Die Berliner Bühnen-Poeten Wolf Hogekamp und Bas Böttcher drehen Videoclips mit poetischem Inhalt. Diese kurzweilige Form der Textinszenierung kommt den TV-geprägten Rezeptionsgewohnheiten Jugendlicher entgegen und motiviert, mit Literatur und Sprache produktiv umzugehen. In der Unterrichtseinheit lernen die Schülerinnen und Schüler das Literaturformat der Poetry Clips via DVD und Web kennen, wenden es auf selbst bearbeitete oder eigene Texte an und produzieren eigene Clips, die sie in einem Poetry Slam vorstellen. Die Verknüpfung von Literatur und Medien ist dabei vielfältig: So bietet das Internet eine sehr gute Gelegenheit, aktuelle Live-Poesie per Download kennen zu lernen und daran Vorschläge für Clip-Inszenierungen zu erarbeiten. Auch der Kontakt zur so genannten ?Slamily? (= Slam-Familie, Netzwerk von über 200 Poeten und Slam-Veranstaltern im deutschsprachigen Raum) kann durch das Internet hergestellt werden. Das Ergebnis als Startpunkt der medialen Bearbeitung Die Schülerinnen und Schüler erleben bei dieser Unterrichtseinheit einerseits den Weg von der Interpretation anlässlich einer Veranstaltung, dem Poetry Slam, zum digitalisierten Poetry Clip. Andererseits beschreiten sie neue Wege der Ergebnispräsentation, indem sie ihre Poetry Clips in einem Slam präsentieren. Rezeptionsgewohnheiten der Lernenden aufgreifen Die Poetry Clips erinnern in Machart und Länge (maximal fünf Minuten) an Musik-Clips bekannter TV-Musiksender, was eine zusätzliche Motivation erzeugen kann, da an moderne Rezeptionsgewohnheiten angeknüpft wird. Bei der Produktion von Poetry Clips werden die Schülerinnen und Schüler mit Grundlagen der Medienarbeit (wie Einstellungsgrößen, Kameraführung) bekannt gemacht. Die Dreharbeiten an Poetry Clips sind daher eine hervorragende Vorbereitung für umfangreichere Film-Projekte. Die achtsstündige Einheit Schritt für Schritt 1. Unterrichtsschritt: Einstieg und Annäherung ans Thema Der erste Unterrichtssschritt dient der Annäherung an Poetry Clips und ist für zwei Unterrichtsstunden ausgelegt. 2. Unterrichtsschritt: Analyse von Text und Inszenierung Auch dieser zweite Schritt, in dem die Lernenden mit den Texten dreier Poetry Clips der DVD arbeiten, ist für zwei Unterrichtsstunden konzipiert. 3. und 4. Unterrichtsschritt: Produktion eigener Poetry Clips In den folgenden vier Unterrichtsstunden erstellen die Schülerinnen und Schüler eigene Poetry Clips. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen Themen und Autoren zeitgenössischer Literatur kennen lernen. ihre Vorstellungen von poetischen Inhalten durch Visualisierungsvorschläge erweitern. Texte mithilfe von Inszenierungsmöglichkeiten deuten. einem Sachtext über Poetry Clips Informationen entnehmen. ein aktuelles Literaturformat erleben und mitgestalten. die mögliche Vernetzung von Literatur (Poetry) und Medien (Clip) erfassen. über Präsentationsmöglichkeiten von Literatur nachdenken und Chancen und Grenzen von Poetry Clips erörtern. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen ein eigenes Medienprodukt gestalten und veröffentlichen (etwa im Internet, bei der Schulfeier, vor anderen Klassen). die Erzählerperspektive und den Inhalt eines Textes herausarbeiten und filmsprachlich abbilden. Funktion und Wirkung von Einstellungsgrößen und Kamerabewegungen kennen und anwenden lernen. Literaturrecherchen durchführen. an einem Netzwerk von zeitgenössischen Poeten und Literaturveranstaltern partizipieren. eigene Seh- und Rezeptionsgewohnheiten beschreiben und reflektieren. Thema Poetry Clips - Literatur im Videoformat Autorin Petra Anders Fächer Deutsch, Kunst, Medienerziehung Zielgruppe ab der frühen Sekundarstufe bis zur gymnasialen Oberstufe Zeitraum 8 Unterrichtsstunden Material Internetzugang, (digitale) (Video-)Kamera oder Handy mit Videofunktion, DVD " Poetry Clips ": Hogekamp, Wolf/Böttcher, Bas: Poetry Clips, DVD, Farbe, 100 min., Lingua-Video, Textheft-Edition, 2004. Die DVD mit vollem schulischen Vorführrecht ist für 32,- € erhältlich bei Lingua-Video.com. Planung Verlaufsplan ?Poetry Clips ? Literatur im Videoformat? Arbeit in der Klasse und eventuell zu Hause Insgesamt sind für diese Einheit acht Unterrichtsstunden vorgesehen, wobei die technische Umsetzung der eigenen Poetry Clips auch intensivere außerunterrichtliche Arbeit erfordern kann. Fächerverbindende Möglichkeiten Die Einheit kann als fachübergreifendes Projekt zwischen Deutsch, Kunst und Informatik sowie in Zusammenarbeit mit den Fremdsprachen durchgeführt werden. Inhaltlicher Nutzwert Die poetischen Videoclips können auch als Kommunikationsmedien zwischen Jahrgängen oder gar Schulen verstanden werden: So können ältere Schülerinnen und Schüler Poetry Clips für jüngere Jahrgänge produzieren. Der Fremdsprachenunterricht wird dadurch sinnlich und authentisch, dass die in der Fremd- oder Muttersprache produzierten Clips von Partnerschulen in anderen Ländern gesehen und interpretiert oder bewertet werden. Im Einstieg sehen die Schülerinnen und Schüler einen kurzen Auszug aus dem Poetry Clip "Hi Tec" von Bas Böttcher. Sie tauschen sich in Partnerarbeit über ihre Eindrücke aus, vertiefen ihre Kenntnisse durch einen Sachtext und recherchieren in Kleingruppen im Internet über Poetry Slam und Live-Poeten. Bas Böttcher: Hi Tec Gedanken zu Cyberspace, Analogmodem und vielem Technischen mehr äußert Bas Böttcher in diesem Clip, der hier in verkürzter Form zu sehen ist. Im Englischunterricht eignen sich auch die Clips von Tracy Splinter oder Bob Holman von der DVD "Poetry Clips" für den Einstieg. Tracy Splinter: Words Tracy Splinter sinniert über ihre Worte. Internetrecherche Die Schülerinnen und Schüler erhalten zwei Beobachtungsaufträge, die sie beim und nach dem Anschauen des Poetry Clips "Hi Tec" von Bas Böttcher beantworten sollen. Der Clip wird über DVD oder online präsentiert. Die Schülerinnen und Schüler tauschen sich in einer von Schülerseite moderierten Gesprächsrunde über ihre ersten Eindrücke aus. Sie grenzen in Partnerarbeit das Clip-Format von anderen bereits bekannten Medien für Literatur ab und erfassen dessen Chancen und mögliche Grenzen. In Kleingruppen recherchieren sie aktuelle Hintergrundinformationen zu Poetry Slam und Live-Poeten. Ergebnissicherung Der Unterrichtsschritt kann erweitert werden, indem die Schülerinnen und Schüler anhand der Internet-Informationen Plakate zu den Themen "Poetry Slam - Die Meisterschaften", "U20-Poetry Slam" und "Live-Poeten im Profil" erarbeiten und damit eine Poetry Slam-Ausstellung (auch als Homepage denkbar) gestalten. Nachdem die Schülerinnen und Schüler Merkmale von Poetry Clips kennen gelernt haben, entwickeln sie anhand von Slam-Poetry-Texten eigene Inszenierungsvorschläge. Sie vergleichen diese mit den Original-Poetry-Clips und lernen die Vielfalt von Umsetzungsmöglichkeiten kennen. Gruppenarbeit Die Schülerinnen und Schüler bilden drei Gruppen (plus zusätzlich drei Kontrollgruppen). Jede Gruppe erhält eine Textfassung (Kopie aus der Textbeilage der DVD) zu einem Poetry Clip. Die ausgewählten Texte sind: Sebastian 23: At the End of the Longest Line Timo Brunke: Ich hätte einen Vogel Sebastian Krämer: Bonn - eine Vermutung Textarbeit und eigene Inszenierungsvorschläge Die Gruppenmitglieder analysieren ihren Text und entwickeln anhand der Leitfragen auf dem Arbeitsblatt konkrete inhaltliche Inszenierungsvorschläge auf einem eigenen Blatt. Sie üben den Vortrag des Textes ein, präsentieren diesen den anderen Gruppen und stellen ihr Konzept für eine filmische Umsetzung vor. Eigene Ideen mit Umsetzungsideen der DVD vergleichen Im Anschluss an jede Gruppe werden der jeweilige Original-Clip vorgespielt sowie Abweichungen thematisiert. Analyse von Text und Inszenierung Darauf folgt die genauere Analyse der Poetry Clips der drei Autoren. Binnendifferenzierung ist möglich, indem leistungsschwächere Schülerinnen und Schüler Aufgabe 5a), leistungsstärkere Schülerinnen und Schüler 5b) bearbeiten. Kontakt zu den Autoren der Poetry Clips Abschließend treten die Schülerinnen und Schüler - auf Wunsch auch real - mit den Autoren in Kontakt, indem sie in einer E-Mail ihre Meinung mitteilen. Sebastian Krämer Sebastian Krämer präsentiert sich mit Kontaktdaten auf seiner Website. Timo Brunke Timo Brunke ist auch über seine Website zu erreichen. In diesen produktionsorientierten Unterrichtsstunden liegt der Fokus auf der Medienarbeit: Die Schülerinnen und Schüler werden in Grundzüge der Filmsprache eingeführt, drehen und bewerten eigene Poetry Clips und stellen diese anderen Nutzern online oder als DVD zur Verfügung. Die Schülerinnen und Schüler gehen in ihre bewährten Gruppen zurück. In einem ersten Schritt erarbeiten sie sich anhand der weiteren Poetry Clips der DVD als filmsprachliche Grundlagen die Einstellungsgrößen sowie Kameraperspektiven und -bewegungen. Dann können sie zwischen drei Möglichkeiten wählen: Entweder sie arbeiten ein Konzept zu den bereits bekannten Slam Poetry-Texten aus und beginnen die Dreharbeiten. Alternativ wählen sie einen anderen Text der Poetry Clip-DVD und entwickeln dazu einen Clip, den sie selbstständig mit dem Original vergleichen. Oder sie inszenieren einen Clip zu einem literarischen Text aus dem Unterrichtszusammenhang oder aus der eigenen kreativen Arbeit. Alle drei Alternativen können mit dem Arbeitsblatt 3 angeleitet werden. Außerdem empfiehlt sich der Rückgriff auf die Leitfragen von Arbeitsblatt 2. Zusätzlich können die Gruppen auch ein Storyboard anlegen. Für die Dreharbeiten teilen die Schülerinnen und Schüler die Aufgabenbereiche ihres Filmteams ein: SchauspielerIn, RegisseurIn, Kameramann/-frau und Masken- und KostümbildnerIn. Denkbar ist auch, dass sich die Teams zusammen mit den inhaltlichen Leitfragen von Arbeitsblatt 2 vorbereiten und dann einzeln und arbeitsteilig die folgenden Aufgaben übernehmen: SchauspielerIn: freien Vortrag des Textes üben RegisseurIn: Inszenierung koordinieren, Anweisungen geben Kameramann/-frau: Arbeitsblatt 3, Aufgaben 1-2, Einstellungen und Bewegungen ausführen Masken- und KostümbildnerIn: Make-up bestimmen und Kleidung sowie Requisiten organisieren Bewertung durch die Lehrperson Mithilfe der Checkliste werden die entwickelten Poetry Clips bewertet. Die Skala geht von sehr schlecht (1 Punkt) bis sehr gut (10 Punkte) und orientiert sich dabei an der Punkteverteilung der Publikumsjury bei einem Poetry Slam. Die Publikumsbeteiligung kann auch aktiv in einem Clip-Slam erfolgen: Die Teams schreiben ihren Namen auf Zettel. Ein Moderator oder eine Moderatorin zieht die Reihenfolge der Präsentierenden. Der Moderator oder die Moderatorin ruft die Präsentierenden auf, diese stellen ihren Poetry Clip vor. Jede und jeder aus dem Publikum erhält eine Bewertungsliste, in die er die Punkte einträgt und am Ende des Clip-Slam bei der/dem ModeratorIn abgibt. Oder: Eine zehnköpfige Jury wird ausgelost, die die Gesamtpunktzahl jeder Präsentation auf einen Zettel schreibt und in Richtung ModeratorIn hält. Das durch die Jury oder durch das gesamte Publikum ermittelte Siegerteam erhält einen symbolischen Preis. Abschlussbewertung Als Leistungsnachweis kann einerseits das Konzept beziehungsweise das Storyboard, andererseits das technische Endprodukt (zum Beispiel 50% durch MitschülerInnen, 50 % durch die Lehrkraft) benotet werden. Abschließend setzen die Schülerinnen und Schüler Ihre Ergebnisse mit einer Kontaktadresse ins Internet. Externe Bewertung ermöglichen Indem die Schülerinnen und Schüler eine Poetry-Clip-Galerie einrichten und eine Voting-Möglichkeiten geben, können Internet-User (wie Partnerschulen, MitschülerInnen, Eltern) über die Lieblings-Poetry Clips abstimmen.

