In dieser Unterrichtseinheit zu Radarsystemen erhalten die Lernenden mithilfe ausgewählter Radarbilder einen Überblick über die Möglichkeiten zur Erfassung von Veränderungsdynamiken an der Erdoberfläche. Diese Erkenntnisse werden mit Hintergrundwissen zu dem Thema Radarfernerkundung sowie grundlegendem Wissen über Eigenschaften von Mikrowellen ergänzt.In der modernen Beobachtung der Erdoberfläche und ihrer Veränderungsdynamik sind Radarsysteme von entscheidender Bedeutung. Sie erlauben es, großflächige Oberflächenstrukturen selektiv zu erfassen und zu klassifizieren. Mithilfe von Radarfernerkundung können Veränderungen beispielsweise von Vegetationsverteilungen oder Gletschern detektiert werden.Die Unterrichtseinheit vermittelt grundlegendes Wissen zu Radarsystemen und zeigt auf, wie man mit Fernerkundungsmethoden Oberflächenstrukturen und -veränderungen detektieren kann. Die Bereiche des elektromagnetischen Spektrums unterscheiden sich durch ihre Frequenzen und Wellenlängen. Infrarotwellen haben zum Beispiel eine tausendfach kleinere Wellenlänge als Mikrowellen. Die unterschiedliche Beschaffenheit des Geländes übt einen großen Einfluss auf die Radarbilder aus. Heutige Radarsysteme besitzen die Fähigkeit, verschiedene Arten von Mikrowellen auszusenden, die sich in ihrer Wellenlänge und Polarisation erheblich unterscheiden. So haben "kleine" Mikrowellen eine Wellenlänge von 0,2 mm, "große" Mikrowellen hingegen eine von 20 cm. Wellenlänge und Polarisation bestimmen die Eindringtiefe in das beobachtete Gelände. Zielsetzung Das Ziel der Unterrichtseinheit "Radar" ist das Verständnis grundlegender Eigenschaften elektromagnetischer Wellen und ihrer Anwendungsmöglichkeiten in Radarfernerkundungssystemen. Ferner schult die Unterrichtseinheit den Umgang mit abstrakten Darstellungen (Satellitenbilder) von bekannten Landschaftseinheiten. Zusammenarbeit mit der Universität Bonn Die Unterrichtseinheit entstand im Rahmen des Projekts Fernerkundung in Schulen (FIS) am Geographischen Institut der Universität Bonn. FIS beschäftigt sich mit den Möglichkeiten zur Einbindung des vielfältigen Wirtschafts- und Forschungszweiges der Satellitenfernerkundung in den naturwissenschaftlichen Unterricht der Sekundarstufen I und II. FIS wird von der Raumfahrt-Agentur des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt e.V. mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestages unter dem Förderkennzeichen 50EE0932 gefördert. Inhalte und Einsatz der Unterrichtseinheit "Die Erde im Radar" im Unterricht Hier erhalten Sie Hinweise zum Aufbau der Lernumgebung. Die Abbildungen veranschaulichen die Funktionen und die interaktiven Übungen zu den Themenfeldern "Mikrowellen" und "Radarfernerkundung". Die Schülerinnen und Schüler lernen grundlegende Eigenschaften von elektromagnetischen Wellen und Radarfernerkundsystemen kennen. analysieren die Veränderungsdynamik im Braunkohle-Abbau. bekommen ein Verständnis für die Zusammenhänge zwischen Landoberfläche, Rückstreuung und Radarfernerkundungssystemen. Computereinsatz und technische Voraussetzungen Die Unterrichtseinheit bedient sich der Möglichkeiten des Computers, um die Thematik durch Animation und Interaktion zu vermitteln. Den Lernenden wird der Computer nicht als reines Informations- und Unterhaltungsgerät, sondern als nützliches Werkzeug nähergebracht. Die interaktive Lernumgebung ist ohne weiteren Installationsaufwand lauffähig. Auf Windows-Rechnern wird das Modul durch Ausführen der Datei "Mikrowellen_aus_dem_ All.exe". Unter anderen Betriebssystemen wird die Datei "Mikrowellen_aus_dem_ All.html" in einem Webbrowser geöffnet. Hierfür wird der Adobe Flash Player benötigt. Wichtig ist in beiden Fällen, dass die heruntergeladene Ordnerstruktur erhalten bleibt. Der jeweils aktivierte Bereich wird auf der unteren Leiste der Lernumgebung eingeblendet (Abb.1). Während der erste Teil einen Einblick in die Thematik liefert und eine übergeordnete Aufgabenstellung benennt, gliedert sich der Rest des Moduls in zwei Sequenzen: Der erste Teil bietet Hintergrundinformationen zum Thema. Im zweiten Teil werden die Schülerinnen und Schüler aktiv und wenden eigenständig Bildbearbeitungsmethoden zur Lösung von entsprechenden Aufgaben an. Den Abschluss eines jeden Bereichs bildet ein Quiz. Erst nach dem Bestehen dieser kleinen Übung wird der folgende Teil der Lernumgebung zugänglich und erscheint in der Seitenleiste. Danach ist auch ein Springen zwischen den Teilbereichen möglich. 