Bei der Beschäftigung mit der Aurora wird man schnell feststellen, dass die Naturerscheinung etwas Magisches hat, das alle Schülerinnen und Schüler in ihren Bann zieht - auch wenn im Unterricht die Video- oder Fotokonserve aus dem Internet die reale Begegnung ersetzen muss. "Es scheint als eine große, aus der Ferne gesehene Flamme von einem starken Feuer; von derselben schießen, dem Anschein nach in die Luft hinauf scharfe Spitzen von ungleicher Höhe und sehr unbeständig, so dass bald die eine, bald die andere höher ist, und so schwebt dieses Licht wie eine leuchtende Lobe" (Norwegischer Königsspiegel, 1250). Eines haben alle Beobachter von Polarlichtern - sei es in der Antike, dem Mittelalter oder in der Neuzeit - gemeinsam: Sie sind fasziniert und beeindruckt zu gleich. Die Magie der Naturerscheinung in das Klassenzimmer zu transferieren ist natürlich schwieriger, als den Funken bei einer realen Begegnung überspringen zu lassen. Dennoch kann über die multimediale Begegnung der Schülerinnen und Schüler mit diesem kosmischen Spektakel die Faszination geweckt werden. Es bedarf dabei keiner großen didaktischen Kunststücke, um eine Klasse zur unterrichtlichen Auseinandersetzung mit der Thematik zu motivieren. Allein die Magie der Aurora leistet hier große didaktische Dienste. Das Thema Polarlichter bietet diverse Anknüpfungspunkte für den Unterricht: Bei der Behandlung der Polarregionen (Geographie) sowie der der Entstehung des Erdmagnetfeldes (Physik) kann der "Motivations-Joker" gezogen werden. Auch die Physik der Sonne (Sonnenaktivität, Sonnenwind) kann direkt zum Polarlicht führen. Da das Weltraumteleskop Hubble auch auf anderen Planeten (Jupiter, Saturn) Polarlichter beobachtet und davon eindrucksvolle Bilder geschossen hat, sollten auch das "außerirdische" Polarlicht betrachtet werden. Hinweise zum Unterrichtsverlauf und Materialien Nordlicht-Videos und historische Texte bieten ideale Einstiegsmöglichkeiten in die Thematik. In der Erarbeitungs- und Festigungsphase kommen Arbeitsblätter zum Einsatz. Die Schülerinnen und Schüler sollen Erklärungsversuche vergangener Kulturen nachvollziehen und bewerten können. eigene (mythische, nicht naturwissenschaftliche) Konzepte zur Erklärung der Himmelsbeobachtung entwickeln können. in der Lage sein, das (naturwissenschaftliche) Grundprinzip der Entstehung von Polarlichtern erklären zu können. die unterschiedlichen Farben von Polarlichtern begründen können. Thema Polarlichter - Mythen & Fakten rund um das "Himmelsfeuer" Autor Raimund Ditter Fach Geographie (Astronomie, Physik) Zielgruppe Klasse 8-10 Zeitraum 2-4 Stunden Technische Voraussetzungen Präsentationsrechner mit Beamer, Player für das Abspielen der Aurora-Videos Texte und Bilder zur "leuchtenden Lobe" Zur Einstimmung eignet sich das Eingangszitat aus dem "Norwegischen Königsspiegel" aus dem Jahr 1250 (siehe Startseite der Unterrichtseinheit). In diesem Zusammenhang können die Schülerinnen und Schüler gefragt werden, was der Autor hier wohl zu Gesicht bekommen hat beziehungsweise welche Erscheinung er beschreiben könnte. Alternativ kann mit einem Brainstorming zu dem theatralischen Begriff "Himmelsfeuer" begonnen werden. In beiden Fällen sollte, um eine naturwissenschaftliche Fragehaltung bei den Lernenden zu wecken, die Präsentation eines solchen "schwebenden Lichtes" in Form einer Videosequenz über den Beamer erfolgen. Im Internet finden sich zahlreiche geeignete Film- und Fotomaterialien. Vermutungen der Lernenden Nach der Darbietung der Filmsequenz steht die Frage nach der Entstehung dieser Himmelserscheinung im Zentrum des Unterrichts. Zu Beginn der Erarbeitungsphase bietet es sich an, Vermutungen der Schülerinnen und Schüler einzuholen. Im Sinne eines konstruktivistischen Vorgehens sollte diese Annahmen frei geäußert und noch nicht bewertet werden. Erklärungsversuche aus Antike und dem Mittelalter Die Lernenden werden sehr rasch unterschiedlichste Erklärungsmodelle anbieten - hier bietet es sich an, ihnen Erklärungsversuche aus der Antike und aus dem Mittelalter vorzustellen (aurora_1_mythen.pdf). Im Anschluss daran ist es sinnvoll, diese Erklärungsversuche von den Lernenden bewerten zulassen, um sie gegebenenfalls zu falsifizieren. Fantasie spielen lassen Um das Geheimnis der Aurora naturwissenschaftlich zu lüften, erhalten die Schülerinnen und Schüler das zweite Arbeitsblatt (aurora_2_entstehung.pdf) mit dem entsprechenden Informationstext. Zur Illustration wird eine NASA-Grafik verwendet (Abb. 1). Als weitere multimediale Informationsquelle bietet sich einer der oben genannten Unterrichtsfilme oder der auf dem Arbeitsblatt angegebene Link zum Alpha-Centauri Film "Nordlicht" an. Im Anschluss an die Informationssichtung bearbeiten die Lernenden in Einzel- oder Partnerarbeit das dritte Arbeitsblatt (aurora_3_entstehung.pdf). Zur Ergebniskontrolle bietet es sich an, das dritte Arbeitsblatt per Overhead-Projektor oder Beamer zu projizieren, um dann mit den Schülerinnen und Schülern gemeinsam die Ergebnisse zu vergleichen und aufgeworfene Fragen zu beantworten. Das vierte Arbeitsblatt (aurora_4_farben.pdf) dient schließlich der Vertiefung und thematisiert die unterschiedliche Farbgebung der Polarlichter sowie deren Farbübergänge. Hier besteht die Möglichkeit, die Lernenden Polarlichter aus Bildergalerien im Internet heraussuchen und erklären zu lassen. Lassen Sie Ihre Schülerinnen und Schüler auf jeden Fall auch aus der ungewohnten Orbit-Perspektive einen Blick auf die irdische Aurora werfen. Erwähnenswert (und zeigenswert) sind auch Aurora-Erscheinungen anderer Planeten (siehe Links und Medien zum Thema ). So konnte das Weltraumteleskop Hubble die Dynamik von Saturns Aurora einfangen. Auch auf Jupiter beobachtete das Weltraumteleskop Aurora-Erscheinungen. Antarctica Fenster zum Universum - Das Geheimnis der Aurora Mediennummer VHS: SWR 4285927 (deutschsprachig) Antarctica Window of the universe - The mystery of the aurora Mediennummer DVD: SWR 4681804 (englischsprachig)

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

Die Lernenden recherchieren im Internet zum Themenbereich der kopernikanischen Wende sowie zum babylonischen Weltbild und zu Leben und Werk Johannes Keplers. Ihre Ergebnisse präsentieren sie ihren Mitschülerinnen und Mitschülern im Rahmen des Unterrichts oder – falls das Projekt größer aufgezogen werden soll – der Öffentlichkeit. Weltbild - Bild der Welt - sich ein Bild von der Welt machen. Dies ist ein Prozess, den der Mensch seit der Antike vollzieht. Grundlage hierfür waren seit jeher Natur- und insbesondere Himmelsbeobachtungen, die auf unterschiedlichste Art und Weise interpretiert wurden. Da ist es nicht verwunderlich, dass im Internationalen Jahr der Astronomie (IYA2009) auch diese großen Fragen in den Fokus rücken. Betrachtet man historische Weltbilder und deren Wandel im Laufe der Jahrhunderte, so beinhalten diese sowohl naturwissenschaftliche Aspekte als auch historische, religiöse und philosophische Fragestellungen. Somit ist die Bearbeitung dieses Themas im Unterricht eine gute Möglichkeit, fächerverbindend und projektorientiert zu arbeiten. Der vorliegende Unterrichtsentwurf kann sowohl im regulären Unterricht als auch (leicht abgewandelt) im Rahmen von Projekttagen mit anschließenden öffentlichen Präsentationen (zum Beispiel Tag der offenen Tür) durchgeführt werden. Der Beitrag beschreibt zunächst die Projektdurchführung im Unterricht. Für die Organisation einer - möglicherweise öffentlichen - Ausstellung im Rahmen von Projekttagen sind im Wesentlichen nur einige Punkte bei der Präsentation zu beachten, auf die im Folgenden auch hingewiesen wird. Hinweise zu Themenvergabe und Ergebnispräsentation Die Themen eigenen sich sehr gut für eine Binnendifferenzierung. Die Präsentationsform wird von den technischen Möglichkeiten und der Art der Ausstellung bestimmt. Die Schülerinnen und Schüler sollen arbeitsteilig zum Wandel historischer Weltbilder und deren Bedeutung für die jeweilige Zeit im Internet (und gegebenenfalls weiteren Quellen) recherchieren. ihre Rechercheergebnisse filtern. ihre Arbeitsergebnisse zusammenfassen und Wechselwirkungen aufzeigen. ihre Arbeitsergebnisse zusammenhängend darstellen und präsentieren (PowerPoint-Präsentationen oder Plakate) Das hier zum Download zur Verfügung gestellte Dokument "weltbilder_ergebnisse.pdf" enthält Texte von Schülerinnen und Schüler Kopernikus-Gymnasium in Wissen (Rheinland-Pfalz) zu den Themen Geozentrisches und Heliozentrisches Weltbild, Nikolaus Kopernikus und "Was Immanuel Kant bei Nikolaus Kopernikus fand". Lehrpersonen können diese Texte bei der Einarbeitung in die Thematik sehr hilfreich sein. Lehrerhandreichung - Der Wandel historischer Weltbilder Damit Ihre Schülerinnen und Schüler die Informationen auch selbst erarbeiten, stellen wir die Datei nur im Bereich "Mein LO" zur Verfügung. Nachdem die Lerngruppe auf das Thema "Wandel historischer Weltbilder" eingestimmt ist, wird sie in fünf bis sieben Arbeitgruppen unterteilt, die sich mit den folgenden Themen beschäftigen (einige Linkvorschläge für die Recherche finden Sie unter Links und Literatur zum Thema ): Das babylonische Weltbild (1) Das geozentrische Weltbild (2) Das heliozentrische Weltbild (3) Nikolaus Kopernikus (Leben und Werk) (4) Die kopernikanische Wende in der Philosophie (ohne Immanuel Kant) (5) Was Immanuel Kant bei Nikolaus Kopernikus fand (Kopernikanische Wende) (6) Johannes Kepler (Leben und Werk) (7) Verteilung der Themen Bei der Vergabe der Themen ist zu beachten, dass der Bereich der kopernikanischen Wende (Themen 2 bis 6) eine relativ geschlossene Einheit bildet. Die Themengebiete "Das babylonische Weltbild" (1) und "Johannes Kepler"(7) sind hiervon relativ unabhängig, so dass auf diese am ehesten verzichtet werden kann, falls nur fünf oder sechs Gruppen gebildet werden sollen. Plant man dagegen eine größere Ausstellung, können die Themen durch weitere Biographien ergänzt werden (zum Beispiel Galileo Galilei, Albert Einstein). Differenzierung Bei der Gruppenzusammenstellung und Themenvergabe ist darauf zu achten, dass die Arbeitsaufträge unterschiedlich anspruchsvoll sind. So haben auch leistungsschwächere Schülerinnen und Schüler bei geeigneter Themenauswahl (Themen mit höherem biographischem Anteil) die Möglichkeit, ansprechende Ergebnisse zu liefern. Die Rechercheaufgaben "Die kopernikanische Wende in der Philosophie" (5) und "Was Immanuel Kant bei Nikolaus Kopernikus fand" (6) basieren zum Großteil auf der Lektüre philosophischer Artikel. Sie sollten deshalb nur an leistungsstarke und/oder philosophisch interessierte Schülerinnen und Schüler vergeben werden. Anschauliche Darstellungen in selbstverfassten Texten Um vielschichtige Rechercheergebnisse zu erzielen, die auf mehreren Quellen basieren, sollten die Schülerinnen und Schüler etwa zwei Schulstunden zur Verfügung haben, um Informationen zu sammeln. Anschließend benötigen die Arbeitsgruppen zwei bis drei Stunden Zeit, um die herausgearbeiteten Informationen hinsichtlich ihrer Bedeutung für das jeweilige Thema zu gewichten und in selbstverfassten Texten beziehungsweise Wirkungsgefügen zu verarbeiten. (Per "copy & paste" zusammengewürfelte Plakattexte können durch stichprobenartige Google-Suchen schnell entlarvt werden.) Dabei soll es das Ziel jeder Arbeitsgruppe sein, eine anschauliche Darstellung ihres Themenschwerpunkts zu erstellen. Dies kann sowohl in Form von PowerPoint-Präsentationen als auch in Form von Plakaten erfolgen. PowerPoint-Präsentation: Falls die technische Ausstattung der Schule es zulässt und ein Lernziel der Unterrichtseinheit die Softwarenutzung sein soll, ist als Arbeitsergebnis eine PowerPoint-Präsentation zu bevorzugen. Nach Abschluss der Gruppenarbeit werden die einzelnen Arbeitsergebnisse präsentiert. Dies erfolgt, indem die einzelnen Gruppen dem Plenum ihre jeweilige Präsentation zeigen und erläutern. Somit entsteht eine Art Gruppenpuzzle. Plakat -Präsentation Sind die technischen Vorraussetzungen für PowerPoint-Präsentationen an der Schule nicht gegeben oder soll das Endergebnis der Gruppenarbeit eine öffentliche Ausstellung (zum Beispiel im Eingangsbereich der Schule, bei Schul- oder Stadtfesten beziehungsweise bei nichtschulischen Kooperationspartnern) sein, so ist die Plakatvariante zu bevorzugen. Zunächst erfolgt auch hier eine klassen- beziehungsweise kursinterne Präsentation. Hierzu bietet es sich an, die Plakate im Klassenraum zu verteilen und wie bei einer Ausstellung gemeinsam einen Rundgang zu machen. Dabei erläutert die jeweilige Gruppe an ihrem Plakat die wesentlichen Ergebnisse ihrer Arbeit. Das hier zum Download zur Verfügung gestellte Dokument "weltbilder_ergebnisse.pdf" enthält Texte von Schülerinnen und Schüler Kopernikus-Gymnasium in Wissen (Rheinland-Pfalz) zu den Themen Geozentrisches und Heliozentrisches Weltbild, Nikolaus Kopernikus und "Was Immanuel Kant bei Nikolaus Kopernikus fand". Lehrpersonen können diese Texte bei der Einarbeitung in die Thematik sehr hilfreich sein. Lehrerhandreichung - Der Wandel historischer Weltbilder Damit Ihre Schülerinnen und Schüler die Informationen auch selbst erarbeiten, stellen wir die Datei nur im Bereich "Mein LO" zur Verfügung. Aufgaben und Preise für das Publikum Wird die Form der Plakatpräsentation im Rahmen einer öffentlichen Ausstellung gewählt, ist es außerdem empfehlenswert, dass jede Gruppe ein oder zwei Fragen entwickelt, die mithilfe ihres Plakats in einem Wort oder mit einer Satzgruppe beantwortet werden können. Stellt man die Fragen aller Gruppen anschließend zu einem Fragebogen zusammen, entsteht ein Quiz, mit dem man die Besucher der Ausstellung "zwingen" kann, die oft "textlastig" wirkenden Plakate genauer zu studieren. (Im Vorfeld sollten die Lernenden allerdings darauf hingewiesen werden, ihr Poster mit passenden Fotos oder Grafiken zu "beleben".) Der Anreiz, vor allem für jüngere Besucherinnen und Besucher, erhöht sich, wenn man für richtig ausgefüllte Fragebögen Urkunden oder kleine Sachpreise bereithält. Wegen des höheren Aufwandes (ein Quiz und Urkunden entwerfen, Preise besorgen) eignet sich diese Präsentationsvariante besonders für Projekttage mit einem sich anschließenden "Tag der offen Tür". Herlferich, Christoph Geschichte der Philosophie, DTV, München 2005, Seite 136-146 Kant, Immanuel Prolegomena zu einer jeden künftigen Metaphysik, die als Wissenschaft wird auftreten können; In: Kritik der praktischen Vernunft und andere kritische Schriften, Könemann Verlagsgesellschaft mbH, Köln 1995, Seite 7-170 Kopernikus, Nikolaus Über die Kreisbewegung der Himmelskörper, In: Denken, das de Welt verändert - Teil 1, Herder Verlag, Freiburg 1991, Seite 156-175 Kepler, Johannes Weltharmonik, In: Denken, das de Welt verändert - Teil 1, Herder Verlag, Freiburg 1991, Seite 249-266

Mit bloßem Auge (visuell) und mit fotografischen Mitteln lassen sich Planetenbewegungen am Fixsternhimmel beobachten, dokumentieren und verstehen. Wertvolle Dienste leisten dabei Planetarium- und Bildbearbeitungssoftware. Schülerinnen und Schüler aller Altersstufen können bei der visuellen und fotografischen Beobachtung der Planeten unseres Sonnensystems "Himmelsmechanik live" erleben und dokumentieren. Informationen zur Sichtbarkeit der Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur. Zur Vorbereitung der Beobachtungen können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Die linke Abbildung zeigt den Saturn, aufgenommen von einer Schülergruppe am Observatorium Hoher List in der Eifel. Visuelle Beobachtungen sind mit der Planetarium-Software Stellarium planbar, nachvollziehbar und vertiefbar. Die kostenlose Bildbearbeitungssoftware Fitswork erlaubt die Rekonstruktion von Planetenbahnen am Sternenhimmel aus Fotos, die Lernende mit einfachen Digitalkameras anfertigen können. Im Unterricht sollen den Schülerinnen und Schülern Medien, Materialien und Kenntnisse an die Hand gegeben werden, die sie zur eigenständigen Himmelsbeobachtung anregen und befähigen. Die Resultate solcher Beobachtungen werden im Unterricht zusammengetragen, ausgewertet und diskutiert. Fachliche Voraussetzungen Was sind Ekliptik, rückläufige Bewegungen und Planetenschleifen? Warum haben nur Merkur und Venus Phasen wie der Mond? Allgemeine Hinweise zum Auffinden von Planeten Mit der kostenfreien Software Stellarium können Sie den Sternhimmel mit den Positionen der Planeten zu jeder Zeit an Ihrem Standort darstellen. Materialien für die Beobachtung - Beispiel 2010 Die Himmelskarten aus dem Jahr 2010 sind natürlich nicht mehr verwendbar. Sie sollen jedoch als Anregung für die Erstellung aktueller eigener Materialien dienen. Rekonstruktion von Planetenbahnen aus Fotografien Zu verschiedenen Zeitpunkten aufgenommene Himmelsfotos werden mit der kostenfreien Software Fitswork addiert. Die Bewegung eines Planeten wird dabei als "Spur" deutlich. Die Schülerinnen und Schüler verstehen, warum und wie sich die Planeten am Himmel in unmittelbarer Nähe der Ekliptik bewegen. simulieren Planetenbewegungen mit Planetarium-Software. finden die Planeten Venus, Mars, Jupiter und Saturn am Nachthimmel auf. dokumentieren den Lauf der Planeten Venus, Jupiter und Saturn, basierend auf eigenen Beobachtungen. lernen einfache Verfahren der digitalen Bildbearbeitung kennen und wenden diese an. Erdrotation und die Bewegung der Fixsterne Die Erde rotiert um eine Achse, die durch ihre beiden geographischen Pole führt. Die Erdrotation erfolgt von Westen nach Osten, also - von Norden auf die Erde gesehen - gegen den Uhrzeigersinn. Die Folge davon ist, dass der Sternenhimmel damit alle Himmelsobjekte für einen irdischen Beobachter einmal in etwa 24 Stunden auf einem Kreis von Osten nach Westen rotieren. Die Mittelpunkte aller dieser Kreise liegen auf der ins Weltall verlängerten Erdachse. Die Positionen der Sterne relativ zueinander ändern sich während eines Menschenlebens so gut wie nicht erkennbar. Deshalb heißen Sterne auch "Fixsterne": Sie scheinen an der rotierenden Himmelskugel ihren festen Platz zu haben. Entstehung des Sonnensystems Um die Bewegung der Planeten am Himmel verstehen zu können, sind einige grundlegende Kenntnisse über die Struktur des Sonnensystems erforderlich. Unser Sonnensystem entstand vor etwa vier Milliarden Jahren aus einer rotierenden, flachen Gas- und Staubscheibe. Aus der protoplanetaren Scheibe entstanden die Körper unseres Sonnensystems. Abb. 1 zeigt dies in einer künstlerischen Darstellung der NASA (Grafik zur Vergrößerung bitte anklicken). Planeten übernehmen den Drehimpuls der Staubscheibe Beinahe die gesamte Masse dieser Staubscheibe konzentrierte sich in der Sonne, in deren Innerem die enormen Gravitationskräfte die Bedingungen für den Ablauf von Kernfusionen herstellen. In den äußeren Bereichen der Staubscheibe "verklumpte" die dort ursprünglich vorhandene Materie zu den als Planeten, Kleinplaneten und Kleinkörpern des Sonnensystems bekannten Objekten. Die Planeten tragen den Großteil des Drehimpulses der ursprünglichen Staubscheibe und bewegen sich deshalb mit gleichem Umlaufsinn mehr oder weniger in derselben Ebene. Ihre Bahnen sind Ellipsen mit der Sonne in einem der Brennpunkte. Die Formen dieser Ellipsenbahnen weichen nur geringfügig von der Kreisform ab. Sonne, Mond und Planeten bewegen sich auf der Ekliptik Die Bahn, die die Sonne im Verlauf eines Jahres an der "Himmelskugel" beschreibt, wird Ekliptik genannt. Damit kann man die Ekliptik auch auffassen als Schnittkreis der Himmelskugel mit der Ebene, in der die Erde die Sonne umrundet. Durch die Entstehung der Planeten und der Sonne aus der flachen Staubscheibe unterscheiden sich die Bahnebenen der Planeten nicht allzu sehr von einander. Betrachtet man von der Erde aus andere Planeten (oder unseren Mond), dann müssen sie sich also - mehr oder weniger - auf oder nahe der Ekliptik bewegen. In unseren nördlichen Breiten stellt sich die Ekliptik