In der Unterrichtseinheit "Saturn" nehmen die Lernenden den Ringplaneten unter Beobachtung. Die Observation der Saturnringe mit eigenen Augen hinterlässt einen bleibenden Eindruck. Auch der außergewöhnliche Mond Titan kann mit einfachen Mitteln gesichtet werden. Ein Blick auf den Gasriesen lohnt sich besonders während der Monate um die jährlichen Oppositionen. Mit dem Erscheinungsbild des Saturn und seines eindrucksvollen Ringssystems sind wir bestens vertraut: Im Internet und in Fernsehsendungen begegnen uns immer wieder Bilder der Raumsonden Voyager und Cassini. Und trotzdem löst der Blick mit dem eigenen Auge auf das Original - auch in vergleichsweise kleinen Amateurgeräten - Verwunderung, Überraschung und Faszination aus. Zur Vorbereitung und Auswertung von Saturn-Beobachtungen steht eine ganze Palette digitaler Werkzeuge kostenfrei zur Verfügung. Der fachliche Hintergrund kann mithilfe von Internetrecherchen und interaktiven Online-Anwendungen im Computerraum oder am heimischen Rechner abwechslungsreich und auch spielerisch vertieft werden. Informationen zur Sichtbarkeit des Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur . Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Die Beschäftigung mit dem Thema Saturn kann im Rahmen einer Astronomie AG oder des Differenzierungsunterrichts methodisch und inhaltlich sehr vielseitig gestaltet werden: Neben Internetrecherchen und der Nutzung des Rechners als Werkzeug gilt es die positiven Effekte eines gemeinsamen Naturerlebnisses mitzunehmen. Inhaltlich spannt sich der Bogen von den Beobachtungen und Zeichnungen Galileo Galileis (1564-1642) und Christiaan Huygens' (1629-1695) bis hin zur Landung einer Sonde auf der Oberfläche des Saturnmonds Titan im Jahr 2005 und den Ergebnissen der Cassini-Mission. Beobachtung der Saturnringe Was sieht man von den Ringen mit welcher Ausrüstung? Wie entstehen die verschiedenen Ringstellungen? Welche Ausstattung benötigt man für fotografische Dokumentationen? Der Saturnmond Titan Titan ist bereits mit leichtem Gerät sichtbar. Er ist der einzige Mond des Sonnensystems mit einer Atmosphäre. Dies macht ihn zum Spekulationsobjekt der Exobiologie. Virtuelle Exkursionen Mit Online-Anwendungen von ZDF und NASA können Schülerinnen und Schüler das Saturnsystem virtuell erkunden. Eigene Beobachtungen werden mit Stellarium vorbereitet. Die Schülerinnen und Schüler beobachten gemeinsam den Abendhimmel und finden mithilfe einer Aufsuchkarte (Planetariumsoftware) den Planeten Saturn. sehen mithilfe eines Spektivs (wie es zum Beispiel Hobby-Ornithologen verwenden) oder eines Amateurteleskops (Schulteleskop, Volkssternwarte) das Ringsystem des Planeten mit eigenen Augen. verstehen die Entwicklung der Ringöffnung im Laufe eines Saturnjahres und schulen so ihr räumliches Vorstellungsvermögen. identifizieren den Saturnmond Titan am Himmel und lernen die Ergebnisse der Huygens-Mission kennen. wissen, was Galileo Galilei (1564-1642) und Christiaan Huygens (1629-1695) mit den Teleskopen ihrer Zeit gesehen und wie sie ihre Beobachtungen interpretiert haben. informieren sich mithilfe von Internetrecherchen und interaktiven Online-Anwendungen über Saturn und Titan, seinen größten Mond. lernen Stellarium und Bildbearbeitungssoftware als Werkzeuge zur Vorbereitung kennen und nutzen diese. Zudem erlernen sie die Dokumentation und Auswertung astronomischer Beobachtungen. Der Besuch einer Volkssternwarte lohnt sich! Betrachtet man den gelblich leuchtenden Saturn in einem fest montierten Fernglas bei 15-facher Vergrößerung, kann man bei entsprechender Ringstellung bereits eine elliptische Form erkennen. Im Jahr der Veröffentlichung dieses Artikels hat sich sich dieser Effekt allerdings nicht eingestellt, denn zur Zeit der Opposition im Jahr 2010 beträgt die Ringöffnung nur 3,2 Prozent. Bei 40-facher bis 60-facher Vergrößerung sieht Saturn dann daher wie ein "Durchmesser-Symbol" aus - das Ringsystem erscheint als Strich. Dieser Anblick lässt sich bereits mit einem guten Spektiv erzielen, wie es von Hobby-Ornithologen verwendet wird. Eine Volkssternwarte in Ihrer Nähe finden Sie mithilfe des German Astronomical Directory: German Astronomical Directory (GAD) Hier finden Sie eine Zusammenstellung astronomischer Vereine, Sternwarten und Planetarien von David Przewozny. Geringe Ringöffnung Eine "Kantstellung" der Ringe macht sich durch eine relativ geringe Leuchtkraft des Planeten in diesem Jahr bemerkbar: Bei maximal geöffneten Ringen reflektieren diese 1,5 Mal soviel Licht wie das Planetenscheibchen selbst, das im Jahr 2010 mehr oder weniger auf sich allein gestellt ist. Bei weit geöffneten Ringen ist die Cassini-Teilung mit Amateurteleskopen, wie sie Schul- oder Volkssternwarten zur Verfügung stehen, unter sehr guten Bedingungen zu erkennen (150- bis 200-fache Vergrößerung). Abb. 1 zeigt eine Aufnahme des Saturns von Thomas Borowski mit einem Amateurteleskop (Februar 2009, 150 Millimeter Fernrohröffnung, 4.800 Millimeter Brennweite). Zum Zeitpunkt der Aufnahme präsentierte uns Saturn sein Ringsystem in "Kantstellung". Form und Atmosphäre Eine Kantstellung der Ringe begünstigt die Wahrnehmung der abgeplatteten Gestalt des Planeten (siehe Abb. 1). Diese ist eine Folge der Kombination aus geringer mittlerer Dichte (in Wasser würde Saturn schwimmen) und schneller Rotation (ein Saturntag dauert weniger als elf Stunden). Der Äquatordurchmesser beträgt 120.000 Kilometer, der Poldurchmesser nur 108.000 Kilometer. Wolkenbänder sind in kleineren Amateurgeräten (ohne Bildbearbeitung) nicht zu erkennen. Das heißt aber nicht, dass es in der Saturnatmosphäre ruhig zugeht - hier treten Windgeschwindigkeiten von 1.800 Kilometern pro Stunde auf! Das Ringsystem des Saturns ist um etwa 27 Grad zur Bahnebene des Planeten geneigt. Da die Ringe "raumfest" sind, präsentieren sie sich uns während einer Sonnenumrundung des Planeten - die etwa dreißig Erdenjahre in Anspruch nimmt - aus ganz unterschiedlichen Perspektiven. Dies wird durch die Fotoserie in Abb. 2 deutlich. Die Bilder zeigen verschiedene Ringstellungen, die das Hubble-Weltraumteleskop in den Jahren 1996 bis 2000 aufgenommen hat. Die verschiedenen Etappen, über die ein kompletter Ringzyklus verläuft, werden in der folgenden Aufzählung kurz skizziert. Etwa alle 15 Jahre schließen sich dabei die Ringe, sodass wir von der Erde aus auf ihre "Kante" blicken. Für eine kurze Zeit scheinen Sie dann zu verschwinden. Der Wechsel der Ringstellungen verläuft über folgende Etappen: Der Planet wendet uns seine Südhalbkugel maximal zu. Seine Ringe sind maximal geöffnet. Etwa 7,5 Jahre später blicken wir auf die Ebene der Ringe, die dann nur als Strich erscheinen und für kurze Zeit verschwinden. Nach weiteren etwa 7,5 Jahren wendet uns der der Planet seine Nordhalbkugel maximal zu, und die Ringe erscheinen wiederum weit geöffnet. In den nächsten Jahren schließen sich die Ringe für uns wieder, bis wir nach 7,5 Jahren wiederum ihre Kante betrachten. Danach öffnen sie sich und nach dreißig Jahren ist ein "Ringzyklus" vollendet: Saturn wendet uns wieder seine Südhalbkugel bei maximal geöffneten Ringen zu. Dokumentation der Eigenbewegung des Planeten Mit einer einfachen Digitalkamera und einer kostenfreien Bildbearbeitungssoftware können Schülerinnen und Schüler die Eigenbewegung des Planeten vor dem Fixsternhimmel dokumentieren. Abb. 3 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt ein mögliches Teilergebnis: Drei Einzelbilder (in diesem Beispiel erstellt mit einer Planetarium-Software) wurden zu einem Bild addiert, das drei Positionen des Saturns unterhalb des Sternbilds Löwe zeigt (Simulation für das Jahr 2009). Durch eine entsprechende Fotoserie lässt sich eine Spur erzeugen, die die Bewegung des Planeten über mehrere Wochen oder Monate zeigt. Praktische Hinweise zur Bedienung der Digitalkamera und eine kurze Anleitung, wie aus den Einzelfotos die Spur des Saturns mit der kostenfreien Software Fitswork rekonstruiert werden kann, finden Sie in dem folgenden Beitrag: Saturn-Portraits Wer Gelegenheit hat, mit einem Schulteleskop oder in Zusammenarbeit mit einer Volkssternwarte Saturn bei 150- bis 200-facher Vergrößerung zu fotografieren oder zu filmen, kann die kostenfreie Software RegiStax nutzen, um aus einer Vielzahl von Einzelbildern ein optimiertes Summenbild zu berechnen. Dieses bringt Einzelheiten zum Vorschein, die beim Blick durch das Teleskop nur andeutungsweise oder gar nicht erkennbar sind. Abb. 4 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt ein in RegiStax geladenes Einzelfoto des Planeten. Nach dem Abschluss des so genannten "Stacking" ("Stapeln" von Bildern) sind die Cassini-Teilung sowie Wolkenbänder deutlich erkennbar (Abb. 5). Eine ausführliche Beschreibung der entsprechenden Arbeitschritte mit Screenshots finden Sie in diesem Artikel: Das gute alte Zeichnen trainiert wie kaum eine andere Übung die naturwissenschaftliche Grundfertigkeit des genauen Beobachtens. Das Zeichnen zwingt uns, wirklich genau hinzusehen und ermöglicht die Wahrnehmung vieler Details, die dem in der Regel flüchtigen ersten Blick fast immer entgehen. Zeichenstunden am Teleskop Lernende auf den Spuren Galileis: Objekte werden studiert und die naturwissenschaftlichen Grundtechniken des genauen Beobachtens und Protokollierens geübt. Im Rahmen der Beschäftigung mit dem Thema Saturn sollten die Schülerinnen und Schüler auch die Meilensteine der Saturnforschung kennen lernen und insbesondere wissen, was Galileo Galilei (1564-1642) und Christiaan Huygens (1629-1695) mit den Teleskopen ihrer Zeit gesehen und wie sie ihre Beobachtungen interpretiert haben. Informationen dazu bieten die folgenden Internetseiten: astronomy2009.org: Darstellung der Venusphasen von Galileo Galilei Die Darstellung von 1623 zeigt Saturn, Jupiter, Mars und die Phasen der Venus (aus: Il saggiatore, In Roma, appresso Giacomo Mascardi). Galilei deutete die Ringe als "Henkel". Astrolexikon: Die Erforschung des Saturn Meilensteine in der Saturnforschung; hier finden Sie unter anderem eine Skizze von Christiaan Huygens, der als erster die Natur der Saturnringe verstand. Titan ist schon in einem lichtstarken Feldstecher als leicht rötlicher Begleiter des Ringplaneten zu sehen. Mit einem Durchmesser von 5.150 Kilometern ist er nach dem Jupitermond Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Auch die anderen größeren Saturnmonde, wie Dione und Rhea, sind für mittlere Amateurteleskope kein Problem. Insgesamt kennt man heute etwa 60 Saturntrabanten. Die Positionen der fünf hellsten Saturnmonde kann man über ein Applet auf der Webseite der Western Washington University für jeden gewünschten Zeitpunkt anzeigen lassen: Western Washington University Planetarium Das Java-Applet zeigt die Position der fünf größten Saturnmonde. Beachten Sie die verschiedenen Darstellungsmöglichkeiten („Direct view“, Inverted view“, „Mirror reversed“). Einzigartige Atmosphäre Titan ist der einzige Mond in unserem Sonnensystem, der eine dichte Atmosphäre besitzt. Auf seiner Oberfläche herrscht mit 1,5 bar ein höherer Druck als auf der Erde. Wie die Atmosphäre der Erde besteht die von Titan hauptsächlich