Unterrichtsmaterial

Aristoteles schrieb: „Während auf der Erde alle Körper zur Ruhe kommen, bewegen sich die Himmelskörper ewig. Folglich müssen im Kosmos andere Gesetze herrschen als auf der Erde“. Das blieb solange die gültige Lehrmeinung, bis Newton im Jahre 1687 ein physikalisches Gesetz vorlegte, das nicht nur auf der Erde, sondern auch im Kosmos gilt, das Gravitationsgesetz. Demnach musste die Astronomie vor Newton gänzlich ohne Physik auskommen und entwickelte sich dann allmählich zu einer ausgeprägt interdisziplinären Wissenschaft. In einem allgemeinbildenden Astronomieunterricht sollten zumindest die alltäglich beobachtbaren Himmelserscheinungen, die besondere Kulturgeschichte der Himmelskunde und einige physikalische Aspekte der Astronomie behandelt und miteinander verknüpft werden. Dort, wo die Astronomie den Schülern nur als ein Lernbereich der Physik begegnet, wird sie allzu oft nur als ein Spezialgebiet (der Physik) wahrgenommen, was weit unter ihren Möglichkeiten liegt und zu Fehlvorstellungen führen kann. Das WIS-Projekt macht dieses Defizit bewusst und wertet die Astronomie auf. Mit Hilfe eines Arbeitsblattes lernen die Schüler die Physik und die Astronomie als eigenständige Naturwissenschaften und deren erfolgreiches Zusammenwirken kennen.

Etwa alle 11 Jahre erreicht der Fleckenzyklus der Sonne sein Maximum (das nächste mal voraussichtlich im Sommer 2025) und der Fernrohranblick der Sonnenscheibe (nach entsprechender Reduzierung der Lichtmenge) wird aufregender (der Unterschied zur ruhigen und blanken Sonnenscheibe ist vergleichbar mit dem Unterschied zwischen einer völlig ruhigen und einer vom Sturm aufgepeitschten Meeresoberfläche). Vor allem die Sonnenflecken sind es, die diesen Unterschied ausmachen. Von Tag zu Tag verschieben sich die Positionen der Flecke merklich. Ursache ist die Rotation der Sonne, die wegen ihres Gas-/Plasmakörpers in Abhängigkeit vom solaren Breitengrad verschieden schnell verläuft. Im vorliegenden WIS-Beitrag wird ein einfacher Versuch zur Bestimmung der differentiellen Rotation der Sonne vorgestellt, der auf Bilddaten das HMI-Instruments der Sonde ‚Solar Dynamic Observatory‘ (SDO) und den Ergebnissen von Freiburger Bachelorarbeiten zu diesem Thema beruht.

Die Sonnenbeobachtung ist ein weites Feld und gibt auch Amateuren und Schülern Möglichkeiten zur Beschäftigung. Der WIS-Beitrag gibt einen Einblick in das Thema der Sonnenbeobachtung und in die optischen Grundlagen der Teleskoptechnik. In der Praxisanwendung lernen die Schüler wie sie die Sonne mit einem selbst gebauten Sonnenfilter oder mit einem kleinen Sonnenprojektor beobachten können.

Gasplaneten faszinieren mit bunten Wolken und heftigen Stürmen. In diesem Beitrag werden auf sehr grundlegendem Niveau, ausgehend von Schüler*innenvorstellungen, atmosphärische Phänomene von Planeten mit Gashülle im Sonnensystem und außerhalb, wie Wolken, Stürme und Regen, angesprochen und mit einfachen Experimenten, aber auch mit ästhetischen Zugängen, erschlossen.

„Der Teufel steckt im Detail“ sagt man so. Anders ausgedrückt ist es das Mehr an Wissen, welches sich im Detail verbirgt. Der Astronom ist daran genau interessiert, wie jeder andere forschende Mensch. Schon Galilei hat das Fernrohr genutzt, um mehr Sterne zu sehen und um mehr Details in der Milchstraße, bei den Planeten und auf dem Mond zu sehen. Vergrößern kann man aber nicht beliebig. Die Vergrößerung läuft ab einer bestimmten Grenze „ins Leere“. Diese Grenze der räumlichen Auflösung (auch Winkelauflösung genannt) hängt ab von der Größe der Öffnung (dem Durchmesser der der Apertur bzw. der Objektivbegrenzung) des Fernrohrs. Die Ursache der Begrenztheit der Winkelauflösung liegt in der Wellennatur des Lichts, welche für Phänomene wie Beugung und Interferenz verantwortlich ist. Entsprechend gilt es, Fernrohre mit größeren Öffnungen zu bauen (wie z. B. das ELT) oder größere Öffnungen punktuell zu erzeugen (Interferometer wie z. B. ALMA) oder aber vorhandene Öffnungen für bestimmte Objekte gezielter zu nutzen. Im vorliegenden WIS-Beitrag wird eine Beobachtungsanordnung vorgestellt, bei der das Schulfernrohr durch eine spezielle Doppelspalt-Aperturblende in ein Zweistrahlinterferometer verwandelt wird, mit dem im Licht von Doppelsternen Interferenzstreifen sichtbar und damit auswertbar werden. Der Test des Zweistrahlinterferometers erfolgt im Schulhaus mittels eines Modell-Doppelsterns.