In dieser Unterrichtseinheit zu Georg Büchners Drama "Woyzeck" erleichtern Methoden der kreativen Textanalyse und die Online-Recherche zu Autor und Werk das Textverständnis.Georg Büchners "Woyzeck" ist ein Text, der Schülerinnen und Schülern trotz seiner Kürze ungeheuer sperrig erscheint. Nicht selten lautet der einzige Kommentar nach dem ersten Lesen: "Was soll denn das? Ich versteh' kein Wort!" Gleichzeitig ist es ein Text, der herausfordert, zur Auseinandersetzung reizt und bei dem alle Kursmitglieder die Möglichkeit haben, allmählich ein eingehendes Textverständnis zu entwickeln, wenn sie den Text analysieren und ihr Wissen über den zeitgenössischen Hintergrund und die Gattung Drama einbeziehen. Kognitiver und emotionaler Zugang Im Mittelpunkt der Unterrichtsreihe steht die möglichst selbstständige Auseinandersetzung der Schülerinnen und Schüler mit dem Drama. Dabei geht es sowohl um die Erarbeitung wesentlicher Inhalte und Konstellationen im Text als auch um seine Einordnung in den historischen Kontext. Um eine Annäherung an das Stück zu erleichtern, kommen verstärkt produktionsorientierte Verfahren zum Einsatz, die neben der rein kognitiven Auseinandersetzung einen emotionalen Zugang ermöglichen. Digitale Medien nutzen Dem Internet kommt dabei als Recherchemedium eine wichtige Rolle zu. Die Schülerinnen und Schüler sollen ihre Fähigkeit erweitern, sich zielgerichtet zu informieren. Diese Recherche geschieht teils vorstrukturiert, teils frei. Des Weiteren nutzt der Kurs das im Internet vorhandene Angebot frei zugänglicher Textsammlungen, um eine "Neuausgabe" des Dramas (per Textpuzzle) zu erstellen. Personenkonstellationen im Drama Textarbeit mit Regieanweisungen und Rollenbiographien Büchner und seine Zeit Textanalyse unter Einbeziehung der historischen und biographischen Hintergründe Ursachenforschung: Mord und Motiv Das Leitmotiv Armut und die Sprache der Figuren Sprache und Drama Eine "Neuausgabe" mit digitaler Technik Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler nähern sich durch eigene Aktivitäten dem Text an. geben Inhalte und Personenkonstellationen des Textes wieder und analysieren sie. lernen verschiedene handlungsorientierte Verfahren der Tetxanalyse kennen (Standbilder, Rollenbiographien). versetzen sich in einzelne Personen des Stückes hinein. nehmen die Perspektive eines Regisseurs ein und schreiben eigene Regieanweisungen. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler nutzen das Internet als Recherchemedium, um Informationen zum historischen Hintergrund und zum Autor zu sammeln. lernen eine große Online-Textsammlung kennen und arbeiten mit ihr. nutzen ein Textverarbeitungsprogramm kreativ zur Herausgabe eines neuen Dramen-Textes (per Textpuzzle). präsentieren ihre Ergebnisse mit digitalen Folien (fakultativ). Erste Barrieren überwinden Die Schülerinnen und Schüler lassen sich unvorbereitet auf den Text ein. Sie formulieren erste Fragen und Eindrücke. Da viele von ihnen ähnliche Fragen und Verständnisschwierigkeiten haben, verlieren sie ihre Scheu, sich offen zu dem Drama zu äußern und sich mit ihm auseinander zu setzen. Fragen und Eindrücke sammeln Die Szene "Freies Feld. Die Stadt in der Ferne" wird gemeinsam laut mit verteilten Rollen gelesen. Anschließend halten die Schülerinnen und Schüler auf Karten in zwei verschiedenen Farben gut lesbar zum einen Fragen an den Text und zum anderen erste Eindrücke fest. Die Karten werden einzeln nach vorn gebracht, vorgelesen, gegebenenfalls erläutert und auf eine Stellwand gepinnt. Dort können sie im Verlauf der Unterrichtsreihe hängen bleiben, damit am Schluss nochmals der Bezug zu ihnen möglich ist. An die Vorstellung der Karten schließt sich ein von den Bedürfnissen der Schülerinnen und Schüler gesteuertes Gespräch über den Inhalt der Karten an. Erste allgemeine Lektüre Die Klasse bekommt die allgemeine Aufgabe, das Stück zu lesen und nach dem eigenen System Wichtiges, Unverständliches und andere Auffälligkeiten zu markieren. Im weiteren Verlauf der Reihe werden diese Punkte aufgegriffen, erklärt oder diskutiert. Erschließende Fragen entwickeln Die Schülerinnen und Schüler betrachten die zentrale Szene des Stückes ("Abend. Die Stadt in der Ferne") näher. Sie werden sich der dichten Atmosphäre dieser Szene bewusst und entwickeln von ihr ausgehend Fragestellungen, die ihnen helfen, das Stück zu erschließen. Die Klasse liest mit verteilten Rollen, äußert Eindrücke, stellt Fragen und beantwortet sie. In Arbeitsgruppen bekommt die Klasse den Auftrag, Regieanweisungen zu der Szene zu verfassen (siehe Arbeitsblatt 1). Die Regieanweisungen werden im Folgenden vorgestellt und verglichen. In der nachfolgenden Diskussion kann auch die Bedeutung einzelner Anweisungen - wie zum Beispiel der Punkt, ob und wo Woyzeck und Marie sich hinsetzen, ob sie sich berühren oder nicht - zu einer fruchtbaren Auseinandersetzung mit zentralen Punkten des Textes führen. Im anschließenden Unterrichtsgespräch wird die Frage erörtert, warum es zu dem Mord kommt; wichtige Aspekte werden an der Tafel festgehalten. Mögliche Stichworte wie "Eifersucht" oder "Wahnsinn" führen direkt zu zentralen Aspekten und Szenen, die in den folgenden Stunden Thema sein werden. Hausaufgabe zur Stunde Die Personen Marie, Magreth, Hauptmann, Tambourmajor, Andres, Karl und Doctor werden an die Schülerinnen und Schüler verteilt mit der Aufgabe, eine Rollenbiographie zu verfassen (siehe Arbeitsblatt 2). Rollen- und Perspektivenwechsel Die Schülerinnen und Schüler tragen ihre Hausaufgabe vor, indem sie in die Rolle einer Person des Stückes schlüpfen und sich aus dieser Perspektive vorstellen. Der Rest der Lerngruppe erhält jeweils Gelegenheit, Fragen an die Person zu stellen. Natürlich sollte im Anschluss das Feedback zu der erstellten Rollenbiographie nicht zu kurz kommen. Nachdem die wesentlichen Personen bekannt sind und eine erste Reflexion über sie stattgefunden hat, geht es im zweiten Schritt darum, die Beziehungen zwischen den Personen, die teilweise in den Rollenbiographien angesprochen wurden, darzustellen. Das kann zum Beispiel in einer arbeitsgleichen Kleingruppenarbeit geschehen. Jeweils vier bis fünf Personen erhalten etwa folgende Arbeitsanweisung: Erstellen Sie eine grafische Darstellung der Beziehungen zwischen den Personen im "Woyzeck". Achten Sie dabei darauf, wer mit wem überhaupt in Beziehung steht und welcher Art diese ist. Halten Sie Ihr Arbeitsergebnis in möglichst übersichtlicher Form auf einer Folie fest. Ein Soziogramm entsteht Zu erwarten sind Ergebnisse in Form eines Soziogramms, oftmals mit Woyzeck als Zentrum. Bei der Besprechung kann dies genutzt werden, um das Fragmentarische des Dramas anzusprechen. Woyzeck ist dabei das verbindende Glied. Der Vorteil einer digitalen Präsentation ist, dass durch die Animation verschiedene Entwicklungsstufen deutlich gemacht werden können. Aber auch die traditionelle Folie ist möglich, wobei gegebenenfalls verschiedene Folien übereinander gelegt werden. Hausaufgabe: Vorbereitende Recherche Als Hausaufgabe erhält der Kurs eine geleitete Rechercheaufgabe: "Wie sah die politische und soziale Lage im Deutschen Bund um 1830 aus?" (siehe Arbeitsblatt 3). Ihre Ergebnisse sollen die Schülerinnen und Schüler frei in einem Kurzvortrag präsentieren. Alternativ kann dieses Thema als Referatsthema vergeben werden. Dann sollte zusätzlich ein Schwerpunkt auf die Heimat Büchners (Hessen) gelegt werden. Zentrale Phänomene der Zeit um 1830 Die Schülerinnen und Schüler stellen ihre Ergebnisse zum historischen Hintergrund des "Woyzeck" vor. Aus dem Vorgetragenen wird ein Tafelbild erstellt zu Stichworten wie Armut, Unterdrückung, fehlender Zentralstaat und so weiter. Natürlich muss dies in der Kürze der Zeit recht oberflächlich geschehen. Als Quelle erhält die Klasse den Steckbrief, mit dem Büchner ab 1835 gesucht wurde. Er veranschaulicht die politische Lage und die Position, die Büchner dazu bezog. Freie Online-Recherche Die Schülerinnen und Schüler machen sich mit der Person des Autors vertraut, indem sie anhand eines Fragebogens (Arbeitsblatt 4) Fakten zu seinem Leben recherchieren. Manche Detailfragen dienen dazu, dass die Schülerinnen und Schüler verschiedene Quellen suchen und genau lesen. Das Angebot zu Büchner im Internet ist groß. Eine freie Recherche ist daher möglich, in jedem Fall aber sollten die Schülerinnen und Schüler ihre Online-Quellen angeben und sie anschließend im Unterricht besprechen. Allgemeine Nachschlagewerke wie die Online-Textdatenbank Gutenberg oder x-libris sollten sie notieren, damit sie darauf bei späteren Recherchen zu anderen Autoren oder Werken zurückgreifen können. Informationsquellen vergleichen und überprüfen Generell sollte den Schülerinnen und Schülern bewusst sein, dass die freie Online-Enzyklopädie Wikipedia eine immense Informationsfülle bietet, die Qualität einer Quelle aber immer besser an weiteren Quellen gemessen werden sollte. Webseiten wie die eines Fachwissenschaftlers bieten eine andere Verlässlichkeit als die eines Referates oder einer Facharbeit, auf die man im Internet bei Standardthemen wie dem "Woyzeck" schnell stößt - und die zum Teil nur kostenpflichtig als Download zur Verfügung stehen. Was die Nachwelt erinnern sollte ... Anschließend wird die letzte Frage des Recherchebogens diskutiert: "Was hätte Büchner sich wohl gewünscht, dass die Nachwelt über ihn weiß?" Hier sollten seine Leistungen in drei Bereichen - in der Medizin, in der Literatur und als Revolutionär - benannt werden. Schließlich lassen sich Verbindungen zwischen diesen drei Aspekten und dem "Woyzeck" herstellen, zum Beispiel bei dem im Stück beschriebenen Versuch der Erbsendiät. Vorbereitende Hausaufgabe Die Aufgabe zu dieser Stunde lautet: "Analysieren Sie die Szenen 4, 5, 8, 15, 17 unter der Fragestellung: Wie kommt Armut vor und welche Bedeutung hat sie in dem Stück?" Armut im Fokus Die Stunde wird eröffnet mit einer Blitzlichtrunde zum Thema "Woran denken Sie beim Thema Armut?", an die sich ein offenes Unterrichtsgespräch anschließt. Darauf folgt die Besprechung der Hausaufgaben. Bei Bedarf können einige Attribute der Armut an der Tafel gesammelt werden, wie zum Beispiel das "Stückchen Spiegel" (Szene "Kammer"). Bei der Frage nach der Bedeutung der Armut im Stück muss ihre zentrale Rolle herausgearbeitet werden. Insbesondere ist zu diskutieren, inwiefern sie als ein Mordmotiv gelten kann. Woyzeck - Hauptmann - Doktor Im Mittelpunkt der Stunde steht die Beziehung zwischen Woyzeck und dem Hauptmann beziehungsweise dem Doktor. In einem ersten Schritt bekommen die Schülerinnen und Schüler den Auftrag, zu einer Szene ein Standbild zu bauen (siehe Arbeitsblatt 5). Dazu wird die Lerngruppe in vier Gruppen eingeteilt, von denen je zwei denselben Arbeitsauftrag erhalten. Die Beschreibung und Interpretation der Standbilder ergibt bereits erste Aufschlüsse über das Verhältnis der Personen. Dabei sollten zunächst die Nicht-Beteiligten beschreiben, was sie gesehen haben, und dann die Spieler erklären, wie sie sich gefühlt und warum sie das Bild auf diese Weise gebaut haben. Im zweiten Schritt erfolgt die genauere Textarbeit, mit der die wahrscheinlich eher intuitive Darstellung in den Standbildern abgerundet wird. Vorbereitende Hausaufgabe Vorentlastend bearbeitet der Kurs die folgende Aufgabe: "Nehmen Sie sich noch einmal die Figur vor, über die Sie die Rollenbiographie geschrieben haben. Lesen Sie gründlich, was diese Person im Drama sagt und versuchen Sie ihre Sprache zu beschreiben." Die Schülerinnen und Schüler stellen in der Stunde dann vor, was sie zur Sprache ihrer Figur erarbeitet haben. Die gemeinsamen Merkmale werden an der Tafel gesammelt: dialektale Anklänge, häufig kurze, unvollständige Sätze, die Figuren reden aneinander vorbei, Gebildete reden häufig in hohlen Phrasen und vieles mehr. Die Bedeutung dieses Befundes für das Drama wird im Unterrichtsgespräch erörtert. Vorbereitende Hausaufgabe Die Schülerinnen und Schüler bekommen einen Text, der die Typisierung von offenem und geschlossenem Drama erläutert, und bereiten ihn inhaltlich vor. (Ein solcher Text ist in der Woyzeck-Ausgabe aus dem Schöningh-Verlag enthalten, siehe "Externe Links" auf der Startseite dieser Unterrichtseinheit.) Offenes Drama und Fragment In arbeitsteiliger Gruppenarbeit werden die wesentlichen Merkmale der offenen beziehungsweise der geschlossenen Form auf einer Folie (in herkömmlicher Form oder mit PowerPoint) festgehalten. Sie werden nacheinander präsentiert, so dass sich ein Gesamtbild ergibt. Im Unterrichtsgespräch diskutiert die Gruppe die Zuordnung des "Woyzeck" zu diesen Idealtypen. Dabei wird sich herausstellen, dass er eindeutig der offenen Form zuzuordnen ist. Die Lehrkraft kann Informationen zum Fragmentcharakter und zu den verschiedenen Fassungen ergänzen. Dadurch wird klar, dass die in der Textausgabe vorgestellte zwar eine gut begründete, aber nicht unbedingt die "richtige" Fassung des Stückes ist. Das bereitet die kommende Stunde vor, in der die Schülerinnen und Schüler ihre eigene Dramen-Fassung erstellen sollen, allerdings beschränkt auf die in der Lesefassung enthaltenen Szenen. Grundlage dafür ist die Online-Fassung des Textes im Gutenberg-Projekt. Gutenberg.spiegel.de: Woyzeck Der Online-Text stimmt mit einer Verfilmung überein, in der Klaus Kinski die Hauptrolle spielte. Schülerinnen und Schüler als Herausgeber Gegenüber den gängigen Textausgaben enthält die Fassung des Gutenberg-Projekts eine veränderte Reihenfolge, die im Übrigen als philologisch überholt gilt. Das erleichtert den Einstieg in diese für Schülerinnen und Schüler ungewohnte Aufgabe. Die Arbeit am Computer bietet den Vorteil, dass die Szenen "real" mit wenig Aufwand verschoben werden können. Würde diese Aufgabe ausgehend von der Printform gestellt, fiele es deutlich schwerer, die Wirkung der vorgenommenen Veränderungen einzuschätzen, denn der Text ist in der veränderten Version nicht sofort einsehbar. Die Aufgabenstellung für den Kurs lautet: "Laden Sie sich die Gutenberg-Fassung des Dramas - am besten in der Druckversion - in eine Word-Datei herunter. Setzen Sie für eine bessere Übersichtlichkeit Seitenumbrüche, so dass jede Szene auf einer eigenen Seite anfängt. Erstellen Sie durch das Verschieben der Szenen Ihre eigene Fassung und eine Übersicht über dieselbe. Begründen Sie Ihre Änderungen." Ergebnisdiskussion auf dem Marktplatz Die Schülerinnen und Schüler haben in Form eines Marktplatzes Gelegenheit, ihre Arbeitsergebnisse zu präsentieren und die der anderen kennen zu lernen. Anschließend werden in einem offenen Gespräch die Erfahrungen bei der Erstellung der eigenen Textfassung und die Einschätzung der verschiedenen "Neuausgaben" zur Sprache gebracht. Dabei kommt sicherlich eine Diskussion über das Für und Wider einzelner Fassungen auf, die sich hervorragend eignet, um noch einmal ins Zentrum des Dramas vorzustoßen, zentrale Aspekte zu wiederholen beziehungsweise in neuem Licht zu betrachten.