1. Einleitung Nach dem Start des Lernmoduls sehen die Schülerinnen und Schüler einen Einführungskasten, der kurz in das Thema Radar einleitet und den Aufbau der Lernsequenz erklärt. Das Bild des Mackenzie-Flusses zeigt bereits eine Anwendungsmöglichkeit der Radarfernerkundung auf. Der erste Teil des Lernmoduls legt als Hintergrundwissen die Grundlagen für die spätere Arbeit mit den Satellitenbildern im zweiten Modulteil. Dieser Teil besteht aus zwei Rubriken. "Radarfernerkundung" (1) und "Radardaten" (2). In Kapitel 1 erfahren die Schülerinnen und Schüler zunächst Grundsätzliches über Radarsysteme und die verwendeten Wellenlängenbereiche. Mithilfe der Animation kann das Verständnis zu Wellenlängen vertieft werden. Durch Aktivieren der verschiedenen Wellenlängenbereiche erfahren die Schülerinnen und Schüler, welche Auswirkungen unterschiedliche Wellenlängen auf die Eindringtiefe der Mikrowellen haben. So werden die Wellen des eher kurzwelligen X-Bandes bereits von den Baumkronen zurückgeworfen, während die eher langwelligen Wellen des L-Bandes bis zum Waldboden durchdringen können und erst dort zurückgeworfen werden. Im zweiten Modulteil stehen den Schülerinnen und Schülern mehrere Einzelbilder zu Verfügung, die zu verschiedenen Monaten aufgenommen wurden. Die aufgenommenen Szenen zeigen das Braunkohle-Abbaugebiet Garzweiler am Niederrhein. Deutlich zu sehen sind die terrassenförmigen Abbruchkanten sowie die Bagger (weiß, im rechten Bereich des Gebietes). Die Schülerinnen und Schüler können selbstständig durch Aktivieren der verschiedenen Bilder die Veränderungen der Grube sowie der Position der Bagger detektieren. Durch Ziehen der Bilder in die Formel A - B kann die Veränderung pixelweise berechnet werden. Haben die Schülerinnen und Schüler die Veränderungsdetektion durchgeführt und die gestellten Aufgaben beantwortet, können sie durch Beantworten der Fragen im zweiten Quiz die Bearbeitung des Moduls abschließen.

Mit einfachen Mitteln bauen Schülerinnen und Schüler in nur 60 Minuten ein Gitterspektrometer. Spektren verschiedener Lichtquellen können fotografiert und mithilfe eines Kalibrierungsspektrums und eines Grafikprogramms auch quantitativ ausgewertet werden.Die Zerlegung des Lichtes in seine Bestandteile ist für viele Schülerinnen und Schüler ein geläufiges Phänomen. Meistens ist es aufgrund der Dispersion am Prisma bekannt. Allerdings haben die wenigsten Schülerinnen und Schüler ein Prisma zu Hause. Ebenfalls vertraut ist die Zerlegung des Lichtes mithilfe der Reflektion an einer CD. Allerdings bleibt es dabei nur bei einer qualitativen Betrachtung des Lichtes. Mit dem hier vorgestellten Selbstbau-Gitterspektrometer sind quantitative Messungen möglich, die eine Genauigkeit von einigen Nanometern aufweisen.Die Spektroskopie ist nicht nur eine der wichtigsten Untersuchungsmethoden in der instrumentellen Analytik, sondern zeichnet sich auch durch ihren hohen ästhetischen Reiz aus. Sie bietet zudem die Möglichkeit, im Rahmen des Physikunterrichts einen Bogen zur Astronomie zu schlagen, von der ebenfalls eine starke Faszination ausgeht. So kann zum Beispiel untersucht werden, was das Licht von Sternen oder galaktischen Gasnebeln über die Zusammensetzung astronomischer Objekte verrät (siehe Unterrichtseinheit Spektroskopie an galaktischen Gasnebeln ). Bau und Einsatz des Spektrometers im Unterricht Neben der Kopiervorlage mit Bauanleitung finden Sie hier wichtige Sicherheitshinweise und Tipps zu den Beobachtungsobjekten sowie zur Auswertung der Spektren. Die Schülerinnen und Schüler sollen mit einfachen Mitteln nach einer Bastelanleitung ein einfaches Spektrometer bauen. die Spektren verschiedener Lichtquellen qualitativ untersuchen. das Spektrometer kalibrieren, die Spektren künstlicher Lichtquellen fotografieren (Digitalkamera) und am Rechner quantitativ auswerten. Thema Versuche mit dem Eigenbau-Gitterspektrometer Autor Heinrich Kuypers Fach Physik Zielgruppe Mittelstufe, Sekundarstufe II Zeitraum etwa 1 Zeitstunde für den Bau des Spektrometers; die quantitative Auswertung eines Spektrums (Digitalfoto) am Rechner nimmt nach der Einarbeitung etwa 15-20 Minuten in Anspruch. Technische Voraussetzungen Durchlicht-Beugungsgitter (Gitterweite: 1.111 nm = 900 Linien pro mm; Träger: 0,05 mm Acetatfolie; Quelle: astromedia.de); für quantitative Auswertungen: Digitalkamera und Bildbearbeitungsprogramm (zum Beispiel MS Paint) Das Gitterspektrometer kann in der Mittelstufe der Sekundarstufe I sowie in der Oberstufe eingesetzt werden. Die Konstruktion nimmt etwas mehr als eine Einzelstunde in Anspruch. Man benötigt dafür folgende Materialien: Die Kopiervorlage (spektrometer_bastelvorlage.pdf) sollte auf möglichst schwerem Papier gedruckt werden (200 oder 250 Gramm Papier hat sich bewährt). Sie