Himmelsbeobachtungen mit der Webcamrath/fba/webcam.pdf · Ziel dieser Diplomarbeit ist es, eine kleine Einführung in eine Beobachtungstechnik der Astronomie zu geben, die vor allem

Gerald PFISTER

Himmelsbeobachtungen mit der Webcam

Ein unterrichtspraktisches Beispiel

für den Computereinsatz in der Astronomie

Diplomarbeit

zur Erlangung des akademischen Grades eines

Magisters an der Naturwissenschaftlichen Fakultät der

Karl-Franzens-Universität Graz

Begutachter:

Ao.Univ.-Prof. Dr. Arnold Hanslmeier Mag. Dr. Gerhard Rath

Institut für Physik

April 2004

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Kapitel 1

Einleitung

Ziel dieser Diplomarbeit ist es, eine kleine Einführung in eine Beobachtungstechnik der

Astronomie zu geben, die vor allem in der Amateurszene zurzeit sehr beliebt ist. Die Rede ist

von der Beobachtung mit der Webcam. Dabei sollte diese Arbeit neben den

Astronomieinteressierten vor allem Lehrern helfen, einen Einblick in diese neue Technik zu

erlangen. Ihnen sollte mit dieser Arbeit ein möglicher „praktischer Zugang“ zur Astronomie

gezeigt werden und jenen, die beabsichtigen Astronomie in ihren Unterricht mit

einzubeziehen, gleichzeitig als Hilfestellung dienen.

Die Arbeit besteht aus vier Teilen.

Der erste Teil gibt einen kleinen Einblick in die geschichtliche Entwicklung von

astronomischen Instrumenten – angefangen von der Sonnenuhr bis hin zur Entwicklung der

CCD-Technik.

Im zweiten Teil werden am Anfang typische Schulteleskope und deren physikalische

Kenngrößen beschrieben. Anschließend stehen die in der Webcam vorkommende CCD-

Technik, die Handhabung der Webcam und die Nachbearbeitung der Kurzvideos unter

näherer Betrachtung.

Kapitel 1 Einleitung

5

Der dritte Teil dieser Arbeit beinhaltet ein mit Schülern durchgeführtes Beobachtungsprojekt

und dessen Ergebnisse. Dabei werden die einzelnen Unterrichtseinheiten und deren

Auswertungen etwas ausführlicher dargestellt.

Der vierte und letzte Teil sollte die Situation des gegenwärtigen Physikunterrichtes erläutern.

Es wird darauf hingewiesen, dass durch ein verstärktes Einbinden von Astronomie in den

Physikunterricht es sehr wohl einen Ausweg aus dieser Misere geben könnte. Am Ende

werden noch denkbare Zugänge zur Astronomie, sowie zwei Möglichkeiten wie ein

Astronomieunterricht aussehen könnte, angeboten.

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Kapitel 2

Geschichtliche Entwicklung der astronomischen Instrumente

In diesem Kapitel soll ein kleiner Einblick in die geschichtliche Entwicklung der Astronomie

gegeben werden. Im Vordergrund steht die Entwicklung der für die Astronomie so wichtigen

Beobachtungsinstrumente. Dabei wird nur auf die wichtigsten und in fast allen Lehrbüchern

erwähnten Entdeckungen und Entwicklungen genauer eingegangen. Der Hauptteil dieses

Kapitels soll besonders die zeitliche Epoche von der Entwicklung der Fernrohre bis zur

Gegenwart hervorheben. Es soll aber nicht verabsäumt werden, am Anfang sehr interessante

Instrumente vorzustellen, die den Astronomen als wichtige Wegbegleiter von der Antike bis

ins 18. Jahrhundert dienten.

2.1 Instrumente zur Gestirns- und Zeitmessung

Um dem hohen Rang des Sonnenjahres in der Antike gerecht zu werden, mussten Hilfsmittel

zu dessen genauer Bestimmung erschaffen werden. Eines der ersten Hilfsmittel war der

Gnomon1, ein Schatten werfender Stab, der ab dem 7. Jh. v. Chr. in babylonischen und

chinesischen Quellen erwähnt wird.

1 vgl. [1]

Kapitel 2 Geschichtliche Entwicklung der astronomischen Instrumente

7

Er diente vor allem zur Feststellung der Mittagszeit. Schon die Babylonier stellten anhand

der unterschiedlichen Schattenlängen der Sonne zur Mittagszeit fest, dass sich die Sonne nicht

am Himmelsäquator entlang bewegen konnte. Ein gewisser Anaximander (um 611 bis 546 v.

Chr.) ermittelte mit Hilfe des Gnomons die Lage der Ekliptik2. Er stellte diesen Wert bereits

mit 24° fest, während man mit heutigen Methoden auf den Wert 23°40,5’ kommt.

Als man die Bewegungen der Sonne und des Mondes ausreichend erforscht hatte, kam der

Drang auch andere Himmelskörper genauer zu studieren. Dafür war es unbedingt von Nöten,

neue Beobachtungsinstrumente zu erfinden. Der Schattenstab war durch die geringe

Leuchtkraft der Beobachtungsobjekte nicht zu gebrauchen. Man wollte auch den

Winkelabstand von Sternen zueinander bestimmen und dazu war es unerlässlich, neue Geräte

zu erfinden.

Drei Geräte der antiken Astronomen sind uns durch genaue Beschreibung im Almagest

(bedeutendes Werk über Astronomie und Sternbilder - von Ptolemäus (um 100 bis ca. 160 n.

Chr.))3, bekannt. Es handelt sich um Instrumente, die zum bevorzugten Gerätebestand der

Astronomen bis zur Erfindung des Fernrohrs gezählt werden können. Aus diesem Grund will

ich sie kurz vorstellen und die prinzipielle Funktionsweise etwas erläutern.

Den Dreistab oder auch Triquetum (siehe Abb.4 2.1) verwendete schon Ptolemäus zur

Bestimmung der Mondparallaxe, daher auch die Bezeichnung „parallaktisches Instrument“.

Später benutzte ihn auch Kopernikus (1473 bis 1543) als er ein neues Weltsystem5 entwarf.

Das Gerät bestand aus einem senkrechten Stab an dessen oberer Seite ein zweiter Stab

(Diopter) drehbar angebracht war. Am unteren Ende war ebenfalls ein drehbarer Stab mit

einer Längsteilung befestigt. Nachdem man das Gerät aufgestellt hatte, peilte man das Objekt

an und las die Richtung des beweglichen Stabes auf der Skala des zweiten Stabes ab. Den

abgelesenen Wert verglich man dann mit einer Sehnentafel (Vorgänger der Sinustafel) und las

daraus den dazugehörigen Winkel ab. Mit dem Dreistab konnten die Höhen der Gestirne,

besonders auch die des Mondes bestimmt werden.

2 Neigung der scheinbaren Sonnenbahn 3 vgl. [1] 4 vgl. [1, S. 127] 5 Kopernikanisches Weltsystem – heliozentrisches System (Sonne steht im Mittelpunkt)


8

Die Armille (siehe Abb.6 2.2) war ein antikes Instrument, das die Hauptabschnitte des

Himmels und die Bewegung der Himmelskörper anzeigt. Es bestand aus einer Reihe von

Metallringen, die mit Gradzahlen versehen waren. Diese stellten die Haupthimmelskreise dar,

so z. B. den Himmelsmeridian, den Himmelsäquator, die Ekliptik, den Horizont, die

Wendekreise und die Koluren (Kreise, die sich an den Polen im rechten Winkel schneiden).

Ein Gestirn konnte durch die auf dem Deklinations- und dem Breitenring verschiebbaren

Absehen anvisiert und sein Ort auf den Skalen der entsprechenden Ringe abgelesen werden.

Fehlen diese Absehen, dann sprechen wir von einer Armillarsphäre. Berichten zur Folge

wurde das Instrument etwa 255 v. Chr. von dem griechischen Astronomen Eratosthenes (276

bis 196 v. Chr.) erfunden. Armillarsphären fanden bis ins 17. Jahrhundert Verwendung.

Ein anderes Instrument war das Astrolabium (siehe Abb.7 2.3), das zur Positionsbestimmung

von Himmelskörpern verwendet wurde. Es bestand aus einem mit Gradzahlen markierten

Kreis oder Kreissegment mit einem beweglichen Schenkel.

Der Schenkel war drehbar am Kreismittelpunkt befestigt. Wurde der Nullpunkt des Kreises

auf den Horizont ausgerichtet, konnte die Höhe oder das Azimut jedes Himmelskörpers

gemessen werden, indem dieser mit dem Schenkel des Geräts anvisiert wurde.8

6 vgl. [1, S. 44] 7 vgl. Microsoft Encarta 2003 8 vgl. Microsoft Encarta 2003

Abbildung 2.1: Dreistab des Kopernikus (N.Copernicus, Amsterdam 1617)

Abbildung 2.2: Ptolemäische Armille(Johannes Regiomontan.Scripta. Nürnberg 1544)


9

Das Astrolabium wurde vermutlich erstmalig von dem griechischen Astronomen Hipparchos

(um 190 bis 120 v. Chr.) verwendet. Im 16. Jahrhundert, kurz vor der Erfindung des

Teleskops, konstruierte der dänische Astronom Tycho Brahe (1546 bis 1601), dessen

erstaunlich genaue Beobachtungen die Formulierung der heutigen Theorien über das

Sonnensystem möglich machten, ein Astrolabium mit einem Durchmesser von drei Metern.

Kleinere Typen des Astrolabiums waren bis ins 18. Jahrhundert - dann wurden sie vom

Sextanten abgelöst - die Hauptinstrumente der Navigatoren.

Der Quadrant diente besonders zur Bestimmung der Zenitdistanz und Position von Gestirnen.

Dieses Instrument regte viele Astronomen und Instrumentenbauer zum Bau vielfältiger

Variationen an. Bei Ptolemäus war der Quadrant eine in der Mittagslinie aufgestellte Platte,

die eine Viertelkreisteilung hatte. An der oberen Ecke, die Richtung Süden zeigte, war ein

Stab angebracht, der zur Mittagszeit den Sonnenschatten auf die Skala warf.9

Es waren vor allem zwei Bauweisen, die bei späteren Astronomen Anwendung fanden: Der

Azimutalquadrant (siehe Abb.10 2.4), der beweglich war oder der ortsfeste Mauerquadrant.

Der Mauerquadrant ist das wohl berühmteste von Tycho Brahe verwendete Instrument und

erreichte eine Messgenauigkeit von zehn Bogensekunden11.

9 vgl. [1] 10 vgl. [1, S. 163] 11 Eine Bogensekunde ist der 3600ste Teil eines Grades (1° entsprechen 3600 Bogensekunden)

Abbildung 2.3: Astrolabium


10

Die eben vorgestellten Instrumente waren Instrumente zur Zeitbestimmung oder

Positionsbestimmung. Eine Entdeckung sollte den Astronomen aber die Möglichkeit

gewähren, die Himmelsgeschehnisse noch besser beobachten und verstehen zu lernen. Diese

Entdeckung war sicherlich auch an der Wende vom alten Weltsystem des Ptolemäus zum

neuen heliozentrischen – oder auch kopernikanischem Weltsystem genannt – beteiligt. Die

Rede ist von der Entdeckung des Fernrohrs.

Abbildung 2.4: Azimutalquadrant der Kasseler Sternwarte um 1560


11

2.2 Anfang 16. Jahrhundert – Entdeckung des Fernrohrs

Zuerst drehen wir aber das Rad der Zeit nochmals ein wenig zurück. Genauer gesagt auf das

Jahr 1215. In diesem Jahr wurde Roger Bacon (1215 bis 1294) geboren. Der große

mittelalterliche englische Gelehrte war Franziskanermönch in Oxford und verfasste zahlreiche

naturwissenschaftliche Werke. Darunter war auch ein Lehrbuch der Optik, indem er Gesetze

der Reflexion und der Brechung darstellte. In diesem Buch lassen sich Eigenschaften von

Linsen finden, die die Entdeckung des Fernrohrs, wenn auch etwas unklar, vorwegnehmen. In

seinem Werk schrieb er: „Wir können durchsichtigen Körpern eine solche Gestalt geben und

sie in solcher Weise in Bezug auf unser Gesicht und die gesehenen Objekte anordnen, daß die

Strahlen in jeder Richtung die wir wünschen, gebrochen werden; und unter jedem Winkel,

den wir wünschen, werden wir das Objekt nahe oder entfernt sehen. So können wir aus

unglaublicher Entfernung die kleinsten Buchstaben lesen und die Körner des Staubes oder

Sandes zählen. Also könnten wir auch die Sonne, den Mond und die Sterne in Erscheinungen

zu uns herabsteigen lassen.“12 In der Praxis setzte Bacon diese Idee aber nicht um.