Das Sachbuch "Neue Intelligenz" hat vor allem in Amerika für Furore gesorgt. Die provokanteste These des Autors lautet, dass die Nutzung der Medien uns nicht dümmer, sondern intelligenter macht. Im Rahmen der hier vorgestellten Unterrichtseinheit wurde das Sachbuch als Ganzschrift in der 11. Klasse eines bayerischen Gymnasiums gelesen. Im Fach Deutsch wurden die Schülerinnen und Schüler in einer Sequenz von fünf Unterrichtsstunden Länge mit Positionen der Medienwirkungsforschung vertraut gemacht. Ergänzend wurde die DVD "Manfred Spitzer - Erfolgreich lernen in Kindergarten und Schule" eingesetzt. Lektüre und Diskussion Basis der Sequenz ist natürlich die (heimische) Lektüre des Sachbuches. Im Unterricht werden dann in verschiedenen Sozialformen Kernthemen vertieft und kontrastiert. Johnsons Thesen werden anhand einschlägiger Beispiele diskutiert. Wichtig ist, dass die Lernenden eigene Meinungen zu diesen Thesen formulieren. Ablauf der Unterrichtseinheit 1. Stunde: Gegenüberstellung M. Spitzer - S. Johnson In der ersten Stunde werden kontroverse Meinungen über die Medienwirkung diskutiert. 2. Stunde: Rezeption und Pressespiegel Bevor in der nächsten Stunde näher auf die Argumentation im Buch eingegangen wird, soll hier die Wirkung, die das Buch in der Medienlandschaft ausgelöst hat, näher untersucht werden. 3. Stunde: Computerspiele - Inhalt, Wirkung, Nutzen In der dritten Stunde werden populäre Computerspiele vorgestellt. Nach der Vorstellung folgt eine Diskussionsrunde über die Vor- beziehungsweise Nachteile der Computerspiele. 4. Stunde: Film- und Fernsehkritik In der vierten Stunde wird's spannend: Die Schüler und Schülerinnen sollen enträtseln, wie sich Filmhandlungen weiterentwickeln. 5. Stunde: Reality-Shows im Fernsehen Versuchen Sie in der letzten Unterrichtsstunde zusammen mit Ihrer Klasse das Erfolgsphänomen der Reality-Shows zu erklären. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen die Kernthesen von Steven Johnsons Buch "Neue Intelligenz" kennen lernen. sich kritisch mit einer Buchrezension auseinander setzen. den Aufbau und die Stringenz von Argumenten bewerten und diskutieren können. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler sollen sich mit wesentlichen Positionen der Medienkritik auseinandersetzen. das eigene mediale Konsumverhalten überdenken. in die Lage versetzt werden, aktuelle Debatten zur Medienwirkung verfolgen und bewerten zu können. Johnsons Thesen als Ausgangspunkt Nachdem sich die Schülerinnen und Schüler anhand der Lektüre der Einleitung von "Neue Intelligenz" (Seite 15 bis Seite 28) zu Hause bereits einen Überblick über die Kernthesen Johnsons verschafft haben, kann in der ersten Stunde eine Konfrontation mit einer vollkommen gegensätzlichen Meinung geschehen. So wird die Radikalität der Thesen Johnsons deutlich. Manfred Spitzer als Gegenpol Diese Gegenposition lässt sich sehr anschaulich anhand eines Ausschnittes aus der DVD "Manfred Spitzer - Erfolgreich lernen in Kindergarten und Schule" (Gesamtlaufzeit 1 Stunde, 26 Minuten) illustrieren. Besonders geeignet ist der Ausschnitt beginnend mit Kapitel 8 (Zeit: 1:00:51) und endend in Kapitel 9 (Zeit: 1:12:22). Im Anschluss an die etwa zehnminütige Filmschau sollten zunächst eine kurze mündliche Wiederholung und eventuell eine Diskussion der Kernthesen Spitzers erfolgen. In Zweierteams Kernthesen formulieren In einem nächsten Schritt können die Kernthesen Johnsons kontrastiv formuliert werden. Hierzu wird eine Datei beziehungsweise ein Arbeitsblatt verteilt, das in Partnerarbeit ausgefüllt werden soll. Die eigene Meinung Da diese Positionen bereits sehr viel Diskussionsstoff liefern, kann die Stunde mit einer kurzen Gesprächsrunde enden, in der die Schülerinnen und Schüler Gelegenheit haben, ihre eigene Meinung zu der Thematik zu äußern. Hausaufgabe Die Hausaufgabe zur übernächsten Stunde besteht in der Lektüre des ersten Teils in Johnsons Buch zum Thema "Computerspiele" (Seite 29 bis Seite 73). Brainstorming: Popkultur Der Einstieg in die Lektüre des Zeitungsausschnittes kann mit der Präsentation einer Fotocollage "Was ist Popkultur?" beginnen. Die Schülerinnen und Schüler sollen ihre Meinung dazu äußern, was der nur schwer definierbare Begriff "Popkultur" für sie bedeutet. Im Anschluss kann der Link zu der Rezension des Buches in der Frankfurter Allgemeinen ausgegeben werden. Die Schülerinnen und Schüler sollen den Text lesen und sich Notizen zum Inhalt machen. Die wichtigsten Inhalte der Rezension sollten in einem anschließenden Unterrichtsgespräch festgehalten werden, wobei besonders die vom Autor des Artikels vorgenommene Definition der Popkultur thematisiert wird. Frankfurter Allgemeine Sonntagszeitung: Alles Gute kommt von unten Die genutzte Rezension ist im Netz zu finden. Inhalte von Computerspielen Diese Stunde lässt sich gut mit einem Schülerreferat beginnen, in dem eine Schülerin oder ein Schüler einen kurzen Überblick über populäre Computerspiele (wie "World of Warcraft" oder "Die Sims") und deren Inhalte referiert. Im Anschluss kann Johnsons Sicht auf die Computerspiele auf Basis des folgenden Arbeitsblattes Schritt für Schritt rekapituliert werden. Der Nutzen von Computerspielen Die Schülerinnen und Schüler haben anschließend Zeit, den Nutzen von Computerspielen herauszuarbeiten. Die Ergebnissicherung kann anhand der Folie "Johnson - Der Nutzen der Computerspiele" erfolgen. Hausaufgabe Als Hausaufgabe sollen die Schülerinnen und Schüler das Kapitel "Fernsehen" (Seite 74 bis 123) lesen. Einstieg über eine Szene Als Einstieg kann zunächst das Filmprotokoll zu Casablanca konsultiert und von den Schülerinnen und Schülern mit verteilten Rollen vorgelesen werden. Filmprotokoll Casablanca Lesen Sie gemeinsam mit den Lernenden die Szene. Das Ende der Szene antizipieren Die Lernenden sollen anschließend raten, wie die Szene weitergeht. Kaum jemand wird vermuten, dass Humphrey Bogart wirklich erschossen wird. Stattdessen geben die Dialoge bereits einen Hinweis darauf, dass die Szene mit einem Kuss enden wird. Zur Auflösung kann das Ende der Szene gezeigt werden. Filmprotokoll Casablanca Auch für das Ende der Szene ist das Skript im Netz zu finden. Eine Szene des Films Nun wird ein Ausschnitt aus dem Filmprotokoll des mit dem Oskar prämierten Films "L. A. Crash" konsultiert und ebenfalls mit verteilten Rollen vorgelesen. Filmprotokoll L. A. Crash Auch in diesem Fall wird das Skript gelesen. Das Ende der Szene vorhersehen Wieder sollen die Schülerinnen und Schüler raten, wie die Szene weitergeht. Da der Film keinerlei Anhaltspunkte für den weiteren Verlauf der Szene gibt, werden sicherlich viele verschiedene Möglichkeiten in der Klasse genannt werden. Der tatsächliche Verlauf der Szene kommt dann vollkommen überraschend. Filmprotokoll L. A. Crash Die Szene endet damit, dass Rick und Anthony ein Auto kapern und mit quietschenden Reifen wegfahren. Alternativ können alle Szenen natürlich auch, soweit vorhanden, von DVD abgespielt und punktgenau gestoppt werden. Interpretation der Theorie am praktischen Beispiel Anhand der beiden Filmprotokolle kann erläutert werden, was Johnson mit seiner Theorie der "blinkenden Pfeile" meint, um die es unter anderem in der Stunde gehen soll. Sie sind übrigens zu verstehen als "eine Art erzählerisches Hinweisschild" in den Medien, das an geeigneter Stelle "aufgestellt" wird, um Orientierung zu bieten. Zitate berühmter Medienkritiker Zur Vertiefung können Meinungen berühmter Medienkritiker zum Fernsehen verglichen werden. Diese finden sich auf dem Übersichtsblatt "Meinungen über das Fernsehen". Die These und die Diskussion Der sicherlich interessanteste und diskussionswürdigste Punkt in Johnsons Argumentation ist seine Meinung über Reality-Shows. Daher soll in dieser Stunde die gemeinsame Diskussion im Vordergrund stehen. Eine Reflexion der Erkenntnisse jedes und jeder einzelnen während dieser Sequenz bietet sich in Form einer Wiki- oder Forums-Arbeit, beispielsweise im virtuellen Klassenraum von lo-net², an.