enthält zugleich die Bauanleitung für das Spektrometer. Das benötigte Gitter kann vom AstroMedia Verlag bezogen werden (siehe "Internetadressen") Außerdem benötigt man einen Holzspieß oder -stab (Mindestlänge 30 Zentimeter). Holzspieße erhält man im Baumarkt als "Pflanzspieße" in der Gartenabteilung oder als Schaschlikspieße in Supermärkten. Für die Fixierungen hat sich Klebefilm bewährt. Flüssigkleber hat den Nachteil, dass er bei unvorsichtiger Anwendung auf das Gitter gelangt und es unbrauchbar macht. Mit dem Spektrometer lassen sich im Unterricht sofort einige Stoffe anhand ihres Spektrums identifizieren. Verschiedene Gasentladungslampen können dazu an verschieden Plätzen im Unterrichtsraum aufbaut werden. Die Schülerinnen und Schüler können dann von Tisch zu Tisch wandern und mithilfe des Spektrometers und einer Spektraltafel, wie sie in vielen Physikbüchern auf den letzten Seiten zu finden ist, die Stoffe identifizieren. Weitere Bebachtungsziele können den Lernenden als Hausaufgabe vorgegeben werden: Glühlampen Die Glühlampe zeigt ein kontinuierliches Spektrum. Wichtig dabei ist der insgesamt bebachtbare Spektralbereich. Dioden Die Emissionslinien dieser in der Regel monochromatischen Lichtquellen sind nicht scharf, sondern besitzen eine breite Streuung. Energiesparlampen Bei der Beobachtung von Energiesparlampen lässt sich der Quecksilber-Gehalt nachweisen. Straßenbeleuchtung Häufig besitzen die Straßenlampen Natriumlinien. Mond Der Vollmond gibt (gefahrlos) das Sonnenspektrum wieder (Frauenhofersche Linien sind bei der in der Bastelvorlage vorgegebenen Spaltbreite nicht zu erkennen). Keine Sonne, keine Laser! Weisen Sie die Schülerinnen und Schüler nachdrücklich darauf hin, dass die Sonne nicht beobachtet werden darf (Zerstörung der Netzhaut). Ebenso scheidet die Untersuchung von Lasern, zum Beispiel Laserpointern, aus. Auge und Holzspieß Beim Betrachten der Spektren mit dem Auge können sonst harmlose und ungewollte kleine "Schubsereien" unter den Lernenden gefährlich werden, da sich ein Ende des Holzstabs sehr nah am Auge beobachtender Schülerinnen und Schüler befindet. Weisen Sie die Klasse oder den Kurs ausdrücklich darauf hin. Verletzungsmöglichkeiten lassen sich hier zum Beispiel durch das Aufsetzen von Weinkorken auf die Enden der Holzspieße wirksam ausschließen. Die Skala der Kopiervorlage kann nach Belieben noch genauer unterteilt werden, falls dazu die Notwendigkeit besteht. Allerdings liegt die Messunsicherheit der Konstruktion bei über fünf Nanometern. Die Lage der Markierungen ( d ) für eine genauere Unterteilung der Wellenlängen (lambda) lässt sich mit der Formel berechnen. Dabei ist g die Gitterkonstante (1,11 Nanometer) und a der Abstand zwischen Gitter und Spalt (27 Zentimeter). Möchte man diese Änderung unter MS Word durchführen, muss man die Zeichenraster von Word ausschalten oder beim Einzeichnen der Markierungslinie die Alt-Taste gedrückt halten. Die farbige Aufteilung des Lichtes wird immer durch Linien dargestellt, deshalb spricht man stets von Spektrallinien. Allerdings wird häufig vergessen, woher sie eigentlich stammen. Die Linien sind nur die Beugungsfigur des Spaltes. Dies wird sofort anschaulich klar, wenn man den Spalt durch eine andere geometrische Figur ersetzt. Dies lässt sich sehr leicht durch einen Motivstanzer verdeutlichen. Anstelle eines Spalts wird mit einem Motivstanzer (erhältlich in Bastelgeschäften) eine Figur, beispielsweise ein Weihnachtsbaum, aus der Pappvorlage gestanzt. Dies führt zum Beispiel bei einer Energiesparlampe - abhängig von den emittierten Wellenlängen - zu fünf bunten Tannenbäumen. Eine quantitative Auswertung von Digitalfotos erfordert "Laborbedingungen", da Kamera und Gitterspektrometer immer in gleicher Position zu einander gehalten werden müssen. Für die Eichung der Messanordnung wird die Digitalkamera unmittelbar hinter dem Gitter positioniert. Auf dem Suchermonitor erscheint das Spektrum der Kalibrierungslampe. Die Kamera wird dann vorsichtig so weit verschoben, bis die bekannten Spektrallinien des Referenzspektrums mit den richtigen Markierungslinien der Wellenlänge übereinstimmen. Damit ist das Spektrometer kalibriert. Anschließend kann jede weitere Lichtquelle vor dem Spalt platziert und deren Spektrum aufgenommen werden. Die Fotos werden dann mit einem Grafikprogramm, zum Beispiel MS Paint, geöffnet. Dort kann die Position der bekannten Wellenlänge vom Spalt aus gemessen und in Pixeln ausgedrückt werden. Anschließend wird ein Bild mit einem unbekannten Spektrum überlagert. Die Pixeldifferenz zu den bekannten Linien wird dann in Wellenlängen umgerechnet.

