in einen stark motivierenden und anwendungsorientierten Kontext gestellt. Vorkenntnisse Im Unterricht der Oberstufe sollten die Wirkung von Stößen und der Impulserhaltungssatz thematisiert worden sein. Auch das Teilchenmodell von Licht, speziell die Vorstellung, dass Photonen mit einem Impuls behaftet sind und somit eine Stoßwirkung auf Objekte ausüben können, sollte bekannt sein. Aus dem Unterricht der Mittelstufe werden Kenntnisse zur Lichtbrechung vorausgesetzt. Didaktische und methodische Analyse Die Kraftwirkung von Licht auf Materie lässt sich sowohl im Wellenmodell als auch im Teilchenmodell für Licht verstehen. Allerdings ist die Vorstellung, dass Lichtteilchen (Photonen) einen Impuls mit sich führen und diesen auf einen Stoßpartner übertragen können, didaktisch wesentlich einfacher nachzuvollziehen als die elektromagnetische Wechselwirkung einer Lichtwelle auf die atomare Struktur von Materie. Der Comptoneffekt ist ein typisches, wenn auch schon recht anspruchsvolles Beispiel, wie sich das Teilchenmodell bei der Beschreibung solcher Wechselwirkungen bewährt. Allerdings wohnt der Ansicht, ein Photon verhalte sich wie eine kleine Kugel, auch die Gefahr einer Fehlvorstellung inne: Der Impuls des Photons beruht ja nicht auf einer bewegten Ruhemasse, sondern vielmehr ist dieser direkt mit der Energie des Lichtteilchens verknüpft. Solche Aspekte sollten im Physik-Unterricht der Oberstufe hinreichend thematisiert worden sein, bevor man sich zu den in dieser Unterrichtseinheit vorgestellten Anwendungsbeispielen zuwendet. Ein Schwerpunkt der Unterrichtseinheit "Licht kann Dinge bewegen" liegt auf der Funktionsweise und den Anwendungsmöglichkeiten von optischen Pinzetten, womit ein direkter Bezug zur Vergabe des Physik-Nobelpreises 2018 an Arthur Ashkin hergestellt wird. Allerdings ist das Phänomen, dass Licht bei seiner Brechung an einer Grenzschicht einen Impuls übertragen kann, für die Lernenden nicht so einfach nachzuvollziehen. Daher wird ein Arbeitsblatt vorangestellt, in dem die Stoßwirkung von Photonen aufgrund von Reflexion an einem Medium thematisiert wird. Die Vorstellung, die Photonen prallen an einer reflektierenden Folie ab wie Vollgummibälle an einer Wand, ist eingängig und führt unter Zuhilfenahme des Impulserhaltungssatzes schnell zu quantifizierbaren Aussagen. Außerdem eröffnet sich mit diesem Zugang ein sehr interessantes und äußerst motivierendes Anwendungsbeispiel, nämlich die Beschleunigung von Raumsonden mithilfe riesiger Lichtsegel, die den Strahlungsdruck der Sonne oder starker Laserkanonen aufnehmen können. Bei der physikalischen Erklärung des Lichtsegels begegnet den Lernenden die Tatsache, dass sich im Idealfall nicht der Betrag des Photonenimpulses ändert, sondern lediglich seine Richtung (Richtungsumkehr). Diese Erkenntnis ist hilfreich, um die Vorgänge beim Durchgang von Lichtstrahlen durch ein optisch dichteres Medium zu verstehen, also bei der Brechung von Licht. Denn auch dabei ändert sich die Richtung des Impulses, wobei in dem vereinfachenden Modell davon ausgegangen wird, dass der Betrag des Impulses konstant bleibt. Bei dem Beispiel des Lichtsegels ist es nicht unbedingt erforderlich, den Impuls als vektorielle Größe zu verstehen. Bei der Richtungsänderung des Impulses aufgrund der Brechung allerdings schon. Erfahrungsgemäß bereitet die Behandlung von Richtungen der Impulse den Lernenden einige Probleme. Daher wird im zweiten Arbeitsblatt ein Beispiel zeichnerisch vollständig gelöst, nämlich die Situation, dass ein kugelförmiges, transparentes Teilchen sich unterhalb des Fokus des Strahlenbündels des Laserlichts befindet. So sollte es den Lernenden gut möglich sein, zwei ähnliche Situationen selbständig zu bearbeiten – ein Teilchen, das sich oberhalb des Fokus befindet und eines, das sich seitlich davon aufhält. Die verwendeten Modelle sind stark vereinfachend – darüber sollten Sie sich als Lehrerin oder Lehrer stets im Klaren sein. So bleiben Effekte der Reflexion des Laserlichts an den Teilchen völlig unberücksichtigt. Ferner werden jeweils nur zwei Lichtstrahlen des einfallenden Laserlichts betrachtet. Das Teilchen wird aber von einem ganzen Strahlenbündel getroffen, welches zudem einen deutlichen Intensitätsgradienten in Richtung Strahlzentrum aufweist. Aus didaktischer Sicht ist die Verwendung vereinfachter und reduzierender Modelle durchaus zulässig. Dennoch ist es ratsam, auf die Komplexität der physikalischen Vorgänge bei der optischen Pinzette im Unterricht an geeigneter Stelle hinzuweisen. Vielleicht ergibt sich dann auch die Möglichkeit, besonders interessierten Schülerinnen und Schülern das Thema für eine vertiefende Facharbeit oder ein Referat anzubieten. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler wenden ihre Kenntnisse aus der Quantenphysik bezüglich des Photonenmodells für Licht in neuen Anwendungskontexten an. wenden Formeln zum Impuls und zur Energie von Photonen anwendungsorientiert an. wenden den Impulserhaltungssatz formelmäßig und zeichnerisch an. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren im Internet und sammeln, sortieren und bewerten Informationen. binden Informationen eines Erklärvideos in ihre Lösungen ein. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler bearbeiten Aufgaben in Paararbeit. tauschen Informationen und Recherche-Ergebnisse untereinander aus. diskutieren und hinterfragen Lösungen untereinander und im Plenum .