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

In dieser Unterrichtseinheit wird die Löslichkeit von Gasen in Wasser mithilfe einfacher medizinischer Spritzentechnik untersucht und durch die kritische Hinterfragung von Werbeaussagen zu einem sauerstoffhaltigen "Powergetränk" kontextnah erarbeitet.Ausgehend von der Werbung für ein sauerstoffhaltiges Getränk wie ?Active O2? wird in der Sekundarstufe I untersucht, wie viel Sauerstoff sich in Wasser lösen kann. In der Oberstufe kann man anhand der Löslichkeit von Kohlenstoffdioxid in Wasser das Prinzip von Le Chatelier einführen und dieses dann auf das sauerstoffhaltige Getränk übertragen. Sämtliche Experimente lassen sich kostengünstig, sicher und unkompliziert mit medizintechnischen Geräten durchführen. Die Verknüpfung mit der Lebenswelt der Schülerinnen und Schüler ermöglicht neben einer Einführung der Löslichkeit von Gasen auch Berechnungen zu den Gasgesetzen oder zum Massenwirkungsgesetz. Dabei liefert der motivierende Aufhänger des Modegetränks ?Active O2? die Gelegenheit zur kritischen Auseinandersetzung mit Werbeaussagen. Klasse 9 und 10: Was ist dran am "Powergetränk"? Die Schülerinnen und Schüler untersuchen die in einem Getränk gelösten Gase, bestimmen die Löslichkeit von Sauerstoff in Wasser und hinterfragen die Werbeversprechen zum "Powergetränk". Jahrgangsstufe 11: Le Chatelier und die Kohlensäure Ausgehend vom Kontext "Kohlensäure in Getränkeflaschen" werden die Möglichkeiten zur Beeinflussung der chemischen Gleichgewichts untersucht, bevor das sauerstoffhaltige "Powergetränk" kritisch bewertet wird. Die Schülerinnen und Schüler sollen gemäß der Bildungsstandards (PDF-Download) im Kompetenzbereich "Fachwissen" die Löslichkeit von Gasen in Abhängigkeit verschiedener Parameter kennen lernen und diese beeinflussen (F3). gemäß der Bildungsstandards im Kompetenzbereich "Erkenntnisgewinnung" Versuche eigenständig entwickeln, durchführen und gegebenenfalls optimieren (E1-E5 und E8). gemäß der Bildungsstandards im Kompetenzbereich "Kommunikation" im Team Versuche durchführen, dokumentieren und fachsprachlich korrekt präsentieren (K3, K5 und K6). gemäß der Bildungsstandards im Kompetenzbereich "Bewertung" erkennen, dass wissenschaftlich anmutende Behauptungen in der Werbung häufig suggestiv wirken und zu bewerten sind. gemäß der Bildungsstandards im Kompetenzbereich "Bewertung" in die Lage versetzt werden, ihr Konsumverhalten kritisch zu hinterfragen (B3-6). Thema Das Prinzip von Le Chatielier - einmal anders Autor Gregor von Borstel Fach Chemie Zielgruppe Klasse 9 und 10, Jahrgangsstufe 11 Zeitraum Klasse 9 und 10 (Löslichkeit von Sauerstoff): 1 Stunde Jahrgangsstufe 11 (Löslichkeit von Kohlenstoffdioxid und Sauerstoff): 2 Stunden Technische Voraussetzungen Computer mit Abspielmöglichkeit für Videoclips, Kunststoffspritzen und Zubehör Planung Tabellarischer Verlaufsplan für Das Prinzip von Le Chatelier - einmal anders (Klasse 9 und 10 ) sowie Das Prinzip von Le Chatelier - einmal anders (Jahrgangsstufe 11) Gregor von Borstel und Andreas Böhm Le Chatelier einmal anders, Gleichgewichtsverschiebungen am Kontext Sprudelwasser, Naturwissenschaft im Unterricht Chemie, Heft 96, Sicher Experimentieren, 6/2006, S. 34-37 Gregor von Borstel und Andreas Böhm "Active O2" - Powerstoff mit Sauerstoff, kontextorientierte Prüfung von Werbeaussagen, MnU 59/7 (15.10.2006), S. 413-415 Seit 2001 ist "Active O2" auf dem Markt. Es handelt sich um ein "Sauerstoffwassergetränk", das, verglichen mit einem konventionellen Mineralwasser, mit der 15-fachen Menge an Sauerstoff angereichert ist. Nach den Angaben des Herstellers wird der Sauerstoff unter Veränderung der physikalischen Parameter Druck und Temperatur und unter starker Verwirbelung in das Wasser eingebracht. Der Sauerstoff ist dann physikalisch im Wasser gelöst. Nach dem Öffnen der Flasche dauert es überraschend lange, bis er langsam entweicht und sich ein neuer Gleichgewichtszustand einstellt. "Active O2" ist gegenwärtig in der Sport- und Outdoor-Szene als "Powerstoff zum Auftanken" sehr gut positioniert und somit vielen Schülerinnen und Schülern bekannt. Ausgehend von der Werbung für das Getränk wird die Frage aufgeworfen, warum es so beliebt ist und was sich konkret hinter der Werbeaussage verbirgt, es enthalte 15-mal mehr Sauerstoff als herkömmliches Mineralwasser. Damit ist der Anreiz gegeben, das Getränk einmal genauer zu untersuchen. Active-O2-Homepage Auf der Webseite wirbt der Hersteller für die Vorzüge des Produktes. Partner- oder Gruppenarbeit Experimentell können die Schülerinnen und Schüler die Werbeaussage mit sehr einfachen medizintechnischen Plastikgeräten in Partner- oder Gruppenarbeit untersuchen: Welches Gas ist im Getränk gelöst? Alles Gas wird durch Auskochen aus dem Getränk ausgetrieben und aufgefangen. Das gewonnene Gas untersucht man durch einfache Nachweisreaktionen darauf, ob es sich im Wesentlichen um Sauerstoff handelt. Lösen von Sauerstoff in Wasser Einen etwas anderen Weg beschreitet man, wenn die Schülerinnen und Schüler untersuchen lässt, wie viel Sauerstoff sich tatsächlich bei Raumtemperatur und Normaldruck in Wasser löst. Austreibung und Nachweis gelöster Gase Das Gas kann direkt aus einer Getränkeflasche ausgetrieben werden. Will man die Flasche nicht öffnen, stülpt man über den Flaschenverschluss ein Stück eines abgequetschten, alten Fahrrad- oder Silikonschlauchs zur Abdichtung und durchbohrt Schlauch und Verschluss mit der Kanüle. Die Kanüle verbindet man gasdicht mit mehreren leicht laufenden Luer-Lock Spritzen zum Auffangen des Gases. Die Flasche wird dann im Wasserbad erwärmt. Um zu überprüfen, ob man neben Sauerstoff auch Kohlenstoffdioxid freisetzt, leitet man etwas Gas pneumatisch in ein Reagenzglas um und führt die Glimmspanprobe durch. Dann spritzt man den Rest des aufgefangenen Gases mithilfe einer flexiblen Kunststoffkanüle durch wenige Milliliter Kalkwasser. Prinzipiell kann man durch Überleiten über heißes Kupfer oder Eisen den freigesetzten Sauerstoff auch quantitativ erfassen. Wie viel Sauerstoff löst sich in Wasser? Sehr leicht kann man auch ohne Glasgeräte herausfinden, wie viel Sauerstoff sich bei Raumtemperatur und Normaldruck in einer vorgegebenen Menge Wasser löst. Dazu werden zwei Spritzen gasdicht miteinander verbunden. In die eine füllt man 40 Milliliter abgekochtes und auf Zimmertemperatur abgekühltes Wasser, in die andere im Überschuss Sauerstoff. Das Gas wird solange durch das Wasser gedrückt, bis sich kein weiteres löst. Verblüfft stellen die Schülerinnen und Schüler fest, dass dies in der Regel nur ein Milliliter ist. Damit wird die Aussage, dass in der Flasche 15-mal mehr Sauerstoff als in normalem Wasser enthalten sind, zugleich begreifbar und hinterfragt. Die Ergebnisse werden vorgestellt und festgehalten. Um wieder auf das Eingangsproblem zurückzukommen ("Wie ist die Werbeaussage zum ?Powergetränk' zu bewerten?"), kann man zum Vergleich ausrechnen, wie viel Sauerstoff man mit einem tiefen Atemzug aufnehmen kann. Vereinfachend geht man von einem maximalen Lungenvolumen von fünf Litern und einem Sauerstoffanteil in der Atemluft von 20 Prozent aus. Basierend darauf kann der mögliche Wirkungsgrad des Powergetränks bezüglich der Sauerstoffversorgung des Organismus über den Verdauungstrakt eingeschätzt, und auf die Frage hingelenkt werden, ob sich der Kauf des Getränkes aufgrund des versprochenen Sauerstoffgehaltes überhaupt "auszahlen" kann. Um den Slogan "Der Powerstoff mit Sauerstoff" weiter zu hinterfragen bietet es sich auch an, im Internet die Informationen des Getränkeanbieters mit seriösen Aussagen zu vergleichen (im Unterricht oder als Hausaufgabe). Zum Abschluss kann den Schülerinnen und Schülern die Frage gestellt werden, welche Auswirkungen die gefundenen Ergebnisse auf ihr Verbraucherverhaltens haben werden. Bei der Herleitung des für viele Sachverhalte grundlegenden Prinzips von Le Chatelier steht zunächst die Frage im Mittelpunkt, welche Parameter die Lage eines dynamischen Gleichgewichts beeinflussen. Herkömmlicherweise greift man in der Schule auf Versuche mit Stickstoffdioxid oder Kobaltchlorid zurück, die aufgrund der toxischen beziehungsweise kanzerogenen Eigenschaften nicht von den Schülerinnen und Schülern durchzuführen sind. In dieser Unterrichtseinheit werden die Möglichkeiten zur Beeinflussung des chemischen Gleichgewichts am Kontext Kohlensäure eingeführt. Die Schülerinnen und Schüler erarbeiten dabei die meisten Versuche mit einfachen Plastikmaterialien aus der Medizintechnik völlig eigenständig (unter der Voraussetzung, dass sie mit dem Einsatz medizinischer Spritzentechnik im Chemieunterricht vertraut sind). Im Rahmen dieser als "Egg Race" bezeichneten Unterrichtsform können die Lernenden Experimente selbstständig entwickeln und so eigene Wege finden. Egg Races und Robinsonaden - kreatives Experimentieren Allgemeine Informationen und verschiedene Egg-Race-Ideen für den Chemieunterricht auf der Website des Autors. Spritzentechnik "ChemZ" Unterrichtsideen und Informationen zu der hier eingesetzten Spritzentechnik auf der Website des Autors. Filme zur Spritzentechnik und zum Kohlenstoffdioxid Videos zum Umgang mit medizinischer Spritzentechnik für Ungeübte (Lehrkräfte, Schülerinnen und Schüler) auf der Website des Autors. 1. Löslichkeit von Kohlenstoffdioxid unter Normalbedingungen Der Einfluss von Druck und Temperatur auf die Löslichkeit von Gasen ist den meisten Schülerinnen und Schülern prinzipiell vertraut - zum Beispiel über Sodastreamer oder aufgewärmte Sprudelflaschen im Sommer. Was noch fehlt, ist eine quantitative Erfassung dieser Faktoren. Ausgehend vom Sprudelwasser wird die Frage aufgeworfen, wie viel Kohlenstoffdioxid sich in Wasser lösen kann. Mithilfe eines einfachen Versuchs untersuchen die Schülerinnen und Schüler dies zunächst unter Standardbedingungen (CO2_le_chatelier.pdf, Versuch 1). Die in den Schülerversuchen ermittelten Ergebnisse liegen in der Regel bei 20 bis 22 Milliliter gelöstem Kohlenstoffdioxid pro 25 Milliliter Wasser und damit nahe am Literaturwert. Die Ergebnissicherung beinhaltet zugleich die Frage, was beim Lösen passiert. Wenn man dazu die entsprechenden Reaktionsgleichungen festhält, lässt sich im Anschluss diskutieren, welche Parameter das Gleichgewicht beeinflussen könnten. Aufbauend auf Alltagserfahrungen mündet die Hypothesenbildung (Temperatur, Druck, pH-Wert) in weitere Versuche, die mit medizinischer Spritzentechnik durchgeführt werden können (CO2_le_chatelier.pdf, Versuche 2 bis 5). 2. Einfluss der Temperatur Die Schülerinnen und Schüler erstellen mit dem aus dem ersten Experiment bekannten Versuchsaufbau eine Messreihe mit abgekochtem Wasser unterschiedlicher Temperatur. Heißes Wasser wird in einer Thermoskanne bereitgestellt und mit bereits erkaltetem gemischt, um die gewünschten Wassertemperaturen zu erhalten. Aus Sicherheitsgründen sollte das verwendete Wasser nicht heißer als 50 Grad Celsius sein! Heizungsrohrisolierungen aus dem Baumarkt, die über die Spritzen gezogen werden können, gewährleisten, dass die Wassertemperatur während des Versuchs nur um wenige Grad abnimmt. 3. Einfluss von Druck Zur Untersuchung des Einflusses von Druck gibt man etwas Sprudelwasser in eine Spritze, verschließt diese und erzeugt durch Ziehen des Stempels einen Unterdruck. Etwas weiter geht die Variante mit Indikator (Unisol 113 für pH 1 bis 13, steht in den meisten Schullaboren zur Verfügung). Dazu wird eine Spritze wie folgt präpariert: Man zieht den Stempel maximal heraus und durchbohrt ihn mit einem erhitzten Nagel. Später wird der Nagel dann als "Riegel" benutzt, um den Stempel bei Unterdruck zu fixieren (siehe Grafik im Arbeitsblatt CO2_le_chatelier.pdf). Danach zieht man in diese Spritze zehn Milliliter abgekochtes Wasser mit Indikator (wenig) und sprudelt Kohlenstoffdioxid durch das Wasser, bis die Farbe gerade nach gelb umschlägt (etwa fünf Milliliter). Überschüssiges Kohlenstoffdioxid wird verworfen, und die Flüssigkeit auf zwei Spritzen verteilt. Beide Spritzen werden verschlossen. Eine dient später dem Farbvergleich. Der Stempel der präparierten Spritze wird maximal herausgezogen (Erzeugung eines Unterdrucks) und fixiert. Die Lösung wird geschüttelt. Zu beobachten ist das Ausperlen von Gas sowie ein deutlicher Farbwechsel, der auf eine Erhöhung des pH-Wertes von etwa 3 auf 5 zurückgeführt werden kann. Die Schülerinnen und Schüler schlagen bei der Untersuchung des Einflusses von Druck in der Regel zunächst vor, per Überdruck eine größere Löslichkeit des Gases zu erreichen. Die damit einhergehende pH-Wert Erniedrigung solle über einen Indikator sichtbar gemacht werden. Dies lässt sich in der Praxis jedoch nicht umsetzen, so dass man den hier beschriebenen, umgekehrten Weg der Druckerniedrigung und der Beobachtung von ausperlendem Gas wählen sollte. 4. Einfluss des pH-Wertes Auch in dieser Versuchsreihe wird mit abgekochtem Wasser gearbeitet, das durch Zugabe von Natronlauge/Salzsäure leicht sauer/alkalisch gemacht wurde. Man kann 0,1 bis 1-molare Lösungen verwenden. In 1-molarer Natronlauge löst sich mehr als zweieinhalb Mal soviel Kohlenstoffdioxid wie in abgekochtem Wasser. Auch wenn die Gefahr der Verätzung bei 0,1-molaren Lösungen auch sehr gering ist, müssen - wie bei allen Versuchen - die Sicherheitsvorschriften beachtet werden. Sollten Sie sich für den Einsatz höher konzentrierter Lösungen mit deutlicheren Ergebnissen entscheiden, müssen die Schülerinnen und Schüler insbesondere bei der Verwendung der Natronlauge auf die Verätzungsgefahr hingewiesen werden. 5. Gelöste Stoffe Wenn die Zeit reicht, können die Schülerinnen und Schüler auch noch den Einfluss gelöster Stoffe auf die Löslichkeit von Kohlenstoffdioxid in Wasser untersuchen. Dabei bietet es sich an, eine Messreihe mit verschieden konzentrierten Kochsalzlösungen durchzuführen. Wenn die Schülerinnen und Schüler im Umgang mit medizinischer Spritzentechnik noch nicht geübt und der Egg-Race-Unterrichtsform noch nicht verraut sind, können sie "klassisch" mit Versuchsanleitungen versorgt oder unterstützt werden. Im Anschluss an die Sicherung der Ergebnisse erfolgt eine Verallgemeinerung. Anknüpfungspunkte bietet der Kalkkreislauf in Natur und Technik, der außerdem als Klausuraufgabe denkbar wäre. Zudem kann auch auf den Einfluss der Weltmeere auf den natürlichen Kohlenstoffdioxidkreislauf und den Treibhauseffekt eingegangen werden. Einen bewährten Schlusspunkt des Themas stellt die Untersuchung des vielen Schülerinnen und Schülern bekannten "Powergetränks Active O2" dar. Wie in den Ausführungen zur Bearbeitung des Themas in Klasse 9 und 10: Was ist dran am "Powergetränk"? beschrieben, können die Lernenden auch hier mithilfe medizinischer Spritzentechnik völlig eigenständig ermitteln, wie viel Gas in einer Getränkeflasche gelöst ist und wie viel Sauerstoff sich unter Normalbedingungen in Wasser löst. Die im Chemieunterricht sich selten bietende Gelegenheit des Transfers von Vorwissen zur kritischen Hinterfragung von Werbeaussagen sollte auf jeden Fall genutzt werden.