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

Spätestens seit die Europäische Union das Ausstiegsszenario für die Glühlampe eingeläutet hat, ist die Energiesparlampe in aller Munde. Fragen wie „Nach welchem Prinzip funktioniert eine Energiesparlampe?“ und „Welches sind die spektralen Bestandteile des Lichts von Energiesparlampen?“ sind deshalb für den schulischen Physik- und Chemieunterricht von großer Aktualität. Spektren von Energiesparlampen lassen sich auf der Basis der hier bereitgestellten Materialien im Oberstufenunterricht unter Einsatz geeigneter Software von Schülerinnen und Schülern mit großer Präzision in Eigentätigkeit konstruieren und vermessen. Aus solchen Spektren können dann Kenntnisse über die Lichtentstehung durch Quantensprünge von Elektronen in den Atomhüllen von Quecksilberatomen und Informationen zur Fluoreszenz in Leuchtstoffen und Farbstoffen extrahiert werden. Als Kalibrierspektren, das heißt als "Wellenlängen-Normale", dienen dabei die Spektren von Wasserstoff- und Quecksilberspektrallampen, wie sie in schulischen Physiksammlungen üblicherweise vorhanden sind. Alle in der Unterrichtseinheit einzusetzenden Spektren stehen als fotografische Spektren in Form von digitalen Bilddateien als Download zur Verfügung. Die Fotos wurden mit einer digitalen Spiegelreflexkamera (Canon EOS1000D) an einem DADOS-Spaltspektrograph aufgenommen. Die Materialien der Unterrichtseinheit werden durch einen Beitrag aus der GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema (Gesellschaft Deutscher Chemiker e.V.) ergänzt. Dieser skizziert die Diskussion um die Energiesparlampe und stellt die "Chemie dahinter" vor. Zudem werden Technik und Potenziale der LEDs vorgestellt. Das Minimalziel der Unterrichtseinheit, die Konstruktion des Spektrums einer Energiesparlampe mit Ermittlung der Wellenlängen der im Spektrum beobachtbaren Emissionslinien mit einer Genauigkeit von etwa einem Nanometer, ist in nur einer Doppelstunde zu realisieren. Der Zeitaufwand vergrößert sich naturgemäß, wenn man deutlich präzisere Ergebnisse anstrebt. Gleiches gilt, wenn man die Thematik in größere Zusammenhänge einbetten möchte. Dabei geht es dann um Aufbau und Funktionsprinzip von Energiesparlampen und um die Wirkungsweise ihrer Leuchtstoffe. Informationen zu diesen Themen finden Schülerinnen und Schüler im Internet. Für einen ersten Überblick gibt der folgende fachliche Kommentar eine kurze Einführung in die Thematik "Leuchtstoffröhre". Die Begriffe "Energiesparlampe" und Leuchtstoffröhre" werden dabei synonym gebraucht. Fachlicher Kommentar: Leuchtstoffröhren Allgemeine Informationen zu Energiesparlampen und Leuchtstoffröhren und dazu, wie diese UV-Licht in sichtbares Licht verwandeln Aufnahme und Vermessung der Spektren Eine ausführliche Anleitung, Spektren der Kalibrierlampen und der zu vermessenden Energiesparlampen sowie eine Beispielauswertung können Sie hier herunterladen. GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema Der GDCh-Artikel skizziert die Diskussion um die Energiesparlampe und stellt die "Chemie dahinter" vor. Zudem werden Technik und Potenziale der LEDs vorgestellt. Die Schülerinnen und Schüler sollen Aufbau und Funktion von Energiesparlampen beschreiben und erklären können. die Wirkungsweise der Leuchtstoffe und deren Beitrag zur Energie-Effizienz verstehen. einen Gitterspektrographen anhand der bekannten Spektren von atomarem Wasserstoff und von Quecksilber kalibrieren. aus digitalen Bilddateien die Emissionsspektren von Leuchtstofflampen in Form einer Funktion extrahieren, welche jeder Wellenlänge im sichtbaren Bereich eine Intensität zuordnet. in Energiesparlampenspektren die Emissionslinien von Quecksilber erkennen. Thema Vermessung der Spektren von Energiesparlampen Autoren Steffen Urban, Peter Stinner Fächer Physik, Chemie Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum 2-5 Stunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetzugang für die Recherche zum Thema und für die Erstellung und Auswertung der Spektren Software Astroart-Demoversion (kostenfreier Download, siehe Internetadresse), Tabellenkalkulation (bevorzugt MS-Excel) Leuchtstoffröhren sind Gasentladungslampen, in denen Quecksilberatome beim Quecksilberdampfdruck von einigen mikrobar durch Elektronenstoß zum Leuchten angeregt werden. Abb. 1 zeigt vereinfacht das Energieniveau-Schema eines Quecksilberatoms (nach einer Versuchsbeschreibung zum Franck-Hertz-Versuch der Firma NEVA, jetzt ELWE). Die waagerechten Linien repräsentieren Energieniveaus, deren Energie relativ zum Grundzustand in Elektron-Volt (eV) angegeben ist. Die senkrechten Doppelpfeile stehen für mögliche Quantenübergänge ("Elektronensprünge") zwischen diesen Energieniveaus. Die Zahlenwerte geben die Wellenlängen des bei diesen Übergängen emittierten Lichts in Nanometern (nm) an. Die Übergänge, welche die Emission von sichtbarem Licht zur Folge haben, sind entsprechend farbig gekennzeichnet. Die intensivste Linie im Quecksilberspektrum ist jedoch die zum 4,9 eV-Übergang gehörende Linie im ultravioletten Spektralbereich (UV). Damit ihre Energie nicht ungenutzt in die durch Absorption im Glas stattfindende Erwärmung der Lampe verloren geht, kleidet man die Innenseite der Leuchtstoffröhre mit sogenannten Leuchtstoffen aus. Diese können zum Beispiel aus Sulfiden, Silikaten oder Wolframaten bestehen. In den Leuchtstoffen wird das UV-Licht der Wellenlänge 253,7 nm in sichtbares Licht umgewandelt, dessen spektrale Zusammensetzung sich in weiten Grenzen durch die Wahl der Leuchtstoffe an den Verwendungszweck anpassen lässt. Um für das menschliche Auge den Eindruck weißen Lichts zu erzeugen, wird der im Quecksilberspektrum komplett fehlende Rotanteil auf diese Weise erzeugt. Informationen über das zugrunde liegende physikalische Prinzip findet man bei einer Internetrecherche über die Suchbegriffe "Stokes-Shift" oder "Stokesverschiebung". Wikipedia: Stokes-Shift Informationen zur Entdeckung und Beschreibung der Stokesverschiebung auf der Webseite der freien Online-Enzyklopädie Letztlich entsteht im Leuchtstoff aus einem hochenergetischen UV-Photon ein energieärmeres sichtbares Photon. Die entsprechende Differenzenergie verbleibt im Leuchtstoff und erwärmt diesen. Abgesehen von der Elektrodenerwärmung ist das beinahe der gesamte Energieverlust in solchen Lampen. Leuchtstofflampen wandeln fast die Hälfte der aufgenommenen elektrischen Energie in sichtbares Licht um. Bei Glühlampen liegt dieser Anteil unter 10 Prozent (Dieter Meschede: Gerthsen Physik, Springer-Verlag, Berlin und Heidelberg, 2006). Die Darstellung in Abb. 2 dient dem qualitativen Vergleich der Spektren einiger Energiesparlampen und einer Quecksilberlampe. Im Quecksilberspektrum (5) erkennt man die stärksten der im Schema von Abb. 1 markierten sichtbaren Spektrallinien (a bis e). Man findet diese auch in den Spektren 1 bis 4. Alle zusätzlichen Linien und Farbbereiche in diesen Spektren sind Ergebnisse der Umwandlung des UV-Lichts in sichtbares Licht, die in den Leuchtstoffen stattfindet. Das oberste Spektrum (1) gehört zu einer konventionellen Leuchtstoffröhre langer Bauform, wie sie bereits seit vielen Jahrzehnten verwendet wird. Das zweite und das dritte Spektrum stammt jeweils von einem modernen "Billigprodukt" (Spektrum 2: IKEA-Modell GA607N1961 0844, 7W; Spektrum 3: Baumarktprodukt DekoLight, 7W), das vierte dagegen von einem Markenprodukt (Philips Genie CDL 695, 18W). Der Vergleich von Spektrum 1 mit den Spektren 2 bis 4 zeigt unmittelbar, dass Energiesparlampen keine Erfindung des 21. Jahrhunderts sind, denn unter dem Namen "Leuchtstoffröhren" gibt es sie schon seit Jahrzehnten. Deshalb erscheint es gerechtfertigt, die Begriffe Leuchtstofflampe beziehungsweise -röhre und Energiesparlampe synonym zu gebrauchen. Einsatz des DADOS-Spaltspektrographen Die dieser Unterrichtseinheit zugrunde liegenden Spektren einiger Energiesparlampen und zweier Kalibrierlichtquellen (Wasserstoff- und Quecksilberspektrallampen) wurden mit einem DADOS-Spaltspektrograph der Firma Baader-Planetarium an einem f = 1.000 Millimeter-Spiegelteleobjektiv aufgenommen. Wer sich für die Technik der Gewinnung von Spektren als Bilddateien interessiert, findet ausführliche Informationen dazu in der Unterrichtseinheit Spektroskopie an galaktischen Gasnebeln . Quantitative Auswertung Nachdem das zu bearbeitende Spektrum einer Energiesparlampe (Abb. 3 und Bilddateien der Downloadmaterialien, siehe unten) aufgenommen wurde, stellt sich die Frage, welche Lichtwellenlänge von welchem Ort im Bild des Spektrums repräsentiert wird. Zur Beantwortung dieser Frage muss der Spektrograph kalibriert (geeicht) werden. Dabei kommt das in der Datei "esl_spektroskopie_anleitung.pdf" (siehe unten) beschriebene Verfahren zur Anwendung. Geeignete Kalibrierlampen Als sogenannte Kalibrierlichtquellen verwendet man externe Lichtquellen, die hinreichend viele und möglichst genau bekannte Wellenlängen emittieren, die über das gesamte sichtbare Spektrum verteilt sind. Kombiniert man die Spektren einer Quecksilberdampflampe und einer Wasserstofflampe ("Balmerlampe"), dann