als Bogen am südlichen Himmel dar, der von Osten kommend nach Süden ansteigt, um dann zum Westhorizont abzufallen. Bewohnerinnen und Bewohner der Südhalbkugel müssen sich nach Norden richten, um einen Blick auf die Ekliptik zu werfen. Die Zeit um die "Opposition" ist die günstigste Beobachtungszeit Wie wir auf der Erde die Bewegung eines Planeten in der Nähe der Ekliptik wahrnehmen, hängt davon ab, welchen Planeten wir betrachten. Am einfachsten sind die Bewegungen der außerhalb der Erdbahn liegenden Planeten Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun zu verstehen. Wir sehen, wie sich diese Planeten vor dem Fixsternhimmel nahe der Ekliptik von West nach Ost beziehungsweise von "rechts nach links" bewegen. Wenn einer dieser Planeten seine Opposition erreicht (Abb. 2), ist er der Erde am nächsten und am hellsten. Er ist dann die ganze Nacht über am Himmel zu beobachten. Im Zeitraum um die Konjunktion herum befinden sich die Planeten am Taghimmel und sind nicht zu sehen. Rückläufigkeit und Schleifen Wenn ein äußerer Planet seine Opposition erreicht und auf der "Innenbahn von der Erde überholt" wird, ändert er für einige Zeit die Bewegungsrichtung relativ zum Fixsternhimmel und wird "rückläufig". Bedingt durch die Geometrie der Konstellationen beschreiben die Bahnen von Mars und der äußeren Planeten um die Zeit der Opposition herum "Schleifen" an der Himmelskugel. Dies wird durch einige Animationen im Internet sehr gut veranschaulicht: Untere und Obere Konjunktion Die innerhalb der Erdbahn kreisenden Planeten Merkur und Venus "pendeln" von uns aus gesehen zwischen der größten westlichen und der größten östlichen Elongation hin und her (Abb. 3). Im Gegensatz zu Mars und den äußeren Planeten ist bei Venus und Merkur zwischen der unteren und der oberen Konjunktion zu unterscheiden. In den Zeiten um beide Konjunktionen befinden sich die Planeten nahe bei der Sonne am Taghimmel und sind nicht zu beobachten (ähnlich der "Neumondsituation"). Planetentransite Wenn sich Merkur oder Venus zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion genau zwischen Erde und Sonne befinden, ist ein sogenannter Transit zu beobachten: Der Planet wandert als schwarzes Scheibchen über die Sonnenscheibe. Aufgrund der nicht ganz identischen Bahnebenen der Planeten geschieht dies jedoch nur selten (aus demselben Grund haben wir auch nicht bei jedem Neumond eine Sonnenfinsternis). Abb. 4 zeigt den Venustransit von 2004, aufgenommen von einer Schülergruppe am Gymnasium Isernhagen (Niedersachsen). Der nächste Venustransit am 6. Juni 2012 ist, wenn die Sonne in Mitteleuropa aufgeht, schon fast beendet. Der nächste Merkurtransit am 09. Mai 2016 kann dagegen vollständig beobachtet werden. Phasen der Venus Im Gegensatz zu den anderen Planeten zeigen Venus und Merkur aufgrund ihrer Bewegung innerhalb der Erdbahn - wie der Mond - Phasen: Während der größten östlichen Elongation (siehe Abb. 3) ist eine "abnehmende Halbvenus" als auffälliger Abendstern zu beobachten. Zum Zeitpunkt der größten westlichen Elongation ist eine "zunehmende Halbvenus" als Morgenstern zu sehen. Vor oder nach der unteren Konjunktion erscheint Venus (kurz nach Sonnenuntergang beziehungsweise kurz vor Sonnenaufgang) als große, aber sehr schmale und wegen der geringen Leuchtkraft am noch hellen Himmel nicht ganz einfach zu findende Sichel (die Sichelform ist dann bereits in einem guten Feldstecher erkennbar). Um die obere Konjunktion herum erscheint das Planetenscheibchen dagegen voll beleuchtet, aber sehr klein (und ist dadurch ebenfalls in der Dämmerung nicht sehr auffällig). Durch das Zusammenspiel der Parameter Entfernung und Beleuchtung (Phase) des Planeten kommen die großen Helligkeitsschwankungen der Venus zustande. An einem bestimmten Punkt zwischen unterer und oberer Konjunktion erstrahlt Venus in ihrem "höchsten Glanz". Abb. 5 zeigt die Entwicklung der abnehmenden Venus bis hin zur scharfen Sichelform. Die Aufnahmen stammen von Jens Hackmann. Weitere Fotos finden Sie auf seiner Homepage: Schwer zu beobachten: Merkur Der flinke, uns auf seiner "Innenbahn" schnell überholende Merkur (wegen seiner Schnelligkeit hervorragend als "Götterbote" geeignet) zeigt die gleichen Phasen wie Venus, ist aber seltener und schwieriger zu beobachten: Er "ertrinkt" oft im Dunst der horizontnahen Luftschichten. Mit bloßem Auge sichtbar: Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn Neulinge tun sich häufig schwer damit, einen bestimmten Planeten am Himmel überhaupt zu finden und eindeutig zu erkennen. Es gibt jedoch gute Hilfsmittel, um dies auch unerfahrenen Beobachtern zu ermöglichen. Informationen zur Sichtbarkeit der Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur. Zur Vorbereitung der Beobachtungen können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software ( Stellarium , Cartes du Ciel ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Die schon im Altertum bekannten Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge gut sichtbar. Die Beobachtung von Uranus und Neptun erfordert ein Fernrohr und den geübten Beobachter. Planeten halten sich nahe der Ekliptik auf und "flackern" nicht Planeten sucht man aus den bereits beschriebenen Gründen in der Nähe der Ekliptik, die als Bahn von Sonne und Mond am Himmel leicht auszumachen ist. Wenn man dann noch beachtet, dass Fixsterne funkeln, Planeten aber in einem ganz ruhigen Licht erscheinen und recht hell sind, sollte die letzte Hürde auf dem Weg zum Auffinden von Planeten leicht zu überwinden sein. Die Suchprozedur kann mit einer drehbaren Sternkarte unterstützt werden. Stellarium - vielseitig und einfach zu bedienen Die Himmelsrotation und die ihr überlagerten Planetenbewegungen lassen sich mit der Software Stellarium hervorragend simulieren und veranschaulichen. Stellarium ist ein kostenloses und einfach zu bedienendes Planetarium-Programm. Nach dem Programmstart gibt man Beobachtungsort und Beobachtungszeit ein (erster und zweiter Button der linken Menüleiste, die aufgeht, wenn man den Mauszeiger an den linken Bildschirmrand bewegt). Die Software zeigt dann den entsprechenden Himmelsanblick im Süden. Neben den Fixsternen werden auch die Planeten und wahlweise andere Objekte (Galaxien, Gasnebel, Sternhaufen) angezeigt. Um in andere Richtungen oder höhere Regionen über dem Horizont zu "blicken", bewegt man die Maus bei gedrückter linker Taste in die entsprechende Richtung. Drehen am Scrollrad der Maus vergrößert oder verkleinert die Himmelsdarstellung. Aufsuchkarten selbst erstellen und ausdrucken Zur Vorbereitung einer Planetenbeobachtung gibt man in Stellarium die geplante Beobachtungszeit ein, steuert mit der Maus wie beschrieben den gewünschten Himmelsausschnitt an und erzeugt per Screenshot einen Sternkartenausdruck, der den gewünschten Planeten mit seiner Fixsternumgebung zeigt. Ein solcher Ausdruck ist für wenig erfahrene Himmelsbeobachter die optimale Aufsuchhilfe für Planeten. Stellarium - ein virtuelles Planetarium für die Schule Die kostenfreie Planetarium-Software ermöglicht eine sehr realistische Darstellung der Himmelskugel. Beobachtungsort und -zeit können nach Wunsch festgelegt werden. Cartes du Ciel - Download Auch mit dieser freien Software lassen sich ausdruckbare Sternkarten erzeugen und durch vielfältige Einstellungsmöglichkeiten astronomische Beobachtungen vorbereiten. Planetensichtbarkeiten Für viele Schülerinnen und Schüler werden das Auffinden und die visuelle Beobachtung von Planeten schon eigenständige, neue Erfahrungen sein. Es liegt nahe, die dazu erworbenen Fertigkeiten zu einer vertieften Beschäftigung mit Planeten und dabei insbesondere mit deren Bahnen relativ zum Fixsternhimmel fruchtbar zu machen. Neben den von der Natur vorgegebenen Beobachtungsmöglichkeiten schränken schulische Rahmenbedingungen die Planetenauswahl und mögliche Beobachtungszeiträume ein. Lässt man nur Beobachtungen am nicht zu späten Abend zu, dann ergeben sich aus der Tabelle "Planetensichtbarkeit im Jahr 2010" (tabelle_planetensichtbarkeit_2010.pdf) fünf mit unterschiedlichen Farben hervorgehobene Projektmöglichkeiten: Merkur kann in den Tagen um den 4. April herum am Abendhimmel beobachtet werden (dunkelrot). Venus bietet im Zeitraum März bis September eine nur mäßige Abendsichtbarkeit (blau). Mars kann von Januar bis Mai gut verfolgt werden (orange). Jupiter bietet eine gute Abendsichtbarkeit von August bis Dezember (rot). Saturn lässt sich von Februar bis Juni beobachten (grün). Allgemeine Hinweise zur Beobachtung des Planeten im Jahr 2010 Die diesjährige Abendsichtbarkeitsperiode der Venus ist wenig spektakulär. Gezielte abendliche Beobachtungsaufträge für Schülerinnen und Schüler ergeben sich im Jahr 2010 nicht, denn die Beobachtungsmöglichkeit ist im Wesentlichen auf die Zeit der späten Dämmerung beschränkt. Eine Stunde nach Sonnenuntergang erreicht die Venus auch im Zeitraum um die größte östliche Elongation Höhen von nur wenig mehr als 10 Grad über dem West- beziehungsweise Westnordwesthorizont. Ursache dafür ist der Umstand, dass im Frühjahr und Frühsommer der Winkel zwischen Ekliptik und Westhorizont sehr gering ist. Die scheinbare Bahn der Venus am Himmel liegt sehr flach und gewinnt deshalb während der kurzen Abendsichtbarkeit des Planeten kaum Höhe über dem Horizont. Weitere Informationen zur Venus finden Sie in dem Beitrag Venus - Beobachtung der Phasen unseres Nachbarn . Allgemeine Hinweise zur Beobachtung des Planeten im Jahr 2010 Der Rote Planet ist in den ersten Monaten des Jahres 2010 eindeutig der "Star" am Abendhimmel. Die für schulische Beobachtungsprojekte günstige Zeit um die Marsopposition am 29. Januar 2010 reicht vom Jahresbeginn bis in den April/Mai. Ein großer Teil seiner diesjährigen Oppositionsschleife und seine Rückläufigkeit im Sternbild Krebs sind für irdische Beobachterinnen und Beobachter zur "Primetime" in den ersten Nachtstunden bequem zu verfolgen. Bis Ende März (Umstellung von der