Diese Unterrichtseinheit thematisiert die Berechnung der rätselhaften Drehung der Ellipsenachse des Planeten Merkur (Periheldrehung) sowie den Nachweis der Laufzeitverlängerung von Radarimpulsen zum Planeten Venus aufgrund der Raumzeit-Krümmung. Beide Experimente waren für die Bestätigung der Vorhersagen Albert Einsteins von großer Bedeutung. In dieser Unterrichtseinheit erfahren die Schülerinnen und Schüler, dass die minimale Drehung der Merkurellipse allein durch Störeffekte benachbarter Himmelskörper nicht erklärt werden kann, denn ein kleiner Betrag dieser Ellipsendrehung von 43 Bogensekunden pro Jahrhundert blieb lange Zeit völlig rätselhaft. Erst Albert Einstein konnte aus dem Formalismus seiner neuen Gravitationstheorie genau diese fehlende Winkeldifferenz herleiten. Dies war der erste "Beweis" der Allgemeinen Relativitätstheorie, dieser komplexen und völlig neuartigen Theorie, die Albert Einstein über viele Jahre hinweg erarbeitet hatte und 1915 zur Veröffentlichung frei gab. Ihre Schülerinnen und Schüler berechnen die Drehung der Ellipsenachse des Planeten Merkur und im Weiteren auch die eines Sterns, der das supermassive Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße umrundet. Aufgrund der großen Masse des Schwarzen Lochs fällt die relativistische Drehung dort deutlich stärker aus und stimmt mit der Vorhersage der Relativitätstheorie bestens überein. Eine weitere, historisch wichtige Bestätigung der Relativitätstheorie stellt das Experiment des Astronomen Irvin Shapiro aus dem Jahr 1970 dar. Shapiro konnte mithilfe von Laufzeitmessungen von Radarimpulsen, die er zum Planeten Venus schickte, die Raumzeit-Krümmung in der Umgebung der Sonne bestätigen. Die Allgemeine Relativitätstheorie ist nicht Inhalt der Physik-Lehrpläne. Dies liegt sicher daran, dass es sich um eine mathematisch ausgesprochen komplexe und abstrakte Theorie handelt, deren Möglichkeiten der Vereinfachung und Veranschaulichung Grenzen gesetzt sind. Dennoch lässt sich die Bedeutung dieser neuen Gravitationstheorie durchaus im Unterricht thematisieren, wobei sich die historischen "Beweise" der Theorie besonders eignen, da diese im schulischen Kontext gut zugänglich sind. In diesem Beitrag werden zwei dieser bedeutsamen Bestätigungen der Allgemeinen Relativitätstheorie thematisiert. Die Periheldrehung der Merkurellipse (1915) und die Shapiro-Zeitverzögerung. Beide Effekte hängen eng mit der Raumzeit-Krümmung zusammen, die vor allem im zweiten Arbeitsblatt zum Shapiro-Delay eine gewisse Veranschaulichung erfährt. Die beiden Arbeitsblätter beginnen jeweils mit einem Informationstext, woran sich dann konkrete Rechenaufgaben anschließen. Dazu sollen die Lernenden mithilfe vorgegebener Formeln aus der Relativitätstheorie bestimmte Effekte und Werte der Periheldrehung der Shapiro-Verzögerung berechnen und sie dann mit den Messungen der damaligen Zeit vergleichen und bewerten. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler… lernen das Problem der Periheldrehung von Planetenellipsen kennen und erfahren, dass die Allgemeine Relativitätstheorie dieses Phänomen exakt beschreibt und berechnet. berechnen die Drehung der Ellipsenachsen der Merkurbahn und des Sterns S2, der das galaktische Zentrum umrundet. vergleichen und bewerten die Messergebnisse mit ihren Berechnungen. erkennen, dass die Formeln der Relativitätstheorie die Messergebnisse reproduzieren können. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler… können Texte in gedruckter und digitaler Form nach bestimmten Fragestellungen hin untersuchen. die relevanten Informationen herausarbeiten. arbeiten mit einer Computersimulation. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler… arbeiten konstruktiv und kooperativ in Paar- oder Gruppenarbeit. diskutieren in Paar- oder Gruppenarbeit und äußern dabei ihre Meinung unter Nutzung ihrer fachlichen Kenntnisse. stellen Ergebnisse der Paar- und Gruppenarbeit angemessen und verständlich im Plenum dar.

Dateien im MP3-Format sind heutzutage sehr verbreitet. Dass hinter MP3 jede Menge interessante Mathematik steht, ist vielen nicht bewusst. Wer kennt nicht MP3-Dateien? Mit ihnen ist es möglich, große Mengen von Musik auf kleinstem Raum zu speichern und wieder abzuspielen: denn mit MP3 kann man den Speicherplatz, den man benötigt, um eine Audiodatei zu speichern, auf einen Bruchteil reduzieren. Auf modernen MP3-Playern von der Größe einer Streichholzschachtel ist es möglich, bis zu 200.000 Minuten Musik (das entspricht 130 Tagen) zu speichern. Diese Unterrichtseinheit soll einige der Prinzipien, auf denen MP3 basiert, näher beleuchten und allgemein verständlich darstellen. Dies umfasst biologische, physikalische und mathematische Aspekte. Ausgehend von verschiedenen Hörbeispielen zur Einführung werden die mathematischen Grundlagen betrachtet, die hinter der Zerlegung von Frequenzen liegen. Prinzip von MP3 und Grundlagen Wie lassen sich große Datenmengen von Video- und Audiodateien im MP3-Format platzsparend speichern? Was hört das menschliche Ohr - und was nicht? Die Grenzen des menschlichen Gehörs und welche Rolle dabei der verdeckende Schall und der verdeckte Schall spielen. Prinzip der Multiskalenanalyse Zerlegt man musikalische Töne in ihre Einzelfrequenzen, müssen ganz unterschiedliche Frequenz-Skalen betrachtet werden. Multiskalenanalyse mithilfe von Rechteckschwingungen Tonsignale lassen sich auch in Rechteckschwingungen zerlegen, deren Skala zunehmend gröber wird. Huffman-Codierung Um in MP3 die verbliebenen Informationen effizient abzuspeichern, nutzt man die Huffman-Codierung. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Prinzipien, auf denen MP3 basiert, kennen lernen. ein grundlegendes Verständnis für das Hören von Tönen und Klängen entwickeln. einige Grenzen des menschlichen Gehörs kennen lernen. das Prinzip der Zerlegung eines Klanges in Einzelfrequenzen am Beispiel einer Multiskalenanalyse nachvollziehen. Thema MP3 - ein Beispiel für angewandte Mathematik im Alltag Autoren Dr. Anton Schüller, Prof. Dr. Ulrich Trottenberg, Dr. Roman Wienands Fach Mathematik, Physik, Biologie oder Differenzierungsbereich Mathematik/Naturwissenschaft Zielgruppe ab Klasse 8 oder im Rahmen eines Projektkurses in der Oberstufe Zeitraum 3 bis 4 Stunden oder im Rahmen einer Projektwoche Technische Voraussetzungen Computer mit Soundkarte, Software zur Wiedergabe von Audio- und Videodateien im avi-Format, zum Beispiel Windows Media Player oder Real Player MP3 ist eine Abkürzung von MPEG Audio Layer 3, wobei MPEG für Moving Picture Experts Group steht, die 1988 gegründet wurde, um einen Standard für die effiziente Kodierungvon Videocodes zu entwickeln. MP3 basiert auf dem Prinzip, dass nur der Anteil von einem Musikstück gespeichert werden muss, den das menschliche Ohr auch hören kann. Dies mag auf den ersten Blick ein wenig überraschend klingen. Hören wir denn nicht alles, was in einem Musikstück enthalten ist? Tatsächlich ist das menschliche Ohr nicht in der Lage, alle Details, die in einem Musikstück enthalten sind, wahrzunehmen. Zur Einführung in das Thema eignet sich das Zeigen der Audio-Video-Datei audio_video_kompression.avi. Hier wird gleichzeitig an einem visuellen und auditiven Beispiel demonstriert, wie sich die Qualität von Bildern und Musik verändert, wenn man die zugehörigen Dateien immer weiter komprimiert. Bei der Datenkompression bleibt die Qualität für die menschliche Wahrnehmung zunächst erhalten und man spart große Mengen Speicherplatz. Irgendwann werden jedoch die Qualitätsverluste bemerkbar. Komprimiert man dann immer noch weiter, so verschlechtert sich die Qualität dramatisch. Wieso können wir überhaupt das hören, was jemand sagt, der einige Meter von uns entfernt ist? Der Grund hierfür ist das physikalische Phänomen des Schalls. Schall entsteht, weil die Moleküle eines Mediums (zum Beispiel Luft) zum Schwingen gebracht werden. Dadurch stoßen sie an benachbarte Moleküle, bringen auch diese ins Schwingen und so weiter. Abb. 1 (bitte anklicken) zeigt eine Animation der Molekülbewegungen. Solch eine (mechanische) Schwingung breitet sich in festen, flüssigen oder gasförmigen Stoffen wellenförmig aus. Schall breitet sich als sogenannte Longitudinalwellen aus, also immer parallel zur Ausbreitungsrichtung. Die Animation in Abb. 2 (bitte anklicken) verdeutlicht dies. Entsteht ein Ton dadurch, dass eine Gruppe von Molekülen ganz regelmäßig hin und her schwingt, beispielsweise 400 mal pro Sekunde, so sagen wir auch, der Ton hat eine Frequenz von 400 Hertz, das heisst die Schwingung erfolgt 400 mal pro Sekunde. Das menschliche Ohr kann nur Töne wahrnehmen, die zwischen etwa 16 und 20.000 Hertz liegen. Ist c die Schallgeschwindigkeit in einem Medium, f die Frequenz einer Schallwelle (das heißt einer sich wellenförmig ausbreitenden Schwingung) und λ (sprich lambda) die Wellenlänge, so gilt c = λ * f Sind zwei dieser drei Größen bekannt, so kann man die dritte hiermit berechnen. Je weiter die Moleküle in der Luft hin und her schwingen, desto lauter ist der Ton. Die Lautstärke beschreibt also den Unterschied zwischen Berg und Tal der Schwingung. Geräusche haben keine exakt bestimmbare Tonhöhe mehr. Sie sind nichtperiodische Schallereignisse, die durch Überlagerungen vieler Schwingungen unterschiedlicher Frequenz mit rasch wechselnder Amplitude entstehen. Mit anderen Worten: "Der Unterschied von Ton/Klang zu Geräusch ist in der Regelmäßigkeit der Schwingung zu finden. Bei einem Geräusch ist die Schwingbewegung der Luft sehr ungleichmäßig, bei Tönen dagegen handelt es sich um immer wiederkehrende gleichförmige Luftbewegungen". Alles, was wir hören, besteht aus Überlagerungen von Schwingungen, die sich in einem Medium wie der Luft wellenförmig ausbreiten. Diese wellenförmige Ausbreitung bedeutet physikalisch gesehen, dass das menschliche Ohr Druckschwankungen wahrnimmt, die aus einer Überlagerung von Schwingungen unterschiedlichster Frequenzen resultieren. Diese Druckschwankungen führen zu einem entsprechenden Schwingen des Trommelfells. Das menschliche Ohr ist wiederum imstande, dieses Schwingen des Trommelfells über Sinneshaare im Innenohr, die auf unterschiedliche Frequenzen spezialisiert sind, in einzelne Tonfrequenzen zu zerlegen und als Nervenreize an das Gehirn weiterzuleiten. Diese werden dann vom Gehirn als Töne, Klänge und Geräusche interpretiert. Grenzen des menschlichen Gehörs: Abb. 3 zeigt Hörschwelle, Schmerzgrenze, Musik- und Sprachwahrnehmbarkeit in Abhängigkeit von der Frequenz. Nach rechts ist die Frequenz und nach oben die Lautstärke (in der Maßeinheit "Dezibel") aufgetragen. Man beachte dabei, dass "Dezibel" eine logarithmische Maßeinheit ist. Wegen log 1 = 0 bedeutet 0 Dezibel gerade nicht, dass völlige Stille herrscht. In Abb. 4 werden die Grenzen des menschlichen Gehörs deutlich: Die Hörschwelle wird angehoben durch die Anwesenheit von Tönen mit einer Frequenz von 1 kHz und verschiedenen Lautstärken (in jeweils unterschiedlichen Farben dargestellt). mp3 macht sich zunutze, dass die akustischen Informationen, die das menschliche Ohr überhaupt nicht wahrnehmen kann, auch nicht abgespeichert werden müssen. Für MP3 müssen also die Tonsignale wieder in die einzelnen Frequenzen zerlegt werden, aus denen sie zusammengesetzt sind. Anschließend werden die Anteile, die für das menschliche Gehör ohnehin nicht wahrnehmbar sind, aus der Frequenzdarstellung entfernt, denn nur die hörbaren Anteile müssen überhaupt gespeichert werden. In den Videoclips wird demonstriert, wie MP3 funktioniert. An diesen Hörbeispielen wird deutlich, dass man im MP3-Format nur einen kleinen Teil der ursprünglichen Frequenzen zu speichern braucht. Den überwiegenden Rest der Informationen kann man weglassen, ohne dass das menschliche Ohr einen Unterschied zur Originalversion wahrnimmt. Die Töne im weißen Bereich des dritten Beispiels (musikbeispiel_orig_minus_mp3.avi) werden in der Originalversion durch andere dominantere Töne überdeckt und werden somit im Gesamtzusammenhang des Musikstücks nicht wahrgenommen. Erst wenn die dominanten Töne wegfallen, werden die restlichen Töne für das menschliche Ohr hörbar. Musikalische Töne bestehen aus einer Überlagerung einer Vielzahl von Schwingungen. Wie zuvor bereits erläutert, sind nur die Schwingungen mit Frequenzen zwischen etwa 20 und 20.000 Hertz für den Menschen hörbar. Der Faktor zwischen den niedrigsten und den höchsten hörbaren Frequenzen beträgt damit immerhin 1.000 = 10³, also 3 Zehnerpotenzen. Wenn wir also musikalische Töne wieder in die darin enthaltenen