Hier finden Sie Unterrichtsanregungen und -materialien zu Photonen, Welle-Teilchen-Dualismus, der Heisenberg'schen Unschärferelation und vielen weiteren spannenden Themen der Quantenphysik. Seit Beginn des 20. Jahrhunderts verändert sich das bis dahin als grundlegend angesehene physikalische Weltbild komplett – Physiker wie etwa Heinrich Hertz , Max Planck, Albert Einstein, Werner Heisenberg oder Erwin Schrödinger entdeckten die Quantenwelt und stellten Gesetze auf, mit denen sich die Welt des Allerkleinsten beschreiben lässt. Diese Gesetze entpuppten sich dabei als grundlegend anders als in der bisher bekannten makroskopischen Welt der Klassischen Physik . Mit der Entdeckung des Fotoeffektes durch Heinrich Hertz und der daraus resultierenden Lichtquantenhypothese von Albert Einstein wurde Licht als eine definierte Zahl von Lichtquanten (Photonen) bestimmt, wobei jedes Lichtquant die Energie E = h × f übertragen sollte. Die darin enthaltene Naturkonstante h wird als Planck'sches Wirkungsquantum h bezeichnet. Die Doppelspaltexperimente mit Licht von Thomas Young und das Experiment des deutschen Physikers Claus Jönsson brachten die Gewissheit, dass sich Quantenobjekte wie Photonen, Elektronen oder andere subatomare Teilchen in bestimmten Situationen wie Teilchen, in anderen wie eine klassische Wellen verhalten. Diese Besonderheit in der Quantenphysik bezeichnet man als Welle-Teilchen-Dualismus . Der französische Physiker Louis de Broglie erhob den Welle-Teilchen-Dualismus zum allgemeinen Prinzip: Wenn Photonen Teilchen- und Wellencharakter zeigen, dann sollten doch auch alle klassischen Teilchen ein duales Verhalten aufweisen. Diese von ihm postulierten Wellen wurden Materiewellen oder de-Broglie-Wellen genannt – eine Bestätigung der Theorie gelang durch den Compton-Effekt und das Davisson-Germer-Experiment . Mit der Heisenberg'schen Unschärferelation fand Werner Heisenberg ein fundamentales Naturgesetz: Zwei bestimmte Eigenschaften – wie etwa der Ort x und der Impuls p eines Teilchens – lassen sich gleichzeitig nicht beliebig genau messen. Das Verhalten von Quantenobjekten lässt sich nicht mehr – wie von der klassischen Physik her gewohnt – vorausberechnen, sondern wird durch eine Wellenfunktion beschrieben, aus der sich die Aufenthaltswahrscheinlichkeit eines Quantenobjektes berechnen lässt. Die zugehörige Differentialgleichung wurde von Erwin Schrödinger aufgestellt und heißt Schrödingergleichung . Der Tunneleffekt ist ein Phänomen der Quantenphysik, bei dem ein Quantenobjekt – wie etwa ein Elektron oder ein Alphateilchen – eine Potentialbarriere mit einer bestimmten Wahrscheinlichkeit durchqueren kann, die es nach den physikalischen Gesetzen der klassischen Physik eigentlich nicht überwinden könnte. Quanteneffekte widersprechen sowohl den Prinzipien der klassischen Physik als auch allen Alltagserfahrungen – trotzdem stimmen die Experimente mit den Vorhersagen der Quantenphysik überein. Längst sind Anwendungen der Quantenphysik konkreter Bestandteil unseres Lebens geworden: Digitaltechnologien, Laser, Mobiltelefon, Nukleartechnik, medizinische Diagnostik – bald werden auch Quantencomputer und Verschlüsselungstechnologien das Leben revolutionieren.

Organische Leuchtdioden (OLEDs) besitzen enormes Zukunftspotenzial als energieeffiziente Beleuchtungsmittel. Neben einem deutlich geringeren Energieverbrauch als bei LED-Displays weisen OLEDs eine hervorragende Bildqualität und noch viele weitere Vorteile auf.Organische Leuchtdioden (OLEDs) revolutionieren derzeit die Beleuchtungsindustrie. Energiesparlampen und Halogenstrahler - in wenigen Jahren werden diese Lichtquellen vielleicht vergessen sein. Bei OLEDs handelt es sich um dünne Folien, die tagsüber transparent sind und nachts in allen denkbaren Farben leuchten. Organische Leuchtdioden sind hocheffiziente Lichtquellen, die viele positive Eigenschaften haben: sie sind äußerst energiesparend, leuchten großflächig, sind extrem dünn und außerdem voll dimmbar. Außerdem haben OLEDs keine Verzögerungszeit beim Einschalten und sie sind so flexibel und transparent herzustellen, dass man sie sogar in Fensterscheiben integrieren kann. Relevanz des Themas Die Unterrichtseinheit kann beispielsweise zu einer längeren Unterrichtsreihe in Physik zum Thema "Licht" eingegliedert werden. Zunächst müssen im Unterricht wichtige Grundlagen der Strahlen- und Wellenoptik sowie der Quantenphysik erarbeitet werden. Zu den vorab zu behandelnden Themen sollten unter anderem die Reflexion, Brechung, Brechungsgesetz, Beugung und Interferenz von Licht sowie der Welle-Teilchen-Dualismus des Photons gehören. Die Schülerinnen und Schüler sollen sich mit aktuellen Forschungsergebnissen zur Bedeutung von OLEDs für neue optische Licht- und Speichermedien auseinandersetzen und diese auswerten. Hintergrundinformationen zu OLEDs Hier finden Sie nähere Informationen zu OLEDs und Biolumineszenz von Leuchtkäfern sowie zu Perspektiven für die Medizinforschung. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen den Aufbau und das Funktionsprinzip einer Organischen Leuchtdiode verstehen und beschreiben können. ein Thema selbstständig recherchieren und beschreiben können. wichtige Anwendungsbereiche für OLEDs kennenlernen. in reduzierter Form wissenschaftliche Neuentwicklungen für OLEDs bewerten. