Schülerinnen und Schüler lernen den Unterschied zwischen der in der Sonne ablaufenden und der technisch kontrollierten Kernfusion sowie die damit verbundenen verschiedenen Reaktortypen kennen. Vorgänge auf der Teilchenebene werden anhand einer Flash-Animation des Max-Planck Instituts für Plasmaphysik visualisiert.Auf der Grundlage der im Physikunterricht erworbenen Kenntnisse über Atomkerne sollen sich die Schülerinnen und Schüler ein Bild von der Kernfusion machen. Sie lernen die Chancen und Risiken dieser Technologie kennen und erfahren, welche Hindernisse Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler überwinden müssen, damit die verlockende Vision der Kernfusion Realität und zum "global player" im Energie-Mix der Zukunft wird. Das Thema knüpft unmittelbar an die Alltagswelt der Schülerinnen und Schüler an (Ölpreissteigerungen, Störfälle in Atomkraftwerken). Die Unterrichtseinheit bietet einen ersten Einblick in eine vielversprechende und innovative Methode der Energieerzeugung und verdeutlicht die Bedeutung und Notwendigkeit der Grundlagenforschung. Die Materialien der Unterrichtseinheit werden durch einen ITER - der Weg zu neuer, sauberer Energie ergänzt. Er informiert über die experimentelle Fusionsforschungsanlage der großen Industrienationen. Bis zum Jahr 2020 soll ITER im südfranzösischen Cadarache seinen Dienst aufnehmen.Die Materialien der Unterrichtseinheit sind ein Angebot der Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e. V. Auf der Webseite max-wissen.de finden Sie weitere Materialien für den Unterricht und Hintergrundinformationen zu aktuellen Forschungsthemen aus Physik, Chemie, Biologie und Erdkunde. An allen max-wissen-Beiträgen sind Fachwissenschaftlerinnen und -wissenschaftler der Max-Planck-Gesellschaft beteiligt: Aktualität und fachliche Richtigkeit sind somit gewährleistet. Ein weiteres Angebot der Gesellschaft ist das Fragen-Portal : Lernende und Lehrpersonen können hier Fragen an Forscherinnen und Forscher stellen. Unterrichtsverlauf und Materialien Fachliche Voraussetzungen, Einbettung des Themas in den Unterricht und der Verlauf der Doppelstunde werden hier skizziert. ITER - der Weg zu neuer, sauberer Energie Für die Fortführung des Themas im Unterricht finden Sie hier weitere Informationen, Grafiken und Links zur internationalen Fusionsforschungsanlage. Die Schülerinnen und Schüler sollen die Vorgänge bei der Fusionsreaktion von Deuterium und Tritium sowie das Ergebnis beschreiben können. das Funktionsprinzip des Magnetfeldkäfigs zum Einschließen des heißen Plasmas am Beispiel der beiden grundlegenden Reaktortypen Stellarator und Tokamak kennenlernen und erklären können. die Gefahren bei der Nutzung der Kernfusion erarbeiten und im Vergleich mit anderen Formen der Energieerzeugung bewerten. die Kernfusion als potenzielle, nahezu unerschöpfliche Energiequelle der Zukunft erkennen. Thema Wann "zündet" die Idee der Kernfusionstechnologie? Autorinnen und Autor Roland Wengenmayr, Dieter Lohmann, Sabina Griffith Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe II, nach didaktischer Reduktion auch Klasse 9 und 10 Zeitraum 2 Stunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetanschluss in ausreichender Anzahl (Arbeit in Kleingruppen), Flash-Player (kostenfreier Download) Planung Tabellarischer Verlaufsplan Fachliche Voraussetzungen Bevor die Unterrichtseinheit durchgeführt werden kann, müssen die Schülerinnen und Schüler bereits grundlegende Kenntnisse über den Aufbau von Atomkernen erworben und die Sonne als Ort für natürlich ablaufende Kernfusionsreaktionen kennengelernt haben. Auch die dort dominierende "Proton-Proton-Reaktion 1" sollte bereits bekannt sein. Für einen schnellen Wissenszugewinn wäre es zudem hilfreich, wenn die Lernenden Vorwissen über andere Formen der Energiegewinnung - erneuerbare Energien, Kernkraft oder fossile Brennstoffe - besitzen. Einsatz (nicht nur) in der Oberstufe Die Unterrichtseinheit ist in erster Linie für den Physik- und Technikunterricht der Sekundarstufe II an Gymnasien und Gesamtschulen konzipiert. Nach einer Anpassung der Arbeitsblätter (Erklärung von Fachbegriffen, geringerer Schwierigkeitsgrad der Arbeitsaufträge) ist auch eine Nutzung in den Jahrgangsstufen 9 und 10 an Gymnasien, Realschulen oder Gesamtschulen möglich. Anbindung an Lehrpläne In (fast) allen Bundesländern bieten die Lehrpläne und Richtlinien Einsatzmöglichkeiten für die hier vorgestellte Unterrichtseinheit. Ausführliche Informationen dazu und Vorschläge für einen fächerübergreifenden Unterricht zum Thema Kernfusion finden Sie auf der Webseite max-wissen.de (siehe "Links zum Thema"). Natürliche und technisch kontrollierte Kernfusion Um das bereits erworbene Grundlagenwissen aufzufrischen und zu festigen, beginnt die Doppelstunde mit einer Sicherungsphase, in der die Schülerinnen und Schüler das Prinzip der Kernfusion in der Sonne ausführlich beschreiben und erklären. Danach zeigt die Lehrperson das Bild eines geplanten Fusionsreaktors. Die Schülerinnen und Schüler sollen möglichst selbstständig einen Zusammenhang zwischen den Motiven herstellen und die "künstliche", also technisch kontrollierte, Kernfusion als Thema der Doppelstunde benennen. Unterrichtsimpulse per Beamer oder Tageslichtprojektor Schon hier wird von den Lernenden erwartet, einfache Hypothesen zur Funktionsweise von "künstlichen" Reaktoren auf der Basis ihres Vorwissens aufzustellen. Diese Vorschläge sollen dann in der Diskussion mit anderen Lernenden gegebenenfalls präzisiert, korrigiert oder widerrufen werden. Je nach Leistungsstand des Kurses kann die Lehrerin oder der Lehrer in dieser Phase zusätzliche Unterrichtsimpulse (Folien mit Grafiken oder Bildern, Texte) bereithalten, damit ein schneller und motivierender Lernforschritt gelingt. Um die Erarbeitungsphase effektiv zu gestalten und Schülerinnen und Schüler zu motivieren, werden alt bewährte Medien (Arbeitsblätter mit Texten und Abbildungen) mit digitalen Medien kombiniert. Eine Flash-Animation vom Max-Planck Institut für Plasmaphysik verbildlicht abstrakte Inhalte wie die Deuterium-Tritium-Kernfusionsreaktion und liefert zusätzliche Informationen. Schülerinnen und Schüler können dabei auch die Zündungsbedingungen für die Fusionsreaktion experimentell erkunden. Zeiteinteilung Der Zeitbedarf der Unterrichtseinheit beträgt 90 Minuten. Bietet der Stundenplan nur kürzere Einheiten, kann der Unterricht nach der ersten Erarbeitungsphase, dem Zusammentragen der Resultate, der Ergebnissicherung sowie der zweiten Problemfindungsphase beendet werden (siehe Verlaufsplan). Das Arbeitsblatt 2 und die dazugehörigen Begleitinformationen ("Ein Käfig für das heiße Plasma") können dann im Rahmen der Hausaufgabe zum Einsatz kommen. Thema der folgenden Unterrichtsstunde wäre dann "Kernfusion und Radioaktivität" (Arbeitsblatt 3). Die Fusionsforschungsanlage ITER Nach der Doppelstunde kann das vollständige Schema eines zukünftigen Fusionskraftwerks erarbeitet werden (siehe MAX-Heft "Die Sonne im Tank"). Eine ausführliche Auseinandersetzung mit der in Planung befindlichen internationalen Fusionsforschungsanlage ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) kann das Wissen der Schülerinnen und Schüler weiter ausbauen. Bis zum Jahr 2020 soll ITER im südfranzösischen Cadarache seinen Dienst aufnehmen. Wenn alles klappt, könnten in der Mitte des 21. Jahrhunderts erste kommerzielle Fusionsanlagen mit der Produktion von Strom und Wärme beginnen. Besuch eines außerschulischen Lernorts Wenn möglich, sollte die Unterrichtsreihe durch den Besuch einer Forschungseinrichtung abgerundet werden. Als Exkursionsorte kommen folgende Ziele in Frage: Garching: ASDEX Upgrade Der Tokamak ging 1991 in Betrieb. Die Anlage untersucht Kernfragen der Fusionsforschung unter kraftwerksähnlichen Bedingungen. Greifswald: Wendelstein 7-X Der Stellarator, der gegenwärtig im IPP-Teilinstitut entsteht, wird ein optimiertes Magnetfeld testen, das die Probleme früherer Stellarator-Konzepte überwinden soll. Karlsruhe:Tritiumlabor, Institut für Technische Physik (ITEP) Der Arbeitsschwerpunkt des Labors liegt auf der Fusionsforschung für ITER und dem Karlsruher Tritium Neutrino Experiment (KATRIN). Energieversorgung der Zukunft Der globale Energieverbrauch wird sich bis zum Ende dieses Jahrhunderts verdreifachen, schätzen die Experten. Gleichzeitig schwinden unsere Vorräte an fossilen Brennstoffen und die ökologischen Folgen ihrer Nutzung belasten die Umwelt gravierend. Damit drängen sich zwei Fragen auf: Wie werden wir in Zukunft die Energieversorgung der Menschen gewährleisten? Und wie können wir dies tun, ohne dabei klimaschädliche Treibhausgase freizusetzen? Nationales Handeln ist unzureichend "Angsichts der Dimension dieser Herausforderung ist nationales Handeln allein völlig unzureichend", sagte der Generalsekretär der Vereinten Nationen, Ban Ki-Moon, im September 2007 in seiner Rede zur Klimapolitik. "Keine Nation kann diese Aufgabe alleine meistern. Keine Region kann sich von den Folgen des Klimawandels abkapseln." Mit der Unterzeichnung des ITER-Vertrages haben sich die großen Industrienationen, darunter China, Europa, Indien, Japan, Korea, Russland und die USA, zusammengeschlossen, um gemeinsam nach einer Lösung zu suchen. ITER (lateinisch "der Weg") soll demonstrieren, dass sich durch Kernfusion Energie in großem Maßstab erzeugen lässt. Russische Pionierarbeit ITER basiert auf dem Tokamak-Prinzip, das im Jahr 1952 von den sowjetischen Physikern Andrei Sacharow (1921-1989) und Igor Jewgenjewitsch Tamm (1895-1971) am Kurtschatow-Institut in Moskau entwickelt wurde. In einem Tokamak-Reaktor schließen zwei sich überlagernde Magnetfelder das Plasma ein: erstens ein toroidales Feld, das durch äußere Spulen erzeugt wird, und zweitens das Feld eines im Plasma fließenden Kreisstroms. In dem aus den beiden Feldern kombinierten Magnetfeld laufen die Feldlinien dann schraubenförmig um. Die größte Fusionsmaschine Zusätzlich benötigt der Tokamak noch ein drittes, vertikales Feld, das die Lage des Stroms im Plasmagefäß fixiert und den Plasmarand formt. Abb. 2 und Abb. 3 (zur Vergrößerung der Ausschnitte bitte anklicken) zeigen Schemata des Reaktors. Das heiße Plasma ist in Abb. 2 pinkfarben dargestellt. Aus den Grafiken wird durch die eingezeichneten Menschen die Dimension der Anlage deutlich. Die Bilder können Sie hier in höherer Auflösung herunterladen. Viele weitere Grafiken, Fotos und Informationen finden Sie auf der englischsprachigen ITER-Homepage . ITER ist eine experimentelle Anlage Viele Fusionsreaktoren sind seit den ersten Pioniertagen gebaut worden und haben bewiesen, dass die Kernfusion - die Reaktion, die Sonne und Sterne erstrahlen lässt - auch auf der Erde möglich ist. ITER, die bis heute größte jemals gebaute Fusionsmaschine, soll nun beweisen, dass Kernfusion eine Alternative zur Lösung des weltweiten Energie- wie des Umweltproblems ist. Auch wenn ITER selber noch keinen Strom produzieren wird, so werden doch im Rahmen dieses Projekts die Technologie und die Materialien auf ihre Serienreife hin getestet, sodass der nächste Schritt hin zu einem kommerziellen Fusionskraftwerk nicht mehr weit ist. Sommer 2010 - Baubeginn in Frankreich Standort von ITER ist Cadarache in Südfrankreich. Im Sommer 2010 beginnen der Bau der ersten Gebäude und die Aushebung des Tokamak-Fundaments. Währenddessen sind Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler weltweit mit weiteren Vorarbeiten beschäftigt. So wird zum Beispiel in Karlsruhe an Prototypen für die Vakuumpumpen gearbeitet, während in Hefei (China) die riesigen toroidalen Magnetfeldspulen für ITER gebogen werden (Abb. 4, zur Vergrößerung bitte anklicken).

