SCHULVERANSTALTUNGEN IM PLANETARIUM STUTTGART Im Planetarium Stuttgart finden gegen Voranmeldung spezielle Sternenvorführungen für Schulklassen statt. Die Programme der einzelnen Schulvorführungen sind für verschiedene Altersstufen konzipiert. An der Konzeption für die einzelnen Programme hat die Schulkommission ASTRONOMIE des Planetariums Stuttgart mitgewirkt. Allgemeine Hinweise Die beste didaktische Wirkung eines Planetariumsbesuches wird erzielt, wenn er im Schulunterricht vorbereitet wird. Die Schulvorführungen verwenden zwar moderne Darstellungsformen und unterhaltende Elemente, sind aber grundsätzlich als Unterrichtsveranstaltungen konzipiert. Ein angemessenes Verhalten aller Teilnehmer und eine entsprechende Aufsicht durch die begleitenden Lehrkräfte werden erwartet. Dies gilt auch für Schulklassen, die an öffentlichen Sternenvorführungen teilnehmen. Schulprogramm für die Klassen 11 bis 13 Das Leben der Sterne Dauer: 54 Minuten Kurzer Abriss der Veranstaltung: Zu Beginn wird ein ausführlicher Blick auf den Sternenhimmel geworfen. Grundlagen der Himmelsorientierung (Aufsuchen des Polarsterns) und der Wechsel der jahreszeitlichen Sternbilder werden vorgeführt und erläutert. Ausgehend von einem Blick auf die Entdeckungsgeschichte wird zunächst erläutert, wie man die Entfernungen der Sterne misst. Im Jahre 1838 gelang dies zum ersten Mal unter Verwendung eines Prinzips, das man auch bei der Entfernungsmessung auf der Erde benutzt: der trigonometrischen Parallaxe. Die Erzeugung von Energie im Inneren der Sterne ist ein weiteres Rätsel, das in der Planetariumsvorführung aufgedeckt wird. Sterne entpuppen sich als Fusionskraftwerke, die durch die Verschmelzung von Atomkernen Licht, Wärme und andere Formen von Strahlung freisetzen. Mit einem Raumschiff der Fantasie starten wir ins All und betrachten die Sterne aus der Nähe. Auch dem Orion-Nebel statten wir einen Besuch ab und lernen ihn als Entstehungsstätte neuer Sterne kennen. Im weiteren Verlauf des Programms wird der Frage nach den Endstadien der Sternentwicklung nachgegangen. Sterne werden zu Roten Riesen, beginnen zu
pulsieren, stoßen Gasschalen ab und können manchmal sogar als Supernova explodieren. Sie enden als Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Die Entdeckung von Planeten um fremde Sonnen ist ein Thema, dem sich das Programm zum Schluss widmet. Es wird eine Methode erläutert, mit denen man Hinweise auf fremde Planetensysteme gewonnen hat: Spektralanalyse des Sternenlichts und Verwendung des Doppler-Effektes durch Messung der Rot- bzw. Blauverschiebung der Spektrallinien. Die genaue Beschaffenheit der extrasolaren Planeten ist bis heute Gegentand der Spekulation. Daraus ergeben sich Fragen nach der Einzigartigkeit unserer Erde und der Einmaligkeit der menschlichen Existenz. Themen: Orientierung am Sternenhimmel Sterne wurden in der Antike bereits willkürlich zu Gruppen zusammengefasst, indem man sich Verbindungslinien zwischen ihnen ausdachte, durch welche sich die Konturen von Figuren ergaben. Wir können die Sternbilder auch heute noch zur Orientierung benutzen. Einige nützliche Orientierungshilfen werden im Planetarium gezeigt, z.b. das Auffinden des Polarsterns mit Hilfe des Großen Wagens. Jahreszeitliche Sternbilder Durch die Bewegung der Erde auf ihrer Bahn um die Sonne verändert sich die nächtliche Blickrichtung von der Erde ins All. Man erkennt dies am wechselnden Anblick des Sternenhimmels am Abend. Im Frühling sind zum Beispiel andere Sterne und Sternbilder zu sehen als im Sommer, Herbst oder Winter. Eine Ausnahme bilden die sog. zirkumpolaren Sternbilder wie Großer und Kleiner Bär, Drache oder Kassiopeia. Diese Sternbilder gehen nicht unter und sind in jeder klaren Nacht zu sehen. Planeten des Sonnensystems Das Sonnensystem besteht aus 8 Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun), einigen Zwergplaneten (z.b. Ceres, Pluto und