Winterzeit auf die Sommerzeit) können wegen des noch zeitigen Beginns der Dunkelheit auch jüngere Schülerinnen und Schüler in die Marsbeobachtung eingebunden werden. Abb. 8 (zur Vergrößerung bitte anklicken) zeigt die Bahn des Roten Planeten im Zeitraum Oktober 2009 bis Mai 2010. Weitere Hinweise zur Marsbeobachtung finden Sie auch in dem Artikel Mars - Beobachtung einer Planetenschleife . Allgemeine Hinweise zur Beobachtung des Planeten im Jahr 2010 Pünktlich zum neuen Schuljahr und zum früheren Nachtbeginn wird Jupiter ab August/September für den Rest des Jahres zum dominierenden Objekt am Abendhimmel. Seine Opposition ist am 21. September, Rückläufigkeit und Oppositionsschleife im Sternbild Fische sind am frühen Abend leicht mit bloßem Auge zu beobachten. Beinahe zeitgleich mit Jupiter durchläuft im Jahr 2010 der Planet Uranus seine Opposition im selben Himmelsbereich. Um den 22. September nähern sich Jupiter und Uranus bis auf 0,8 Grad, also auf weniger als zwei Monddurchmesser! Auch unerfahrene Beobachterinnen und Beobachter können Uranus dann mit einfachsten Ferngläsern zweifelsfrei identifizieren. Allgemeine Tipps zur Beobachtung des Gasriesen finden Sie auch in dem Artikel Jupiter und der Tanz der Galileischen Monde . Allgemeine Hinweise zur Beobachtung des Planeten im Jahr 2010 Von Februar bis Juni ist Saturn am Abendhimmel vertreten. Während dieses Zeitraums beschreibt er den rückläufigen Teil seiner Oppositionsschleife im Sternbild Jungfrau. Die Schleife hat eine Ausdehnung von nur etwa 6 Grad, was verglichen mit den gut 20 Grad bei der Marsschleife nicht sehr üppig ist. Daneben gewinnt Saturn zu den besten Abendzeiten mit etwa 20 bis 30 Grad keine wirklich großen Höhen über dem Horizont. Anregungen zur Beobachtung von Saturn finden Sie auch in dem Artikel Saturn - ein Blick auf den Ringplaneten vergisst man nicht . Die Planetenbahnen für das gesamte Jahr 2010 befinden sich in den entsprechenden Grafiken alle komplett über dem Horizont. Die Planetenbahnen in den mit der Software GUIDE 8.0 erstellten Grafiken (Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn) wurden nachträglich etwas stärker hervorgehoben. Den GUIDE-Karten liegen entsprechend gewählte Beobachtungszeiten zugrunde, welche man den Legenden links unten in den Abbildungen entnimmt. Genau denselben Himmelsausschnitt findet man über dem Horizont, wenn man 15 Tage später schon eine Stunde früher oder 15 Tage früher erst eine Stunde später beobachtet. Um für beliebige Daten und Uhrzeiten beurteilen zu können, ob ein bestimmter Planet hinreichend hoch über dem Horizont stehen wird, bedient man sich am einfachsten der kostenfreien Software Stellarium. Hinweise liefern die folgenden Beiträge: Erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel Mithilfe der Software Stellarium "experimentieren" Lernende am Rechner mit dem Sternhimmel, bevor sie eine drehbare Sternkarte basteln und erproben (Klasse 5-10). Mit Stellarium wird eine Sternkarte des Bereichs erzeugt, in dem sich der betrachtete Planet während der gesamten Beobachtungszeit aufhalten wird. In einem hinreichend großen Ausdruck der Sternkarte tragen die Schülerinnen und Schüler dann in geeigneten Zeitabständen die von ihnen per Augenschein bestimmten Positionen des beobachteten Planeten händisch ein. Die Sternkarte darf zu diesem Zweck natürlich nur Fixsterne und keine Planeten enthalten. Dazu entfernt man vor dem Ausdruck im Himmels- und Anzeige-Optionsfenster (dritter Button von oben in der linken Symbolleiste) die Häkchen in den entsprechenden Kontrollkästchen. Wenn man die mit Stellarium per Screenshot erstellten Sternkarten mit Bildbearbeitungssoftware invertiert, das heißt in eine Negativ-Darstellung umwandelt, erhält man Toner sparende Ausdrucke, in deren weißen Himmelshintergründen händische Ergänzungen leicht vorgenommen werden können. Die Positionen eines Planeten am Fixsternhimmel können zu verschiedenen Zeitpunkten fotografisch festgehalten werden. Nach dem Beobachtungszeitraum werden aus den Einzelbildern dann die Bahnen der Planeten am Himmel rekonstruiert. Anhaltspunkte für die Wahl der Aufnahmezeitpunkte können Sie für das Jahr 2010 den in diesem Beitrag zur Verfügung gestellten Himmelskarten entnehmen (siehe oben). Belichtungszeit, Blendenöffnung und Sensor-Empfindlichkeit Für das Fotografieren eignen sich insbesondere Digitalkameras, die manuell einstellbare Belichtungszeiten von einigen Sekunden erlauben. Man montiert die Kamera auf ein Stativ und wählt für erste Versuche eine möglichst kurze Brennweite (Weitwinkel). Dann belichtet man bei hoher Empfindlichkeit und größtmöglicher Blendenöffnung (also bei kleinster Blendenzahl) für etwa 10 Sekunden. Am besten stellt man den Selbstauslöser ein, damit die Kamera beim manuellen Auslösen nicht wackelt. Auf diese Art gewonnene Fotos zeigen schon deutlich mehr Sterne, als mit bloßem Auge sichtbar sind. Sternbilder sind für den Anfänger wegen der Vielzahl der Sterne auf solchen Bilder kaum zu erkennen. Da Digitalfotos sofort beurteilt werden können, können nach kurzer Probierphase Belichtungszeit, Blendenöffnung und Sensor-Empfindlichkeit so gewählt werden, dass nur die hellsten in den Sternkarten vorhandenen Sterne abgebildet werden. Brennweite und Bildausschnitt Man wählt für die (eventuell über Monate) geplante Aufnahmeserie durch Brennweitenvariation den Bildausschnitt so, dass der beobachtete Planet den "abgelichteten" Himmelsausschnitt im Beobachtungszeitraum nicht verlässt. Bei der Festlegung des sinnvollen Ausschnittes hilft wiederum Planetarium-Software. Alle Fotos einer Aufnahmeserie sollten mit ungefähr gleicher Brennweite aufgenommen werden. Die nach dem beschrieben Verfahren erhaltenen Fotos werden ungefähr so aussehen wie die Bilder in Abb. 9 (Platzhalter bitte anklicken). Die drei Darstellungen zeigen Saturn im Sternbild Löwe am 2. Februar, 23. April und 23. Mai 2009 (jeweils um 22 Uhr MEZ). Es handelt sich dabei um Screenshots aus dem Programm Stellarium. Saturn ist jeweils mit einem gelben "S" markiert. Solche Bilder - egal ob Screenshots oder Fotos - lassen sich im Prinzip mit jeder Bildbearbeitungssoftware durch Addition weitgehend passgenau übereinander legen. Sämtliche Fixsterne in den Bildern fallen bei der Addition zusammen. Der beobachtete Planet dagegen ändert mit jeder Aufnahme seine Position. Im Summenbild der drei Teilabbildungen aus Abb. 9 erscheinen daher die drei Planetenbilder als eine "Spur", mit der die Planetenbahn leicht zu rekonstruieren ist (siehe Abb. 10). Fitswork ist eine kostenlose Software, die speziell für die Bearbeitung astronomischer Aufnahmen entwickelt wurde und eine große Vielfalt an Bearbeitungs- und Auswertemöglichkeiten bietet. Bei der Überlagerung von Sternfeldaufnahmen mit Planeten geht man wie folgt vor: Man öffnet zwei der zu addieren Bilddateien. Dann identifiziert man zwei Sterne, die in beiden Bildern zu finden und eindeutig Bilder derselben Sterne sind. Die gewählten Sterne sollten nicht zu dicht beieinander liegen, da anhand ihrer Position beide Fotos vor der Addition so verschoben, gedreht, gestreckt oder gestaucht werden, dass alle Fixsterne möglichst passgenau übereinander liegen. Eventuelle Verzerrungen in den Bildern wegen unterschiedlicher Aufnahmebrennweiten werden dabei weitgehend ausgeglichen. Mit der linken Maustaste klickt man beide Sterne in beiden Bildern in derselben Reihenfolge an. Dabei ist es sinnvoll, die Vergrößerung der Bildschirmdarstellung zu erhöhen, um den Schwerpunkt eines Sternbilds gut zu treffen (Rechtsklick auf "Zoom" links unten im aktiven Bildfenster). Die Sterne werden bei dieser Markierung mit verschieden farbigen Kreuzen gekennzeichnet. Anschließend bringt man dasjenige Bild in den Vordergrund, dessen Format (Größe und Ausrichtung) man beibehalten möchte, und klickt dann im Menü "Bearbeiten" die Funktion "Bild addieren (mit Verschiebung)" an. Das entstehende Summenbild wird gespeichert. Um das nächste Bild zu addieren, wiederholt man einfach die Prozedur und speichert das neue Summenbild wieder ab. Prinzipiell lassen sich so beliebig viele Bilder überlagern. Abb. 10 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt das Ergebnis der Überlagerung der Einzelbilder aus Abb. 9. Dabei wurde ein brauchbarer Ausschnitt mit dem kompletten Sternbild Löwe gewählt, der Bildkontrast bearbeitet und die Saturnpositionen mit den Ziffern 1 bis 3 versehen, die die Reihenfolge der Aufnahmen wiedergeben. Mehrfachbilder von Sternen im Randbereich der Abbildung sind auf verzerrt dargestellte Himmelsausschnitte durch die Software Stellarium zurückzuführen. Den Gestaltungsmöglichkeiten der Summenbilder (zum Beispiel Aufnahmedaten in die Beschriftung einbringen, Planetenbahnen einfügen) sind kaum Grenzen gesetzt. Mithilfe der Bilder im Ordner "saturn_addition.zip" (Bildbeispiele aus Abb. 9 und Abb. 10) können Sie oder Ihre Schülerinnen und Schüler die Prozedur der Bildaddition schon einmal als "Trockenübung" durchführen. Der Ordner enthält drei mit Stellarium erzeugte Screenshots, die den Planeten Saturn zu verschiedenen Zeitpunkten im Sternbild Löwe zeigen (1_saturn_02_feb_2009_22h.jpg, 2_saturn_23_apr_2009_22h.jpg, 3_saturn_23_mai_2009_22h.jpg). Außerdem enthält der Ordner das Ergebnis der ersten (12_addition_saturn.jpg) und der zweiten Bildaddition (123_addition_saturn.jpg) sowie ein mögliches Endergebnis: einen Bildausschnitt mit dem Sternbild Löwe und drei Positionen des Saturn. Aus einer genügend großen Anzahl von Einzelaufnahmen lässt sich so die Spur des Planeten durch das Sternbild rekonstruieren. Bei der Betrachtung aufgezeichneter Planetenbahnen wird man in jedem Fall erkennen, dass sich die Planeten am Fixsternhimmel nicht immer gleich schnell und nicht auf regelmäßigen Bögen bewegen. Von den für Bahnbeobachtungen gut geeigneten Planeten ist die Geschwindigkeit der Venus am größten. Aufnahmen im Abstand weniger Tage lassen Positionsänderungen bereits gut erkennen.