sind diese Anforderungen gut erfüllt. Beim Spektrum der Balmerlampe (Abb. 4) fällt auf, dass dem Hintergrund des Wasserstoff-Molekülspektrums das Linienspektrum des atomaren Wasserstoffs überlagert ist. Die Linien H-alpha, H-beta und H-gamma des letzteren sind leicht zu identifizieren und zuzuordnen. Die GDCh-Wochenschau informiert über aktuelle Themen aus der chemischen Forschung und Entwicklung. Zum Unterrichtsthema passende Beiträge sind für Lehrerinnen und Lehrer bei der Vorbereitung des Unterrichts eine Fundgrube für interessante und weiterführende Informationen. Schülerinnen und Schüler können die Artikel im Rahmen von WebQuests oder zur Vorbereitung von Referaten nutzen. Einen für diese Unterrichtseinheit relevanten Artikel stellen wir hier kurz vor. Der vollständige Beitrag steht als PDF-Download zur Verfügung. Die Aktuelle Wochenschau der GDCh Jede Woche finden Sie auf der Webseite der Gesellschaft Deutscher Chemiker (GDCh) einen Beitrag zur chemischen Forschung und Entwicklung. Diskussion um die Energiesparlampe - Quecksilber und schlechtes Licht Aufgrund der Stromsparpolitik der Europäischen Union werden Glühlampen seit dem 1. September 2009 sukzessive aus dem Verkauf genommen. Ab Mitte 2012 dürfen dann keine Glühlampen mehr verkauft werden. Die nun zum Einsatz kommenden Energiesparlampen finden jedoch bisher wenig Akzeptanz in der Bevölkerung. Sie enthalten giftiges elementares Quecksilber und müssen deshalb als Sondermüll entsorgt werden. Der meistgenannte Kritikpunkt ist aber die schlechte Lichtqualität der neuen Lampen und ihre in zahlreichen Presseberichten unterstellte Gesundheitsgefährdung. Um dies genauer betrachten zu können, berschreibt der Artikel zunächst der Aufbau und die Funktionsweise von Energiesparlampen. Die Entstehung der Emissionsspektren wird detailliert dargestellt. Eine Alternative? - Light Emitting Diodes (LEDs) Lampen auf Festkörperbasis, nämlich Leuchtdioden (Light Emitting Diodes, LEDs), weisen bereits heute eine höhere Effizienz als Energiesparlampen auf. Dies sollte sich in Zukunft noch deutlich steigern lassen. Vor- und Nachteile organischer und anorganischer LEDs sowie die Funktionsweise anorganischer LEDs werden vorgestellt. Fazit Der zukünftige Einsatz von Lampen auf LED-Basis kann zu einer nicht unbeträchtlichen Einsparung von Energie führen. Dabei sind in erster Linie Chemikerinnen und Chemiker gefragt, neue Leuchtstoffe zu entwickeln, die einerseits sehr effizient emittieren und andererseits die gewünschten optischen Eigenschaften bezüglich Absorption und Emission besitzen. Zu diesem Zweck muss auch noch Grundlagenforschung durchgeführt werden, da die Struktur-Lumineszenz-Beziehungen in vielen Fällen nicht ausreichend geklärt ist, um gezielt neue Leuchtstoffe für unterschiedliche Anwendungen zu finden.

In dieser Unterrichtseinheit beschäftigen sich die Lernenden mit der Streuung von Sonnenstrahlung in der Atmosphäre: Warum ist der Himmel blau, aber Wolken sind weiß?Diese Unterrichtseinheit ist im Rahmen des Projektes Columbus Eye - Live-Bilder von der ISS im Schulunterricht entstanden. Das übergeordnete Projektziel besteht in der Erarbeitung eines umfassenden Angebots an digitalen Lernmaterialien für den Einsatz im Schulunterricht. Dieses Angebot umfasst interaktive Lerntools und Arbeitsblätter, die über ein Lernportal zur Verfügung gestellt werden.Die Unterrichtsmaterialien (siehe ZIP-Ordner) thematisieren die Streuung von Sonnenstrahlung in der Atmosphäre. Das Original einer ISS-Aufnahme des Lorentz-Stroms in Kanada wurde so bearbeitet, dass die Atmosphären-Einflüsse herausgerechnet worden sind. Anhand einer kleinen Interaktion werden die Rayleigh- und Mie-Streuung sowie der Zusammenhang zwischen Wellenlängen und Reflexionsverhalten thematisiert. Die Unterrichtseinheit ist aufgeteilt in drei Phasen, für die Sie hier Hinweise zur Umsetzung finden: Phase 1: In einem ersten Schritt soll ein Artikel der ARD-Wetter-Redaktion (siehe Arbeitsblätter) gelesen werden. Dieser verschafft den Schülerinnen und Schülern einen ersten groben Überblick über die Thematik. Im Anschluss kann entweder das Kanada-Video oder die Power-Point-Präsentation gezeigt werden. Beide Medien verdeutlichen die Auswirkungen von Streueffekten in der Atmosphäre. Hinweise zu den Materialien: Die Power-Point-Präsentation enthält hierzu eine kleine Flash-Interaktion. Um diese durchführen zu können, müssen die beiden Ordner "Flash" und "Flash_Images" auf einer Ebene mit der Power-Point-Datei liegen. Beim Öffnen ist nur ein schwarzes Rechteck zu