aus Stickstoff. Der orangefarbene Nebel, der den Mond verhüllt (Abb. 6), enthält zudem einen interessanten Cocktail verschiedener organischer Verbindungen. Sauerstoff ist in der Atmosphäre praktisch nicht vorhanden. Da diese Bedingungen denen auf der Urerde ähneln könnten, ist Titan ein interessantes Spekulationsobjekt für die Exobiologen. Über erste Schritte einer "chemischen Evolution" wird Titan aufgrund der niedrigen Temperaturen (etwa -170 Grad Celsius) aber nicht hinausgekommen sein. Leben, wie wir es kennen, kann dort nicht existieren. Die Erkundung der Oberfläche Im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission von NASA und ESA wurde im Januar 2005 der Lander Huygens auf der Titanoberfläche abgesetzt. Dieses Projekt gewährte erstmals einen Blick auf die Oberfläche des Mondes im sichtbaren Licht. Während des turbulenten Abstiegs an Fallschirmen gab der Dunst erst ab einer Höhe von 20 Kilometern den Blick frei auf eine vielfältig interpretierbare Landschaft mit küstenartigen Formationen, Abflussgräben, mäandrierenden Flusssystemen oder Dünenformationen. Bilder vom Landeplatz (Abb. 7) kommen uns "vertraut" vor: Die Ebene mit zahlreichen Brocken erinnert an die Marsoberfläche. Die Brocken auf dem Titan bestehen jedoch nicht aus Gestein, sondern - wie auch der Boden - aus gefrorenem Wasser und Kohlenwasserstoffen. Wie entstehen die Bilder? Abb. 7 zeigt ein nachbearbeitetes Foto vom Landeplatz der Huygens-Sonde - die Originaldaten lieferten lediglich Schwarzweiß-Bilder. Am Beispiel der Fotos von der Titanoberfläche kann der Frage nachgegangen werden, wie die Bilder aus den weit entfernten Winkeln des Sonnensystems entstehen und was sie eigentlich zeigen. Was ist "real", was "künstlerisch-spekulativ" und was durch die technische Bearbeitung aus den Daten zum Zwecke der Auswertung "herausgekitzelt" oder "überhöht"? Anregungen dazu finden Sie in dieser Unterrichtseinheit: Die reale Beobachtung kann durch virtuelle Exkursionen vor- oder auch nachbereitet werden. Lernende können dabei Informationen "tanken", die die Live-Begegnung mit Saturn und Titan bereichern. Für jüngere Schülerinnen und Schüler bietet sich dafür das virtuelle ZDF-Raumschiff Pegasus an. Abb. 8 zeigt einen Screenshot aus dem Cockpit mit Blick auf den Saturn. Informationen zu den Planeten und ihren Monden können über das "Infosystem" der Pegasus aufgerufen werden - Daten, Bilder und zum Teil auch Animationen (Abb. 9). Zudem informiert ein Sprecher über den jeweils anvisierten Himmelskörper. Anregungen zum Einsatz dieses Online-Angebots im Unterricht inklusive Arbeitsblatt finden Sie in dieser Unterrichtseinheit: Mit dem NASA-Simulator können sich ihre Schülerinnen und Schüler auf Planeten und Monde des Sonnensystem versetzen, zum Beispiel den Saturn auf dem Mond Mimas umrunden und dabei den Ringplaneten am Nachthimmel seines kleinen Mondes betrachten. Auch der ungewohnte Blick auf das Ringsystem "von oben" ist möglich (Abb. 10). Zudem kann man aus der Perspektive verschiedener Raumsonden (zum Beispiel Voyager, Cassini oder Deep Impact) Planeten und Monde betrachten. Datum, Uhrzeit und Blickwinkel beziehungsweise Größe der Objekte können frei gewählt werden. Maßanfertigung von Himmelskarten Stellarium ist ein ideales Werkzeug zur Vorbereitung astronomischer Beobachtungen. Mit der kostenfreien und plattformunabhängigen Software können Sie den Sternhimmel zu jeder Zeit an jedem Ort simulieren. Abb. 11 zeigt als Beispiel einen Blick auf den Kölner Abendhimmel am 22. März 2010 um etwa 21:00 Uhr in Richtung Südosten. Klicken Sie zur Vergrößerung des Ausschnitts die Himmelskarte an. Saturn hat seine Opposition erreicht und ist unterhalb des Löwe in dem eher unscheinbaren Sternbild Jungfrau nicht zu verfehlen. Stellarium als virtuelles Teleskop Das Online-Applet des Western Washington University Planetarium zur schnellen Bestimmung Position der Saturnmonde haben wir bereits vorgestellt (siehe Der Saturnmond Titan ). Zu diesem Zweck können Sie auch Stellarium verwenden, indem Sie sich "teleskopmäßig" an den Planeten heranzoomen (Abb. 12, Platzhalter bitte anklicken). Die Positionen der Monde können sich im Laufe einer Nacht deutlich ändern. (Allerdings kann Stellarium bei der Simulation der Mondbewegungen kleine Ungenauigkeiten zeigen.) Durch "Bedeckungen" und "Durchgänge" (Dione und Enceladus in Abb. 14) sind nicht immer alle Monde zu sehen. Die astronomischen Jahrbücher informieren über die Positionen von Planeten und Monden: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag

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.

In der Unterrichtseinheit zum Thema "Karneval im alten Rom" erleben die Schülerinnen und Schüler die alten Römer während der Saturnalien, dem beliebtesten römischen Fest der damaligen Zeit. Sie bekommen einen Einblick in eine karneval-ähnliche Feierzeit, die mit weihnachtlichen Elementen gepaart, sehr gut mit heutigen Fastnachts- und Weihnachtsbräuchen verglichen werden kann. " Uncti et madidi dies " – feuchtfröhliche Tage – so bezeichnet Martial (Epigramme XI, 6; XIV, 1, 9) die römischen Saturnalien . Die römischen Saturnalien wurden nach dem altlatinischen Gott Saturn aus der Frühzeit der Römer benannt. Die zahlreichen Quellen zur Vorgeschichte und zum Verlauf des römischen Saturnalien-Festes zeigen variantenreich einen etwaigen griechischen Einfluss, denn das römische Saturnalien-Fest ähnelt dem griechischen Kronia-Fest, das dem Saturn-Äquivalent Kronos geweiht war. Die Kultstatue des Gottes Saturn wurde am 17. Dezember, dem Weihetag des Saturn-Tempels, auf dem Forum Romanum von den aus zeremoniellen Gründen angelegten Beinfesseln aus Wolle von der Priesterschaft befreit. Es folgten ein Opfer und Gelage für alle Anwesenden. Mit dem freudigen Ruf "Io Saturnalia" wurde die Festzeit ( feriae ) offiziell für alle Bürger eingeleitet. Die Festzeit dauerte im 1. Jahrhundert drei beziehungsweise fünf Tage und in der Kaiserzeit bis in die Spätantike sieben Tage. Aufgrund der Beliebtheit des Festes, das auch bis in die Provinzen hinein gefeiert wurde, wurde die Dauer bis zum 30. Dezember ausgedehnt. Besonderheiten der Saturnalien waren: Es durfte kein Krieg begonnen werden. Die öffentlichen Einrichtungen, Verwaltungen, Geschäfte und Schulen waren geschlossen. Die Gerichtsverhandlungen waren ausgesetzt. Die strikten sozialen und gesellschaftlichen Schranken fielen für eine begrenzte Zeit: Herren und Sklaven tauschten die Rollen, ebenso Erwachsene und Kinder. Ausgelassenes Feiern bis zum Abwinken mit Freunden und Familie, Essen, Trinken, Spielen war angesagt. Im privaten Bereich wurden die Aktionen wie Glücksspiele von einem Festkönig ( princeps Saturnalicius ) koordiniert (Tacitus, Ann. XIII 15; Lucian, Saturnalia 4). Die römische Gesellschaft trug leichte Kleidung, Filzkappen (Singular: pileus ), das Zeichen freigelassener Sklaven, und verzichtete auf die Toga (Martial, epig. XIV 141, VI 24, XIV 1; Seneca, epist. ad Luc. 18). Es gab das Recht der freien Rede, die sogenannte libertas Decembri s (Horaz, sermones II 7, 5), vergleichbar mit der heutigen "Narrenfreiheit" im Karneval (Macrobius, Saturnalia I, 7; Martial epig. XI 6, XIV 1). Neben dem lauten Trubel (Seneca, epist. ad Luc. 18, 1) gab es auch gepflegte Gespräche über römische Religion und Kultur, wovon Macrobius in seinem Werk "Saturnalia" berichtet. Die Wohnungen wurden weihnachtsähnlich mit Grünzeug und Lichtern geschmückt, Märkte wurden zum Anlass der Saturnalien eingerichtet und Geschenke wie symbolische Tonpuppen und Wachskerzen wurden ausgetauscht (Juvenal, Satiren 6, 153ff; Macrobius Sat. 1, 10, 24. 11, 50). Relevanz des Themas Das Thema "Karneval" ist im Latein-Unterricht unüblich, weil die Lehrbücher darüber in den Sachtexten nicht viel verlauten lassen. Die Götterthematik und das klassische griechisch-römische Pantheon rund um Zeus oder Jupiter sind allerdings in den Lehrbüchern überall zu finden und gehören im Geschichts- und Religionsunterricht zum Grundwissen. Die Opfer und Feste werden in diesem Zusammenhang vorgestellt. Die Sühne- und Reinigungsopfer wirken mit ihrem streng zeremoniellen kultischen Charakter auf die Lernenden eher befremdlich. Die Saturnalien hingegen sind durch ihren fröhlichen Feiercharakter mit karnevalistischem Einschlag und weihnachtlicher Dekorationsatmosphäre für die Schülerinnen und Schüler deutlich lebensnäher. Vorkenntnisse Die Kenntnisse über die altitalischen Götter der Frühzeit Roms liegen möglicherweise aus den Fächern Geschichte und Religion vor. Der Gott Saturn ist sicher als Namensgeber des Planeten oder möglicherweise aus der Werbung bekannt. Sein eigentliches Wesen als Agrargottheit kann von den Lernenden durch ein Arbeitsblatt mit Interneteinsatz selbstständig erarbeitet werden. Didaktisch-methodische Analyse Das Saturnalien-Fest bietet aufgrund der abwechslungsreichen Elemente ein interessantes und zeitlich variables Unterrichtsthema. Eine zeitnah-aktuelle Verknüpfung der Unterrichtseinheit mit der beliebten Karnevalszeit bietet sich an. Die Merkmale von Karneval, Fastnacht oder Fasend sind allen Schülerinnen und Schülern bekannt. Das eigene Wissen über das römische Volksfest vervollständigen die Lernenden selbstständig durch Arbeitsblätter in Paar- oder Gruppenarbeit mittels Internetrecherchen. Ein Vergleich der beiden Volksfeste zur Römerzeit und heute ist gewinnbringend und macht den Lernenden den Ursprung der Karnevalsmaskerade klar. Neben den Sachaspekten des Unterrichtsthemas sind auch die Förderung der Wortschatzarbeit und die Übersetzung sehr gut in die Unterrichtsreihe in Abhängigkeit vom Lernniveau der Schülerinnen und Schüler integrierbar. Das Anlegen eines Karneval-Glossars ist mit Online-Wörterbüchern und grundlegenden Grammatikkenntnissen möglich. Die ausgewählten Originaltexte zu den Saturnalien bieten einen vertiefenden Zusatz. Am Ende der Spracherlernung machen beispielsweise die Martial-Epigramme die beliebten Nussspiele für die Lernenden lebendig (IV, 46; V, 84). Für die Lektürephase eignen sich zum Beispiel: ausgewählte Senecabriefe (zum Beispiel 18) , Macrobius' " Saturnalia " in Ausschnitten, Vergils paradiesisch anmutende Schilderung des goldenen Zeitalters unter Saturns Herrschaft (Aeneis, 8), die den Rollentausch zwischen Herr und Sklave erklärbar macht. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler lernen die Saturnalien als Vorläufer des heutigen Karnevals kennen. vergleichen das antike Volksfest mit heutigen Karnevalsbräuchen. erhalten einen lebendigen Einblick in das römische Alltagsleben durch dem Lernniveau angepasste Originaltexte (beispielsweise von Martial). Medienkompetenz Die Schülerinnen und Schüler recherchieren über das römische Saturnalienfest im Internet. setzen Online-Wörterbücher zum Erstellen eines Glossars beziehungsweise zur Übersetzung lateinischer Originaltexte ein. Sozialkompetenz Die Schülerinnen und Schüler bearbeiten Arbeitsblätter in arbeitsteiliger Gruppen- oder in Paararbeit. erfahren, dass die sozialen Grenzen zwischen Herr und Sklave als Besonderheit bei den Saturnalien gemäß dem mythischen Ideal des goldenen Zeitalters zeitlich beschränkt fielen.