So dauerte es bis zum Jahre 1608, als der Brillenmacher Hans Lippershey (1507 bis 1619)

besonders in Erscheinung trat. Der in Wesel am Rhein geborene und später im

niederländischen Middelburg lebende Lippershey suchte am 2. Oktober 1608 bei den

Generalstaaten in Den Haag um ein Patent für ein Linsenfernrohr an.13 Dieses wurde ihm aber

mit der Begründung nicht gewährt, es gäbe bereits mehrere Hinweise auf bereits existierende

Linsenfernrohre. Bereits im Jahre 1589, gab es eine Schilderung von Giambattista della Porta

(1538 bis 1615) aus Neapel, in dem er eine Kombination von Linsen beschreibt, mit der man

in die Ferne sehen konnte.14 Lippershey bekam zwar nicht das Patent, aber er stellte trotzdem

als einer der ersten Linsenfernrohre her. Somit wird er von den meisten Büchern als Erfinder

des Linsenfernrohres gefeiert. Während Lippershey nur die Absicht verfolgte, terrestrische

Ziele ins Visier zu nehmen, hatte Galileo Galilei (1564 bis 1642) ganz andere Pläne.

Galileo Galilei war wohl einer der bedeutendsten Physiker seiner Zeit. Er entdeckte unter

anderem die Gesetze des Pendels, die Fallgesetze und auch die Wasserwaage.

12 vgl. [2, S. 37] 13 vgl. [2] 14 vgl. [3]


12

Als Anhänger des kopernikanischen Systems bekam er aber immer wieder Schwierigkeiten

mit der Kirche, die ihn 1616 das erste Mal vor das Inquisitionsgericht stellte. Er durfte nicht

mehr öffentlich für das kopernikanische System eintreten. Erst als mit Urban VIII. ein Freund

Galileis zum Papst gewählt wurde, glaubte Galilei seine Ideen öffentlich kundgeben zu

können. Er veröffentlichte 1632 eines seiner Meisterwerke, das Buch „Dialogo“. In diesem

Buch, ein Dialog über die zwei großen Weltsysteme (ptolemäische und kopernikanische

Weltsystem), ließ er drei Charaktere über die Natur des Universums diskutieren. Über einen,

den er Simplicio nannte und der das ptolemäische Weltsystem vertrat, machte sich Galileo

Galilei nach Ansicht des Papstes lustig. Dieser lieferte ihn daraufhin wieder der Inquisition

aus. Galileo Galilei wurde zwar nicht verhaftet, aber er wurde bis zu seinem Tode mit

Hausarrest bestraft.

Eigentlich war es seltsam, dass Galileo Galilei zuerst vom holländischen Fernrohr erfuhr und

nicht von den früheren italienischen Instrumenten. In Venedig führte er 1609 ein Fernrohr vor

und 1610 baute er sich sogar ein eigenes Fernrohr, das dem holländischen System sehr

ähnlich war. Zu Hilfe kamen ihm seine wissenschaftlichen Kenntnisse über die

Lichtbrechung, die er aber nie vollständig verstand, wie seine Notizen verraten.

Bei einem „galileischen-“ oder auch „holländischen Fernrohr“ (siehe Abb.15 2.5) besteht das

Objektiv aus einer konvexen Linse (auch Sammellinse genannt) und das Okular aus einer

konkaven Linse (auch Zerstreuungslinse genannt).

Mit diesem Teleskop entdeckte er im Laufe weniger Jahre Krater auf dem Mond, die Phasen

der Venus, die vier hellsten Monde des Jupiters, einzelne Sterne im himmlischen Band der

Milchstraße und die dunklen Sonnenflecken.16

15 vgl. [4, S. 30] 16 vgl. [13]

Abbildung 2.5: Prinzipieller Aufbau des galileischen Fernrohrs

Abbildung 2.6: Galileis erstes Fernrohr


13

Seine ersten astronomischen Entdeckungen, die ihm bereits im August 1609 gelungen waren,

veröffentlichte er im März 1610 im Sidereus Nuncius (Sternenbote).17

Dieses Werk gelangte auch in die Hände eines weiteren zu dieser Zeit sehr bekannten und

großen Naturwissenschaftlers. Die Rede ist von Johannes Kepler (1571 bis 1630), der zu

dieser Zeit gerade als Nachfolger von Tycho Brahe am Prager Hof unter Rudolph II. als

kaiserlicher Mathematiker wirkte. Kepler hatte schon mit seinem Werk Mysterium

Cosmographicum (1596) seine Begeisterung über das kopernikanische System kundgetan.

Mit hervorragendem Beobachtungsmaterial von Tycho Brahe ging er daran, die Bahn des

Planeten Mars zu berechnen. Im Jahre 1609 konnte er mit seiner Astronomia Nova die

Ergebnisse veröffentlichen und formulierte bereits zwei wichtige Gesetze, das erste

Keplergesetz18 und das zweite Keplergesetz19.

Nun fand er im Sidereus Nuncius die Anregung mit einem Hilfsmittel noch genauer zu

beobachten. Durch seine Studien war Kepler bereits darauf vorbereitet, die Wirkungsweise

eines Fernrohrs zu verstehen. Bereits im Herbst 1610 hatte er die Gelegenheit, durch ein

geliehenes Instrument die Jupitermonde zu betrachten. Begeistert und angeregt von dieser

Beobachtung fertigte Kepler eine Schrift mit dem Namen Dioptrice (1611) in Augsburg an.

Dioptrice gilt als erstes modernes Optikerlehrbuch. Es beschreibt die Wirkungsweise von

Linsen und Linsenkombinationen sowie ihr Zusammenwirken mit dem menschlichen Auge.

Diese Studien führten ihn auch zum Entschluss, ein anderes und vielleicht noch effektiveres

Fernrohr zu bauen. Es wurde auch durch den Namen „keplersches- bzw. astronomisches

Fernrohr“ bekannt (siehe Abb.20 2.7). Der Unterschied zum galileischen Fernrohr bestand

darin, dass das keplersche Fernrohr nun aus zwei Konvexlinsen (Objektiv und Okular)

bestand. Es hatte auch ein größeres Gesichtsfeld.

17 vgl. [1] 18 vgl. [13, S. 9] (1. Keplergesetz: Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren gemeinsamen Brennpunkt die Sonne steht) 19 vgl. [13, S. 9] (2. Keplergesetz: Der von der Sonne zum Planeten gezogene Radiusvektor überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen) 20 vgl. [4, S. 30]

Abbildung 2.7: Prinzipieller Aufbau des keplerschen Fernrohrs


14

2.3 Fernrohrbeobachtungen im 17. Jahrhundert und die dabei auftretenden Probleme

Unabhängig von Galilei machten auch andere Beobachter bedeutende Entdeckungen.

Beispielsweise beobachtete Thomas Harriot (1560 bis 1621) bereits im Jahr 1609 den Mond

und auch die Sonnenflecken. Bedauerlicherweise notierte dieser alles nur in seinem

Notizbuch und veröffentlichte dies nicht. Im Jahre 1610, nur einen Tag später als Galilei

entdeckte Simon Marius (1573 bis 1624), ein Schüler von Tycho Brahe und Johannes Kepler,

die vier Jupitermonde. Er konnte durch weitere sorgfältige Beobachtungen sogar deren

Umlaufzeiten um Jupiter und ihre veränderliche Helligkeit entdecken.

Ein weiterer sehr bekannter Astronom war der Jesuitenpater Christoph Scheiner (1573 bis

1650). Er war der Erste, der durch jahrelange Beobachtungen der Sonnenflecken die Rotation

der Sonne feststellte und dies in seinem Werk Rosa Ursina (1630) verewigte.21

Als Galilei 1610 Saturn mit dem Fernrohr ins Visier nahm, war für ihn Saturn ein Gestirn, der

von zwei kleinen Gestirnen umgeben war. Sein Fernrohr mit einem Objektivdurchmesser von

ca. drei Zentimetern und einer Vergrößerung von 30-fach erlaubte nicht mehr zu erkennen. Es

sollte bis zum März 1656 dauern, bis Christian Huygens (1629 bis 1695) mit einem 3,5 Meter

langen Fernrohr bei etwa 50-facher Vergrößerung die Ringnatur des Saturns besser erkannte.

Eine weitere großartige Leistung in dieser Zeit war die Entdeckung des Großen Roten Flecks

(abgekürzt GRF) auf Jupiter von Robert Hooke (1635 bis 1703). Das selbst in kleinen

Fernrohren auch heute noch sehr gut sichtbare Wirbelgebiet der Jupiteratmosphäre hat ein

Ausmaß von 40.000 Kilometer Länge – also ca. dreimal so groß wie die Erde – und 13.000

Kilometer Breite.

Bei der Weiterentwicklung der Fernrohre stieß man aber bald auf große Schwierigkeiten,

welche auf Gesetzmäßigkeiten der Lichtausbreitung in Linsenkörpern in Form von

Abbildungsfehlern beruhten. Objektive der damaligen Zeit bestanden aus einer einzelnen von

einer Kugelfläche begrenzten Linse. Solch eine Linse war nicht in der Lage, alle von einem

unendlichen Punkt kommenden Strahlen in einem Punkt zu vereinigen. Randnahe Strahlen

wurden stärker gebrochen als mittelpunktnahe Strahlen.

21 vgl. [1, 3]


15

Diesen Abbildungsfehler nennt man auch sphärische Aberration (siehe Abb.22 2.8)

.

Die sphärische Aberration führt dazu, dass sich einzelne Linsenzonen zu einem

Streuungsscheibchen überlagern. Schon Kepler wies bei Verwendung von Linsen auf so einen

existierenden Fehler hin.

Ein weiterer und vielleicht noch schlimmerer Abbildungsfehler damaliger Linsen – und

teilweise auch jetziger Linsen schlechter Qualität – war die chromatische Aberration (siehe

Abb.23 2.9).

Sie entsteht dadurch, dass die verschiedenen Farbanteile des Lichtes unterschiedlich

gebrochen werden und keinen gemeinsamen Brennpunkt haben. Bei einem Himmelsobjekt

entstehen somit ein farbiger Saum und ein heller über dem ganzen Bild liegender Schleier.

Dies führt dann zu einer allgemeinen Kontrastminderung und Unschärfe des Bildes, wodurch

wiederum wichtige Details verloren gehen.

22 vgl. [15, S. 58] 23 vgl. [15, S. 59]

Abbildung 2.8: Sphärische Aberration; die Randstrahlen werden stärker gebrochen

Abbildung 2.9: Chromatische Aberration


16

Es sollte noch einige Zeit dauern, bis man auch diese Fehler vermindern konnte. Somit gab es

nur einen Weg, diese Fehler zu minimieren. Man musste das Öffnungsverhältnis24 – das

Verhältnis Objektivdurchmesser zu Brennweite – verkleinern. Nun konnte man um dies zu

erreichen, den Durchmesser des Objektivs bei gleich bleibender Brennweite verkleinern. Dies

war aber eine schlechte Lösung, da die Leistungsfähigkeit eines Fernrohrs von einem

möglichst großen Objektivdurchmesser abhing. Also war man bestrebt, die Brennweite zu

verlängern. Das Zeitalter der Riesenfernrohre war geboren. Weil ein Tubus von mehreren

Metern ein zu großes Gewicht gehabt hätte, entstand die Idee von so genannten

„Luftfernrohren“ 25, bei denen die Verbindung zwischen Objektiv und Okular durch einen

Seilzugmechanismus hergestellt wurde.

Der Danziger Ratsherr und Astronom Johannes Hevelius (1611 bis 1687) konstruierte um ca.

1641 ein solches Luftfernrohr (siehe Abb.26 2.10). Es hatte eine Länge von 45 Metern und

wurde in seinem Werk Machina coelestis (1673) genauer beschrieben. Mit diesem Fernrohr

machte er schon genaue Mond- und Kometenbeobachtungen und veröffentlichte dazu die

zwei Werke Selenographia (1647) und Cometographia (1668).

24 siehe Kapitel 3 – Abschnitt 3.1.1 25 vgl. [1, 3] 26 vgl. [3, S. 18]

Abbildung 2.10: Das „Luftfernrohr“ von J. Hevelius in Danzig. Stich aus dem Jahr 1908

Abbildung 2.11: Mondzeichnung von J. Hevelius; 17. Februar 1644


17

Da beim Herstellen so riesiger Linsenfernrohre ein großer technischer und finanzieller

Aufwand von Nöten war, strebte man eine andere Lösung an. Es wurde ein anderes System

entwickelt. Es war die Idee geboren, anstelle der Linsen einfach Spiegel in Form eines

Hohlspiegels zu verwenden. Während bei einem Linsenfernrohr – auch Refraktor genannt –

eine Sammellinse als Objektiv dient und das Licht bündelt, erfüllt dies bei einem

Spiegelteleskop – auch Reflektor genannt – ein sphärischer Spiegel. Ein anfängliches Problem

war, dass nur parabolische Spiegel einen scharfen Brennpunkt aufwiesen, diese aber erst

später hergestellt werden konnten. Somit diente als Reflektor ein leicht fehlerhafter

kugelförmiger- bzw. sphärischer Spiegel, dessen Querschnitt ein Kreisbogen war.