Die kostenfreie Planetarium-Software Stellarium und die hier bereit gestellten Materialien zum Basteln einer drehbaren Sternkarte bilden eine ideale Grundlage für den Einstieg in die Orientierung am Himmel. Viele Menschen, vor allem Kinder, sind vom Anblick des nächtlichen Sternenhimmels fasziniert. Nur wenige kennen jedoch die wichtigsten Sternbilder und die Möglichkeiten, deren Kommen und Gehen am Himmel zur räumlichen und zeitlichen Orientierung zu nutzen. Diese Unterrichtseinheit stellt Methoden und Materialien für eine solche Orientierung bereit. Im Unterricht entdecken die Schülerinnen und Schülern bei der spielerischen Arbeit mit der Software Stellarium die Sternbilder und die - je nach Jahreszeit und Beobachtungsort - unterschiedlichen Himmelsanblicke. Unterstützt von der drehbaren Sternkarte werden bei späteren Beobachtungen am realen Nachthimmel diese Aspekte wieder entdeckt. Mit älteren Schülerinnen und Schülern können sowohl mit Stellarium als auch mit drehbaren Sternkarten Betrachtungen zum äquatorialen Himmelskoordinatensystem angestellt werden. Stellarium Die Open Source Software Stellarium ist ein einfach zu bedienendes Hilfsmittel für erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel. Das Programm erlaubt es zum einen, die zufällige Anordnung der Sterne durch die bekannten Sternbilder mit der Merkhilfe "Sternbildlinien" zu strukturieren. Zum anderen ermöglicht es Stellarium, Veränderungen des sichtbaren Himmelsausschnitts in Abhängigkeit von der Beobachtungszeit und vom Beobachtungsort zu erkennen. Daneben kann Stellarium das in der Astronomie oft verwendete äquatoriale Himmelskoordinatensystem veranschaulichen. Die Drehbare Sternkarte zum selber Basteln Die Orientierung bei realen nächtlichen Himmelsbeobachtungen erfolgt zumeist nicht mittels Computer, sondern mit einer drehbaren Sternkarte. Eine solche Sternkarte wird von den Schülerinnen und Schülern im Verlauf der beschriebenen Unterrichtseinheit selbst hergestellt, ihre Handhabung wird geprobt, und die mit Stellarium gewonnenen Erkenntnisse werden am Original-Sternhimmel wieder entdeckt und nachvollzogen. "Trockenübungen" mit Stellarium Mithilfe von Stellarium "experimentieren" Schülerinnen und Schüler mit dem Himmel, lernen Sternbilder und das "bewegliche äquatoriale Koordinatensystem" der Himmelskugel kennen. Orientierung am Himmel mit der drehbaren Sternkarte Hier finden Sie Kopiervorlagen, mit denen Schülerinnen und Schüler eine eigene Sternkarte basteln können, sowie eine Bauanleitung und Hinweise zur Nutzung der Karte. Die Schülerinnen und Schüler sollen sich in die Planetarium-Software Stellarium einarbeiten. Sternbilder kennen lernen und diese später mit einer drehbaren Sternkarte am Abendhimmel wieder finden. den mit den Jahreszeiten wechselnden Himmelsanblick mit Stellarium entdecken und diesen Wechsel mit der drehbaren Sternkarte nachvollziehen. die Veränderung des Sternhimmels beim Wechsel des Beobachtungsortes erfahren. eine drehbare Sternkarte aus einfachen Vorlagen selbst herstellen. das Gradnetz des äquatorialen Koordinatensystems am Himmel kennen lernen. Thema Erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel Autor Peter Stinner Fächer Naturwissenschaften ("Nawi"), Geographie, Klassenprojekte Zielgruppe Klasse 5-10 Zeitraum etwa 2-3 Unterrichtsstunden Technische Voraussetzungen Computer für Einzel- und Partnerarbeit, im Idealfall Präsentationsrechner mit Beamer; Laminiergerät, Schere, Locheisen oder Lochzange (Durchmesser 4 mm) zur Herstellung drehbarer Sternkarten Software Stellarium (Planetarium-Software, kostenfreier Download) Den Tag zur Nacht machen Die Software Stellarium ist im Wesentlichen intuitiv bedienbar. Die wichtigsten Funktionen und die Menüsteuerung stellen wir Ihnen kurz im Bereich Fachmedien vor (siehe Stellarium ? ein virtuelles Planetarium für die Schule ). Nach dem Start zeigt Stellarium den der Systemzeit des Rechners entsprechenden Himmelsanblick. In der Schule wird dies normalerweise der Taghimmel sein. Die Sonne bewegt sich mit "realistischer" Geschwindigkeit, also sehr langsam. (Mehrfaches) Betätigen von Button 19 im unteren Menü der Software (Abb. 1, zur Vergrößerung bitte anklicken) beschleunigt die Himmelsbewegung. Mit Button 17 stellt man die Geschwindigkeit wieder auf "normal". Die Schülerinnen und Schüler werden sehen, wie Gestirne im Osten aufgehen, ihren Bahnbogen am Himmel beschreiben und im Westen untergehen. Mit Button 16 lässt sich dieser Vorgang rückwärts abspulen, Nummer 18 setzt den Himmelsanblick zurück auf die Systemzeit des Rechners. Zirkumpolarsterne im Visier Verkleinert man den Maßstab der Himmelsansicht (mit dem Scrollrad der Maus nach unten scrollen), dann erscheinen auch Sterne in größerer Höhe über dem Horizont. Die Schülerinnen und Schüler werden sehen, dass manche Sterne nie untergehen: die Zirkumpolarsterne. Bei unserer geographischen Breite von etwa 50 Grad sind dies alle die Sterne, die um weniger als 50 Grad vom Polarstern entfernt sind. Alles dreht sich um den Polarstern Um den kompletten sichtbaren Himmel darzustellen, scrollt man zunächst nach unten, bis das Bild sich nicht weiter verkleinert. Ziehen des Mauszeigers (bei gedrückter linker Maustaste!), ausgehend von der Bildschirmmitte um wenige Zentimeter nach unten, liefert dann die Projektion des gesamten Himmels auf einen Kreis. Man beschleunigt die Himmelsbewegung und erkennt sofort, dass der komplette Sternhimmel sich um einen über dem Nordhorizont befindlichen Stern dreht - den Polarstern. Der Polarstern ist entgegen landläufiger Meinung nicht der hellste Stern am Himmel und für Anfänger erst einmal gar nicht so leicht aufzufinden. Mithilfe der auffälligen Sternbilder Großer Wagen und Kassiopeia, die beide zirkumpolar und deshalb in jeder Nacht sichtbar sind, gelingt dies jedoch meist problemlos (Abb. 2). Der Polarstern weist in sehr guter Näherung die geographische Nordrichtung. Die Drehung der zirkumpolaren Sternbilder Kassiopeia und Großer Wagen wird sehr schön durch eine Animation bei Wikimedia Commons dargestellt, die auch als Grundlage für Abb. 2 verwendet wurde: Wikimedia Commons: Zirkumpolar ani.gif Animiertes GIF zur Bewegung der zirkumpolaren Sterne Sternbilder sind zufällige Anordnungen von Sternen im dreidimensionalen Raum, projiziert an die Oberfläche der scheinbaren "Himmelskugel". Sterne eines Sternbildes haben in der Regel ganz unterschiedliche Entfernungen von der Erde. Einige der wichtigsten Sternbilder begegneten uns oben bereits im Zusammenhang mit dem Aufsuchen des Polarsterns: Kassiopeia, Großer Wagen und Kleiner Wagen. Die beiden letzteren sind Teile der größeren Sternbilder Großer Bär und Kleiner Bär. Mit Button 1 in der unteren Menüleiste von Stellarium (siehe Abb. 1) lassen sich so genannte "Sternbildlinien" als Strukturierungs- und Merkhilfen einblenden. Button 2 liefert zusätzlich die Sternbildnamen und mit Nummer 3 kann man figürliche Darstellungen der Sternbilder einblenden. Der Wechsel der Jahreszeiten am Himmel Über den zweiten Button von oben in der linken Menüleiste (Abb. 3) kann man die Beobachtungszeit und damit den Himmelsanblick mit den Jahreszeiten variieren. Das unterschiedliche Aussehen des