Auf dieser Seite haben wir Unterrichtsmaterialien zum Thema Kernphysik zusammengestellt. Zu den vier Unterthemen "Kernaufbau und Kerneigenschaften", "Natürliche und künstliche Radioaktivität", "Kernreaktionen" und "Kernspaltung und Kernfusion" finden Sie jeweils kurze Beschreibungstexte sowie passgenaue Unterrichtsvorschläge. Kernphysik ist der Zweig der Physik, der Aufbau, Struktur und auftretende Wechselwirkungen von und in Atomkernen beschreibt. Sie unterscheidet sich von der Atomphysik , die sich mit den vielfältigen Abläufen in der Atomhülle und den darin enthaltenen (negativ geladenen) Elektronen beschäftigt. Einteilen kann man die Kernphysik in die Teilbereiche Kernaufbau und Kerneigenschaften, Radioaktivität, Kernreaktionen sowie Kernspaltung und Kernfusion. Kernaufbau und Kerneigenschaften Die mit energiereichen α -Teilchen durchgeführten Streuversuche des neuseeländischen Physikers Ernest Rutherford (1871–1937) brachten im Jahr 1911 zutage, dass Atome keine homogenen und unteilbaren Massekugeln sind, sondern aus einem positiv geladenen Atomkern (Durchmesser je nach Teilchenzahl in der Größenordnung von 10 -15 m) und einer negativ geladenen Atomhülle (Größenordnung von 10 -10 m) bestehen. Dieser Atomkern setzt sich aus Protonen und Neutronen zusammen, die man als Nukleonen bezeichnet. Deren Massen liegen in der Größenordnung von 10 -27 kg; die Protonen tragen eine positive elektrische Ladung , während die Neutronen keine elektrische Ladung besitzen. Experimente in den 60er Jahren des 20. Jahrhunderts mit Teilchenbeschleunigern zeigten, dass Protonen und Neutronen jeweils aus zwei noch kleineren Teilchen aufgebaut sind – den sogenannten Quarks , die ihrerseits nach Up-Quarks und Down-Quarks unterschieden werden. So besteht ein Proton aus zwei Up-Quarks und einem Down-Quark, während ein Neutron aus einem Up-Quark und zwei Down-Quarks besteht. Mithilfe von Kernmodellen wie dem Potentialtopfmodell, Tröpfchenmodell und dem Schalenmodell werden die Abläufe im Atomkern unter Einbeziehung der Quantenphysik beschrieben. Natürliche und künstliche Radioaktivität Ein weites Feld bei der Beschreibung der Vorgänge im Atomkern nimmt die Radioaktivität ein. Die naturgegebene Radioaktivität tritt als radioaktive Strahlung – bis auf wenige Ausnahmen wie Kohlenstoff C-14 – bei schweren Atomkernen auf und kann vom Menschen nicht beeinflusst werden. Im Gegensatz dazu ist es aber auch möglich Radionuklide (Atome gleicher Protonenzahl, aber unterschiedlicher Neutronenzahl) durch Bestrahlung von Atomkernen mit Protonen, Neutronen oder Alphateilchen zu erzeugen – dann spricht man von künstlicher Radioaktivität . Radioaktivität tritt auf in Form von Alpha -, Beta- und Gamma-Strahlung und folgt dem radioaktiven Zerfallsgesetz . Mithilfe dieser Gesetzmäßigkeit können sowohl Altersbestimmungen nach der C-14 Methode oder der Uran-Blei-Methode als auch die Messung der Durchdringungsfähigkeit radioaktiver Strahlen durchgeführt werden. Die große Gefahr der radioaktiven Strahlung durch lebensbedrohliche Strahlungsdosen auf den Menschen ist in erster Linie der künstlichen radioaktiven Strahlung geschuldet – wie etwa durch Austritt von Radioaktivität bei Unfällen in Kernreaktoren (Tschernobyl 1986, Fukushima 2011) oder durch den Abwurf von Kernspaltungsbomben (im 2. Weltkrieg 1945 auf Hiroshima und Nagasaki) sowie ebenfalls zu Versuchszwecken bereits erfolgte Abwürfe von Wasserstoff-Fusionsbomben (zum Beispiel 1962 auf der russischen Insel Nowaja Semlja oder dem Bikini-Atoll etwa 3000 km nordöstlich von Neuguinea). Gleichzeitig macht die Nuklearmedizin mit verfeinerten und für den Patienten zusehens besser zu vertragenden Diagnose- und Therapiemethoden in Hinblick auf Anwendung radioaktiver Substanzen und kernphysikalischer Verfahren immer größere Fortschritte. So verfügt die nuklearmedizinische Diagnostik mit der Positronen-Emissions-Tomographie (PET) sowie der Szintigrafie über Verfahren, die einen sehr präzisen Einblick in den menschlichen Körper erlauben. Zudem können in der Strahlenbehandlung von Krebspatienten – etwa durch die Protonen- und Schwerionentherapie – mittlerweile punktgenaue Strahlendosen auf den entarteten Tumor abgegeben werden, die das den Tumor umgebende Gewebe weitgehend verschonen können. Kernreaktionen Unter einer Kernreaktion versteht man einen physikalischen Prozess, bei dem ein Atomkern durch den Zusammenstoß mit einem anderen Atomkern oder einem freien Teilchen – wie etwa einem Neutron – entweder in mindestens ein neues Atom oder in freie Nukleonen umgewandelt wird. Dabei ändern Atomkerne durch Aufnahme oder Abgabe von Teilchen ihre atomare Zusammensetzung, wobei die Gesamtzahl der an der Reaktion beteiligten Nukleonen stets erhalten bleibt. Der radioaktive Zerfall zählt nicht zu den Kernreaktionen, weil in diesen Fällen die Reaktion nicht durch einen Zusammenstoß ausgelöst wird , sondern spontan – also nicht vorhersehbar – erfolgt. Kernspaltung und Kernfusion Zu den Kernreaktionen zählen sowohl der durch langsame Neutronen ausgelöste Prozess der Kernspaltung als auch der seit Jahrmilliarden in der Sonne bei Temperaturen von etwa 15 Millionen Grad ständig stattfindende Ablauf der Kernfusion . Bei beiden Formen tritt gemäß der Einsteinschen Masse-Energie-Äquivalenz ein sogenannter Massendefekt auf, der dazu führt, dass bei jedem der beiden Prozesse Energie freigesetzt werden kann. Während die im Jahr 1939 von Otto Hahn (1879–1968) und seinen Mitarbeitern entdeckte Kernspaltung in Deutschland bereits seit 1960 durch Kernreaktoren Energie liefert, befindet sich die Kernfusionstechnik auch im Jahr 2021 nach wie vor im Forschungsstadium. Im Gegensatz zur militärischen Forschung, die mit der Wasserstoffbombe (H-Bombe) schon Mitte des 20. Jahrhunderts eine vernichtende Fusionsbombe entwickelt hatte, ist es trotz der immens aufwendigen Forschungsreaktoren ITER, JET und Wendelstein bis heute noch nicht gelungen, die für die Fusion in einem Reaktor notwendigen Bedingungen bei Temperaturen von 100 bis 150 Millionen Grad für einen kommerziellen Reaktor zu realisieren.

In dieser Unterrichtseinheit zum Thema Nuklearwaffen lernen die Schülerinnen und Schüler die Funktionsweise von Kernspaltungs- und Wasserstoffbomben kennen. Ausgehend von der Darlegung der Entwicklungen nach der Entdeckung der Kernspaltung im Jahr 1938, recherchieren die Lernenden eigenständig zum Aufbau und zur Funktionsweise einer Plutoniumbombe sowie einer Wasserstoffbombe. Ziel der Einheit ist ebenso das Überblicken kurz- und langfristiger Folgen und Auswirkungen nach Atombombenabwürfen.Das Wissen um die Vorgänge der friedlichen Nutzung der Kernenergie durch kontrollierte Kernspaltung beziehungsweise Kernfusion im Vergleich zur unkontrollierten Energiefreisetzung in Millionstel Sekunden sind für die Lernenden von entscheidender Bedeutung bei der Bewertung der friedlichen Energiegewinnung und der gleichzeitig möglichen militärischen Nutzung mit den daraus resultierenden verheerenden Zerstörungen und über Generationen andauernden gesundheitlichen Folgen für die betroffenen Menschen. Die Möglichkeiten der militärischen Nutzung der Energiefreisetzung durch Kernwaffen sind leider auch in der heutigen Welt denkbar; umso wichtiger ist es, genau Bescheid zu wissen über Bau- und Funktionsweise solcher Massenvernichtungswaffen und deren Auswirkungen für die Menschheit - sollte es zu einer Anwendung kommen. Nuklearwaffen als Thema im Physik-Unterricht Die Unterrichtseinheit zum Thema Nuklearwaffen beschäftigt sich mit einer Entwicklung, die nach der Entdeckung der Kernspaltung im Jahr 1938 so nicht vorhersehbar war. Unter dem Decknamen "Manhattan-Projekt" wurde ab dem Jahr 1942 in der Wüste von Nevada die Kernspaltungsatombombe entwickelt. Mit dem Abwurf der ersten Uranbombe (Bezeichnung Little Boy) kurz vor dem Ende des Zweiten Weltkrieges am 6. August 1945 auf die japanische Stadt Hiroshima und dem drei Tage später folgenden Abwurf der ersten Plutonium-Atombombe (Bezeichnung Fat Man) erreichte diese Entwicklung ihren unrühmlichen Höhepunkt, der 300 000 Tote und eine völlig verwüstete und radioaktiv verseuchte Umgebung hinterließ. Die Entwicklung von Kernspaltungsatombomben war nur der erste Schritt, denn das verstärkte Wissen um die Möglichkeiten der Kernfusion hatte schnell zur Folge, dass auch die Wasserstoff-Bombe entwickelt wurde, deren Energiefreisetzung in schier unvorstellbare Dimensionen vordringen sollte. Das Wissen um die Vorgänge der friedlichen Nutzung der Kernenergie durch kontrollierte Kernspaltung beziehungsweise Kernfusion im Vergleich zur unkontrollierten Energiefreisetzung in Millionstel Sekunden sind für die Lernenden von entscheidender Bedeutung bei der Bewertung der friedlichen Energiegewinnung und der gleichzeitig möglichen militärischen Nutzung mit den daraus resultierenden verheerenden Zerstörungen und über Generationen andauernden gesundheitlichen Folgen für die betroffenen Menschen. Vorkenntnisse Grobe Vorkenntnisse von Lernenden können in gewisser Weise vorausgesetzt werden, da die Thematik in den verschiedensten Medien immer wieder aufbereitet wird. Konkrete Kenntnisse sind jedoch nur eingeschränkt zu erwarten, weil das physikalische Wissen zu Aufbau und Funktion von Atomwaffen kaum bekannt ist. Didaktische Analyse Radioaktive Strahlung als Folge von radioaktivem Fallout nach Kernwaffentests dürfte die Lernenden sehr interessieren, weil der gesundheitliche Aspekt im Vordergrund steht. Die intensive Auseinandersetzung mit dem Thema setzt aber viel konkretes Wissen voraus, um die Gefahren richtig einschätzen zu können. Bei der Behandlung dieses sensiblen Themas muss man darauf achten, dass nur das Wissen um die genauen Abläufe bei der unkontrollierten Kernenergie-Freisetzung die Voraussetzung bietet, bei der Diskussion um das Für und Wider solcher Waffen mitreden zu können. Im Unterricht sollte der Diskussion ausreichend Zeit gegeben werden. Lehrkräfte müssen deshalb gut präpariert sein, um auf kritische Fragen sachkompetent eingehen und antworten zu können. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler wissen, wie Kernspaltungs- und Wasserstoffbomben prinzipiell funktionieren. können zum besseren Verstehen der Zusammenhänge Übungsaufgaben zu den unterschiedlichen Nuklearwaffen lösen. kennen die kurz- und langfristigen Folgen und Auswirkungen nach Atombombenabwürfen. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren selbständig Fakten, Hintergründe und Kommentare zu Nuklearwaffen im Internet. können die Inhalte von Videos, Clips und Animationen auf ihre sachliche Richtigkeit hin überprüfen und entnehmen den unterschiedlichen Formaten sinnvolle Sachinformationen. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen durch Partner- und Gruppenarbeit das Zusammenarbeiten als Team. setzen sich mit den Ergebnissen ihrer Mitschülerinnen und Mitschüler auseinander und lernen so, deren Ergebnisse mit den eigenen Ergebnissen konstruktiv zu vergleichen. erwerben genügend fachliches Wissen, um mit anderen Lernenden, Eltern, Freunden wertfrei diskutieren zu können.