Einzelfrequenzen zerlegen wollen, müssen wir ganz unterschiedliche Frequenz-Skalen betrachten. Da die Frequenzen in einem bestimmten Medium wie der Luft in direktem Zusammenhang mit den zugehörigen Wellenlängen stehen (wie in der Gleichung zu Prinzip von MP3 und Grundlagen ), können wir ganz analog auch sagen, wir müssen ganz unterschiedliche Skalen von Wellenlängen betrachten. Eine derartige Multiskalenanalyse ist durchaus nicht ungewöhnlich, wenn man die Eigenschaften von Objekten beobachten oder analysieren will. Anhand von zwei Beispielen wird das Prinzip der Multiskalenanalyse verdeutlicht. Im ersten Beispiel wird eine Multiskalenanalyse durch fortgesetzte Mittelwertbildung für eine gegebene Zahlenfolge durchgeführt. Im zweiten Beispiel betrachten wir die Zerlegung eines Tonsignals in sogenannte Wavelets, was der Zerlegung in Rechteckschwingungen entspricht. Wir betrachten als Beispiel folgende Zahlenfolge von Quadratzahlen: 0 1 4 9 16 25 36 49. Fassen wir die Zahlen in Paare zusammen und bilden die Mittelwerte dieser Paare, so erhalten wir die Folge 0,5 6,5 20,5 42,5. Fassen wir diese Zahlen ebenfalls wieder zu Paaren zusammen und bilden die Mittelwerte der Paare, so erhalten wir die Folge 3,5 31,5. Für dieses Zahlenpaar haben wir den Mittelwert 17,5. Wir haben jetzt die ursprüngliche Zahlenfolge in mehrere Skalen von Mittelwerten überführt: Um von einer Mittelwertskala wieder zur vorhergehenden zu gelangen, benötigen wir die Abweichungen der Mittelwerte von den zugehörigen Werten auf der vorigen Skala: 17,5 - 14 = 3,5 beziehungsweise 17,5 + 14 = 31,5 Entsprechend auf der nächstgröberen Skala: 3,5 - 3 = 0,5 3,5 + 3 = 6,5 31,5 - 11 = 20,5 31,5 + 11 = 42,5 Ganz analog können wir auch von der feineren Skala von Mittelwerten zu unserer ursprünglichen Folge zurückkehren: Die gröbste Skala von Mittelwerten und diese Abweichungen können wir uns wie in folgendem Schema merken. Hier ist zusätzlich die ursprüngliche Zahlenfolge nochmals mit aufgeführt: Zu den ursprünglichen Zahlen zurück kommen wir jetzt, indem wir den Mittelwert auf der gröbsten Skala und die entsprechenden gespeicherten Abweichungen auf allen feineren Skalen einfach addieren. Ein Beispiel: Annäherung an die Funktion durch Balken Um Tonsignale in Rechteckschwingungen unterschiedlicher Frequenzen zu zerlegen, können wir ganz analog vorgehen. Abb. 9 zeigt links eine Funktion, die wir in Rechteckschwingungen zerlegen wollen. Da wir den Funktionsverlauf in der Praxis oft nicht genau kennen, sondern nur an bestimmten Werten messen, nähern wir die Funktion durch die einzelnen Messwerte an. Diese Messwerte werden durch die gefärbten Balken wiedergegeben. Multiskalenanalyse in beide Richtungen möglich Auf der rechten Seite der Abbildung 9 ist der umkreiste Ausschnitt der Funktion vergrößert dargestellt. Wir erläutern das Prinzip unserer Multiskalenanalyse im Folgenden anhand dieses Ausschnitts. Vergröberung der Skalen Die linke Skizze in Abb. 10 zeigt, dass wir wie im vorangegangenen Abschnitt bei der Prinzip der Multiskalenanalyse wieder Mittelwerte der gemessenen Funktionswerte bilden, um auf die nächstgröbere Skala zu kommen. Dieses Vorgehen können wir fortsetzen, um auf gröbere Skalen zu kommen. Die mittlere Grafik von Abb. 10 zeigt den Mittelwert auf der entsprechenden nächstgröberen Skala. Verfeinerung der Skalen Aber auch die andere Richtung ist denkbar: Zurück zur feinen Skala der Funktion können wir wieder kommen, indem wir wieder die Abweichungen zum Mittelwert hinzu addieren. So erhalten wir wieder die ursprünglichen Messwerte der Funktion zurück. Betrachten wir jetzt die rechte Seite in dieser Abbildung genauer, so stellen wir fest, dass wir tatsächlich unseren Funktionsausschnitt in eine Folge von Rechteckschwingungen zerlegt haben. Abweichungen entsprechen der Rechteckschwingung Dabei sind wir ganz genauso vorgegangen wie bei der Multiskalenanalyse unserer Zahlenfolge im vorangegangenen Abschnitt ( Prinzip der Multiskalenanalyse ). Die Zahlenfolge dort können wir auch auffassen als Messwerte für die Funktion f(x) = x 2 . Daher haben wir auch dort bereits eine Zerlegung dieser Funktion in Rechteckschwingungen durchgeführt. Dies wird deutlich, wenn wir die Abweichungen auf den einzelnen Skalen nochmals genauer betrachten. Wir stellen dabei fest, dass je zwei dieser Abweichungen den gleichen Betrag haben, sich aber im Vorzeichen unterscheiden; so können z.B. die Werte ?3 und +3 auf der zweitfeinsten Skala von Abweichungen als eine Rechteckschwingung (der Höhe 3) aufgefasst werden. Prinzip der Codierung Wie bereits zu Beginn dieser Unterrichtseinheit erwähnt wurde, kann das menschliche Ohr insbesondere in polyphoner Musik (wenn viele Töne gleichzeitig erklingen und sich überlagern) viele Informationen nicht wahrnehmen. Daher werden die unhörbaren Anteile in MP3 nur ungenau gespeichert. Zusätzlich wird eine weitere Reduktion des zu speichernden Datenvolumens dadurch erreicht, dass man eine sogenannte Huffman-Codierung verwendet. Die Idee der Huffman-Codierung lässt sich am Beispiel der Codierung eines Textes einfach beschreiben: In einem Text kommen Buchstaben unterschiedlich häufig vor, in der deutschen Sprache beispielsweise das "e" viel häufiger als das "y". Deshalb verwendet man einen sehr kurzen Code für häufig vorkommende Buchstaben, längeren Code hingegen für Buchstaben, die nur selten vorkommen. Gleichzeitig ist aus einer Huffman-Codierung die ursprüngliche Information schnell, eindeutig und exakt reproduzierbar. Beispiele für Codierungen Ein Beispiel für eine derartige Codierung ist das Morsealphabet. Ein negatives Beispiel ist hingegen das Tippen einer SMS. Hier muss für häufig verwendete Buchstaben wie zum Beispiel "e" oder "n" zweimal gedrückt werden. Übertragen auf die Musik bedeutet dies: Meist besteht das ungenau zu speichernde Frequenzspektrum aus wenigen großen und vielen (also häufiger vorkommenden) kleinen Werten (Quantisierungswerte). Die Huffman-Codierung sorgt dann dafür, dass die digitalisierte Darstellung dieses Tons nur sehr wenig Speicherplatz einnimmt. Im Zusammenhang mit mp3 reduziert die Huffman-Codierung den Speicherplatz spürbar. Helmut Neunzert Einführungsvortrag auf dem Kongress Mathematik in der Praxis, Berlin, März 2009.

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

In diesem Beitrag stellen wir Ihnen vielfältige Möglichkeiten vor, sich mit faszinierenden und gut zu beobachtenden Objekten zu beschäftigen: Jupiter, dem größten Planeten unseres Sonnensystems, und seine vier Galileischen Monde. Beobachtungen des Gasriesen lohnen sich besonders während der Monate um die jährlichen Oppositionen. Vor 400 Jahren richtete Galileo Galilei (1564-1642) sein Fernglas auf den Himmel und sah wahrhaft Revolutionäres: Berge auf dem Mond, eine sichelförmige Venus und ein "Miniatur-Sonnensystem": Jupiter mit seinen vier Galileischen Monden, die ihre Positionen schon innerhalb weniger Stunden erkennbar verändern. Das einzige, was man benötigt, um dies mit eigenen Augen zu sehen, ist ein einfacher Feldstecher. Jupiter als Umlaufzentrum seiner vier Monde - dies können Schülerinnen und Schüler selbst entdecken, wenn sie an zwei oder mehr aufeinander folgenden Tagen den Fernglasanblick des Jupitersystems per Bleistift skizzieren. Vergleichen Sie die Ergebnisse Ihrer Klasse mit den 400 Jahre alten Skizzen von Galileo Galilei und stellen Sie den Lernenden Fotos der Raumsonden vor, die zeigen, welch bizarre Welten sich hintern den Lichtpünktchen der Jupitermonde verbergen. Informationen zur Sichtbarkeit des Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Mehr zum Thema . Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Der erste Tipp ist etwas für "Bildschirmsitzer" mit Hang zur Geschichte und auch als Schlechtwetterbeschäftigung hilfreich. Beim zweiten Vorschlag geht es unter anderem um mathematische Zusammenhänge und um die Möglichkeit, selbst etwas zu messen. Außerdem kommt das Fernrohr zum Einsatz und gute Augen sind nötig, um Details auf der Jupiterscheibe zu erkennen. Der dritte Tipp spricht die Hobbyfotografen an. Außerdem werden Fremdsprachenkenntnisse gebraucht, um Daten zu bekommen, die dann mathematisch ausgewertet werden können. Im vierten Themenkomplex erinnern wir an Galileo Galilei und an Johannes Kepler (1571-1630), was für die Physiklehrkräfte interessant ist. Schließlich wird auf besondere Jupiter-Ereignisse hingewiesen, die durch ein Fernrohr beobachtet werden und die für Überraschung sorgen können. Zum Beispiel dadurch, dass plötzlich ein Mond aus dem Schatten seitlich von Jupiter "aus dem Nichts" auftaucht. Jupiter über Padua gegen Ende 1609/Anfang 1610 Wie sah der Abendhimmel über Padua aus, als Galilei sein Fernrohr auf ihn richtete? Wo steht Jupiter im Jahr 2009? Jupiterbeobachtung - auch bei bedecktem Himmel Wie hell und wie groß erscheint uns Jupiter? Falls das Wetter nicht mitspielt, kann der visuelle Eindruck mit einem Foto und einem Fernrohr simuliert werden. Jupiter trifft den Mond Die Begegnung von Mond und Jupiter kann genutzt werden, um in Zusammenarbeit mit einer Partnerschule die Mondentfernung zu bestimmen. Der Tanz der Jupitermonde und "Wer sieht den Fleck?" Wandeln Sie mit Ihren Schülerinnen und Schülern in den Spuren Galileis: Beobachten Sie die Jupitermonde und ihre Bewegungen mit eigenen Augen. Die Schülerinnen und Schüler sollen mithilfe kostenfreier Planetarium-Software den Sternhimmel simulieren, auf den Galileo Galilei Ende 1609/Anfang 1610 sein Teleskop richtete. wissen, (ob und) wo Jupiter aktuell am Himmel zu finden ist. Größe und Helligkeit des Jupiterscheibchens kennen, mit den Begriffen scheinbare Helligkeit (Magnitude) und Winkelmaß (Bogensekunden, Bogenminuten) umgehen können und einfache Rechungen durchführen. die vier Galileischen Monde mit eigenen Augen sehen und ihre Bewegung im Abstand weiniger Stunden oder Tage erkennen. verstehen, welche wissenschaftsgeschichtliche Bedeutung die Entdeckung von Galilei hatte, dass Jupiter ein Umlauszentrum für andere Himmelskörper ist. Online-Rechner als Werkzeuge zur Vorhersage von Sonnen- und Mondfinsternissen im Jupitersystem kennen lernen und solche Ereignisse beobachten. Thema Jupiter und die Galileischen Monde Autor Dr. Olaf Fischer, Dr. André Diesel Fächer Naturwissenschaften ("Nawi"), Astronomie, Astronomie AG Zielgruppe Klasse 5 bis Jahrgangsstufe 13 (je nach Thema und Vertiefung) Zeitraum variabel Technische Voraussetzungen Jupiter ist - zur rechten Zeit - mit bloßem Auge am Himmel nicht zu übersehen; für die Beobachtung der Monde: Feldstecher (zehnfache Vergrößerung, feste Montierung hilfreich); äquatoriale Wolkenbänder: Spektiv (40 bis 60-fache Vergrößerung); Mondschatten auf der Jupiterwolkendecke: Teleskop mit mindestens 15 bis 20 Zentimeter Öffnung; Beobachtungsvorbereitung: Präsentationsrechner mit Beamer (Planetarium-Software) und Internetanschluss (Onliner-Rechner für die Positionen der Jupitermonde) Software Planetarium Software, zum Beispiel Stellarium (kostenfrei) Vermutlich im September 1609 richtete Galileo Galilei erstmals sein Fernrohr gen Himmel und beobachtete damit zunächst den Mond. Nicht zu übersehen war jedoch auch Jupiter, der Ende 1609 in Opposition stand. Man kann vermuten, dass sein Anblick mit dazu beitrug, dass Galilei ein besseres Fernrohr entwickelte. Dieses entstand zum Jahresende und ermöglichte Galilei Anfang 1610 die folgenreiche Entdeckung, dass Jupiter ein Umlaufzentrum für andere Himmelskörper ist. Gängige Planetarium-Software, wie zum Beispiel Stellarium oder Cartes du Ciel (beide kostenfrei), erlauben die Darstellung des Sternhimmels zu beliebigen Zeiten an beliebigen Orten. Betrachten wir mit ihrer Hilfe den Himmel über Padua am 15. Januar im Jahr 1610. Abb. 1 (zur Vergrößerung anklicken) zeigt das Ergebnis. Der strahlende Jupiter dominierte damals den Sternenhimmel und befand sich in der auffälligen Region des Wintersechsecks mit seinen hellen Sternen (unter anderem Sirius, Rigel und Procyon). Sicher hat diese Region Galileis Blicke auf sich gezogen. Die Dominanz von Jupiter am Abendhimmel im Januar 1610 wurde dadurch unterstützt, dass die Ekliptik (die Schnittlinie der Bahnebene der Erde - und in etwa auch der anderen Planeten - mit der scheinbaren Himmelskugel) im Winter weit über den Horizont steht. Während der anderen Jahreszeiten verläuft sie deutlich flacher. Die Höhe der Ekliptik ist nicht nur von der Jahreszeit, sondern auch vom Beobachtungsort abhängig. 