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen eine interaktive Lernumgebung bedienen können. Informationen zur Thematik aus einem Text entnehmen, wesentliche Aussagen verstehen und in eigenen Texten wiedergeben können. die Nutzungsmöglichkeiten des Internets kennen- und anwenden lernen. Thema Organische Leuchtdioden aus Kohlenstoff Autorin Jana Haberstroh Fächer Physik, Chemie, Biologie, Technik, Naturwissenschaften Zielgruppe ab Klasse 7 Zeitraum circa 2-3 Unterrichtsstunden Technische Voraussetzungen Internetzugang (am besten für je 2 Personen), Beamer Der deutsche Chemiker Herbert Naarmann hat bereits 1969 Strom leitende Polymere - die Vorstufe der OLED - beobachtet, doch es sind noch ganze 21 Jahre vergangen, bis eine Forschergruppe in Cambridge erstmals eine Leuchtdiode herstellte. Die verwendeten organischen Halbleiterschichten waren nur etwa 100 Nanometer dick, also zehntausend Mal dünner als ein Millimeter. Alleine die Leuchteffizienz und Lebensdauer der OLEDs blieben jahrelang hinter der Konkurrenz zurück. Immer wieder entdeckten Forscher "Nebenwirkungen", wie zum Beispiel die Verkürzung der Lebensdauer durch kleinste Verunreinigungen. Auch der Aufbau wurde immer komplizierter. Um gegen Luftfeuchtigkeit resistent zu werden, müssen die OLEDs hinter Glas geschützt werden. Aufbau einer organischen Leuchtdiode Ein transparentes Substrat (Glas, Quarz oder Polymerfolie) dient als Basis für den Aufbau. Die Anode, eine ITO-(Indium-Zinn-Oxid-) Schicht ist elektrisch leitfähig und für sichtbares Licht durchlässig. Das Licht entsteht in den "aktiven" organischen Schichten, wenn dort Paare von Elektronen und "Löchern" rekombinieren und jeweils ein Photon erzeugen. Das Licht wird durch das optisch transparente Substrat abgestrahlt. Um eine hohe Effizienz zu erreichen, werden für den Transport von Ladungsträgern eine oder mehrere zusätzliche Schichten aufgebracht. Schließlich wird als Kathode ein optisch nicht transparenter Metallkontakt aufgedampft. Beim Anlegen einer äußeren Spannung von weniger als 5 Volt zwischen Kathode und Anode kommt es zur Emission von Licht, dessen Farbe von den eingesetzten aktiven Materialien abhängt. Die Chemie der OLEDs Die OLED basieren auf organischen Kohlenstoffmolekülen, also Verbindungen aus mehreren Kohlenstoffteilchen mit anderen Elementen. Setzen sich mehrere gleiche Molekülketten aneinander, dann entstehen sogenannte Polymere. Diese verhalten sich wie Halbleiter, was zur Folge hat, dass sie elektrischen Strom leiten. Und mit diesem bringt man die Folien zum Leuchten. Die Lichtfarben bestehen aus Kohlenstoff-Ringstrukturen, in die ein metallisches Zentralatom integriert wird - beispielsweise Edelmetalle wie Platin oder Iridium. Der OLED-Regenbogen Die OLEDs leuchten beim Anlegen einer Spannung, ob gelb, grün, rot oder blau - alle Farben sind möglich. Die Farbe der Emission wird anders als bei den anorganischen LEDs durch die Energielücke des Halbleiters bestimmt (durch die Energie, die frei wird, wenn ein Elektron und ein "Loch" zusammentreffen und rekombinieren). Diese Energie und damit die Farbe der Emission kann durch die Wahl des organischen Materials gezielt verändert werden. Innerhalb weniger Jahre hat man bereits sämtliche Farben von Rot über Grün bis Blau realisiert. Die Entwicklung ist bereits so weit fortgeschritten, dass erste vollfarbige Bildschirmprototypen hergestellt werden konnten. LED versus OLEDs Anders als bei den anorganischen LEDs wird weißes Licht durch Mischen der Grundfarben rot, blau und gelb erzeugt. Blau ist die Achillesferse der weißen OLED - dieser Farbstoff ist am kurzlebigsten. Multitalent OLED Der größte Markt für OLEDs ist der Bereich "Display", das heißt, OLEDs werden beispielsweise für Fernseher oder Displays von Mobiltelefonen eingesetzt. Displays aus organischen Leuchtdioden benötigen keine Hintergrundbeleuchtung und ermöglichen einen geringen Stromverbrauch. Sie ermöglichen zudem einen größeren Betrachtungswinkel. Zukunftsvision leuchtende Tapeten Organische Leuchtdioden dienen sogar als Basis für Tapeten, die Licht erzeugen und sogar, je nach Stimmung, die Farbe wechseln können. Diese gedruckte Elektronik wird im Fachjargon Polytronik genannt. Die Leuchtfolie emittiert ein für das Auge angenehmes, monochromatisches Kaltlicht, das auch bei Staub, Rauch oder Nebel besser sichtbar sein soll als jede andere Lichtquelle. Die Glühwürmchen sind die OLEDs des Tierreiches. Sie können ihr gelbliches Licht, welches in der Paarungszeit werbewirksam eingesetzt wird, ein- und ausschalten. Forscherinnen und Forscher haben die dahinter stehenden Grundlagen der Lumineszenz analysiert und festgestellt, dass einige natürliche Polymere Halbleitereigenschaften haben und somit für den Transport elektrischer Ladungen geeignet sind. Solche konjugierten Polymere können mittlerweile künstlich und genau spezifiziert hergestellt werden. Halbleiter und andere elektrische Bauteile sind also bald nicht mehr auf Kristallstrukturen angewiesen, sondern können aus Kunststoffen gefertigt werden. In der medizinischen Forschung benutzt man ebenfalls Zellen oder Bakterien mit integiertem Luciferase-Gen. Injiziert man beispielsweise einer Maus Salmonellen-Erreger, die das Luciferase-Gen tragen, so breiten sich die Erreger in ihrem Körper aus. Infusiert man eine Luciferinlösung, so kann man diese Ausbreitung durch das entstehende Licht von außen verfolgen, ohne die Maus zu töten. Analog verhält es sich mit markierten Karzinomen bei denen man die Metastasenbildung und Verbreitung optisch durch das emittierte Licht verfolgen kann.