Die Unterrichtseinheit zum Thema "Äquivalenz von Masse und Energie" beschäftigt sich mit der vielleicht bedeutendsten Entdeckung von Albert Einstein im Jahr 1905. Im Rahmen seiner Herleitungen zur Speziellen Relativitätstheorie hat er die vermutlich berühmteste und bekannteste Formel der Physikgeschichte abgeleitet: E=m×c². Diese einfach aussehende Formel wurde für die Physik des 20. Jahrhunderts - und darüber hinaus - von fundamentaler Bedeutung. So hat sie es ermöglicht, zum einen die Vorgänge in der Sonne bei ihrer Energieerzeugung mit der bisher noch nicht realisierten Anwendung zur Energieproduktion auf der Erde zu erklären, zum anderen die im Jahr 1938 von Otto Hahn und seinen Mitarbeitern entdeckte Kernspaltung zur Energiegewinnung in Atomkraftwerken zu nutzen. Die berühmte Formel sollte auch Schülerinnen und Schülern "bekannt" sein, wenngleich die Tragweite der einfach aussehenden Formel nur den wenigsten geläufig sein dürfte. Die Herleitung der Formel über die bereits bekannten Fakten der Speziellen Relativitätstheorie wird für viele Lernenden eine große Herausforderung sein, der nur die mathematisch Versiertesten problemlos werden folgen können. Die Äquivalenz von Masse und Energie ist aber für das Verständnis vieler physikalischen Vorgänge so wichtig, dass man die Herleitung mit einem gut nachvollziehbaren Endergebnis trotzdem durchführen sollte. Äquivalenz von Masse und Energie Die im Rahmen der Speziellen Relativitätstheorie besprochene Äquivalenz von Masse und Energie mit der schon seit Jahrzehnten realisierten Energieerzeugung durch Kernspaltung und der mit Hochdruck beforschten Energieerzeugung durch Kernfusion (Stichwort ITER) wird auch in den Unterrichtseinheiten zur Kernphysik von grundlegender Bedeutung werden - und aufgrund der ungelösten Probleme mit der Lagerung der dabei entstehenden (langlebigen) radioaktiven Folgeprodukte für viel Diskussion sorgen. Für den Unterricht sollten Lehrkräfte deshalb gut vorbereitet sein, um auf kritische Fragen das Für und Wider dieser Formen der Energieerzeugung sachkompetent erklären zu können. Vorkenntnisse Grobe Vorkenntnisse von Lernenden können in gewisser Weise vorausgesetzt werden, da die Thematik aufgrund der berühmten Formel ansatzweise bekannt sein wird. Konkrete Kenntnisse sind jedoch nicht zu erwarten, weil dazu das physikalische Wissen um die Vorgänge in der Speziellen Relativitätstheorie kaum bekannt und somit erst herzuleiten ist. Didaktische Analyse Bei der Behandlung des Themas sollte man die Schülerinnen und Schüler darauf hinweisen, dass trotz des sowohl bei Kernspaltung als auch Kernfusion auftretenden radioaktiven Gefährdungspotentiales diese Art der Energieerzeugung klimaneutral abläuft, ohne die Umwelt mit Schadstoffen zu belasten. Im Rahmen des Unterrichts kann gut gezeigt werden, dass die Masse-Energie-Äquivalenz im Alltagsleben kaum bemerkt werden wird, aber trotzdem bei jeder Energieumwandlung auftritt. Deshalb ist es sehr wichtig, den Lernenden zu vermitteln, welche Bedeutung der berühmten Formel im atomaren Bereich zukommt – in der Forschung (zum Beispiel am CERN in Genf), in der Energieerzeugung, aber auch in der gigantischen Energiefreisetzung bei Kernwaffen. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler wissen um die weitreichende Bedeutung der speziellen Relativitätstheorie und dem daraus abgeleiteten Prinzip der Äquivalenz von Masse und Energie. können nachvollziehen, wie man die Formel E=m×c² herleitet. kennen die unterschiedlichen Möglichkeiten zur Energieerzeugung infolge der Äquivalenz von Masse und Energie. Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren selbständig Fakten, Hintergründe und Kommentare im Internet. können die Inhalte von Videos, Clips und Animationen auf ihre sachliche Richtigkeit hin überprüfen und einordnen. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen durch Partner- und Gruppenarbeit das Zusammenarbeiten als Team. setzen sich mit den Ergebnissen der Mitschülerinnen und Mitschüler auseinander und lernen so, deren Ergebnisse mit den eigenen Ergebnissen konstruktiv zu vergleichen. erwerben genügend fachliches Wissen, um mit den anderen Lernenden, Eltern, Freunde wertfrei diskutieren zu können.

Auf dieser Seite haben wir Informationen und Anregungen für Ihren Physik-Unterricht zum Thema Atomphysik zusammengestellt. Ein Remotely Controlled Laboratory (RCL) ist ein über das Internet fernbedienbares Realexperiment. Dieser Artikel ist die Basis aller Lehrer Online-Unterrichtseinheiten zum Einsatz von RCLs. Hier finden Sie grundlegende Informationen zu folgenden Themen: Prinzip von RCLs, allgemeiner und spezifischer Mehrwert von RCLs, Konzeption des RCL-Portals, Überblick zu RCLs auf dem RCL-Portal und Einordnung von RCLs unter den Physikmedien. Wie macht man aus einem MCL ein RCL? Um aus einem von Hand durchgeführten Experiment - einem Manually Controlled Laboratory (MCL) - ein Remotely Controlled Laboratory (RCL) zu machen, müssen Experiment und Experimentator über Schnittstellen zum Internet miteinander verbunden werden (Abb. 1). Experimentseitig wird das MCL mit Sensoren und Aktoren ausgestattet. Aktoren sind meist Schrittmotoren, die das zu bewegende Element - wie beim RCL zum Fotoeffekt die Räder mit Grau- und Farbfiltern (Abb. 1) - sehr genau positionieren. Sensoren sind je nach RCL zum Beispiel Lichtsensoren, Geiger-Müller-Zählrohre, Schalter oder - wie beim Fotoeffekt - eine Fotozelle. Interface Das an einen Computer angeschlossene Interface mit Microcontroller und anpassbarer Sensor/Aktor-Elektronik übernimmt die Steuerung der Datenströme von und zu den Sensoren/Aktoren. Bereits jetzt kann ein Experimentator das RCL lokal vor Ort über ein Terminal-Programm mit dem programmierten Befehlssatz des Microcontrollers bedienen (Nahsteuerung). Ein auf dem Computer installierter Webserver mit Informationen zum RCL auf statischen Webseiten und mit der Bedienung des RCLs auf dynamischen Webseiten ermöglicht den Zugriff auf das RCL über das Internet (Fernsteuerung). Bildübertragung per Webcam Die Interaktivität zwischen dem RCL und dem Experimentator wird durch Videobilder von einer oder zwei Webcams (Beobachtung von Versuchseinstellungen und Versuchsergebnissen) und den dynamischen Webseiten (Auswahlfelder für Versuchseinstellungen, Ein- und Ausgabe von Versuchsdaten) hergestellt. Experimentatorseitig werden lediglich ein Internetzugang und ein Computer mit javafähigem Browser benötigt. Gestaltung von RCLs Die Entwicklung von RCLs ist zeitaufwändig und kostenintensiv. Die Investitionen müssen sich bei einer entsprechenden Gestaltung des RCLs und dem Einsatz der Internettechnologie in einem allgemeinen Mehrwert gegenüber MCLs auszahlen. Dazu werden folgende Aspekte beachtet: Authentizität zum MCL RCLs in der Raumfahrt müssen teilweise vollautomatisiert ablaufen. RCls zum Lernen von Physik müssen dagegen möglichst authentisch in der Durchführung zu einem MCL sein, um den Schülerinnen und Schülern Möglichkeiten und Anknüpfungspunkte für ihr eigenes Lernen zu geben. Dazu gehört, dass das RCL in ähnlicher Weise wie das MCL bedient (zum Beispiel Einschalten von Versuchsgeräten) und auf eine automatisierte Auswertung der Versuchsdaten verzichtet wird. Außer der schriftlichen Versuchsauswertung mit einem Taschenrechner können hierbei Tabellenkalkulationsprogramme und Computeralgebrasysteme genutzt werden (siehe Einordnung von RCLs unter den Physikmedien ). Barrierefreie Zugriffsmöglichkeit Der Zugriff auf die RCLs des RCL-Portals ist jederzeit, weltweit, kostenlos, ohne zusätzliche Software und ohne Anmeldung möglich. Ein Buchungssystem wird zukünftig auch die Reservierung von RCLs bieten (siehe Das RCL-Portal ). Intuitive Bedienbarkeit Die Bedienung der meisten RCLs erfolgt mit wenigen Bedienelementen bei maximaler Interaktivität des Nutzers mit dem RCL (siehe Das RCL-Portal ). Vollständigkeit Mit der Lernumgebung zum RCL kann der Nutzer ohne zeitaufwändige Suche von Informationen das RCL durchführen (siehe Das RCL-Portal ). Nachbaubarkeit Durch Dokumentation und durchgehenden Aufbau des RCLs mit Open-Source-Software ist ein Nachbau durch Schülerinnen und Schüler mit möglichst geringen Kosten möglich (siehe Zusatzinformationen ). Gestaltungsfreiheit Der Aufbau von RCLs bietet große Freiheiten in der Gestaltung der Experimentiermöglichkeiten mit dem RCL (siehe Spezifischer Mehrwert von RCLs ). Vorteile gegenüber MCLs und Kompensation von Nachteilen Ein zu flüchtiger Blick auf RCLs verleitet leicht zu der Aussage, dass eine Zwischenschaltung des Internets zwischen Experimentator und Experiment aufgrund der Distanz zu einem Verlust an Qualität gegenüber dem MCL führt. Das Dokument "vorteile_nachteile_RCL.pdf" informiert in Tabellenform über die Vorteile von RCLs gegenüber MCLs und zeigt, wie Nachteile von RCLs kompensiert beziehungsweise vorteilhaft genutzt werden können. Die Realisation eines RCLs nach dem mechanistischen Schema, die Versuchsdurchführung "irgendeines" Experiments fernbedienbar zu machen, ist wenig Erfolg versprechend, weil die Anforderungen an ein qualitativ hochwertiges RCL sehr komplex sind. Die nachfolgenden Leitfragen stellen die Entscheidung für oder gegen die Umsetzung eines in Planung befindlichen RCLs auf eine rationale Basis. Nur so lässt sich ein Mehrwert des realisierten RCLs gegenüber anderen Medien gewährleisten. Leitfragen zum Lehr-Lern-Kontext Ist das Thema des Experiments in der Physik, im Alltag und als Anwendung physikalischer Gesetze bedeutsam? Ist das Thema des Experiments auch Lehrplanthema? Ist das Experiment nicht an Schulen verfügbar (zu teuer)? Wird das Experiment im Unterricht nicht oder nur selten eingesetzt (zu zeitaufwändig, zu kompliziert, zu anspruchsvoll)? Haben Schülerinnen und Schüler Lern- oder Verständnisschwierigkeiten mit dem Thema des Experiments? Ist das Experiment nicht als Schülerversuch durchführbar (zu gefährlich: hohe Spannungen, gefährliche Strahlungen, giftige Substanzen)? Leitfragen zum Experiment Gibt es ausreichende und vielfältige Experimentiermöglichkeiten? Kann eine ausreichende Anzahl quantitativer Messungen durchgeführt werden? Sind über den Standardversuch hinausgehende Messungen möglich? Handelt es sich um ein völlig neues oder von Lehrgeräte-Herstellern nicht lieferbares Experiment? Kann das Experiment als Multi-Use-RCL mit vielen Experimentiermöglichkeiten im Rahmen eines Themengebiets realisiert werden? Leitfragen zur RCL-Realisation Ist der finanzielle und zeitliche Aufwand bei der Realisation durch den Mehrwert des RCLs gerechtfertigt? Ist die Verwendung von Standardkomponenten möglich? Sind alle Versuchsmaterialien beschaffbar oder herstellbar? Ist ein RCL wirklich das geeignete Medium (Simulationen und Messvideos als Alternativen)? Ist das Experiment bis jetzt noch nicht als RCL verfügbar? Können zeitabhängige Versuchsabläufe im Webcam-Bild dargestellt werden (Problem Datenübertragungsrate)? Folgende Punkte sind im Hinblick auf den Erwerb experimenteller Fertigkeiten und Fähigkeiten mit RCLs relevant: Die Anzahl der Experimente, die Schülerinnen und Schüler in Schulen selbst durchführen können, sind durch fehlendes Experimentiermaterial, zu große Klassen, zu hohen zeitlichen Aufwand oder dadurch, dass fast alle Oberstufenexperimente Lehrerdemonstrationsexperimente mit geringen Beteiligungsmöglichkeiten für die Lernende sind, stark begrenzt. Bei RCLs entfällt zwar der Aufbau und die haptische Durchführung des