Schülerinnen und Schüler aus Südafrika, Griechenland und Deutschland fotografierten zur selben Zeit Mond, Jupiter und Saturn. Nachdem die Bilder über das Internet ausgetauscht worden waren, wurde die Mondparallaxe bestimmt und die Entfernung des Mondes von der Erde berechnet.Eine günstige Stellung des Mondes wurde genutzt, um in Kooperation mit Schulen in fernen Ländern die Mondentfernung zu bestimmen. Dazu wurde der Winkelabstand Jupiter-Saturn mit einem Jakobsstab gemessen. Der Winkelabstand des Mondes wurde mithilfe von Fotografien bestimmt, die zeitgleich an verschiedenen Orten (Neumünster, Thessaloniki, Johannesburg) aufgenommen, digital bearbeitet und ausgewertet wurden. Aus den ermittelten Werten wurde mithilfe des Sinussatzes die Entfernung der Erde zum Mond mit 372.500 Kilometern bestimmt. Der Literaturwert für die mittlere Entfernung beträgt 384.401 Kilometer. Das hier vorgestellte anspruchsvolle Projekt eignet sich für Astronomie-Arbeitsgemeinschaften und wurde vom Autor im Rahmen des SINUS-Programms in Schleswig-Holstein durchgeführt. Die Auswertung der Messdaten gelingt im Mathematik-Unterricht der 10. Klasse (Sinussatz). Das Thema ist Teil des Unterrichts zur Gravitation in Jahrgangstufe 11 (Mechanik).Die Aufgabe "Bestimme die Entfernung des Mondes" ist schnell formuliert, lässt sich aber nur mit relativ großem Aufwand lösen. Sie erfordert neben vielfältigem Wissen aus verschiedenen Gebieten auch handwerkliche und organisatorische Fähigkeiten und Fertigkeiten Vorbereitung und Softwaretipps Hinweise für die Suche nach Beobachtungspartnern und Tipps zur Softwarenutzung bei der Auswahl des Beobachtungstermins und der Bildbearbeitung Grundlagen und Winkelmessungen Geometrische Grundlagen und praktische Vorschläge zur Durchführung der Winkelmessungen Ergebnisse Vorschläge zur Auswertung der Fotografien und zur Berechnung der Entfernung von der Erde zum Mond Die Schülerinnen und Schüler sollen Kenntnisse über die Positionen und Bewegungen der Körper im Sonnensystem erwerben. ein ziemlich großes Dreieck vermessen. Fotografie für Messzwecke einsetzen lernen. verschiedene Winkelmessverfahren kennen lernen. Thema Messung der Mondentfernung durch Triangulation Autor Bernd Huhn Fach Physik, Astronomie Zielgruppe Astronomie-AGs, Schülerinnen und Schüler ab Klasse 10 Zeitraum Das komplette Projekt dauert sicher mehrere Monate. Wenn man auf vorhandene Fotos zurückgreift, geht es schneller, es verliert aber einen Teil seines Reizes. Technische Voraussetzungen "klassischer" Fotoapparat oder Digitalkamera, Stativ, Drahtauslöser, Winkelmessscheibe, Geodreieck, Kompass, Wasserwaage, Knetgummi, dünner Stab (z.B. Schaschlikspieß), Schiebelehre, doppelseitiges Klebeband, Globus, Telefon- und E-Mail-Anschluss Software, Literatur Bildbearbeitungsprogramm (Corel Photo-Paint, GIMP oder vergleichbare Software), Astronomie-Software wie KStars, XEphem (beide kostenlos), SkyMap, Skyplot oder Tabellenwerke, zum Beispiel das Kosmos Himmelsjahr (Franckh-Kosmos Verlags-GmbH) oder Ahnerts Kalender für Sternfreunde (Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft) Keller, Hans-Ulrich Kosmos Himmelsjahr, Franckh-Kosmos Verlags-GmbH, erscheint jährlich; alle wichtigen Infos zu Sonne, Mond und Sternen, den Planeten, Finsternissen und sonstigen Himmelsschauspielen sowie den "Monatsthemen" mit aktuellen und interessanten Beiträgen. Neckel, Thorsten; Montenbruck, Oliver Ahnerts Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, erscheint jährlich; in den Monatsübersichten wird unter anderem dargestellt, welchen Planeten und hellen Sternen der Mond begegnet und wie die Sichtbarkeitsbedingungen der Planeten sind. Soffel, Michael ; Müller, Jürgen Lasermessungen der Monddistanz, Sterne und Weltraum 7/1997, Seiten 646-651; Die Autoren erläutern das Messverfahren und stellen weit reichende Folgerungen dar, die man aus dem auf wenige Zentimeter genauen Messergebnis ziehen kann. Zimmermann, Otto Astronomisches Praktikum, Spektrum der Wissenschaft Verlag GmbH, ISBN 3-8274-1336-2 (2003); hier werden weitere Methoden zur Messung der Mondentfernung beschrieben (Erdschattendurchmesser auf dem Mond ,Änderung der Mondgröße mit der Höhe, parallaktische Libration, Sternbedeckungen durch den Mond) Gut geeignet für die Triangulation ist eine Kombination von Beobachtungsstandorten mit einer großen Differenz der geographischen Breiten und einer kleinen Differenz der geographischen Längen. Die erste Bedingung sichert eine große Basislänge, die zweite sorgt dafür, dass die fotografierte Himmelsgegend etwa zur gleichen Zeit an beiden Standorten möglichst hoch über dem Horizont steht. Wenn sich ein Standort in Deutschland befindet, sollte der zweite also idealerweise im Süden Afrikas liegen. Auch das östliche Südamerika kommt in Frage. Aufgeschlossene Kolleginnen und Kollegen findet man durch Nachfragen bei den deutschen Auslandsschulen: Bundesverwaltungsamt: Schulverzeichnis Auf der Website des BVA finden Sie das Schulverzeichnis der Zentralstelle für das Auslandsschulwesen. Für die vorbereitenden Verabredungen und den Austausch der Ergebnisse reicht der Kontakt per E-Mail. Zum Zeitpunkt der Aufnahmen selbst ist eine Telefonverbindung nützlich: Wenn der Himmel nur teilweise klar ist und "Wolkenlöcher" genutzt werden müssen, können kurzfristige Absprachen gewährleisten, dass die Aufnahmen möglichst zeitgleich entstehen. Alternativ können dafür auch Chat-Rooms genutzt werden. Für die Aufnahme muss sich der Mond in möglichst geringem Winkelabstand zu zwei hellen und sehr viel weiter entfernten Objekten am Himmel befinden. Günstig dafür ist eine Konjunktion von mindestens zwei der Planeten Venus, Mars, Jupiter und Saturn; der Mond sollte zwischen ihnen stehen. Die Mondphase ist nicht entscheidend; ein zunehmender Mond ist allerdings zu bevorzugen, wenn jüngere Schülerinnen und Schüler mitarbeiten sollen, da er vor Mitternacht kulminiert. Einen geeigneten Zeitpunkt findet man durch systematische Suche in entsprechenden Tabellenbüchern (Kosmos Himmeljahr, Ahnerts Astronomisches Jahrbuch) oder durch Verwendung eines Astronomieprogramms, das ein Planetarium simulieren kann: KStars Diese Software unterliegt der GNU General Public License (GPL) und steht kostenfrei zur Verfügung. XEphem Auf der Website des Clear Sky Institute ist auch dieses Programm kostenlos erhältlich. Skyplot Informationen und Bestellmöglichkeit zur Software auf der Website des Autors Frank P. Thielen. Skyplot ist für 30 € zu haben. SkyMap Die kommerzielle Software ist in der Lite-Version für etwa 37 € und in der Pro-Version für etwa 100 € zu haben. In dem hier beschriebenen Projekt wurden die beiden Planeten Jupiter und Saturn als "Fixpunkte" verwendet. Besser wäre natürlich die Verwendung von Sternen, weil sie der Forderung, unendlich weit entfernte Fixpunkte zu sein, besser entsprechen. Allerdings müssen die Sterne relativ dicht nebeneinander und nahe der Ekliptik stehen und auch noch hell genug sein. Gute Gelegenheiten für Aufnahmen mit Fixsternen bieten totale Mondfinsternisse. Der dann nur schwach beleuchtete Mond überstrahlt auch die schwächeren Sterne in seiner Umgebung nicht. Allerdings bietet sich diese Gelegenheit seltener, wodurch man mehr von günstigen Beobachtungsbedingungen abhängig ist. Probeaufnahmen In dem hier vorgestellten Projekt wurde eine klassische Kamera benutzt, natürlich kann auch eine Digitalkamera verwendet werden. Probeaufnahmen vor dem Aufnahmetermin sind anzuraten. Die Qualität der Aufnahmen sollte immer am Negativ oder an der Rohdatei beurteilt werden. Bildverwackelungen können durch die Nutzung eines Stativs und eines Drahtauslösers vermieden werden. Eine Nachführung ist nicht nötig. Für die spätere Auswertung der Fotos ist es wichtig, die Aufnahmezeitpunkte und die verwendete Zonenzeit zu notieren! Der Winkelabstand Jupiter-Saturn betrug bei unseren Messungen etwa 10 Grad. Dabei ist eine Brennweite von 15 Zentimetern beim Kleinbildformat 24 Millimeter mal 36 Millimeter optimal. Die Auflösung von Standardfilmen reicht völlig, unabhängig davon, ob Farb- oder Schwarz-Weiß-Filme verwendet werden. Verschiedene Belichtungszeiten bei jedem Aufnahmezeitpunkt Die Belichtungszeit soll so gewählt werden, dass die im Vergleich zum Mond lichtschwachen Planeten (oder Sterne) gerade sicher zu erkennen und der Mond nicht unnötig überbelichtet wird. Der Mondrand sollte auf den Bildern noch gut erkennbar sein. Belichtungszeiten zwischen 0,1 und 10 Sekunden sollten bei mittlerer Blende passen. Die Zeiten sind allerdings stark von den aktuellen Dunstverhältnissen und der lokalen Lichtverschmutzung abhängig. Daher ist es sinnvoll, zu jedem Aufnahmezeitpunkt immer mehrere Aufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten zu machen. Lichtschwache und lichtstarke Objekte auf einem Bild? Wie in der Astronomie üblich, werden die Bildnegative bearbeitet, also dunkle Objekte vor hellem Hintergrund. Wenn die punktförmigen Objekte - zwei Planeten oder Sterne - auf den Fotografien sicher abgebildet sind, der Mondrand aber unscharf dargestellt ist, nutzt man ein Bildbearbeitungsprogramm um für die Auswertung der Bilder einen scharfen Mondrand zu erzeugen, ohne dabei die lichtschwachen Objekte zu verlieren. Dabei geht man in zwei Schritten vor. Retusche der lichtschwachen Planeten Zunächst werden die zentralen Pixel der Planetenbilder bei hoher Vergrößerung schwarz eingefärbt. Es reichen Quadrate von vier oder neun retuschierten Bildpunkten. Abb. 1 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt ein Beispiel: S-01-03-1 zeigt das stark vergrößerte digitalisierte Bild des Planeten Jupiter aus der linken unteren Ecke des Bildes S-01-03. Darunter sieht man in s-01-03-2 das retuschierte Jupiterbild mit neun zentralen schwarzen Pixeln. Noch wichtiger ist die Retusche beim relativ schwachen Bild des Saturns rechts im oberen Drittel des Bildes S-01-03. Benutzt wurde das Programm Corel Photo-Paint, Version 6.0. "Scharfstellen" des Mondes Im zweiten Schritt wird die Helligkeit des gesamten Bildes angehoben und der Kontrast so verstärkt, dass der "echte" Mondrand scharf erscheint. Das ist dann der Fall, wenn der Mond hellgrau vor weißem Hintergrund erscheint und das Mondbild bei einer weiteren Anhebung der Helligkeit nicht mehr kleiner wird (Abb. 2, Platzhalter bitte