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

Schülerinnen und Schüler lernen mithilfe des Simulationsprogramms "Schrödingers Schlüssel" wie Informationen mit Quanten abhörsicher verschlüsselt und Abhörversuche entlarvt werden können.Seit Jahrtausenden versuchen Menschen, den Inhalt von Botschaften vor ungebetenen Abhörern zu verbergen. Dies ist in den Zeiten des Internet besonders wichtig und alltagsrelevant, zum Beispiel für eine sichere Übermittlung von Passwörtern und Bankgeheimnissen. Mit den heute verfügbaren numerischen Werkzeugen kann im Prinzip jeder Code in endlicher Zeit geknackt werden, auch wenn diese Zeit - zum Beispiel bei der Verschlüsselung mit großen Primzahlen - Jahrmilliarden in Anspruch nehmen würde. Das hört sich beruhigend an. Allerdings erwartet man, dass diese Zeit in einigen Jahren nur noch wenige Stunden betragen könnte. Erste Schritte auf dem Weg zu den dafür benötigten Quantencomputern, wie die Präparation einzelner Quantenbits, sind bereits gelungen. Die Methode der Quantenverschlüsselung ermöglicht die erste absolut abhörsichere Übertragung von Daten in der Geschichte der Informationsübertragung. Es gibt bereits entsprechende kommerzielle Geräte.Die Schülerinnen und Schüler sollen anhand einiger Bits (selbst gewählt oder mithilfe des Programms Schrödingers Schlüssel) zeigen können, wie man einen Zufallscode mit einer Polarisationsbasis übermitteln kann. zeigen können, dass diese Übermittlung nicht abhörsicher ist. mithilfe des Programms Schrödingers Schlüssel zeigen können, wie die Übermittlung von Zufallsbits mit zwei Polarisationsbasen funktioniert. mithilfe des Programms demonstrieren können, dass eine abhörende Person durch den Vergleich von Kontrollbits über kurz oder lang "auffliegt". Thema Quantenkryptographie - Simulationsprogramm zur Quantenverschlüsselung Autor Dr. Josef Küblbeck Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum 2 Stunden Technische Voraussetzungen Windows XP-Rechner; im Idealfall Computerraum mit Demonstrationsrechner und Beamer; Rechner für jeweils 1-3 Lernende Vor dem Einsatz des Programms "Schrödingers Schlüssel" sollten die Schülerinnen und Schüler wissen, wie und mit welchen Wahrscheinlichkeiten Photonen beim Auftreffen auf einen Polarisationsfilter umpräpariert werden. Das vom Autor entwickelte Programm steht bei Lehrer-Online kostenfrei zum Download zur Verfügung. Wie üblich wird darin der Sender Alice, der Empfänger Bob und der Abhörer Eve genannt. Abb. 1 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt einen Screenshot aus "Schrödingers Schlüssel": Schülerinnen und Schüler können zwischen der Übermittlung mit einer oder zwei Basen wechseln, den Abhörer Eve wahlweise hinzuschalten und die durch Eve verursachten Übermittlungsfehler aufdecken. Das Downloadpaket enthält neben dem Programm auch eine detaillierte Anleitung mit Erläuterungen zum Verschlüsselungsverfahren. Weitere ausführliche Informationen und interaktive Übungen zur Quantenkryptographie finden Sie auf der Webseite QuantumLab (siehe Zusatzinformationen). Scarani, Valerio Physik in Quanten, Eine kurze Begegnung mit Wellen, Teilchen und den realen physikalischen Zuständen, 2007, Spektrum Verlag Singh, Simon Geheime Botschaften, Die Kunst der Verschlüsselung von der Antike bis in die Zeiten des Internet, 2000, Hanser Verlag.