Experiments, was jedoch schneller höhere experimentelle Fähigkeiten in den Fokus rücken lässt. Bei der Nutzung von RCLs als Hausexperimente haben die Schülerinnen und Schüler genügend Zeit, um unbeeinflusst von anderen Lernenden und der Lehrkraft im eigenen Lerntempo experimentelle Fertigkeiten und Fähigkeiten zu üben. Das RCL-Portal zeichnet sich durch die folgenden Eigenschaften aus: Da auf RCLs im Internet weltweit zugegriffen werden kann, sind alle RCLs in englischer und deutscher Sprache, zwei zusätzlich in italienischer und französischer Sprache, verfügbar. Nutzer, die RCLs in ihre Landessprache übersetzen möchten, werden von der AG Didaktik der Physik an der TU Kaiserslautern unterstützt. Der Zugang zum RCL-Portal ist kostenlos und anmeldungsfrei (auch unter einem zukünftigen Buchungsystem). Die technischen Voraussetzungen sind: Ports 8080, 8081 (Windkanal), 8082 (Radioaktivität) und 8083 (Weltpendel Kaisersesch) müssen freigeschaltet sein. Zur Darstellung der Videobilder ist ein Browser mit installierter JRE (kostenloser Download) und mindestens DSL 1000 erforderlich. Zielgruppen des RCL-Portals sind technisch oder naturwissenschaftlich interessierte Laien, Schülerinnen und Schüler sowie Präsenz- oder Fernstudierende. Struktur der RCL-Webseiten Unter dem Hauptmenüpunkt "Labs" findet man die einzelnen RCLs. Nach der Auswahl eines RCLs gelangt man zu dem für alle Experimente einheitlich gestalteten Versuchs-Menü aus Einstieg (Einführung und Zielsetzung), Aufbau (Beschreibung und Daten), Theorie (theoretische Grundlagen und Hinweise zur Versuchsdurchführung), Aufgaben (experimentelle Fragestellungen), Labor (Versuchsdurchführung mit dem RCL), Diskussion (weiterführende Fragestellungen), Material (Versuchsmaterial, didaktisches Material und Literaturhinweise) und Betreuung (Inhaltliche Verantwortung und Versuchsentwickler). Abb. 2 (zum Vergrößern anklicken) zeigt einen Screenshot des RCLs "Windkanal". Struktur der Laborseiten Neben der linken Menüleiste (Abb. 2) werden die Videobilder (maximal zwei) der Webcams sowie die zur Durchführung und Auswertung des Versuchs unmittelbar benötigten Hinweise und Daten angezeigt. Im Bedienfeld rechts daneben kann der Experimentator über Buttons, Auswahllisten, Ein- und Ausgabefelder das RCL steuern. Mit dem Button "RCL RESET" lässt sich bei einer auftretenden Fehlfunktion der Webserver ferngesteuert neu starten. Verfügbarkeit der RCLs Da RCLs Liveexperimente sind, kann immer nur ein Experimentator die Kontrolle über das RCL haben. Ihm steht eine vom RCL abhängige, heruntergezählte Experimentierzeit zwischen zwei und fünf Minuten zur Verfügung (siehe Abb. 2, Bedienfeld oben). Innerhalb dieser Zeit setzt jede Aktion im Bedienfeld die noch verfügbare Experimentierzeit auf den Anfangswert zurück. Damit bleibt das Experiment auch für andere Nutzerinnen und Nutzer verfügbar, die die verbleibende Experimentierzeit angezeigt bekommen und die Aktionen des Experimentators im Videobild der Webcam(s) mitverfolgen können. Um in der Lehre das RCL mit Sicherheit verfügbar zu haben, wird zurzeit ein Buchungssystem entwickelt. Auf dem RCL-Portal sind derzeit die RCLs Elektronenbeugung, Lichtgeschwindigkeit, Fotoeffekt, Beugung und Interferenz, U-I-Kennlinen (zwei Varianten), Roboter im Labyrinth, Windkanal, Maut, Heißer Draht, Optische Pinzette, Optische Computertomographie, Radioaktivität, Rutherfordscher Streuversuch und Oszilloskop verfügbar. Eine verbesserte Variante von Beugung und Interferenz, Weltpendel, Optische Fouriertransformation/Ordnung und Unordnung werden bis Ende 2008 verfügbar sein. Der Datei "ueberblick_RCL_portal.pdf" können zu diesen fast 20 RCLs folgende Angaben entnommen werden: Fachgebiet, Zielgruppe und Lehrplanbezug Das RCL ist einem oder mehreren Fachgebieten zugeordnet. Es ist angegeben, ob das RCL in Sekundarstufe I, Sekundarstufe II oder der Universität und ob es im Rahmen der exemplarisch ausgewählten Lehrpläne von Rheinland-Pfalz eingesetzt werden kann. Single- oder Multi-Use-RCL Single-Use-RCLs sind solche, die in einem Themen- oder Fachgebiet der Physik nur einmalig eingesetzt werden. Häufig sind das Experimente zur Bestimmung von Konstanten. Dagegen decken Multi-Use-RCLs inhaltlich mit ihrer Vielfalt an Experimentiermöglichkeiten fast ganze Themengebiete der Physik ab. Motivation/Lernkontext Es ist angegeben, ob das RCL eher in einem anwendungsorientierten, einem alltagsorientierten oder einem innerphysikalisch Kontext eingesetzt werden kann. In den letzten zwei Jahrzehnten sind im Zuge der Entwicklung von Multimedia und Internet zahlreiche "Species" digitaler Medien entwickelt worden (Abb. 3, zum Vergrößern anklicken). Speziell der Vermittlung physikalischer Inhalte dienen Physikmedien wie Simulationen, Realexperimente sowie Informations- und Lehr-/Lernsysteme. Kognitive Werkzeuge entlasten die Lernenden von Routinearbeiten und regen sie gleichzeitig zu einer vertiefenden Informationsverarbeitung an. Unter den Realexperimenten sind RCLs und die digitale Messwerterfassung Live-Experimente, während bei der Videoanalyse, den interaktiven Bildschirmexperimenten (IBEs) und den Messvideos zunächst ein Video des Experiments aufgenommen und dann zeitversetzt das Experiment wiederholt und ausgewertet wird. Mit Live-Experimenten kann der gleiche Versuch beliebig oft wiederholt werden, was insbesondere bei der Gewinnung größerer Datenmengen und von statistischen Aussagen notwendig ist. Während Realexperimente und speziell RCLs der Untersuchung ausgewählter Realitätsbereiche dienen, werden diese mit Simulationen anhand bekannter physikalischer Gesetzmäßigkeiten vom Programmierer (Applets, Physlets und Simulationsprogramme) oder von den Lernenden selbst (Modellbildung) nachgebildet und untersucht. Die Ergänzung von RCLs durch Simulationen ermöglicht die physiktypische Wechselwirkung von Experiment und Theorie. Innerhalb des RCL-Konzepts, das Experiment durch den Verzicht auf eine automatisierte Auswertung möglichst authentisch zum MCL zu gestalten, spielen die kognitiven Werkzeuge Tabellenkalkulation und Computeralgebrasysteme zur Auswertung und Weiterverarbeitung von Versuchsdaten sowie zum Vergleich von experimentellen und theoretischen Daten eine große Rolle. Die Schülerinnen und Schüler sollen Atommodelle kennen. die alpha-, beta und gamma-Strahlung kennen. künstliche Kernumwandlungen kennen. das Aufstellen von Zerfallsgleichungen beherrschen. erkennen, dass der Unterschied zwischen gesteuerter und ungesteuerter Kettenreaktion für die Nutzung der Kernenergie immens wichtig ist. Thema Atomphysik - vom Atommodell zur Kernenergienutzung Autor Jens Tiburski Fach Physik Zielgruppe Klasse 9, Klasse 10 zur Prüfungsvorbereitung Zeitraum 1-3 Stunden, je nach didaktischem Ort Technische Voraussetzungen Computerarbeitsplätze in ausreichender Anzahl (Einzel- oder Partnerarbeit); VRML-Plugin (zum Beispiel BlaxxunContact ), Java , Video-Player (zum Beispiel DivX oder RealOne Player ) Einsatz im Unterricht Der Einsatz der Sammlung von interaktiven Übungen und 3D-Animationen zur Atomphysik sollte unterrichtsbegleitend erfolgen. Nach der Behandlung des jeweiligen Themas im Unterricht (Arbeitsblätter als Word-Dokumente im Download-Paket "atomphysik_materialien.zip") können Übungsphasen im Computerkabinett den Unterricht lebendiger gestalten und zur Binnendifferenzierung genutzt werden. Die Verwendung der 3D-Animationen soll dabei die Anschaulichkeit erhöhen und die Visualisierung der Aufgabenstellung gerade bei den "unsichtbaren" Sachverhalten im submikroskopischen Bereich vereinfachen. Hinweise zur Nutzung der interaktiven Arbeitsblätter In der Klassenstufe 9 hat sich der Einsatz des Beamers bewährt, wenn die Schülerinnen und Schüler die Arbeit mit interaktiven Arbeitsblättern noch nicht gewohnt waren. Für die Eingaben in die Formularfelder der interaktiven Übungen sollte ein Hinweis auf die Notwendigkeit einer korrekten Schreibweise erfolgen. Dies führt zu erhöhter Konzentration und weniger Frusterlebnissen, wenn Fragen inhaltlich richtig, aber infolge falscher Rechtschreibung als falsch beantwortet wurden. Auch Partnerarbeit von Lernenden mit guten Deutschkenntnissen zusammen mit Schülerinnen und Schülern, welchen die deutsche Sprache schwer fällt (Integrationskinder), ist hier gut möglich. Technische Hinweise Um die 3D-Modelle öffnen zu können, ist ein VRML-Plugin nötig. Alle animierten GIFs und interaktiven 3D-Animationen der verwendeten Übungen wurden vom Autor der Unterrichtseinheit mithilfe des 3D-CAD-Programmes FluxStudio erzeugt. Dieses Programm ist für die pädagogische Arbeit als Freeware verfügbar (~ ~http://www.sn.schule.de/~ms16l/virtuelle_schule/Projektwoche_2008/index_projekt.htm~~). Die Schülerinnen und Schüler sollen eine zeitgemäße Atomvorstellung kennen. die Entstehung von Licht beschreiben können. Kenntnisse über die geschichtliche Entwicklung von Modellen haben. physikalische Größen darstellen und interpretieren können. den Zusammenhang zwischen Linienspektren und atomaren Übergängen kennen. die Spektralanalyse anwenden und physikalisch erklären können. Thema der Unterrichtseinheit Das Elektronium-Modell Autor Patrick Bronner Fächer Physik, Chemie Zielgruppe Klasse 10 (Fortsetzung in Sek II möglich) Zeitraum 9 Stunden (mit Lernzirkel zum Thema "Analogie Licht-Schall": 14 Stunden) Technische Voraussetzungen Demonstrationsrechner mit Beamer, kostenlose Plugins Quicktime-Player und Java3D Methoden Lernzirkel, Gruppenarbeit, Kugellager, Gruppenpuzzle, Theaterspiel, Schülerreferat, Lehrervortrag Die Schülerinnen und Schüler sollen die Vorgänge bei der Fusionsreaktion von Deuterium und Tritium sowie das Ergebnis beschreiben können. das Funktionsprinzip des Magnetfeldkäfigs zum Einschließen des heißen Plasmas am Beispiel der beiden grundlegenden Reaktortypen Stellarator und Tokamak kennenlernen und erklären können. die Gefahren bei der Nutzung der Kernfusion erarbeiten und im Vergleich mit anderen Formen der Energieerzeugung bewerten. die Kernfusion als potenzielle, nahezu unerschöpfliche Energiequelle der Zukunft erkennen. Thema Wann "zündet" die Idee der Kernfusionstechnologie? Autorinnen und Autor Roland Wengenmayr, Dieter Lohmann, Sabina Griffith Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe II, nach didaktischer Reduktion auch Klasse 9 und 10 Zeitraum 2 Stunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetanschluss in ausreichender Anzahl (Arbeit in Kleingruppen), Flash-Player (kostenfreier Download) Planung Tabellarischer Verlaufsplan Die Materialien der Unterrichtseinheit sind ein Angebot der Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e. V. Auf der Webseite max-wissen.de finden Sie weitere Materialien für den Unterricht und Hintergrundinformationen zu aktuellen Forschungsthemen aus Physik, Chemie, Biologie und Erdkunde. An allen max-wissen-Beiträgen sind Fachwissenschaftlerinnen und -wissenschaftler der Max-Planck-Gesellschaft beteiligt: Aktualität und fachliche Richtigkeit sind somit gewährleistet. Ein weiteres Angebot der Gesellschaft ist das Fragen-Portal : Lernende und Lehrpersonen können hier Fragen an Forscherinnen und Forscher stellen. Unterrichtsverlauf und Materialien Fachliche Voraussetzungen, Einbettung des Themas in den Unterricht und der Verlauf der Doppelstunde werden hier skizziert. ITER ? der Weg zu neuer, sauberer Energie Für die Fortführung des Themas im Unterricht finden Sie hier weitere Informationen, Grafiken und