anklicken). Mithilfe der Vorschaufunktion von Corel Photo-Paint lässt sich dies gut beurteilen. Anschließend kann der Kontrast des Bildes weiter erhöht werden, bis die Abbildung schwarze scharfe Objekte vor weißem Hintergrund zeigt. Alternativ zu kommerzieller Software kann auch das kostenfreie Bildbearbeitungsprogramm GIMP verwendet werden: Zwei Punkte A und B auf der Erde und der Mittelpunkt M des Mondes bilden ein Dreieck (Abb. 3). Die Längen der Strecken AM beziehungsweise BM sind gesucht. Um sie zu ermitteln, müssen wir drei Stücke dieses Dreiecks messen, ohne die Erde zu verlassen. Eines dieser Stücke muss eine Seitenlänge sein, dafür kommt nur die Länge der Strecke AB in Frage. Zwei Winkel sind also noch zu messen. Da die Messgenauigkeit der gesuchten Längen sehr empfindlich von dem Winkel pi mit dem Scheitelpunkt M abhängt, ist es unerlässlich, diesen direkt zu messen und ihn nicht etwa aus der Differenz 180 Grad - Winkel BAM - Winkel MBA zu errechnen, denn kleine relative Fehler bei den Messungen der Winkel BAM und MBA hätten einen großen relativen Fehler für den Wert von pi zur Folge. Leider können wir uns nicht auf den Mond begeben und von dort einfach die beiden Punkte A und B auf der Erde anpeilen. Wir können pi aber auch auf der Erde messen, denn er ist gleich der Winkeldifferenz der Richtungen, in denen der Mond von den beiden Punkten A und B aus gesehen erscheint, also gleich dem Winkel zwischen BM und der Parallele zu AM durch B. Er heißt daher auch Parallaxenwinkel (Abb. 3). Einer der beiden weiteren Winkel - BAM oder MBA - muss außerdem gemessen werden. Die Genauigkeit dieser Messung ist unkritisch für die Genauigkeit des Ergebnisses, besonders wenn der Wert des Winkels nahe 90 Grad liegt. Mithilfe des Sinussatzes ergeben sich die gesuchten Längen der Seiten MA oder MB. Um die Entfernung des Mondmittelpunktes vom Erdmittelpunkt und nicht von einem Punkt der Erdoberfläche zu erhalten, wäre weiterer Aufwand nötig. Dies erscheint angesichts der erzielbaren Messgenauigkeit jedoch nicht sinnvoll. Das Vorgehen sollte für Schülerinnen und Schüler, die gerade den Sinussatz am ebenen Dreieck verstanden haben, gut nachvollziehbar sein. Jüngere Schülerinnen und Schüler können die Anwendung des Sinussatzes möglicherweise durch eine Dreieckskonstruktion ersetzen, die aber sehr präzise sein muss, da der Parallaxenwinkel naturgemäß recht klein ist. Kenntnisse über astronomische Koordinatensysteme oder sphärische Trigonometrie sind nicht nötig. Es sollte Wert darauf gelegt werden, alle Schritte durch manuelle Tätigkeiten an einem räumlichen Modell (Globus mit aufgesetztem Horizontsystem, Mond in einiger Entfernung davon) zu veranschaulichen. Hinweise zur Aufnahme der Fotos Wir haben den Parallaxenwinkel pi auf fotografischem Weg gemessen. Ideal für die Auswertung ist ein Paar von zwei Aufnahmen des Mondes und der Hintergrundobjekte - hier Jupiter und Saturn -, die an den beiden Positionen A und B exakt zum gleichen Zeitpunkt gemacht werden. Wenn merklich Zeit zwischen den Aufnahmen liegt, weil zum Beispiel die Bewölkung an den Aufnahmestandorten dies erzwingt, könnte das Ergebnis durch die Bewegung des Mondes vor dem Hintergrund (etwa 15 Grad in 24 Stunden) verfälscht werden. Sollte diese Gefahr bestehen, so fotografiert man an einem oder an beiden Standorten mehrfach zu verschiedenen Zeitpunkten, etwa in jedem geeigneten Wolkenloch, und rekonstruiert dann jeweils die Position des Mondes für einen vereinbarten Zeitpunkt aus diesen Aufnahmeserien durch eine lineare Interpolation. Auswertung der Fotos Legt man zwei zeitgleich entstandene Bilder von den Standorten A und B so übereinander, dass die beiden Planetenbilder aufeinander liegen, so sind die Mondbilder gegeneinander verschoben. Diese Verschiebung kann man in den Parallaxenwinkel pi umrechnen, wenn man einen passenden Umrechnungsfaktor hat. Man erhält ihn aus einer Messung des Winkelabstandes delta der beiden Hintergrundobjekte am Himmel und dem Abstand ihrer Abbilder auf den auszuwertenden Fotos. Der Parallaxenwinkel ergibt sich dann per Dreisatz. Zur Kontrolle des Verfahrens kann man damit den Winkeldurchmesser des Mondes bestimmen: er muss etwa 0,5 Grad betragen. Messung des Winkels zwischen den Planeten Für die Messung des Winkels delta zwischen den Planeten Jupiter und Saturn haben wir in unserem Projekt einen improvisierten "Jakobsstab" benutzt (Abb. 4). Er besteht aus Stativmaterial und Längenmessgeräten aus der Physik-Sammlung. Das Durchblicksloch sollte möglichst klein sein. Man schaut durch die Öffnung und verschiebt die Markierungen auf dem Querstab so lange, bis die Peilung zu den Planeten passt. Dann lässt sich der Winkel delta messen beziehungsweise errechnen. Diese Winkelmessung sollte etwa zeitgleich mit den fotografischen Aufnahmen erfolgen. Messung von Azimut- und Höhenwinkel zum Aufnahmezeitpunkt Während wir zur Messung des Parallaxenwinkels pi mindestens zwei zeitgleich aufgenommene Fotografien von verschiedenen Standorten benötigen, kann der zweite Winkel im Dreieck an nur einem der Beobachtungsorte, zum Beispiel am Punkt A, ermittelt werden. Dazu bestimmt man die Position des Mondes im Horizontsystem (Azimut- und Höhenwinkel) zum Aufnahmezeitpunkt. Daraus lässt sich später der Winkel zwischen den Verbindungslinien zum Mond und zum zweiten Standort B mithilfe eines Globus ermitteln. Das kann man so machen: Man legt eine ebene, leichte und dünne Platte, zum Beispiel eine Winkelmessscheibe, wie sie für Schülerübungen in der Optik verwendet wird, horizontal ausgerichtet (Wasserwaage, Dosenlibelle, Untertasse voll Wasser ... ) auf eine feste Unterlage und markiert darauf mithilfe eines Kompasses die Nord-Süd-Richtung. Dabei muss unbedingt die lokale Missweisung beachtet werden, besonders wenn ein Partner im südlichen Afrika beteiligt ist. Dort erreicht nämlich die Missweisung auf Grund einer geomagnetischen Anomalie beträchtliche Werte. Durch ein Lot vom Himmelspol auf den Horizont oder mithilfe einer Landkarte und Landmarken am Horizont lässt sich das Ergebnis überprüfen. Nun befestigt man mit Knetgummi auf dieser Linie das Ende eines dünnen Stäbchens, zum Beispiel einen Schaschlik-Spieß, und richtet das Stäbchen genau auf den Mond, sodass es im Mondlicht keinen Schatten mehr wirft. Dann kann man den Höhenwinkel eta und den Azimutwinkel gamma mit einem Geodreieck messen (Abb. 5). Diese Messung muss man für jeden Aufnahmezeitpunkt wiederholen und protokollieren. Natürlich kann man für die Messungen von Azimut und Höhe auch einen vertikal stehenden Schattenstab benutzen. Dann lässt sich der Azimutwinkel direkt auf der Winkelmessscheibe ablesen. Der Höhenwinkel muss aus der Schattenlänge und der Stablänge berechnet oder an einem Faden von der Stabspitze zum Ende des Stabschattens abgelesen werden. Auch einen Theodolithen kann man verwenden, wenn man damit einen hinreichend großen Höhenwinkel messen kann. Rekonstruktion der Richtungen und Winkelmessung am Globus In einem letzten Schritt wird nun mit doppelseitigem Klebeband die Platte mit der Vorrichtung zur Bestimmung von Höhen- und Azimutwinkel auf einem Globus am Aufnahmeort A angeklebt. Auf den Ort A fällt der Fußpunkt A' des Stäbchens. Dann liegt die Platte in der Tangentialebene an den Globus in A, also in der Horizontebene von A (Abb. 6). Natürlich muss auch die Nord-Süd-Linie die Tangente an den Längenkreis durch A bilden. Wenn nun Azimut- und Höhenwinkel noch oder wieder passend eingestellt sind, so wird die Position des Mondes relativ zum Globus bei der Aufnahme reproduziert. Eine große "Schiebelehre" wird nun so angelegt, dass die Spitzen ihres "Schnabels" auf den Punkten A und B liegen. Ihre Kante bildet mit dem Stäbchen den gesuchten Winkel alpha, der nun mit einem Geodreieck gemessen werden kann (Abb. 7). Nicht notwendig, aber sehr sinnvoll ist es, auch am Ort B den Azimut- und den Höhenwinkel zum Aufnahmezeitpunkt zu messen und die Richtung zum Mond von Punkt B aus ebenfalls auf dem Globus zu rekonstruieren. Wenn diese Richtungen dann sehr voneinander abweichen, ist irgendwo ein Fehler passiert. Wir haben auf diese Weise die große Kompassmissweisung in Johannesburg "entdeckt". Bestimmung von Azimut- und Höhenwinkel aus Tabellendaten Falls Azimut- und Höhenwinkel nicht messbar sind, kann man sie aus Tabellenwerten der Mondephemeriden, der geographischen Breite und der Sternzeit des Aufnahmeortes rekonstruieren. Das gelingt - wenn auch etwas mühsam - mit den Formeln der sphärischen Geometrie. Zwar nicht so genau, aber anschaulicher und für Schülerinnen und Schüler nicht nur manuell begreifbarer, ist ein Kartonmodell. Abb. 8 zeigt die Mondposition (rotes Kügelchen) im Horizontsystem von Thessaloniki am 12. November 2000 um 20:00 Uhr Weltzeit. Dazu wurde auf der Horizontebene zunächst ein Sektor der Äquatorebene um den Winkel von 90 Grad minus geographische Breite gegenüber der Horizontebene geneigt aufgeklebt. Auf der Äquatorebene sind aus gelbem Karton zwei orthogonal zueinander stehende Sektoren für den Stundenwinkel und die Deklination des Mondes befestigt. Die Deklination des Mondes (hier 18 Grad) erhält man aus einem astronomischen Jahrbuch (Kosmos Himmelsjahr, Ahnerts Astronomisches Jahrbuch), ebenso die Rektaszension (hier 4 h 08 min). Der Stundenwinkel ergibt sich dann aus der Beziehung Stundenwinkel = Sternzeit - Rektaszension. Mit der Sternzeit 1 h 01 min, die man ebenfalls einem Jahrbuch entnimmt und auf den Aufnahmeort und -zeitpunkt umrechnet, erhält man den Stundenwinkel von -3 h 07 min, wie in Abb. 8 näherungsweise abzulesen ist. Mit einem Geodreieck misst man nun Azimut- und Höhenwinkel im Horizontsystem. Das Kartonmodell kann man anstelle der Winkelmessscheibe mit dem Schaschlikstäbchen zur Auswertung auch direkt auf den Globus kleben. Prinzipiell macht man dabei allerdings einen kleinen Fehler: Die Angaben für Deklination und Rektaszension beziehen sich auf einen Beobachter im Erdmittelpunkt, während das Kartonmodell auf der Erdoberfläche sitzt. Der so ermittelte Winkel BAM wird also entsprechend verfälscht. Der Fehler dürfte aber angesichts der begrenzten Genauigkeit des Modells zu vernachlässigen sein. Die Länge der Dreiecksseite AB, das heißt die Entfernung zwischen den Beobachtungspunkten wird, wie in Abb. 7 gezeigt, mit einer großen Schiebelehre