Die hier vorgestellte Lerneinheit zur Kinematik der Speziellen Relativitätstheorie nutzt interaktive Webseiten mit dynamischen GeoGebra-Applets. Animierte Simulationen aus der Lernumgebung bieten Visualisierungsmöglichkeiten, die auf dem Papier und an der Tafel nicht realisierbar sind und die das Verständnis erleichtern.Die Grundzüge der Speziellen Relativitätstheorie (SRT) basieren auf einer einfachen Formel. Nein, nicht E = mc², sondern v = s/t. Ausgehend von zwei einfachen Annahmen lieferten revolutionäre Gedankenexperimente über die Laufzeit von Licht, gemessen von zueinander bewegten Beobachtern, verblüffende neue Erkenntnisse über Raum und Zeit. Und mithilfe des guten alten Pythagoras (Link zur Lernumgebung "Die Satzgruppe des Pythagoras" des Autors bei Geogebra.org) sind auch die zugehörigen Formeln für die Zeitdilatation und die Längenkontraktion schnell hergeleitet. In der Lernumgebung zur Kinematik der Speziellen Relativitätstheorie können Lehrende und Schülerinnen und Schüler mithilfe der Maus am Monitor Darstellungen und Konstellationen kontinuierlich verändern. Bestimmte Fragestellungen lassen sich so dynamisch verfolgen und überprüfen. Dies ermöglicht einen aktiv-entdeckenden Zugang zu den physikalischen Sachverhalten. So wird die Relativität der Gleichzeitigkeit am Beispiel der Beobachtung eines Lichtblitzes erkundet, der in der Mitte einer fliegenden Rakete gezündet wird. Die Geschwindigkeit des Raumschiffs können die Lernenden dabei variieren. Kinematik der SRT - prägnant und kompakt Weder für die Lehrkraft noch für die interessierten Schülerinnen und Schüler ist es befriedigend, wenn Formeln vom Himmel fallen, insbesondere wenn es um die populäre Relativitätstheorie geht. Andererseits sehen zeitlich knapp kalkulierte Lehrpläne meist nur eine Mitteilung oder einen Hinweis auf die Gleichungen der Zeitdilatation oder der Längenkontraktion vor. Intention der hier vorgestellten interaktiven Lerneinheit ist es daher, die Kinematik der Speziellen Relativitätstheorie möglichst prägnant und kompakt zu erläutern, ohne auf die Herleitung der zugehörigen Formeln zu verzichten. Die Schülerinnen und Schüler erfahren dabei auch, dass mathematische Grundkenntnisse fundamental, ja hier sogar ausreichend sind, um zu neuen Erkenntnissen zu gelangen. Die erarbeiteten Formeln sollten in Anwendungsaufgaben (beispielsweise Durchqueren der Atmosphäre von Myonen oder Reise zu ?-Centauri) gefestigt werden. In der Unterrichtspraxis führte die Lerneinheit stets automatisch zu Diskussionen, die auf das Zwillingsparadoxon, das Hafele-Keating-Experiment und die Kausalitätsproblematik abzielten und von der Lehrkraft aufgenommen werden konnten. Anknüpfungspunkt für die Dynamik der SRT Auf diese Weise erhalten die Lernenden trotz der Einschränkungen des alltäglichen Unterrichtbetriebs einen über bloße Mitteilungen hinausgehenden Einblick in die SRT, der als Basis für weiterführende, eigenständige Forschungen und als Anknüpfungspunkt für die Dynamik der SRT dienen kann. Einsatzmöglichkeiten und Aufbau der Materialien Die Konzeption der Texte, Zusatzinformationen, Lösungen und die Interaktivität der Lernumgebung werden hier skizziert. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Bedeutung der Postulate der Speziellen Relativitätstheorie verstehen. die Notwendigkeit einer präzisen Definition von Ort und Zeit eines Ereignisses einsehen. die Relativität der Gleichzeitigkeit als zwingende Konsequenz der Postulate erkennen. die Formel für die Zeitdilatation herleiten und anwenden können. die Formel für die Längenkontraktion herleiten und anwenden können. die Zitate aus Originalarbeiten richtig deuten und dem Gelernten zuordnen können. Für die Lerneinheit bieten sich zwei Einsatzmöglichkeiten an: begleitende dynamische Visualisierung der Erklärung von Einsteins Gedankenexperimenten während der Neudurchnahme im Unterricht selbstständige, aktiv-entdeckende Erarbeitung des (eventuell bereits im Unterricht thematisierten) Stoffes Texte und Zusatzinformationen Der erläuternde Text wurde bewusst möglichst prägnant gehalten, um eine zügige Erarbeitung und Fixierung im Heft zu erleichtern. Per Klick auf die kleinen Notizblock-Symbole können Kästen mit Zitaten aus den Originalarbeiten von Galileo Galilei (1564-1642) oder Albert Einstein (1879-1955) oder auch weiterführende Erläuterungen ein- und ausgeblendet werden. Dabei wird ein direkter Bezug des behandelten Stoffs zu den originalen Ausführungen hergestellt (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken). Einige Begriffe sind farblich hervorgehoben. Zeigt man mit der Maus auf sie, werden eine kurze Definition oder Zusatzinformationen eingeblendet. Sparsamer Einsatz von Hyperlinks Zur Gewährleistung eines möglichst linearen Lernablaufs wurden Hyperlinks nur sehr sparsam eingesetzt. Lediglich die Problematik der Abgrenzung von Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit und Relativität der Gleichzeitigkeit in unterschiedlichen Inertialsystemen wurde in verlinkte Unterkapitel ausgelagert. Lösungen Per Klick auf blaue Satz- oder Gleichheitszeichen werden Lösungen zu Fragen oder mathematischen Herleitungen angezeigt. Interaktivität - Animationen und Reglerjustierung Auf eine Bedienungsanleitung der Applets wurde verzichtet. Erfahrungsgemäß werden die interaktiven Möglichkeiten bei einer ernsthaften Beschäftigung mit den Animationen von Schülerinnen und Schülern leicht selbst entdeckt. Der kleine Abspielknopf (meist links unten) in den Applets erlaubt eine kontinuierliche Animation der Darstellungen. Für das Einstellen bestimmter Konstellationen erweist sich aber auch die manuelle Justierung durch die Schieberegler in den Applets als hilfreich. Parameter oder Einblendungen können jederzeit auch während der Animation verändert werden.

Schülerinnen und Schüler nutzen Aufnahmen und Spektren, die mit dem Hubble-Weltraumteleskop gewonnen wurden, um die Masse eines Schwarzen Lochs in der Galaxie M87 zu berechnen. Mithilfe des Doppler-Effekts können Schülerinnen und Schüler die Geschwindigkeit ermitteln, mit der sich Gas in einer bestimmten Entfernung um das Zentrum der Galaxie M87 bewegt. Aus diesen Daten können sie dann auf die Masse schließen. Die mit einfachen Mitteln zu erzielenden Resultate sind durchaus mit den in der Literatur publizierten Werten vergleichbar. Das vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommene Bild (links) zeigt den aktiven Kern der Galaxie, aus dem ein gebündelter Jet aus Elektronen und subatomaren Teilchen mit nahezu Lichtgeschwindigkeit herausschießt. Das hier vorgestellte Projekt ist eine von mehreren Schülerübungen mit Originaldaten des Hubble-Weltraumteleskops, die von der Arbeitsgruppe Fachdidaktik der Physik und Astronomie an der Physikalisch-Astronomischen Fakultät der Friedrich-Schiller-Universität Jena entwickelt wurden (weitere Projekte: Die Entfernung der Supernova SN 1987A und Die Entfernung der Galaxie M100 ). Von den mathematisch anspruchsvollen Übungen stellt das hier vorgestellte Projekt die höchsten Anforderungen an die Schülerinnen und Schüler. Die Suche nach Schwarzen Löchern Neben der Geschwindigkeit von Sternen oder Gas im Kern der Galaxien müssen bei der Suche nach möglichen Schwarzen Löchern noch weitere Kriterien herangezogen werden. Die Schülerinnen und Schüler erklären den Verlauf der Rotationskurven von Galaxien mit und ohne Schwarzem Loch im Kern der Galaxie. bestimmen mithilfe des Doppler-Effekts die Geschwindigkeit, mit der das Gas in Abhängigkeit von der Entfernung zum Zentrum der Galaxie M87 rotiert und schließen daraus auf die Masse. beziehen die Geometrie der um das Zentrum der Galaxie rotierenden Gasscheibe (Projektion des kreisförmigen Rings als Ellipse an die Himmelssphäre) in ihre Berechnungen mit ein und schulen dadurch ihr räumliches Vorstellungsvermögen. erkennen, dass die Auflösung des Hubble-Weltraumteleskops nicht ausreicht, in der Nähe des Schwarzschildradius relativistische Geschwindigkeiten nachzuweisen zu können. lernen für das Vorhandensein eines Schwarzen Lochs im Zentrum einer Galaxie neben den charakteristischen Eigenschaften der Rotationskurve noch weitere Indizien kennen. In letzter Zeit mehren sich die Anzeichen dafür, dass Schwarze Löcher nicht nur theoretisch möglich sind, sondern tief im Innern vieler Galaxien auch wirklich existieren. Sie könnten durch dynamische Vorgänge in den Galaxienzentren, wie etwa der Akkretion von Materie aus einer Gasscheibe, entstanden sein und so die am wenigsten exotische Erklärung für die Aktivitäten von Galaxienkernen, wie zum Beispiel intensive Röntgen- und Radiostrahlung und die Aussendung von Materie-Jets, darstellen. So deuten seit Langem gleich mehrere Indizien darauf hin, dass auch die riesige elliptische Galaxie M87 (Abb. 1), die zum Virgo-Galaxienhaufen gehört, ein massereiches Schwarzes Loch beherbergt. Dem hohen Auflösungsvermögen des Hubble-Weltraumteleskops verdanken wir die Entdeckung einer rotierenden Scheibe aus ionisiertem Gas im Zentrum dieser Galaxie. Keplersch oder nicht? Die empirische Abhängigkeit der Rotationsgeschwindigkeit v vom Abstand R ist bei normalen Galaxien nicht keplersch. Die inneren Partien von Spiral- und elliptischen Galaxien rotieren nämlich wie starre Körper, das heißt, die Bahngeschwindigkeit wächst linear mit dem Abstand. Dies lässt auf eine konstante Massendichte schließen. Weiter außen bleiben dann die Bahngeschwindigkeiten über große Abstände nahezu konstant, das heißt, dort wächst die Masse linear mit dem Abstand. Enthielte das Zentrum einer Galaxie nun ein Schwarzes Loch mit der Masse von einer Milliarde Sonnen, zeigt die Rotationskurve bei enger Annäherung an dieses Zentrum einen keplerschen Verlauf, so wie die des Sonnensystems. Geschwindigkeit von Sternen oder Gas im Kern der Galaxien Damit liegt eine Strategie für die Suche nach Schwarzen Löchern in Galaxienzentren auf der Hand: Wir müssen in möglichst kleinen Abständen vom Zentrum einer Galaxie die Geschwindigkeit von Sternen oder Gas messen. Ist die Rotationskurve dann keplersch, gibt dies einen deutlichen Hinweis darauf, dass im Galaxienzentrum ein sehr massereiches, kompaktes Objekt verborgen ist. Ein beeindruckendes Beispiel dafür ist die mit dem Langspalt-Spektrographen des Hubble-Weltraumteleskops aufgenommene Rotationskurve für das Zentrum der Galaxie M84. Abb. 2 zeigt die Zentralregion der Galaxie M84 in einer Aufnahme der Weitwinkelkamera des Weltraumteleskops (links). Der rechte Bildteil zeigt die Verteilung der Geschwindigkeiten von Sternen und Gas über die von dem Rechteck im linken Bild markierten Abstände vom Zentrum. Diese Radialgeschwindigkeitskurve zeigt die auf den Beobachter zu (blau) und von ihm weg (rot) gerichteten, messbaren Komponenten der Bahngeschwindigkeit. Ihre Auswertung führt auf 300 Millionen Sonnenmassen in einer Kugel mit 26 Lichtjahren Radius! Das begrenzte Auflösungsvermögen des Hubble-Weltraumteleskops verhindert bei Weitem die für den endgültigen Nachweis eines Schwarzen Lochs nötige Annäherung an dessen Schwarzschild-Radius, wobei sich relativistische Bahngeschwindigkeiten ergeben müssten. Aber auch dann, wenn die empirische Feststellung des keplerschen Verlaufs der Rotationskurve bei Annäherung an das Zentrum bei einem bestimmten kleinsten Abstand R abbricht, können wir aus einem ( R, v )-Messpunkt auf die von der Kugel mit dem Radius R eingeschlossene Masse schließen. Anschließend müssen jedoch andere Argumente zugunsten eines Schwarzen Lochs im Zentrum von M87 als die (für noch kleinere Abstände empirisch nicht mehr vorhandene) Rotationskurve herangezogen werden, um Alternativen auszuschließen: Viel Masse auf engem Raum Ein Schwarzes Loch wird umso wahrscheinlicher, je mehr Masse in einem bestimmten Volumen enthalten ist und je mehr diese die Masse der darin leuchtenden Materie übersteigt. Mathematische Modelle Dynamische Rechnungen zeigen, dass nicht leuchtende Himmelskörper, wie zum Beispiel Braune Zwerge, Neutronensterne und stellare Schwarze Löcher, in der erforderlichen Anzahl rasch zu einem einzigen Schwarzen Loch kollabieren würden. Materie-Jet Nahezu senkrecht auf der Gasscheibe im Zentrum von M87 steht ein sogenannter Materie-Jet (Abb. 3), der radioastronomischen Beobachtungen zufolge aus einem Gebiet von höchstens sechs Lichtjahren Durchmesser austritt. Zur Erklärung dieses Phänomens wird seit Langem ein Schwarzes Loch diskutiert. Die in diesem Projekt durchgeführte Auswertung der M87-Daten drängen zu folgender Schlussfolgerung: Wenn wir die in einem relativ kleinen Volumen konzentrierte Masse nicht als die eines Schwarzen Lochs deuteten, wüssten wir nach dem heutigen Stand der Wissenschaft gar keine Erklärung dafür abzugeben. Um uns dieser Deutung noch mehr zu vergewissern, müsste die Bewegung von Sternen und Gas in noch größerer Nähe zum Zentrum der Galaxie analysiert werden. Zumindest für das Milchstraßensystem ist dies in jüngster Zeit geschehen (siehe Links und Literatur ). Eckart, A., Genzel, R. Erster schlüssiger Beweis für ein massives Schwarzes Loch?, Physikalische Blätter 54 (1998) (l) 25-30 Eckart, A., Genzel, R. Der innerste Kern des galaktischen Zentrums, Sterne und Weltraum 37 (1998) (3) 224-230 Ford, H.C., Tsvetanov, Z.I. Massive Black Holes in the Hearts of Galaxies, Sky & Telescope (1996) (6) 28-33 Ford, H.C., Harms, R.J., Tsvetanov, Z.I. et al Narrow Band HST Images of M87: Evidence for a Disk of Ionized Gas Around a Black Hole, Astrophysical Journal Letters 435 (1994) L27-30 Harms, R.J., Ford, H.C., Tsvetanov, Z.I. et al HAST FOS Spectroscopy of M87: Evidence for a Disk of Ionized Gas Around a Massive Black Hole, Astrophysical Journal Letters 435 (1994) L35-38 Lotze, K.-H. Schwarze Löcher - vom Mythos zum Unterrichtsgegenstand, Praxis der Naturwissenschaften/Physik 49 (2000) (5) 21-27 Lotze, K.-H. Schülerübungen mit Originaldaten des Hubble-Weltraumteleskops, Projekt Nr. 1: Die Entfernung der Supernova SN1987A, Der Mathematische und Naturwissenschaftliche Unterricht (MNU) 51 (1998) (4) 218-222 Lotze, K.-H. Praktische Schülerübungen mit Originaldaten des Hubble-Weltraumteleskops, Projekt Nr. 2: Die Entfernung der Galaxie M100, Der Mathematische und Naturwissenschaftliche Unterricht (MNU) 52 (1999) (2) 85-91 Rubin, V.C. Dark Matter in Spiral Galaxies, Scientific American 248 (1983) (6) 96-106

Unser Universum expandiert. Die Fluchtgeschwindigkeiten der Galaxien erscheinen uns um so größer, je tiefer sie von der Erde aus betrachtet in Raum und Zeit zurück liegen. Die Expansionsrate des Raumes wird durch die Hubble-Konstante beschrieben.Schülerinnen und Schüler können sich mithilfe des Simulationsprogramms ?HubLab? als Kosmologinnen und Kosmologen betätigen und den Wert der Hubble-Konstanten selbst bestimmen. Diese Unterrichtseinheit kann gut in eine Reihe zum Thema Kosmologie eingebettet werden, die zum Beipsiel mit dem Thema Entwicklung eines Sterns und dem Hertzsprung-Russel-Diagramm begonnen wurde. Sie beleuchtet sowohl Aspekte der Simulation als auch der Auswertung mithilfe eines Tabellenkalkulationsprogramms. Fachlicher Hintergrund und Materialien Kurze Infos zum Bohrschen Atommodell und zur Rotverschiebung von Spektrallinien. Alle Arbeitsmaterialien können Sie hier einzeln herunterladen. Die Schülerinnen und Schüler sollen lernen, dass das Weltall expandiert, und zwar um so schneller, je weiter man an seine Grenze blickt. erkennen, dass sich das Weltall in der Vergangenheit schneller ausgedehnt hat als es dies heute tut. begreifen, dass ein Blick an den Rand des Universums auch ein Blick in die Vergangenheit ist, weil das Licht, welches uns heute von dort erreicht, bereits Jahrmillionen unterwegs war und uns von der Natur des Universums vor langer Zeit berichtet. Bohrsches Atommodell und Fraunhofersche Linien Im Physikunterricht ist neben der thermischen Emission von Licht auch die Emission und Absorption von Licht angeregter Atome im Bohrschen Atommodell besprochen worden. Das reicht, um zum Beispiel die Fraunhoferschen Linien im Sonnenspektrum zu erklären. Diese führen zu der Erkenntnis, dass die Sonne offensichtlich keine anderen Materialien enthält, als die uns bekannten, weil sich in ihrer Spektralanalyse nur die uns bekannten Elemente wiederfinden. Dies lässt vermuten, dass das Universum überall gleich aufgebaut ist. Pfiffige SchülerInnen sollten einwenden, dass die Sonne für eine derart universelle Aussage möglicherweise nicht repräsentativ sei und fragen, ob sich dieselben Absorptionslinien auch in weiter entfernten Sternen finden würden. Rotverschiebung von Spektrallinien Genau dies kann mit dem Simulationsprogramm "HubLab" untersucht werden. Dabei stellt sich heraus, dass die Spektralinien eine auf dem Doppler-Effekt basierende Rotverschiebung zeigen. Und diese ist um so größer, je weiter die betrachteten Objekte von der Erde entfernt sind. Dies führt zur Frage nach der Expansionsrate des Raumes und damit direkt zur Hubble-Konstanten. Eine Simulation ist niemals ein Ersatz für ein Experiment. Aber wo kein Experiment möglich ist, ist eine Simulation besser als ein trockenes Lehrbuch. "HubLab" ist die Simulation eines lichtstarken Teleskops mit einem angeschlossenem Spektrometer, welches vom Department of Physics des Gettysburg College in Pasadena (USA) entwickelt wurde. Das Programm ist kostenlos samt Handbüchern aus dem Netz herunterzuladen (siehe Internetadressen). Eine umfangreiche und detaillierte deutschsprachige Handlungsanweisungen mit Screenshots - von der Vorbereitung des virtuellen Teleskops über die Aufnahme der Messwerte bis hin zur Auswertung mit einem Tabellenkalkulationsprogramm im Unterricht - finden Sie in dem Dokument "hublab_tutorial.pdf". Das Handout führt zudem in die Theorie der Rotverschiebung ein. Astronomie. Paetec Verlag, 2001. ISBN 3-89517-798-9. Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: Lexikon der Astronomie. Spektrum Verlag 1999. ISBN 3-8274-0575-0. A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos. Springer Verlag 1999. ISBN 3-540-64165-3.