James Gregory (1638 bis 1675) beschrieb im Jahr 1663 die Konstruktion eines

Spiegelteleskops, das dann auch große Verbreitung an allen Sternwarten fand.

Ein Parabolspiegel reflektierte die Strahlen und warf sie auf einen kleinen konkaven

Sekundärspiegel außerhalb des Brennpunktes, von wo sie dann durch ein Loch im

Hauptspiegel auf die plankonvexe Augenlinse gelangen.

Im Jahre 1672 konstruierte Guillaume Cassegrain (1625 bis 1712) ein Spiegelteleskop, dessen

Bauprinzip (siehe Abb.27 2.12) erst im zwanzigsten Jahrhundert große Wirkung entfaltete. Im

Gegensatz zum Gregory Spiegelteleskop sitzt hier im Brennpunkt des Hauptspiegels ein

konvexer (hyperbolischer) Sekundärspiegel.

27 vgl. [6, S. 21]

Abbildung 2.12: Schematische Skizze eines Cassegrain-Teleskops


18

Ein weiterer Gelehrter, der Vorteile bei der Verwendung von Spiegeln sah, war der englische

Naturforscher Isaac Newton (1643 bis 1727). Im Jahr 1668 diskutierte er in Folge seiner

spektroskopischen Experimente die farbigen Ränder um die Sterne, die bei der Beobachtung

durch Linsenfernrohre auftraten. Er kam zum Schluss, dass eine einfache aus einem Stück

Glas zusammengesetzte Linse für jede Farbe im Spektrum eine andere Brennweite besitzt.28

Durch die farbigen Ränder konnte somit kein scharfes Bild entstehen. Den Effekt der

chromatischen Aberration hielt er sogar für störender als die sphärische Aberration, welche

etwa ein Kugelspiegel – im Gegensatz zum Parabolspiegel – hervor rief. Wie sich später

herausstellen sollte, kam er sogar zum falschen Schluss, es könnten keine achromatischen29

Linsenteleskope existieren oder auch hergestellt werden. Dadurch stellte er im Jahre 1672 der

Royal Society, dessen Vorsitz er auch innehatte, sein etwa 30 Zentimeter langes

Spiegelteleskop vor (siehe Abb.30 2.14). In den Brennpunkt des Hauptspiegels setzte er einen

geneigten Planspiegel, der die Strahlen seitlich aus dem Rohr zum Okular leitete.31

Alle drei Systeme, Gregory, Cassegrain und auch das Newton-Teleskop setzten sich aber im

17. Jahrhundert nicht durch. Gründe dafür waren, dass die Metallspiegel sehr schnell trüb und

„blind“ wurden. Zudem ließ sich das weiche Metall nicht so präzise polieren wie Glaslinsen.

In der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts kam es auch zur Institutionalisierung der

Himmelsforschung, indem immer mehr Sternwarten entstanden. In vielen Städten wie Paris 28 vgl. [1, 3] 29 Linsen, die den Farbfehler für zwei oder drei Farben korrigieren 30 vgl. [1, S. 218] 31 siehe Kapitel 3 – Abschnitt 3.1

Abbildung 2.13: Isaac Newton

Abbildung 2.14: Spiegelteleskop von Isaac Newton 1671


19

Kopenhagen, Greenwich und Berlin wurde der Bau von großen Observatorien vorangetrieben.

In Frankreich war es Ludwig XIV. – bekannt unter dem Namen der „Sonnenkönig“– der die

Academie Royale des Sciences im Jahr 1666 gründete und ein Jahr später ein angemessenes

Observatorium bauen ließ. Anfangs diente es aber mehr als Repräsentationsort und nicht

unbedingt der Wissenschaft. Bedeutende Wissenschaftler wie Christian Huygens und

Giovanni Domenico Cassini32 (1625 bis 1712) wurden vom „Sonnenkönig“ an den Hof

geholt.

Im Jahr 1675 erfolgte die Gründung des Observatoriums Greenwich. Wobei aber nicht der

Himmel, sondern die Seefahrt den Anlass dazu gegeben hatte. Die Kolonial- und

Handelsmacht England wollte ihren Schiffen eine sichere Fahrt auf Übersee ermöglichen und

für die astronomische Navigation benötigte man eben genaue Sternörter. Mit dem Bau der

Sternwarte Greenwich änderte sich auch die Begründung für Forschungsförderung. Am

Anfang diente rein die Astrologie als Antriebsfeder, wenn es um Herrschaftskraft und

Weltanschauung ging. Doch nun traten die Interessen des Handels, des Verkehrs sowie die

der materiellen Produktion, immer mehr in den Vordergrund. Auch die Zentren der Forschung

verlagerten sich immer mehr westwärts.

32 Entdeckte unter anderem auch eine Teilung des Saturnringes (Cassini-Teilung)

Abbildung 2.15: „Flamsteed-Trakt“ der Sternwarte Greenwich mit dem Zeitball als 12 Uhr-Signal für die Schiffe im Londoner Hafen


20

2.4 18. bis 19. Jahrhundert - die ersten Erfolge großer Metallspiegel und die Verbesserung der Linsensysteme

Im 18. Jahrhundert kam es zu einem großen Aufschwung in der Teleskopbaukunst. Immer

größere Spiegelteleskope entstanden und wuchsen als tatsächliche Konkurrenz zu den

Linsenteleskopen heran.

Ein Großer zu dieser Zeit war Friedrich William Herschel (1738 bis 1822). Eigentlich hatte er

keine richtige astronomische Ausbildung erfahren, stattdessen wurde er Musiker beim Militär.

Autodidaktisch bildete er sich in der Astronomie und begann mit den

Himmelsbeobachtungen. Heutzutage würde man Herschel als „Amateur“ bezeichnen, was

seine Leistungen auf keinen Fall schmälern sollte. Im Jahr 1773 begann er mit der Herstellung

von Spiegelteleskopen und sein Größtes stammt aus dem Jahre 1787 und hatte eine

Brennweite von 40 Fuß33 sowie eine Öffnung von 1,2 Metern.34 Berühmt wurde er durch

seine Entdeckung des Planeten Uranus im Jahre 1781. Er verfasste auch einen Nebelkatalog,

der die Positionen von über 2000 Nebeln35 und an die 200 Sternhaufen enthielt. Sein Sohn,

John F.W. Herschel (1792 bis 1871) setzte die Arbeiten seines Vaters fort und ging sogar

noch weiter, indem er in Südafrika die Kapstadtsternwarte errichtete (siehe Abb.36 2.17). Mit

dieser beobachtete er den Südhimmel und veröffentlichte als Ergebnis 1864 den General

Catalogue of Nebula and Clusters of Stars (oder als Kürzel GC).

33 1 Fuß = 0,30479 Meter (40 Fuß = 12,1916 Meter) 34 vgl. [1, 3] 35 Verdichtung von interstellaren Gasen und Staubpartikeln 36 vgl. [1, S. 250]

Abbildung 2.16: 40 füßiges Spiegelteleskop von W. Herschel in Slough

Abbildung 2.17: John Herschels Sternwarte am Kap der Guten Hoffnung, 1834-38


21

Chester Moore Hall (1703 bis 1771) gelang es im Jahr 1730 den Farbfehler, also die

chromatische Aberration, von Linsenfernrohren zu verringern. Er verwendete dazu eine

Kombination aus zwei Linsen, eine aus Kronglas und die andere aus Flintglas. Wie schon so

oft in der Geschichte, veröffentlichte auch er seine Entdeckung nicht. Somit oblag es John

Dolland (1706 bis 1761), ein nach England geflüchteter französischer Protestant, diese

Entdeckung bekannt zu machen. Er meldete 1756 in England das erste Patent auf

achromatische Linsen an und verbesserte die bisher schlechte Situation für Linsenteleskope

schlagartig. Anstelle der langen unhandlichen Fernrohre wurden nun wesentlich kleinere und

leistungsfähigere Instrumente hergestellt.

Anfangs war es aber nur die „Probiermethode“ – unterschiedliche Glassorten wurden dazu

ausprobiert – welche bei der Herstellung eine Rolle spielten. Dies änderte sich, als Joseph

Fraunhofer (1787 bis 1826) und der Glasmacher Pierre Louis Guinand (1748 bis 1824) sich

genauer damit beschäftigten. Von beiden erlangte ersterer sicherlich mehr Ansehen und

Berühmtheit. Auch heute noch ist in der Astronomie die FH- (Fraunhofer) Optik ein Begriff.

Fraunhofer beschäftigte sich mit dem Einfluss der chemischen Zusammensetzung auf die

Eigenschaften von Gläsern. Als er die Brechungseigenschaften für die einzelnen Farben

gesondert ermitteln wollte, entdeckte er im Farbspektrum der Sonne über 500 dunkle Linien,

die auch heute noch „Fraunhofer-Linien“ genannt werden. Sie treten bei der Spektralanalyse

auf, bei der chemische und physikalische Eigenschaften des Universums untersucht werden

können. Unter Fraunhofer entstanden die ersten Teleskope in Serienproduktion.

Leider war man mit der Größe der Linsen sehr eingeschränkt. Fraunhofer erzeugte damals

eine der größten achromatischen Linsen mit 38 Zentimetern Durchmesser für das

Observatorium in Petersburg. Deshalb war man nun bestrebt, die Entwicklung der

Reflektoren besser voranzutreiben. Der Chemiker Justus von Liebig (1803 bis 1873) erfand

im Jahr 1835 das chemische Versilberungsverfahren. Die bis dahin entstandenen

Teleskopspiegel waren alle aus poliertem Metall. In den Jahren 1856 und 1857 wurden nun

die ersten Teleskopspiegel aus Glas mit einer versilberten Oberfläche von Leon Foucault

(1818 bis 1868) hergestellt. Sie erbrachten anfangs aber nicht die erwarteten Leistungen und

es dauerte fast zwei Jahrzehnte, bis Isaac Roberts (1829 bis 1904) mit seinem 51 Zentimeter

Glasspiegelteleskop und fotografischen Aufnahmen der Andromeda-Galaxie37 weltweit

bekannt wurde. Von da an waren alle großen Himmelsforscher vom Leistungsvermögen des

Glasspiegels überzeugt. Die Glasspiegelteleskope setzten sich um die Jahrhundertwende nach

und nach zunächst in England, den USA und dann auch in Deutschland durch.

37 Spiralgalaxie - unserer Milchstraße sehr ähnlich


22

So kam es auch, dass im Jahre 1897 das letzte große Linsenteleskop der Welt aufgestellt

wurde und auch jetzt noch zu den größten Linsenteleskopen zählt. Es wurde im Yerkes

Observatory in Wisconsin aufgestellt. Mit einem Linsendurchmesser von 102 Zentimetern ist

es auch heute noch das größte Linsenteleskop der Welt (siehe Abb.38 2.18). Das Ende der Ära

der großen Linsenteleskope war somit eingeläutet worden. In den großen Observatorien

hielten immer mehr die großen Spiegelteleskope Einzug.

38 vgl. [3, S. 22]

Abbildung 2.18: Refraktor mit 102 Zentimetern Durchmesser, Yerkes Observatory 1897


23

2.5 20. bis 21. Jahrhundert – Zeitalter der modernen Teleskope

Von 1910 bis 1960 waren die Amerikaner federführend, was die Erforschung des Himmels

betraf. Es entstanden damals die großen Observatorien an der amerikanischen Westküste. Die

bereits bestehenden Observatorien wurden mit noch größeren leistungsfähigeren Geräten

ausgestattet.

Im Jahr 1917 wurde am Mount Wilson in Kalifornien ein 2,5 Meter Teleskop in Betrieb

genommen. Im Jahre 1948 wurde auf dem Mount Palomar in Kalifornien der Bau eines 5

Meter Spiegels vollendet. Die Entwicklungen in der Physik und in der Technik brachten also

immer größere und leistungsstärkere Instrumente zu Tage. Erst der wirtschaftliche

Aufschwung in den sechziger Jahren kam der astronomischen Forschung Europas zugute und

im Jahr 1962 wurde die „Europäische Organisation für Astronomie“, auch ESO (European

Southern Observatory) genannt, gegründet. Heute sind schon an die zehn Länder daran

beteiligt. Sie zählt zu den weltweit bedeutendsten und größten astronomischen

Forschungszentren und ist im Norden Chiles stationiert. Die ESO gehört außerdem zu den

wichtigsten Einrichtungen in der Beobachtung des südlichen Sternenhimmels. Das ESO-

Hauptquartier befindet sich heute in München-Garching.

Aber auch bei der Entwicklung immer größerer Spiegelteleskope stieß man sehr bald – wie

schon damals bei den Linsen – an die Grenzen des Machbaren. Bei der Errichtung eines sechs

Meter Spiegelteleskops im Kaukasus war man nun an eine Grenze gestoßen.39 Um

Verbiegungen vorzubeugen, hatte der Spiegel eine sehr große Masse und diese verhinderte in

der Nacht die schnellere Anpassung an die Umgebungstemperatur. Verformung der

Spiegelfläche war die Folge. Zudem brachte die große Masse des Spiegels eine aufwändige

Montierung mit sich, um die Stabilität des Teleskops zu gewährleisten.

