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Am Beispiel der Opposition des Planatoiden Vesta im Jahr 2010 wird dargestellt, wie die seltene Chance, einen Kleinplaneten (fast) mit bloßem Auge sehen zu können, für ein schulisches Beobachtungsprojekt genutzt werden kann. Asteroiden (Kleinplaneten, Planetoiden) kennt man üblicherweise nur als Strichspuren auf länger belichteten Himmelsfotos. Pro Jahr werden im Mittel nur um die 20 von ihnen so hell, dass man sie mit einem großen Fernglas sehen kann. Darunter nimmt der Kleinplanet Vesta eine Sonderstellung ein: Bei einer optimalen Opposition kann er eine Helligkeit von etwa sechster Größenklasse (6 mag) erreichen, sodass er unter sehr dunklem Himmel gerade noch mit bloßem Auge erkennbar ist. Bei weniger guten Sichtbedingungen, mit denen sich Beobachterinnen und Beobachter in Deutschland meist abfinden müssen, genügt aber schon ein einfacher Feldstecher, um Vesta entdecken zu können. Mithilfe von Sternkartenausdrucken oder einer einfachen Foto-Ausrüstung kann man die Bewegung von Vesta relativ zu den Fixsternen verfolgen und dokumentieren. Mit kostenfreier Software lässt sich die Bewegung des Planetoiden mit einem Blink-Komparator erkennen und als GIF-Animation visualisieren. Die dazu in diesem Beitrag vorgestellten Methoden sind natürlich auch zur Verfolgung anderer bewegter Himmelsobjekte geeignet (Mond, "normale" Planeten, Kometen). Die mittlere synodische Periode, also die Zeit von einer Opposition zur nächsten, beträgt bei Vesta etwa 504 Tage. Informationen zur Sichtbarkeit von Vesta und anderen Kleinplaneten finden Sie unter Links und Literatur . Ein Projekt zur Beobachtung und Dokumentation der Bewegung des Kleinplaneten Vesta kann sich über einige Wochen erstrecken. Aber schon innerhalb eines Tages kann die Bewegung von Vesta nachgewiesen werden. Sinnvoll sind auch einzelne Beobachtungsabende mit Schülerinnen und Schülern zum Auffinden von Vesta und zum Kennenlernen der Sternbilder in ihrer Umgebung auf der Ekliptik. Planeten, Zwergplaneten und Kleinkörper Worin unterscheiden sich nach der Definition der Internationalen Astronomischen Union Planeten von Zwergplaneten? Was fällt unter den Begriff "Kleinkörper im Sonnensystem"? Kleinkörper im Sonnensystem Kurze Informationen zum Asteroidengürtel und den Trojanern sowie zum Kuipergürtel und zur Oortschen Wolke jenseits der Neptunbahn Vesta und ihre Opposition im Februar 2010 Allgemeine Hinweise zur Erforschung der Kleinplaneten sowie eine Lichtkurve und eine Sternkarte mit der Oppositionsschleife von Vesta Tipps und Materialien zur Beobachtung & Auswertung Sternkarten zum Download, Fototipps und Kurzanleitungen zur Nutzung von Blink-Komparatoren und GIF-Animationen bei der Beobachtung von (Klein-)Planeten Ergebnisse der fotografischen Dokumentation Neben Fotos der 2010er Opposition von Vesta finden Sie hier auch Hinweise zur Aufnahmetechnik und zur Bildbearbeitung. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Kleinplanetengürtel im Sonnensystem kennen lernen. einen Asteroiden während seiner Opposition am Sternhimmel visuell auffinden. die Bewegung eines Asteroiden relativ zum Fixsternhimmel fotografisch dokumentieren. Software ("Blink-Komparator") zum Aufspüren von bewegten Himmelsobjekten nutzen. aus einer über mehrere Tage aufgenommen Fotosequenz eine GIF-Animation erstellen, die die Bewegung des Kleinplaneten zeigt. Thema Beobachtung von Kleinplaneten - Beispiel Vesta Autor Peter Stinner Fächer Astronomie, Geographie, Naturwissenschaften ("NaWi"), Astronomie-AGs, Klassenprojekte Zielgruppe Klasse 8 bis Jahrgangsstufe 13 Zeitraum variabel, einzelne Beobachtungsabende oder Beobachtungsprojekte über mehrere Wochen Technische Voraussetzungen Feldstecher (8 bis 10-fache Vergrößerung) oder Spektiv; Computer für die Einzel- und Partnerarbeit bei der Beobachtungsvorbereitung (Planetarium-Software) sowie für die Arbeit mit einem Blink-Komparator und für das Erstellen von GIF-Animationen; digitale Spiegelreflexkamera mit Fotostativ, eventuell genügt auch eine einfache digitale Sucherkamera. Software Planetarium-Software, zum Beispiel Stellarium (kostenfreier Download); Astroart als Blink-Komparator (kostenfreier Download der Demoversion), GiftedMotion zur Konstruktion animierter GIF-Grafiken (kostenloser Download) Planeten Im Jahr 2006 hat die Internationale Astronomische Union (IAU) die unsere Sonne umkreisenden Körper durch präzise Begriffsdefinitionen neu geordnet. Planeten sind demnach Himmelskörper, die über eine ausreichend große Masse verfügen, um durch ihre Eigengravitation eine annähernd runde Form auszubilden (hydrostatisches Gleichgewicht). Daneben müssen Planeten durch ihre Gravitationskraft die Umgebung ihrer Bahn von anderen Objekten "freigeräumt" haben, das heißt, es dürfen keine weiteren Körper auf ähnlichen Umlaufbahnen vorkommen. Da Pluto letztere