Sternenhimmels in verschiedenen Jahreszeiten, in denen verschiedene Konstellationen den Südhimmel dominieren, wird unmittelbar einsichtig: Frühling* Der Frühlingshimmel wird vom Sternbild Löwe geprägt. *Sommer* Das "Sommerdreieck" mit den hellsten Sternen aus Leier (Wega), Schwan (Deneb) und Adler (Atair) dominiert den Nachhimmel im Sommer. *Herbst* Die "Andromeda-Kette" mit dem "Pegasus-Quadrat" prägt den Anblick des Nachthimmels im Herbst. *Winter Neben dem Sternbild Orion sind die hellen Sterne des "Wintersechsecks" sehr auffällig (Capella im Fuhrmann, Aldebaran im Stier, Rigel im Orion, Sirius im Großen Hund, Prokyon im Kleinen Hund, Kastor und Pollux in den Zwillingen). Reise zu fernen Orten mit Stellarium Die Erklärung dieser jahreszeitlichen Änderungen erfordert einige Zeit und vertiefte Kenntnisse von Erdbahngeometrie und den Eigenschaften der Erdrotation. Hochinteressant ist es nun, die Schülerinnen und Schüler über geeignete Ortseingaben (oberes Icon in der linken Menüleiste, siehe Abb. 3) mit Stellarium in entfernte Länder - insbesondere solche der Südhalbkugel - "reisen" und sich vom dortigen Sternhimmel faszinieren zu lassen. Projiziert man das Gradnetz der Erde vom Erdmittelpunkt aus an die Himmelskugel, erhält man am Himmel das äquatoriale Koordinatensystem (Abb. 4). In Stellarium kann dieses der Himmelsdarstellung per Mausklick hinzugeschaltet werden (Button 4 der unteren Menüleiste, siehe Abb. 1). Das äquatoriale Koordinatensystem ist fest mit dem Himmel verbunden, rotiert also von der Erde aus gesehen um den Polarstern. Stellarium zeigt diese Rotation eindrucksvoll. Man spricht auch vom "beweglichen Äquatorialsystem". Die beiden Koordinaten heißen jetzt nicht mehr Länge und Breite, sondern Rektaszension (RA) und Deklination (DEC). Deklination Die Deklination wird wie auf der Erde in Winkelgraden von -90 Grad bis +90 Grad angegeben. Die Nulllinie der Deklinationsmessung ist der Himmelsäquator, also die zentrische Projektion des Erdäquators an die Himmelskugel. Rektaszension Die Rektaszension wird in Stunden und Minuten angegeben. Da 360 Grad in etwa 24 Stunden Rektaszension entsprechen, entspricht eine Stunde in Rektaszension einem Winkel von 15 Grad. Rektaszensionswerte steigen von West nach Ost. Der Nullpunkt der Rektaszensionsskala liegt im Sternbild Widder. Er ist der so genannte Frühlingspunkt, also der Punkt, in dem die Sonne zu Frühlingsbeginn am Himmel steht. Der Frühlingspunkt ist der Schnittpunkt vom Himmelsäquator mit der Ekliptik, der scheinbaren Bahn der Sonne am Himmel. Der zweite Schnittpunkt von Himmelsäquator und Ekliptik ist der Herbstpunkt. Zu den Zeitpunkten, an denen die Sonne in ihrem scheinbaren Lauf diese Schnittpunkte überquert, herrscht die Tagundnachtgleiche (Äquinoktium). Materialien Die Dateien "grundblatt_sternkarte.jpg", "deckblatt_sternkarte.jpg" und "planetenzeiger_sternkarte.jpg" sind für den Ausdruck auf DIN-A4-Papier beziehungsweise Folie ausgelegt. Die Grafiken sollten vor dem Ausdruck in ihren Größen nicht verändert werden, damit alle Teile später zusammen passen. Ausdrucken, Schneiden, Kleben und Laminieren Beim Erstellen einer drehbaren Sternkarte aus diesen Elementen gehen die Schülerinnen und Schüler wie folgt vor: Grundblatt Das Grundblatt wird auf gewöhnliches Papier farbig ausgedruckt und entlang des äußeren Kreises ausgeschnitten. Eine Laminierung (am besten mit 125 Mikrometer starkem Material) macht die Sternkarte feuchtigkeitsbeständig. Überstehende Laminierung schneidet man ab, lässt aber etwa fünf Millimeter über den äußeren Kreis des Grundblatts stehen. Deckblatt Das Deckblatt kopiert man auf möglichst kräftige, dicke Transparentfolie. Beide Teile werden längs der äußeren Begrenzungslinien ausgeschnitten und mit zweiseitigem Klebeband passgenau zusammengefügt. Dabei müssen sich die Teile knapp zwei Zentimeter überlappen. (Dafür hat sich zum Beispiel Doppelband-Fotostrip von Tesa bewährt.) Das Zusammenfügen der beiden Deckblattteile ist erfahrungsgemäß der einzige Bastelschritt, bei dem jüngere Schülerinnen und Schüler Hilfe benötigen. Planetenzeiger Die "Planetenzeiger" kopiert man ebenfalls auf Transparentfolie und schneidet den Ausdruck in die zehn vorgesehenen Streifen. Zur Versteifung werden die so erhaltenen Planetenzeiger laminiert. Montage der drehbaren Sternkarte Alle drei Teile werden nun mit einem Locheisen (Durchmesser vier Millimeter) oder einem ähnlichen Werkzeug gelocht und dann in der Reihenfolge Grundblatt-Deckblatt-Planetenzeiger mit einer Musterklammer oder einer Hohlniete drehbar verbunden. Beim Grundblatt geht das Loch genau durch den Polarstern in der Mitte, beim Deckblatt durch das Kreuz im Kreismittelpunkt und beim Planetenzeiger durch das "X" auf der Skala (etwa acht Millimeter oberhalb der 80-Grad-Marke). Einstellen von Datum und Uhrzeit Die PowerPoint-Präsentation "sternkarte_handhabung.ppt" erläutert das Einstellen der drehbaren Sternkarte nach Datum und Uhrzeit. Man dreht das Deckblatt so, dass das Datum auf dem Grundblatt und die Uhrzeit auf dem Deckblatt mit dem Zeitpunkt der Beobachtung übereinstimmen. Die PowerPoint-Präsentation zeigt dies beispielhaft für den 15. Juli um 24:00 Uhr und den 20. September um 01:00 Uhr. Der geschwärzte Teil des Deckblatts verdeckt nun den Teil des Sternenhimmels, der sich unter dem Horizont befindet, der also aktuell nicht sichtbar ist. Die beiden letzten PowerPoint-Folien illustrieren, wie die drehbare Sternkarte - je nach Beobachtungsrichtung - zu halten ist, damit der beobachtete Teil des Himmels genauso wie der entsprechende Bereich der Sternkarte orientiert ist. Simulationen mit der Sternkarte Eine "Reise" auf die Südhalbkugel der Erde (wie mit Stellarium) ist mit der drehbaren Sternkarte nicht möglich. Diese zeigt nur den Himmel für Orte mit etwa 50 Grad nördlicher Breite. Zwei Effekte, die die Schülerinnen und Schüler zuvor mit Stellarium kennen gelernt haben, können sie aber auch mit der drehbaren Sternkarte erneut simulieren: Himmelsdrehung Der sichtbare Himmelsausschnitt ändert sich beim Drehen des Deckblatts im Uhrzeigersinn, während man das Grundblatt fest hält. Man simuliert damit die scheinbare Himmelsdrehung. Wechsel der Jahreszeiten Dreht man nun das Grundblatt bei festem Deckblatt gegen den Uhrzeigersinn, dann erhält man einen Eindruck von der Änderung des sichtbaren Himmelsausschnitts im Laufe der Jahreszeiten. Unsere Sternkarte hat keine eigene Rektaszensionsskala. Jüngere Schülerinnen und Schüler würde dies nur verwirren. Es gibt aber einen eindeutigen Zusammenhang zwischen dem Rektaszensions-Wert eines Himmelsobjekts und dem Wert auf der Datumsskala des Sternkartengrundblatts. Dieser Zusammenhang ist in der Grafik "tabelle_umrechnung_RA_datum.jpg" in Tabellenform dargestellt. Will man diese Option nutzen, empfiehlt es sich einen Ausdruck der Tabelle vor dem Laminieren auf die Rückseite des Sternkarten-Grundblatts zu kleben. Zum Auffinden eines Himmelsobjekts nach Koordinaten stellt man zuerst den Planetenzeiger auf den Datumswert, der laut Tabelle dem Rektaszensionswert des Objekts entspricht. Beim Deklinationswert des Objekts auf dem Zeiger befindet sich dann das gesuchte Objekt auf der Sternkarte.