Links zur internationalen Fusionsforschungsanlage. Ein Remotely Controlled Laboratoy (RCL) ist ein über das Internet fernbedienbares Realexperiment. Die hier vorgestellte Unterrichtsreihe in der Atomphysik nutzt die mediendidaktischen Eigenschaften des RCLs "Rutherfordscher Streuversuch". Lernende können das an Schulen nur selten vorhandene Demonstrationsexperiment als Hausexperiment durchführen, Messdaten in Gruppen zusammentragen und auswerten. Diese werden mit den Vorhersagen der Atommodelle von Dalton, Thomson und Rutherford verglichen. Die Schülerinnen und Schüler sollen Kenntnisse aus der Mechanik, Elektrostatik und Radioaktivität zur Erklärung der Streuung von Alpha-Teilchen anwenden. mit dem RCL "Rutherfordscher Streuversuch" die Streuung von Alpha-Teilchen experimentell untersuchen. die Vorhersagen zur Streuung der Alpha-Teilchen nach dem Daltonschen, Thomsonschen und Rutherfordschen Atommodell mit den Messergebnissen vergleichen. Arbeitsergebnisse sachgerecht präsentieren. Thema Entdeckung des Rutherfordschen Atommodells mit dem RCL "Rutherfordscher Streuversuch" Autor Sebastian Gröber Fächer Physik, Chemie Zielgruppe Sekundarstufe II, Grundstudium Physik und Chemie Zeitraum 10-15 Unterrichtsstunden, je nach Lerngruppe und Unterrichtszielen Technische Voraussetzungen Computer mit Internetanschluss in der Schule oder Zuhause, javafähiger Browser Software Zur Auswertung der Messergebnisse: Tabellenkalkulationsprogramm (zum Beispiel Excel) oder Computeralgebrasystem (zum Beispiel (debug link record:lo_unit_subpage:tx_locore_domain_model_unitsubpages:646351) als kostenfreie 30-Tage-Testlizenz) Zur Simulation der Ablenkung von Alpha-Teilchen: Modellbildungsprogramm (zum Beispiel kostenlose Version von Powersim oder Coach 6 Studio MV. Der Rutherfordsche Streuversuch gehört zu den zentralen Versuchen der Physik. Historisch bildet das mit ihm abgeleitete Rutherfordsche Atommodell den Übergang von früheren Atomvorstellungen (antike Atommodelle und Thomsonsches Atommodell) zu unserer heutigen Atomvorstellung, nach der ein Atom aus einem positiv geladenen Kern und einer negativ geladenen Atomhülle besteht. Der Rutherfordsche Streuversuch liefert ebenso die physikalischen Grundlagen für die heutige Standardmethode der elementspezifischen Analyse von Festkörperproben mittels Rutherford Backscattering Spectroscopy (RBS). Damit ist dieser Versuch sowohl allgemeinbildend für Lernende in Schule und Hochschule als auch fachbildend für Studierende der Physik und Chemie. Vorteile und Lernpotentiale des RCL Welche Vorteile hat das RCL gegenüber dem traditionellen Experiment? Welches Lernpotenzial hat der Rutherfordsche Streuversuch? Steckbrief und Materialien zum RCL ?Rutherfordscher Streuversuch? Informationen zum Versuchsaufbau, zu den Experimentiermöglichkeiten und Link zum RCL; kommentierte Materialien der Unterrichtseinheit zum Herunterladen. Die Schülerinnen und Schüler sollen die reibungsbehaftete Bewegung der Öltröpfchen in Luft qualitativ erklären können. das Ziel "Ladungsbestimmung" des Millikan-Versuchs erkennen. möglichst eigenständig die Formel einer Messmethode zur Bestimmung der Öltröpfchenladung herleiten. einzeln oder in Gruppen mit dem RCL "Millikan-Versuch" Messdaten erheben, zusammentragen und in Diagrammen darstellen. die Ladungsquantelung als Hypothese formulieren und bestätigen sowie die Elementarladung bestimmen. Beschießt man ein Plättchen aus Graphit mit beschleunigten Elektronen, dann beobachtet man auf einem Fluoreszenzschirm ein Muster aus konzentrischen Ringen. Das Erstaunliche dabei ist, dass mit dem "Materieteilchen" Elektron von der Struktur her die gleichen Beugungsmuster erzeugt werden wie mit elektromagnetischen Wellen (Röntgenstrahlung). Mit dem RCL "Elektronenbeugung" können Schülerinnen und Schüler dieses Phänomen im Vergleich zum traditionellen Unterricht in einem ersten Schritt eigenständiger und ohne den lenkenden Einfluss der Lehrkraft entdecken und beginnen, es zu verstehen. Die Schülerinnen und Schüler sollen Kenntnisse zur Röntgenbeugung an polykristallinen Kristallen im Versuch zur Elektronenbeugung anwenden. erkennen, dass Elektronen Welleneigenschaften zugeordnet werden können. ihre Arbeitsergebnisse an der Tafel oder mit einer PowerPoint-Präsentation vorstellen. Thema Elektronenbeugung - das Elektron als Welle Autor Sebastian Gröber Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum 2-3 Stunden Technische Voraussetzungen Computer mit Internetanschluss in der Schule oder Zuhause, javafähiger Browser Software Bei der Messung der Ringradien kommen ein Zeichenprogramm (zum Beispiel Paint) und ein Tabellenkalkulationsprogramm (zum Beispiel Excel) zum Einsatz. Die Schülerinnen und Schüler sollen qualitative Experimente zum Fotoeffekt deuten können. Hypothesen zum Zusammenhang zwischen Größen des eingestrahlten Lichts und Größen der ausgelösten Elektronen formulieren. den Zusammenhang zwischen der Energie der Elektronen und der Frequenz beziehungsweise der Intensität des Lichts mit dem RCL "Fotoeffekt" untersuchen. begründet angeben können, welche Versuchsergebnisse zum Fotoeffekt sich im Wellenmodell nicht erklären lassen und wie diese im Fotonenmodell erklärt werden. technisch-physikalische Anwendungen des äußeren und inneren Fotoeffekts kennen lernen. Thema Fotoeffekt und Fotonenmodell des Lichts Autor Sebastian Gröber Fach Physik Zielgruppe Sekundarstufe II Zeitraum etwa 4 Stunden Technische Voraussetzungen Computer mit Internetanschluss in der Schule oder zuhause, javafähiger Browser Software Tabellenkalkulationsprogramm (zum Beispiel Excel), Computeralgebrasystem ( Maple ) oder spezielles Datenanalyseprogramm (zum Beispiel Origin ) für die Hochschule Wellen- und Fotonenmodell des Lichts sind in ihrer Struktur sehr unterschiedlich: Ist beim Wellenmodell die Lichtenergie über den Raum verteilt, abhängig von der Amplitude und unabhängig von der Frequenz der elektromagnetischen Welle, so ist beim Fotonenmodell die Lichtenergie in einzelnen Fotonen konzentriert und frequenzabhängig. Schülerinnen und Schüler mit dem Fotoeffekt vom Wellen- zum Fotonenmodell zu führen, ist nicht einfach: Anhand eines Versuchs sollen relevante experimentelle Ergebnisse gewonnen und als im Wellenmodell nicht erklärbar erkannt werden. Das Fotonenmodell wird eingeführt und der Fotoeffekt damit erklärt. Die Unterrichtseinheit folgt diesem Weg und versucht die genannten Schritte zum besseren Verständnis für die Lernenden möglichst klar gegeneinander abzugrenzen. Das RCL "Fotoeffekt", eine Tabelle und Aufgaben sind dazu die wichtigsten Medien und Materialien dieser Unterrichtseinheit. Hinweise zum Unterrichtsverlauf und Materialien Lernvoraussetzungen, Unterrichtsverlauf, Steckbrief des RCLs "Fotoeffekt" und Arbeitsmaterialien zur Unterrichtseinheit

Mit Unterrichtsmaterialien der Max-Planck-Gesellschaft erarbeiten Schülerinnen und Schüler, wie Brennstoffzellen funktionieren und welche technischen Herausforderungen sie an die Forschung stellen. Auch die Frage, ob Brennstoffzellen-Autos automatisch umweltfreundlich sind, wird untersucht. An Bord eines Raumschiffs ist Platz Mangelware - und so stattete die NASA schon in der Mitte des vergangenen Jahrhunderts ihre Raumfahrzeuge mit kompakt gebauten und energieeffizienten Brennstoffzellen aus. Die "leise Knallgasreaktion" von Wasserstoff und Sauerstoff liefert Astronauten nicht nur Energie, sondern als einziges "Abfallprodukt" auch noch das lebenswichtige Wasser. Aber auch im Alltag wären Brennstoffzellen nützlich, da sie eine deutlich längere Lebensdauer als Batterien oder Akkus haben. In Laptops, Handys und MP3-Playern könnten sie Batterien und Akkus ersetzen. Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) testet derzeit wasserstoffbetriebene Membran-Brennstoffzellen zur Notstromversorgung in Flugzeugen. Eine positive Umweltbilanz haben Brennstoffzellen aber nur, wenn der Wasserstoff umweltfreundlich erzeugt wird, zum Beispiel durch die Elektrolyse von Wasser mit Sonnenergie. Wenn Sie Theorie und Praxis miteinander verbinden möchten: Einige Schülerlabore bieten Experimente mit Brennstoffzellen an (siehe Links zum Thema ). Die Thematik bietet viele Anknüpfungspunkte an Lehrpläne (Redox- und Elektrochemie, Fähigkeit zur Beteiligung an gesellschaftlichen Diskursen über Naturwissenschaft und Technik) und eignet sich für einen fächerübergreifenden Unterricht. Die Materialien der Unterrichtseinheit werden durch Beiträge aus der GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema (Gesellschaft Deutscher Chemiker e.V.) ergänzt. Diese bieten weitere Details zur technischen Entwicklung und der möglichen zukünftigen Bedeutung von Brennstoffzellen. Themen der Unterrichtseinheit Laptops oder Handys, die von winzigen Brennstoffzellen gespeist werden, Kleinkraftwerke auf Wasserstoffbasis, die Wohnhäuser mit Energie und Wärme versorgen und umweltfreundliche "Wasserstoffautos" - Forscherinnen und Forscher entwickeln zurzeit immer neue Ideen, wie Brennstoffzellen im Alltag genutzt werden können. Allerdings sind die meisten Brennstoffzellen-Typen von der Serienreife noch weit entfernt. Zum einen fehlt es an den technischen Möglichkeiten zur umweltfreundlichen Herstellung von Wasserstoff. Das Ausweichen auf Methanol als Brennstoff könnte dabei helfen, die Technologie zu einer Alternative zu fossilen Brennstoffen werden zu lassen. Auf der Suche nach den perfekten Werkstoffen für die Brennstoffzelle von Morgen ist man zwar auf einem guten Weg - auch mithilfe der Nanochemie - aber eben noch nicht am Ziel. Bezug zur Nanotechnologie Damit die "kalte Verbrennung" von Wasserstoff funktioniert, müssen beide Elektroden der Brennstoffzelle mit einem Katalysator beschichtet sein. Am Max-Planck-Institut für Kohlenstoffforschung in Mühlheim an der Ruhr werden dafür Metall-Nanopartikel entwickelt, die für eine große katalytisch aktive Oberfläche sorgen. Die Metalloxid-Nanoteilchen werden zunächst auf einem Trägermaterial - das können feine Rußkörnchen sein - fixiert, danach zu einer porösen Elektrode zusammengepresst und anschließend zum Metall reduziert. Materialien der Max-Planck-Gesellschaft Die Materialien der Unterrichtseinheit sind ein Angebot der Max-Planck-Gesellschaft zur Förderung der Wissenschaften e. V. Auf der Webseite max-wissen.de finden Sie weitere Materialien für den Unterricht und Hintergrundinformationen zu aktuellen Forschungsthemen aus Physik, Chemie, Biologie und Erdkunde. An allen max-wissen-Beiträgen sind Fachwissenschaftlerinnen und -wissenschaftler der Max-Planck-Gesellschaft beteiligt: Aktualität und fachliche Richtigkeit sind somit gewährleistet. Unterrichtsverlauf und Materialien Der Verlauf der Doppelstunde und die Anbindung des Themas an die Lehrpläne werden kurz skizziert. Hier finden Sie auch eine Übersicht der Materialien. GDCh-Wochenschau-Artikel zum Thema Die hier zusammengestellten Artikel (PDF-Download) bieten weitere Details zur technischen Entwicklung und der möglichen zukünftigen Bedeutung von Brennstoffzellen. Die Schülerinnen und Schüler sollen: Brennstoffzellen als alternative Energiequellen für Fahrzeuge oder Mobilfunkgeräte kennen lernen. die Umweltfreundlichkeit von Brennstoffzellen realistisch einschätzen können. das Funktionsprinzip einer Brennstoffzelle erarbeiten und erklären können. erkennen, welche Probleme Forscherinnen und Forscher auf dem Weg zum serienreifen Produkt noch überwinden müssen. Fast alle Schülerinnen und