Bedingung nicht erfüllt - er ist eines von vielen Objekten im Kuipergürtel jenseits der Neptunbahn - wurde er vom Planeten zum Zwergplaneten "degradiert". Zwergplaneten Vertreter der Gattung Zwergplanet haben zwar aufgrund ihrer ausreichend großen Massen eine annähernd runde Form ausbilden können, waren aber nicht in der Lage, die Umgebungen ihrer Bahnen von anderen Körpern zu bereinigen. Zwergplaneten sind demnach Ceres (ein ehemals als Planetoid klassifiziertes Objekt des Asteroidengürtels zwischen Mars und Jupiter), der "Ex-Planet" Pluto (ohne seinen Begleiter Charon) und Eris (ein Objekt, das drei Mal weiter von der Sonne entfernt ist als Pluto). Die neuen Großteleskope und verbesserte Beobachtungstechniken lassen die Entdeckung weiterer Zwergplaneten für die nahe Zukunft erwarten. Zu diesen Objekten zählen Himmelskörper, die nicht der Definition eines Planeten oder Zwergplaneten entsprechen, aber die Sonne umkreisen: Kometen Asteroiden und Kuipergürtelobjekte (identisch zu Kleinplaneten, Planetoiden), die nicht Zwergplaneten oder Planeten sind Meteoroiden (treten diese Kleinkörper in die Erdatmosphäre ein, erzeugen sie die als Meteore bekannten Leuchterscheinungen; erreichen sie die Erdoberfläche, werden sie als Meteorite bezeichnet) Monde, die die Planeten umkreisen, bilden eine eigene Objektklasse. Der Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter 90 Prozent der Planetoiden diesseits der Neptunbahn befinden sich im Asteroiden- oder Hauptgürtel. Das ist der Bereich des Sonnensystems zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Im Mittel ist Mars etwa 1,5 Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt. Der durchschnittliche Abstand zwischen Jupiter und Sonne beträgt etwa 5,2 AE. Eine "Astronomische Einheit" entspricht der mittleren Entfernung Sonne-Erde (etwa 150 Millionen Kilometer). "Bauschutt" des Sonnensystems Die frühere Vorstellung, der Asteroidengürtel sei in der Entwicklungsgeschichte des Sonnensystems durch das Zerbersten eines größeren Planeten entstanden, ist heute überholt. Man geht vielmehr davon aus, dass die Gravitationskräfte von Jupiter ein Zusammenballen der Asteroiden zu einem Planeten verhindert haben. "Typische" Asteroiden beschreiben Bahnen, die weder die Mars- noch die Jupiterbahn kreuzen. Trojaner Die Trojaner-Planetoiden bewegen sich auf der Jupiterbahn. Die eine "Population" folgt dem Gasriesen um etwa 60 Grad nach, die andere eilt ihm um 60 Grad voraus. Jenseits der Neptunbahn befindet sich nahe der Ebene der Ekliptik und in einer Entfernung von ungefähr 30 bis 50 Astronomischen Einheiten zur Sonne der Kuipergürtel. Man schätzt, dass er mehr als 70.000 Objekte mit Durchmessern von mehr 100 Kilometern enthält. Der Kuipergürtel gilt als Ursprungsort von Kometen mit einer mittleren Periodenlänge. Die Ausdehnung der Oortschen Wolke liegt in der Größenordnung von etwa 300.000 Astronomischen Einheiten. Die Bahnebenen ihrer Objekte sind vollkommen unregelmäßig verteilt. Die Oortsche Wolke umgibt unser Sonnensystem daher im Gegensatz zum Kuipergürtel kugelschalenförmig. Die Zahl ihrer Objekte wird auf bis zu eine Billion geschätzt. Die Oortsche Wolke gilt als Ursprungsort langperiodischer Kometen. Oortsche Wolke und Kuipergürtel gehen vermutlich ineinander über. Vesta gehört zu einer Gruppe von Objekten, deren eindeutige Zuordnung zur Gattung der "Zwergplaneten" oder "Kleinkörper" auf der Basis der verfügbaren Daten zurzeit noch nicht möglich ist. Zu dieser Gruppe gehören unter anderem folgende Objekte: Objekte des Asteroidengürtels Vesta, Pallas und Hygeia Objekte des Kuipergürtels Orcus, Quaoar, Sedna und Varuna Bilder des Hubble-Weltraumteleskops Abb. 4 zeigt eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops von Vesta (oben links) und ein daraus abgeleitetes Computer-Modell (rechts). Das untere Bild stellt ein aus den Aufnahmen abgeleitetes Höhenprofil der Oberfläche dar. Höher gelegene Bereiche erscheinen weiß und rot, tiefere blau bis violett. Raumsonden besuchen Asteroiden Der Asteroid (243) Ida erhielt im Jahr 1993 Besuch von der Erde: Auf ihrem Weg zum Jupiter passierte die Raumsonde Galileo den Asteroiden und übermittelte bei dieser Gelegenheit Bilder. Diese zeigen einen sehr unregelmäßig geformten Kleinkörper von etwa 60 Kilometern Länge mit einer "mondartigen", von Kratern zernarbten Oberfläche. Zu Vesta ist zurzeit eine Sonde unterwegs. Sie ist das erste Ziel der Raumsonde Dawn, die am 27. September 2007 gestartet wurde und Vesta im August 2011 erreichen soll. Die Sonde wird in eine Umlaufbahn um Vesta einschwenken und den Planetoiden über mehrere Monate erkunden. Danach wird Dawn den Zwergplaneten Ceres erforschen. Wikipedia: Raumsonde Dawn Dawn ist die erste Raumsonde, deren Hauptaufgabe die Untersuchung von Objekten des Asteroidengürtels ist. Die astronomische Helligkeitseinheit "Magnitude" Helle Objekte haben