Es dauerte bis in die 1980er Jahre, bis man mit Hilfe der fortschreitenden Computertechnik

auf neue Technologien setzen konnte. Es galt vor allem der Verformung aufgrund der großen

Spiegelmasse entgegenzuwirken. Es wurde das Prinzip der aktiven Optik40 verwendet. Heute

werden extrem dünne Spiegel hergestellt, die sich leicht verformen. Um dem

entgegenzuwirken ruht der Spiegel nicht mehr auf eine Trägerkonstruktion, sondern er ist

vielmehr mit einem Unterstützungssystem (siehe Abb.41 2.19) verbunden. Die einzelnen

Elemente, die mit einem Computer verbunden sind, registrieren jede kleine Verformung.

39 vgl. [3] 40 vgl. [7] 41 vgl. [7, S. 34]


24

Durch schnelle Steuerbefehle an das Unterstützungssytem wirken sie den Verformungen

sofort entgegen. Beim Galileo-Teleskop auf den „kanarischen Inseln“ werden an die 78

solcher Korrekturelemente angewandt.42

Das in den Jahren 1998 bis 2000 von der ESO im chilenischen Küstengebirge Paranal fertig

gestellte VLT (Very Large Telescope), verfügt sogar über 150 solcher Elemente.

Das VLT (siehe Abb.43 2.20) ist das zurzeit größte Spiegelteleskop und verfügt über vier

Spiegel, die je einen Durchmesser von 8,2 Metern haben. Die vier Spiegel können auch

unabhängig voneinander betrieben werden.

Mit den vier Großteleskopen könnte man zusammengeschaltet, also im Interferometriebetrieb,

ein rein rechnerisches Auflösungsvermögen eines 130-Meter-Teleskops erreichen44.

42 vgl. [7] 43 vgl. [3, S. 30] 44 vgl. Microsoft Encarta 2003

Abbildung 2.19: Schematische Darstellung der aktiven Optik

Abbildung 2.20: Das VLT (Very Large Telescope) der ESO auf dem Cerro Paranal in Chile


25

Bei der astronomischen Interferometrie beobachtet man einen Himmelskörper mit mehreren

Teleskopen und das Licht wird in einem gemeinsamen Fokus bzw. Brennpunkt

zusammengeführt. Werden die unterschiedlichen Lichtwege bis auf wenige Wellenlängen

ausgeglichen, treten im Fokus Interferenzstreifen auf. Diese enthalten die Information über

die Form des Körpers.45

Zwei weitere Riesenteleskope sind das von den Amerikanern betriebene Keck-Teleskop auf

Hawaii (siehe Abb.46 2.21) und das noch im Bau befindliche LBT (Large Binocular Telescope

– siehe Abb.47 2.22). Das Keck-Teleskop hat zwei Spiegel mit einem Durchmesser von zehn

Metern. Das LBT auf dem Mount Graham, welches ebenfalls von den Amerikanern, in

Kooperation mit deutschen Astronomen gebaut wird, ist gerade in Fertigstellung. Der erste

Spiegel wird im Jahre 2004 und der zweite im Jahre 2005 den Betrieb aufnehmen. Diese

Spiegel werden jeweils einen Durchmesser von 8,4 Metern haben.

Eine andere Technik als sie beim VLT angewandt wurde, ist jene, in der man große

Spiegelteleskope aus mehreren Einzelspiegeln (Multi-Mirror-Telescope) oder aus

zusammengesetzten Segmentspiegeln (Segment-Mirror-Telescope) herstellt. Der sphärische

Spiegel des HET (Hobby-Eberly-Telescope) am texanischen McDonald-Observtorium ist ein

Beispiel für ein Teleskop mit zusammengesetzten Segmentspiegeln. Es besitzt einen 11-

Meter-Spiegel, der aus 91 sechseckigen Segmentspiegeln entstanden ist48.

45 vgl. [8] 46 vgl. [9, S. 25] 47 vgl. [3, S. 31] 48 vgl. [3]

Abbildung 2.21: Kuppeln von Keck 1 und Keck 2, zwei 10 m Teleskope auf dem Gipfel des Vulkans Mauna Kea auf Hawaii

Abbildung 2.22: LBT (Large Binocular

Telescope) auf Mt. Graham in Arizona. USA


26

Neben der Zunahme der Spiegeldurchmesser, gab es noch weitere Entwicklungsschritte beim

Teleskopbau, welche die Leistungen der Teleskope steigerten. Ein weiterer Fortschritt war die

Entwicklung der adaptiven Optik.

Durch diese Technik werden die sphärischen Einflüsse verringert. Die durch die

Erdatmosphäre hervorgerufenen Störungen können in Echtzeit durch verformbare Spiegel

korrigiert werden. Die adaptive Optik enthält einen Wellenfrontsensor, der das gestörte

Sternenlicht misst und über Computer den Spiegel für die Korrektur ansteuert. Mit dieser

Optik können Teleskope bei günstigen Wetterverhältnissen nahezu ihr theoretisches

Auflösungsvermögen49 erreichen.

Mit der Entwicklung der Raumfahrt kamen die Forscher auf eine andere Idee, die störenden

Einflüsse der Erdatmosphäre zu umgehen. Sie entwickelten Teleskope, die oberhalb der

Erdatmosphäre agieren sollten. Hierzu sei vor allem das Weltraumteleskop Hubble genannt,

das in Kooperation der beiden größten Raumfahrtorganisationen NASA (National

Aeronautics and Space Administration) und der ESA (European Space Agency) entwickelt

und gebaut wurde. Das Hubble-Teleskop (siehe Abb.50 2.23), benannt nach dem Wegbereiter

der modernen Kosmologie, Edwin Hubble (1889-1953), hob nach einer fast 15 jährigen

Planungs- und Bauphase im Jahre 1990 zu seiner Weltraummission ab. Leider stellte man

bald einen Fehler in der Optik fest, der durch ein falsches Schleifen des 2,4 Meter Spiegels

verursacht wurde. Erst mit einer Reparaturmission im Jahre 1993 konnte der Fehler behoben

werden, und das Hubble-Teleskop konnte ab diesem Zeitpunkt mit seiner Mission so richtig

beginnen. Seitdem wurde bzw. wird es noch immer seiner Aufgabe mehr als gerecht und

liefert schon über Jahre aufschlussreiche Bilder aus dem All.

49 siehe Kapitel 3 50 vgl. [14, S. 91]

Abbildung 2.23: Hubble-Teleskop


27

In nächster Zukunft sind noch weitere Großprojekte geplant. Die ESO ist gerade bei der

Planung des OWL (Overwhelmingly Large Telescope) in der chilenischen Wüste. Es soll

einen Spiegeldurchmesser von 100 Metern haben und dadurch eine enorme Lichtstärke

erreichen. Sein Auflösungsvermögen soll 0,5 Millibogensekunden betragen.

Zum Vergleich: das menschliche Auge hat, wenn man den mittleren Spektralbereich

hernimmt, ein Auflösungsvermögen von 23 Bogensekunden. Ein anderes Projekt ist das

JWST (James Webb Space Telescope), Nachfolgerteleskop von Hubble, dessen Start für 2010

geplant ist.51

Zusammengefasst kann gesagt werden, dass meine Ausführungen auf den Bereich der

visuellen Astronomie beschränkt waren. Natürlich gibt es noch weitere Forschungsgebiete in

der Astronomie, die wichtige Beiträge zur Erforschung unseres Universums liefern. Sei es die

Sonnenforschung, die Spektroskopie der Sterne oder die vor allem in diesem Jahrhundert

entdeckte Radioastronomie. Insgesamt sind sie zu sehr wichtigen Bestandteilen der heutigen

Astronomie geworden. Doch das genauere Eingehen auf diese Teilgebiete würde den Rahmen

dieser Arbeit sprengen. Eines ist aber klar, durch die raschen Entwicklungen in der

Astronomie wird sich in nächster Zeit noch einiges tun. Die Menschheit kann somit gespannt

in die Zukunft, oder wie es eigentlich beim Blick durch ein Teleskop heißt, in die

Vergangenheit blicken.

51 vgl. [11]


28

2.6 Beginn der Astrofotografie und deren Entwicklung Neben den Entwicklungen der astronomischen Instrumente gab es noch eine große

wissenschaftliche Entdeckung, die als eines der größten Hilfsmittel in der Astronomie

bezeichnet werden kann. Die Rede ist von einer Errungenschaft, die im 19. Jahrhundert

entdeckt wurde und später auch in der Astronomie Einzug gehalten hat: die Fotografie.

Die fotografische Methode setzte sich um die Jahrhundertwende mehr und mehr gegenüber

den visuellen Beobachtungen durch. Es wurde die Möglichkeit geschaffen, auf Glasscheiben

auf denen eine lichtempfindliche Emulsion aufgebracht wurde, viele Sterne gleichzeitig zu

erfassen und sie auch für spätere Vergleiche aufzubewahren. Ein großer Vorteil war die

immer größer werdende Empfindlichkeit der Fotoplatten – so werden diese Glasscheiben

genannt – gegenüber den Augen.

Bereits im Jahr 1887 fand der erste Astrofotografische Kongress in Paris statt, in dem man

sich einigte, eine gesamte fotografische Dokumentation des Himmels vorzunehmen. Es wurde

ein Standardlinsenfernrohr, der so genannte Astrograf mit 34 Zentimetern Öffnung und einer

Brennweite von 3,4 Metern für diese Zwecke konzipiert.52

Ein sehr wichtiges Kriterium bei der Fotografie war das Öffnungsverhältnis. Bei einem

kleinen Öffnungsverhältnis des Teleskops hatte man ein größeres Gesichtsfeld und eine

größere Lichtstärke. Es wurden spezielle Fotobjektive für astronomische Zwecke entwickelt.

Durch die Ablöse der großen Linsenteleskope durch immer größer werdende Spiegelteleskope

stieß man aber auf ein Problem. Anders als eine Sammellinse produziert ein Parabolspiegel

nur in einem begrenzten Teil des Gesichtsfeldes wirklich scharfe Sternbilder. Für parallel zur

optischen Achse einfallenden Lichtstrahlen war die Fokussierung zwar perfekt, doch je größer

der Winkel der vom Stern ausgehenden Lichtstrahlen zur optischen Achse wurde, desto

schwieriger wurde das Fokussieren.

Die Lösung hatte Bernhard Schmidt (1879 bis 1935), indem er einen sphärisch geschliffenen

Spiegel verwendete, um die Randunschärfe des Parabolspiegels zu vermeiden. Die dadurch

auftretende sphärische Aberration überwand er durch eine im Krümmungsmittelpunkt des

Kugelspiegels angebrachte Korrektionslinse53. Auch heute erinnern uns die vielen Schmidt-

Cassegrain-Teleskope54 im Amateurbereich an diesen großartigen Forscher. Der größte

Schmidt-Spiegel der Welt mit einer Öffnung von 134 Zentimetern steht in der Sternwarte

Tautenburg bei Jena.

52 vgl. [3] 53 vgl. [10] 54 siehe Kapitel 3


29

Über die Jahre verbesserten sich immer mehr die Technik des Fotografierens und die

dazugehörigen Materialien, sodass großartige Bilder entstehen konnten.

Auch die Entwicklung in der Computertechnik brachte in der Astronomie einen weiteren

Vorteil. Die Fotoplatten wurden seit den 1980er Jahren, zumindest für kleinere Bildfelder bei

Direktaufnahmen und für die Spektroskopie, weitgehend durch moderne Technik ersetzt. Das

Zeitalter der elektronischen Detektoren hatte zu dieser Zeit begonnen. Es kamen so genannte

IDS (Image Dissector Scanner) zum Einsatz, welche das Bildfeld abtasten und das Licht

einem Photomultiplier55 zuführen.

Die größten Erfolge verzeichneten die Astronomen aber mit dem Einsetzen von

zweidimensionalen Bildspeichergeräten, wie den IPC (Image Proportional Counter)- und den

CCD (Charge Coupled Device)-Kameras. Wobei letztere wohl die größten Erfolge erzielen

konnten. In den letzten 15 Jahren wurden die herkömmlichen Fotoplatten zunehmen durch

diese lichtempfindlichen Empfänger, so genannten Halbleiterdetektoren ersetzt.

Diese Kameras besitzen CCD-Chips, oder auch auf Deutsch „Ladungsgekoppelte

Bauelemente“, die vor ca. 25 Jahren von W.S. Boyle und G.E. Smith entwickelt wurden. Die

zwei Forscher aus den Bell-Laboratorien in den USA hatten eigentlich ganz andere Absichten

mit dieser Entdeckung. Ursprünglich waren diese CCD-Chips für die Realisierung von

Schieberegistern und als analoge Speicher gedacht. So dauerte es einige Zeit, bis auch sie in

der Astronomie als Bilderfassungssystem eine Anwendung fanden.