Eris) sowie Kleinkörpern (Planetoiden und Kometen). Als Maßstab für die Entfernungen im Sonnensystem verwendet man die sog. Astronomische Einheit (AE). Es ist die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne: 149,6 Millionen km. Neptun, der fernste Planet, ist rund 30 AE von der Sonne entfernt. Pluto im Mittel 40 AE und Eris zurzeit mehr als 90 AE. Sternfarben Die meisten Sterne erscheinen zwar weiß, aber einige besitzen einen deutlichen Farbton. Beteigeuze im Orion und Aldebaran im Stier leuchten eindeutig orange-rot. Andere Sterne, wie zum Beispiel Rigel im Fuß des Orion sind nicht nur weiß, sondern haben sogar einen schwachen bläulichen Farbton in ihrem Licht. Diese Farbnuancen im Sternenlicht sind ein Hinweis auf eine bedeutende Eigenschaft der Sterne, nämlich ihre Temperatur. Das zugrundeliegende physikalische Prinzip ist das Wiensche Verschiebungsgesetz: Das Maximum der Planckschen Strahlungskurve eines thermischen Strahlers verschiebt sich mit wachsender Temperatur zu kürzeren Wellenlängen. Relativ kühle Sterne (3.000 K) strahlen ihre meiste Energie im roten und infraroten Spektralbereich ab und erscheinen daher rötlich. Sehr heiße Sterne (20.000 K) geben die meiste Energie im violetten und ultravioletten Licht ab und haben daher einen blauweißen Farbstich. Entfernungen der Sterne Ein anschauliches Maß zur Darstellung der Sterndistanzen ist das Lichtjahr (Lj). Es handelt sich um jene Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt: ca. 9,46 Billionen km. (1 Billion = 10 12 ). Diese Strecke ist weit mehr als die Entfernung eines Planeten im Sonnensystem. 1 Lj = 63240 AE. In der professionellen Astronomie verwendet man als Einheit für stellare Entfernungen das Parsec (pc). Es ist definiert als jene Entfernung, in welcher der Erdbahnradius (1 AE) unter einem Winkel von 1 Bogensekunde erscheint. 1 pc = 3,26 Lj = 206265 AE = 3,1 10 13 km. Der Begriff des Parsec verweist auf eine Methode zur Bestimmung stellarer Entfernungen: die trigonometrische Parallaxe. Dazu bestimmt man den Winkel, unter dem ein Stern von zwei
verschiedenen Positionen auf der Erdbahn gesehen wird. Die Messungen erfordern eine sehr hohe Genauigkeit, denn selbst der nächste Fixstern ist 1,3 pc entfernt, d.h. seine Parallaxe beträgt nur 0,8 Bogensekunden. Zustandsgrößen von Sonne und Sternen Zu den Zustandsgrößen der Sterne gehören: Masse, Radius, Temperatur, Leuchtkraft, mittlere Dichte, Spektraltyp und chemische Zusammensetzung. Die Sonne gilt als Referenzstern, deren Zustandsgrößen sehr genau bestimmt wurden. Die Massen der Sterne reichen von ca. 8% der Sonnenmasse bis zum 150-fachen der Sonne. Die Radien gehen von einem Viertel bis zum etwa Tausendfachen des Sonnenradius. Die Temperaturen der Oberflächen (besser gesagt: der Photosphären, also der obersten optisch dichten Gasschichten) liegen zwischen 2.000 und 25.000 K. Exotische Sterne (z.b. Weiße Zwerge) können sogar noch deutlich heißer sein. Die Leuchtkraft ist die gesamte vom Stern abgestrahlte Energie. Sie hängt in großem Maße vom Radius und der Temperatur ab. Sehr heiße Riesensterne können eine Million Sonnenleuchtkräfte abgeben. Sternentstehung Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer. An einigen Stellen haben sich große Wolken aus Gas und Staub ausgebreitet. Das Gas wird zum Leuchten angeregt, wenn sich heiße Sterne in der Nähe befinden. Der Orion-Nebel ist ein bekanntes Beispiel für eine interstellare Wolke aus Gas und Staub. Beim Gas handelt es sich überwiegend um Wasserstoff. Teile solcher Gaswolken fallen in sich zusammen und bilden Gaskugeln, die sich weiter verdichten und eines Tages so heiß werden, dass der Energieerzeugungsprozess der Atomkernverschmelzung in ihnen einsetzt. Damit ist ein Stern geboren. Energieerzeugung der Sterne Auf der Suche nach einer Erklärung für die Energieerzeugung der Sterne nahmen die Physiker zunächst an, dass die Sonne schrumpft und