kleine Magnituden, schwache dagegen große. Die Helligkeit des Sterns Vega ist definitionsgemäß 0,0 mag. Ein Stern mit 1,0 mag ist etwa um den Faktor 2,5 lichtschwächer als Vega, ein Objekt wie Vesta mit etwa 6 mag etwa um den Faktor 250 (250 = 2,5^6). Helligkeitskurve Das Perihel ist der sonnennächste, das Aphel der sonnenfernste Punkt eines die Sonne umkreisenden Objekts. Befindet sich ein Planet oder Planetoid zum Zeitpunkt seiner Opposition im Perihel, spricht man von einer Perihel-Opposition. Von der Erde aus betrachtet erreicht die scheinbare Helligkeit des Objekts dann ihr Maximum. Mit einer Magnitude von 5,4 ist Vesta bei Perihel-Oppositionen unter günstigen Bedingungen mit bloßem Auge erkennbar. Bei der Opposition in der Nacht vom 16. auf den 17. Februar 2010 erreichte Vesta immerhin 6,4 mag und gelangte damit in den Grenzbereich der visuellen Erkennbarkeit. Abb. 6 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt die Lichtkurve des Kleinplaneten. Im Zeitraum von Dezember 2009 bis April 2010 war Vesta mit einfachen Feldstechern gut erkennbar. Oppositionsschleife In den Tagen um seine Opposition herum fand man den Asteroid problemlos am Himmel, denn er hielt sich dann sehr nahe beim markanten Stern Algieba im Sternbild Löwe auf (Abb. 7, Platzhalter bitte anklicken). An den markierten Positionen war der Planetoid jeweils zum ersten Tag des Monats beziehungsweise zur Monatsmitte zu finden. Da das Sternbild Löwe Mitte Februar schon bald nach Einbruch der Dunkelheit hinreichend hoch am Himmel steht, waren die Bedingungen für schulische Vesta-Beobachtungsprojekte in den ersten Monaten des Jahres 2010 ideal. Die mittlere synodische Periode, also die Zeit von einer Opposition zur nächsten, beträgt bei Vesta etwa 504 Tage. Die nächsten Oppositionstermine finden Sie bei Wikipedia: "Herantasten" über den Löwen Die Tage um die Vesta-Opposition herum waren frei von störendem Mondlicht, denn am 14. Februar 2010 war Neumond. Mit etwas Glück konnte Vesta dann mit bloßem Auge gesichtet werden. Beim Aufsuchen des Planetoiden helfen Himmelskarten wie "uebersicht_loewe_algieba.jpg", die den Sternhimmel am 16. Februar 2010 um 21:00 Uhr Mitteleuropäischer Zeit (MEZ) zeigt. Schülerinnen und Schüler konnten damit die markante Figur des Löwen über dem Osthorizont schnell finden und auch Algieba, den "Halsstern" des Löwen, identifizieren. Der "Halsstern" Algieba In der Nähe von Algieba hielt sich Vesta auf - vor dem 16. Februar links unterhalb des Sterns, danach rechts oberhalb davon. Die vergrößerte Ausschnittkarte in der "ausschnitt_algieba.jpg" (Grenzgröße: 7,0 mag) half bei der Identifizierung von Vesta: Mit einer Helligkeit von gut 6 mag hob sich der Asteroid eindeutig von den schwächsten der auf der Karte verzeichneten Sternen ab. Einfacher ausgedrückt: Das Objekt in der Nähe von Algieba, welches in der Sternkarte "ausschnitt_algieba.jpg" nicht verzeichnet ist, war Vesta. Feldstecher, Stativ, Spektiv Unter aufgehelltem Himmel in der Nähe von Ortschaften ist Vesta nicht mit bloßem Auge aufzufinden. Mit einem einfachen Feldstecher ist der Asteroid allerdings auch dort bereits gut zu entdecken. Als hilfreich erweist sich dabei die Montierung des Feldstechers auf ein Fotostativ. Ohne Verwendung einer solchen Beobachtungshilfe kann das Bild unruhig sein und heftig wackeln. Steht kein Stativ zur Verfügung, sollte man die Ellenbogen bei der Feldstecherbeobachtung auf ein Fensterbrett, einen Tisch oder eine Mauer aufstützen um ein ruhiges und gut zu beurteilendes Bild zu sehen. Gut geeignet sind auch Spektive (15 bis 60-fache Vergrößerung), wie sie von vielen Hobby-Ornithologen verwendet werden. Eintragen der Vesta-Positionen in eine Sternkarte Wenn die Schülerinnen und Schüler bei jeder Sichtung von Vesta deren Position in eine Sternkarte eintragen, können sie daraus die Oppositionsschleife des Himmelskörpers rekonstruieren. Für händische Einträge sollten Negativ-Sternkarten wie "ausschnitt_algieba_negativ.jpg" verwendet werden. Abb. 8 zeigt einen Ausschnitt aus dieser Karte. Der Himmelshintergrund ist weiß gehalten, die Sterne sind als schwarze Kreise dargestellt. Ihre Helligkeit wird durch die verschieden großen Kreisdurchmesser veranschaulicht. Technische Ausrüstung Für eine anschauliche und dauerhafte Dokumentation der Bewegung des Kleinplaneten bieten sich die Möglichkeiten der digitalen Fotografie an. Die erforderliche technische Ausrüstung ist recht einfach. Eine auf einem Fotostativ fest montierte digitale Spiegelreflexkamera liefert ausgezeichnete Ergebnisse. Die inzwischen weitverbreiteten Kameras der unteren Preisklasse enthalten Sensoren der Größe von 23 mal 15 Millimeter, was etwa dem halben Kleinbildformat entspricht. Ein Objektiv von 50 Millimetern Brennweite erfasst einen Himmelsausschnitt mit einer Diagonalen von etwa 25 Grad. Damit wird das Sternbild Löwe formatfüllend