55 dient zur Verstärkung in photoelektrischen Schaltungen

Abbildung 2.24: CCD-Kamera so wie sie auch in der Astronomie verwendet wird


30

Der große Vorteil dieser CCD-Chips ist wie schon erwähnt ihr lichtempfindlicher

Halbleiterchip. Moderne CCD-Kameras sind so empfindlich, dass sie nahezu jedes

einfallende Photon registrieren. Bei den Fotoplatten sind dagegen mehrere Photonen

erforderlich, um überhaupt ein Silberkörnchen in der fotochemischen Emulsion

freizusetzen.56

Auch in der Amateurastronomie haben sich in den letzten Jahren immer mehr die CCD-

Kameras durchgesetzt. Es gibt dazu auch regelmäßig CCD-Treffen, bei denen man sich

gegenseitig seine Erfahrungen erzählt. Ein großer Nachteil dieser Technik ist der Preis. Gute

CCD-Kameras sind ab ungefähr tausend Euros zu haben und das sprengt allzu oft das Budget

vieler Amateure.

Seit den letzten paar Jahren gibt es dazu eine Alternative. Im Zeitalter des Internet und der

Internettelephonie haben sich so genannte Webcams, entwickelt. Das sind Kameras, mit denen

man kurze Videos aufnehmen oder sogar Videokonferenzen abhalten kann. In diesen

Webcams befinden sich ebenfalls solche CCD-Chips. Sie sind zwar kleiner als die CCD-

Chips von speziellen „CCD-Astrokameras“, doch im Preisleistungsverhältnis liegen sie weit

voran. Kostet doch eine Webcam nur ein zehntel von dem, was eine „CCD-Astrokamera“

(siehe Abb.57 2.24) kostet. Natürlich ist aber auch der Einsatzbereich – er beschränkt sich eher

auf die Aufnahmen von Planeten und sehr hellen Himmelsobjekten – eingeengt, aber für eine

„kleinere Geldbörse“ das ideale Werkzeug in der Astrofotografie.

Diese neue Technik will ich in meiner Arbeit detailliert vorstellen. In den nächsten Kapiteln

sollen Handhabung und Funktionsweise der Webcam ausführlich beschrieben werden.

56 vgl. [3] 57 vgl. [7, S. 31]

31

Kapitel 3

Webcam-Astronomie

In der Amateurszene setzte sich die CCD-Technik in den letzten Jahren immer mehr gegen

die herkömmliche Fotografie durch. Aufgrund der größer werdenden Lichtempfindlichkeit

dieser kleinen Halbleiterchips können immer bessere Ergebnisse erzielt werden. Die daraus

resultierenden immer kürzer werdenden Belichtungszeiten erlauben, die störenden

Luftbewegungen (auch „Seeing“ genannt) fast ganz auszuschalten. Weitere Vorteile ergeben

sich durch die Möglichkeiten der digitalen Ansteuerung. Die rasche Entwicklung in der CCD-

und der Computertechnik lassen die Astrokameras immer leistungsfähiger werden und

eröffnen dadurch immer mehr Einsatzmöglichkeiten. Der große Nachteil solcher CCD-

Astrokameras ist ihr Preis. CCD-Kameras besserer Qualität sind erst ab 1000 € zu haben.

Durch die doch eher schlechte finanzielle Lage der Schulen wird es wohl selten sein, dass sie

sich solche Kameras leisten können.

In den letzten Jahren hat sich aber eine Technologie entwickelt, die es erlaubt, zu einem

vernünftigen Preis diese Technik trotzdem zu nützen. Die Rede ist von den Webcams, die mit

der Entwicklung des Internets entstanden sind. Manche Webcams sind nämlich schon mit so

genannten CCD-Chips ausgestattet. Webcams sind im Vergleich zu den CCD-Astrokameras

um einiges preiswerter und dadurch für Schulen eine interessante Alternative. Mit der

Webcam hat man in der Schule die Möglichkeit, den Schülern Astronomie auf eine andere

Art näher zu bringen.

Für den Einsatz der Webcam im Unterricht gibt es drei wesentliche Voraussetzungen, die

erfüllt sein müssen.

Kapitel 3 Webcam-Astronomie

32

Man braucht:

• Teleskop und Zubehör

• Webcam (+ IR-Sperrfilter58)

• Computer und Nachbearbeitungssoftware

Stehen diese Dinge zur Verfügung, ist einem interessanten Physik- bzw. Astronomieunterricht

nichts mehr in den Weg gelegt.

In diesem Kapitel wird auf die benötigten Voraussetzungen genauer eingegangen. Es werden

die in Schulen wohl am ehesten anzutreffenden Teleskope, die Webcam, die enthaltene CCD-

Technik und ihre Handhabung genauer vorgestellt.

Am Ende des Kapitels werden noch die Aufnahmeergebnisse gezeigt und die für den

Schulunterricht möglichen Beobachtungsobjekte vorgestellt.

3.1 In der Schule häufig verwendete Fernrohre und Teleskope

Manche Schulen sind schon mit einer richtigen Sternwarte ausgerüstet und setzen diese auch

gezielt im Unterricht ein.59 Schulen, die nicht so gut ausgestattet sind, haben aber die

Möglichkeit sich in ihrer näheren Umgebung umzusehen. Oft gibt es öffentliche oder private

Sternwarten, die von astronomischen Vereinigungen betreut werden und ganz in ihrer Nähe

sind. Diese könnten sicherlich besucht werden, denn die Betreiber freuen sich immer wieder

über jegliches Interesse aus der Öffentlichkeit.

In diesem Punkt sollen nun die gängigsten Teleskoparten vorgestellt werden, die – wenn

vorhanden – am häufigsten in Schulen oder Sternwarten vorkommen. Es gibt zwei Hauptarten

von Teleskopen. Das wären zum einen die Refraktoren (Linsenteleskope) und zum anderen

die Reflektoren (Spiegelteleskope). Beide Typen kommen in den Schulen zum Einsatz.

Refraktor

Ein Refraktor enthält eine oder mehrere Linsen, welche das Licht sammeln und eine

Abbildung erzeugen.

58 Ein Infrarot (IR) –Sperrfilter blockt die Infrarotstrahlung ab – näheres unter Abschnitt 3.2.2 59 siehe Kapitel 4 – BRG Kepler Schulsternwarte


33

Bei sehr billigen Geräten, wie man sie oft in Kaufhäusern erhält, besteht das Objektiv60 aus

einer Einzellinse. Diese Einlinsensysteme sind mit einigen Abbildungsfehlern, wie zum

Beispiel der chromatischen – oder auch der sphärischen Aberration61 behaftet.

Um den Farbfehler zu korrigieren sind die meisten etwas besseren Fernrohre bereits mit

einem Fraunhofer-Objektiv (FH-Objektiv) ausgestattet (siehe Abb.62 3.1). Diese nach dem

Erfinder Josef Fraunhofer63 benannten Objektive sind zweilinsig.

Solche Linsensysteme, welche die chromatische Aberration auf diese Weise verringern,

werden auch Achromaten genannt.

Werden „Drei“ –oder sogar „Vierlinser“ verwendet, spricht man von so genannten

Apochromaten (farbfehlerfrei). Der große Nachteil dieser mehrlinsigen Systeme ist die

komplizierte Herstellung und der dadurch sehr stattliche Preis. Deshalb nehmen die meisten

Amateurastronomen lieber kleinere Abbildungsfehler in Kauf, bevor sie doch einige tausend

Euro mehr investieren.

Newton-Reflektor

Dieses Spiegelteleskop, nach der Bauform von Newton, erzeugt die optische Abbildung

alleine durch Reflexion. Hauptbestandteil des Newton-Reflektors sind zwei Spiegel. Einer

davon ist der Hauptspiegel, der zur Vermeidung von Bildfehlern meist parabolisch

geschliffen wird. Die von ihm reflektierten Strahlen werden kurz vor dem Brennpunkt von

einem kleinen um 45° geneigten Fangspiegel seitlich aus dem Tubus64 gelenkt.

60 siehe Abschnitt 3.1.1 61 siehe Abschnitt 3.1.2 62 vgl. [14, S. 14] 63 siehe Kapitel 2 64 jene Röhre, die beim Teleskop das Objektiv und das Okular miteinander verbindet

Abbildung 3.1: Fraunhofer-Refraktor


34

Der Beobachter muss nun seitlich in das Teleskop hineinblicken (siehe Abb.65 3.2). Der große

Vorteil gegenüber Linsenfernrohren ist das farbreine Bild des reflektierten Lichtstrahls.

Es gibt aber auch Nachteile bei der Verwendung von Newton-Reflektoren. Der vor dem

Hauptspiegel im einfallenden Licht sitzende kleine Fangspiegel sorgt für Lichtverlust infolge

von Abschattung (Obstruktion). Beim Vergleich der üblichen Fläche des Fangspiegels und die

des Hauptspiegels stellt man fest, dass der Lichtverlust aber nur minimal ist. Beim typischen

Newton-Teleskop für Einsteiger (Hauptspiegeldurchmesser 114 mm und Brennweite 900

mm) ist der Fangspiegel rund 25 mm groß. So bewirkt dessen Fläche durch Abschattung

einen unmerklichen Lichtverlust von nur 4,8%.66 Gravierender ist da schon die durch den

Fangspiegel und dessen Haltestreben hervorgerufene Lichtbeugung.

Diese sorgt für eine leichte Unschärfe und Kontrastminderung, was wiederum die

Leistungsfähigkeit des Teleskops herabsetzt. Es gilt dafür eine Faustformel, die folgendes

besagt: ein Newton Teleskop leistet höchstens soviel wie ein Linsenfernrohr folgender Größe

Hauptspiegeldurchmesser – Fangspiegeldurchmesser.

Cassegrain-Reflektor

Neben dem Newton-Teleskop mit seitlichem Einblick gibt es noch eine weitere

Grundbauform des Spiegelteleskops. Bei dieser Bauform ist der Hauptspiegel im Zentrum

durchbohrt und der Fangspiegel wirft das gebündelte Licht in die Richtung des Hauptspiegels

zurück. Die Einblickposition entspricht somit der eines Refraktors.

Beim klassischen Cassegrain-System besteht der Hauptspiegel aus einem parabolischen und

der Fangspiegel aus einem hyperbolischen Spiegel. Durch die kurze Brennweite des

Hauptspiegels erreicht man eine sehr kompakte Bauweise. 65 vgl. [14, S. 14] 66 vgl. [14, S. 17]

Abbildung 3.2: Newton-Reflektor


35

Bei diesen erwähnten Bauarten (Newton– und Cassegrain-Teleskop) gibt es aber einen

wesentlichen Nachteil. Der Nachteil der beiden Systeme ist die Bauweise des offenen Tubus.

Durch den offenen Tubus kommt es bei der Tubusöffnung zu Luftturbulenzen, die durch

unterschiedliche Lufttemperaturen innerhalb und außerhalb des Tubus zustande kommen.

Diese flimmernde Luft führt dann zu einer Bildverschlechterung.

Um die soeben geschilderten Effekte des Luftaustausches und die vorher erwähnte

Lichtbeugung an den Streben der Fangspiegelhalterung zu verringern, stellt man Tubusse her,

die nach vorne hin mit einer Glasplatte abgeschlossen werden. Solche Systeme werden auch

katadioptrische Systeme genannt.

Ein katadiotrisches Spiegelteleskop ist kein reinrassiges Spiegelteleskop, denn es befindet

sich zusätzlich ein linsenähnlicher Glaskörper im Strahlengang.

Die Vorsilben „kata“ (herunterbrechen) und „di“ (zwei) weisen schon darauf hin, dass man es

hier mit zwei optischen Systemen (Linsen und Spiegel) zu tun hat. Ein typischer und vor

allem weit verbreiteter Vertreter dieses Typs ist das Schmidt-Cassegrain-Teleskop.

Schmidt-Cassegrain-Teleskop (siehe Abb.67 3.3)

Bei diesem Teleskoptyp wird das Problem der sphärischen Aberration durch eine

Korrektionsplatte (Schmidt-Platte) korrigiert. Diese Korrektur erlaubt die Benutzung eines

Hauptspiegels mit einem hohen Öffnungsverhältnis68. Vor allem amerikanische Hersteller

haben dieses für den Amateurbereich sehr zweckmäßige Teleskop in großen Mengen und

zahlreichen Variationen auf den Markt gebracht.

67 vgl. [14, S. 14] 68 siehe Abschnitt 3.1.1

Abbildung 3.3: Schmidt-Cassegrain-Teleskop


36

okobj ffV =

objobj DfO =

3.1.1 Wichtige Kenngrößen bei Teleskopen Es ist wichtig über die verschiedenen Arten und Bauweisen von Teleskopen bzw. Fernrohren

Bescheid zu wissen. Aber ebenso wichtig ist es, bestimmte physikalische Kenngrößen dieser

Instrumente zu kennen.