Quantenphysik, Fotoeffekt Teil 2: In dieser Einheit wird der Fotoeffekt in seinen Ausprägungen (äußerer, innerer und atomarer Fotoeffekt) näher erforscht. Neben differenzierenden Aufgaben für Schülerinnen und Schüler der Sekundarstufe II stehen auch Lösungen für diese Einheit bereit. Die Entstehung der Quantenphysik durch die bahnbrechenden Erkenntnisse zu Beginn des 20. Jahrhunderts war der Beginn einer Entwicklung, die sich im Laufe des 20. Jahrhunderts bis hinein in die jetzige Zeit des 21. Jahrhunderts immer mehr steigerte und zu nie für möglich gehaltenen technischen Neuheiten führte. So hätten etwa Photovoltaik-Anlagen auf unseren Dächern ohne Entdeckung des Fotoeffektes nie Realität werden können. Will man den Fotoeffekt vertiefend betrachten, sollte ergänzend kurz auf seine Ausprägungen eingegangen werden. Eine Unterscheidung in "äußerer-, innerer- und atomarer Fotoeffekt" wird notwendig, wenn man neben der puren Ablösung von Elektronen aus bestimmten Metallen durch entsprechende Lichteinstrahlung (äußerer Fotoeffekt) den in Halbleitermaterialien auftretenden inneren Fotoeffekt verstehen will. Dieser ist entscheidend für die Umwandlung von auf Solarzellen auftreffenden Photonen in nutzbaren elektrischen Strom. Anschließend wird mit vertiefenden Aufgaben unterschiedlicher Schwierigkeit das Verständnis für die Vorgänge rund um den Fotoeffekt gefördert. Der Fotoeffekt – eine vertiefende Betrachtung Die Vertiefung des Fotoeffektes anhand von Versuchen und anspruchsvollen Aufgaben schafft für die Schülerinnen und Schüler die optimalen Voraussetzungen für die in der Folge anstehenden Unterrichtseinheiten zur Quantenphysik in der Sekundarstufe II. Das Wissen um die grundlegende Bedeutung des Fotoeffektes und seiner Erklärung über die Lichtquantenhypothese sowie die daraus resultierenden technischen Anwendungen bildet dafür die Basis. Vorkenntnisse Vorkenntnisse aufgrund der vorausgegangenen Unterrichtseinheit zu den Grundlagen der Quantenphysik vorhanden. Diese werden nun durch die Vertiefung des Stoffes erweitert. Didaktische Analyse Das wichtige Thema "Quantenphysik" dient unter anderem auch dazu, den Schülerinnen und Schülern der Sekundarstufe II den Grundstock zu liefern für teilweise schwierige und komplexe physikalische Sachverhalte, die im Rahmen verschiedener naturwissenschaftlicher Studiengänge für technische Berufe unabdingbar sind. Methodische Analyse Das Thema Quantenphysik und seine Bedeutung in der heutigen Technik (Photovoltaik, Lasertechnik, Quantencomputer usw.) könnte bei Lernenden also durchaus auf ein gewisses Interesse stoßen; allerdings wird die vertiefte Besprechung der zum Teil sehr schwierigen und komplex wirkenden Gleichungen in der Regel den Schülerinnen und Schülern vorbehalten sein, die auch über gute bis sehr gute mathematische Kenntnisse und Fähigkeiten verfügen. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler können den äußeren- und inneren Fotoeffekt beschreiben und die bestehenden Unterschiede erläutern. wissen um die Bedeutung des Fotoeffektes und den daraus hervorgegangenen technischen Errungenschaften unserer Zeit. können vertiefende Übungsaufgaben zum Fotoeffekt mit Transferanteilen aus anderen Gebieten der Physik lösen. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren selbständig Fakten, Hintergründe und Kommentare im Internet. können die Inhalte von Videos, Clips und Animationen auf ihre sachliche Richtigkeit hin überprüfen und einordnen. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen durch Paar- und Gruppenarbeit das Zusammenarbeiten als Team. setzen sich mit den Ergebnissen der Mitschülerinnen und Mitschüler auseinandersetzen und lernen so, deren Ergebnisse mit den eigenen Ergebnissen konstruktiv zu vergleichen. erwerben genügend fachliches Wissen, um mit anderen Lernenden, Eltern, Freunden etc. wertfrei diskutieren zu können.

Compton-Effekt, de-Broglie-Wellen und ihr Nachweis von Davisson und Germer zeigen, dass quantenphysikalische Vorgänge in entsprechenden Versuchen exakt abgeleitet werden können. Aufgrund der in dieser Unterrichtseinheit vermittelten Ergebnisse aus historischen Versuchen können die Schülerinnen und Schüler nachvollziehen, dass Welle-und Teilcheneigenschaften von Quantenobjekten mit Formeln beschrieben werden können, die einen realen Hintergrund haben. Die großen Entdeckungen zu Anfang des 20. Jahrhunderts wie Fotoeffekt (Albert Einstein), Compton-Effekt (Arthur Compton), Materiewellen (Louis de Broglie) und das Davisson-Germer-Experiment brachten Licht ins Dunkel rund um die Hypothesen zur noch jungen Quantenphysik . Mit den experimentell erbrachten Bestätigungen konnte gezeigt werden, dass die aufgestellten Theorien zum Welle-Teilchen-Dualismus die Realität beschreiben und somit ein Grundprinzip der Natur darstellen. Bei der (unterrichtlichten) Herleitung des Compton-Effektes zur Bestätigung des Wellen- und Teilchencharakters bei der Streuung von Lichtteilchen (Photonen) wird man sich genauso wie bei der Verallgemeinerung des Wellen- und Teilchencharakters auf alle Teilchen, die eine Ruhemasse haben, in erster Linie auf theoretische Ableitungen mithilfe von Animationen, Videos und entsprechenden Abbildungen beschränken müssen. Entsprechende Schulversuche (bis auf einfache Stoßversuche mit Kugeln) stehen in der Regel nicht zur Verfügung. Compton-Effekt und Materiewelle in der Quantenphysik