Schüler besitzen einen tragbaren Computer, ein Handy oder eine Digitalkamera. Mit der Meldung "Akku fast leer - bitte laden" sind sie daher vertraut. Das unerwünschte Phänomen wird als Einstieg in die Thematik genutzt: "Damit diese ärgerliche Meldung bald seltener wird, arbeiten Forscherinnen und Forscher intensiv an der Entwicklung von Brennstoffzellen." Der Unterrichtseinstieg schafft einen konkreten Bezug zur Lebenswelt der Schülerinnen und Schüler und sorgt so für (hoffentlich) großes Interesse. Er zeigt zudem, dass Forschung kein Selbstzweck ist, sondern auch einen konkreten Anwendungsbezug hat und das Leben der Menschen erleichtern kann. Selbsttätige Aneignung von Wissen Im Rahmen der ersten Erarbeitungsphase steht die selbstständige Informationsaneignung im Mittelpunkt des Unterrichts. Die Schülerinnen und Schüler sollen dabei nicht nur Text- und Bildmaterialien auswerten und Inhalte zusammenfassen, sie müssen die erarbeiteten Ergebnisse auch auf ein komplexes grafisches Schema übertragen. Um die selbsttätige Aneignung von Wissen zu forcieren, erledigen die Lernenden die Aufgaben in Kleingruppen (drei bis vier Personen). In der Diskussion mit den anderen Teammitgliedern sollen dabei mögliche Unklarheiten und Verständnisschwierigkeiten besprochen und beseitigt werden. Blick hinter die "Kulissen" der Forschung Da die Möglichkeiten des unmittelbaren Lernens beim Thema Brennstoffzellen eingeschränkt sind, sollen die Schülerinnen und Schüler im zweiten Teil der Unterrichtseinheit zumindest anhand eines Arbeitsblatts einen Blick in die spannende Welt der Brennstoffzellenforschung werfen. Anhand des Themas "Neue Membranen für bessere Brennstoffzellen" lernen sie, wie die noch vorhandenen Mängel der Brennstoffzellen beseitigt werden könnten, um zu einem besseren Produkt zu gelangen. Sie werden aber auch dafür sensibilisiert, dass noch viel Grundlagenforschung zu leisten ist, bis Brennstoffzellen zu einer wirklichen technischen Lösung im Alltag werden können. Die Lehrpläne der Bundesländer für das Fach Chemie bieten vielfältige Anknüpfungspunkte für den Einsatz der Materialien in der Sekundarstufe II. Hier einige Beispiele: Bedeutung der Chemie für die Gesellschaft und für die Bewältigung der aktuellen und zukünftigen Herausforderungen (Nordrhein-Westfalen) Von der Wasserelektrolyse über die Knallgasreaktion zur Brennstoffzelle (Nordrhein-Westfalen) Entwicklung der Fähigkeit, am gesellschaftlichen Diskurs über Naturwissenschaft und Technik teilzunehmen (Sachsen) Redoxreaktionen und deren Bedeutung für die Herstellung ortsunabhängiger Spannungsquellen (Bayern) Unter dem Leitgedanken "Erneuerbare Energien - Klimaretter oder teure Prestigeobjekte?" könnte ein fächerübergreifendes Unterrichtskonzept stehen, zu dem die hier vorgestellte Brennstoffzelleneinheit gut passen würde: Chemie Grundlegende Aspekte zu Brennstoffzellen und anderen erneuerbaren Energien, wie zum Beispiel Biokraftstoffe oder Biomasse, werden vorgestellt. Physik Hier steht neben Solarenergie und Strom aus Wasserkraft oder Windkraftanlagen vor allem die Kernfusion im Focus: Grundlagen und Schwierigkeiten der Umsetzung werden thematisiert. Biologie Hier werden ökologische Probleme untersucht, die sich aus der Nutzung erneuerbarer Energien ergeben, zum Beispiel die Auswirkungen von Windanlagen auf den Vogelzug oder die Folgen von Staudämmen für Flussökosysteme. Geographie, Wirtschaft Im Erdkundeunterricht nimmt das Thema Klima einen breiten Raum ein: anthropogene Ursachen für den Treibhauseffekt und die globale Erwärmung werden diskutiert. Auch die Abhängigkeit der Weltwirtschaft von fossilen Brennstoffen sollte thematisiert werden. Politik Die Lernenden beschäftigen sich mit dem Streit um die Ökosteuer und den Problemen bei der Durchsetzung einer nationalen oder weltweiten Energiewende. Auch das Erneuerbare-Energien-Gesetz in Deutschland und die Möglichkeiten und Grenzen internationaler Abkommen zum Schutz der Atmosphäre werden beleuchtet. 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. Einige für diese Unterrichtseinheit relevante Artikel stellen wir hier kurz vor. Die vollständigen Beiträge stehen 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. Der Übersichtsartikel fasst die Argumente von Befürwortern und Kritikern einer Wasserstoff-Wirtschaft zusammen: Zwar ermöglicht die Wasserelektrolyse eine energieeffiziente Erzeugung von Wasserstoff aus dem reichlich vorhandenen Rohstoff. Einer realisierbaren Wasserstoff-Wirtschaft stehen jedoch noch ungelöste Probleme beim Transport und bei der Lagerung des Brennstoffs im Weg. Zu den Sicherheits- und Verteilungsproblemen kommt im Vergleich zu herkömmlichen Energieträgern noch die niedrige Energiedichte pro Volumeneinheit als Nachteil hinzu. Wie der Disput bis zum Anbruch eines regenerativen Energiezeitalters verlaufen wird, ist offen. Energie aus der Brennstoff-Oxidation ohne thermisch-mechanische Umwege Was als Vorteil der Brennstoffzelle erscheint - die Erzeugung elektrischer Energie direkt aus der Oxidation eines Brenngases ohne Umweg über eine Flamme, eine Gas- oder Dampfturbine und einen Generator - entpuppt sich bei der Realisierung als große Hürde. Die aggressiven chemischen Bedingungen um den Verbrennungsvorgang herrschen nämlich in der Brennstoffzelle auch dort, wo elektrischer Strom über korrosionsanfällige Kontakte zwischen verschiedenen Materialien fließen muss. Ohne High-Tech keine Brennstoffzelle Nur High-Tech-Werkstoffe, die dementsprechend teuer sind, halten den Anforderungen des Brennstoffzellen-Betriebs stand. Die damit verbundenen Kosten sind zur Zeit mit einem wirtschaftlich konkurrenzfähigen Produkt noch nicht vereinbar. Die Hochtemperatur-Brennstoffzelle Neben dem allgemeinen Aufbau und der Funktionsweise von Brennstoffzellen werden die Vorteile einer Hochtemperatur-Brennstoffzelle dargestellt. Sie kann ihre eigene Abwärme dazu nutzen, den Wasserstoff, den sie "verzehrt", aus Erdgas ohne zusätzlichen Energieaufwand freizusetzen und erzeugt weniger Kohlenstoffdioxid als vergleichbare konventionelle Blockheizkraftwerke. Ihre prinzipielle Funktionsfähigkeit wurde bereits gezeigt. Bis zur Entwicklung marktgerechter Lösungen müssen aber noch viele Herausforderungen bewältigt werden. Kryospeicherung und Drucktanks erscheinen nicht praktikabel Transport und Speicherung von Wasserstoff bringen bei der Nutzung von Brennstoffzellen Probleme mit sich, die bis heute nicht gelöst werden konnten. Die Verflüssigung von Wasserstoff in Vorratstanks an Tankstellen und in Tanklastwagen ist mit einem erheblichen Verlust an nutzbarer Energie verbunden. Eine kryogene Speicherung in den kleinen Tanks der Endverbraucher ist nicht praktikabel: Trotz extrem aufwendiger Isolierungen käme es bereits nach einigen Tagen zu Abdampfverlusten. Eine physikalische Speicheralternative sind Drucktanks. Aber auch hier geht Energie verloren. Zudem steigen mit dem Druck in den Tanks auch die Sicherheitsanforderungen. Chemische Alternativen Eine kurze Übersicht zeigt, dass es einerseits eine Vielzahl von Ansätzen zur Entwicklung von Wasserstoff-Speichermaterialien gibt, dass andererseits aber noch kein System gefunden werden konnte, bei dem sich ein realistisches Potential für den Einsatz in Autos abzeichnet. Auf diesem Gebiet werden noch enorme Anstrengungen erforderlich sein, wenn man in der Zukunft nicht von Kryo- oder Hochdruckspeichersystemen abhängig sein will. Der Beitrag skizziert folgende Speichermöglichkeiten: Benzin und Diesel Die Wasserstoffspeicherung mit Kohlenwasserstoffen wie Benzin und Diesel hätte den großen Vorteil, dass es keinerlei Infrastrukturprobleme gäbe, ist jedoch für den Antrieb von Autos aus technischen Gründen nicht praktikabel (hohe Temperaturen, aufwendige Gasreinigung). Methanol Trotz ähnlicher Probleme (Gasreinigung) wurden mit Methanol betankte Prototypen erfolgreich getestet. Allerdings ist die Einrichtung einer Methanol-Infrastruktur parallel zur existierenden Infrastruktur für Diesel und Benzin wirtschaftlich unattraktiv. Hydride und Imide Wesentlich attraktiver erscheinen Hydride, die reversibel Wasserstoff aufnehmen oder abgeben können. Trotz vielversprechender Ansätze ist ein großer Teil der komplexen Hydride bisher wenig oder kaum untersucht. Es besteht daher durchaus Hoffnung, dass auf diesem Gebiet noch technisch relevante Systeme entdeckt werden könnten. Metal-Organic-Frameworks (MOFs) Die hochporösen metallorganischen Gerüstverbindungen zeigen in einigen Versuchen sehr hohe Speicherkapazitäten. Inwieweit diese Systeme die geweckten Erwartungen einlösen können, wird die Zukunft zeigen. Dreidimensionale Netzwerke lagern kleine Moleküle ein In den letzten Jahren fanden bemerkenswerte Entwicklungen im Bereich der porösen Materialien statt. Durch den modularen Aufbau metallorganischer Gerüstverbindungen lässt sich die Porengröße sogar maßgeschneidert an die Größe kleiner Moleküle wie Wasserstoff oder Methan anpassen. Damit gelten MOFs als aussichtsreiche Kandidaten für die Speicherung von gasförmigen Energieträgern. Hohe Methandichten bei Raumtemperatur Während Wasserstoff in MOFs nur bei niedrigen Temperaturen gespeichert werden kann, ist die Lage im Fall von Erdgas wesentlich günstiger. Methan (Hauptbestandteil von Erdgas) wird von MOFs bereits bei Raumtemperatur aufgenommen und auch wieder reversibel abgegeben. Es erreicht in den MOF-Poren nahezu die Dichte einer Flüssigkeit. Durch diese Technologie kann man den zur Speicherung einer bestimmten Methanmenge notwendigen Druck deutlich senken, was die Sicherheit erhöht. Die Verwendung von porösen Materialien als Speichermedien befindet sich jedoch noch in der Erprobungsphase. Der Beitrag skizziert verschiedene Wege zur Herstellung von Wasserstoff. Elektrolysetechnologien und deren Betriebsbedingungen werden vorgestellt. Am Beispiel der Niedertemperatur-Elektrolyse bei Standardbedingungen werden Wirkungsgrade und Zellspannungen betrachtet. Zudem wird über eine Versuchsanlage in Saudi Arabien zur Erzeugung "Solaren Wasserstoffs" mit Strom aus einem Solarfeld berichtet, an dessen Bau das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt beteiligt war. Mit der Anlage konnte gezeigt werden, dass Wasserstoff per Elektrolyse mit einem Wirkungsgrad von etwa 70 Prozent regenerativ hergestellt werden kann. Als Brennstoffzelle für den kleinen Leistungsbereich wird in der Regel die Membranbrennstoffzelle verwendet, da ein Systemstart bei Raumtemperatur möglich ist. In Kombination mit einem Speicher für die Energieträger Wasserstoff oder Methanol sind kleine Brennstoffzellen eine Konkurrenz für Batterien und Notstromaggregate. Während Batterien - insbesondere die Lithium-Batterie - aber richtige "Kraftpakete" sind, sind Brennstoffzellensysteme eher "Energiepakete". Der Artikel stellt ihre Funktionsweise sowie Vor- und Nachteile der Brennstoffe Wasserstoff und Methanol vor. So lange die regenerative Wasserstoffgewinnung, zum Beispiel über riesige Solaranlagen, noch nicht serienreif realisiert ist, schlägt Erdgas die Brücke zur Wasserstoffwirtschaft. Ein Vorteil von Erdgas ist seine heute schon nahezu flächendeckende Verfügbarkeit in den Haushalten. Somit können Brennstoffzellen-Heizgeräte nahtlos in bestehende Heizsysteme integriert werden. Feldtests sollen den Markt für die neue Technologie sondieren und vorbereiten. Dieter Lohmann ist ausgebildet für das Lehramt an Gymnasien und arbeit als Redakteur beim Online-Magazin Scinexx .