aus der dabei freiwerdenden potenziellen Energie ihre Wärme bezieht. Doch mathematische Abschätzungen zeigten, dass schon nach 30 Millionen Jahren die Sonne zu einem Punkt zusammengefallen wäre. Da es aber schon seit rund 3 Milliarden - also 3.500 Millionen - Jahren Leben auf der Erde gibt, muss die Sonne über eine wesentlich langlebigere Energiequelle verfügen. Tief im Inneren der Sonne und der Sterne sind Druck und Temperatur so hoch, dass die Atome vollständig ionisiert sind. Die Protonen sind dort ihrer Elektronen beraubt und sausen mit hoher Geschwindigkeit umher. Sie stoßen sich aufgrund ihrer elektrischen Ladungen gegenseitig ab, doch ab und zu prallen zwei Protonen so heftig zusammen, dass sie miteinander verschmelzen. Eine besondere Kraft, die sog. starke Wechselwirkung macht die Verbindung aus gleichartig geladenen Nukleonen möglich. Ein quantenmechanischer Effekt (Tunnel-Effekt) unterstützt den Vorgang der Kernfusion. Diese Kernverschmelzung setzt Energie frei. Im Laufe weiterer Zusammenstöße werden vier Protonen zu einem Heliumatomkern zusammengepresst. Die Sonne ist ein Atomkernreaktor, der genau andersherum funktioniert wie ein Atomkraftwerk. Statt Atomkerne zu spalten, baut sie neue zusammen. In jeder Sekunde verwandeln sich in der Sonne rund 400 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 396 Millionen Tonnen Helium. Ein knappes Prozent der Protonenmasse wird bei der Kernverschmelzung in Energie umgewandelt. Deshalb besitzt ein Heliumatomkern eine etwas geringere Masse als die Massensumme aus jeweils zwei Protonen und Neutronen (Massendefekt). Die Erkenntnis, dass Materie in Energie verwandelt werden kann, verdanken wir Albert Einstein, der im Jahre 1905 hierzu seine berühmte Gleichung "E = mc²" aufgestellt hat. Die Formel sagt aus, dass schon in einer winzigen Menge Materie der Masse m eine gewaltige Energie E steckt. Der Buchstabe c steht für die Lichtgeschwindigkeit. Materie ist sozusagen kondensierte Energie. Ein Stern wie die Sonne lebt also von der eigenen Substanz. In jeder Sekunde lösen sich 4 Millionen Tonnen Wasserstoff in Energie auf. Das entspricht der Masse einer großen ägyptischen Pyramide. Die Sonne wird zwar stetig leichter, aber ihre Gesamtmasse ist unvorstellbar groß. Erst 333.000 Erdkugeln würden die Masse der Sonne ergeben. Das lässt sie den Verlust von 4 Millionen Tonnen pro Sekunde leicht verschmerzen. Sie ist
jetzt rund 5 Milliarden Jahre alt und hat nicht einmal ein Tausendstel ihrer Masse durch die Energieerzeugung verloren. Entwicklungswege der Sterne Wenn der Wasserstoff-Vorrat im Zentrum eines Sterns zur Neige geht, hört er nicht einfach auf zu strahlen, sondern er bäumt sich gegen das nahende Ende auf. Das weitere Schicksal des Sterns hängt sehr davon ab, wie viel Masse er hat. Sterne wie die Sonne blähen sich zu Roten Riesen auf, stoßen einen Teil ihrer Hülle ab und verwandeln sich anschließend zu einem Weißen Zwerg, der langsam ausglüht. Massereiche Sterne erzeugen im Inneren noch weitere schwerere Elemente (bis hin zum Eisen), blähen sich auch zu Roten Riesen auf und explodieren dann als Supernova. Als Endprodukt können Neutronensterne oder Schwarze Löcher übrigbleiben. Endstadien der Sternentwicklung Die meisten Sterne enden als Weiße Zwerge. Deren Massenobergrenze liegt bei 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze). Nur die besonders massereichen Sterne können nach einer Supernova-Explosion zu Neutronensternen oder Schwarzen Löchern werden. Bei Neutronensternen hat die Schwerkraft alle Atome so stark zusammengedrückt, dass die Elektronen in die Atomkerne eindringen und die Protonen neutralisieren (inverser Betazerfall). Es bildet sich ein rund 20 Kilometer durchmessender Ball aus Neutronen mit einer Dichte, die jener eines Atomkerns entspricht: 10 17 kg/m 3. Quantenmechanische Effekte (Pauli-Prinzip) stabilisieren den Zustand der Neutronenmaterie, sodass