erfasst. Unter bestimmten Umständen sind auch preiswerte digitale Sucherkameras brauchbar. Belichtungszeit und Blendenöffnung müssen allerdings manuell einstellbar sein. Außerdem muss die Autofokusfunktion ein Fokussieren an hellen Sternen erlauben. Belichtungszeit, Blende, Empfindlichkeit Bei Belichtungszeiten von bis zu 30 Sekunden macht sich die Himmelsdrehung kaum bemerkbar - die Bilder der Sterne weichen daher nur leicht von der Kreisform ab. Bei einer Belichtungszeit von 30 Sekunden, einer Blende von 2,5 und einer Empfindlichkeit ISO 1600 bildet man bereits Sterne jenseits der Magnitude 9 ab. Vesta war Mitte Februar 2010 mit etwa 6 mag um ein Mehrfaches heller, also auch mit lichtschwächeren Objektiven unproblematisch abzubilden. Längere Brennweiten liefern kleinere, vergrößerte Bildausschnitte, bringen aber unweigerlich strichförmige Sternabbildungen mit sich. Dieser Effekt tritt - als lediglich ästhetische Einschränkung - auch dann ein, wenn man mit weniger lichtstarken Objektiven länger belichten muss. Zum Aufsuchen des Planetoiden Vesta auf den selbst gemachten Fotos vergleicht man die Region, in der sich der Kleinplanet aufhält, mit den Karten virtueller Planetarien, die den Himmelsanblick zum Zeitpunkt des Fotografierens simulieren ( Stellarium oder Cartes du Ciel ). Um die Bewegung von Vesta relativ zum Fixsternhimmel zu veranschaulichen, werden zwei oder mehrere Fotos von unterschiedlichen Beobachtungstagen benötigt. Diese werden mit dem Auge oder mithilfe eines sogenannten Blink-Komparators verglichen. Die Einzelbilder können auch zu einer GIF-Animation weiterverarbeitet werden. Was macht ein Blink-Komparator? Ein Blink-Komparator dient dem Vergleich zweier Fotografien: Er spürt Himmelsobjekte auf, die in der zwischen den Aufnahmen liegenden Zeit ihre Position verändert haben. Die beiden zu vergleichenden Aufnahmen werden "passend" übereinandergelegt und in schneller Folge abwechselnd sichtbar gemacht. So machen sich Asteroiden und Kometen aufgrund Ihrer Bewegung vor dem unbewegten Fixsternhintergrund durch ein Hin- und Herspringen bemerkbar. Die kostenlose Demoversion der Software Astroart enthält einen solchen Blink-Komparator. Astroart Hier können Sie die Demoversion der Bildbearbeitungssoftware mit Blink-Komparator-Funktion kostenfrei herunterladen. Trockenübungen mit AstroArt Das ZIP-Archiv "bilder_blink_komparator_animation.zip" enthält die Grafiken "vesta_11_02_2010_22h.jpg" und "vesta_21_02_2010_22h.jpg". Sie wurden mit der Planetarium-Software Stellarium erzeugt und zeigen Himmelsauschnitte um den Stern Algieba im Sternbild Löwe am 11. und 21. Februar 2010 um 22.00 Uhr. Mithilfe dieser Bilder können sich Lehrpersonen und Lernende mit den Funktionen des Blink-Komparators von AstroArt in einer "Trockenübung" vertraut machen. Dazu werden beide Bilder in Astroart geöffnet, nachdem im Fenster "Öffnen" der Dateityp von "FITS" auf "jpg" umgestellt wurde. Im "View"-Menü wählen Sie das Schaltfeld "Blink" (Abb. 9, linker roter Pfeil im Astroart-Screenshot; Platzhalter bitte anklicken). Im Vordergrund werden jetzt abwechselnd die beiden geöffneten Bilder eingeblendet. Mithilfe der Schaltfelder im zusätzlich erschienen kleinen Fenster (oben rechts in Abb. 9) können die normalerweise etwas gegeneinander verschobenen Bilder aufeinander zentriert werden. Am einfachsten erledigt man dies mit einem Mausklick auf das im "Blink"-Fenster" durch den rechten roten Pfeil markierte Schaltfeld. Alternativ können die Bilder auch mithilfe der vier Pfeiltasten ausgerichtet werden. Fixsterne erscheinen jetzt beim Blinken stets an (nahezu) derselben Position. Bewegte Objekte wie Vesta springen dagegen bei jedem Bildwechsel hin und her. GiftedMotion - kostenfrei und einfach zu bedienen Um die Bewegung von Vesta oder anderer Himmelsobjekte per Blink-Komparator zu veranschaulichen, muss jedes Mal die Software Astroart gestartet, die Bilder geladen und der Komparator aktiviert werden. Zudem sind die Bilder dann noch auszurichten. Diesen mehrfachen Aufwand erspart man sich, wenn man die Bewegung des Zielobjekts in einer animierten Grafik "konserviert". Dazu bietet sich die intuitiv zu bedienende und kostenfreie Software GiftedMotion an. Abb. 10 zeigt ein Endergebnis: Die Animation wurde aus drei Stellarium-Screenshots erstellt (einzelbilder_animation.zip). Sie zeigen die Positionen von Vesta zu drei verschiedenen Zeitpunkten und damit die Bewegung des Kleinplaneten vor dem Fixsternhintergrund. Der helle Stern in der Bildmitte ist der "Halsstern" des Löwen, Algieba. Erstellung der Animation Zuerst werden die zu der Animation zu verarbeitenden Bilder vorbereitet: Durch Drehen werden alle Fotos so ausgerichtet, dass sie denselben Himmelsausschnitt zeigen. Dieser Schritt kann entfallen, wenn schon beim Fotografieren durch eine geeignete Ausrichtung der Kamera für eine einheitliche Bildausrichtung