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

Im Rahmen dieser Unterrichtseinheit lernen die Schülerinnen und Schüler verschiedene Möglichkeiten kennen, sich am nächtlichen Sternhimmel zu orientieren. Mithilfe einer interaktiven Sternenbrille werden diese Aspekte bei späteren Beobachtungen am realen Nachthimmel praktisch erprobt und vertieft. Der Anblick des nächtlichen Sternhimmels hat die Menschheit seit Anbeginn der Zeit fasziniert. Die ersten Hochkulturen, zum Beispiel die Maya, beschäftigten eine eigene Kaste von Gelehrten, die sich ausschließlich mit dem Sternhimmel befassten. Die Astronomie gilt deshalb als eine der ältesten Wissenschaften. Für die Kulturen Mesopotamiens und Griechenlands waren die Sterne der Sitz der Götter und die Sternbilder sind eng mit der griechischen Mythologie verknüpft. Heute kennen nur noch wenige die Sternbilder und die Möglichkeiten, den nächtlichen Himmel zur räumlichen Orientierung zu nutzen. Orientierungshilfen entdecken und nutzen Der Himmel bietet viele Orientierungshilfen. Anhand der Mondbahn, der Planeten und der Sternbilder lässt sich, eine klare Nacht vorausgesetzt, die eigene Position bestimmen. Mithilfe der interaktiven Sternenbrille "Universe2go" werden Sternbilder, Planeten oder Deep-Sky-Objekte direkt in das Blickfeld der Schülerinnen und Schüler eingeblendet. Bei der spielerischen Arbeit mit der Sternenbrille und der dazugehörigen Smartphone-App entdecken sie unterschiedliche Sternbilder und lernen, sich daran zu orientieren. Ein Quizmodus kann zur individuellen Lernkontrolle genutzt werden. Ablauf Ablauf der Unterrichtseinheit "Orientierung am Nachthimmel" Im Rahmen einer nächtlichen Exkursion erarbeiten die Schülerinnen und Schüler in Gruppen Aufgaben rund um den Themenkomplex räumliche Orientierung. Hintergrundinformationen Hintergrundinformationen und Vorbereitung Bevor Sternenbrille und App am nächtlichen Sternhimmel eingesetzt werden, sollten eine paar Vorbereitungen getroffen werden. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler können sich mithilfe verschiedener Sternbilder am nächtlichen Himmel orientieren. können den zeitlichen Verlauf des Mondes am Nachthimmel analysieren und dabei ihre eigene Position bestimmen. sind in der Lage, die wichtigsten Sternbilder mit der interaktiven Brille "Universe2go" am Nachthimmel wiederzufinden. können sich den tages- und jahreszeitlichen Wechsel des Sternhimmels mithilfe von Universe2go erschließen. sind in der Lage, den Himmels mithilfe eines äquatorialen Koordinatensystems sinnvoll einzuteilen. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler können digitale Medien zur Orientierung am Nachthimmel nutzen. sind in der Lage, eine Smartphone-App für Augmented Reality anzuwenden. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler arbeiten und recherchieren in Partner- beziehungsweise Gruppenarbeit. Motivierendes Bildmaterial Als Einstieg in die Unterrichtseinheit bietet es sich an, den Schülerinnen und Schülern zunächst mittels Beamer einige besonders schöne oder beeindruckende Sternbilder zu präsentieren. Passende Public-Domain-Bilder finden Sie zum Beispiel bei der Foto-Community Pixabay . Stummer Impuls Eine weitere motivierende Einstiegsmöglichkeit besteht in einem ersten Kennenlernen des Universe2go bei Tage. Phantasiereise oder Abenteuergeschichte Für Schülerinnen und Schüler der Sekundarstufe I eignen sich auch eine Phantasiereise durchs Weltall oder eine Abenteuergeschichte als motivierender Einstieg ins Thema. Götter- und Heldensagen Auch die griechischen Götter- und Heldensagen - von denen die Namensgebung der Sternbilder stammt - können insbesondere jüngere Schülerinnen und Schüler motivieren, sich mit Sternbildern zu befassen. Einführung in den Themenkomplex "Räumliche Orientierung bei Nacht" Der Nachthimmel bietet viele Orientierungshilfen. Mithilfe der Mondbahn, der Planeten und der Sternbilder lässt sich, eine klare Nacht vorausgesetzt, die eigene Position bestimmen: Mond und Mondphasen Relativ einfach lässt sich die Himmelsrichtung bei Vollmond bestimmen. Der Vollmond steht nämlich der Sonne genau gegenüber. Der Mond befindet sich um 18 Uhr im Osten, um 24 Uhr im Süden und um 6 Uhr im Westen (Winterzeit). Bei Sommerzeit muss man eine Stunde abziehen. Sternbilder Anhand von Sternbildern kann man Himmelsrichtungen gut bestimmen. Ein wichtiges Sternbild des Nordhimmels ist der große Bär. Sieben sehr helle Sterne im großen Bären bilden den großen Wagen, er sieht aus wie ein viereckiger Kasten mit Griff. Wenn man die beiden Sterne, die die Rückseite des Kastens bilden, durch eine gedachte Linie verbindet und diese Linie fünf Mal in die gleiche Richtung nach oben verlängert, gelangt man zu an einem leuchtenden Stern. Das ist der Polarstern. Er zeigt ziemlich genau an, wo Norden ist. Planeten Nach dem Mond ist die Venus das hellste Objekt am nächtlichen Himmel. Die Venus ist nur am Morgen- oder Abendhimmel sichtbar und nie gegen Mitternacht. Die Venus befindet sich abends in west-nordwestlicher Richtung und morgens in nordost-östlicher Richtung. Der Planet Jupiter ist nachts ebenfalls mit bloßem Auge zu erkennen. Die sichtbaren Planeten wandern im Laufe von 24 Stunden auf einem Bogen von Osten über Süden nach Westen am Himmel. Universe2go: Auch bei Tageslicht einsetzbar Lehrkräfte können Universe2go im Klassensatz kostenfrei ausleihen . Die Universe2go-Leihgeräte sind mit frontseitigen, abnehmbaren Blenden ausgestattet, sodass die App auch problemlos bei Tageslicht verwendet werden kann - in diesem Fall natürlich ohne echte Sterne im Bild. Dies erleichtert die Einarbeitung im Klassenzimmer vor der Exkursion bei Dunkelheit. Die Unterrichtseinheit ist somit auch ohne nächtliche Exkursion durchführbar. Die App installieren und ausprobieren Als Vorbereitung auf die nächtliche Exkursion setzen sich die Schülerinnen und Schüler in Partnerarbeit mit der Universe2go-App auseinander und installieren diese auf ihren eigenen Smartphones (" BYOD - Bring Your Own Device"). Die App ist ein einfach zu bedienendes Hilfsmittel für erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel. Nach der Hintergrundinformationen und Vorbereitung steht dem Einsatz nichts mehr im Wege. Die Lernenden testen die App und machen sich mit der interaktiven Brille vertraut. Die Lehrkraft gibt Hilfestellungen, falls erforderlich. Universe2go als mobiles Planetarium Bei einer nächtlichen Exkursion kommt Universe2Go als mobiles Planetarium zum Einsatz. Universe2go führt die Nutzerinnen und Nutzer anhand zahlreicher Audiosequenzen durch den Sternhimmel. Je nach Zielgruppe können unterschiedliche Modi gewählt werden. Für den ersten Einsatz mit einer Schulklasse empfiehlt sich der "Starter-Modus". Wird dabei ein Objekt am Himmel länger als zwei Sekunden angepeilt, startet automatisch ein erklärender Audiotext. Gruppenarbeit mit Universe2Go Mithilfe von Universe2Go bearbeiten die Schülerinnen und Schüler in arbeitsgleicher Gruppenarbeit acht Übungsaufgaben rund um den Themenkomplex "Räumliche Orientierung bei Nacht". Bei der Einteilung der Gruppen sollte darauf geachtet werden, dass in jeder Gruppe mindestens ein besonders interessierter beziehungsweise schneller Lernender dabei ist. Die Ergebnisse werden in der Nachbereitung im Plenum vorgestellt, verglichen und gesichert. Es bietet sich an, die Klasse in vier Gruppen aufzuteilen, sodass in der Nachbereitung jeweils zwei Aufgaben pro Gruppe vorgestellt werden können. Zusatzaufgabe für Flitzer Auch die Position des Mondes kann zur Orientierung hilfreich sein. Die Zusatzaufgabe für besonders schnelle Gruppen auf dem Arbeitsblatt thematisiert die Orientierung mit dem Mond und dient zur inneren Differenzierung. Da die Berechnungen etwas aufwendiger sind, eignet es sich für die interessierten Schülerinnen und Schüler. Individuelle Lernkontrolle mittels Quiz Am Ende der Exkursion kann der Quizmodus von Universe2go zur individuellen Lernkontrolle genutzt werden. Der Sternhimmel bietet sich geradezu an, um an einem Sternenquiz teilzunehmen. Wo ist das Sternbild "Schwan"? Wo die "nördliche Krone"? Man hat jeweils drei Versuche, um das gesuchte Sternbild am Nachthimmel zu finden. Präsentation der Ergebnisse Die in der Erarbeitungsphase individuell von den Gruppen erarbeiteten Ergebnisse werden auf Gruppenplakaten festgehalten und nun im Plenum präsentiert. Um Wiederholungen zu vermeiden, stellt jede Gruppe ihre Ergebnisse zu jeweils zwei der Aufgaben vor. Sicherung im Plenum Zur Vertiefung und Sicherung des Gelernten werden die Gruppenergebnisse noch einmal gemeinsam im Plenum besprochen und verglichen. Die Ergebnisse werden gesammelt, generalisiert und auf einem neuen Plakat als Gesamtergebnis der Klasse festgehalten. Reflexion: Abschlussdiskussion (optional) Univers2go ist ein gutes Beispiel für Augmented Reality . Weitere Anwendungen von Augmented Reality sind zum Beispiel "Google Glass" oder "Head-up-Displays" in Kraftfahrzeugen und Flugzeugen. Abschließend kann - wenn noch Zeit bleibt - über diese moderne Technologie diskutiert werden: Welche sozialen Auswirkungen wird der Einsatz dieser Technik haben? Ihr eigenes Universe2go können Sie im Klassensatz kostenfrei ausleihen . Mit dem Ausleihen von Universe2go erhalten Sie auch die Lizenz zur Nutzung der dazugehörigen App. Den Freischaltcode finden Sie in der Verpackung. Technische Voraussetzungen Die App Universe2go wird von folgenden Betriebssystemen unterstützt: Android Version 10.0 oder höher Apple iOS Betriebsystem 12.0 oder höher Die Größe des Smartphones darf die Maße von 147 mal 74 mal 11 mm nicht überschreiten. Die exakten Maße finden Sie auch in der Betriebsanleitung Ihres Smartphones. Eine Liste getesteter Smartphones steht auf der Internet-Seite des Herstellers zur Verfügung. Installation und erste Schritte Es ist empfehlenswert, die App vor dem Einsatz im Freien auf den Smartphones zu installieren. Die Software ist in den App Stores von Google Play und iTunes zu finden. Die deutsche Version hat 322 MB (vor der Installation Speicherplatz prüfen!). Positionieren Sie das Smartphone möglichst in der Mitte der Brille und passen Sie das Passepartout dementsprechend an. Eine ausführliche Beschreibung finden Sie in der mitgelieferten Anleitung des Herstellers. Danach muss das Smartphone nicht mehr aus der Brille entnommen werden. Die Steuerung über Kopfbewegung sollte vor dem ersten Einsatz geübt werden. Die Auswahl erfolgt über "Kopf zur Seite neigen". Die Lautstärke der Smartphones der Schülerinnen und Schüler sollte bei Partner- oder Gruppenarbeit reduziert werden. Kalibrierung Die Bildschirm-Kalibrierung justiert das Smartphone an der Brille und muss nur einmal ausgeführt werden. Soll sie ein weiteres Mal ausgeführt werden, muss dazu in der App die Menü-Option "Einstellungen" und dann unter "Allgemein" das Häkchen "Kalibrierung zurücksetzen" gewählt werden. Anschließend kann das Planetarium gestartet werden. Der Audiotext "Hilfe-Audio zurücksetzen" sollte ebenfalls aktiviert werden. Vor jedem Wechsel muss die Brille unbedingt individuell für jede Nutzerin und jeden Nutzer angepasst werden. Dazu muss eine Sternenkalibrierung durchgeführt werden. Das Smartphone muss hierfür nicht entnommen werden: Richten Sie die Brille nach unten zum Boden und starten Sie so den Menü-Modus. Wählen Sie hier "Sternenkalibrierung" aus und folgen Sie den Anweisungen. Im Display erscheint nun der Zielkreis, der auf einen hellen Stern ausgerichtet werden muss. Halten Sie das Objekt dann für etwa zwei Sekunden im Zielkreis.