400 Jahre nach Galilei hatten zum Beispiel im September 2009 Beobachterinnen und Beobachter in Padua einen kleinen Vorteil gegenüber ihren Kolleginnen und Kollegen in Heidelberg, wenn sie Jupiter ins Visier nahmen: In südlichen Gefilden steht die Ekliptik zu dieser Jahreszeit nämlich etwas höher am Himmel und damit weiter weg von den horizontnahen Dunstschichten (Abb. 2, Platzhalter bitte anklicken). In der linken Teilabbildung steht Jupiter knapp unter der 20 Grad Linie, in der rechten knapp darüber. Über Heidelberg erreichte Jupiter im September 2009 jeweils um 21:00 Uhr in südöstlicher Richtung folgende Höhen: am 1. September 2009 etwa zwölf Grad, am 10. September 16 Grad, am 20. September 20 Grad und am 30. September 22 Grad. Die in Abb. 2 verwendeten Ausschnitte von Stellarium-Screenshots des südlichen Himmels können Sie hier auch in voller Größe und höherer Auflösung herunterladen: Winkeldurchmesser, Bogensekunde und Magnitude Wenn Jupiter, wie zu Zeiten von Galileis ersten Jupiterbeobachtungen, wieder nahe seiner Oppositionsstellung zur Sonne steht, verlangt er geradezu ein genaueres Hinsehen. Aufsuchkarten können mit der Software Stellarium ? ein virtuelles Planetarium für die Schule erstellt werden (Kartenbeispiel "heidelberg_15_sept_2009_21_uhr.jpg"). In ihrer Oppositionsstellung kommen die äußeren Planeten der Erde am nächsten und sind entsprechend hell und groß. Jupiter erreichte zum Beispiel im September 2009 eine scheinbare Helligkeit (Magnitude) von -2,8 und eine scheinbare Größe (Winkeldurchmesser) von 47 Bogensekunden. Von Jupiter empfangen wir mehr als dreimal soviel Licht ( x ) wie von Sirius, dem hellsten bei uns sichtbaren Stern (Magnitude = -1,5). Wer es nachrechnen möchte, der bestimme x in folgendem Zusammenhang: [-1,5 - (-2,8)] = -2,5 log( x ). Wikipedia: Scheinbare Helligkeit Die scheinbare Helligkeit oder Magnitude (kurz „mag“) gibt an, wie hell ein Himmelskörper einem Beobachter auf der Erde erscheint. Wikipedia: Bogensekunde Eine Bogensekunde ist eine Maßeinheit des Winkels. Sechzig Bogensekunden entsprechen einer Bogenminute, 60 Bogenminuten einem Grad. Vergleich mit einem Mondkrater Die scheinbare Größe der Vollmondscheibe beträgt etwa 31 Bogenminuten. Das Planetenscheibchen von Jupiter zeigte im September 2009 rund ein Vierzigstel des Monddurchmessers und erscheint damit im Fernrohr etwa so groß wie der Mondkrater Kopernikus. Findet jemand diesen Krater auf dem Mond? (Siehe Unterrichtseinheit Spaziergänge auf dem Mond , Spaziergang 3, Abb. 3.) Trockenübung am Teleskop Bei bedecktem Himmel müssen Sie auf die Demonstration der Jupiterscheibe nicht verzichten. Drucken Sie dazu einfach Abb. 3 so aus, dass das Jupiterscheibenbild einen Durchmesser von 2,5 Zentimetern hat (Skalierung der Bildgröße auf etwa 85 Prozent). Dieses Bild hängen Sie an einen Baum (beleuchten es gegebenenfalls) und beobachten es mit einem Fernrohr aus einem Abstand von etwa 110 Metern. Stimmt der Abstand? Wolkenbänder und Abplattung der Pole Abb. 3 zeigt Jupiter mit seinen Monden Io und Europa (Foto von Benjamin Kühne). Der Schatten von Io auf der Jupiteroberfläche verrät, wo die Sonne steht. Die beiden dunklen äquatornahen Wolkenbänder sind bereits mit kleinen astronomischen Teleskopen oder mit guten Spektiven, wie sie von Hobby-Ornithologen verwendet werden (ab 40-facher Vergrößerung), gut zu sehen. Ebenfalls gut zu erkennen ist in Abb. 3 auch die abgeplattete Form des Planeten: Durch die schnelle Rotation (am Äquator dauert eine Umdrehung weniger als zehn Stunden!) flacht der Gasriese etwas ab. Sein Äquatordurchmesser beträgt um 144.000 Kilometer, während der Poldurchmesser nur etwa 135.000 Kilometer umfasst. Monde und Sonnenfinsternisse auf Jupiter Die vier Galileischen Monde sind bereits mit dem Feldstecher erkennbar. Für die Beobachtung von Mondschatten auf den Jupiterwolken benötigt man jedoch schon Teleskope mit einer Öffnung von 15 bis 20 Zentimetern. Weitere Astrofotos von Benjamin Kühne finden Sie auf seiner Webseite: Nachtwolke.de Homepage von Benjamin Kühne. Hier finden Sie Fotos astronomischer Objekte und atmosphärischer Erscheinungen. Bestimmung der Scheibchengröße Die Größe der Jupiterscheibe kann man übrigens auf einfache Art und Weise selbst bestimmen. Dazu messe man mehrmals die Zeit, in der die Scheibe durch ein Fadenkreuz im Fernrohrsehfeld läuft und rechne das Zeitmaß in das Winkelmaß um: 360 Grad entsprechen 24 Stunden. (Dann wird ein Winkel von 15 Bogensekunden in einer Sekunde überstrichen. Den Unterschied zwischen Sternzeit und der uns zur Verfügung stehenden Sonnenzeit kann man hier vernachlässigen.) Zum Beispiel würde man bei einer mittleren Durchlaufzeit von 2,6 Sekunden (Mittelwert aus mehreren Messungen) für die Größe der Jupiterscheibe einen Winkeldurchmesser von 39 Bogensekunden erhalten. Auf der Ekliptik kommt es regelmäßig zu Begegnungen von Mond und Jupiter, so zum Beispiel am 2. September 2009 um 20:00 Uhr und am 30. September 2009 gegen 24:00 Uhr. Der fast volle Mond lief dann etwa zwei Grad nördlich an Jupiter vorbei - am 2. September bei etwa 7 Grad Höhe (um 21 Uhr etwa 15 Grad) und am 30. September 2009 bei etwa 21 Grad Höhe (Angaben für Heidelberg). Diese Beobachtungen verdeutlicht die Bahnbewegung des Mondes (von westlicher in östliche Richtung). Die Bewegung macht sich bereits innerhalb von zwei Stunden bemerkbar. Geeignete Beobachtungstermine für Mond-Jupiter-Rendezvous können Sie mithilfe von Planetariumssoftware oder der astronomischen Jahrbücher finden (siehe Mehr zum Thema ) Kooperation mit einer Partnerschule Die Begegnungen von Mond und Jupiter eröffnen auch die Möglichkeit, die Parallaxe des Monds zu bestimmen, das heißt den Unterschied des Winkelabstands zwischen Mond und Jupiter, wenn man diese von zwei verschiedenen Standorten auf der Erde betrachtet. Hier ist Zusammenarbeit mit Beobachtern an anderen, möglichst fern gelegenen Orten gefragt. Zeitgleich aufgenommene Fotos von Mond und Jupiter ermöglichen dann die Bestimmung der Mondparallaxe und der Mondentfernung. (Dabei ist die Belichtung so einzustellen, dass Mondstrukturen oder Sternbildkonstellationen die Bildorientierung ermöglichen.) Simulation mit Planetarium-Software Das Prinzip kann mithilfe von Planetarium-Software verdeutlicht oder das Verfahren. Abb. 4 (Stellarium-Screenshots, Platzhalter bitte anklicken) zeigt Jupiter und Mond am 2. September 2009 um 21:00 Uhr von Heidelberg (linke Teilabbildung) und von Windhoeck (Namibia) aus gesehen (rechte Teilabbildung). Die Mondparallaxe ist deutlich erkennbar (Abstandsunterschied Mond-Jupiter). Hinweis: Erfahrungen mit Stellarium zeigen, dass die Screenshots reale Fotografien nicht verlässlich ersetzen können! Die Plantarium-Software weist kleine Ungenauigkeiten auf, die eine große Wirkung bei der Durchführung der Berechnungen haben könnten. Veranschaulichung und ausführliche Informationen Das Prinzip der Parallaxe können Sie Ihren Schülerinnen und Schülern ganz einfach verdeutlichen: Strecken Sie einen Arm aus, halten Sie den Daumen hoch und kneifen einmal das rechte und einmal das linke Auge zu (der Daumen entspricht dem Mond, der Hintergrund den Fixsternen). Das Verfahren zur Bestimmung der Mondentfernung mithilfe der gewonnenen Daten wird in dem beiden folgenden Lehrer-Online-Beitrag ausführlich vorgestellt: Bestimmung der Mondentfernung durch Triangulation An Partnerschulen wird zur selben Zeit der Mond fotografiert und mithilfe des Sinussatzes die Entfernung Erde-Mond bestimmt (ab Klasse 10, AGs). Galileis "Sidereus Nuncius" Nachdem Galileo Galilei bemerkt hatte, dass es sich bei den "Sternen" nahe dem Jupiter um Objekte handelt, die ihn umlaufen (um ihn "herumtanzen"), gewann seine kopernikanische Weltsicht wohl ein sicheres Fundament. Seine Beobachtungen veröffentlichte er in dem berühmten Buch "Sidereus Nuncius" im Jahr 1610. Abb. 5 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt einen Ausschnitt aus einer Seite des "Sternenboten" mit verschiedenen Positionen der Galileischen Monde, die wir heute Io, Europa, Ganymed und Kallisto nennen. Digitale Versionen des Buches und Handzeichnungen von Galilei, eingescannt und im Internet veröffentlicht, können Sie bequem am Rechner studieren: Bizarre Welten Die Raumsonde Voyager 1 startete 1977, flog 1979 an Jupiter vorbei und nahm - nebenbei - auch einige der Jupitermonde ins Visier. Statt der erwarteten merkur- und mondähnlichen, von Kratern übersäten Einöden übermittelte die Sonde atemberaubende Bilder bizarrer und völlig unterschiedlicher Welten. Für das größte Aufsehen sorgten zwei der Galileischen Monde, Io und Europa. Abb. 6 zeigt je zwei Bilder von der Oberfläche dieser Welten (links Io, rechts Europa). Schwefel und Eis Io ist der erste extraterrestrische Ort, an dem aktiver Vulkanismus beobachtet werden konnte. Abb. 6 (links) zeigt eine Eruption auf Io und einen Blick in die Caldera des Vulkans Tupan Patera, der Lava und ausgedehnte Schwefelfelder erkennen lässt. Einen ganz anderen Charakter zeigt der Mond Europa (Abb. 6, rechts), unter dessen zerfurchtem Eispanzer Planetologen einen Wasserozean vermuten. Die gigantischen Gezeitenkräfte von Jupiter sollen die nötige Reibungswärme erzeugen, die den Ozean nicht gefrieren lässt. Europa gilt als aussichtsreicher Kandidat für außerirdisches Leben in unserem Sonnensystem. Alle Fotos aus Abb. 6 wurden von der Raumsonde Galileo aufgenommen. Die Sonde wurde 1989 ins All geschossen und verglühte - nach erfolgreicher Mission - im Jahr 2003 in der Jupiteratmosphäre. Inzwischen sind insgesamt 63 Jupitermonde bekannt. Vorbereitung auf die Beobachtung Bevor Sie Ihre Schülerinnen und Schüler einen Blick durch das Fernglas oder das Teleskop auf die Monde werfen lassen (die stets nur als Lichtpünktchen erscheinen), sollten sich diese über die Galileischen Monde und ihre Eigenschaften informieren. Ausgestattet mit diesem Hintergrundwissen werden sie beim Blick durchs Fernglas mehr als nur visuelle Lichtpünktchen erkennen. Internetadressen mit interessanten Informationen, eindrucksvollen Bildern und Hinweisen auf die Sichtbarkeiten von Jupiter und seinen Monden finden Sie unter Mehr zum Thema . Berechnung der Jupitermasse Die Beobachtung der Galileischen Monde ist ein "Muss" - nicht nur im Internationalen Jahr der Astronomie 2009. Schon im Abstand von einigen Stunden kann bei genauem Hinsehen die Bewegung der Monde auch im kleinen Teleskop, Spektiv und sogar im Feldstecher wahrgenommen werden (die Umlaufzeit von Io, dem innersten Mond, beträgt etwa 42 Stunden). Hier bietet sich die Gelegenheit, die Physik aufzugreifen und an Johannes Kepler (1571-1630) zu erinnern. Heute wissen wir, dass das Dritte Keplersche Gesetz die Berechnung der Masse von Jupiter erlaubt, wenn wir nur die Umlaufzeit eines Mondes und die Größe seiner Bahnhalbachse kennen, zum Beispiel etwa 420.000 Kilometer für Io: Finsternisse, Durchgänge, Bedeckungen, Schattenwürfe Da die Umlaufbahnebene der Galileischen Monde nur sehr wenig gegenüber der Erdbahnebene verkippt ist, kommt es im Zuge ihrer Umläufe recht häufig zu besonderen "Treffen", deren Beobachtung sich lohnt. Besonders interessant sind die Finsternisereignisse. Zum einen verschwinden dabei Monde im Schatten von Jupiter ("Mondfinsternis"). Zum anderen werfen die Monde einen Schatten auf den Gasplaneten ("Sonnenfinsternis", Abb. 3 und Abb. 8). Während für die Beobachtung der Monde bereits ein Feldstecher genügt, benötigt man für die Beobachtung der Schatten auf den Jupiterwolken Teleskope mit einer Öffnung von mindestens 15 bis 20 Zentimetern. Auf der CalSky-Homepage finden Sie auch Informationen zur Sichtbarkeit des so genannten Großen Roten Flecks (GRF). Die Farbe des Flecks ist in den letzten Jahren weniger intensiv geworden. Kleine Amateurteleskope reichen daher für eine Beobachtung des Objekts nicht mehr aus. Abb. 8 zeigt eine Aufnahme des gigantischen Sturms, der schon vor 300 Jahren beobachtet wurde. Im rechten Teil des Fotos, aufgenommen von der Raumsonde Galileo, sind ein Jupitermond und sein Schatten auf der Wolkendecke zu sehen. Webseiten mit weiteren Informationen zu dem Wirbelsturm finden Sie unter Mehr zum Thema . Informationen zu den Transitzeiten des Großen Roten Flecks können Sie auf der Webseite "Sky & Telescope" nachlesen: Sky & Telescope: Transit Times of Jupiter's Great Red Spot Hier können Sie die Transitzeiten für bestimmte Tage berechnen oder auch eine Tabelle mit allen GRF-Transits des Jahres einsehen. Die astronomischen Jahrbücher informieren über die wesentlichen Ereignisse und deren Begleitumstände: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg), ISBN 978-3-938639-95-5 Keller Kosmos Himmelsjahr 2009, Kosmos Verlag, Stuttgart, ISBN 978-3-440-11350-9