Das Objektiv ist die abbildende Optik und fast der wichtigste Teil des Fernrohrs bzw.

Teleskops. Für die Leistung ist der Objektivdurchmesser (Öffnung des Teleskops) der wohl

wichtigste physikalische Parameter. Je größer dieser ist, desto mehr Licht kann das Fernrohr

sammeln. Wie wir später noch sehen werden, ist auch das Auflösungsvermögen

(Detailschärfe) des Fernrohres von der Größe des Objektivdurchmessers abhängig.

Ein weiteres wichtiges Merkmal des Objektivs ist seine Brennweite. Sie gibt an, welche

grundsätzlichen Vergrößerungsmöglichkeiten bei den Spiegelteleskopen bzw.

Linsenfernrohren bestehen. Für die Leistung ist sie aber weniger entscheidend.

Das Öffnungsverhältnis (bei Fotoobjektiven die „Blende“) ist wesentlich entscheidender. Es

drückt das Vielfache der Objektivbrennweite im Verhältnis zum Objektivdurchmesser aus.69

Ist Dobj der Objektivdurchmesser und ist fobj die Brennweite des Objektivs, dann lässt sich

das Öffnungsverhältnis O wie folgt berechnen: 70

(3.1)

Das Linsenfernrohr der Schulsternwarte des BRG Kepler71 (Dobj=150mm; fobj=1210mm) hat

das Öffnungsverhältnis f:8 und das Cassegrain Spiegelteleskop (Dobj=320mm;

fobj = 4760mm) ein Öffnungsverhältnis von f:15.72

Die Vergrößerung eines Teleskops bzw. Fernrohrs ist jener Faktor, um den das von seinem

optischen System erzeugte Bild gegenüber dem mit bloßem Auge betrachteten Bild

vergrößert worden ist. Die Vergrößerung V errechnet sich nach folgender Formel: 73

(3.2)

Dabei sei mit fok die Brennweite des Okulars gemeint.

69 vgl. [14] 70 vgl. [5, S. 81] 71 siehe Kapitel 4 – Schulpraktischer Teil 72 siehe Internetadresse http://www.brgkepler.at/sternwarte/instrumentarium.asp 73 vgl. [5, S. 82]


37

Für unterschiedliche Vergrößerungen werden nun Okulare mit verschiedenen Brennweiten

verwendet. Leider misst man der Vergrößerung oft allzuviel an Bedeutung bei. Höhere

Vergrößerungen können zwar mehr Details zeigen, jedoch ist eine zu hohe Vergrößerung

auch oft mit negativen Begleiterscheinungen behaftet. Folgende Punkte sollen dies zeigen. Je

höher die Vergrößerung um so:

• lichtschwächer wird das Bild

• kleiner wird der Bildausschnitt am Himmel

• stärker wird die Luftunruhe mitvergrößert

• stärker tritt das Zittern eines schlecht montierten Fernrohres in Erscheinung

Deshalb ist es besser, mit der Vergrößerung zwischen der minimalen- und der maximalen

Vergrößerung zu bleiben. Um diese gerade erwähnten Grenzen genauer definieren zu können,

ist es wichtig, noch eine Kenngröße einzuführen.

Als AP (AustrittsPupille) wird der Durchmesser der Austrittspupille bezeichnet. Dabei

handelt es sich um den Durchmesser des aus dem Okular austretenden Lichtbündels. Um eine

bestmögliche Bildhelligkeit zu erreichen, sollte deshalb bei allen astronomischen

Beobachtungen die Austrittspupille etwas kleiner als die Augenpupille AE

(AugenEintrittsöffnung) sein.

Ist nämlich AP größer als AE, geht ein Teil des einfallenden Lichtes an der Regenbogenhaut

des Auges verloren.74

Zu berücksichtigen ist, dass der Durchmesser der Augenpupille mit dem Lebensalter

abnimmt, wie folgende Tabelle (siehe Abb.75 3.4) zeigen soll.

74 vgl. [6, S. 32] 75 vgl. [6, S. 31]

Abbildung 3.4: Diese Tabelle zeigt, dass der Durchmessers der Augenpupille über die Jahre hinweg abnimmt


38

VmmDAP obj ][=

AEmmDV obj ][min =

][2max mmDV obj⋅=

Die Austrittspupille AP lässt sich wie folgt berechnen: 76

(3.3)

Um die noch sinnvolle Minimalvergrößerung Vmin zu berechnen, nimmt man diese Formel

und ersetzt die Austrittspupille AP durch die Augenpupille AE. Man erhält durch umformen

von (3.3): 77

(3.4)

Nimmt man jetzt als Rechenbeispiel das 6“ Linsenteleskop (Dobj=150mm) der

Schulsternwarte des BRG Kepler und eine Augenpupille AE von 7mm (entspricht dem

Augenpupillendurchmesser bei ca. 30 Jährigen), ergibt sich eine Minimalvergrößerung von

21,5. Das heißt, dass eine Vergrößerung unter diesen Wert nicht sinnvoll wäre.

Bei der Maximalvergrößerung Vmax wirkt das Auge als begrenzendes Element. Das

menschliche Auge kann gerade noch Details von rund 0,5mm Abstand unterscheiden.

Dadurch lässt sich eine sinnvolle Vergrößerung wie folgt angeben: 78

(3.5)

Wenn wir nun wieder als Rechenbeispiel das 6“ Linsenteleskop (Dobj=150mm) hernehmen,

kommt man auf einen Wert von 300-fach sinnvoller maximaler Vergrößerung. Dieser Wert ist

aber sehr von den Luftverhältnissen und von der Qualität der Verarbeitung der optischen

Teile abhängig. In den meisten Fällen bleibt er nur ein theoretischer Wert.

Eine weitere grundlegende Kenngröße ist das Auflösungsvermögen θ des Teleskops. Es ist

abhängig von der Öffnung des Teleskops. Das Auflösungsvermögen ist direkt proportional

zur Wellenlänge λ des beobachteten Lichtes und indirekt proportional zur Öffnung des

Teleskops.

76 vgl. [14, S. 80] 77 vgl. [14, S. 81] 78 vgl. [14, S. 81]


39

"206265)22,1( ⋅⋅=Θ objDλ

"20626518036001 =⋅= πrad

"92,0"206265)15,01055022,1( 9 =⋅⋅⋅=Θ −

Das Auflösungsvermögen θ eines Teleskops wird in Bogensekunden angegeben und errechnet

sich aus: 79

(3.6)

Der Wert 206265“ ergibt sich durch die Umrechnung aus dem Bogenmaß (Radiant) in

Bogensekunden. 80

(3.7)

Der Wert 1,22 (Radiant) beschreibt den minimalen Abstand, bei dem zwei gleich helle

Beugungsscheibchen (Airy-Scheiben) noch getrennt erscheinen. Nach Rayleigh ist dies die

größtmögliche Annäherung zweier Sternscheibchen, die man noch getrennt erkennen kann,

bevor sie den Anschein erwecken, miteinander verschmolzen zu sein. Man bezeichnet die

obige Formel (3.6) daher oft als „ Rayleigh-Kriterium“.81 Um wieder eine Abschätzung für

die Größe des Auflösungsvermögens zu bekommen, errechnen wir es am Beispiel des 6“

Linsenteleskops. Für den Wert λ nehmen wir 550nm (grünes Licht), denn dort ist das

menschliche Auge am empfindlichsten. Dobj setzen wir noch in Meter ein (also: 0,15m) und

erhalten dann:

Würden also zwei Sterne einen Abstand von 0,92“ haben, könnte man sie mit diesem

Fernrohr (Dobj=150mm) noch als getrennt wahrnehmen.

3.1.2 Häufig auftretende Abbildungsfehler Verschiedene optische Hilfsmittel, seien es nun Spiegel oder Linsen, neigen zu bestimmten

Bildfehlern, die man als optische Aberrationen bezeichnet. Es gibt verschiedene Arten solcher

Aberrationen, die im Folgenden kurz vorgestellt werden sollen.

79 vgl. [14, S. 114] 80 vgl. [5, S. 83] 81 vgl. [14, S. 111]


40

Sphärische Aberration (siehe Abb. 2.8 – Kapitel 2)

Dieser Fehler, der auch Öffnungsfehler genannt wird, tritt bei Spiegelteleskopen und

Linsenfernrohren auf. Die äußeren Zonen einer Linse oder eines Spiegels haben eine kürzere

Brennweite als die mittleren Zonen, was zu einer unscharfen Abbildung führt.

Bei Linsenfernrohren kann der Fehler korrigiert werden, in dem man eine Linsenkombination

aus einer Sammel- und Zerstreuungslinse verwendet (viele optische Instrumente benützen

sogar mehrere Linsenkombinationen).

Bei Reflektoren kann man mit Hilfe eines Parabolspiegels diesen Fehler umgehen.82

Chromatische Aberration (siehe Abb. 2.9 – Kapitel 2)

Dieser Fehler ergibt sich aus der Tatsache, dass der Brechungsindex von Glas von der

Wellenlänge abhängt. Kurzwelliges Licht (blaues Licht) wird stärker gebrochen als

langwelliges Licht (rotes Licht).

Durch Verwendung von Achromaten, also zwei Linsen mit unterschiedlichem

Brechungsindex, kann dieser Abbildungsfehler minimiert werden.

Beide Abbildungsfehler beziehen sich auf achsenparallel einfallende Lichtbündel. Es gibt

auch Abbildungsfehler, die bei schräg einfallendem Licht auftreten können.

Koma

Bei diesem Abbildungsfehler erscheinen die Bilder punktförmiger Objekte (Sterne)

kometenförmig. 83

Astigmatismus

Dieser Bildfehler kommt daher, dass für schief einfallende Lichtstrahlen das Objektiv kein

Kreis, sondern eine Ellipse ist. Dadurch erfolgt die Abbildung nicht in einen Punkt, sondern

in zwei Brennebenen.

Bildfeldwölbung

Parallele Lichtbündel die gegen die Achse geneigt sind, werden nicht in einer Ebene

abgebildet.

82 vgl. [7, S. 32] 83 vgl. [5]


41

3.1.3 Montierung

Alle Teleskope auf der Erdoberfläche brauchen eine Tragekonstruktion. Zwei zueinander

senkrechte Achsen müssen drehbar gelagert sein, um das Teleskop exakt auf bestimmte

Punkte am Himmel ausrichten zu können.

Um das Teleskop den Himmelsobjekten - die scheinbar über den Himmel wandern -

nachführen zu können, ist eine stabile Montierung unbedingt nötig.

Grundsätzlich gibt es zwei unterschiedliche Typen:

• Azimutale Montierung (siehe Abb.84 3.5): Diesen Typ kennt man von Foto- oder

Videostativen. Die Bewegung um die Altitude (Höhenachse) erfolgt durch „nach

Oben“ oder „Unten schwenken“. Bewegungen parallel zum Horizont (nach links

oder rechts drehen) nennt man Drehung um den Azimut (Horizontalachse). Bei

dieser Montierung muss man beide Achsen nachführen, um das Objekt im

Gesichtsfeld behalten zu können. Ohne Nachführmotor ist mit dieser Montierung

das Aufnehmen mit der Webcam nicht zu empfehlen.

84 vgl. [17, S. 26]

Abbildung 3.5: Azimutale Montierung


42

• Parallaktische bzw. Äquatoriale Montierung (siehe Abb.85 3.6): Diese Montierung

erlaubt, dass Sterne nur mit einer Drehbewegung verfolgt werden können. Hier zeigt

eine Achse (Polachse) auf den nördlichen Himmelspol. Das ist jener Punkt, um den

die Sterne scheinbar rotieren. Die Achse um die man das Teleskop nachführt, wird

parallel zur Erdachse ausgerichtet (geographische Breite einstellen). Diese Art der

Montierung ist vor allem bei der Himmelsfotografie oder speziell beim Einsatz der

Webcam von großem Vorteil. Falls kein Nachführmotor vorhanden ist, braucht man

nur in einer Achse nachführen. Voraussetzung dafür ist die genaue Ausrichtung zum

Himmelspol.

85 vgl. [17, S. 26]

Abbildung 3.6: Äquatoriale Montierung


43

3.1.4 Zubehör Zu den wichtigsten Teilen gehören sicherlich die Okulare. Mit den Okularen wird das von der

Teleskoplinse oder dem Hohlspiegel gewonnene Bild vergrößert. Sinnvoll sind drei bis vier

Okulare. Zwei davon sollten für die Maximal– und Minimalvergrößerung und ein bis zwei für

den Zwischenbereich Verwendung finden. Okulare sind bei Benützung der Webcam

besonders für die vorher nötige Bildeinstellung sehr wichtig.

Ein weiteres wichtiges Zubehör ist die Barlowlinse. Sie soll die Fernrohrbrennweite und

damit die Vergrößerung, um einen gewünschten Faktor verlängern.