Schülerinnen und Schüler werten mithilfe von Daten des Hubble-Weltraumteleskops die Perioden und scheinbaren Helligkeiten von Cepheiden-Veränderlichen in der Galaxie M100 aus und ermitteln so deren Entfernung. Die Helligkeit der Delta-Cephei-Sterne variiert periodisch. Eine bestimmte Periodenlänge entspricht dabei einer ganz bestimmten mittleren Strahlungsleistung. Diese wiederum ergibt zusammen mit der scheinbaren Helligkeit die Entfernung. Voraussetzung dafür ist allerdings, dass die Entfernungsskala mithilfe von solchen Cepheiden geeicht wurde, deren Entfernung auf ganz unabhängige Weise ermittelt werden kann. In diesem Zusammenhang spielt die in der Unterrichtseinheit Die Entfernung der Supernova SN 1987A bestimmte Entfernung zur Supernova in der Großen Magellanschen Wolke eine Schlüsselrolle: In dieser findet man nämlich sehr viele veränderliche Sterne vom Typ Delta Cephei, deren Entfernungsskala mithilfe der Supernova mit bisher nicht gekannter Präzision geeicht werden kann. Neben den Arbeitsmaterialien und Aufgabenstellungen für die Schülerinnen und Schüler steht im Downloadbereich auch eine Handreichung für Lehrkräfte mit weiteren ausführlichen Informationen zur Verfügung. Obwohl in den Details durchaus kompliziert, sind die Prinzipien der Entfernungsbestimmungen einfach genug, um von Schülerinnen und Schülern der Oberstufe verstanden und angewandt werden zu können. Aus der Mathematik werden in dieser Unterrichtseinheit lediglich Kenntnisse über den dekadischen Logarithmus vorausgesetzt. Die kosmische Entfernungsskala Methoden der Entfernungsbestimmung: Schülerinnen und Schüler erklimmen zwei Stufen der kosmischen Entfernungsleiter. Informationen und Materialien zur Entfernungsberechnung von M100 Wie entsteht der Lichtwechsel der Cepheiden-Veränderlichen? Welche Eigenschaften machen sie zu Entfernungsindikatoren? Die Schülerinnen und Schüler verstehen die Ursachen des Lichtwechsels von Delta-Cephei-Sternen. werten Lichtkurven von Cepheiden aus und bestimmen mithilfe dieser "Standard-Kerzen" die Entfernung von M100. werden dazu angeregt, den Namensgeber der Cepheiden im Sternbild Kepheus oder andere Cepheiden selbst zu beobachten. Freedman, W.L., Madore, B.F., Mould, J.R. und andere (1994): Distance to the Virgo cluster galaxy M100 from Hubble Space Telescope observations of Cepheids, Nature 371 (1994), Seite 757-762. Gaposhkin, S. I. (1970): The Large Magellanic Cloud: Its Topography of 1830 Variable Stars, Smithsonian Institution Astrophysical Observatory Special Report Nr. 310, Cambridge (MA) 1970. Für die nähere Umgebung: Radarechos und trigonometrische Parallaxe Vergleichsweise kleine Entfernungen, wie die innerhalb unseres Sonnensystems, lassen sich aus der Laufzeit von Radarechos ermitteln. Für die Sterne der näheren Sonnenumgebung ist die Methode der trigonometrischen Parallaxe anwendbar. Sie beruht auf der Messung der Verschiebung dieser Sterne gegenüber sehr viel weiter entfernten Sternen, wenn man sie von verschiedenen Positionen der Erdbahn aus beobachtet. Dieser Effekt ist vergleichbar mit der Erfahrung, dass man ein und dasselbe Objekt einer Landschaft aus einem fahrenden Zug heraus auf dauernd wechselnde Punkte am Horizont projiziert. Erscheint, von einem Stern aus gesehen, die große Halbachse der Erdbahn unter einem Winkel von einer Bogensekunde, so hat er eine Entfernung von einem Parsec (1 Parsec = 3,26 Lichtjahre). Bei viel weiter entfernten Objekten kommen andere Methoden zur Entfernungsbestimmung in Betracht: Vergleich der wahren (etwa in Parsec gemessenen) Größe der Objekte mit dem Winkeldurchmesser, unter dem sie dem Betrachter erscheinen. Vergleich der absoluten Helligkeit (oder Leuchtkraft) der Objekte mit der scheinbaren Helligkeit, die sie für den Beobachter haben. Beide Methoden sind dadurch gekennzeichnet, dass sie aus einer relativ leicht zu bewältigenden und einer schwierigen Aufgabenstellung bestehen. Scheinbare Helligkeiten und Winkeldurchmesser sind der Messung direkt zugänglich. Aussagen über die Leuchtkraft oder die wahre Größe von Himmelsobjekten sind viel schwieriger zu treffen und erfordern in der Regel ein tiefes Verständnis der physikalischen Natur dieser Objekte. In zwei Projekten lernen die Schülerinnen und Schüler ein Beispiel für je eine der Methoden zur Bestimmung großer Entfernungen kennen. Nachdem zuvor in der Unterrichtseinheit Die Entfernung der Supernova SN 1987A (siehe auch Fosbury, 1994) das erste Verfahren praktiziert wurde, kommt in dem hier vorgestellten Projekt die zweite Methode zum Einsatz: der Vergleich von scheinbarer und absoluter Helligkeit bei Delta-Cephei-Sternen zur Entfernungsbestimmung der Spiralgalaxie M100 im Virgo-Galaxienhaufen. Dabei hat die Durchsichtigkeit des Messprinzips gegenüber der erreichten Genauigkeit aus didaktischen Gründen den Vorrang. "Standard-Kerzen" im All Veränderliche Sterne vom Typ Delta Cephei sind sehr zuverlässige Entfernungsindikatoren, da man durch die Beobachtung ihres regelmäßigen Lichtwechsels zuerst auf ihre Leuchtkraft und dann aus dieser und der scheinbaren Helligkeit auf ihre Entfernung schließen kann. Zu jeder Lichtwechselperiode gehört nämlich eine ganz bestimmte mittlere Leuchtkraft, denn je größer ein Stern ist (je mehr Masse er hat), desto leuchtkräftiger ist er und desto länger braucht er für eine Pulsation. Der Lichtwechsel der Cepheiden mit Perioden bis zu einhundert Tagen ist durch einen raschen Anstieg zum Helligkeitsmaximum und einen vergleichsweise langsamen Abfall zum Minimum gekennzeichnet (Abb. 1). Freie Elektronen verursachen einen Strahlungsstau Cepheiden sind massereiche und leuchtekräftige Sterne, die bereits ein fortgeschrittenes Stadium ihrer Entwicklung erreicht haben, obwohl sie - absolut gesehen - noch jung sind. Ihre Atmosphären, in denen Helium ein wesentlicher Bestandteil ist, befinden sich nicht im hydrostatischen Gleichgewicht. Infolge hoher Temperaturen liegt das Helium normalerweise bereits in einfach ionisierter Form vor. Wenn die Strahlung aus dem Sterninnern den Heliumatomen auch ihr zweites Elektron entreißt, sind viele freie Elektronen vorhanden, die sich mit ihrer großen Beweglichkeit der Strahlung in den Weg stellen und einen Strahlungsstau verursachen. Expansion verschafft Abkühlung Der Strahlungsstau kann sich entladen, indem der Stern expandiert und dabei abkühlt. Bei der Abkühlung können die Heliumkerne viele Elektronen wieder einfangen, so dass die Strahlung wieder besser entweichen kann. Die Gravitation beginnt zu dominieren und veranlasst den Stern zu schrumpfen. Dann beginnt der Zyklus von neuem. Die Unterrichtseinheit basiert auf Daten des Hubble-Weltraumteleskops, das Cepheiden-Veränderliche im Sternenmeer von M100 aufstöberte und deren Zyklen dokumentierte. Abb. 2 zeigt drei zu verschiedenen Zeitpunkten aufgenommene Bilder eines Cepheiden, dessen Daten in dieser Übung verwendet werden. Der Stern befindet sich in einem Sternentstehungsgebiet in einem der Spiralarme der Galaxie im Zentrum der - auf dem großen Bild nur scheinbar leeren - Region des kleinen Kastens. Während des Projektes zur Entfernungsbestimmung bietet es sich an - soweit dies der Stand des Sternbildes Kepheus ermöglicht - den Namenspatron der Cepheiden-Veränderlichen, Delta Cephei, selbst ins Visier zu nehmen. Der 892 Lichtjahre entfernte Stern ist ein gelber Überriese und schwankt mit einer Periode von etwa 5,4 Tagen in seiner scheinbaren Helligkeit zwischen den Größenklassen +3,6 und +4,6. Schülerinnen und Schüler können mit der Argelander-Stufenschätzmethode selbst eine Lichtkurve des Sterns erstellen. Die Methode wird in der folgenden Unterrichtseinheit von Dr. Olaf Fischer aus Freiburg ausführlich vorgestellt:

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

Auf der Basis digitalisierter Fotoplatten aus der Sammlung der Sternwarte Sonneberg (Thüringen) erstellen und interpretieren die Schülerinnen und Schüler Lichtkurven veränderlicher Sterne. Und natürlich werden Veränderliche auch im Original beobachtet.Die bereits 1926 gestartete "Sonneberger Himmelsüberwachung" (Sky Patrol) beruht auf der Idee des deutschen Astronoms Paul Guthnick (1879-1947), den gesamten nördlichen Sternenhimmel per Astrofotografie zu überwachen. Nach mehr als 80 Jahren fotografischer Überwachung des Himmels lagern mehr als 275.000 Fotoplatten im Sonneberger Archiv - der zweitgrößten Sammlung der Welt - die die Geschichte des Lichtwechsels der bei etwa 50 Grad nördlicher Breite sichtbaren Himmelsobjekte (bis zur 14. Größenklasse) dokumentieren. Diese ?Chronik des Sternenhimmels? ist ein einmaliger Datenschatz, der noch viele Geheimnisse in sich birgt. Auf seiner Basis erstellen Schülerinnen und Schüler Lichtkurven eines veränderlichen Sterns vom Mira-Typ. Sie vergleichen diese mit Daten von Amateurastronomen aus dem Internet und planen eigene Beobachtungen von Mira und Algol. Das eigene Tun, die Arbeit mit Originaldaten und das Erfolgserlebnis sollen die Motivation und das Interesse an den Naturwissenschaften und der Mathematik fördern.Die an der Sternwarte Sonneberg seit 2004 durchgeführte Digitalisierung von Fotoplatten der Sonneberger Himmelsüberwachung eröffnet die Möglichkeit, Himmelsaufnahmen an jedem Computer "in die Hand zu nehmen" und Veränderlichenforschung in jeder Schule zu betreiben. Für das hier vorgestellte Projekt stellte die Sternwarte eine Auswahl der Plattenscans zur Verfügung. Das Projekt basiert auf didaktischen Materialien, die im Rahmen des Projektes Wissenschaft in die Schulen! entwickelt wurden. Der Einsatz der Argelander Stufenschätzmethode wurde im Rahmen eines Astronomiekurses der deutschen Schülerakademie (Thema: "Lichtsignale aus dem All - Veränderliche Sterne", Marburg 2005) und bei Lehrerfortbildungen (Sonneberg 2004, MNU Karlsruhe 2006) erfolgreich getestet. Methoden, Fertigkeiten und Computereinsatz Im Rahmen des Projektes wird die Nutzung des Computers als nützliches Werkzeug auf vielfältige Art gefördert. In der Astronomie beginnt (fast alles) mit der Beobachtung Mit Sternkarten oder Planetariumsprogrammen werden Positionen und Sichtbarkeiten von Veränderlichen bestimmt. Der Lichtwechsel von Veränderlichen Lichtkurvendiagramme und Ursachen der Veränderlichkeit von Sternen werden vorgestellt und mithilfe einfacher Modelle erklärt. Der fotografierte Himmel Original-Fotoplatten aus dem Sonneberger Archiv werden untersucht. Ein Veränderlicher wird aufgespürt und Helligkeitsschätzungen werden vorbereitet. Die Argelander Stufenschätzmethode Aus 23 Stufenschätzungen erstellen die Schülerinnen und Schüler eine beispielhafte Lichtkurve des Veränderlichen R Cassiopeia. Der Veränderliche R Cassiopeia Auf der Basis von 83 