Die Lernenden wissen bereits, dass es sich bei der Quantenphysik um einen Bereich der Physik handelt, der sich als ein Naturgesetz darstellt, das sich dem direkten Verständnis entzieht. Aufgrund der in dieser Unterrichtseinheit vermittelten Ergebnisse aus historischen Versuchen können die Schülerinnen und Schüler aber nun verstehen, dass Welle-und Teilcheneigenschaften von Quantenobjekten mit Formeln beschrieben werden können, die einen realen Hintergrund haben. Compton-Effekt, de-Broglie-Wellen und ihr Nachweis von Davisson und Germer zeigen, dass quantenphysikalische Vorgänge in der Mikrophysik kein Hokuspokus sind, sondern in entsprechenden Versuchen exakt abgeleitet werden können. Vorkenntnisse Vorkenntnisse sind mittlerweile vorhanden: Wellen- und Teilcheneigenschaften schließen sich nicht aus, sondern zeigen ihr naturgegebenes Verhalten je nach Versuchsanordnung und entsprechender Auswertung. Methodische Analyse Bei der Vermittlung des Stoffes sollte man sich auf anschauliche Darstellungen und/oder Animationen sowie auf gut nachvollziehbare Grundversuche beschränken – gegebenenfalls kann auch das Internet seinen Beitrag mit entsprechenden Beispielen und Erklärungen leisten. Bei der Fragen- und Aufgabenstellung sollte man darauf achten, dass man den Schwierigkeitsgrad zunächst einfach und anschaulich hält. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler können Compton-Effekt und Materiewellen beschreiben und mit entsprechenden Formeln Berechnungen anstellen. kennen die Unterschiede bei der Anwendung von Gesetzmäßigkeiten zwischen Quantenobjekten und makroskopischen Teilchen und Körpern. wissen, wie man die Quantenphysik in Relation zu unserem Alltagserleben einordnen muss. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren selbständig Fakten, Hintergründe und Kommentare im Internet. können die Inhalte von Videos, Clips und Animationen auf ihre sachliche Richtigkeit hin überprüfen und einordnen. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen durch Paar- und Gruppenarbeit das Zusammenarbeiten als Team. setzen sich mit den Ergebnissen der Mitschülerinnen und Mitschüler auseinandersetzen und lernen so, deren Ergebnisse mit den eigenen Ergebnissen konstruktiv zu vergleichen. erwerben genügend fachliches Wissen, um mit anderen Lernenden, Eltern, Freunden etc. wertfrei diskutieren zu können.

Auf dieser Seite haben wir Informationen und Anregungen für Ihren Astronomie- und Physik-Unterricht zum Thema Optik für Sie zusammengestellt. Die Optik (vom griech. opticos – "das Sehen betreffend") beschäftigt sich als Teilgebiet der Physik mit dem aus Photonen bestehenden Licht. Photonen werden gemäß dem Welle-Teilchen-Dualismus auch als Lichtteilchen bezeichnet, die je nach Beobachtung Teilcheneigenschaften oder Welleneigenschaften aufweisen können – man unterscheidet deshalb zwischen der geometrischen Optik und der Wellenoptik . Geometrische Optik In der geometrischen Optik wird Licht durch idealisierte (geradlinig gedachte) Lichtstrahlen angenähert. Dabei lässt sich der Weg des Lichtes (zum Beispiel durch optische Instrumente wie Lupe, Mikroskop, Teleskop, Brillen oder auch durch die Reflexion des Lichtes an einem Spiegel) durch Verfolgen des Strahlenverlaufes konstruieren; man spricht in diesem Zusammenhang auch von Strahlenoptik . Die dazu notwendigen Abbildungsgleichungen oder Linsengleichungen ermöglichen es, zum Beispiel den Brennpunkt einer optischen Linse zu bestimmen. Analog dazu kann auch die Brechung des Lichtes – beispielsweise durch eine Prisma – und die Aufspaltung in seine sichtbaren Anteile von violett bis rot ( Regenbogen-Farben ) mittels des Snelliu'schen Brechungsgesetzes beschrieben werden. Wellenoptik Die Wellenoptik beschäftigt sich mit der Wellennatur des Lichtes – dabei werde diejenigen Phänomene beschrieben, die durch die geometrische Optik nicht erklärt werden können. Bedeutende Elemente der Wellenoptik sind die Interferenz von sich überlagernden Wellenfronten, die Beugung beim Durchgang von Licht durch sehr kleine Spalten oder Kanten oder die Streuung von Licht an kleinen Partikeln, die in einem Volumen verteilt sind, die das Licht gerade durchdringt. Zudem kann die Wellenoptik auch Effekte beschreiben, die von der Wellenlänge des Lichtes bestimmt sind – man spricht in diesem Zusammenhang auch von Dispersion. Die häufig gestellte Frage "Warum ist der Himmel blau?" kann in diesem Zusammenhang erklärt werden. Oberflächlich auftretende Phänomene wie die Abgabe von Licht ( Lichtemission ) und die Aufnahme von Licht ( Lichtabsorption ) werden weitestgehend der Atom- und Quantenphysik (auch unter dem Begriff Quantenoptik ) zugeordnet. Die für den Unterricht an Schulen notwendigen Gesetze der Optik betreffen hingegen in erster Linie die Ausbreitung des Lichtes und sein Verhalten beim Durchqueren durchsichtiger Körper . Die hier vorgestellte Lerneinheit erläutert die Funktionsweise eines Satelliten, der das von der Erdoberfläche reflektierte Licht zur Bildaufnahme nutzt und dabei auch Wellenlängen jenseits des sichtbaren Lichts einbezieht. Zusätzlich zum Verständnis der physikalischen Inhalte lernen die Schülerinnen und Schüler auf diese Weise auch Aspekte der Fernerkundung kennen. Eine "Vermittlerfigur" in Form eines virtuellen Professors begleitet die Lernenden bei der Erforschung des elektromagnetischen Spektrums. Das Projekt FIS des Geographischen