sehen. Sobald man in den Präsentations-Modus geht, wird die Interaktion geladen. Steht kein Beamer zur Verfügung, kann auch das beigefügte PDF auf Folie kopiert werden. Aufgrund von Frage 2 sollte nicht explizit darauf hingewiesen werden, dass beim Kanada-Video die Rayleigh-Streuung die entscheidende Rolle spielt. Phase 2: Im Anschluss daran sollen die Schülerinnen und Schüler die Fragen auf dem Arbeitsblatt beantworten und den Lückentext ausfüllen. Der Lückentext fragt einerseits das Wissen aus dem Artikel der ARD-Wetter-Redaktion ab, andererseits vertieft und ergänzt er das Wissen über Rayleigh- und Mie-Streuung. Phase 3: Zur Vertiefung und Ergänzung des Wissens kann das Video aus der ARD-Sendung "Kopfball" gezeigt werden. Dieses Video veranschaulicht anhand von Experimenten den Einfluss von Rayleigh- und Mie-Streuung. Es ist eventuell sinnvoll, das Video zu sequenzieren, indem man das Video anhält. Die Schülerinnen und Schüler haben so direkt die Möglichkeit, zu den verschiedenen Experimenten Fragen zu stellen bzw. eigene Versuche durchzuführen. Hinweis zum Kopfball-Video: Die Darstellung des Sonnenunterganges ist nicht ganz richtig, da die Sonne nicht im Süden, sondern im Westen untergeht.Die Schülerinnen und Schüler verstehen die Lichtstreuung in der Atmosphäre. können den Unterschied zwischen Rayleigh-Streuung und Mie-Streuung erläutern. verstehen die Zusammenhänge zwischen Wellenlänge und Streuung.

Unterrichtsgespräch und Selbststudium am heimischen Rechner werden durch Java-Applets zur Beugung am Einzelspalt, am Doppelspalt und am Gitter unterstützt.Vor über 300 Jahren legte Christiaan Huygens (1629-1695) mit dem nach ihm benannten Prinzip die Grundlagen zur Wellenoptik. Der Computer kann aus dem Huygens'schen Prinzip ohne weitere Oberstufenmathematik die Intensitätsverteilung beim Einzel- und Doppelspalt und beim Gitter berechnen und visualisieren. Hierzu werden vier interaktive Java-Applets vorgestellt, die auch zum Selbststudium gut geeignet sind. Eine Anpassung an den konkreten Unterrichtszusammenhang ist Lehrpersonen durch die Editierung der HTML-Texte relativ einfach möglich.Der HTML-Text der hier angebotenen Materialien kann von jeder Lehrkraft recht einfach an die Gegebenheiten und Anforderungen des eigenen Unterrichts angepasst werden. Die HTML-Seiten können zum Beispiel mit dem SeaMonkey-Composer von Mozilla (siehe Zusatzinformationen) bearbeitet und dann dem Kurs zur Verfügung gestellt werden. Dadurch kann den Schülerinnen und Schülern die gewünschte Menge an Erläuterung gegeben und die Themen im Verlauf einer Unterrichtsstunde behandelt werden. Alternativ können die Lernenden die Java-Applets auch als Hausaufgabe oder im Rahmen des Selbststudiums bearbeiten. Hinweise zum Einsatz der Java-Applets Die Einsatzmöglichkeiten der interaktiven Materialien werden skizziert und per Screenshot veranschaulicht. Die Schülerinnen und Schüler sollen das Huygens'sche Prinzip als Grundlage für die Intensitätsverteilung bei der Beugung am Einzelspalt angeben und die Grundlagen zur Berechnung beschreiben können. die Formel für Minima und Maxima beim Einzelspalt durch die Einteilung in Streifen gleichen Gangunterschieds begründen können. die Interferenz beim Doppelspalt beschreiben, eine Formel für Minima und Maxima begründen sowie den Einfluss der Spaltbreite auf die Intensitätsverteilung wiedergeben und erklären können. die Formel für die Intensitätsmaxima beim Gitter begründen und das Auftreten scharfer Maxima erklären können. Thema Java-Applets zu Interferenz und Beugung Autor Gerhard Jenders Fach Physik Zielgruppe Jahrgangsstufe 12 Zeitraum 6-8 Stunden Technische Voraussetzung Rechner mit Internet-Browser, Java-Runtime-Enviroment (kostenfreier Download) Beugung und Interferenz von Wellen gehören zu den grundlegenden Themen der Oberstufenphysik. Sie finden Anwendung in der Wellenoptik, aber auch bei der Akustik, bei Mikrowellen und in der Quantenphysik. Nachdem die Lage der Stellen minimaler und maximaler Intensität bei der Interferenz von Kreiswellen über geometrische Überlegungen zum Gangunterschied begründet worden ist, kann mithilfe der hier vorgestellten Applets, die sich im physikalischen Bereich einzig auf die im 17. Jahrhundert von Huygens formulierten Grundlagen stützen, die genaue Intensitätsverteilung für verschiedene Versuche berechnet werden. Der Text zum ersten Applet (Beugung am Einzelspalt) nimmt mit den Worten "Ja, wenn der Herr Huygens einen Computer gehabt hätte ... " direkt Bezug zu diesen Grundlagen. Der Weg von einzelnen Ozillatoren bis zur