In der Unterrichtseinheit "Saturn" nehmen die Lernenden den Ringplaneten unter Beobachtung. Die Observation der Saturnringe mit eigenen Augen hinterlässt einen bleibenden Eindruck. Auch der außergewöhnliche Mond Titan kann mit einfachen Mitteln gesichtet werden. Ein Blick auf den Gasriesen lohnt sich besonders während der Monate um die jährlichen Oppositionen. Mit dem Erscheinungsbild des Saturn und seines eindrucksvollen Ringssystems sind wir bestens vertraut: Im Internet und in Fernsehsendungen begegnen uns immer wieder Bilder der Raumsonden Voyager und Cassini. Und trotzdem löst der Blick mit dem eigenen Auge auf das Original - auch in vergleichsweise kleinen Amateurgeräten - Verwunderung, Überraschung und Faszination aus. Zur Vorbereitung und Auswertung von Saturn-Beobachtungen steht eine ganze Palette digitaler Werkzeuge kostenfrei zur Verfügung. Der fachliche Hintergrund kann mithilfe von Internetrecherchen und interaktiven Online-Anwendungen im Computerraum oder am heimischen Rechner abwechslungsreich und auch spielerisch vertieft werden. Informationen zur Sichtbarkeit des Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur . Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Die Beschäftigung mit dem Thema Saturn kann im Rahmen einer Astronomie AG oder des Differenzierungsunterrichts methodisch und inhaltlich sehr vielseitig gestaltet werden: Neben Internetrecherchen und der Nutzung des Rechners als Werkzeug gilt es die positiven Effekte eines gemeinsamen Naturerlebnisses mitzunehmen. Inhaltlich spannt sich der Bogen von den Beobachtungen und Zeichnungen Galileo Galileis (1564-1642) und Christiaan Huygens' (1629-1695) bis hin zur Landung einer Sonde auf der Oberfläche des Saturnmonds Titan im Jahr 2005 und den Ergebnissen der Cassini-Mission. Beobachtung der Saturnringe Was sieht man von den Ringen mit welcher Ausrüstung? Wie entstehen die verschiedenen Ringstellungen? Welche Ausstattung benötigt man für fotografische Dokumentationen? Der Saturnmond Titan Titan ist bereits mit leichtem Gerät sichtbar. Er ist der einzige Mond des Sonnensystems mit einer Atmosphäre. Dies macht ihn zum Spekulationsobjekt der Exobiologie. Virtuelle Exkursionen Mit Online-Anwendungen von ZDF und NASA können Schülerinnen und Schüler das Saturnsystem virtuell erkunden. Eigene Beobachtungen werden mit Stellarium vorbereitet. Die Schülerinnen und Schüler beobachten gemeinsam den Abendhimmel und finden mithilfe einer Aufsuchkarte (Planetariumsoftware) den Planeten Saturn. sehen mithilfe eines Spektivs (wie es zum Beispiel Hobby-Ornithologen verwenden) oder eines Amateurteleskops (Schulteleskop, Volkssternwarte) das Ringsystem des Planeten mit eigenen Augen. verstehen die Entwicklung der Ringöffnung im Laufe eines Saturnjahres und schulen so ihr räumliches Vorstellungsvermögen. identifizieren den Saturnmond Titan am Himmel und lernen die Ergebnisse der Huygens-Mission kennen. wissen, was Galileo Galilei (1564-1642) und Christiaan Huygens (1629-1695) mit den Teleskopen ihrer Zeit gesehen und wie sie ihre Beobachtungen interpretiert haben. informieren sich mithilfe von Internetrecherchen und interaktiven Online-Anwendungen über Saturn und Titan, seinen größten Mond. lernen Stellarium und Bildbearbeitungssoftware als Werkzeuge zur Vorbereitung kennen und nutzen diese. Zudem erlernen sie die Dokumentation und Auswertung astronomischer Beobachtungen. Der Besuch einer Volkssternwarte lohnt sich! Betrachtet man den gelblich leuchtenden Saturn in einem fest montierten Fernglas bei 15-facher Vergrößerung, kann man bei entsprechender Ringstellung bereits eine elliptische Form erkennen. Im Jahr der Veröffentlichung dieses Artikels hat sich sich dieser Effekt allerdings nicht eingestellt, denn zur Zeit der Opposition im Jahr 2010 beträgt die Ringöffnung nur 3,2 Prozent. Bei 40-facher bis 60-facher Vergrößerung sieht Saturn dann daher wie ein "Durchmesser-Symbol" aus - das Ringsystem erscheint als Strich. Dieser Anblick lässt sich bereits mit einem guten Spektiv erzielen, wie es von Hobby-Ornithologen verwendet wird. Eine Volkssternwarte in Ihrer Nähe finden Sie mithilfe des German Astronomical Directory: German Astronomical Directory (GAD) Hier finden Sie eine Zusammenstellung astronomischer Vereine, Sternwarten und Planetarien von David Przewozny. Form und Atmosphäre Eine Kantstellung der Ringe begünstigt die Wahrnehmung der abgeplatteten Gestalt des Planeten (siehe Abb. 1). Diese ist eine Folge der Kombination aus geringer mittlerer Dichte (in Wasser würde Saturn schwimmen) und schneller Rotation (ein Saturntag dauert weniger als elf Stunden). Der Äquatordurchmesser beträgt 120.000 Kilometer, der Poldurchmesser nur 108.000 Kilometer. Wolkenbänder sind in kleineren Amateurgeräten (ohne Bildbearbeitung) nicht zu erkennen. Das heißt aber nicht, dass es in der Saturnatmosphäre ruhig zugeht - hier treten Windgeschwindigkeiten von 1.800 Kilometern pro Stunde auf! Der Planet wendet uns seine Südhalbkugel maximal zu. Seine Ringe sind maximal geöffnet. Etwa 7,5 Jahre später blicken wir auf die Ebene der Ringe, die dann nur als Strich erscheinen und für kurze Zeit verschwinden. Nach weiteren etwa 7,5 Jahren wendet uns der der Planet seine Nordhalbkugel maximal zu, und die Ringe erscheinen wiederum weit geöffnet. In den nächsten Jahren schließen sich die Ringe für uns wieder, bis wir nach 7,5 Jahren wiederum ihre Kante betrachten. Danach öffnen sie sich und nach dreißig Jahren ist ein "Ringzyklus" vollendet: Saturn wendet uns wieder seine Südhalbkugel bei maximal geöffneten Ringen zu. Das gute alte Zeichnen trainiert wie kaum eine andere Übung die naturwissenschaftliche Grundfertigkeit des genauen Beobachtens. Das Zeichnen zwingt uns, wirklich genau hinzusehen und ermöglicht die Wahrnehmung vieler Details, die dem in der Regel flüchtigen ersten Blick fast immer entgehen. Zeichenstunden am Teleskop Lernende auf den Spuren Galileis: Objekte werden studiert und die naturwissenschaftlichen Grundtechniken des genauen Beobachtens und Protokollierens geübt. Im Rahmen der Beschäftigung mit dem Thema Saturn sollten die Schülerinnen und Schüler auch die Meilensteine der Saturnforschung kennen lernen und insbesondere wissen, was Galileo Galilei (1564-1642) und Christiaan Huygens (1629-1695) mit den Teleskopen ihrer Zeit gesehen und wie sie ihre Beobachtungen interpretiert haben. Informationen dazu bieten die folgenden Internetseiten: astronomy2009.org: Darstellung der Venusphasen von Galileo Galilei Die Darstellung von 1623 zeigt Saturn, Jupiter, Mars und die Phasen der Venus (aus: Il saggiatore, In Roma, appresso Giacomo Mascardi). Galilei deutete die Ringe als "Henkel". Astrolexikon: Die Erforschung des Saturn Meilensteine in der Saturnforschung; hier finden Sie unter anderem eine Skizze von Christiaan Huygens, der als erster die Natur der Saturnringe verstand. Titan ist schon in einem lichtstarken Feldstecher als leicht rötlicher Begleiter des Ringplaneten zu sehen. Mit einem Durchmesser von 5.150 Kilometern ist er nach dem Jupitermond Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Auch die anderen größeren Saturnmonde, wie Dione und Rhea, sind für mittlere Amateurteleskope kein Problem. Insgesamt kennt man heute etwa 60 Saturntrabanten. Die Positionen der fünf hellsten Saturnmonde kann man über ein Applet auf der Webseite der Western Washington University für jeden gewünschten Zeitpunkt anzeigen lassen: Western Washington University Planetarium Das Java-Applet zeigt die Position der fünf größten Saturnmonde. Beachten Sie die verschiedenen Darstellungsmöglichkeiten („Direct view“, Inverted view“, „Mirror reversed“). Maßanfertigung von Himmelskarten Stellarium ist ein ideales Werkzeug zur Vorbereitung astronomischer Beobachtungen. Mit der kostenfreien und plattformunabhängigen Software können Sie den Sternhimmel zu jeder Zeit an jedem Ort simulieren. Abb. 11 zeigt als Beispiel einen Blick auf den Kölner Abendhimmel am 22. März 2010 um etwa 21:00 Uhr in Richtung Südosten. Klicken Sie zur Vergrößerung des Ausschnitts die Himmelskarte an. Saturn hat seine Opposition erreicht und ist unterhalb des Löwe in dem eher unscheinbaren Sternbild Jungfrau nicht zu verfehlen. Die astronomischen Jahrbücher informieren über die Positionen von Planeten und Monden: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag

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