Schätzfeldern werden das Stufenwert-Helligkeit-Diagramm und die Lichtkurve von R Cas dargestellt (Millimeterpapier oder Tabellenkalkulation). Was uns die Lichtkurve verrät Lichtkurven von R Cassiopeia werden interpretiert und verglichen. Details zu den Mira-Sternen und den Ursachen ihres Lichtwechsels werden berichtet. Rückkehr zur Beobachtung: Mira und Algol Die Schülerinnen und Schüler planen die Beobachtung der Veränderlichen Sterne Mira und Algol. Die Schülerinnen und Schüler sollen basierend auf digitalisierten Fotoplatten der Sternwarte Sonneberg die Lichtkurve eines veränderlichen Sterns erstellen und dabei die Argelander Stufenschätzmethode anwenden. eine wissenschaftliche Arbeitsweise erleben, die über Jahrzehnte im Zentrum der Forschungsarbeit vieler Sternwarten stand. sich mit der Messfehlerproblematik auseinandersetzen. die Typen Veränderlicher Sterne kennen lernen und die Ursachen der Veränderlichkeit verstehen. Veränderliche Sterne beobachten. Schätzmethode und Messfehlerproblematik Das hier vorgestellte Projekt knüpft an verschiedene "Wissensbereiche" an und trainiert vielfältige Fähigkeiten und Fertigkeiten der Schülerinnen und Schüler. Ein zentraler Punkt ist die Vermittlung einer grundlegenden Methode zur Helligkeitsbestimmung von Sternen - der Argelander Stufenschätzmethode. Hierbei wird das Prinzip der Relativmessung angewandt und verdeutlicht. Die Funktion des Auges als "Messinstrument" rückt ins Bewusstsein der Schülerinnen und Schüler. Die Subjektivität des Augenmaßes ist gut geeignet, die Messfehlerproblematik (subjektive Fehler) zu belegen. Physikalisch-mathematische Denkweisen Die Frage nach den Ursachen des Lichtwechsels der Sterne bedarf physikalischer und mathematischer Denkweisen. Das Projektergebnis ist eine Lichtkurve, die den zeitlichen Verlauf der Sternhelligkeit präsentiert. Diese Kurve gilt es zu interpretieren, wobei grundlegende Begriffe wie Periode und Amplitude genutzt werden müssen. Mustererkennung und Datenauthentizität Es sei auch erwähnt, dass die Arbeit mit Bildern von Sternfeldern die Fähigkeit der Mustererkennung schult. Der Umgang mit wissenschaftlichen Originaldaten vermittelt Authentizität, die wichtig für die "Anerkennung" des in der Schule Gelernten ist, und ist zudem ein Motivationsfaktor für die Schülerinnen und Schüler. Der Computereinsatz spielt in dem Projekt eine zentrale Rolle. Die zu untersuchenden Sternfelder liegen als Bilddateien vor, wobei die Helligkeitsstufen der Sterne am Bildschirm geschätzt werden können. Weitere Daten können über das Internet (Sternwarte Sonneberg) abgerufen werden. Die Datenauswertung kann durch Excel oder andere Tabellenkalkulationsprogramme unterstützt werden. Zur Interpretation der Ergebnisse kann auf so genannte Lichtkurvengeneratoren zurückgegriffen werde, die aus Daten von verschiedenen Amateurbeobachtern Lichtkurven für viele Veränderliche erstellen. Zur Veranschaulichung der Ursachen der Veränderlichkeit eignen sich Animationen. Zur Planung der Beobachtung von Veränderlichen werden Planetariumsprogramme, Datumsrechner (Umrechnung zwischen Julianischem und Gregorianischem Datum) und verschiedene Informationsseiten (zum Beispiel vorausberechnete Maxima und Minima von bestimmten Veränderlichen) aus dem Internet genutzt. Einstieg und Motivation Die Lernenden sind mit der Definition eines Stern und den Sternbild- und Sternbezeichnungen bereits vertraut. Sie erfahren, dass es im Sternbild Walfisch einen Stern mit dem Namen Mira gibt, was "Die Wunderbare" bedeutet. Per Beamer oder Overheadfolie wird eine historische Karte des Sternbildes gezeigt und gefragt, warum der Stern so heißen könnte. Recherche Die Jugendlichen recherchieren Informationen zu Mira im Internet oder nutzen ausgelegte Printmaterialien (Bücher, Artikel). Sie lernen, dass bestimmte Sterne ihre Helligkeit auch in kurzen Zeiträumen ändern und können diese Zeiträume von langfristigen Änderungen, die mit der Sternentwicklung zusammen hängen, abgrenzen. Erste Bekanntschaft mit den Veränderlichen Die Schülerinnen und Schüler suchen mithilfe detaillierter Sternkarten oder eines Planetariumsprogramms die Positionen der Veränderlichen Sterne Omikron Ceti (Mira), Beta Persei, Delta Cephei, Alpha Orionis und Beta Lyrae auf und tragen diese in die unbeschriftete Sternkarte des Arbeitsblattes ein (sternkarte_veraenderliche.pdf). Sie bestimmen die Jahreszeiten, in denen diese Sterne am Abendhimmel gut zu beobachten sind. Dies kann wiederum mit einem Planetariumsprogramm oder mit einer einfachen drehbaren Sternkarte erfolgen. Die Jugendlichen werden aufgefordert, die zum Zeitpunkt des Projektes beobachtbaren "Originale" auch am Abendhimmel - einzeln oder mit der Gruppe - aufzusuchen. Definition der Veränderlichen Veränderliche Sterne ändern ihre Helligkeit im Laufe der Zeit (Millisekunden bis Jahrhunderte). Die Amplituden liegen zwischen 0,001 und 20 Größenordnungen (mag = magnitudo, Scheinbare Helligkeit). In diesem Sinne ist auch unsere Sonne ein Veränderlicher Stern (11 Jahre, 0,004 mag = 0,4 Prozent). Historisches Der erste Veränderliche wurde im Jahre 1596 durch den in Ostfriesland lebenden Pfarrer David Fabricius entdeckt. Er beobachtete im Sternbild Cetus (Walfisch) einen Stern, den er Monate später nicht mehr und nach weiteren Monaten wieder deutlich sehen konnte. Er nannte diesen Stern Mira (lateinisch "Die Wunderbare"). Bis zur Mitte des 19. Jahrhunderts wurden lediglich 16 weitere Veränderliche gefunden. Erst nachdem man begann, den Himmel zu durchmustern um Sternkataloge zu erstellen, stieg die Zahl der zufälligen Entdeckungen von veränderlichen Sternen. Nach der Einführung der Fotografie in die astronomische Beobachtung hatte man eine Methode zur systematischen Veränderlichensuche, bei der sich in Deutschland die Sonneberger Sternwarte besondere Verdienste erwarb. Die Zahl der bekannten Veränderlichen stieg sprunghaft an. Bis 1968 wurden etwa 10.000 Objekte entdeckt (bis heute etwa 11.000). Printmedien zum Thema "Veränderliche Sterne" für die Recherche (alternativ oder zusätzlich zur Internetrecherche) alternativ zum Planetariumsprogramm eine detaillierte Sternkarte eine drehbare Sternkarte Mira und die Veränderlichen - Ergebnissicherung Die Ergebnisse der Vorstunde (Position von Veränderlichen auf der Sternkarte und ihre Beobachtbarkeit) werden per Schülerdemonstration kurz vorgestellt (vergleiche Ergebnisblatt "sternkarte_veraenderliche_ergebnisse.pdf"; Präsentation per Beamer oder Overhead-Folie). Nach der Zusammenfassung der "Eckdaten" der Mira-Veränderlichkeit (die Helligkeit von Mira schwankt mit einer Periode von etwa 331 Tagen zwischen der 2. und der 9. Größenklasse) führt das Unterrichtsgespräch zu der Forderung nach einem Hilfsmittel zur Vorhersage. In einem Lehrervortrag werden die Größe "Scheinbare Helligkeit", die Julianische Tageszählung und Lichtkurven vorgestellt. Einzelne Schülerinnen und Schüler zeichnen Lichtkurven an die Tafel, die die zeitlichen Verläufe der scheinbaren Helligkeiten folgender Objekte wiedergeben: Stern mit konstanter Helligkeit Mondbedeckung eines Sterns "Sinkender Stern" (Lichtschwächung durch die Atmosphäre) Typen Veränderlicher Sterne Animationen von verschiedenen Veränderlichen (Cepheiden, Algol-Veränderliche, Eruptive Veränderliche) werden per Beamer präsentiert und Lichtkurven an der Tafel vorgegeben. Die Lernenden ordnen diesen Lichtkurven die in den Animationen dargestellten Typen veränderlicher Sterne zu. In einem Lehrervortrag wird mithilfe von Vergleichen und Analogien ein grobes Bild der physikalischen Hintergründe des Lichtwechsels vermittelt. Variable stjerner: Animationen Animationen und Informationen von Erling Poulsen auf der Website des Rundetaarn-Observatoriums in Dänemark. Veränderlichentypen und die Ursache des Lichtwechsels Die Aufzeichnung des Lichtwechsels der Veränderlichen zeigt, dass es verschiedene Gruppen von Sternen mit ähnlichem Verlauf der Lichtkurve gibt. Heute kennt man viele verschiedene Typen veränderlicher Sterne, die sich entsprechend der Hauptursache ihrer Veränderlichkeit drei Familien zuordnen lassen: den pulsierenden Veränderlichen (zum Beispiel Mira-Sterne, Cepheiden), den eruptiven Veränderlichen (zum Beispiel Novae und Supernovae) und den Bedeckungsveränderlichen (zum Beispiel Algol-Sterne). Pulsationssterne "Normale" Sterne verhalten sich wie eine Schaukel auf einem Spielplatz, die nur einmal angeschoben wurde - ihre Schwingung endet schnell infolge der Dämpfung. Pulsationssterne haben einen "Ventilmechanismus", der dafür sorgt, dass die Schwingung durch regelmäßige Energiezufuhr (Strahlungsenergie) aufrechterhalten wird. Eruptive Veränderliche Ursache sind schnelle Fusionsreaktionen (lokal oder global), etwa vergleichbar mit einem gleichmäßig brennenden Feuer, in das schnell entzündlicher Brennstoff gegeben wird oder das eine Temperatur erreicht hat, bei der ein bestimmter Stoff plötzlich zu brennen anfängt. Bedeckungsveränderliche Bedeckt der kleinere Stern eines Doppelsternsystems einen Teil des größeren oder helleren Sterns des Systems, ergibt sich ein schmales Minimum in der Lichtkurve. Wenn der kleinere hinter den größeren Stern gerät, beobachtet man ein weiteres, weniger tiefes Minimum der Leuchtkraft. Die Leuchtkraft der beiden Sterne selbst ist konstant. Der "Mechanismus" entspricht dem Prinzip einer Sonnenfinsternis. Die im Unterricht gezeigten Animationen zu den Veränderlichentypen finden Sie auf der Seite zu den Variable stjerner des Rundetaarn-Observatoriums in Dänemark. Vorkenntnisse Die Schülerinnen und Schüler sind mit der Betrachtung und Bearbeitung digitaler Bilder und im Umgang mit der verwendeten Bildbearbeitungs-Software vertraut. Untersuchung einer Fotoplatte Den Lernenden wird der digitalen Scann der "Platte 300300" aus dem Sonneberger Plattenarchiv aus dem Jahr 1966 vorgestellt (Präsentation per Beamer). Diese Platte zeigt unter anderem das Sternbild Cassiopeia. Die Jugendlichen verbinden am Rechner in Partnerarbeit die hellsten Sterne dieses Sternbildes miteinander (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken) und vergleichen das Sternbild mit einer Darstellung auf einer Sternenkarte. Bevor die Arbeit mit den Sternfeldaufnahmen beginnt, müssen die Schülerinnen und Schüler für die "Bildprobleme" sensibilisiert werden. Auch die Orientierung auf der Himmelsaufnahme stellt eine Herausforderung dar. In Partnerarbeit und im Unterrichtsgespräch werden folgende Fragen beantwortet: Woraus kann auf die Sternhelligkeiten geschlossen werden? (Größe und Schwärzung der Scheibchen) Die Schwärzungsscheibchen der Sterne verändern ihr Aussehen mit zunehmendem Abstand vom Plattenzentrum. Wie verändern