ein Gleichgewichtszustand zwischen dem Druck der Neutronen und der Schwerkraft erreicht wird. Neutronensterne können nicht beliebig massereich sein. Oberhalb der Tolmann-Oppenheimer- Volkoff-Grenze von ca. 3 Sonnenmassen, vermag der Entartungsdruck der Neutronen dem Schweredruck keinen Widerstand mehr zu leisten und das Gebilde kollabiert im freien Fall zum Schwarzen Loch. Bei diesen Gebilden werden alle physikalischen Zustandsgrößen auf vier Parameter reduziert: Masse, Drehimpuls, elektrische Ladung und Entropie. Theoretisch sind Schwarze Löcher punktförmige Orte (Singularitäten) mit der Masse des kollabierten Objektes. Aus der Ferne betrachtet verhalten sie sich wie Massepunkte, um die z.b. Planeten kreisen können wie um normale Sterne. In der unmittelbaren Nähe Schwarzer Löcher ist die Anziehungskraft jedoch so groß, dass die Entweichgeschwindigkeit höher als die Lichtgeschwindigkeit ist. Licht und alle anderen Formen elektromagnetischer Strahlung können die nahe Umgebung dieses Objektes nicht mehr verlassen. Es erscheint von außen völlig schwarz. Da es aus allen Raumrichtungen Materie anzieht, die auf die punktförmige Masse zustürzt, verhält es sich wie ein unendlich tiefes Loch im Raum. Daher die Verknüpfung der Begriffe schwarz und Loch. Planeten bei fernen Sternen Im Jahre 1995 erfolgte der erste Fund eines Planeten um einen Stern jenseits des Sonnensystems. Die Entdeckung geschah auf Grundlage einer sehr genauen Analyse periodischer Schwankungen von Spektrallinien des Sterns 51 Pegasi. Gemessen wurde die Auslenkung des Sterns infolge der gemeinsamen Bewegung von Stern und Planet um den gemeinsamen Schwerpunkt. Das physikalische Prinzip hierzu ist der Doppler-Effekt. Zwischenzeitlich wurden weitere Methoden entwickelt, um Planeten bei fernen Sternen zu finden, sodass mittlerweile mehrere hundert extrasolare Planeten (kurz: Exoplaneten) bekannt sind. Die Verfeinerung der Messverfahren macht mittlerweile sogar die Detektion von Planeten mit der Masse von etwas mehr als unserer Erde möglich.
Literaturliste U. Backhaus, K. Lindner Astronomie plus Cornelsen J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voit Astronomie: Die kosmische Perspektive Pearson Studium H. Bernhard, L. Lindner, M. Schukowski Wissensspeicher Astronomie Cornelsen Volk und Wissen Verlag K. de Boer, D. Fürst, D. B Herrmann Astronomie Gymnasiale Oberstufe Paetec Verlag (erhältlich auch mit Lehrerbegleitmaterial) C. Faustmann Schwarze Löcher Seifert Verlag A. Hanslmeier Einführung in Astronomie und Astrophysik Spektrum Akad. Verlag J. B. Kaler Sterne und ihre Spektren Spektrum akademischer Verlag Kompendium der Astronomie Wörterbuch der Astronomie Alle wichtigen Begriffe verständlich erklärt R. Lermer Grundkurs Astronomie Oldenbourg BSV H. Lesch Weißt du, wie viel Sterne stehen? Bertelsmann O. Schwarz Astronomie Lehrbuch Duden Paetec K. G. Strassmeier Aktive Sterne Springer Verlag E. Wischnewski Astronomie in Theorie und Praxis Verlag Software Entwicklung Werke für die Praxis der Himmelsbeobachtung: H.-M. Hahn, G. Weiland Drehbare KOSMOS-Sternkarte J. Herrmann Welcher Stern ist das? E. Karkoschka Atlas für Himmelsbeobachter Das Kosmos Himmelsjahr, Stuttgart (auch mit CD-ROM als Deluxe-Version erhältlich) A. Mellinger, S. Hoffmann Der große Kosmos Himmelsatlas I. Ridpath, W. Tirion Alle Sternbilder des Nord- und Südhimmels leicht bestimmen Zeitschriften ASTRONOMIE + RAUMFAHRT im Unterricht Erhard Friedrich Verlag, Seelze STERNE UND WELTRAUM Verlag Sterne und Weltraum, Spektrum, Heidelberg SPEKTRUM DER WISSENSCHAFT Spektrum d. Wissenschaft Verlagsgesellschaft, Heidelberg Internet-Tipp: Schülerübungen Astronomie mit Daten des Hubble Space Telescopes und Fernrohren der Europäischen Südsternwarte herunterladen bei http://www.astroex.org/ Diverse Themen aus Astronomie und anderen Naturwissenschaften: Wissenschaft in die Schulen www.wissenschaft-schulen.de