Der Zenitspiegel bzw. das Zenitprisma ist ein Zubehör, das vor allem bei der visuellen

Beobachtung nicht fehlen sollte. Da sich bei den Refraktoren und den Schmidt-Cassegrain-

Teleskopen der Einblick hinter dem Teleskop befindet, ist besonders das Beobachten der

Objekte im Zenit sehr anstrengend. Da wird einem die Wichtigkeit eines solchen Teiles

schnell klar. Bei der Benützung der Webcam braucht man dies nicht unbedingt.

Filter gibt es für die verschiedenen Beobachtungsvorhaben (Sonne, Mond und Planeten).

Diese sind aber mit besonderer Vorsicht auszuwählen. Vor allem bei der Sonnenbeobachtung

ist die richtige Wahl des Filters sehr wichtig.

Der Sucher auf dem Teleskop ist ebenfalls von großer Bedeutung. Da das Teleskop auch bei

schwächster Vergrößerung nur einen kleinen Ausschnitt (auch Blickfeld genannt) des

Himmels zeigt, wird grundsätzlich die Suche nach den Beobachtungsobjekten erschwert. Ein

Sucherfernrohr, das eine geringere Vergrößerung und damit ein größeres Blickfeld aufweist,

kann dabei die Sache wesentlich erleichtern.

Auch Taukappen, die das Beschlagen bei Schmidt-Cassegrain-Teleskopen verhindern, sollten

bei langen Beobachtungen nicht fehlen.

In letzter Zeit kann auch die Webcam als wichtiges Zubehörteil dazugezählt werden. Hier

bieten sich die Philips ToUCam 740K oder vergleichbare Modelle an. Für meine Arbeit

verwendete ich die Philips ToUCam 740K.


44

3.2 Alles rund um die Webcam

Mit Hilfe der Webcam wurde eine neue Ära der Planetenfotografie eingeleitet. Auch zur

Beobachtung der Sonne (Achtung, nur mit Sonnenfiltern!!) oder des Mondes, stellt sie eine

hervorragende Alternative zur sonst so teuren CCD-Astrokamera dar.

Aufgrund der begrenzt verstellbaren Belichtungszeit ist ihr Einsatzbereich aber auch etwas

eingeschränkt. Der Webcam stehen nur die helleren Objekte wie

• Sonne

• Mond

• Planeten

• hellere Doppelsterne

• Sternhaufen? (bei günstigen Beobachtungsabenden und

Beobachtungsplätzen)

zur Verfügung. Diese sind aber für den Schulalltag völlig ausreichend und bieten genügend

Stoff für den Unterricht.

Für lichtschwächere Objekte müsste die Kamera elektronisch umgebaut werden, um die

Belichtungszeiten zu verlängern (längere Belichtungszeiten sind für Deep-Sky-Objekte

notwendig). Zusätzlich müsste sie durch die längeren Belichtungszeiten gekühlt werden. Für

meine Arbeit benutzte ich die nicht modifizierte Webcam Philips ToUCam 740K. Es können

natürlich auch andere Webcams verwendet werden. Man sollte nur darauf achten, dass die

Webcam mit einem „richtigen“ CCD-Chip und nicht mit einem auf CMOS(Complementary

Metall-Oxid-Semiconducter)-Technik basierenden CCD-Chip ausgestattet ist. Ein mit

CMOS-Technik ausgestatteter CCD-Chip weist ein stärkeres Rauschen auf und hat auch eine

geringere Lichtempfindlichkeit als ein „richtiger“ CCD-Chip. 86 Die Philips ToUCam ist mit

einem „richtigen“ CCD-Chip ausgestattet und wird auch in der „Amateur-Astroszene“ am

häufigsten verwendet. Mittlerweile gibt es schon das Nachfolgemodell (Philips ToUCam

840K) der Philips ToUCam 740K, welches sich aber nur im Aussehen vom Vorgänger

unterscheidet. Berichten zur Folge sind Funktion und Bildqualität gleich geblieben.

86 näheres siehe Abschnitt 3.2.1.1


45

Die Philips ToUCam (siehe Abb. 3.7) besteht aus einem Plastikgehäuse und einer

eingeschraubten Optik. Sie kann über einen USB-Port mit dem Computer verbunden werden.

Wenn man das Gehäuse aufschraubt, zeigt sich auf einer Platine der CCD-Chip (siehe Abb.

3.8) – das Herzstück der Webcam.

Abbildung 3.7: Philips ToUCam 740K

Abbildung 3.8: Platine mit darauf befindlichem CCD-Chip


46

3.2.1 CCD-Technik

Die Abkürzung CCD (Charge Coupled Device) stammt aus Amerika und heißt übersetzt

soviel wie „Ladungs-Kopplungs-Einheit“.

Das Grundprinzip eines CCD-Bildaufnahmesystems ist mit dem einer normalen Filmkamera

vergleichbar. Der Unterschied liegt in der Bildaufnahme und Bildausgabe. Bei der

Filmkamera wird der fotoempfindliche Film zum Objektiv bewegt, belichtet und

abtransportiert. Das Filmmaterial wird über mechanische Teile zu den Filmrollen

transportiert, wo die Information dann gelagert wird.

Bei der CCD-Technik wird nichts mechanisch bewegt. Auf dem CCD-Sensor wird das durch

das Objektiv einfallende Licht abgebildet. Die Lichtinformation wird durch den inneren

Fotoeffekt87 als elektrische Ladung gespeichert und nun rein elektronisch durch eine zentrale

Ablaufsteuerung abtransportiert.88

3.2.1.1 Aufbau und Funktion der Photodetektoren in CCD-Zellen

Ein CCD-Chip besteht aus einer geometrischen Anordnung vieler einzelner

lichtempfindlicher Halbleiterzellen89, den so genannten Pixel (picture elements). So ein

Einzelpixel hat eine definierte geometrische Abmessung und ist in der Größenordnung von

einigen Mikrometern Länge und Breite (1µm entspricht 10-6m – bei der Philips ToUCam hat

ein Pixel die Abmessungen: 5,6µm (Horizontal)*5,6µm (Vertikal)90).

Fällt nun Licht auf eine dieser Zellen, wird eine Ladung aufgebaut, die umso größer ist, je

länger die Zelle sich im Belichtungsmodus (auch Integrationsmodus genannt) befindet.

87 dieser Effekt wird vor allem bei Isolatoren und Halbleitern beobachtet; die durch Photonen angeregten Elektronen verlassen das Material nicht (deshalb der Name „innerer Fotoeffekt“), sondern werden vom Valenzband in das Leitungsband angehoben 88 siehe Abschnitt 3.2.1.2 89 als Halbleitermaterialen werden meist Silizium und Germanium verwendet 90 siehe Internetseite http://home.arcor.de/mariow1/webcam.htm – Link zu CCD-Chip der Firma Sony


47

Photogeneration

Da in Halbleitern nur wenig freie Ladungsträger in den Bändern vorhanden sind, können

zusätzlich durch Absorption von Photonen Elektronen-Loch Paare erzeugt werden. Diesen

Vorgang nennt man auch Photogeneration 91 (siehe Abb.92 3.9).

Die Energie der Photonen

ν⋅= hE , wobei

h=6,626*10-34Js das Plancksche Wirkungsquant93 ist, muss dabei größer sein als der

Bandabstand ∆W, um ein solches Ladungsträgerpaar erzeugen zu können (siehe Abb.94 3.10).

Das ν ist dabei die Frequenz des eingestrahlten Lichtes.

91 vgl. [23] 92 vgl. [23] 93 vgl. [16, S. 572] 94 vgl. [23]

Abbildung 3.9: Strahlengang durch einen Halbleiter

Abbildung 3.10: Photogeneration in einem Halbleiter

Abbildung 3.11: Photogeneration in einem n-dotierten Halbleiter


48

Um noch leichter freie Ladungsträger erzeugen zu können, werden viele Halbleiter bewusst

verunreinigt (dotiert). Es gibt die Möglichkeit einer n-Dotierung und einer p-Dotierung. Bei

der n-Dotierung wird zum Beispiel das vierwertige (vier Valenzelektronen) Siliziumkristall

mit fünfwertigen (fünf Valenzelektronen) Fremdatomen „verschmutzt“. An bestimmten

Stellen wird einfach ein Siliziumatom durch solch ein Fremdatom ersetzt und da dieses fünfte

Elektron dann jeweils überzählig ist (findet keinen Partner zur Bindung), wandert es auf einen

Zwischengitterplatz ab. Aus diesem Grund entsteht eine elektrische Leitfähigkeit durch die

negativen Elektronen und man spricht deshalb auch von einer n-Leitfähigkeit (siehe Abb.95

3.12).

Bei der p-Dotierung wird der Siliziumkristall mit dreiwertigen (drei Valenzelektronen)

Fremdatomen dotiert. Es entstehen „Löcher“ (Defektelektronen), die nun Elektronen

aufnehmen können. Somit entsteht wieder eine elektrische Leitfähigkeit, da Elektronen von

Loch zu Loch wandern können. Diese Löcher verhalten sich wie positive Ladungen und man

spricht deshalb auch von einer p-Leitfähigkeit (siehe Abb.96 3.13).

Bei dotierten Halbleitern muss eine geringere Energiedifferenz zwischen Leiterbandkante WL

und dem Donatorniveau WD überwunden werden, um ein Ladungsträgerpaar zu erzeugen

(siehe Abb.97 3.11).

95 vgl. [15, S. 110]] 96 vgl. [15, S. 111] 97 vgl. [23]

Abbildung 3.12: n-Dotierung (hier wurde ein Siliziumkristall mit Zinn (Sb) verunreinigt)

Abbildung 3.13: p-Dotierung (hier wurde ein Siliziumkristall mit Indium (In) verunreinigt)


49

Abhängigkeit der Ladungsträgererzeugung von der Wellenlänge

Die Erzeugung von Ladungsträgern ist aber auch von der Wellenlänge abhängig. So wird

Licht mit kurzer Wellenlänge (UV-Bereich, Blau) bereits in der Nähe der Oberfläche

absorbiert. Licht mit längerer Wellenlänge (IR-Bereich) dringt dagegen tief in den Halbleiter

ein. Dadurch ist der Kontrast der Bilder, die mit rotem oder infrarotem Licht aufgenommen

werden, auch geringer als der Kontrast jener Bilder, die mit blauem oder grünem Licht

aufgenommen wurden. Als Abhilfe besitzen viele Bildsensoren einen optischen Filter, der den

infraroten Lichtanteil herausschneidet. In der Abb.98 3.14 kann man anhand eines Diagramms

die Abhängigkeit der Eindringtiefe des Lichts von der Wellenlänge sehr gut erkennen. Dabei

soll X die Eindringtiefe repräsentieren.99

Photoempfindliche CCD-Pixel können in zwei verschiedenen Bauformen auftreten:

• CCDs mit Photodiode (n+p-Photodiode100 – wird bei der Philips

ToUCam verwendet)

• CCDs mit Photogate (In MOS- (Metal Oxide Semiconducter) oder

CMOS-(Complementär Metal Oxide Semiconducter) Ausführung)

98 vgl. [23] 99 vgl. [23] 100 ein n- und ein p-dotierter Halbleiter werden zu einer Diode zusammengeführt

Abbildung 3.14: Eindringverhalten von Licht (Photonendichte Φ) und Absorptionskoeffizienten α verschiedener Wellenlängen


50

CCD mit Photodiode

In der Abb.101 3.15 ist der schematische Aufbau eines CCD mit Photodiode dargestellt. Es ist

zu sehen, dass ein Pixel aus einer n+p-Photodiode, einem Transfergate und einem

Transportgate besteht. Das Transfergate dient als Verbindungsglied zwischen der Photodiode

und dem Transportgate, wogegen das Transportgate die Ladungen zum Ausgang

transportieren soll. Das eigentliche CCD besteht sogar aus mehreren solcher Transportgates

pro Pixel.102

Unabhängig von der Zahl der Taktphasen des CCD geschieht der Betrieb des Pixels in zwei

Phasen:

• Belichtungsphase

• Austaktphase

Am Beginn der Belichtungsphase befindet sich die Photodiode in Sperrrichtung, wobei an der

n+-Seite keine Spannung liegt. Man sagt, die Photodiode arbeitet im integrierenden

Betriebsmodus. Die in der Belichtungsphase durch einfallende Lichtstrahlen erzeugten

Elektronen und Löcher werden durch das elektrische Feld in der Raumladungszone

voneinander getrennt gespeichert.