Annäherung an "unendlich viele" kann über die Parameter in den Applets nachvollzogen werden. Es wird deutlich, ab welcher Anzahl von Oszillatoren man dicht genug an "unendlich" ist. Wie nicht anders zu erwarten, stimmen die auf dieser Grundlage berechneten Intensitätsverteilungen mit den Ergebnissen der Formeln aus wellengeometrischen Überlegungen nicht nur qualitativ, sondern auch quantitativ überein. Dasselbe gilt für die Übereinstimmung mit dem Experiment, die sich anschaulich demonstrieren lässt: Abb. 1 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt den Vergleich eines realen Doppelspalt-Interferenzmusters mit der errechneten und mit einem Beamer projizierten Intensitätsverteilung. Verwendet wurde ein Doppelspalt mit 0,1 Millimeter Spaltbreite und 0,25 Millimeter Spaltabstand (Leybold 46984). Im Applet wurde als Abstand der Beobachtungslinie der Abstand zwischen Doppelspalt und Leinwand, als Breite der Beobachtungslinie die Breite des errechneten Diagramms auf der Leinwand eingegeben. Weil die Farbe des Diagramms sich nach der verwendeten Wellenlänge richtet, wurden zur besseren Sichtbarkeit die Farben des Fotos verfälscht, denn "rot auf rot" ergibt einen geringen Kontrast. Abb. 2 zeigt einen Screenshot des Einzelspalt-Java-Applets. Im Text zu dem Applet wird das Verfahren zur Berechnung der Intensität über das Huygens'sche Prinzip ausführlich erklärt. So ist es möglich, den Einzelspalt vor dem Doppelspalt zu behandeln. Das hat den Vorteil, dass die realen Helligkeitsverteilungen beim Doppelspalt (mit der "aufgeprägten" Intensitätsverteilung der Einzelspalte) bei der Beobachtung dann auch sofort erklärt werden können. Zur Untersuchung der Intensitätsverteilung können zunächst einmal die Parameter Wellenlänge und Spaltbreite verändert werden. Je nach Wellenlänge wird die Intensität in der (etwa) passenden Farbe angezeigt. Je nachdem, ob man die Mitte der Verteilung oder auch die Außenbereiche untersuchen möchte, kann über die "Breite der Beobachtungslinie" hinein oder hinaus gezoomt werden. Interessant ist es, die Anzahl der angenommenen Oszillatoren im Spalt zu variieren. Es lässt sich gut erkennen, dass ab einer gewissen Anzahl Oszillatoren die Intensitätsverteilung sich nicht mehr ändert, wenn noch mehr Oszillatoren angenommen werden. Die von Huygens geforderten "unendlich vielen" Erreger von Elementarwellen sind schnell erreicht. Weil die Schülerinnen und Schüler immer wieder Schwierigkeiten hatten, die Einteilung des vom Spalt ausgehenden Lichtes in Streifen mit dem Gangunterschied ?/2 zu verstehen ("Warum ist das Stück denn jetzt plötzlich 3 ?/2, eben war es doch ??") soll mit dem zweiten Applet (Abb. 3) die Möglichkeit geschaffen werden, in der Zeichnung den Winkel des untersuchten Lichtbündels interaktiv zu verändern. So spart man sich mehrere Zeichnungen an der Tafel, die dann oft doch nicht so genau werden, wie man es sich gewünscht hätte. Die im oberen Teil gefundenen Winkel für minimale (oder maximale) Intensität können anschließend im unteren Teil eingegeben und so das Ergebnis der Überlegung überprüft werden. Das Applet eignet sich zum Selbststudium, aber auch zur Erklärung an der Tafel im Unterrichtsgespräch. Wenn es mit dem Beamer auf ein Whiteboard (oder auch eine gewöhnliche Tafel) projiziert wird, können die Linien nachgezeichnet und ergänzt werden, um Zwischenüberlegungen deutlich zu machen. Der Doppelspalt ist oft das klassische Einstiegsexperiment in die Wellenoptik. Bei der Untersuchung wird dann aber die endliche Breite der Einzelspalte vernachlässigt. Abb. 4 zeigt, wie die Intensität des Doppelspalt-Interferenzmusters durch die endliche Breite der Spalte variiert. Zur Veranschaulichung der gewählten Parameter werden Spaltabstand und -breite im Applet geometrisch dargestellt. Für Spaltbreiten, die klein im Vergleich zum Abstand sind, erhält man die klassische Interferenz von Kreiswellen. Bei anderen Verhältnissen wird dann das Beugungsbild des Einzelspaltes darüber gelegt. Mit dem vierten Applet (Abb. 5) kann das Auftreten scharfer Linien maximaler Intensität beim Übergang vom Mehrfachspalt zum Gitter untersucht werden. Um das Auftreten reiner Spektralfarben zu zeigen, empfiehlt es sich, das Applet mit dem Beamer auf die Tafel zu projizieren. Man kann dann leicht die Lage der Maxima für die einzelnen Farben markieren und zeigen, dass bei einer kleinen Anzahl von Spalten die Maxima 1. und 2. Ordnung überlappen, während dies bei einer genügend großen Anzahl nicht mehr auftritt.

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