gesorgt wurde. Dann schneidet man aus allen Bildern den für die Animation vorgesehen Bereich möglichst genau gleich aus. Die so entstanden Bilder werden mit GiftedMotion geöffnet (Abb. 11, Schaltfläche 1). Mit den grünen Pfeilen wird die Bildfolge in der Animation festgelegt. "X Offset" und "Y Offset" ermöglichen Verschiebungen der einzelnen Bilder gegeneinander. Die "Zeit (ms)"-Eingabe bestimmt, wie lange das jeweils markierte Bild in jedem Animationsdurchlauf erscheint. Schaltfläche 3 startet die Animation, mit Schaltfläche 4 kann sie zur weiteren Bearbeitung angehalten werden. Mit Schaltfläche 5 erfolgt die endgültige Speicherung der fertigen Animation als animierte GIF-Datei. Eine solche Animation kann ohne spezielle Software per Doppelklick aktiviert werden. Bevor die Animation schließlich exportiert wird, können unter "Settings" (Schaltfläche 2) noch verschiedene Einstellungen vorgenommen werden. Die 2010er Opposition des Kleinplaneten Vesta ist Geschichte. Die hier vorgestellten Ergebnisse sollen als Anregung für vergleichbare Beobachtungen dienen. An den Abenden des 16. und des 18. Februar war der Himmel im Westerwald nur gering bewölkt, und am 20. Februar gab es größere Wolkenlücken. So konnte die Bewegung von Vesta in der Nähe von "Algieba", dem Halsstern des Löwen, fotografisch verfolgt werden. Das in Abb. 12 (Platzhalter bitte anklicken) gezeigte Foto entstand in der Oppositionsnacht am 16. Februar 2010 zwischen 20:33 Uhr und 20:44 Uhr. Zu besseren Orientierung sind einige helle Sterne im Sternbild Löwe mit Namen versehen. Zusätzlich wurde das Bild um die üblichen Sternbildlinien ergänzt. Dadurch lässt sich das Foto besser dem aufgenommenen Himmelsausschnitt zuordnen (Abb. 13). Bei der Dokumentation eigener Beobachtungen sollte der kleine Himmelsausschnitt mit dem Zielobjekt auch in einen größeren "Kontext" gesetzt werden. Abb. 13 zeigt, wie dies aussehen kann. Der Himmelsausschnitt, den das Foto aus Abb. 12 zeigt, ist in Abb. 13 mit einem gelben Rahmen markiert. Der orange umrandete Ausschnitt mit Algieba und Vesta ist der Himmelsbereich, der auch in Abb. 14 und 15 eingegangen ist. Der Sternhimmel im Hintergrund wurde mit der Planetarium-Software Stellarium erzeugt. Die Bildfolge in Abb. 14 veranschaulicht die Bewegung von Vesta über einen Zeitraum von vier Tagen: Neben einem Ausschnitt aus Abb. 12 vom 16. Februar 2010 findet man entsprechende Bildausschnitte aus Aufnahmen von 18. und vom 20. Februar. Alle drei Einzelbilder wurden etwa um dieselbe Uhrzeit aufgenommen. Vesta ist jeweils mit einem Kreis gekennzeichnet. Gleiches gilt für die animierte GIF-Grafik in Abb. 15. Kamera und Filter Die für die Abb. 12 bis 15 verwendeten Himmelsfotos wurden mit vergleichsweise einfachen technischen Mitteln aufgenommen. Eine digitale Spiegelreflexkamera (Canon EOS1000D, Objektiv EF 50mm f/1,8) war auf einem gewöhnlichen Fotostativ montiert. Zur Verbesserung der Abbildungsqualität wurde auf Blende 2,5 leicht abgeblendet. Fokussiert wurde per Notebook und Live-View der Kamera. Ein Astronomik-CLS-Filter ("City Light Supression"-Filter) der Firma Gerd Neumann blendete die künstliche Himmelsaufhellung durch weitgehende Blockierung der Linien von Quecksilber- und Natriumdampflampen teilweise aus. Ohne CLS-Filter hätten die sehr schwachen Sterne zwar nicht erfasst werden können, an der eindeutigen Darstellung von Vesta hätte sich aber nichts geändert. Zur Rauschminderung wurde nach jeder Aufnahme kameraintern ein Dunkelbild subtrahiert. Belichtungszeit, Empfindlichkeit, Bildbearbeitung Mit einer Belichtungszeit von sechs Sekunden wurden bei einer Empfindlichkeit von ISO 1600 bereits Sterne abgebildet, die mit bloßem Auge nicht mehr sichtbar sind. Durch die kurze Belichtungszeit erscheinen die Sterne im Bild noch punktförmig. Sternstrichspuren infolge der Himmelsdrehung wurden so vermieden. Abb. 12 ist das Ergebnis der Bildaddition von 40 Aufnahmen (je sechs Sekunden Belichtungszeit) mit der kostenfreien Software Fitswork. Damit ergab sich ein 240 Sekunden lang belichtetes Bild, ohne dass die Sternabbildungen zu Strichen wurden. Mittels Bildbearbeitung (hier Adobe Photoshop Elements 2.0) erfolgten Kontrastanhebung, Farbstichkorrektur, Erstellen von Bildausschnitten sowie deren Drehung für die Abb. 13 bis Abb. 15. Auslösung und Fokussierung ohne Kamera-Software Mit Komfortverlust beim Fotografieren kann auf die Timer-Steuerung per Kamera-Software vom Notebook aus verzichtet werden. Man muss dann nur mehrfach per Hand auslösen, zur Vermeidung von Verwackelungen am besten mit Auslöseverzögerung per Selbstauslöserfunktion der Kamera. Bei Kameras ohne Live-View, das heißt, ohne Möglichkeit der Fokussierung an einem Echtzeitbild, fokussiert man per Autofokus an einem hellen Objekt (zum Beispiel dem Mond oder einer Straßenlampe), um dann die Kamera auf das zu fotografierende Sternfeld