Das Tagebuch der Anne Frank ist eines der eindrücklichsten Schriftwerke der Zeit des Nationalsozialismus und macht das junge jüdische Mädchen nicht nur zu einer der wichtigsten und bekanntesten Personen der deutschen Geschichte, sondern ihre Tagebucheinträge zu einem zentralen Gegenstand des Deutsch- und Geschichtsunterricht in der Schule. Das im Amsterdamer Versteck geschriebene Tagebuch der Anne Frank ist das bekannteste Dokument eines Holocaust-Opfers und längst zur Schullektüre geworden. Bei der Analyse im Unterricht lassen sich Lektüre und Internet-Recherche gut verbinden. Neue Zugänge zum Schicksal der Anne Frank und zu ihrem Tagebuch ermöglichen unter anderem der Schülerwettbewerb "Ein Buch für Anne Frank" oder die interaktive Ausstellung "Ein Mädchen aus Deutschland". Gerade in der Einstiegsphase kann die Fülle an Internet-Angeboten zum Thema leicht verwirrend wirken. Umso wichtiger ist es, die Auswahl zu ordnen und auf einige wichtige Seiten zu beschränken. Dabei bieten sich vor allem die biografisch konzipierten Seiten (darunter auch eine illustrierte Version der "Anne Frank Story") für Referate oder Facharbeiten an. Museen und Ausstellungen informieren über Aktivitäten und liefern Hintergrundinformationen zum zeitgeschichtlichen Kontext. Viele Seiten lassen sich natürlich bestens für die selbstständige Vorbereitung eines Schulausfluges (in Gruppenarbeit) zu den verschiedenen Anne-Frank-Stätten (Amsterdam, Frankfurt am Main, Berlin) nutzen. Lohnend ist auch ein Blick auf die Seiten der zahlreichen Anne-Frank-Schulen in Deutschland, die oftmals ganz in der Nähe eigene Aktivitäten zum Thema durchführen. Die folgende Liste verschafft einen ersten Überblick über Internetseiten zum Thema, die als Ergänzung im Deutsch- oder Geschichtsunterricht genutzt werden können. Eine Literaturkartei mit Arbeitsblättern zum Tagebuch kann in Verbindung mit der CD-ROM genutzt werden: Uta Hartwig (1999). Literatur-Kartei. Anne Frank Tagebuch . Mühlheim: Verlag an der Ruhr. ISBN 3-86072-406-1 (inklusive Taschenbuch).

Naturphilosoph, Theologe, Mathematiker, Astronom, Astrologe und Optiker – Johannes Kepler (1571-1639) war eine vielseitige Persönlichkeit, kam viel herum und erlebte in unruhigen Zeiten die Hexenverfolgung und den Dreißigjährigen Krieg. Im Jahr 1609 veröffentlichte er das berühmte Werk "Astronomia Nova" und trug so wesentlich zum Beginn der neuzeitlichen Astronomie bei. "Dieser Mensch hat in jeder Hinsicht eine Hundenatur. Er ist wie ein verwöhntes, gezähmtes Hündchen. [...] Er erforscht von sich aus alles in den Wissenschaften, in der Politik, im Hauswesen auch die nichtigsten Tätigkeiten. Er ist in ständiger Bewegung und verfolgt alle möglichen Leute, die alles Mögliche tun, indem er dasselbe tut und denkt. Er ist ungeduldig im Gespräch und grüßt die, die häufig ins Haus kommen, nicht anders als ein Hund. Sobald ihm jemand das Geringste entreißt, knurrt er, wird heiß, wie ein Hund. [...] Er ist auch bissig, hat beißende Witzwörter parat. [...] Nun muss auch über jene Gefühle und Charakterzüge gesprochen werden, wegen der er in einigem Ansehen steht, wie Redlichkeit, Gläubigkeit, Treue, Rechtschaffenheit, feiner Geschmack ... " - so schreibt der 26-jährige Johannes Kepler im Jahr 1597 über sich selbst. Noch hat er seine großen Werke vor sich, aber schon damals sind der Wissensdrang und die innere Unruhe typische Eigenschaft des Wissenschaftlers, dessen Entdeckungen das Bild der modernen Astronomie wesentlich geprägt haben. Kepler und der Beginn neuzeitlicher Astronomie Im Internationalen Jahr der Astronomie 2009 sollte sich auch der Geschichtsunterricht der Astronomie zuwenden, da ein bedeutendes wissenschaftsgeschichtliches Jubiläum zu begehen ist: Vor 400 Jahren veröffentlichte Kepler sein berühmtes Werk "Astronomia Nova" mit dem Ersten und Zweiten Gesetz der Planetenbewegung. Ebenfalls 1609 machte Galileo Galilei (1564-1642) seine berühmten Fernrohrbeobachtungen. Daher gilt 1609 als der Beginn der neuzeitlichen Astronomie, die das damalige Weltbild erschütterte und uns auch heute immer wieder überrascht. Internetrecherche Bei der Internetrecherche auf vorgegebenen Webseiten kommen die Schülerinnen und Schüler von allgemeinen zu jeweils spezielleren Aspekten, die die Besonderheiten der Zeitumstände und des Lebens von Johannes Kepler verdeutlichen sollen. Die Schülerinnen und Schüler müssen auf den Webseiten eigenständig recherchieren, um zu den Ergebnissen zu kommen. Es empfiehlt sich dabei die Lernenden in Kleingruppen arbeiten zu lassen (zwei bis vier Personen). Die Rechercheergebnisse sollen von den Schülerinnen und Schülern dokumentiert werden (schriftliche Fixierung, eventuell Dokumentation in Form einer Website). Selbstständige und ergebnisorientierte Arbeit Die Schülerinnen und Schüler sollen ergebnisorientiert arbeiten. Es ist nicht vorgesehen, dass die Lehrkraft Inhalte aufbereitet. Ein mögliches Eingreifen der Lehrperson beschränkt sich darauf, eventuelle Fehler der Schülerinnen und Schüler zu korrigieren oder ungenügende Darstellungen durch entsprechende Impulse aufzuwerten. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen das Leben und die Persönlichkeit des Astronomen Johannes Kepler kennen lernen. sich mit seinem Werk, insbesondere der "Astronomia nova" beschäftigen. Einblick erhalten in die besondere Zeitsituation, in die das letzte Lebensjahrzehnt Keplers fiel, die erste Dekade des Dreißigjährigen Kriegs. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen mit Computer und Internet Rechercheaufgaben zu Johannes Kepler bearbeiten. Textarbeit am Bildschirm zielgerichtet erproben. Online-Kartenmaterial (Google-Maps) nutzen können. Thema Johannes Kepler und seine Zeit Autor Stefan Schuch Fächer Geschichte, Physik, Astronomie Zielgruppe Klasse 9 bis Jahrgangstufe 12 Zeitraum 2 Stunden Technische Voraussetzungen je ein Computer mit Internetzugang für zwei Personen

Mit einem Bildbearbeitungsprogramm und physikalischen Formeln prüfen Schülerinnen und Schüler, ob eine Filmszene der NASA von der Mondoberfläche eine Fälschung sein könnte. In diesem Beitrag stellen wir Ihnen eine motivierende Anwendung der Kenntnisse zum schrägen Wurf aus der Mechanik vor. Am 20. Juli 1969 landeten die Amerikaner Neil Armstrong und Edwin Aldrin gegen 21:17 Uhr mitteleuropäischer Zeit auf dem Mond. Doch Verschwörungstheoretiker sind der Meinung, dass die Mondlandungen der Apollo-Missionen nie stattgefunden hätten. Sie behaupten, die US-amerikanische Regierung sowie die NASA hätten die Mondlandung vorgetäuscht. Die Lernenden sollen untersuchen, ob ein NASA-Film, der eine Fahrt mit dem Mondauto der Apollo 16 Mission zeigt, tatsächlich auf der Erde entstanden sein könnte. Mechanik - Wurfgesetze und Erdbeschleunigung Nach der Behandlung der Wurfgesetze im Physikunterricht bildet der Auftrag, die Authentizität des Mondauto-Videos mithilfe des Gelernten auf die Probe zu stellen, eine anwendungsorientierte Aufgabe, die Abwechslung in den Unterrichtsstoff der Mechanik bringt. Raumfahrt Die kritische Hinterfragung der Mondlandung und der Argumente der "Skeptiker" mithilfe von NASA-Material aus dem Internet kann im Rahmen eines Projekts zum Thema Raumfahrt für Spannung sorgen. Ausgehend von ihrem physikalischen Wissen agieren die Schülerinnen und Schüler dabei als Detektive, die zur Frage "Fake oder echt?" einen eigenen Standpunkt entwickeln und begründen sollen. Die Auseinandersetzung mit den verschiedenen Argumenten der Mondlandungsskeptiker kann dabei arbeitsteilig erfolgen. Die Analyse des Mondauto-Videos ist dann nur eine Facette des Themas. Durchführung und Ergebnisse der Berechnungen Mit den Werten für die Erd- und die Mondbeschleunigung sowie der Höhenformel des schrägen Wurfs wird das "Mondvideo" analysiert. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Höhenformel des schrägen Wurfs anwenden. mithilfe ihres physikalischen Wissens die Authentizität eines NASA-Videos überprüfen. ein Bildbearbeitungsprogramm als Werkzeug der naturwissenschaftlichen Bildauswertung kennen und nutzen lernen. motiviert werden, sich mit den Argumenten der "Mondlandungs-Skeptiker" kritisch auseinanderzusetzen und dabei ihre physikalischen Kenntnisse anzuwenden. Thema Waren die Amerikaner auf dem Mond? - Anwendung der Kenntnisse zum schrägen Wurf Autoren Arif Purtul, Heinrich Kuypers Fächer Physik, Naturwissenschaften, Astronomie Zielgruppe Jahrgangsstufe 11 Zeitraum maximal 1 Stunde mit Diskussion Technische Voraussetzungen Computer für die Internetrecherche, Bildbearbeitungsprogramm Die Verschwörungstheoretiker haben zahlreiche Argumente gegen die Mondlandung gesammelt - das bekannteste bezieht sich auf die "wehende" Fahne. Filmaufnahmen vom Aufstellen der amerikanischen Flagge auf der Mondoberfläche zeigen, dass die Flagge "flattert". Da auf dem Mond aber keine Atmosphäre vorhanden ist, sehen die Verschwörungstheoretiker darin einen stichhaltigen Beweis für die Vortäuschung der Mondlandung. Die Bewegungen der Fahne wurden jedoch durch Vibrationen der Stangenkonstruktion im luftleeren Raum verursacht. Doch man muss nicht unbedingt ein großer Physiker sein, um die Richtigkeit der Filmaufnahmen und die Mondlandung zu hinterfragen zu können, wie diese Unterrichtseinheit zeigt. Während der letzten drei Apollo-Missionen (15, 16 und 17) führten die Landefähren Mondautos mit, die die Reichweite der Astronauten bei der Erkundung der Mondoberfläche erhöhen sollten. Videoaufnahmen der Mondfahrten sind im Internet zu sehen. Aber fuhr das Auto tatsächlich auf dem Mond? Oder wurden die Aufnahmen in einem Filmstudio auf der Erde gedreht, wie es die Verschwörungstheoretiker behaupten? Für die Überprüfung des NASA-Videos benötigt man lediglich ein einfaches Bildbearbeitungsprogramm (zum Beispiel Paint), einige technischen Daten des Mondautos (Lunar Roving Vehicle), die im Internet recherchiert werden können, und einen geeigneten Screenshot aus einem NASA-Video (siehe Internetadressen), der das Mondfahrzeug in Aktion zeigt. Am rechten Bildrand - und darauf kommt es bei der Analyse an - ist über dem Mondhorizont von den Rädern des fahrenden Autos hochgeworfenes Mondmaterial zu sehen. Das Mondauto dient als Maßstab für die Vermessung der Szene. Seine Länge - die Schülerinnen und Schüler können dies schnell im Internet recherchieren - beträgt 3,099 Meter. Danach wird der Mondauto-Screenshot mit einem Bildbearbeitungsprogramm, zum Beispiel Paint, geöffnet. Nun zeichnet man unmittelbar unter dem Fahrzeug sowie am rechten Bildrand Linien ein, die der Länge des Autos und der Höhe des hochgeschleuderten Staubs entsprechen. Am unteren Rand des Bildbearbeitungsfensters liest man, während man eine Linie zeichnet, ab, über wie viele Bildpunkte (Pixel) sich die Linien erstrecken. Danach wird mit einem Dreisatz die Höhe des aufgeworfenen Staubs ermittelt (Tabelle): Bildpunkte Länge 166 Bildpunkte 3,099 Meter 1 Bildpunkt ? 0,019 Meter 115 Bildpunkte ? 2,19 Meter Durch die grafische Auswertung haben wir die Höhe der vom Mondauto hochgeschleuderten Partikel ermittelt. Für den nächsten Schritt brauchen wir folgende Informationen: die maximale Geschwindigkeit des Mondautos: 13 km/h den Wert der Erdbeschleunigung (g): 9,81 m/s² den Wert der Mondbeschleunigung: 1,62 m/s² die Höhenformel des schrägen Wurfs (alpha = Abwurfwinkel): Der Abwurfwinkel lässt sich aus dem Screenshot über das Anlegen einer Tangente an die Staubspur kurz nach dem Hinterreifen bestimmen. Er beträgt 47 Grad. Nun kann die maximal mögliche "Wurfhöhe" berechnet werden. Wir nehmen dafür an, dass das Fahrzeug im Video mit Höchstgeschwindigkeit fuhr: Berechnung der maximalen Wurfhöhe für die Erde: Auf der Erde wäre demnach eine maximale Wurfhöhe von etwa 35,5 Zentimetern möglich gewesen. Das liegt jedoch deutlich unter dem im ersten Schritt (Videoanalyse) ermittelten Wert (? 2,19 Meter). Berechnung der maximalen Wurfhöhe für den Mond: Auf dem Mond wäre bei maximaler Geschwindigkeit eine maximale Wurfhöhe von 2,15 Metern möglich. Die kleine Abweichung der bei der Videoanalyse bestimmten Wurfhöhe von diesem Wert kann durch die Lage des Fahrzeugs zustande kommen, das in dem für die Messung verwendeten Screenshot nicht exakt parallel zur Abszisse steht. Die aus der grafischen Analyse berechneten Werte zeigen, dass die im Video zu sehende Höhe des aufgeworfenen Mondmaterials auf der Erde nicht hätte erreicht werden können. Somit kann man sagen: Die Amerikaner waren auf dem Mond!