auf einem Globus ausgemessen und mithilfe des Globus-Maßstabes berechnet. Die Entfernung BM ergibt sich nun leicht aus dem Sinussatz: Es ist sinnvoll, an dieser Stelle weitere Werte für pi, alpha und die Länge von AB in die Berechnung der Mondentfernung einzusetzen und die Auswirkungen auf das Ergebnis zu diskutieren. Dabei sollte sich als kritische Größe der Parallaxenwinkel herausstellen. Beobachtungsnacht Um sicher auswertbares Fotomaterial zu erhalten, wurde die Begegnung des Mondes mit den Planeten Jupiter und Saturn im Abstand von vier Wochen in zwei Vollmondnächten dokumentiert. Am 12. November 2000 standen neun Kollegen in Brasilien, Südafrika, Griechenland und Deutschland mit ihren Schülerinnen und Schülern bereit, um den Mond und die beiden Planeten zu fotografieren. Allerdings spielte das Wetter nur in Thessaloniki und Johannesburg mit: Lediglich Max Ruf (Deutsche Schule Johannesburg) und Wolfgang Hofbauer (Deutsche Schule Thessaloniki) gelangen auswertbare Aufnahmen. Die folgenden vier Abbildungen zeigen je zwei Bilder von diesen Standorten. Das jeweils erste zeigt die Originalaufnahme mit den ergänzten Aufnahmedaten. In der jeweils zweiten Abbildung ist das digitalisierte Foto mit einem Bildbearbeitungsprogramm zu einer Schwarz-Weiß-Grafik verarbeitet worden. Der Grauton, bei dem die Entscheidung zwischen Schwarz und Weiß liegt, wurde dazu so gewählt, dass der Mondrand optimal zu erkennen ist. Damit die Planeten Jupiter und Saturn bei der Bildbearbeitung nicht verloren gingen, wurden diese vorher retuschiert. Winkelabstand und geographische Koordinaten Den Winkelabstand Jupiter-Saturn hat Max Ruf in Johannesburg zu delta = 10,5° gemessen. Die geographischen Koordinaten der Aufnahmeorte sind: Johannesburg: 26° 12' südlicher Breite, 28° 06' östlicher Länge Thessaloniki: 40° 36' nördlicher Breite, 23° 06' östlicher Länge Bilder aus Johannesburg Bilder aus Thessaloniki Bestimmung der Mondparallaxe am Bildschirm Abb. 13 zeigt eine Montage, in der die beiden Aufnahmen aus Abb. 10 und Abb. 12 so gedreht und zentrisch gestreckt wurden, dass die Verbindungsstrecken Jupiter-Saturn horizontal liegen und gleich lang sind. Nun können die Schülerinnen und Schüler die Mondparallaxe am Bildschirm mit der folgenden Anleitung ermitteln: Markiere auf dem Monitor mit einem abwaschbaren Folienschreiber die Positionen von Jupiter, Saturn und Mond aus der oberen Aufnahme. Verändere nicht die Position deines Kopfes! Schiebe das zweite Bild mithilfe der Scroll-Leiste auf dem Bildschirm in die Position, in der Jupiter und Saturn auf "ihren" Markierungen liegen. Zeichne den "zweiten Mond" auf den Bildschirm. Wenn die Scroll-Funktion zu grob arbeitet, kopiere das Bild zuerst auf eine leere neue Seite eines Webseiten-Editors oder eines Bildbearbeitungsprogramms. Verfahre dann so, wie oben beschrieben. Bestimme auf dem Bildschirm den Abstand Jupiter-Saturn und den Abstand der Mondbilder. Der Abstand Jupiter-Saturn entspricht einem Winkelabstand von [ ... ] Grad. Berechne per Dreisatz den Winkelabstand pi der beiden Mondbilder. Bestimmung der Mondparallaxe mithilfe von Ausdrucken Alternativ zu der beschriebenen Bestimmung der Mondparallaxe am Bildschirm können Ausdrucke der Bilder durch die entsprechende Funktion des Druckprogramms auf den gleichen Abstand Jupiter-Saturn gebracht werden. Man kann dazu auch einen Fotokopierer verwenden. Ein Bild wird auf eine Folie kopiert oder per Hand übertragen. Dann wird die Folie auf das zweite Bild gelegt und die Mondparallaxe wie zuvor beschrieben bestimmt. In der Physik-AG der IKS Neumünster haben wir die beiden Fotos vom 12. November 2000 aus Thessaloniki und Johannesburg ausgedruckt und übereinander gelegt. Jupiter und Saturn hatten dort einen Abstand von 171 Millimetern. Die beiden Mondpositionen lagen 18 Millimeter voneinander entfernt. Daraus ergab sich ein Parallaxenwinkel von pi = 10,5° (18 / 171) = 1,1°. Am großen Globus aus dem Erdkunde-Fachraum haben wir als nächstes die Richtung zum Mond von Thessaloniki aus mithilfe der Winkelmessscheibe rekonstruiert (Abb. 14a) und den Winkel Johannesburg-Thessaloniki-Mond zu 103 Grad gemessen. Gleichzeitig ergab sich der Abstand Johannesburg-Thessaloniki zu 36,4 Zentimetern bei einem Globusdurchmesser von 63,2 Zentimetern (Abb. 14b). Mit dem Erddurchmesser von 12.740 Kilometern konnten wir die wahre Entfernung JT Johannesburg-Thessaloniki errechnen: 12.740 km (36,4 / 63,2) = 7.340 km Um den Sinussatz anwenden zu können, benötigten wir noch den Winkel Mond-Johannesburg-Thessaloniki. Er betrug 180° - 103° - 1,1° = 75,9°. Nun konnten wir alles in den Sinussatz einsetzen und erhielten die Entfernung TM Thessaloniki-Mond: (sin 75,9° / sin 1,1°) 7.340 km = 372.500 km. Fertig (Abb. 15)! Später haben wir erfahren, dass der von uns benutzte Messwert von 85 Grad für den Azimutwinkel um 10 Grad zu groß war. Er beträgt nur 75 Grad. Dadurch muss mit einem kleineren Basiswinkel gerechnet werden. Da dieser nahe bei 90 Grad liegt, wo die Sinuskurve nur eine geringe Steigung hat, wirkt sich dieser Fehler aber kaum auf das Ergebnis aus. Der Mond liegt zwar - in astronomischen Maßstäben - vor unserer Haustür. Dennoch ist die in Zahlen gefasste Entfernung nicht mehr anschaulich. Hilfreicher sind für die Veranschaulichung sind grafische Darstellungen, wie zum Beispiel die folgenden, die uns der Amateur-Astronom Thomas Borowski freundlicherweise zur Verfügung gestellt hat:

Eine Milliarde Kilometer von der Sonne entfernt umkreist ein winziger Mond namens Enceladus den Saturn. Enceladus ist eines der hellsten Objekte im Sonnensystem. Vermutungen zufolge sollen sich auf ihm Ozeane mit heißem, flüssigem Wasser befinden. Könnte Enceladus demnach Heimat für außerirdisches Leben sein?Durch Hinweise der Weltraumsonde Cassini vermutet man Ozeane heißen Wassers auf Saturns Eismond Enceladus. Könnte sich in diesen Ozeanen außerirdisches Leben befinden? In dieser Unterrichtseinheit wenden die Lernenden ihr Wissen über das Verhalten von Wasser in flüssigem und gefrorenem Zustand an, um die Beweise für oder gegen die Existenz flüssigen Wassers auf Enceladus abzuwägen. Anschließend entscheiden sie, ob es sinnvoll ist, eine zweite Raumsonde ins Weltall zu schicken, die nach außerirdischem Leben auf diesem Eismond sucht. Bezug zum Lehrplan Wissenschaftliches Arbeiten Experimentelle Fähigkeiten und Recherchen: Interpretation von Beobachtungen und weiteren Daten und Darstellung begründeter Erklärungen Physik Materie: Die Unterschiede der Partikelanordnungen erklären Zustandsänderungen, Form und Dichte sowie die Dichteanomalie von Eiswasser. Chemie Partikel: Beschreibung der wichtigsten Merkmale des Partikelmodells in Bezug auf Zustände der Materie. Ablauf Ablauf der Unterrichtseinheit "Enceladus" Der Ablauf der Unterrichtssequenz "Gibt es Leben auf Enceladus?" ist auf dieser Seite übersichtlich für Sie zusammengestellt. Die Schülerinnen und Schüler lernen, wie durch Partikelanordnungen die Eigenschaften flüssigen Wassers und Eis erklärt werden können. bewerten die Bedeutung eines Beweises für eine Schlussfolgerung. Über das Projekt Das Projekt ENGAGE ist Teil der EU Agenda "Wissenschaft in der Gesellschaft zur Förderung verantwortungsbewusster Forschung und Innovation" (Responsible Research and Innovation, RRI). ENGAGE Materialien werden durch das von der Europäischen Kommission durchgeführte Projekt ENGAGE als Open Educational Resources herausgegeben. Erste Aufgabe Zeigen Sie Folie 2 der PowerPoint-Präsentation (PPT), um Enceladus vorzustellen, ein Mond des Saturns. Die Schülerinnen und Schüler sollen paarweise Vermutungen anstellen, warum der Mond so hell ist. Bitten Sie um Feedback. Zeigen Sie Folie 3 der PPT und erklären Sie, dass die eisige Oberfläche von Enceladus 99 Prozent des Sonnenlichts reflektiert, das auf ihm ankommt. Aus diesem Grund erscheint er so hell. Eruieren Sie den Schmelzpunkt des Wassers auf der Erde (0 ºC) und bitten Sie die Schülerinnen und Schüler um Vorschläge, wo sich das flüssige Wasser auf Enceladus befinden könnte. Überprüfen Sie, ob die Lernenden den Unterschied der Partikelanordnung in einer typischen Substanz in ihrem festen und flüssigen Zustand kennen. Zeigen Sie Folie 4 der PPT, um eine Theorie über die Ursprünge des Lebens auf der Erde zu präsentieren. Könnten auf Enceladus ähnliche Quellen unterhalb der Wasseroberfläche vorkommen? Könnte sich auf diesem Mond außerirdisches Leben befinden? Wenn Sie möchten, können Sie einen Videoclip über Enceladus und sein Potential für die Entwicklung von Leben zeigen. Stellen Sie anschließend die Lernziele auf Folie 5 der PPT vor. Beweise zuordnen Zeigen Sie Folie 6 der PPT und erzählen Sie den Schülerinnen und Schülern von Cassini, einer Roboter-Weltraumsonde, die seit 2004 täglich einen Datenstrom aus dem System des Saturns schickt. Die Folie stellt zwei Schlussfolgerungen dar, die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler aus diesen Daten gewonnen haben. Zeigen Sie Folie 7 der PPT und definieren Sie die Aufgabe. Die Schülergruppen analysieren die im Klassenzimmer aufgehängten Beweiskarten (SI1a-h) und entscheiden, welcher Beweis für oder gegen die Schlussfolgerung, es gäbe heißes Wasser auf Enceladus, spricht. Sie sollen den Titel jeder Beweiskarte in eines der Kästchen auf Folie SI2 schreiben. Die vorgeschlagenen Antworten lauten: Beweis für die Schlussfolgerung - A, B, C, E, F, H Beweis gegen die Schlussfolgerung - D, G Bearbeitung der Aufgaben Die Schülergruppen lösen nun Aufgabe 3 auf Folie 7 der PPT. Es existiert nicht die eine richtige Antwort - es liegt an den Lernenden, die Beweise für sich selbst abzuwägen. Einzelne Schülerinnen und Schüler können Aufgabe 4 auf Folie 7 der PPT lösen, um eine Bewertung für individuelles Lernen zu erhalten. Zeigen Sie Folie 8 der PPT. Die Schülergruppen oder die gesamte Klasse sollen darüber diskutieren, ob es sich lohnt, eine weitere Weltraumsonde auf Enceladus landen zu lassen, um nach außerirdischem Leben zu suchen. Während der Diskussion werden weitere Fragen auftauchen, wie zum Beispiel: Welchen Nutzen hätte es für verschiedene Personengruppen, wenn sich auf Enceladus Lebewesen befinden? Wie viel kostet es, eine Raumsonde zu diesem Mond zu schicken? Wann könnten Wissenschaftler mithilfe der Daten der Raumsonde diese Frage beantworten?