sie sich und wie lässt sich das erklären? (beste Abbildung auf optischer Achse; mit größer werdendem Abstand wird insbesondere der Astigmatismus wirksam) Untersuchung von "Platte 300308": Wann wurde diese Platte aufgenommen? Was fällt auf dieser Fotoplatte auf? (14. Oktober 1966; die Fotoplatte zeigt einen kleinen Kometen, siehe Abb. 2) Die Ergebnisse werden an der Tafel oder auf einer Folie gesichert. Den Jugendlichen soll bewusst werden, dass ein Archiv von Himmelsaufnahmen eine "Chronik der Geschichte des Sternhimmels" darstellt und dass Sternfeldaufnahmen als Grundlage für die Bestimmung von Lichtkurven genutzt werden können. Aufspüren des Veränderlichen R Cassiopeia Die Lernenden erleben, dass durch den Wechsel zwischen verschiedenen Aufnahmen ein und desselben Sternfeldes Helligkeitsänderungen "ins Auge springen". Zur Erleichterung der Arbeit wird dafür das interessierende Sternfeld (Schätzfeld) aus der digitalen Fotoplatte am Computer ausgeschnitten. Die resultierenden Bilder werden dann mit geeigneter Software "zum Laufen" gebracht (zum Beispiel mit einem GIF-Animator oder durch den schnellen Bildwechsel mit dem Windows Bildbetrachter Image Viewer). Das Ergebnis ist eine kleine Animation, mit deren Hilfe der Veränderliche "R Cas" (ein Mira-Stern), aufgespürt wird (siehe "r_cas_neg.mov"). Vorbereitung der Helligkeitsschätzung Die Schülerinnen und Schüler schneiden aus der Aufnahme "fotoplatte_300308.jpg" den im Bild "fotoplatte_300296_teil.jpg" gezeigten Bildausschnitt um R Cas herum aus und beschriften den Veränderlichen sowie die Vergleichssterne A, B, und C. Abb. 3 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt die Schätzfelder aus "fotoplatte_300296_teil.jpg" (oben) und "fotoplatte_300307_teil.jpg" (unten). Es handelt sich um zwei Aufnahmen, die in geringem zeitlichen Abstand aufgenommen wurden. Der Helligkeitswechsel von R Cassiopeia (R) ist deutlich zu erkennen. Historischer Einstieg Im Rahmen eines kurzen Lehrervortrags wird berichtet, dass Mitte des 19. Jahrhunderts Friedrich Wilhelm Argelander (1799-1875) seine Methode zur Helligkeitsbestimmung von Sternen entwickelte, die eine systematische Katalogisierung der Sternhelligkeiten ermöglichte. Damit versetzte er auch die Amateurastronomen in die Lage, Helligkeitsänderungen bei Sternen festzustellen und sich in die astronomische Forschungsarbeit einzubringen. Erstellung der Lichtkurve Die Argelander Stufenschätzmethode wird vorgeführt und dann gleich anhand projizierter Sternfeldbilder (siehe Abb. 4 und "stufenschaetzmethode_einfuehrung.pdf") in Zweiergruppen geübt. Die Lehrkraft führt die Präsentation "stufenschaetzmethode_einfuehrung.pdf" per Beamer vor und die Schülerinnen und Schüler schätzen und notieren die Ergebnisse in einer Tabelle (tabelle_r_cas_stufenschaetzung_leer.pdf). Ziel der beiden Unterrichtsstunden ist die beispielhafte Erstellung einer Lichtkurve aus 23 Stufenschätzungen des Veränderlichen R Cassiopeia (R Cas). Es soll noch keine Interpretation der Ergebnisse vorgenommen werden. Die verwendeten Daten werden im folgenden Abschnitt des Projektes, ergänzt durch viele neue Daten, erneut vorkommen. Die Schülerinnen und Schüler sollen dann bewusst diese Sternfelder noch einmal schätzen, um zu erleben, dass subjektive Fehler mit Erfahrung, Tagesform und vielen anderen Faktoren zu tun haben. Schätzungsfelder - Auswertung mit oder ohne Computer Den Schülerinnen und Schülern stehen 83 Schätzfelder des Gebietes um den Stern R Cassiopeia zur Verfügung. Im Rahmen der Auswertung dieser "Rohdaten" können die Fertigkeiten der Schülerinnen und Schüler bei der Nutzung des Computers als Werkzeug intensiv geschult werden. So bietet sich beim Schätzen der Helligkeiten am Bildschirm der Windows Bildbetrachter Image Viewer als Instrument an, das es sehr einfach macht, von einem Schätzungsfeld zum nächsten zu wechseln. Die Schätzungsfelder werden dabei stets auf Bildschirmgröße geweitet. Die Stufenschätzung kann - bei Mangel an Computern - wie beim Einstieg in die Argelander Methode (4. und 5. Stunde) auch frontal am Projektionsbild im gut verdunkelten Raum durchgeführt werden. Alternativ können die Helligkeiten auch auf Ausdrucken der Plattenausschnitte geschätzt werden. Auswertung der Daten per Tabellenkalkulation Excel oder andere Tabellenkalkulations-Software erlauben das praktische Einfügen von Datenkolonnen per "Copy" und "Paste". Sie ermöglichen auch eine automatisierte Berechnung der Helligkeiten aus den Stufenwerten (siehe "mappe_auswertung.xls"). Hierbei kann die zuvor mit Excel bestimmte Formel der Regressionsgeraden im Stufenwert-Helligkeit-Diagramm genutzt werden. Abb. 5 zeigt die von den Schülerinnen und Schülern ermittelte Lichtkurve des Veränderlichen R Cas. 7. Stunde Die Jugendlichen praktizieren die Argelander Stufenschätzmethode am Computerbildschirm oder anhand von Ausdrucken der Schätzungsfelder. 8. Stunde Die Schülerinnen und Schüler bestimmen Stufendifferenzen, berechnen Mittelwerte, korrigieren die Stufenwerte und ermitteln endgültige Stufenwerte. 9. Stunde Die Lernenden ermitteln Stufenwerte für die Vergleichssterne, zeichnen das Stufenwert-Helligkeit-Diagramm (Millimeterpapier oder Tabellenkalkulation) und bestimmen mit diesem aus den Stufenwerten die Helligkeiten. Sie zeichnen die Lichtkurve auf Millimeterpapier oder mithilfe eines Tabellekalkulations-Programms. Alternativ zur Auswertung mit Excel oder einem anderen Tabellenkalkulationsprogramm können auch Taschenrechner und Millimeterpapier zum Einsatz kommen. Die folgenden Begriffe und Phänomene müssen den Schülerinnen und Schülern bereits bekannt sein, um die physikalischen Hintergründe des Pulsationsmechanismus von Mira-Sternen zu verstehen: gedämpfte, ungedämpfte und erzwungene Schwingungen Kompression und Expansion von Gas Wärme und Wärmeenergie Ionisation und Ionisationsenergie Energietransport durch Strahlung Absorption Interpretation der Lichtkurve von R Cas Die Jugendlichen zeichnen eine Ausgleichskurve durch ihre Datenpunkte, beschreiben den Kurvenverlauf, ermitteln die Periodendauer von R Cas (etwa 430,5 Tage) und bestimmen anhand der Lichtkurve den Variablentyp (Mira-Stern). Sie erzeugen mithilfe eines Online-Lichtkurvengenarators eine Vergleichslichtkurve auf der Basis der Daten von geübten Amateurbeobachtern. Die Übereinstimmung wirkt sehr motivierend. Gemeinsamkeiten, aber auch Unterschiede werden beschrieben und erörtert: Die Verläufe sind sehr ähnlich, die Helligkeitsbereiche unterscheiden sich jedoch. Dies liegt daran, dass die Sonneberger Daten fotografisch gewonnen wurden, die Amateurdaten aber auf Augenbeobachtungen basieren. Die Empfindlichkeit der fotografischen Emulsion über der Wellenlänge ist etwas anders als die des Auges. Mira-Sterne und ihr Lichtwechsel Der die Stunde abschließende Lehrervortrag zu Mira-Sternen und dem Zustandekommen ihrer Pulsationen erfordert die oben genannten physikalischen Vorkenntnisse. Mira ist ein Roter Riese vom Spektraltyp M. Mira selbst hat einen mittleren Durchmesser von etwa 550 Millionen Kilometern. Der Stern würde damit das Sonnensystem bis hin zum Planetoidengürtel ausfüllen. Die wahre mittlere Sterngröße ist jedoch kleiner, denn eine den Stern umgebende Wolke aus Molekülen täuscht ein größeres Ausmaß vor. "Die Wunderbare" im Walfisch repräsentiert das Endstadium eines Sterns von der Masse unserer Sonne. Der Pulsationsmechanismus von Mira Die Pulsation ist mit einer ungedämpften Schwingung vergleichbar. Dieser Mechanismus funktioniert nur, wenn Energie im richtigen Schwingungszustand (in der richtigen Phase) zugeführt wird. Ein anschauliches Bild dafür bietet eine Spielplatz-Schaukel: Die Schwingung der Schaukel bleibt erhalten, wenn man sie bei der "Auswärtsbewegung" anschiebt. So muss auch der Hülle eines schwingenden Sterns Energie zugeführt werden, wenn sie expandiert. (Wärme-)Energie kann im Stern nur durch Strahlung zugeführt werden. Dazu ist es erforderlich, dass der Stern bei Kompression "undurchsichtiger" wird, das heißt, Strahlungswärme "tankt", die dann bei der Expansion treibend (entdämpfend) frei werden kann. In "normalen" (nicht veränderlichen) Sternen sind die Verhältnisse gerade umgekehrt, so dass Schwingungen schnell ausgedämpft werden. In Riesensternen kann dieser Fall aber in der richtigen Tiefe eintreten. Weitere Details In Mira sind die Bedingungen für die Ionisation von Wasserstoff (Temperatur und Druck) in genau der Tiefe gegeben, die für die Aufrechterhaltung des Pulsationsmechanismus erforderlich ist. Da die Sternmaterie größtenteils aus Wasserstoff besteht (im Zentrum eines Sterns ist in der Endphase seines "Lebens" zwar nur noch Helium oder Kohlenstoff vorhanden, aber rundherum bleibt viel Wasserstoff übrig, der nicht zum Fusionieren kommt) und dessen Ionisationsenergie hoch ist, wird dabei viel Energie gespeichert, die bei der Expansion massiv frei wird. Mira-Sterne pulsieren weitaus stärker als Cepheiden. Ihre starke Helligkeitsänderung beruht auch auf der periodischen Entstehung von absorbierenden Molekülen im Außenbereich. Allgemeine Hinweise Mira soll nun gezielt mit bloßem Auge gesichtet werden (Beobachtungszeit: Herbst und Winter). Dazu ist es wichtig, die Zeit des Maximums und Minimums zu kennen. Diese Zeiten können im Internet recherchiert werden. Mit der Kenntnis des Lichtkurvenverlaufs (hier wird der Einfachheit halber eine Lichtkurve von R Cas zu Grunde gelegt) können die Jugendlichen nun auch den Zeitraum abschätzen, innerhalb dessen die Helligkeit von Mira unterhalb der 6. Größenklasse liegt (Wissenstransfer). Das Julianische Datum findet nochmals Anwendung, indem es ins bürgerliche (gregorianische) Datum umgerechnet werden muss. Ein anderes Beobachtungsprojekt betrifft den Bedeckungsveränderlichen Algol im Sternbild Perseus. Dieser Stern bietet die Möglichkeit, den Helligkeitsabfall innerhalb einiger Stunden mit bloßem Auge zu verfolgen. Dies können die Schülerinnen und Schüler auch an der Lichtkurve ersehen. Damit man das Minimum optimal beobachten kann, müssen einige Voraussetzungen erfüllt sein: möglichst kein Mondlicht während des Minimums möglichst große Höhe über dem Horizont günstige Abendzeit Zusammen mit astronomischen Grundkenntnissen sind hier die planerischen Fähigkeiten der Schülerinnen und Schüler gefordert. Ausblickend lässt sich das für R Cas gegebene Sternfeld (27 Grad mal 27 Grad) nach weiteren Veränderlichen durchforsten. Die Plattendaten können beim Autor dieses Artikels, Dr. Olaf Fischer, angefragt werden. Es besteht auch die Möglichkeit einer Verlängerung der Messreihe für R Cas durch weitere Daten. Hier sollte eventuell entstandenes Schülerinteresse weitere Nahrung finden können.