Beobachtungen unseres äußeren Nachbarplaneten lohnen sich nur während der Monate um die Oppositionen, die etwa alle zwei Jahre und zwei Monate eintreten. Die Dokumentation einer Marsschleife ist eine reizvolle Aufgabe für ein kleines Beobachtungsprojekt. Die rötliche Färbung des Planeten fällt auch ungeübten Beobachterinnen und Beobachtern sofort auf. Sie ist besonders beeindruckend, wenn Mars noch nicht allzu hoch über dem Horizont steht. Der Grund dafür ist derselbe, der auch die Sonne oder den Mond beim Auf- und Untergang rötlich erscheinen lässt - kurzwellige Lichtanteile werden durch die Atmosphäre stärker gestreut als die langwelligen. Die Marsfarbe wird durch diesen Effekt aber nur verstärkt. Der allgegenwärtige eisenoxidhaltige Staub hat dem Planeten zu Recht den Beinamen des "Roten" eingebracht - "rostiger" Planet wäre ebenso zutreffend. Die linke Abbildung zeigt eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops und ein Marsfoto, das mit einem kleinen Amateurteleskop aufgenommen wurde. Informationen zur Sichtbarkeit des Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur zum Thema Mars . Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Kaum ein Planet hat die Fantasie der Menschen so sehr in Gang gesetzt wie Mars: Die "Entdeckung" der Marskanäle ist ein schönes Beispiel aus der Wissenschaftsgeschichte dafür, dass auch die Objektivität von Naturwissenschaftlern optischen Täuschungen und einer guten Portion Autosuggestion unterliegen kann. Aber auch für eine Massenhysterie ist Mars gut: Die 1938 am Holloween-Abend über das Radio ausgestrahlte fiktive Schilderung eines Marsmenschen-Überfalls soll in den USA eine Panik ausgelöst haben. UFO-Fans und Esoteriker sahen in einer von der Raumsonde Viking I im Jahr 1976 aufgenommen Gebirgsformation, die als "Marsgesicht" Berühmtheit erlangte, einen extraterrestrischen Monumentalbau, der es bis in die Kultserien "Akte X" und "Futurama" schaffte. Mars bietet also reichlich Stoff, um das Interesse der Schülerinnen und Schüler für Astronomie und Naturwissenschaften zu wecken. Obwohl den meisten von ihnen der eine oder andere Science-Fiction-Film zum Thema Mars bekannt sein dürfte, haben nur die wenigsten den Planeten bewusst mit eigenen Augen gesehen. Nutzen Sie also die nächste Marsopposition, um zusammen mit Ihren Schülerinnen und Schülern den faszinierenden Planeten näher kennen zu lernen und zu beobachten. Historisches und Histörchen Ob Götter, Marsmenschen, Kanäle oder andere Monumentalbauten - die Raumfahrt hat Jahrtausende alte Vorstellungen sowie Fiktionen aus dem 19. und 20. Jahrhundert beendet. Erforschung des "Rostigen Planeten" Mars-Orbiter, Landegeräte und mobile Rover übermittelten nicht nur wissenschaftliche Daten, sondern auch Bilder mit faszinierenden Mars-Impressionen und Landschaften. Der Mars - Oppositionen des Exzentrikers Die Entstehung von rückläufiger Bewegungen und Schleifen der äußeren Planeten und die Besonderheiten der Marsoppositionen werden erläutert. Beobachtung des Planeten Lernende können mit einfachen Hilfsmitteln eine Marsschleife dokumentieren und versuchen, mit einem Teleskop Oberflächenstrukturen zu erkennen. Dokumentation einer Marsschleife Vorschläge für Arbeitsmaterialien und Hinweise zur Verfolgung der Bewegung des Planeten Mars in dem Zeitraum um seine Opposition Die Schülerinnen und Schüler sollen Mythologie und Science Fiction zum Thema Mars kennen lernen. die Geschichte der Erforschung des Planeten überblicken - von der "Entdeckung" der Marskanäle bis hin zur Erforschung der Oberfläche durch NASA-Rover. Mars mit eigenen Augen sehen und in dem Lichtpunkt mithilfe der NASA- und ESA-Fotos eine fremde Welt erkennen. den Planeten durch ein Teleskop beobachten (Schul- oder Volkssternwarte) und versuchen, Oberflächendetails mithilfe eines "Onlinerechners" der Webseite CalSky zu benennen. verstehen, wie eine Marsschleife entsteht. die Bahn des Planeten über einige Monate verfolgen und mit einfachen Mitteln eine "Marsschleife" aufzeichnen. Thema Marsbeobachtung Autoren Dr. André Diesel, Peter Stinner Fächer Naturwissenschaften ("Nawi"), Astronomie, Astronomie AG Zielgruppe Klasse 5 bis Jahrgangsstufe 13 (je nach Thema und Vertiefung) Zeitraum variabel, vom einmaligen Beobachtungsabend bis hin zur Dokumentation einer Marsschleife über mehrere Monate Technische Voraussetzungen Beobachtung mit bloßem Auge oder dem Amateurteleskop; für die fotografische Dokumentation der Planetenbewegung Bildbearbeitungssoftware, zum Beispiel Fitswork (kostenloser Download); Planetarium-Software zur Vorbereitung der Beobachtung, zum Beispiel Stellarium (kostenfrei) Traditionelle Rolle als Kriegsgott Mars fasziniert die Menschen schon seit Jahrtausenden. Im Altertum war der Planet bei vielen Völkern mit dem jeweiligen Kriegsgott verknüpft - Nergal im Zweistromland, Ares bei den Griechen und eben Mars bei den Römern. Ursache dafür dürfte seine auffällig orange-rote Färbung sein - verursacht durch den auf der Marsoberfläche allgegenwärtigen Eisenoxidstaub -, die schon dem bloßen Auge nicht entgeht. Die rote Farbe ist übrigens umso kräftiger, je tiefer der Planet am Himmel steht. Hoch über dem Horizont erscheint Mars eher orange bis gelblich. Ein weiteres Charakteristikum des Planeten sind die großen Helligkeitsunterschiede während seiner Oppositionen. In einigen Jahren kann er über mehrere Wochen sehr hell werden und sogar mit der Leuchtkraft von Jupiter konkurrieren, in anderen Jahren bleibt er relativ unscheinbar und in seiner Helligkeit etwa dem Polarstern vergleichbar. Sein Aufleuchten haben unsere Vorfahren möglicherweise als Symbol für entfesselte Feuersbrünste oder das Vergießen von Blut gedeutet. Wikipedia: Nergal Gottheit der sumerisch-akkadischen und der babylonischen und assyrischen Religion Wikipedia: Ares Griechischer Gott des Krieges, des Blutbades und Massakers Wikipedia: Mars Der Kriegsgott war neben Jupiter der wichtigste Gott der Römer. Schiaparellis "Canali" Aber auch in modernen Zeiten fasziniert Mars und entfesselte Fantasien. 1877 glaubte der Leiter der Mailänder Sternwarte, Giovanni Schiaparelli (1835-1910), mit dem Teleskop Marskanäle entdeckt zu haben - ein Effekt, der einer optischen Täuschung zuzuschreiben ist. Schiaparelli hielt die "Canali" für natürliche geradlinige Senken, durch die Wasser auf der Marsoberfläche fließen könnte. Eine ungenaue Übersetzung ins Englische ("canals" statt "channels") suggerierte jedoch die Entdeckung von Artefakten auf dem Mars. Schnell verbreitete sich so der Glaube an eine hochtechnisierte Marszivilisation, die in den hundert Kilometer breiten Kanälen das Schmelzwasser der Marspole in die gemäßigten Breiten leiten sollte, um die Anbaugebiete der Marsianer im Vegetationsgürtel des Planeten zu bewässern. Wikipedia: Marskanäle Die Kanäle wurden erstmals im Jahr 1877 beschrieben. Science Fiction Der Glaube an eine Marszivilisation war auch die Grundlage zahlreicher Werke des Science-Fiction-Genres. Spektakulär soll der Effekt eines Hörspiels von Orson Wells (1915-1985) gewesen sein, das auf dem Roman "War of the Worlds" von Herbert George Wells (1866-1946) basiert. Orson Wells' fiktive Radio-Reportage über eine Invasion bösartiger Marsianer wurde im Jahr 1938 am Halloween-Abend ausgestrahlt und soll an der Ostküste der USA eine Massenpanik ausgelöst haben (ob dies tatsächlich so war, ist heute allerdings umstritten). Vielen älteren Schülerinnen und Schülern dürfte die beklemmende Verfilmung des Stoffs von Steven Spielberg aus dem Jahr 2005 bekannt sein, ebenso die skurrile filmische Aufarbeitung von Tim Burton aus dem Jahr 1996, "Mars Attacks". Keine Kanäle, weder Zivilisation noch Vegetation Auch wenn man bereits in den dreißiger Jahren begann, die "Marskanäle" für das Ergebnis optischer Täuschungen zu halten - Gewissheit bekam man erst durch die Bilder der Raumsonde Mariner 4, die im Jahr 1965 an dem Planeten vorbei flog und deren Kameras den Mars erstmals aus der Nähe betrachteten. Zwar könnte die Wahrnehmung einiger "Canali" durch geomorphologische Großstrukturen erklärt werden, von dem ausgeklügelten Bewässerungssystem der Marsmenschen fand man jedoch keine Spur. Für die bis dahin mit Besuchern vom Mars in Verbindung gebrachten "Fliegenden Untertassen" mussten UFOlogen fortan andere Erklärungen finden. Aber auch von der bis dahin teilweise noch gehegten Vorstellung, der Planet könne von Moosen und Flechten bewachsen sein (dessen Vegetationsperioden die beobachteten Veränderungen auf der Oberfläche hätten erklären können), musste man sich endgültig verabschieden - Mars scheint ein toter Planet zu sein. Das Marsgesicht Auch wenn die Raumfahrt die menschliche Fantasie weitgehend auf den Boden der Tatsachen zurückholte, bot ein Foto der Raumsonde Viking I aus dem Jahr 1976 Anlass für ganz neue Spekulationen. Aus knapp 2.000 Kilometern Höhe nahm die Sonde beim Landeanflug eine Gebirgsformation auf, die als "Marsgesicht" berühmt wurde (Abb. 1). UFO-Fans erkannten darin das monumentale Artefakt einer außerirdischen Spezies. Das Marsgesicht wurde von diversen TV- und Kinoproduktionen aufgegriffen. In der Trickfilmserie "Futurama" bildet es zum Beispiel den Eingang zur marsianischen Unterwelt, in der Aliens hausen. Aufnahmen des NASA-Orbiters Mars Global Surveyor aus dem Jahre 2001 zeigen jedoch nichts anderes als eine verwitterte Felsformation und beendeten so auch diese Illusion. Durchmesser, Tageslänge, Neigung der Rotationsachse Der Durchmesser des Planeten ist mit etwa 6.800 Kilometern doppelt so groß wie der des Mondes, aber nur halb so groß wie der unserer Erde. Ein Marstag dauert nur 40 Minuten länger als ein irdischer Tag. Dies fanden schon Christian Huygens (1629-1695) und Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) heraus, die die Rotationsdauer durch die Beobachtung von Oberflächendetails bestimmen konnten. Die Neigung der Rotationsachse (etwa 25 Grad) entspricht ungefähr derjenigen der Erdachse (23 Grad) und beschert dem Mars Sommer und Winter. Die marsianischen Jahreszeiten dauern allerdings doppelt so lange wie die unsrigen, da Mars für eine Runde um die Sonne etwa zwei Erdenjahre benötigt. Entfernung und Jahreslänge Mars ist im Schnitt 1,5 astronomische Einheiten, also 1,5 Mal soweit von der Sonne entfernt wie die Erde. Aufgrund seiner stark exzentrischen Bahn schwankt sein Abstand zur Sonne zwischen 207 und 250 Millionen Kilometern. Ein Marsjahr dauert etwa 687 Tage (siderische Umlaufzeit). Alle 780 Tage wird er von der Erde überrundet (synodische Umlaufzeit). Zwischen den Marsoppositionen liegen also zwei Jahre, ein Monat und drei Wochen. "Furcht" und "Schrecken" begleiten den Kriegsgott Bei den beiden kleinen, etwas kartoffelförmigen Marsmonden handelt es sich möglicherweise um eingefangene Asteroiden. Standesgemäß wurden die Trabanten des Kriegsgotts auf die Namen Phobos und Deimos, Furcht und Schrecken, getauft. Während unser Mond groß genug ist, um die Rotationsachse der Erde zu stabilisieren (was ihrer Bewohnbarkeit sehr entgegen kommt), sind Phobos und Deimos dafür viel zu klein. Deshalb vollführt die Mars-Rotationsachse eine viel deutlichere Taumelbewegung als die der Erde. Die Marsatmosphäre besteht zu 95 Prozent aus Kohlenstoffdioxid. Der Atmosphärendruck beträgt am Boden weniger als ein Prozent des Luftdrucks der Erde. Flüssiges Wasser kann an der Oberfläche unter diesen Bedingungen - selbst oberhalb des Gefrierpunkts - nicht existieren. Die dünne Atmosphäre speichert kaum Wärme, sodass die Temperaturunterschiede zwischen Tag (bis zu 20 Grad Celsius in Äquatornähe) und Nacht (bis zu -85 Grad Celsius) beträchtlich sind. Die mittlere Temperatur liegt bei -55 Grad Celsius. Neben der gemäßigten Neigung der Rotationsachse trägt die Exzentrizität der Umlaufbahn zu einer deutlichen Ausprägung der Jahreszeiten mit dynamischen Vorgängen in der dünnen Atmosphäre bei. Im Marsfrühjahr können heftige Staubstürme große Teile des Planeten verhüllen. Durch die Verwehungen hellen Staubs in dunklere Gebiete kommt es zu jahreszeitlichen Veränderungen der Marsoberfläche, die im Teleskop beobachtet werden können. Die Veränderung der dunklen Schattierungen hielt man früher für eine mögliche Folge marsianischer Vegetationszyklen. Die Polkappen bestehen zum größten Teil aus gefrorenem Kohlenstoffdioxid, enthalten aber auch Wassereis. Sie "pulsieren" mit dem Wechsel der Jahreszeiten. Die Dicke der nördlichen Polkappe (1.000 Kilometer im Durchmesser) wird auf immerhin fünf Kilometer geschätzt. Abb. 2 zeigt eine Aufnahme des NASA-Orbiters Mars Global Surveyor. Die Suche nach Wasser Eine Hauptaufgabe der im Jahr 2008 etwas nördlich des Polarkreises gelandeten NASA-Sonde Phoenix war die Suche nach Spuren von Wasser. Fließspuren an der Oberfläche (trockene Flusstäler und Überschwemmungsgebiete) waren bereits vorher bekannt. Durch Gesteinsanalysen konnte bestätigt werden, dass der Mars einst wärmer und feuchter und somit seine Atmosphäre dichter gewesen sein muss. Abseits der Polkappen versteckt sich das Wassereis heute im Permafrostboden einige Meter unter der Marsoberfläche. In seiner nördlichen Position konnte Phoenix Wassereis jedoch schon wenige Zentimeter unter der Oberfläche nachweisen. Spuren von Leben hat man bisher nicht gefunden. Konjunktion und Opposition Mars ist im Schnitt 1,5 astronomische Einheiten, also 1,5 Mal soweit von der Sonne entfernt wie die Erde. Aufgrund seiner stark exzentrischen Bahn schwankt sein Abstand zur Sonne zwischen 207 und 250 Millionen Kilometern. Dies ist auch die Ursache für die unterschiedliche Leuchtkraft des Planeten am Himmel während seiner Oppositionsstellung (Abb. 6). Etwa alle 15 Jahre kommt uns der Rote Planet besonders nah. Zuletzt war dies im Jahr 2003 der Fall - auf die nächste spektakuläre Marsopposition müssen wir also bis zum Jahr 2018 warten. Überholen wir Mars auf unserer Innenbahn, während er sich in seiner sonnenfernsten Position befindet (Aphel), dann bleibt er an unserem Himmel relativ unauffällig. Die maximale Oppositionsentfernung zur Erde liegt bei mehr als 100 Millionen Kilometern. Überholen wir Mars dagegen, wenn er sich in seiner sonnennächsten Position befindet (Perihel), kann sich ihm die Erde bis auf 56 Millionen Kilometer nähern. Abb. 7 (zur Vergrößerung bitte anklicken) gibt einen Überblick über die geometrischen Situationen der Marsoppositionen in den Jahren von 1999 bis 2022 sowie die jeweiligen scheinbaren Durchmesser des Marsscheibchens. Die Entfernungen Erde - Mars sind in Millionen Kilometern angegeben. Rückläufigkeit und Schleifen Um die Zeit der Opposition überholt die Erde einen äußeren Planeten "auf der Innenbahn". Beobachterinnen und Beobachter auf der Erde sehen den gleichen Effekt wie ein Läufer, der in der Stadionkurve auf der Innenbahn an einem Läufer auf der Außenbahn vorbeizieht. Während dieses Überholvorgangs bewegt sich der überholte Läufer auf der Außenbahn vom Läufer auf der Innenbahn aus gesehen vor dem Publikum auf der Kurventribüne kurzzeitig rückwärts. Übertragen auf die Bewegungen im Sonnensystem heißt dies, dass der äußere Planet sich während der Opposition von der Erde aus gesehen vor dem Fixsternhimmel rückwärts, das heißt von Ost nach West bewegt. Der Fixsternhimmel hat jetzt die Rolle des Publikums auf der Kurventribüne übernommen. Weil die Bahnebenen der Planeten geringfügig gegen die Erdbahn geneigt sind, erscheinen die Bahnen von Mars und den übrigen äußeren Planeten um die Zeit der Opposition herum als "Schleifen" an der Himmelskugel. Dies wird durch Abb. 8 und die folgenden Java-Applets veranschaulicht: Auffällige Oppositionsschleifen Weil Mars von allen äußeren Planeten der Erde am nächsten ist, fällt seine Oppositionsschleife am Sternhimmel deutlich größer aus als die von Jupiter und Saturn. Die Ausdehnung der Oppositionsschleife von Saturn erreichte zum Beispiel im Jahr 2010 nur etwa 30 Prozent derjenigen von Mars. Somit gilt als Fazit: Mars ist das ideale Objekt für die Beobachtung der Oppositionsschleife eines Planeten im Rahmen eines schulischen Projekts! Im Bereich Fachmedien finden Sie eine kurze Einführung in das einfach zu bedienende virtuelle Planetarium Stellarium . (Als ebenso hilfreich, aber etwas komplexer, erweist sich das Programm Cartes du Ciel ) Führen Sie nach dem Start von Stellarium den Mauszeiger in die linke untere Bildschirmecke. Danach öffnen sich die beiden Menüleisten links und unten (Abb. 9, zur Vergrößerung des Ausschnitts bitte anklicken). Per Mausklick auf das Uhrensymbol in der linken Leiste öffnet sich ein Dialogfenster, in das man Datum und Uhrzeit eingibt. Nach Klick auf das Lupensymbol in der linken Menüleiste gibt man den Namen "Mars" ein. Stellarium wählt jetzt den Himmelsausschnitt so, dass sich Mars genau im Zentrum befindet. Drehen am Scrollrad der Maus vergrößert oder verkleinert den dargestellten Himmelsauschnitt. So kann man leicht die Lage vom Mars relativ zum Horizont oder relativ zu markanten Sternbildern einschätzen. Was ist zu sehen? In einem 60 Millimeter Teleskop erscheint Mars lediglich als kleines, oranges Scheibchen. Ab etwa zehn Zentimetern Öffnung können unter günstigen Umständen helle und dunkle Bereiche der Oberfläche schemenhaft wahrgenommen werden. Auch Polkappen sind - je nach marsianischer Jahreszeit - zu sehen. Teleskope mit 15 bis 20 Zentimetern Öffnung lassen weitere Details erkennen. Christian Huygens beschrieb bereits im Jahr 1659 die "Große Syrte", ein dunkles, auffällig dreieckiges Wüstengebiet. Die Suche nach Oberflächendetails lohnt sich jedoch nur während weniger Monate um den Oppositionstermin herum. Abb. 10 zeigt eine Aufnahme des Planeten von Heinrich Kuypers, die im Rahmen einer Astronomie-AG mithilfe eines kleinen Amateurteleskops entstand. Dabei wurden viele Einzelbilder mit der kostenfreien Software RegiStax addiert. Das Foto zeigt Oberflächendetails somit deutlicher als der Blick durch das Okular des Teleskops. Übersichtskarte Die im Folgenden vorgestellten Arbeitsmaterialien wurden für die Dokumentation der Marsschleife im Jahr 2010 erstellt. Sie können bei künftigen Oppositionen als Anregung für die Zusammenstellung entsprechender Schülermaterialien dienen. Passende Sternkarten müssen dann für den jeweiligen Beobachtungszeitraum mit geeigneter Astronomie-Software, etwa GUIDE oder den kostenfreien Progeammen Cartes du Ciel und Stellarium , erstellt werden. Die mit der Software GUIDE 8.0 erzeugte Übersichtskarte (uebersichtskarte.jpg) zeigt den Ost- und Südhimmel mitsamt Horizont, wie er sich Beobachterinnen und Beobachtern in Deutschland am 15. Februar 2010 um 21:00 Uhr darstellte. Der aufgehellte Bereich in der rechten Bildhälfte entspricht der Milchstraße. Den Himmelsanblick einer solchen Karte findet man - bei gleicher Horizontlage - 15 Tage später schon eine Stunde früher oder 15 Tage früher erst eine Stunde später vor. Anhand des Ausdrucks einer solchen Karte können sich die Schülerinnen und Schüler grob am Sternhimmel orientieren. Wichtig ist, dass sie die Sternbilder, durch die sich Mars während des gewählten Beobachtungszeitraums bewegen wird, eindeutig identifizieren können. Negativ-Übersichtskarte Die Grafik der Datei "uebersichtskarte_negativ.jpg" ist die Negativ-Darstellung der Karte "uebersichtskarte.jpg". Der Himmelshintergrund ist weiß gehalten, die Sterne sind als schwarze Kreise dargestellt. Ihre Helligkeit wird durch die verschieden großen Kreisdurchmesser veranschaulicht. Solche Negativ-Sternkarten eignen sich gut für handschriftliche Einträge und Ergänzungen. Detailkarten Nach etwas Übung in der Orientierung am Himmel genügen den Schülerinnen und Schülern für weitere Beobachtungen dann die vergrößerten Ausschnittkarten, zum Beispiel "detailkarte.jpg" oder "detailkarte_negativ.jpg" (Abb. 12; zur Vergrößerung des Ausschnitts bitte anklicken). Letztere Karte liegt auch mit dem Gradnetz des äquatorialen Himmelskoordinatensystems vor ("detailkarte_negativ_gradnetz.jpg"). Händische Einträge in die Himmelskarten In allen Karten fehlt der am Sternhimmel nicht ortsfeste Mars. Er ist jedoch in der betrachteten Himmelsgegend bei einer "durchschnittlichen" Opposition ein auffälliges Objekt und deshalb leicht aufzufinden. Aufgabe der Schülerinnen und Schüler ist es nun, an möglichst vielen klaren Abenden während der Beobachtungsmonate (in dem hier vorgestellten Beispiel Januar bis April 2010) nach dem Planeten Mars Ausschau zu halten, ihn am Himmel aufzufinden, seine Position relativ zu den umgebenden Sternen nach Augenmaß zu ermitteln, um diese Marspositionen dann nebst Datum in der Detailkarte (Negativdarstellung) festzuhalten. Durch Einbeziehen des Koordinatenrasters in der Detailkarte kann eine ordentliche Genauigkeit bei der Bestimmung der Positionen erzielt werden. Brauchbares Wetter vorausgesetzt, sollte man im Laufe einiger Wochen viele unterschiedliche Marspositionen beobachten und dokumentieren können. Man wird zuerst die retrograde (rückläufige) Bewegung erkennen, dann den scheinbaren Stillstand, dem danach die normale prograde Bewegung von Westen nach Osten folgt. Abb. 13 (Grafik zur Vergrößerung des Ausschnitts bitte anklicken) zeigt den mit der Software GUIDE 8.0 erzeugten Verlauf der Marsbewegung um dessen Opposition (Beobachtungsbeispiel Oktober 2009 bis Mai 2010). Technikbegeisterte Schülerinnen und Schüler werden eher an der fotografischen Dokumentation der Marsbewegung interessiert sein. Unter Verwendung der kostenlosen Software Fitswork kann man aus Fotografien einfacher Digitalkameras Planetenbahnen am Sternhimmel rekonstruieren und nebenbei Grundlagen der digitalen Bildbearbeitung erlernen. Das dieser Technik zugrunde liegende Vorgehen wird ausführlich beschrieben in dem Beitrag zur Allgemeine Hinweise zur Planetenbeobachtung . Literatur Die astronomischen Jahrbücher informieren über die wesentlichen Ereignisse, deren Begleitumstände sowie über die Sichtbarkeiten der Planeten: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag (Stuttgart)