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

In dieser Unterrichtseinheit wird anhand verschiedener Beispiele zu ein- und mehrstufigen Raketen aufgezeigt, wie es zum einen möglich wird, Satelliten in eine erdnahe Umlaufbahn zu bringen und zum anderen, welche Voraussetzungen gegeben sein müssen, um den Anziehungsbereich der Erde – beispielsweise für Flüge zum Mond – zu verlassen. Dazu werden die kosmischen Geschwindigkeiten herangezogen, wobei die 3. kosmische Geschwindigkeit es auch ermöglicht, die Anziehungsbereiche von Erde und Sonne zu verlassen. Dieses Material ist eine direkte Anknüpfung an die Unterrichtseinheit "Raketenphysik: Herleitung der Raketengrundgleichung" . An verschiedenen Beispielen mit ein- bis dreistufigen Raketen wird den Lernenden gezeigt, wie man die Raketengrundgleichung für die verschiedenen Aufgabenstellungen anwenden kann. Dabei lernen die Schülerinnen und Schüler neben machbaren und bereits vielfältig durchgeführten Missionen mit Raketen zum Mond und auch zum Mars die Grenzen der Raumfahrt kennen. So erfahren sie, dass interstellare Missionen mit Raketen in die tiefen und extrem weit entfernten Bereiche des Weltalls auch in Zukunft – trotz ständig sich verbessernder technischen Möglichkeiten – aufgrund physikalischer Gegebenheiten wohl nicht möglich sein werden. Raketenphysik: Bedeutung für den Unterricht Die große Bedeutung von Impuls und Impulserhaltungssatz kommt gerade beim Raketenflug im Weltraum voll zum Tragen. So kann gezeigt werden, dass Bewegungen im luftleeren Weltraum allein durch die im Impulserhaltungssatz enthaltenen Gesetzmäßigkeiten ablaufen – auch ohne die uns vertrauten irdischen Kräfte, wie zum Beispiel die Reibungskraft, die für eine Fortbewegung beim Gehen oder Fahren unbedingt nötig sind. Vorkenntnisse Vorkenntnisse von Lernenden können insofern vorausgesetzt werden, dass die Nutzung des Weltraums durch stationäre und uns permanent umkreisende Satelliten ebenso bekannt sein sollte – zum Beispiel die internationale Raumstation ISS , die unsere Erde in einem 90-minütigen Turnus umkreist. Didaktische Analyse Die Möglichkeit der Fortbewegung im luftleeren Raum durch Raketen bildet die Basis für prinzipielle Möglichkeiten zu Raketenflügen über große Distanzen. Allerdings dürfen die physikalischen Grenzen und damit verbundenen technischen Möglichkeiten beim Verlassen – etwa des Sonnensystems – nicht übersehen werden. Methodische Analyse Flüge zum Mond wurden nur möglich durch den Bau mehrstufiger Raketen wie der über 100 m hohen Saturn V Rakete der amerikanischen NASA – mit einstufigen Raketen wäre der Mond nicht zu erreichen gewesen. Diese physikalischen Notwendigkeiten genau zu erläutern, ist von entscheidender Bedeutung für das Verständnis der physikalischen Gegebenheiten und Unterschiede zwischen dem Aussetzen von erdnahen Satelliten und Flügen, mit denen man die Anziehungskraft der Erde und eventuell auch der Sonne überwinden muss. Fachkompetenz Die Schülerinnen und Schüler kennen die Abläufe und Unterschiede bei Raketenflügen in die verschiedenen Regionen des Weltalls. können die unterschiedlichen Fragestellungen mit mathematisch präzisen Formeln unterlegen. wissen um die Bedeutung von Differential- und Integralrechnung für die Raketenphysik. 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 Paar- 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 fachliches Wissen, um mit anderen Lernenden, Eltern und Freunden wertfrei diskutieren zu können.

Das physikalische Standardthema Dopplereffekt wird durch den Bezug zu einem spannenden astronomischen Forschungsgebiet „gewürzt“. Neben Freihandexperimenten kommt auch ein Java-Applet zum Einsatz, mit dem man mit Sternen und Planeten "experimentieren" kann.Die Suche nach fremden Welten, die womöglich auch intelligentes Leben beherbergen, ist ein Faszinosum. Für die Einführung des Dopplereffekts bietet das aktuelle Forschungsgebiet der spektroskopischen Suche nach extrasolaren Planeten deshalb eine sehr gute Gelegenheit, Schülerinnen und Schüler zu motivieren. Die hier vorgestellte Unterrichtseinheit wurde im Rahmen des Projektes Wissenschaft in die Schulen! erstellt. Der Dopplereffekt ist in vielen Bundesländern Bestandteil der Lehrpläne. In Bayern steht er zum Beispiel im Rahmen der Akustik (Jahrgangsstufe 11) sowie in der Lehrplanalternative Astronomie (Jahrgangsstufe 13) auf dem Programm. In Baden-Württemberg kann er als Phänomen bei elektromagnetischen Wellen behandelt werden. Unterrichtsverlauf und Materialien Vorkenntnisse, Hinweise zum Unterrichtsablauf und alle Materialien im Überblick (Grafiken, Applets und Arbeitsblatt) Die Schülerinnen und Schüler sollen Phänomenologisch in das Thema des akustischen Dopplereffekts eingeführt werden. ihr erworbenes Wissen durch Analogiebetrachtung auf den optischen Dopplereffekt übertragen. Thema Der Dopplereffekt und die Entdeckung von Exoplaneten Autoren Dr. Olaf Fischer Fach Physik, Astronomie Zielgruppe Sek II Zeitraum 2 Stunden Technische Voraussetzungen Rechner mit Internetzugang in ausreichender Anzahl oder Präsentationsrechner mit Beamer; Browser mit aktiviertem Javascript; Java Runtime Environment (kostenloser Download) Planung Der Dopplereffekt und die Entdeckung von Exoplaneten Folgende Themen sollten im Unterricht bereits behandelt worden sein: Schallwellen und elektromagnetische Wellen Grundbegriffe der Wellenlehre Zusammenhang zwischen Frequenz und Wellenlänge Spektrum, Absorptionslinien Planetenbewegung Schwerpunkt Sinusfunktion Aufbau der Stunde Der Dopplereffekt soll als Phänomen eingeführt werden, das bei verschiedenen Wellenformen (Licht- und Schallwellen) auftritt. Man beachte dabei, dass der Dopplereffekt aber kein spezifisches Wellenphänomen ist. In der Einstiegsphase der Unterrichtseinheit dient die Betrachtung von Lichtwellen ferner Sternen zunächst "nur" der Motivation (Projektion von Exoplaneten in künstlerischer Darstellung, siehe Materialien). Danach wird der Dopplereffekt anhand von Schallwellen "erlebt" (Freihandexperimente mit der Stimmgabel) und kann einfach erklärt werden, bevor man sich wieder dem Licht der Sterne zuwendet. Eine ausführliche Darstellung des möglichen Unterrichtsverlaufs und Vorschläge zum Einsatz der Materialien finden Sie in dem Der Dopplereffekt und die Entdeckung von Exoplaneten . Analogiebetrachtung - akustischer und optischer Dopplereffekt Die Analogiebetrachtung zwischen den beiden Wellentypen spielt für den Erkenntnisgewinn und bei der Ergebnissicherung eine wesentliche Rolle. Sie findet in der tabellarischen Aufzeichnung an der Tafel beziehungsweise im Arbeitsblatt der Schülerinnen und Schüler ihren Niederschlag (dopplereffekt_exoplaneten_tabelle.rtf). Wichtig ist, dass den Lernenden die Grenzen der Analogie mit der gleichen Wertigkeit wie die Analogie selbst vermittelt werden. Für den Dopplereffekt ist die Betrachtung von Relativbewegungen von Sendern (und Empfängern) wichtig. Der Übergang vom einfachsten Fall (geradlinige Bewegung mit konstanter Geschwindigkeit) zu einer von außen betrachteten Kreisbewegung mit konstanter Bahngeschwindigkeit (Blickrichtung in der Kreisbahnebene) stellt eine hohe Anforderung dar. Es gilt die für den Dopplereffekt verantwortliche Radialgeschwindigkeitskomponente zu erkennen. Die Physik in der Schule lebt von Experimenten, die "leibhaftig" stattfinden und damit sinnliche Eindrücke hinterlassen. Für die Einführung des Dopplereffektes sind Freihandexperimente mit der Stimmgabel sehr gut geeignet. Java-Applets, die im Internet kostenfrei zur Verfügung stehen (zum Teil auch als Download), erlauben eine für die Abstraktion wichtige Veranschaulichung der physikalischen Zusammenhänge. So können die Schülerinnen und Schüler zum Beispiel mithilfe eines Java-Applets von Rob Scharein die Auswirkungen des Doppler-Effektes bei verschiedenen Sternen und Planeten (Sonne-Erde, -Jupiter, -Saturn, -Uranus, 51 Pegasi, Gliese 86) "experimentell" untersuchen. Abb. 1 (Platzhalter bitte anklicken) zeigt einen Screenshot des Applets. Jupiter ist blau, die Sonne weiß und der gemeinsame Schwerpunkt als roter Punkt dargestellt.