zu schwenken und die Aufnahmeserie zu starten. Vergleicht man die Positionen von Vesta zu ein und derselben Zeit auf einem Foto (Abb. 16, links) und im entsprechen Screenshot der Software Stellarium (Abb. 16, rechts), dann fällt sofort auf, dass sich Vesta an unterschiedlichen Orten befindet. Die Fotografie zeigt die reale Vesta-Position. Die Darstellung bewegter Objekte mit Stellarium kann also fehlerhaft sein. In Abb. 16 weichen die Vesta-Positionen um etwa 0,2 Grad voneinander ab. Dies entspricht fast einem halben Monddurchmesser. Um die Oppositionszeit benötigt Vesta laut Stellarium immerhin mehr als 15 Stunden, um sich um 0,2 Grad weiter zu bewegen. Wenn man die Beobachtung bewegter Objekte mit Stellarium vorbereitet, sollte man sich also auf diese mögliche Fehlerquelle einstellen - spätestens dann, wenn der gesuchte Himmelskörper nicht an der vorhergesagten Position zu finden ist. Internetadressen Beobachtungen von Kleinplaneten sollten Sie auf die Zeiträume um deren Oppositionen legen: Vesta Mit zirka 516 Kilometern mittlerem Durchmesser ist Vesta der zweitgrößte Asteroid und drittgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel. Pallas Mit einem mittleren Durchmesser von 546 Kilometern ist Pallas der größte Asteroid und der zweitgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel. Juno Dieser Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels wurde als dritter Asteroid entdeckt und nach der höchsten römischen Göttin benannt. Ceres (Zwergplanet) Der Zwergplanet mit einem Äquatordurchmesser von 975 Kilometern ist das größte Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel. Literatur Die astronomischen Jahrbücher informieren über die aktuellen Sichtbarkeiten und weitere Kleinplaneten: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag (Stuttgart)

In dieser Unterrichtseinheit zum Thema Merkur steht die Beobachtung dieses Planeten im Mittelpunkt, der nur an wenigen Tagen eines Jahres mit dem bloßen Auge als auffälliges Objekt zu sehen ist.Die Beobachtung der Merkurphasen ist recht schwierig. Das Planetenscheibchen erscheint wesentlich kleiner als das der Venus und die Sichtbedingungen in Horizontnähe, in der sich Merkur in der Dämmerung aufhält, sind nicht die besten. Unter sehr günstigen Voraussetzungen - also bei kalter und klarer Luft - können Merkursichel und Halbmerkur jedoch bereits bei sechzigfacher Vergrößerung in einem guten Spektiv, wie es von Ornithologen verwendet wird, erkannt werden. Für die reizvolle Beobachtung des sich verändernden Erscheinungsbilds eines inneren Planeten um dessen untere Konjunktion herum ist jedoch Venus der Planet der Wahl und Merkur ein Objekt für Fortgeschrittene. Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden.Visuell spektakulär ist die Beobachtung von Merkur - auch in größeren Amateurteleskopen - nicht. Aber alle Naturfreunde sind auch Sammler. Damit interessierte Schülerinnen und Schüler ihrer persönlichen Kollektion der mit eigenen Augen beobachteten Planeten den schwierigigen Merkur hinzufügen können, sollte man die seltene Gelegenheit einer guten Merkursichtbarkeit nicht ungenutzt verstreichen lassen. Allgemeine Hinweise zur Merkurbeobachtung Warum ist Merkur so selten zu sehen? Und wie entstehen die Merkurphasen? Wann und wo ist der flinke Planet am Himmel zu finden? Mythologie und Forschung Was haben Diebe und Handlungsreisende gemeinsam? Wie sieht die Oberfläche von Merkur aus? Warum ist es so schwierig, eine Sonde in eine Merkurumlaufbahn zu bringen? Die Schülerinnen und Schüler können Bewegung und Phasen des Merkur erklären und schulen ihr räumliches Vorstellungsvermögen. sehen Merkur mit eigenen Augen. erkennen und erklären die relativ schnelle Bewegung von Merkur am Himmel. lernen die charakteristischen Eigenschaften des Merkur und die NASA-Mission Messenger kennen. planen eine astronomische Beobachtung gemeinsam und erleben sie zusammen mit Mitschülern, Lehrpersonen, Eltern, Freundinnen oder Freunden. kennen und nutzen Planetarium-Software als Werkzeug zur Planung astronomischer Beobachtungen. Merkur umkreist die Sonne in einem mittleren Abstand von 58 Millionen Kilometern. Das entspricht etwa einem Drittel der Entfernung von der Erde zur Sonne. Die seltene Erscheinung des Planeten am Morgen- und Abendhimmel ist die Folge seiner Sonnennähe. Er ist nur nach Sonnenuntergang über dem westlichen Horizont oder vor Sonnenaufgang über dem östlichen Horizont zu sehen - allerdings selten länger als eine Stunde -, wenn er sich aus unserer Blickrichtung weit genug "seitlich" von der Sonne befindet. Aufgrund seiner horizontnahen Position bietet die visuelle Beobachtung des Planeten mit einem Teleskop meist einen enttäuschenden Anblick: Dunstschichten und Turbulenzen in der Atmosphäre sorgen dafür, dass Merkur unscharf erscheint und bei hohen Vergrößerungen sogar im Blickfeld "umhertanzt" und "amorph" wirkt. Die Phasen des Merkur sind - im Gegensatz zu denen der Venus - daher nur schwer zu beobachten. Zudem macht sich bemerkbar, dass der mit einem Durchmesser von 4.800 Kilometern kleinste Planet des Sonnensystems weiter von uns entfernt ist als die Venus, deren Sichelform bereits mit einem Feldstecher gut erkennbar ist. Abb. 1 zeigt ein Foto des Merkur von Jens Hackmann. Der innerhalb der Erdbahn kreisende Merkur "pendelt" von uns aus gesehen zwischen der größten westlichen und der größten östlichen Elongation hin und her (Abb. 2). Im Gegensatz zu Mars und den äußeren Planeten ist bei den inneren Planeten Merkur und Venus zwischen der unteren und der oberen Konjunktion zu unterscheiden. In den Zeiten um beide Konjunktionen herum befinden sich die inneren Planeten nahe bei der Sonne am Taghimmel und sind nicht zu beobachten (ähnlich der "Neumondsituation"). Ein Java-Applet von Rob Scharein veranschaulicht dynamisch die Entstehung der Phasen bei den inneren Planeten Venus und Merkur. Sonne, Erde und die Bewegung des inneren Planeten werden in der Aufsicht dargestellt. Zeitgleich sieht man - aus der Perspektive irdischer Beobachter - die Entwicklung der Phasen und die Veränderungen der Größe des Planetenscheibchens. Mit fast 50 Kilometern pro Sekunde weist Merkur die höchste mittlere Bahngeschwindigkeit aller Planeten auf. Seine Umlaufzeit beträgt 88 Tage. Die relativ zügige Bewegung des Planeten am Himmel, sein kurzes Erscheinen und das schnelle Verschwinden machten ihn nicht nur zum Götterboten der Griechen (Hermes) und Römer, sondern auch zum Schutzgott der Handlungsreisenden - und dem der Diebe, da er nach deren Gepflogenheit nur kurz auftaucht, um dann wieder zu verschwinden. Seine "Flüchtigkeit" am Himmel steht auch in Beziehung zu der lateinischen Bezeichnung für das bei Raumtemperatur flüssige Quecksilber, "mercurius". "Mercurius incognitus" Merkur gehört zu den am wenigsten erforschten Planeten. Nicht einmal 50 Prozent seiner Oberfläche sind kartiert. Die bisher bekannte Topographie geht auf den zweimaligen Vorbeiflug der Raumsonde Mariner 10 in der Mitte der siebziger Jahre zurück. Seine Oberfläche ist von Kratern übersäht und ähnelt der des Mondes (Abb. 3). In 58 Tagen dreht er sich einmal um die eigene Achse. In Kombination mit der Umlaufzeit von 88 Tagen ergibt sich daraus die Länge eines Merkurtages zu 176 Erdentagen. Da eine dichte Atmosphäre, die Temperaturunterschiede mildert, fehlt, herrschen auf Merkur die größten Temperaturunterschiede im gesamten Sonnensystem: Während die der Sonne abgewandte Seite des Planeten auf mehr als -180 Grad Celsius abkühlt, wurden auf der Tagesseite Temperaturen von über 400 Grad Celsius gemessen. Blei würde auf der Merkuroberfläche im Sonnenlicht wie Butter dahinschmelzen. Die Merkursonde Messenger Die im Jahr 2004 gestartete Raumsonde der NASA wird im März 2011 in eine Merkurumlaufbahn einschwenken und die gesamte Oberfläche des Planeten erforschen. Eine Sonde in eine Umlaufbahn des Merkur zu bringen ist kein einfaches Unterfangen: Die Gravitation der Sonne beschleunigt die Raumsonde nämlich enorm, während die Anziehung des Merkur nur sehr schwach ist. Daher wird Messenger über ein kompliziertes Manöver, das drei Vorbeiflüge an Merkur einschließt, in die Umlaufbahn des Planeten gebracht. Die ersten beiden Vorbeiflüge hat der Orbiter bereits hinter sich (beide im Jahr 2008), das dritte Rendezvous erfolgte im September 2009. Abb. 3 zeigt ein Foto, das beim ersten Messenger-Vorbeiflug aufgenommen wurde. Literatur Die astronomischen Jahrbücher informieren über die wesentlichen Ereignisse und deren Begleitumstände: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag (Stuttgart)

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

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

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

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

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

Wissen Sie eigentlich wie Ebbe und Flut entstehen? Irgend etwas mit dem Mond? Oder wegen der Drehung der Erde? Keine Sorge. Selbst der große Galileo Galilei (1564-1642) lag mit seiner Gezeiten-Theorie falsch. Also mal ganz von vorne ...Die hier vorgestellte Unterrichtseinheit zur Gezeitenwirkung des Monds basiert auf interaktiven Webseiten mit dynamischen GeoGebra-Applets. Animierte Simulationen schaffen Visualisierungsmöglichkeiten, die auf dem Papier und an der Tafel nicht realisierbar sind und das Verständnis erleichtern. Lehrende oder Lernende können mithilfe der Maus am Computer die Zeichnungen und Konstellationen kontinuierlich verändern und so bestimmte Fragestellungen verfolgen und dynamisch überprüfen. Dies ermöglicht einen aktiv-entdeckenden Zugang zu den geophysikalischen Sachverhalten. Interaktive Animationen verdeutlichen das Prinzip der Umwälzbewegung Anlass für die