Mithilfe von Fotografien des Mondes werden über die beobachteten Schattenlängen die Höhen von Kraterwänden und Mondbergen berechnet. Mit der Ausstattung der Schulsternwarte (Cassegrain Spiegelteleskop, Camcorder) und der Software RegiStax und iMerge (beide kostenfrei) wurde ein detailreiches Bild der Mondoberfläche erstellt. Eine Bildbearbeitungssoftware (hier Adobe Photoshop) wurde genutzt, um daraus eine farbige Darstellung der Mondoberfläche zu erzeugen, die die Verteilung verschiedener Gesteinstypen erkennen lässt. Aus den Schattenlängen auf der Oberfläche und den Positionsdaten von Sonne, Erde und Mond zum Zeitpunkt der Aufnahmen wurden die Höhen von Kraterwänden und Zentralgebirgen bestimmt. Von dem Krater Theophilus wurde zudem - basierend auf den berechneten Daten und Fotos - ein dreidimensionales Modell gebaut. Zum mathematischen Rüstzeug für das Projekt gehören Kenntnisse aus dem Bereich der Trigonometrie und das Rechnen mit Zehnerpotenzen. Hintergrundinformationen, Software, Materialien und Ergebnisse Der Mond als Beobachtungsobjekt Unser Nachbar ist aus vielerlei Gründen ein dankbares Objekt für astronomische Streifzüge. Einsatz von RegiStax, iMerge und Photoshop Aus den Einzelbildern eines Films wird ein hoch auflösendes und farbiges Mondbild erzeugt. Daten, Berechnungen, Ergebnisse Fotos und Berechnungen dienen als Grundlage eines 3D-Kratermodells. Arbeitschritte und Zeitaufwand Das hier vorgestellte Projekt wurde von zwei Schülern mit Unterstützung der Lehrkraft im Rahmen des Freifachs Astronomie am Grazer Kepler-Gymnasium durchgeführt und mit dem Förderpreis der Kepler Gesellschaft ausgezeichnet (2006, zweiter Platz). Der Zeitaufwand für die einzelnen Arbeitsschritte: Aufnahme der Mondbilder Für die Videoaufnahmen der Mondes (in unserm Fall 91 Ausschnitte der Oberfläche) benötigt man als erfahrener Astrofotograf etwa fünf Stunden. Alle Aufnahmen müssen unbedingt an einem Abend gemacht werden! Bearbeitung der Einzelvideos Für die Bearbeitung der Mondbilder aus einem Einzelvideo mit RegiStax sind etwa 30 Minuten zu veranschlagen. In unserem Projekt (91 Einzelvideos) betrug der Gesamtzeitaufwand für diesen Arbeitsschritt somit etwa 45 bis 46 Stunden. Montage der Einzelbilder Für das Zusammenfügen der 91 Einzelbilder zum Gesamtbild des Mondes mit iMerge und der Bildnachbearbeitung benötigen wir acht bis neun Stunden. Messungen und Berechnungen Die für die Berechnungen notwendige Erarbeitung der Theorie nahm uns über einige Wochen in Anspruch. Mithilfe der von uns verfassten detaillierten Dokumentation sollten vier Stunden für die Berechnungen der Daten eines Kraters ausreichen. Modellierung des Kratermodells Die Modellierung und Bemalung des Modells nimmt etwa zwei Stunden in Anspruch. Die Schülerinnen und Schüler sollen mithilfe geeigneter Bildbearbeitungssoftware aus Videosequenzen ein hoch auflösendes Bild der Mondoberfläche erzeugen. aus Schattenlängen und den Positionsdaten der Himmelskörper die Höhe von Kraterwänden bestimmen und ein maßstabsgetreues Kratermodell bauen. Thema Höhenberechnung von Kraterwänden des Mondes Autoren Florian Mikulik, Florian Andritsch Fach Astronomie, Mathematik Zielgruppe Astronomie-AGs, Schülerinnen und Schüler ab Jahrgangsstufe 11 Zeitraum Das Projekt wurde über einen Zeitraum von drei Monaten durchgeführt (Zeitaufwand für die einzelnen Arbeitsschritte siehe unten). Technische Voraussetzungen Teleskop (hier Cassegrain Spiegelteleskop, Öffnung 12,5 Zoll/32 Zentimeter, Brennweite 476 Zentimeter), Camcorder oder Webcam mit Adapter; Software: RegiStax , Bildbearbeitungsprogramm (hier Adobe Photoshop), Astronomiesoftware (GUIDE 8.0 oder als kostenfreie Alternative Virtual Moon Atlas ). Florian Andritsch hat als Schüler mehrfach an nationalen und internationalen Physik- und Mathematik-Wettbewerben teilgenommen. Zurzeit studiert er Physik und Mathematik an der ETH-Zürich. Sein Hauptinteresse gilt dabei der Relativitätstheorie und der Kosmologie. Bernd Lackner ist Lehrer für Physik und Mathemathik am Grazer Kepler-Gymnasium und hat das hier vorgestellte Projekt im Rahmen des Freifachs Astronomie betreut. Aufgrund seiner geringen Entfernung zur Erde kann man sich bereits mit "leichtem Gerät" wie einem Fernglas oder einem kleinen Teleskop ein Bild von Kratern und Gebirgen sowie den großen "Meeren" verschaffen. Da der Mond ein sehr helles Objekt ist, können bei seiner Beobachtung hohe Vergrößerungen genutzt werden. Die Lichtverschmutzung macht sich wegen der Helligkeit des Objektes nicht bemerkbar, so dass der Mond auch in Städten gut zu beobachten ist. Gegenüber vielen weiteren Himmelsobjekten hat der Erdtrabant zudem den großen Vorteil, dass er das ganze Jahr über zu sehen ist - Neumondnächte ausgenommen. Eine Beobachtung um die Zeit des Vollmondes ist nicht zu empfehlen. Da die Sonne dann in fast rechtem Winkel auf die Oberfläche trifft, sind die Schatten sehr kurz und selbst markante Strukturen wirken flach. Schöne Beobachtungen kann man an der Licht-Schattengrenze machen, da hier die von den Formationen geworfenen Schatten sehr lang sind und der Oberfläche ein eindrucksvolles Profil verleihen. Mit einem größeren Teleskop und der Möglichkeit zur Astrofotografie gelingen Aufnahmen der Mondoberfläche, auf denen Details wie kleine Rillen oder Gebirgsketten sehr gut zu erkennen sind. Wir verwendeten für unsere Aufnahmen das Cassegrain Spiegelteleskop der Schulsternwarte (Öffnung 12,5 Zoll/32 Zentimeter, Brennweite 476 Zentimeter). Die Videosequenzen wurden mit einem Camcorder aufgenommen (Abb. 1). Prinzipiell kann auch eine handelsübliche Webcam mit Adapter verwendet werden. Luftunruhen können die Bildschärfe deutlich reduzieren. Dieser Effekt lässt sich durch bildtechnische Verfahren ausschalten: Man filmt einen Teil der Mondoberfläche und legt die Einzelbilder der Sequenz mithilfe eines Computerprogramms übereinander ("Stapeln" von Bildern). Entsprechende Software, wie zum Beispiel RegiStax, erzeugt aus den vielen Bildern dann ein scharfes Endergebnis. Zuerst werden die Bitmap-Sequenzen (BMP) geöffnet. Dann wird eine möglichst kontrastreiche Formation gewählt, wobei die Auswahlfelder "Color" und "LRGB" sowie "FFT" und "Graph" aktiviert sind. Die "Processing-Area" wird dimensioniert (in unserem Fall auf 1.024 Pixel). Die Größe der "Alignmentbox" (64 Pixel) und die "Lowest Quality" (50 Prozent) werden festgelegt. Anschließend werden die Funktionen "Align" und "Limit" ausgeführt. Um ein optimales Bild zu erhalten, wird einen "Reference Frame" erzeugt, wobei jedes Mal fünf Bilder berücksichtigt werden. Dann wird die Funktion "Continue" ausgeführt und die "Search Area" eingestellt (vier Pixel). Nun wird der Arbeitsschritt "Optimize" eingeleitet. Dieser nimmt etwas Zeit in Anspruch. Danach wird in der oberen Menüleiste die Kategorie "Stack" gewählt. An den Feineinstellungen nehmen wir an dieser Stelle keine Veränderungen vor. Jetzt wird das Endergebnis abgewartet. Wir wechseln in die Menüauswahl "Wavelet" und können das fertige Bild betrachten. Um noch weitere Details hervorzulocken, werden wir die Schieberegler der ersten beiden Filter verstellt (in unserem Fall auf 4,0 für den 1:1-Filter und 2,0 für den der 1:2-Filter). Nun ist das Bild fertig und wird per "Save Image" gespeichert. Bildränder wegschneiden - "Feathering" Da die Bilder aus RegiStax einen ungenauen Bildrand haben, kann man diesen mit der Funktion "Feathering" wegschneiden. Unter dem Menüpunkt "View/Settings" werden dazu "Feather margin" und "Feather trim" eingestellt (bei unseren Bildern liegt der "Feather margin"-Wert bei 170 und der "Feather trim"-Wert bei 13). "Autobrighten" und "Monochrome" Ist die Funktion "Autobrighten" aktiviert, werden die Bilder, die man übereinander legt, automatisch in ihrer Helligkeit korrigiert. In unserem Fall ist Autobrighten jedoch deaktiviert, da - bedingt durch die Aufnahmetechnik und das Aufnahmeobjekt - die Helligkeit der Bilder bereits korrekt ist. Eine automatische Helligkeitskorrektur würde zudem den dunkleren Terminator (die Licht-Schattengrenze) der Helligkeit der restlichen Mondoberfläche angleichen. Ist "Monochrome" aktiviert, wird das Bild in Graustufen gespeichert. Bei unserem Bild ist diese Einstellung im Prinzip bedeutungslos, weil der Mond im Wesentlichen nur grau ist. Um die schwachen Farbinformationen später jedoch verstärken und so ein farbiges Bild erzeugen zu können, das die Verteilung verschiedener Gesteinsarten auf der Mondoberfläche erkennen lässt, muss das Bild im Farbmodus gespeichert werden. Allgemeine Hinweise Fotos von der Mondoberfläche enthalten schwache Farbinformationen - von Blau über Grün und Gelb bis hin zu Rot kann man nahezu alle Farben finden. Diese Informationen können für die Darstellung der Verteilung verschiedener Gesteinsarten an der Mondoberfläche genutzt werden. Um diese Informationen "herauszukitzeln" haben wird die Farbsättigung des Mondbildes mit der Software Adobe Photoshop erhöht und leichte Änderungen an der Farbbalance vorgenommen. Da das Bild durch diese Manipulationen an Schärfe verliert, ist es notwendig, über das farbige Ergebnis noch einmal das Originalbild zu legen. So werden die Kontrastwerte des Originals mit den Farbwerten des bearbeiteten Bildes kombiniert und man erhält einen ungewohnt farbenfrohen Mond, der einen guten Überblick über die verschiedenen Bodengesteine und ihre Formationen bietet (Abb. 4, zur Vergrößerung anklicken). Blaue Gebiete sind sehr titanhaltig, während orange und violette Farben auf Gesteine hinweisen, die relativ arm an Titan und Eisen sind. Die zum gewünschten Ergebnis führende Vorgehensweise hängt sehr stark von dem für die Aufnahmen verwendeten Teleskop ab. Zur Einstellung der optimalen Farbsättigung und Farbbalance muss man mit den Werten etwas experimentieren. Die Bildbearbeitung erfolgt in drei Schritten: Bearbeiten des Tonwert-Histogramms Anpassen der Farbsättigung Veränderung der Farbbalance Beispiel Theophilus Die für die Berechnungen erforderlichen Daten zu den Positionen von Erde, Mond und Sonne zum Zeitpunkt der Aufnahmen wurden dem Programm "Guide 8.0" entnommen. Eine kostenfreie Alternative bietet der "Virtual Moon Atlas" (siehe Links und Literatur zum Thema ). Erläuterungen und Grafiken zu den Rechenwegen sowie sämtliche Ergebnisse finden Sie in der Datei "mondberge.pdf". Hier ein Beispiel: Die Höhe der Wand des Kraters Theophilus (Abb. 5), vom Kraterboden aus gemessen, wurde mit 4.483 Metern berechnet (beobachtete Schattenlänge: 28.413 Meter). Für die Höhe des Zentralgebirges bestimmten wir einen Wert von 1950 Metern (Schattenlänge: 14.400 Meter). Unsere Ergebnisse stimmen mit den Literaturwerten überein: So liegen die Angaben für die Höhe des Kraters Theophilus in verschiedenen Quellen zwischen 4.300 bis 4.500 Metern (Mondatlas, Antonin Rükl, Dausien Verlag; Virtual Moon Atlas). Um nicht bei jedem Krater die komplette Rechenoperationen auf dem "Fußweg" durchführen zu müssen, haben wir eine Excel-Tabelle erstellt (mondberge.xls), in die wir unsere Daten nur noch eintragen mussten, um verschiedene Formationen berechnen zulassen (Abb. 6, Platzhalter bitte anklicken). Die Erstellung der Tabelle beanspruchte viel Zeit, weil lange Formeln schnell unübersichtlich werden können und es dann sehr schwierig ist, Fehler zu finden und auszubessern. Erschwerend kam noch hinzu, dass Excel den Sinus eines Winkels nicht direkt berechnen kann, sondern der Winkel zuerst in den Radiant umgewandelt werden muss. Später erkannten wir, dass Excel eine Funktion zum Umwandeln von Winkel in Bogenmaß zur Verfügung stellt, was uns die Erstellung der Tabelle erheblich erleichterte [BOGENMASS(?)]. 3D-Modell des Theophilus Unsere Daten nutzten wir als Grundlage für die Erstellung eines maßstabsgetreuen Modells des Kraters Theophilus, um so die Proportionen von Kraterwänden, Zentralberg und Kraterdurchmesser erlebbar zu machen (Abb. 7). Mithilfe einer handelsüblichen Modelliermasse formten wir zuerst einen kreisförmigen Block und ritzten in diesen mit einem Holzstäbchen die Umrisse des Kraters ein. Theophilus hat einen Durchmesser von etwa 100 Kilometern, das Modell einen Durchmesser von 15 Zentimetern. Somit entsprechen der Höhe der Kraterwände von etwa vier Kilometern in unserem Modell etwa sechs Millimeter. Nun entfernten wir aus der Mitte des Blocks die überflüssige Masse und bildeten so die Kraterwände. Abschließend wurde noch das Zentralgebirge geformt und platziert. Um eine originalgetreue Färbung zu erzielen wurde der Krater mit Wasserfarbe bemalt. Schattenwirkungen am Modell Das Modell ermöglichte uns die Simulation verschiedener Mondphasen am Krater. Dazu wurde es auf ein höhenverstellbares Stativ platziert, so dass der Krater stufenlos in andere Positionen gebracht werden konnte. Als Lichtquelle verwendeten wir eine Kohleelektroden-Lampe, die einen recht punktförmigen Lichtbogen und somit einen scharfen Schatten erzeugt. Besonders beeindruckend ist der Moment, in dem fast der ganze Krater im Schatten liegt und nur die Spitze des Zentralgebirges angestrahlt wird (Abb. 8, oben). Außerdem haben wir das Modell aus einer Position fotografiert, aus der man den Krater betrachten könnte, wenn man auf seinem Rand stehen oder mit einem Raumschiff knapp darüber hinweg fliegen würde (Abb. 8, unten). J. W. Ekrutt Höhenmessung auf der Mondoberfläche, Sterne und Weltraum 1968 (10), Seiten 259-260

El Niño ist ein großräumiges Ozean-Atmosphären-Klimaphänomen im tropischen Pazifik mit beinahe weltweiten Auswirkungen. Eine Vertiefung des häufig aus Medienberichten aufgeschnappten „Halbwissens“ der Lernenden, die großes Interesse an der Thematik zeigen, lohnt sich auf jeden Fall.El Niño und La Niña wurden auf Wunsch des Kurses (Jahrgangsstufe 11) in den Unterricht integriert und haben sich als sehr dankbares Thema erwiesen. Die Behandlung der Klimaphänomene bietet sich im Zusammenhang mit globalen Windsystemen und globalen Strömungen an. Die Schülerinnen und Schüler empfinden die Klimathematik in der Regel als recht kompliziert. Aktuelle und diskussionsanregende Themen wie El Niño und La Niña beflügeln jedoch ihre Motivation, auch komplexe und vielfältig verzahnte Phänomene verstehen zu wollen. Da das Thema noch nicht so lange Unterrichtsgegenstand ist, findet man in den Schulbüchern entsprechend wenig oder gar keine Materialien. Zur Bearbeitung der Aufgabenstellungen recherchierten die Lernenden auf den qualitativ hochwertige Webseiten von ESPERE und der El Niño Infoseite von Christoph und Johannes Ammann. Im Rahmen dieser Unterrichtseinheit wurden folgende Aspekte behandelt:Immer wieder berichten die Medien von der drohenden Klimakatastrophe und der globalen Erwärmung. Da die Thematik mittlerweile zu einem fast alltäglichen Bestandteil unserer Wahrnehmung geworden ist, wird der Einstieg in das Unterrichtsthema fast immer von aktuellen Meldungen und Prognosen begleitet, die die Motivation der Lernenden anfachen. Im Unterrichtsverlauf zeigte sich, dass die meisten Schülerinnen und Schüler falsche Vorstellungen hatten. So ging der Großteil davon aus, dass es sich bei El Niño um eine anthropogen bedingte Klimaanomalie handele. Dies bestätigt die Notwendigkeit der Behandlung der Thematik im Unterricht. Besonders wichtig scheint mir dabei, den Lernenden klar zu machen, worin der Unterschied zwischen anthropogenen und natürlichen Klimaveränderungen besteht und dass die Grenzen fließend sind. Bilder, Arbeitsblätter, Karikaturen Der Einstieg in die Unterrichtseinheit erfolgte mit Bildimpulsen. Die Arbeitsblätter können Sie sich hier einzelnen ansehen. Am Ende der Unterrichtsreihe kamen Karikaturen zum Einsatz. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Druckverhältnisse auf der Erde, insbesondere im subtropisch-tropischen Raum, unter "normalen" Bedingungen kennen. erkennen, dass nicht alle Klimaveränderungen anthropogen bedingt sind. das El-Niño- und La-Niña-Phänomen erklären können. die Auswirkungen von El Niño auf den übrigen Teil der Erde erkennen. thematische Karten auswerten können. Ist das Chaos hausgemacht? - Sind alle chaotischen Klimaverhältnisse auf Menschenhand zurückzuführen? Der warme Bruder und seine kalte Schwester - El Niño und La Niña. Was geht uns El Niño an? Auswirkungen dieser Klimaanomalie auf das Klimasystem der Erde. Titel El Niño, La Niña und ihre globalen Auswirkungen Autorin Sandra Schmidtpott Fach Geografie Zielgruppe Jahrgangsstufe 11, Grundkurs Zeitraum je nach Vertiefung 4-5 Stunden Technische Voraussetzungen idealerweise ein Rechner pro ein bis zwei Lernende, OHP oder Beamer Der Einstieg in die Unterrichtseinheit verlief über drei Bilder, die chaotische Wettersituationen zeigen. Die Lernenden äußersten spontan Begriffe wie "drohende Klimakatastrophe", "Globale Erwärmung", "Überschwemmungen in der Dritten Welt" oder auch "El Niño". Die Ergebnisse wurden an der Tafel festgehalten. Die Schülerinnen und Schüler haben dann versucht, die gesammelten Begriffe in anthropogene und natürliche Klimaänderungen zu kategorisieren. Interessanterweise wurde der Kategorie der natürlichen Klimaveränderungen kein Begriff zugeordnet. Dies zeigt, dass Begrifflichkeiten zum Thema Klima sehr unreflektiert verwendet werden. Von dem Phänomen El Niño hatten nur sehr wenig Lernende eine genaue Vorstellung. Das Gegenstück, das so genannte La Niña-Phänomen, war gänzlich unbekannt. Die Schülerinnen und Schüler haben die Klimaanomalien El Niño und La Niña mithilfe zweier Arbeitsblätter, die ich unter Verwendung von ESPERE-Materialien erstellt habe, und weiteren (interaktiven) Arbeitsmaterialien der ESPERE-Website erschlossen. Um die Fragen zu beantworten, recherchierten die Lernenden in Einzel- oder Partnerarbeit auf den Informationsseiten von ESPERE. Während der Erarbeitung der Unterschiede und Gemeinsamkeiten der beiden Anomalien wurde besonders viel Wert auf die genaue Auswertung thematischer Karten gelegt. Dabei hat sich einmal mehr gezeigt, dass Schülerinnen und Schüler leider dazu neigen, die Aussage einer Karte sehr generalisierend und nach Möglichkeit in einem Satz zusammenzufassen - Details, Verknüpfungspunkte und Zusammenhänge zwischen verschiedenen Karten werden wenig beachtet. Am Ende der Unterrichtsreihe kamen Karikaturen der El-Niño-Informationsseite von Christoph und Johannes Ammann zum Einsatz. Diese zeigten den Schülerinnen und Schülern, dass nicht jede ungewöhnliche und chaotische Klimaerscheinung auf El Niño zurückgeführt werden kann. Karikaturen auf der El Niño Infoseite Der Cartoonbereich der Website von Christoph und Johannes Ammann.