Institutes der Universität Bonn beschäftigt sich mit den Möglichkeiten zur Einbindung des vielfältigen Wirtschafts- und Forschungszweiges der Satellitenfernerkundung in den naturwissenschaftlichen Unterricht der Sekundarstufen I und II. Dabei entstehen neben klassischen Materialien auch Anwendungen für den computergestützten Unterricht. Die Schülerinnen und Schüler sollen Reflexionseigenschaften unterschiedlicher Objekte kennen lernen. die Begriffe "Reflexion" und "Absorption" erklären und unterscheiden können. den Zusammenhang zwischen Objektfarbe und Reflexionseigenschaften erklären können. das elektromagnetische Spektrum kennen und verstehen, dass es neben dem sichtbaren Licht noch andere Wellenlängenbereiche gibt. die Grundlagen der Umwandlung der Reflexionswerte in Bildinformationen beschreiben können. die Entstehung von Falschfarbenbildern beschreiben können. Thema Dem Unsichtbaren auf der Spur: was sieht ein Satellit? Autoren Dr. Roland Goetzke, Henryk Hodam, Dr. Kerstin Voß Fach Physik Zielgruppe Klasse 7 Zeitraum 3-4 Stunden Technische Ausstattung Adobe Flash-Player (kostenloser Download) Planung Dem Unsichtbaren auf der Spur Die Unterrichtseinheit "Dem Unsichtbaren auf der Spur" beschäftigt sich mit dem Themenkomplex Optik und geht dabei vor allem auf Reflexion, Absorption und die Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums ein. Durch den Bezug zur Satellitenbildfernerkundung werden diese drei Bereiche miteinander verknüpft und ergänzt. Zunächst soll an einem einfachen Beispiel die Charakterisierung verschiedener Objekte hinsichtlich ihrer unterschiedlichen Reflexions- und Absorptionseigenschaften untersucht werden. Weiterführend soll das gesammelte Wissen auf den Satelliten übertragen werden, so dass die Funktionsweise eines Satelliten verstanden wird. Als dritter Punkt wird dann neben der Betrachtung des sichtbaren Lichts der erweiterte Bereich des elektromagnetischen Spektrums (infrarotes Licht) mit einbezogen. Ziel der Unterrichtseinheit ist es, Zusammenhänge zwischen elektromagnetischem Spektrum, Reflexion, Absorption sowie Aufnahme und Entstehung von Satellitenbildern zu verstehen. Aufbau des Computermoduls Das interaktive Modul gliedert sich in eine Einleitung und zwei darauf aufbauende Bereiche. Inhalte des Computermoduls Hier wird der Aufgabenteil mit den drei Bereichen Einleitung, Satellit und "Unsichtbares" Licht genauer beschrieben. Henryk Hodam studierte Geographie an der Universität Göttingen. In seiner Diplomarbeit setzte er sich bereits mit der didaktischen Vermittlung räumlicher Prozesse auseinander. Zurzeit arbeitet Herr Hodam als wissenschaftlicher Mitarbeiter im Projekt "Fernerkundung in Schulen". Dr. Kerstin Voß ist Akademische Rätin am Geographischen Institut der Universität Bonn und leitet das Projekt "Fernerkundung in Schulen". Sie studierte Geographie an der Universität Bonn und schloss ihre Dissertation 2005 im Bereich Fernerkundung ab. Die Schülerinnen und Schüler sollen mithilfe des Reflexionsgesetzes beschreiben können, wie ein Bild durch Reflexion am ebenen Spiegel entsteht. in der verwendeten GEONExT-Konstruktion die Elemente Einfallswinkel, Ausfallwinkel, Gegenstand und Bild zuordnen können. mithilfe des Arbeitsblattes ein einfaches Konstruktionsverfahren für die Bildentstehung am ebenen Spiegel erarbeiten. die Ergebnisse mit einem Bildbearbeitungsprogramm, zum Beispiel dem kostenlosen GIMP, dokumentieren. Thema Reflexion am ebenen Spiegel mit GEONExT Autor Dr. Karl Sarnow Fach Physik Zielgruppe Klasse 8 Zeitraum 1 Stunde Voraussetzungen idealerweise pro Schülerin oder Schüler ein Rechner; Internetbrowser, Java Runtime Environment , GEONExT (kostenloser Download aus dem Netz), Bildbearbeitungssoftware (zum Beispiel GIMP) Die Schülerinnen und Schüler können offline oder online mit dem HTML-Arbeitsblatt arbeiten, in das die GEONExT-Applikation eingebettet ist. Voraussetzung ist, dass auf den Rechnern die benötigte Java-Abspielumgebung installiert ist. Falls dies nicht der Fall ist, bleibt das GEONExT-Applet in der Online-Version des Arbeitsblattes (siehe Internetadresse) für Sie unsichtbar. Mithilfe des Screenshots (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken) können sich aber auch (Noch-)Nicht-GEONExTler einen Eindruck von dem Applet machen. Bereits Philosophen der Antike wie Empedokles (494-434 v. Chr.), Aristoteles (384-322 v. Chr.) und Heron von Alexandria (zwischen 200 und 300 v. Chr.), stellten Überlegungen und Mutmaßungen zur Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit an. Johannes Kepler (1571-1630) und René Descartes (1596-1650) hielten die Lichtgeschwindigkeit für unendlich, erst Olaf Christensen Römer (1644-1710) gelang 1676 der Nachweis der Endlichkeit. Heute kann an vielen Schulen mit Demonstrationsexperimenten die immer noch faszinierende Frage nach der Geschwindigkeit des Lichts experimentell untersucht und beantwortet werden. Der Foucaultsche Drehspiegelversuch ist jedoch vorbereitungsaufwändig für die Lehrkraft und enttäuschend im beobachteten Effekt für die Schülerinnen und Schüler. Auf einer Messung der Phasenverschiebung eines modulierten Lichtsignals beruhende Versuche sind für Lernende nicht einfach zu verstehen. Das RCL "Lichtgeschwindigkeit" arbeitet daher mit einem modifizierten Leybold-Versuch nach der auch für Schülerinnen und Schüler der Sekundarstufe I verständlichen Laufzeitmethode von Lichtimpulsen. Darüber hinaus können die Lernenden anhand selbst durchgeführter Messungen die Lichtgeschwindigkeit bestimmen. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit als messtechnisches Problem erkennen. mit dem RCL "Lichtgeschwindigkeit" Messungen nach der Laufzeitmethode durchführen. aus Strecke-Zeit-Messwertpaaren möglichst genau die Lichtgeschwindigkeit bestimmen und den Messfehler abschätzen. sich mit geeigneten Materialien und Kenntnissen aus der geometrischen Optik und Mechanik weitere Bestimmungsmethoden (Olaf Christensen Römer, Hippolyte Fizeau, Jean Bernard Léon Foucault) erarbeiten und vortragen. eine Vorstellung von der Bedeutung der Lichtgeschwindigkeit in der Physik gewinnen. Thema Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit Autor Sebastian Gröber Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe I (ab Klasse 10) und II Zeitraum Teil 1 für Sekundarstufe I oder II: 3 Stunden Teil 2 für Sekundarstufe II: 3 Stunden Technische Voraussetzungen Computer mit Internetzugang und Beamer Software Zeichenprogramm (zum Beispiel Paint) zur Auswertung des Oszilloskopbildes, Tabellenkalkulationsprogramm (zum Beispiel Excel) zur Auswertung der Messdaten

Mit der Unterrichtseinheit zum Thema "Sonnenenergie" soll den Schülerinnen und Schülern im Rahmen der Besprechung von erneuerbaren Energien verdeutlicht werden, warum es so wichtig ist und immer wichtiger werden wird, diese Art der Energieerzeugung massiv zu verstärken. Schülerinnen und Schüler kennen die heute schon auf einigen Hausdächern installierten Photovoltaikanlagen zur sauberen Stromgewinnung ebenso wie die Sonnenkollektoren zur Wärmegewinnung als Unterstützung von Heizung und Warmwasserbereitstellung. Im Unterricht werden den Lernenden zunächst die auf der Halbleitertechnologie beruhenden Grundlagen vermittelt, die es aufgrund des inneren Photoeffektes möglich machen, die Energie der einfallenden Sonnenstrahlen (Photonen) in elektrischen Strom umzuwandeln. Einfacher zu verstehen sind die Vorgänge bei Sonnenkollektoren, wo die einfallende Wärmeenergie der infraroten Strahlung genutzt wird, um Wasser zu erwärmen.Im Jahr 2019 betrug der Energiebedarf pro Person und Tag in Deutschland 123 kWh, in den USA 232 kWh. Weltweit wurde ein täglicher Energieverbrauch von 58 kWh pro Person errechnet. Wenn die Weltbevölkerung bis 2050 voraussichtlich auf 10 Milliarden Menschen ansteigt und alle Länder einen Energieverbrauch wie die USA hätten, müsste sich die Energieerzeugung versechsfachen. Derzeit werden noch etwa 85 Prozent des globalen Energiebedarfs durch fossile Energieträger wie Kohle, Erdöl oder Gas gedeckt. Will man die gesteckten Ziele in der Klimapolitik erreichen, bleibt nichts anderes übrig, als die regenerativen Energiequellen – allen voran die praktisch unerschöpfliche Sonnenenergie – in einem bisher nicht gekannten Umfang auszubauen. Photovoltaikanlagen und Sonnenkollektoren als Unterrichtsthemen Der Umbau der Energiesysteme wird die große Herausforderung in den kommenden Jahrzehnten werden – die Weichen hin zu einer emissionsarmen Energieversorgung sind gestellt. Erneuerbare Energien nehmen einen stetig wachsenden Anteil an der Energieversorgung ein und lassen die Hoffnung zu, dass die Versorgung mit Primärenergie bis Mitte des 21. Jahrhunderts klimaneutral erfolgen kann. Vorkenntnisse Vorkenntnisse der Lernenden können insoweit vorausgesetzt werden, dass die Thematik in den Medien permanent präsent ist und vor allem junge Menschen in Hinblick auf deren Zukunft weiter sensibilisieren wird. Das Wissen um die Abläufe bei der Umwandlung von Sonnenenergie ist mit gut nachvollziehbaren physikalischen Erklärungen und Herleitungen von Gesetzmäßigkeiten relativ leicht vermittelbar. Didaktische Analyse Allein die für jede Schülerin und jeden Schüler nachvollziehbaren klimatischen Probleme, die durch den Verbrauch fossiler Brennstoffe entstehen, dürfte es für Lehrkräfte einfach machen, die Lernenden für die Energieerzeugung über die schier unerschöpfliche und saubere Sonnenenergie zu begeistern. Methodische Analyse Sobald die Abläufe bei der heute in allen Bereichen der Technik notwendigen Halbleitertechnologie von den Lernenden in ihren Grundlagen verstanden sind, sollte es für die Lehrkräfte kein Problem sein, durch beschreibende und erläuternde Übungsaufgaben die Begeisterung bei den jungen Menschen für die neuen Technologien der Zukunft zu wecken. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler wissen um die klimaschädlichen Prozesse bei der Verbrennung von fossilen Brennstoffen zur Energiegewinnung. kennen die weltweit vereinbarten Klimaziele und deren Bedeutung für die Umwelt. können die Wirkungsweise von Solarzellen und Sonnenkollektoren erklären. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren selbständig Fakten, Hintergründe und Kommentare im Internet. können die Inhalte von Videos, Clips und Animationen auf ihre sachliche Richtigkeit hin überprüfen und einordnen. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen durch Partner- und Gruppenarbeit das Zusammenarbeiten als Team. setzen sich mit den Ergebnissen der Mitschülerinnen und Mitschüler auseinander und lernen so, deren Ergebnisse mit den eigenen Ergebnissen konstruktiv zu vergleichen. erwerben genügend fachliches Wissen, um mit anderen Lernenden, Eltern und Freunden wertfrei diskutieren zu können.