In diesem Unterrichtsprojekt veranschaulichen die Schülerinnen und Schüler unsere "Adresse im Sonnensystem" eindrucksvoll durch ein selbst erstelltes und geeignet skaliertes Modell des Sonnensystems in der vertrauten Umgebung des Schulhofs.Wenn das Modell der Sonne an einem zentralen Ort in der Schule platziert wird, reichen die inneren Planeten meist bis auf den Sportplatz. Die äußeren Planeten können in einer Google Earth-Karte "virtuell verortet" werden. Die Lernenden untersuchen in dem hier vorgestellten Projekt nicht nur die Entfernungen innerhalb des Sonnensystems, sondern erkunden auch die Größen- und Massenverhältnisse der Himmelskörper vor unserer astronomischen Haustür.Die Lernenden entwickeln in diesem Projekt ein verkleinertes Abbild unseres Sonnensystems mit seinen Planeten und Monden. Um die riesigen Entfernungen anschaulich darzustellen, wird der Durchmesser der Sonne auf einen Meter festgelegt. In diesem Maßstab werden dann die Durchmesser und Umlaufbahnen der Planeten sowie ihrer Monde berechnet. Mit geeigneten Materialen (Styropor und Papierkugeln, Fäden und Namensschildchen) soll ein Modell des Sonnensystems gebaut und auf dem Schulgelände ausgestellt werden. Hinweise zum Unterrichtsverlauf und Materialien In arbeitsteiliger Gruppenarbeit recherchieren die Lernenden mithilfe von Lexika, Atlanten und des Internets die benötigten Daten, rechnen sie um und stellen sie in Modellen dar. Die Schülerinnen und Schüler lernen die Größenordnungen (Abstände und Massen) im Sonnensystem kennen. können die betrachteten Größen im richtigen Maßstab umrechnen. können geeignete Modelle auswählen oder selbst basteln. lernen die Eigenschaften und Besonderheiten der Planeten unseres Sonnensystems kennen und können sie in Steckbriefen präsentieren. entwickeln Gedichte, Bilder oder andere kreative Darstellungen zum Thema. können im Internet und in Büchern recherchieren. können mit Google Earth Distanzen bestimmen und Markierungen setzen. 1. Entfernungen im Sonnensystem - eine Landkarte Wenn die Sonne einen Durchmesser von einem Meter hätte, in welchem Abstand würden dann die Planeten um sie kreisen? Die Schülerinnen und Schüler tragen ihre Ergebnisse in eine Landkarte ein. Für die Sonne wird ein geeigneter Standort auf dem Schulgelände gewählt. Während die inneren Planeten noch vor der Haustür der Schule liegen, werden die Entfernungen der äußeren Planeten mithilfe von Google Earth virtuell verortet (Abb. 1, Platzhalter bitte anklicken) 2. Massenverhältnisse im Sonnensystem Wenn die Sonne soviel wie eine Tonne wiegen würde (dies entspricht dem Gewicht von einem Kubikmeter Wasser), wie viel Gramm würden dann die Planeten wiegen? Die Massenverhältnisse der Planeten werden mithilfe geeigneter Materialien veranschaulicht, zum Beispiel mit der Füllung von Gefäßen. 3. Erde und Mond Wenn die Erde einen Durchmesser von 50 Zentimetern hätte, wie groß wäre dann der Mond und in welchem Abstand würde er die Erde umkreisen? Die Lernenden basteln ein maßstabsgetreues Erde-Mond-System und verbinden die Himmelskörper mit einer Schnur. 4. Vergleich der Durchmesser der Himmelskörper Wenn die Sonne einen Meter groß wäre, wie groß wären dann die Planeten? Zur Veranschaulichung der Ergebnisse erstellen die Schülerinnen und Schüler zweidimensionale Planetenmodelle und kleben sie auf einer ein Meter großen Sonnenscheibe auf (Abb. 2). Die übrigen Gruppen beschäftigen sich mit einzelnen Planeten-Mond-Systemen. Wenn die Sonne einen Meter groß wäre, wie groß wären die Planeten der Monde und in welchen Abstand würden sie um ihre Planeten kreisen? Die Monde eines Planeten werden auf einer dünnen Angelschnur im Modellabstand aufgereiht, mit einem Namensschildchen versehen und an ihrem Planeten befestigt. Zur Größenordnung der Modelle: Jupiter hat bei einem Maßstab von 1:1,4 Milliarden einen Durchmesser von etwa 10 Zentimetern. Merkur ist dann gerade einmal 3 Millimeter groß. Die Jupitermonde liegen in der Größenordnung von Merkur (tatsächlich ist Kallisto fast gleich groß, Ganymed sogar größer). Die kleinen Monde lassen sich zum Beispiel mit kleinen Perlen oder Stecknadeln darstellen. Die gebastelten Planeten-Mond-Systeme werden in der Schule aufgehängt. Als Sonnenmodell kann ein Sitzball oder Ballon entsprechender Größe verwendet werden. Zu jedem Himmelskörper wird auch ein Steckbrief beziehungsweise ein Plakat erstellt und ebenfalls im Schulgebäude ausgestellt (Abb. 3). 5. Merkur, Venus, Mars und Erde 6. Jupiter 7. Saturn 8. Uranus 9. Neptun und die Zwergplaneten Pluto und Sedna

Diese Unterrichtseinheit zum Thema Planets spricht das Sachinteresse von Grundschülerinnen und Grundschülern an und ist besonders geeignet zum fächerübergreifenden Arbeiten. Ein englischsprachiges Internetangebot mit animierten, interaktiven Grafiken lässt sich dafür gut einsetzen.Die Kinder haben in dieser Englisch-Unterrichtseinheit zum Weltraum und den Planeten Gelegenheit, ihr Sach- und Sprachwissen durch eine übersichtlich gestaltete interaktive Grafik und kurze Informationstexte zu erweitern. Mithilfe von Bild- und Textinformationen erstellen sie auf einem Arbeitsblatt eigene kurze Beschreibungen zu einem oder mehreren Planeten ihrer Wahl in Rätselform. Die Rätsel werden zunächst als Textdateien gespeichert und dann mündlich in der Klasse vorgestellt. Zusätzlich können die Schülerinnen und Schüler im Internet Online-Spiele und Übungen zum Thema Planets im Internet bearbeiten. Lehrplanbezug Der Lehrplan Englisch legt verbindliche Erfahrungsfelder für das dritte und vierte Schuljahr fest. In Nordrhein-Westfalen beispielweise kann das Thema Planets dem Erfahrungsfeld "Eine Welt für alle - our environment" zugeordnet werden. Da das Weltall und die Planeten darüber hinaus Lehrplangegenstand sowohl im Deutsch- als auch im Sachunterricht ist, bietet sich das Thema zum fächerübergreifenden Arbeiten an. Im Englischunterricht kann man dem Thema inhaltlich besser gerecht werden, indem man visuelle Medien zur Unterstützung des sprachlichen Inputs nutzt - etwa mithilfe eines Internetangebots mit interaktiv gestalteten animierten Grafiken zum Sonnensystem. Sprachliche Fertigkeiten Bei dieser Art der didaktischen Aufbereitung werden alle vier Sprachfertigkeiten einbezogen: Sprechen, Hören, Lesen und Schreiben. Um das Primat des Mündlichen im Englischunterricht der Grundschule zu berücksichtigen, empfiehlt es sich, die Textarbeit mit dem Computer in die Unterrichtsreihe einzubetten und mündliche Phasen als Vor- und Nachbereitung zu planen. Ablauf der Unterrichtseinheit "Planets" Über diesen Link gelangen Sie zur Ablaufplanung der Unterrichtseinheit "Planets". Mit entsprechender Vorbereitung und gezielten Fragen und Aufgaben arbeiten Kinder trotz geringer sprachlicher Vorkenntnisse selbstständig im Internet. Fachkompetenzen Die Schülerinnen und Schüler lernen die englischen Namen für Planeten kennen. beschreiben Planeten mit einfachen Merkmalen. verstehen einfache Handlungsanweisungen auf Spaßseiten und führen sie aus. Medienkompetenzen Die Schülerinnen und Schüler nutzen eine animierte Grafik und Texte aus dem Internet als Informationsquelle. notieren eine Beschreibung beziehungsweise Stichwörter in einem Textdokument. rufen Spaß- und Bastelseiten auf und drucken sie aus. Vorkenntnisse zu Planeten In der Vorbereitungsphase werden die Namen der Planeten mehrfach von der Lehrperson genannt, bevor die Kinder sich in Partnerarbeit am Computer selbstständig mit dem Thema beschäftigen. Darüber hinaus sollten die Adjektive zur Beschreibung, zu Farben und Zahlen bekannt sein; die Redewendung "is close to" kann zu Beginn der Stunde eingeführt werden. Die Partnerinnen und Partner werden so gewählt, dass mindestens ein Kind Erfahrungen im Umgang mit dem Textverarbeitungsprogramm hat (in unserem Fall: Word). Organisation und Arbeitsformen Einstieg und Präsentation der Ergebnisse werden mit der ganzen Klasse durchgeführt, während die Erarbeitungsphase arbeitsteilig verläuft. Da in den meisten Klassenräumen nur wenige Computerarbeitsplätze zur Verfügung stehen, bietet es sich an, die Kinder in Partnerarbeit nacheinander arbeiten zu lassen. Die anderen Schülerinnen und Schüler bekommen in dieser Zeit Gelegenheit, zum gleichen Thema andere Aktivitäten auszuführen, wie etwa Bastelarbeiten nach englischsprachiger Anleitung. Einstieg in die Unterrichtseinheit "Planets" Die Lehrperson präsentiert ein Bild, das unser Sonnensystem zeigt, oder malt eine einfache Skizze an die Tafel, in der links ein Ausschnitt der Sonne und rechts die neun Planeten nebeneinander angeordnet sind. Einfache Fragen strukturieren die Hinführung zum Thema und bereiten die Arbeitsphase am Computer und die anschließende Präsentation vor: This is our solar system. How many planets are there? What is this? (point to the sun). What's the name of our planet / the planet we live on? What colour is our planet? Do you know why it looks blue? Do you know the names of the planets? Which planet is big, which one is small? The earth is close to Venus and to…? Which planet is cold, which one is hot? Why is Mercury so hot? Aussprachehilfen Die Namen der Planeten werden mehrmals im Laufe des Gesprächs wiederholt, da sich ihre Aussprache im Englischen zum Teil stark von der deutschen unterscheidet (Beispiel: Saturn). Die Kinder werden auch auf ein Online-Dictionary aufmerksam gemacht, das sie als zusätzliche Hilfe während ihrer Arbeit am Computer aufrufen können. Dort können sich durch Klick auf einen Lautsprecherbutton die Namen der Planeten vorsprechen lassen. Die Kinder schauen sich zunächst die Startseite mit dem Sonnensystem an, lesen die Namen der Planeten und prägen sich - gegebenenfalls mit Hilfe des Online-Wörterbuchs - die englische Aussprache ein. Durch Klick auf die einzelnen Planeten rufen sie kurze Informationstexte auf, überfliegen den Text und entscheiden sich für die Beschreibung und Vorstellung eines oder mehrerer Planeten: Venus is a small, rocky planet with a very hot surface. It has no moons. Jupiter is a very big planet. It has sixteen moons. Ausfüllen der Arbeitsblätter Die benötigten Angaben zu den Planeten schreiben die Kinder in das vorbereitete Text-Dokument. Dabei wird die Informationsentnahme anhand von Schlüsselwörtern geübt. Farbe und Größe der Planeten entnehmen die Kinder der Grafik, ebenso kann die Temperatur aufgrund der Entfernung der Sonne mit cold, warm oder hot angegeben werden. Kriterien, zu denen es in der Vorlage keine Angaben gibt, werden frei gelassen. Diese Sätze lassen die Schülerinnen und Schüler bei der Präsentation aus. Spiele und Übungen zum Thema planets Stehen genügend internetfähige Computer zur Verfügung, bekommen die Kinder Gelegenheit, Online-Spiele und -Übungen zum Sonnensystem und den Planeten aufzurufen. Die Spiele und Übungen sind weitgehend selbsterklärend. Dennoch sollte die Lehrperson die Texte mit den Kindern lesen, um sie mit den englischen Handlungsanweisungen vertraut zu machen. Am Ende der Unterrichtsreihe werden die Schülerinnen und Schüler aufgefordert, ihr Planetenrätsel der Klasse zu präsentieren. Dabei schlüpfen sie in die Rolle von Aliens und stellen sich selbst und die von ihnen gewählten Planeten mit ihren Charakteristika vor. Als Hilfe dienen die in der Textdatei gespeicherten Texte. Die Präsentation wird von den Kindern entweder einzeln oder in Partnerarbeit vorbereitet und eingeübt, wobei das Niveau der Darstellung breit gefächert ist. Hier zwei Beispiele: My name is ... - I'm from planet ….- It is cold/warm/small/big/blue/red … What's your name? Where are you from? Where do you live? What's the name of your planet? What's it like on your planet? Zur besseren Beobachtung und anschließenden Auswertung ist es hilfreich, die Monologe oder Dialoge mit dem Smartphone oder mit dem PC aufzunehmen. Während der Vorstellung werden zwei Kinder gebeten, die Beschreibungen ihrer Klassenkameradinnen und Klassenkameraden am Computer mit Hilfe der Informationstexte zu überprüfen.