Mithilfe von Stadtmodellen und Google Earth analysieren die Schülerinnen und Schüler im Rahmen dieser Unterrichtseinheit die räumlich-funktionale Gliederung der US-amerikanischen Stadt und vergleichen sie mit europäischen Städten.Was kennzeichnet eine typisch nordamerikanische Stadt und wodurch unterscheidet sie sich von Städten in Europa? Mit dieser Fragestellung sollen die Schülerinnen und Schüler die räumlich-funktionale Gliederung in US-amerikanischen Städten untersuchen. Dabei sollen sie auch verstehen, welche Gründe zur Entstehung dieser Zonierung geführt haben. Mithilfe von Stadtmodellen und Google Earth überprüfen die Lernenden am Beispiel von Los Angeles, wie gut das Modell die Realität wiedergibt.Die Unterrichtseinheit lässt sich in einer Doppelstunde problemlos erarbeiten. Die Schülerinnen und Schüler sollten das Modell der europäischen Stadtbildung schon kennen, da sie das amerikanische Stadtmodell damit vergleichen sollen. Mittels Google Earth soll eine Untersuchung des Modells der US-amerikanischen Stadt am Beispiel von Los Angeles durchgeführt werden. Kognitive Kompetenzen Die Schülerinnen und Schüler benennen das Schachbrettmuster der US-amerikanischen Stadt als Unterschied zum europäischen Stadtmodell. erläutern den funktionalräumlichen Aufbau (Grund- und Aufriss) der US-amerikanischen Stadt. legen Unterschiede zwischen Realität und Modell dar. "entdecken" und problematisieren das Phänomen des Urban-Sprawl (Stadtlandschaft). Methodenkompetenz Die Schülerinnen und Schüler leiten Modellelemente an einem konkreten Beispiel ab. beziehen die Nutzung von Google Earth und der dort angebotenen Werkzeuge (3D-Gebäude, Lineal, Flächenmessung) zur Untersuchung einer geografischen Fragestellung ein.

In diesem WebQuest setzen sich die Schülerinnen und Schüler mit Zimt und dessen Inhaltsstoff Cumarin auseinander. In der Unterrichtseinheit ist auch ein Versuch zum Nachweis von Cumarin in Zimt mittels Dünnschichtchromatografie vorgesehen.Im Dezember 2006 wurde vor dem Verzehr zu vieler Zimtsterne gewarnt, da dies eventuell zu gesundheitlichen Schädigungen führen könnte. Dies bildet den Aufhänger für die Rahmenhandlung des Zimtsterne-WebQuests. Die Firma "Schmecktgut & Co.", die Zimststerne produziert, beruft in der Vorweihnachtszeit ein Meeting ein, bei dem vier Expertengruppen (Aroma-Expertinnen und -Experten, Medizinerinnen und Mediziner, Chemikerinnen und Chemiker sowie Verbraucherschützerinnen und -schützer) ein umfassendes Bild der Situation erstellen sollen. Das WebQuest ist als Teil einer Semesterarbeit Lehramtstudierender im Rahmen eines "Neue Medien"-Seminars an der Universität Frankfurt entstanden. Die Autorinnen sind für Rückmeldungen aus der Unterrichtspraxis dankbar. Zusatzmaterialien und -informationen zu diesem und weiteren WebQuests sendet Ihnen auf Anfrage gerne Frau Silke Weiß per E-Mail zu.Das WebQuest kann von Schülerinnen und Schülern der Oberstufe (bevorzugt Leistungskurs) bearbeitet werden. Inhaltlich knüpft es an das Thema "Aldehyde" an. Die Lernenden arbeiten zunächst in Expertengruppen und informieren sich gemäß der von ihnen übernommenen Rolle (Aroma-Expertinnen und -Experten, Medizinerinnen und Mediziner, Chemikerinnen und Chemiker sowie Verbraucherschützerinnen und -schützer). Die Ergebnisse ihrer Recherchen tragen sie den Mitschülerinnen und Mitschülern vor. Daraus ergibt sich eine anschließende Diskussion, deren Ergebnis in neuer Gruppenzusammensetzung (Gruppenpuzzle) als "Verbraucherinfo" in einem Dokument zusammengefasst wird. Das Heft "Unterricht Chemie" Nr. 108 des Friedrich Verlages (November 2008) enthält einen Artikel der Autorin, in dem die fachlichen und historischen Hintergründe zu dem Zimtsterne-WebQuest ausführlich dargestellt werden. Hinweise zum Unterrichtsverlauf Technische Voraussetzungen und Hinweise zum Einsatz des WebQuests sowie zur Präsentation der Ergebnisse Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler zeichnen und erläutern die Struktur des Zimtinhaltsstoffs Cumarin. legen dar, wie Cumarin auf den menschlichen Organismus wirkt. zeichnen und erläutern die Struktur des Zimtaldehyds. nennen und erklären eine Synthese-Möglichkeit von Cumarin. benennen Verwendungsmöglichkeiten für Cumarin-Derivate. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler exzerpieren und ordnen Inhalte aus Online-Dokumenten. verwenden den Computer zur Informationssuche. konzipieren ein Thesenpapier. stellen einen Vortrag, gestützt auf ein geeignetes Medium, zusammen und präsentieren ihre Ergebnisse. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler diskutieren auf der Basis des angeeigneten Wissens einen Sachverhalt gemeinsam. bringen Argumente vor, begründen und überprüfen diese. erarbeiten in Gruppenarbeit eigenverantwortlich Inhalte, wählen diese aus und präsentieren sie gemeinsam. Technische Voraussetzungen Die WebQuest-Materialien dieser Unterrichtseinheit sind HTML-Seiten, die mit jedem gängigen Browser betrachtet werden können. Für die Darstellung einer im Rahmen des WebQuests besuchten Webseite mit einer Videosequenz wird der Windows Media Player benötigt. Fachliche Voraussetzungen Der Themenbereich Aldehyde ist obligatorischer Bestandteil der Oberstufenchemie. Die Schülerinnen und Schüler sollten diese Substanzklasse schon kennen gelernt haben, bevor sie das WebQuest durchführen. Allgemeine Hinweise zur WebQuest-Methode Ausgehend von einem zentralen WebQuest-Dokument erarbeiten Schülerinnen und Schüler im Rahmen eines WebQuests mithilfe des Internets ein Wissensgebiet und präsentieren anschließend ihre Ergebnisse. Allgemeine Informationen zu dieser Methode und ihrem Einsatz im naturwissenschaftlichen Unterricht finden Sie bei Lehrer-Online. Jede Expertengruppe soll auch eine Dünnschichtchromatographie verschiedener Zimtsorten durchführen. Die detaillierte Versuchsvorschrift (siehe Download auf der Startseite der Unterrichtseinheit) können die Lernenden auch im WebQuest-Dokument abrufen. Abb. 1 zeigt ein Ergebnis. Als Proben wurden Ceylonzimt (1), Cassiazimt (2) und Cumarin (3) aufgetragen. Die linke Teilabbildung zeigt das Chromatogramm im UV-Licht (256 nm). Die rechte Teilabbildung zeigt das Ergebnis nach vorheriger Behandlung des Chromatogramms mit ethanolischer Kaliumhydroxid-Lösung im UV-Licht (366 nm). Informationen und Materialien zum Thema Dünnschichtchromatographie finden Sie auch in dem folgenden Beitrag: Vortrag und Handout Mithilfe der Quellen soll ein Vortrag erarbeitet werden, der die wichtigsten Informationen zu den jeweiligen Schwerpunktthemen der Expertengruppen enthält. Welche Medien zur Unterstützung des Vortrags verwendet werden, soll gruppenintern abgesprochen werden. Der Vortrag soll die Dauer von zehn Minuten nicht überschreiten! Vortragsbegleitend soll von jeder Gruppe ein Handout vorbereitet und verteilt werden, das die wichtigsten Informationen zusammenfasst. Diskussion Nachdem alle Vorträge gehalten wurden, soll in einer Diskussionsrunde unter Berücksichtigung der Ergebnisse der Gruppenarbeit eine Entscheidung für oder gegen die Produktion von Zimtgebäck in der Firma "SchmecktGut & Co." getroffen werden. Verbraucherinformation Abschließend soll das Ergebnis der Diskussion in einer Verbraucherinformation zusammengefasst werden. Der ein bis zwei Seiten lange Text wird in fünf Gruppen verfasst (etwa vier Personen je Gruppe). Die Gruppen werden so zusammengesetzt, dass in jeder Gruppe eine Vertreterin oder ein Vertreter aus jeder der vier Expertengruppen arbeitet. Arbeitsteilige Gruppenarbeit In der ersten Unterrichtsphase werden die vier Expertengruppen gebildet, die sich mit den jeweiligen Schwerpunkten beschäftigen. Die Zuordnung der Schülerinnen und Schüler zu den Gruppen erfolgt per Los. Aroma-Expertinnen und Experten Die Lernenden dieser Gruppe sollen ihre Mitschülerinnen und Mitschüler über Definition und Eigenschaften von Aromastoffen und Gewürzen informieren. Was verleiht Aromastoffen ihren Duft und Gewürzen ihren Geschmack? Aus welchen Verbindungsklassen kommen diese Stoffe hauptsächlich? Chemikerinnen und Chemiker Diese Gruppe soll die Struktur und die chemischen Eigenschaften des Cumarins erläutern. Wie wird natürliches Cumarin in Pflanzen gebildet? Von welcher Verbindungsklasse leiten sich die Cumarine ab? Viele weitere Fragen sind in diesem Kontext möglich. Medizinerinnen und Mediziner Die Medizinergruppe soll darüber informieren, wie und wo Cumarin im menschlichen Körper wirkt. Welche potentiellen Gefahren bestehen für den Organismus? Mit welchen Stoffen steht Cumarin im Körper in Wechselwirkung? Wozu werden Cumarin-Derivate in der Medizin verwendet? Verbraucherschützerinnen und -schützer Die Verbraucherschützenden interessiert vor allem die Frage, wie Politik und Wirtschaft mit dem Problem "Cumarin in Zimt" zum Schutz der Konsumentinnen und Konsumenten umgehen sollten. Selbstgesteuertes Arbeiten Die Arbeit mit dem WebQuest erfolgt in den Schülergruppen eigenständig und selbstgesteuert. Der Lehrkraft kommt die Rolle eines Lernbeobachters zu. Ergänzende Materialien Für ihre jeweiligen Forschungsgebiete stehen den Schülerinnen und Schülern im Quellenbereich des WebQuests ausgewählte Links zur Verfügung. Darüber hinaus ist es wünschenswert, wenn die Lernenden selbstständig in der Schul- oder Stadtbibliothek weitere Materialien beschaffen.