Die als Fixsterne bezeichneten Himmelsobjekte erweisen sich bei näherem Hinsehen durchaus nicht als ortsfest, sondern zeigen eine "Eigenbewegung". Für sonnennahe Sterne lässt sich diese Bewegung mit einfachen astrometrischen Methoden erfassen. Auch Astronomie-Neulinge können mit den hier zur Verfügung gestellten Materialien motivierende Ergebnisse erzielen.Zunächst werden einige Grundlagen zu den Themen sonnennahe Sterne, Himmelskoordinaten, Sternhelligkeiten und zum Begriff der Parallaxe erläutert. Diese sind notwendig zum Verständnis der darauf folgenden praktischen Übung: CCD-Bilder von Teegarden's Star, die im Abstand von einem Jahr aufgenommenen wurden, werden mit der kostenlosen Software Fitswork bearbeitet. Anschließend wird aus den Bildern die Positionsänderung des betrachteten Sterns ermittelt.Andreas Gerhardus und Steffen Straub haben das hier vorgestellte Verfahren zur Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen während ihres Schülerpraktikums am Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn unter Anleitung von Dr. Michael Geffert erlernt. Sie praktizierten die Methode am Beispiel von Teegarden's Star und erzielten gute und leicht nachvollziehbare Ergebnisse. Aus diesem Grund stellen wir hier das Projekt "Messung der Eigenbewegung von Teegarden's Star" astronomisch interessierten Lehrerinnen und Lehrern als Anregung für den eigenen Unterricht oder für die Bearbeitung in der Astronomie-AG vor. Die dafür benötigten CCD-Bilder wurden uns freundlicherweise von Dr. Michael Geffert zur Verfügung gestellt. Fachliche Voraussetzungen Zu Beginn der Unterrichtseinheit werden einige elementare astronomische Begriffe eingeführt, die im weiteren Verlauf hilfreich oder erforderlich sind. Bezugssystem und Positionsberechnung Der Berechnung der Eigenbewegung von Teegardens' Star auf der Grundlage von CCD-Bildern geht die Positionsbestimmung "unbewegter" Sterne eines Bezugssystems voraus. Darstellung der Ergebnisse und Fehlerbetrachtung Die Rektaszensions- und Deklinationskoordinaten von Teegarden's Star und eines Vergleichssterns ohne messbare Eigenbewegung werden in Diagrammen dargestellt. Die Schülerinnen und Schüler sollen verschiedene sonnennahe Sterne kennen lernen. die Begriffe Parallaxe und Eigenbewegung verstehen. aus CCD-Aufnahmen die Koordinaten von Sternen ermitteln. die Eigenbewegung von Teegarden's Star aus vorhandenen CCD-Aufnahmen bestimmen. Diagramme erstellen, in denen die ermittelte Eigenbewegung veranschaulicht wird. Um die Positionsbestimmung am Himmel zu ermöglichen, ist die Himmelskugel genauso wie die Erde in ein Gradnetz unterteilt (Abb. 1). Dieses Gradnetz ist fest mit der Himmelskugel verbunden, es rotiert also scheinbar. Den Längenkreisen auf der Erde entsprechen die Rektaszensionskreise am Himmel, den Breitenkreisen die Deklinationskreise. Erste Schritte zur Orientierung am Sternhimmel In diesem Artikel finden Sie weitere Informationen, Anregungen und Materialien zur Orientierung am Himmel. Deklination Die Deklination (DE) wird in Winkelgraden von -90 Grad bis +90 Grad gemessen. Weil bei der Bestimmung der Eigenbewegung von Sternen sehr kleine Winkel betrachtet werden, müssen die Schülerinnen und Schülern auch die Begriffe "Bogenminute" (1 Bogenminute = 1/60 Grad) und "Bogensekunde" (1 Bogensekunde = 1/60 Bogenminute) kennen. Rektaszension Die Rektaszension (RA) wird traditionell nicht in Grad sondern in Stunden, Minuten und Sekunden angegeben. Dabei entsprechen 360 Grad den 24 Stunden eines Tages und somit 15 Grad einer Stunde. Eine Minute in Rektaszension entspricht damit (15/60) = 0,25 Grad. Eine Sekunde in Rektaszension ist gleichbedeutend mit (15/3.600) = (1/240) Grad. Die Umrechnung der Rektaszension (RA = hh.mm.ss) in Winkelgrad erfolgt gemäß der Formel: Winkel (in Grad) = 15 [hh+(1/60)**mm+(1/3.600) ss] Hierbei stehen hh für Stunden, mm für Minuten und ss für Sekunden. Diese sind nicht mit Bogenminuten beziehungsweise Bogensekunden zu verwechseln. Die Bewegung der Erde um die Sonne hat zur Folge, dass ein erdnaher Stern im Verlauf eines Jahres seine scheinbare Position vor dem Hintergrund weit entfernter Fixsterne verändert. Dabei ist die Parallaxe des erdnahen Sterns definiert als halber Öffnungswinkel des Kegels, dessen Mantel der Sehstrahl von der Erde zum nahen Stern in einem Jahr festlegt. Abb.2 veranschaulicht die Verschiebung der scheinbaren Sternposition innerhalb eines halben Jahres. Aus der Parallaxe eines Sterns, die man mithilfe von Fotos bestimmt, die im Abstand von einem halben Jahr aufgenommen werden, lässt sich mit trigonometrischen Verfahren unter Kenntnis des Abstands Sonne-Erde die Entfernung des Sterns zur Sonne beziehungsweise zur Erde berechnen. Das Phänomen der Parallaxe kann man Schülerinnen und Schülern mit einem einfachen Experiment sehr gut veranschaulichen: Hält man einen Daumen in Augenhöhe und schließt abwechselnd das linke und das rechte Auge, so scheint der Daumen seine Position vor dem Hintergrund zu verändern. Dabei nimmt die Parallaxe mit zunehmender Entfernung des Daumens vom Auge ab. Im Gegensatz zur Parallaxe hat die Eigenbewegung eines Sterns ihre Ursache in einer tatsächlichen Veränderung des Sternenortes. Weil der Effekt der Eigenbewegung sehr klein ist, wird sie in Deklination und Rektaszension in Bogensekunden angegeben. Die Messung der Eigenbewegung von Sternen erfolgt mithilfe von Fotografien, die im Abstand von ganzzahligen Vielfachen eines Jahres aufgenommen werden. Abb. 3 zeigt ein Beispiel: Die beiden Bilder wurden im Abstand mehrerer Jahre aufgenommen. Deutlich ist die Positionsänderung des markierten Sterns vor dem Hintergrund zu erkennen. Die Erde befindet sich nach einem Jahr wieder am selben Ort. Deshalb wird das Ergebnis nicht durch die parallaxenbedingte Bewegung verfälscht. Scheinbare Helligkeit ( m ) Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist diejenige, die ein Beobachter auf der Erde registriert. Sie wird in Größenklassen oder Magnituden angegeben (Symbol: hochgestellter Kleinbuchstabe m). Dabei leuchten die Sterne umso schwächer, je höher ihre Größenklasse ist. Die Magnitudenskala ist logarithmisch eingeteilt: Ein Stern erster Größenklasse ist definitionsgemäß 100-mal lichtstärker als einer der sechsten Klasse. Weil nun 100 = 2,512 5 gilt, bedeutet eine Größenklasse Unterschied also ein Helligkeitsverhältnis von 2,512. Die scheinbare Helligkeit kann auch Werte annehmen, die kleiner als Null sind. Der Nullpunkt der Magnitudenskala entspricht der Helligkeit von Alpha Centauri, dem sonnennächsten Stern. Das menschliche Auge kann maximal Objekte bis zu einer scheinbaren Helligkeit der sechsten Größenklasse erkennen. Es ist zu beachten, dass die Lichtintensität der Sterne mit der Entfernung natürlich abnimmt. Absolute Helligkeit ( M ) Um Sternhelligkeiten besser vergleichen zu können, wurde die absolute Helligkeit eingeführt (Symbol: hochgestellter Großbuchstabe M). Darunter versteht man die Helligkeit eines Sterns, die auf der Erde wahrgenommen würde, wenn er sich in einer genormten Entfernung von 10 Parsec befände (1 Parsec = 3,3 Lichtjahre). Die folgende Formel beschreibt den Zusammenhang zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M sowie der Entfernung r (in Parsec): m - M = -5 + 5 lg(r) Die Erarbeitung von Informationen zum Thema "Sonnennahe Sterne" eignet sich sehr gut zur selbstständigen Schülertätigkeit in Form einer Internet-Recherche. Dabei sollen Informationen über verschiedene sonnennahe Sterne zusammengetragen werden. Es ist empfehlenswert, den Lernenden unter anderem die drei sonnennächsten Sterne als Ziel der Recherche vorzugeben: Alpha Centauri Barnards Pfeilstern Wolf 359 Sirius und Teegarden's Star Weitere wichtige sonnennahe Sterne sind der bekannte Sirius (Fixstern mit der größten scheinbaren Helligkeit) auf Platz 6 und Teegarden's Star auf Platz 23 in der Entfernungsskala. Im Idealfall finden die Schülerinnen und Schüler auch heraus, warum Teegarden's Star bei seiner Entdeckung im Jahr 2003 für großes Aufsehen sorgte: Seine Entfernung wurde zunächst fälschlicherweise auf 7,5 Lichtjahre geschätzt, womit er der Stern mit der drittgeringsten Entfernung zur Sonne gewesen wäre. Die wichtigsten "Eckdaten" sonnennaher Sterne haben wir in dem Dokument "sonnennahe_sterne.pdf" zusammengestellt. Bei ihren Recherchen nach sonnennahen Sternen werden die Schülerinnen und Schüler häufig auf den Begriff "Roter Zwerg" stoßen. Dieser Begriff kann auch direkt als Rechercheziel vorgegeben werden. Lernende kann dieses Thema motivieren, sich auch über die Unterrichtseinheit hinaus mit der Astronomie zu beschäftigen. Die Größe von Roten Zwergen im Vergleich zu anderer Sternentypen veranschaulicht Abb. 4. Rote Zwerge zeichnen sich durch die folgenden Eigenschaften aus: Rote Zwerge sind sehr kleine Sterne. Die Kernfusion in ihrem Inneren ist nur schwach. Die rote Farbe entsteht, weil ihr Strahlungsmaximum im roten Spektralbereich liegt (Spektralklasse M). Die Oberflächentemperatur ist gering (2.200-3.800 Grad Kelvin; die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt etwa 5.800 Grad Kelvin). Rote Zwerge haben eine enorme Lebensdauer von bis zu 13 Milliarden Jahren. Etwa 70 Prozent der Sterne in der Milchstraße sind Rote Zwerge. Notwendigkeit eines Bezugssystems Zum prinzipiellen Nachweis der Eigenbewegung von Teegarden's Star ist zunächst die Festlegung eines Bezugssystems aus Sternen erforderlich, welche bekanntermaßen (Literaturangaben) eine zu vernachlässigende