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

Der Wechsel der Venusphasen und die Metamorphose vom Abend- zum Morgenstern bieten ein astronomisches Lehrstück und schulen das räumliche Verständnis."Sie loderte silbern, entsandte verfliegende Strahlen, brannte in Zacken, und eine längere Flamme schien gleich der Spitze eines Speeres obenauf ihr zu stehen" - so beschreibt Thomas Mann (1875-1955) die Erscheinung der Venus am Himmel über Kanaan in dem Roman "Joseph und seine Brüder". Nach Sonne und Mond ist unser Nachbarplanet das hellste Objekt am Himmel, aber nicht zu jeder Zeit: Bedingt durch die innerhalb der Erdbahn gelegene Umlaufbahn zeigt Venus verschiedene Phasen (Vollvenus, Halbvenus, Neuvenus) und dabei eine erhebliche Veränderung des scheinbaren Durchmessers. Zum Zeitpunkt ihres größten Glanzes erscheint Venus als breite Sichel. Informationen zur Sichtbarkeit des Planeten am Abendhimmel finden Sie unter Links und Literatur . Zur Vorbereitung der Beobachtung können mithilfe kostenfreier Planetarium-Software (z.B. Stellarium ) Simulationen durchgeführt und Sternkarten ausgedruckt werden. Beobachtung ohne optische Hilfsmittel Eine Beobachtung der Venus über einen längeren Zeitraum, insbesondere die "Metamorphose" vom Morgenstern zum Abendstern - bietet ein schönes astronomisches Lehrstück. Schülerinnen und Schüler können die Dynamik des Sonnensystems dabei ganz ohne optische Hilfsmittel erleben. Sie verstehen den Wandel vom Abend- zum Morgenstern als Projektion eines einfachen Manövers an die Himmelskugel: Venus überholt die Erde auf der "Innenbahn". Ausführliche Hinweise zur Beobachtung und Dokumentation von Planetenbewegungen über einen längeren Zeitraum finden Sie in dem Beitrag zur Allgemeine Hinweise zur Planetenbeobachtung . Beobachtung der Venusphasen Mit dem bloßen Auge sind im Laufe von Wochen und Monaten lediglich deutliche Veränderungen der Venushelligkeit erkennbar. Das zugrunde liegende Zusammenspiel von Venusgröße und -phase offenbart sich allerdings erst beim Blick durch optische Hilfsmittel. Wenn Sie keinen Zugriff auf ein Amateurteleskop haben, bietet sich ein Besuch in der nächsten Volkssternwarte an. Falls Sie Hobby-Ornithologen im Kollegium oder Freundeskreis haben: Auch mit einem guten Spektiv lassen sich die Phasen der Venus beobachten. Die schlanke Sichel der erdnahen Venus ist sogar schon mit einem guten Feldstecher (10-fache Vergrößerung) erkennbar. Besonders Scharfsichtigen soll dies sogar mit bloßem Auge gelingen - darauf bezieht sich möglicherweise auch Thomas Manns Beschreibung. Auf den Spuren von Galileo Galilei und Simon Marius Auch ohne die Einbettung in ein längeres Beobachtungsprojekt lohnt es sich, die Schülerinnen und Schüler einen Blick auf die Sichelform des strahlenden Planeten werfen zu lassen. Dabei wandeln sie in den Fußstapfen bedeutender Vorgänger: Galileo Galilei (1564-1642) und der weniger bekannte deutsche Astronom Simon Marius (1573-1624) entdeckten 1610 mit den ersten Fernrohren nahezu zeitgleich die Venusphasen - eine Beobachtung, die zum Sturz des geozentrischen und zur Untermauerung des heliozentrischen Weltbildes beitrug. Entstehung der Venusphasen Geometrische Betrachtungen zur Perspektive unseres Blicks auf die Venus veranschaulichen die Entstehung der Venusphasen. Die Erforschung des Planeten Die Atmosphäre gleicht einem heißen Ozean, der eine dämmrige und von erstarrten Lavaflüssen geprägte Landschaft bedeckt. Die Schülerinnen und Schüler sollen Bewegung und Phasen der Venus durch die Bahngeometrie erklären können und ihr räumliches Vorstellungsvermögen schulen. erläutern können, warum die Entdeckung der Venusphasen durch Galileo Galilei (1564-1642) und Simon Marius (1573-1624) das heliozentrische Weltbild unterstützte. die schon in der Dämmerung strahlende Venus mit eigenen Augen betrachten und - wenn möglich - mithilfe geeigneter optischer Instrumente die Sichelform des Planeten beobachten. die charakteristischen Eigenschaften der Venusatmosphäre und -oberfläche kennen lernen und den Planeten nicht nur als Lichtpunkt betrachten, sondern in ihm eine fremde Welt erkennen. eine astronomische Beobachtung gemeinsam planen und zusammen mit Mitschülern, Lehrpersonen, Eltern, Freundinnen oder Freunden erleben. Planetarium-Software als Werkzeug zur Planung astronomischer Beobachtungen kennen und nutzen lernen. Thema Beobachtung der Venus Autor Dr. André Diesel Fächer Naturwissenschaften ("Nawi"), Astronomie, Astronomie AG Zielgruppe Sekundarstufe I und II Zeitraum variabel: vom einmaligen Beobachtungsabend bis hin zur Dokumentation der Venusbahn über Wochen oder Monate Technische Voraussetzungen Beobachtung mit dem bloßen Auge oder einem guten Feldstecher (dieser ermöglicht zumindest die Betrachtung der schmalen Venussichel); Spektive (40-60-fache Vergrößerung) und kleine Amateurteleskope lassen alle Venusphasen erkennen. Software Planetarium-Software zur Vorbereitung (Beamerpräsentation) oder zum Ausdrucken von Himmelskarten, zum Beispiel Stellarium (kostenfreier Download) Untere und Obere Konjunktion Die innerhalb der Erdbahn kreisende Venus "pendelt" von uns aus gesehen zwischen der größten westlichen und der größten östlichen Elongation hin und her (Abb. 1). 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 inneren Planeten nahe bei der Sonne am Taghimmel und sind nicht zu beobachten (ähnlich der "Neumondsituation"). Zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion ist Venus etwa 40 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, zum Zeitpunkt der oberen Konjunktion etwa 150 Millionen Kilometer. Daraus ergeben sich die deutlichen Änderungen des scheinbaren Durchmessers des Planetenscheibchens an unserer Himmelskugel. Venustransite Wenn sich Merkur oder Venus zum Zeitpunkt der unteren Konjunktion genau zwischen Erde und Sonne befinden, ist ein so genannter 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. 2 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. Solche Beobachtungen sind nur mit geeigneten Schutzbrillen und Instrumenten möglich! Phasen der Venus Im Gegensatz zu den anderen Planeten zeigen Venus und Merkur aufgrund ihrer innerhalb der Erdbahn liegenden Bewegung um die Sonne Phasen: Etwa während der größten östlichen Elongation (siehe Abb. 1) ist eine abnehmende Halbvenus als auffälliger Abendstern zu beobachten. Um den 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 Sichel. Um die obere Konjunktion herum erscheint das Planetenscheibchen dagegen voll beleuchtet, aber sehr klein und ist dadurch in der Dämmerung sehr unauffällig. Durch das Zusammenspiel von 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 größten Glanz. Zu diesem Zeitpunkt sind 28 Prozent der uns zugewandten Seite des Planeten beleuchtet (Venus erscheint dann als breite Sichel). Abb. 3 zeigt die Entwicklung der abnehmenden Venus bis hin zur scharfen Sichelform. Die Aufnahmen stammen von Jens Hackmann. Weitere Astronomie-Fotos finden Sie auf seiner Homepage: Java-Applet zur Entstehung der Venusphasen Ein Java-Applet von Rob Scharein veranschaulicht dynamisch die Entstehung der Phasen bei den inneren Planeten Venus und Merkur. Sonne, Erde und die Bewegung des inneren Planeten werden in der Aufsicht dargestellt. Zeitgleich sieht man - aus der Perspektive irdischer Beobachter - die Entwicklung der Phasen und die Veränderungen der Größe des Planetenscheibchens. Java-Applet "Phases of the inner planets" (Astronomy and Physics Simulations) Klicken Sie auf der Website von Rob Scharein unter "Solar system explorer" auf das Saturn-Icon vor "Phases of the inner planets". Venus benötigt für die Umrundung der Sonne 243 Tage und um sich einmal um sich selbst zu drehen 225 Tage. Der Drehsinn der Eigenrotation ist bei ihr - als einzigem Planeten - retrograd: Die Sonne geht also im Westen auf und im Osten unter. Daraus ergibt sich, dass auf der Venusoberfläche alle 117 Tage die Sonne aufgeht. Die Ursache für die retrograde Rotation ist nicht bekannt - möglicherweise war hier eine Kollision im Spiel. Ein "Venuszyklus" am Erdhimmel dauert länger als ein Venusjahr, da sich die Erde während eines Venusjahrs ja auch weiterbewegt: Von Neuvenus zu Neuvenus vergehen 584 Erdentage. Undurchdringliche Wolkenschicht Venus wird von dichten Wolken eingehüllt, die Teleskopen den Blick auf die Oberfläche verwehren und den Planeten als "Billardkugel" erscheinen lassen. Abb. 4 zeigt ein Venus-Portrait, aufgenommen von der NASA-Sonde Mariner 10. Die dichte Wolkendecke sorgte vor der Ära der Raumsonden für vielfältige Spekulationen. So vermutete man unter den Wolken eine Landschaft, die der der "Urerde" vor 200 Millionen Jahren entsprechen sollte, bedeckt von dampfenden Dschungeln, durch die saurierähnliche Geschöpfe stapfen sollten. Die Wolkendecke macht Venus nicht nur geheimnisvoll, sondern sorgt auch für den strahlenden Glanz des Planeten an unserem Himmel: Drei Viertel des Sonnenlichtes werden von den Wolken reflektiert. Planet im Fieber Als 1970 erstmals eine russische Raumsonde auf der Nachtseite des Planeten landete (Venera 7), meldete sie eine Temperatur von 475 Grad Celsius und den enormen Druck von 90 Erdatmosphären - das entspricht etwa dem Druck in 900 Metern Wassertiefe. Zwei Jahre später schickte eine weitere russische Sonde ähnliche Werte von der Tagesseite. Unter den dampfdruckkesselartigen Bedingungen verhält sich die Atmosphäre wie ein heißer Ozean, der die Temperaturunterschiede zwischen Tag- und Nachtseite ausgleicht. Die Zusammensetzung der Atmosphäre - 96 Prozent Kohlenstoffdioxid! - macht Venus zur perfekten Strahlungsfalle, die den Planeten in ein Dauerfieber versetzt. Der Treibhauseffekt wird noch verstärkt von Wasserdampfspuren und den Wolken aus 80-prozentiger Schwefelsäure, die die von der Oberfläche reflektierte Strahlung nicht in den Weltraum entkommen lassen. Der Schwefel wurde ursprünglich durch vulkanische Aktivitäten in Form von Schwefeldioxid ausgestoßen. Turbulente Atmosphäre Die amerikanischen Pionier-Sonden erkundeten in den siebziger Jahren die Zusammensetzung der Venusatmosphäre. Die von der Erde aus sichtbaren Wolken befinden sich etwa 65 Kilometer über der Oberfläche und werden von heftigen Winden (350 Kilometer pro Stunde) in nur vier Tagen um den gesamten Planeten gejagt. Wenige Kilometer darunter gehen die Wolken in eine gelbliche Dunstschicht über, die möglicherweise aus Schwefelsäuretröpfchen besteht. Etwa 50 Kilometer über der Oberfläche findet sich die dichteste Wolkenschicht. Aus ihr fällt ständig saurer Regen, der jedoch verdampft bevor er die Oberfläche erreicht. Auf dieser sind die Winde eher schwach (wenige Stundenkilometer). Die 2005 gestartete ESA-Sonde Venus Express umkreist den Planeten und erforscht dessen Atmosphäre und Klima genauer. Abb. 5 zeigt ein Wirbelsturmsystem, das von der Sonde fotografiert wurde. Blitzgewitter und dämmrige Tage Unterhalb der Wolken erzeugen zahlreiche Blitze ein verschwommenes Glühen - dass es dabei heftig grollen muss, kann man sich vorstellen. Nur ein Prozent des Sonnenlichts erreicht die Venusoberfläche. Hier ist es immer dämmrig, etwa wie an einem wolkenverhangenen Tag auf der Erde. Eine junge vulkanische Landschaft Die ersten Fotos der Oberfläche machten russische Raumsonden in den siebziger Jahren. Viele Bilder finden Sie auf der Website von Don P. Mitchell (siehe unten). Eine systematische Untersuchung der Oberfläche erfolgte durch die NASA-Sonde Magellan in den Jahren 1989 bis 1994. Die Sonde umkreiste den Planeten und durchdrang mit ihrem Radarauge die dichte Wolkendecke. Aus den gewonnenen Daten wurde eine detaillierte Karte erstellt, die 98 Prozent der Venusoberfläche erfasst. Von erstarrten Lavaströmen bedeckte Ebenen prägen weite Teile des Planeten. Es gibt aber auch Hochebenen, Gebirge und Vulkane. Der Computer kann aus den Radardaten dreidimensionale Reliefs berechnen und aus jeder gewünschten Perspektive darstellen. Abb. 6 zeigt ein solches Bild von Maat Mons, dem mit acht Kilometern höchsten Vulkan der Venus. 85 Prozent der Planetenoberfläche scheinen vor erst 500-800 Millionen Jahren aus einer gigantischen Lavaflut hervorgegangen zu sein, die das Vorgängerrelief kilometerdick bedeckte. Globaler Katastrophenzyklus oder langsames Ausklingen des Vulkanismus? Die von der Erde bekannte Plattentektonik gibt es auf der Venus nicht. Einige Wissenschaftler vermuten daher, dass die vulkanische Freisetzung von Wärme auf der Venus nicht - wie auf der Erde - kontinuierlich erfolgt. Sie glauben, dass Venus ihren geologischen Wärmehaushalt über einen periodischen Vulkanismus reguliert, der in heftigen Schüben ausbricht und dabei die Oberfläche des Planeten rundum erneuert. Andere Wissenschaftler favorisieren dagegen ein langsames Ausklingen der vulkanischen Aktivitäten während der letzten zwei Milliarden Jahre. Beide Hypothesen erklären, warum Einschlagkrater von Meteoriten auf der Venusoberfläche nicht älter als etwa 750 Millionen Jahre sind. Literatur Die astronomischen Jahrbücher informieren über die wesentlichen Ereignisse und deren Begleitumstände: Ahnert Astronomisches Jahrbuch, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft (Heidelberg) Keller Kosmos Himmelsjahr, Kosmos Verlag (Stuttgart)