Erstellung dieser Lerneinheit waren wiederholte Anfragen interessierter Schülerinnen und Schüler, wie die Gezeiten und speziell der "mondabgewandte Flutberg" entstünden. Die dabei zu Tage tretenden Fehlvorstellungen sind auch in manchen Büchern und im Internet zu finden. Prinzipiell lassen sich zwei verschiedene Ansätze zur Erklärung der Gezeitenkräfte unterscheiden: Das Modell der Umwälzbewegung, bei dem Erde und Mond ihren gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen, und das Modell der Fallbewegung, bei dem die (ausgedehnte) Erde im inhomogenen Gravitationsfeld des Monds "frei fällt". Die hier vorgestellte Lernumgebung verdeutlicht das Prinzip der Umwälzbewegung mithilfe von interaktiven Animationen, die sich bei der Veranschaulichung der grundlegenden Sachverhalte als sehr hilfreich erwiesen haben. Erneuerbare Energien aus Gezeitenkraftwerken Die Beschäftigung mit den Gezeiten ermöglicht einen interessanten "Haken" zum Thema Erneuerbare Energien: Die starke Strömung bei Ebbe und Flut lässt sich zum Antrieb von Turbinen und damit für die Produktion von elektrischem Strom nutzen. Das älteste Gezeitenkraftwerk wurde bereits 1968 an der Nordküste der französischen Bretagne gebaut. Das Kraftwerk liefert jährlich 600 Millionen Kilowattstunden an elektrischer Energie. Damit kann immerhin eine Stadt wie Mannheim mit Strom versorgt werden. Einsatzmöglichkeiten und Gestaltung der Materialien Die dynamischen Arbeitsblätter können zur Einführung, Wiederholung oder selbstständigen Erarbeitung des Stoffs eingesetzt werden. Die Schülerinnen und Schüler sollen Fachbegriffe im Zusammenhang mit den Gezeiten kennen und genau differenzieren können. das Prinzip der Umwälzbewegung ("Revolution ohne Rotation") verstehen. die Entstehung der Gezeitenkräfte des Monds und das Zustandekommen von zwei Flutbergen erklären können. verbreitete Fehlvorstellungen und unzulängliche Erklärungen der Gezeiten entlarven können. didaktisch reduzierte Modelle von der Komplexität der realen Sachverhalte unterscheiden können. Hilfreiche physikalische Lernvoraussetzung für das Verständnis sind Grundkenntnisse über Kräfte. Insbesondere deren Addition kann über eine weitere dynamische Lernumgebung, die auch in den Materialien zur Entstehung der Gezeiten verlinkt ist, demonstriert werden: GeoGebra.org: Addition von Kräften Die Lernumgebung verdeutlicht die Addition von Kräften und schafft damit eine Grundlage für das Verständnis der Gezeitenentstehung. Die Problematik der Verwendung von Zentri fugal kräften und den damit einhergehenden Wechsel in das rotierende Bezugssystem wurde aufgrund eines erfahrungsgemäß leichteren Zugangs in Kauf genommen (zum Beispiel Demonstration der "fliegenden Haare zweier sich umtanzender Schülerinnen). Einige der gerade bei diesem Thema zahlreich auftretenden, verkomplizierenden und weiterführenden Aspekte wurden in das abschließende Kapitel der Lernumgebung "Darf's ein bisschen mehr sein?" ausgelagert. Für die Lerneinheit bieten sich zwei Einsatzmöglichkeiten an: Begleitende dynamische Visualisierung der Erklärung geophysikalischer Sachverhalte während der Neudurchnahme im Unterricht Selbständige, aktiv-entdeckende Erarbeitung des (eventuell bereits im Unterricht thematisierten) Stoffs durch die Lernenden Textgestaltung, "Mouse-Over-Effekte" Erläuternde Texte wurden bewusst prägnant gehalten, um eine zügige und selbstständige Erarbeitung zu unterstützen. Bei Präsentationen können die Texte als Leitfaden dienen. Wichtige Begriffe sind farblich hervorgehoben. Zeigt man mit der Maus auf die dunkelrot markierten, werden eine kurze Definition oder Zusatzinformationen eingeblendet (Mouse-Over-Effekte). Zur Gewährleistung eines möglichst linearen Lernablaufs wurden Hyperlinks nur sehr sparsam eingesetzt. Interaktive GeoGebra-Applets Auf eine Bedienungsanleitung der Applets wurde verzichtet. Erfahrungsgemäß entdecken Schülerinnen und Schüler die interaktiven Möglichkeiten bei einer ernsthaften Beschäftigung mit den Darstellungen schnell selbst. Der kleine Abspielknopf (meist links unten; Abb. 1 zur Vergrößerung bitte anklicken) in den Applets erlaubt eine kontinuierliche Animation der Zeichnungen. Für das Einstellen bestimmter Konstellationen erweist sich aber auch die manuelle Justierung des Zeitreglers (Schieberegler) als hilfreich. Parameter oder Einblendungen können jederzeit auch während der Animation verändert werden (bei dem in Abb. 1 gezeigten Screenshot eines Applets zum Beispiel die Darstellung der verschiedenen Kräfte). Für die Größe der Applets wurde ein Kompromiss zwischen Übersichtlichkeit und hardwaretechnischen Voraussetzungen (zum Beispiel in Schulen weit verbreitete alte Beamer und Monitore mit kleinen Auflösungen) angestrebt, was bei Darstellungen astronomischer Dimensionen nicht immer einfach ist. Tipp: Nutzen Sie die Taste F11 zur Vollbild-Darstellung der Webseiten.