Eigenbewegung aufweisen. Dann ist zu entscheiden, ob Teegarden's Star sich relativ zu den Sternen des Bezugssystems messbar bewegt. Zum Ausschluss systematischer Fehler im Auswerteverfahren wird die an Teegarden's Star durchgeführte Prozedur zur Messung der Eigenbewegung zusätzlich an einem Vergleichsstern wiederholt, der gemäß der Literatur keine Eigenbewegung zeigen sollte. CCD-Bilder und Bildbearbeitung Die hier zum Download zur Verfügung gestellten CCD-Bilder ("einzelbilder.zip") sind - sortiert nach den Aufnahmezeitpunkten - auf vier Ordner verteilt. Alle Bilder sind bereits bezüglich Dunkelbildsubtraktion und Flat-Field korrigiert. Sie haben die in der Astronomie übliche Orientierung: Norden ist oben, Westen ist rechts. Die im Folgenden beschriebene Bildbearbeitungs- und Auswerteprozedur wird von den Lernenden für alle Bilder aus jedem der vier Ordner separat durchgeführt. Sämtliche Schritte der Bildbearbeitung erfolgen mit der kostenlosen Software Fitswork. Zur Rauschminderung und zum Ausgleich von Bildungenauigkeiten durch Luftunruhen werden alle Bilder eines Ordners aus "einzelbilder.zip", also alle Aufnahmen eines bestimmten Aufnahmedatums, addiert und zu einem Summenbild gemittelt. Dabei geht man wie folgt vor: Nach dem Start des Programms öffnet man die ersten beiden Bilder eines Ordners. Diese werden nun addiert: Dazu sucht man sich zwei gut erkennbare Sterne, die auf beiden Bilder vorhanden sind. Man markiert nun nacheinander in beiden Bildern den ersten Stern, indem man bei gedrückter linker Maustaste einen kleinen rechteckigen Rahmen um den Stern zieht. Beide Rahmen erscheinen in derselben Farbe. Man wiederholt die Prozedur in beiden Bildern für den zweiten Stern. Beide Sterne sollten möglichst weit auseinander liegen, denn sie dienen der punktgenauen Anpassung und Überlagerung beider Bilder. Abb. 5 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt den entsprechenden Screenshot: Die beiden als Fixpunkte der Bildausrichtung gewählten Sterne sind durch farbige Rechtecke markiert. Dann wählt man im Menüpunkt "Bearbeiten" den Unterpunkt "Bild addieren (mit Verschiebung)". Das jetzt angezeigte Bild ist die Summe der ersten beiden Bilder. Zu diesem Summenbild addiert man schrittweise alle weiteren Bilder des jeweiligen Ordners. Auf beschriebene Weise gewinnt man aus jedem der vier Ordner ein Summenbild. Nur auf diesen vier Summenbildern basiert die weitere Auswertung. Wer die Prozedur des Addierens auslassen möchte, findet die fertigen Summenbilder im Downloadpaket "summenbilder.zip". Die Aufnahmezeitpunkte der Bilder sind an den jeweiligen Dateinamen erkennbar. Koordinaten der Bezugssterne Nach der Bildaddition gilt es nun, die Positionen von Teegarden's Star und des Vergleichssterns im System der Bezugssterne zu bestimmen. Die Koordinaten der Bezugssterne 1 bis 6 (grüne Ziffern in Abb. 6) sind in den Tabellen des Dokuments "bezuggssterne_positionsbestimmung.pdf" zu finden. Orientierung der Bilder Alle Bilder der Downloadmaterialien sind so orientiert, dass die langen, horizontalen Seiten parallel zu den Deklinationskreisen am Himmel liegen. Die kurzen, vertikalen Seiten sind entsprechend parallel zu den Rektaszensionskreisen. In allen Bildern nimmt die Rektaszension von rechts nach links, also von West nach Ost, zu. Orientierung des Koordinatensystems bei Fitswork Damit die im Folgenden beschriebene Positionsberechnung für Teegarden's Star überschaubar wird, weist man jedem in die Berechnung eingehenden Stern zunächst die Pixelkoordinaten X und Y zu. Bei Fitswork hat das (X/Y)-Koordinatensystem seinen Ursprung in der linken oberen Bildecke. Die X-Achse ist nach rechts, die Y-Achse nach unten orientiert. Ermittlung der Pixelkoordinaten eines Sterns Die Ermittlung der Pixelkoordinaten eines Sterns verläuft in Fitswork wie folgt: Man bewegt den Cursor, der in Abb. 7 (Platzhalter bitte anklicken) als gelbes Kreuz dargestellt ist, im auszuwertenden Bild auf den betrachteten Stern. In diesem Fall ist "Vergleichsstern 6" aus Abb. 6 markiert. Am rechten Bildrand erscheint oben eine Vergrößerung des Bildausschnitts um die Cursorposition. Darunter werden die Intensitätsverteilungen dieses Ausschnitts in X- und Y-Richtung dargestellt. Im Textfeld darunter steht bei "max" die größte Pixelhelligkeit im Bild des betrachteten Sterns. Am unteren Rand des Fitswork-Fensters erscheinen ganz links die X- und Y-Koordinaten der aktuellen Cursorposition, sowie die Helligkeit des Pixels am Ort des Cursors. Man bewegt den Cursor vorsichtig innerhalb des Sterns, bis der in der rechten Leiste angegebene maximale Intensitätswert angezeigt wird. Die zugehörigen Cursorkoordinaten X und Y sind die Pixelkoordinaten des Sterns, die in die weitere Auswertung eingehen. Koordinatenbestimmung In zwei zu unterschiedlichen Zeitpunkten aufgenommen Fotos werden die Positionen von Teegarden's Star im System unserer Bezugssterne bestimmt. Aus den unterschiedlichen Orten von Teegarden's Star schließt man dann auf die Geschwindigkeit seiner Eigenbewegung. Die Koordinaten von Teegarden's Star und von zwei Bezugssternen (siehe Abb. 7) werden im (X/Y)-Koordinatensystem der Software Fitswork - wie oben beschrieben - ermittelt. In Verbindung mit den Daten aus Tabelle 2 (siehe Datei "bezugssterne_positionsbestimmung.pdf") können dann die Koordinaten von Teegarden's Star im Rektaszension/Deklination-System berechnet werden. Der Vergleich der letzteren Koordinaten in beiden Bildern liefert in Verbindung mit dem Zeitintervall zwischen den beiden Aufnahmezeitpunkten für die Bilder die Geschwindigkeit der Eigenbewegung von Teegarden's Star. Auswertungsbeispiel Bei den Downloadmaterialien finden Sie ein detailliertes Auswertungsbeispiel (auswertung_beispiel.pdf). Die dargestellte Rechnung basiert auf den Summenbildern vom August der Jahre 2005 und 2007 und verwendet als Bezugssterne die Sterne 2 und 6 aus Abb. 6. Der so gewonnene Wert der Eigenbewegung (etwa 9 Bogensekunden pro Jahr) ist größer als der Literaturwert von 5,1 Bogensekunden pro Jahr. Auf diese Abweichung wird im Rahmen der "Fehlerbetrachtung" eingegangen. Vergleichsstern ohne Eigenbewegung Nach dem gleichen Verfahren bestimmt man die Positionen eines Vergleichssterns für die beiden relevanten Zeitpunkte. Wir schlagen dafür den in Abb. 6 entsprechend gekennzeichneten Stern vor. Er hat, wie alle Sterne im Bildfeld (außer Teegarden's Star), im Rahmen unserer Messgenauigkeit keine Eigenbewegung. Wenn sich für den Vergleichsstern aus beiden CCD-Bildern, die ja zu unterschiedlichen Zeiten aufgenommen wurden, mehr oder weniger die selben Koordinaten in Rektaszension und Deklination ergeben, ist davon auszugehen, dass das Auswerteverfahren fehlerfrei praktiziert wurde. Aufbau der Diagramme Damit man die ermittelte Eigenbewegung von Sternen direkt erkennen kann, werden die gemessenen Wertepaare (Messzeitpunkt/Rektaszension beziehungsweise Messzeitpunkt/Deklination) für Teegarden's Star und den Vergleichsstern in getrennten Diagrammen (für Rektaszension und für Deklination) aufgetragen. In jedem der Diagramme erscheinen vier Messpunkte für die vier verschiedenen Aufnahmezeiten (August 2005, August 2006, August 2007, Oktober 2007). Auf der X-Achse wird der Zeitraum von August 2005 bis Oktober 2007, und auf der Y-Achse jeweils die Rektaszension beziehungsweise Deklination in geeigneten Intervallen aufgetragen. Eigenbewegung von Teegarden's Star Die ersten drei Messpunkte für Teegarden's Star (Abb. 8) liegen in beiden Diagrammen nahezu auf einer Geraden. Das bedeutet, dass der Stern seine Position mit konstanter Geschwindigkeit verändert. Der vierte Messpunkt muss in den Diagrammen von dem erhaltenen linearen Graphen abweichen: Weil die ihm zugrunde liegenden Bilder statt im August im Oktober aufgenommen wurden, werden die Messwerte hier durch den Parallaxeneffekt verfälscht. Vergleichsstern ohne Eigenbewegung Beim Vergleichsstern (Abb. 9) liegen alle Messpunkte in beiden Diagrammen auf nahezu waagerechten Geraden. Der gewählte Vergleichsstern besitzt keine messbare Eigenbewegung. Dies gilt auch für den jeweils vierten Messpunkt, weil sich der Effekt der Parallaxe aufgrund der großen Entfernung des Sterns nicht bemerkbar macht. Während unseres Praktikums im Argelander-Institut für Astronomie in Bonn hatten wir genug Zeit für die Auswertung einer wesentlich größeren Datenmenge. Pro Aufnahmezeitpunkt mittelten wir bis zu 50 Einzelaufnahmen. Die Berechnungen der Koordinaten für Teegarden's Star wurden für jedes Summenbild auf der Basis mehrerer Paare von Bezugssternen durchgeführt. Bei sechs Bezugssternen gibt es für jeden Aufnahmezeitpunkt "sechs über zwei", also 15 Möglichkeiten. Wir verwendeten dazu die leider nicht kostenfreie Software Astroart. Als Mittelwert zahlreicher Einzelrechnungen ermittelten wir für die Eigenbewegung von Teegarden's Star einen Wert von 5 Bogensekunden pro Jahr. Dieser Wert kommt dem Literaturwert von 5,1 Bogensekunden pro Jahr recht nahe. Er ist durchaus mit den oben genannten 9 Bogensekunden pro Jahr verträglich, wenn man bedenkt, dass dieses Ergebnis nur auf einer von etwa 45 möglichen Auswertungen beruht. Um zuverlässigere Werte für die Eigenbewegung zu erhalten, ist also eine Vielzahl von Einzelrechnungen nach dem oben beschriebenen Verfahren durchzuführen. Die Ergebnisse der Einzelrechnungen sind dann zu mitteln. Hier setzt der erforderliche Zeitaufwand im Unterricht natürlich Grenzen.

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.