In der Abb. 3.15 ist zu sehen, dass während der Belichtung das Transfergate auf einem

niedrigen Potential φS liegt. Es existiert für die gespeicherten photogenerierten Elektronen

eine Potentialbarriere (Potential der n+-Seite liegt noch oberhalb von φS). 101 vgl. [23] 102 vgl. [23]

Abbildung 3.15: Schematischer Aufbau eines CCD mit Photodiode und örtlicher Verlauf des Oberflächenpotentials φS in verschiedenen Phasen der Bildaufnahme


51

In der Austaktphase wird diese Potentialbarriere verringert, indem am Transfergate die

Spannung erhöht wird. Die photogenerierten Elektronen können über das Transfergate zum

Transportgate, das nun auf einem höheren positiven Potential als das Transfergate liegt,

abfließen. Transfergate und Photodiode werden dann wieder auf ein positives Potential

gebracht, welches als Ausgangszustand für die Belichtungsphase wieder benötigt wird.

CCD mit Photogate

Zum Sammeln der photogenerierten Elektronen wird der gesamte Raum unterhalb der Gates

benützt. Es gibt keine Trennung zwischen photoempfindlichen und ladungsverschiebenden

Elementen. Neben dem Vorteil der besseren Ausnützung der Flächen (mehr lichtempfindliche

Flächen) bringt es auch einen wesentlichen Nachteil mit sich. Die Photonen müssen nämlich

zuerst durch die Gates durchdringen, bevor sie Elektronen-Loch-Paare erzeugen können. Das

verringert wiederum die Empfindlichkeit dieser Strukturen (CMOS-Chips sind deshalb auch

weniger empfindlich)

Abbildung 3.16: Schematischer Aufbau eines CCD mit Photogate und örtlicher Verlauf des Oberflächenpotentials φS für den statischen Fall (konstante Gatespannung)


52

3.2.1.2 Ladungstransport

Der nächste Schritt ist das Auslesen der Ladungen aus den Pixelelementen. Dies geschieht

über so genannte Schieberegister, wobei der Inhalt einer Zelle an eine benachbarte Zelle

übergeben wird. Dabei werden unterschiedliche Potentialbarrieren an den Zellen aufgebaut,

die einen gerichteten Transport der Elektronen gewährleisten. Man nennt dies auch das

„Eimerkettenprinzip“, da die Ladungen von einer Zelle in die nächste transportiert werden

(siehe Abb.103 3.17).

Das gerichtete Transportieren der Ladungen geschieht nach dem 2-,3- oder 4-Phasen-

Schieberegister-Verfahren. Im Folgenden soll kurz das 3-Phasen CCD vorgestellt werden

(siehe Abb.104 3.18).

103 vgl. [23] 104 vgl. [23]

Abbildung 3.17: Schematische Darstellung des Ladungstransportes in CCD-Sensoren und das Analogbild dazu („Eimerkettenprinzip“)

Abbildung 3.18: Prinzip eines 3-Phasen-CCD


53

1. Takt: Anlegen einer Spannung an Steuerelektrode G1 → Potentiallevel 1 wird

erreicht (dient als Potentialmulde für erzeugte Ladungsträger)

2. Takt: An der Steuerelektrode G2 wird eine höhere Spannung als an G1 angelegt →

die Folge ist ein tieferes Potentiallevel 2→ Ladungen fließen in Mulde unter

Steuerelektrode G2

3. Takt: Die Spannung an Steuerelektrode G1 wird auf Grundzustand (Potentiallevel 0)

erniedrigt → Spannung an der Steuerelektrode G2 wird auf Potentiallevel 1

gebracht

Nach diesen drei Takten sind die Ladungen genau um ein Segment weitergewandert und das

CCD ist wieder für den nächsten Transportschritt bereit.

Wie schon erwähnt, geschieht das Auslesen über so genannte Schieberegister. Es gibt zwei

Arten von Schieberegistern. Vertikale Schieberegister, in diesen werden die von den Pixeln

angesammelten Ladungen hinein verschoben und Horizontale Schieberegister, welche die

Ladungen von den vertikalen Schieberegistern übernehmen (dies geschieht seriell) und weiter

zum Ausgang verschieben. CCDs dieser Art werden auch Interline-Transfer-CCD genannt.105

Die von mir benützte Philips ToUCam besitzt so einen Interline-Sensor von der Firma Sony.

105 vgl. [23]

Abbildung 3.19: Prinzip des Auslesens


54

In der Abb.106 3.19 wird das Grundprinzip des Auslesens an einem vereinfacht dargestellten

Sensor mit vier mal vier lichtempfindlichen Pixeln, vier vertikalen Schieberegistern und

einem horizontalen Schieberegister gezeigt. So wie es hier an einem vereinfachten Sensor

dargestellt wird, funktioniert es auch bei großen Sensoren, die viel mehr lichtempfindliche

Zellen haben. Ein Auslesevorgang ist beendet, wenn der Sensor komplett ausgelesen wurde.

Hat man nun die analogen Bildsignale ausgelesen, müssen diese in eine computergerechte

(digitale) Sprache übersetzt werden. Diese Aufgabe erledigt ein Analog/Digital-Wandler

(A/D-Wandler), der der jeweiligen analogen Spannung eines Bildsignals einen digitalen Wert

zuordnet. Diesem digitalen Wert wird noch zusätzlich die geometrische Position des

Einzelpixels hinzugefügt.

In Abhängigkeit von der Signalstärke wird ein bestimmter vom Computermonitor

darstellbarer Grauwert zugeordnet. Die Anzahl der Graustufen ist über die Bittiefe des A/D-

Wandlers spezifiziert. Dabei ergibt ein Bit107 zwei Graustufen (Schwarz und Weiß). Hat man

nun einen 8-Bit A/D-Wandler, ergeben sich 256 Graustufen (28 =256) und bei einem 12-Bit

A/D-Wandler ergeben sich sogar 4096 (212=4096) unterschiedliche Grauwerte.

Die Webcam läuft im 24-Bit Modus (für die Farben Rot, Grün und Blau werden jeweils 8-Bit

verwendet) und es können damit insgesamt 16 777 216 Farbwerte wiedergegeben werden.

Das sind erheblich mehr, als das menschliche Auge unterscheiden kann.

Der Frame-Transfer-Sensor ist ebenfalls ein Sensor, der in der CCD-Technik zur Anwendung

kommt. Der wesentliche Unterschied zum Interline-Sensor besteht darin, dass es keine

vertikalen Ausleseregister im herkömmlichen Sinne gibt. Hier werden die Pixel selbst als

vertikale Ausleseregister verwendet. Beim Frame-Transfer-Sensor gibt es deshalb zwei große

Bereiche:

• Bildfeld (Image Array)

• Speicherfeld (Storage Array)

Neben den vorgestellten Flächensensoren gibt es auch noch Zeilensensoren, die aber in der

Webcamtechnik nicht zur Anwendung kommen und deshalb hier auch nicht näher erwähnt

werden sollen.

106 vgl. [23] 107 kleinste Informationseinheit – Bit ist die gekürzte Zusammenziehung von Binary Digit


55

3.2.1.3 Ausleseverfahren

Das Auslesen solcher CCD-Sensoren wird durch die Video-Norm festgelegt. Diese schreibt

das Timing und die Pegel zur Übertragung vor. Unterschieden wird zwischen zwei

Sensorkonzepten, wobei die einen Sensoren mit der Interlaced-Technik (Halbbildverfahren)

arbeiten und die anderen Sensoren die Progressive-Scan-Technik nutzen.108

Bei der Interlaced-Technik, die aus der Fernsehtechnik kommt, wird ein Videobild aus je

zwei Halbbilder zu einem Vollbild zusammengesetzt. In Europa geschieht das nach der

CCIR-Norm, wobei 25 Vollbilder pro Sekunde bestehend aus 50 Halbbildern erzeugt werden.

Fernseh- und Videogeräte arbeiten fast ausschließlich nach dieser Norm.

Bei der Progressive-Scan Technik besteht das Bild nicht mehr aus zwei Halbbildern sondern

aus einem kompletten Vollbild. Die VGA-Auflösung (640*480 Pixel) ist das typisch

auftretende Bildformat. Auch die Philips ToUCam arbeitet mit dieser Technik.

3.2.1.4 CCD-Farbaufnahmen

Um mit einem CCD-Element Farbaufnahmen zu machen, können so genannte Drei-Chip-

Kameras eingesetzt werden. Wie schon der Name verrät, werden hier drei CCD-Chips

verwendet, von denen jeder davon für die Detektion einer der drei Grundfarben Rot, Blau

oder Grün zuständig ist. Dies ist aber sehr teuer und man stellt daher für die

Massenproduktion nur Ein-Chip-Kameras her. Hier wird ein optisches System angewandt, mit

dem das einfallende Licht in die drei Grundfarben zerlegt wird, bevor es auf das CCD fällt.

Als optisches System wird ein Mosaikfilter verwendet. Die Webcam besitzt so einen

Mosaikfilter, der direkt auf das CCD aufgebracht wurde.

Ein Farbbildpunkt besteht dabei aus je zwei grün-, einem rot- und einem blauempfindlichen

Pixel (siehe Abb.109 3.20).

108 vgl. [23] 109 vgl. [23]


56

Um die spektrale Empfindlichkeit der CCD-Kamera an das menschliche Auge anzupassen, ist

die Anzahl der grünempfindlichen Pixel doppelt so groß. Das menschliche Auge ist bei

550nm (grünes Licht) am empfindlichsten.

Abbildung 3.20: Mosaikfilter für eine Ein-Chip CCD-Kamera


57

3.2.2 Mit der Webcam Kurzvideos erstellen

Mit der Webcam kann nun eine ganze Reihe von kurz belichteten Einzelaufnahmen, die

zusammengefasst eine kurze Filmsequenz ergeben, aufgenommen werden. Die

Belichtungszeiten110 schwanken dabei zwischen 1/25s bis 1/10000s (je nach Helligkeit des

gewünschten Beobachtungsobjektes).

Das Aufnehmen mit der Webcam bringt zwei wesentliche Vorteile:

• sehr kurze Belichtungszeiten unterwandern größtenteils die Seeing-

Bewegungen und dadurch werden recht detailreiche Bilder erzeugt

• durch die längeren Aufnahmeserien sind auch längere Phasen dabei, wo die

Luft ruhiger ist und das Bild somit unverzerrt dargestellt wird

Die kurzen Belichtungszeiten bringen aber auch ein gewisses „Bildrauschen“ mit sich, welche

durch die digitale Bilderzeugung hervorgerufen wird. Dabei werden direkt benachbarte CCD-

Zellen nicht von gleicher Photonenzahl getroffen und es ergibt sich im Hintergrund des Bildes

eine statistische Verteilung etwas hellerer und dunkler CCD-Zellen. Am Monitor ist dies in

Form von dunklen und hellen Streifen, die sich über die ganze Bildfläche erstrecken, sichtbar.

Beim Arbeiten mit der Webcam gibt es ein paar wesentliche Punkte, über die man sich vor

dem Start der Aufnahmen Gedanken machen sollte.

• Wetter bzw. Luftbeschaffenheit (Luftunruhe) – zahlt es sich überhaupt aus,

Aufnahmen zu machen?!

• Welches Objekt will ich beobachten? Dabei spielt die Sichtbarkeit der

Planeten111 oder des Mondes eine wesentliche Rolle. Mondaufnahmen sind

eher bis zum ersten Viertel (vielleicht ein bis zwei Tage darüber) interessant.

Zum einen ist er noch nicht zu hell und die „Terminatorgrenze“112 bietet einen

interessanten Anblick und zum anderen sind die Beobachtungszeiten bei

zunehmendem Mond günstiger als bei abnehmendem Mond. Bei der

Sonnenbeobachtung ist vor allem auf die gefährliche Sonnenstrahlung zu

achten (Nie ohne Filter beobachten!!!). 110 die Belichtungszeiten sind über den Computer einstellbar 111 die Sichtbarkeit der Planeten kann man aus diversen Himmelsführern entnehmen 112 damit ist die Licht-Schatten-Grenze auf dem Mond gemeint


58

• Welches Teleskop steht mir für die Beobachtung zur Verfügung? Welche

Möglichkeiten habe ich mit dem Teleskop (Öffnungsverhältnis, Vergrößerung,

Zubehör,…)?

• Ein wichtiger Faktor ist die Montierung und wenn vorhanden die Nachführung

des Teleskops, da das Himmelsobjekt minutenlang auf der kleinen rund drei

mal fünf Millimeter großen Chipfläche nachgeführt werden muss.

• Ein Computer mit einem USB-Anschluss muss vorhanden sein. Es sollte auch

ein dementsprechend großer Festplattenspeicher zur Verfügung stehen. Eine

kleine einminütige avi-Videodatei113 mit rund 1000 Bildern ist bei voller

Chipauflösung114 bereits gut 300 Megabyte (8Bit=1Byte; 1024Bit=1KiloByte;

1024KiloByte=1MegaByte) groß. Wenn man nun mehrere Aufnahmeserien

machen will, ist sehr bald der Gigabytebereich (1GigaByte=1024MegaByte)

erreicht.

• Es sollte ein 1 1/4 Zoll (31,7mm) Kameraadapter vorhanden sein, damit die

Webcam in den Okularauszug geschoben werden kann. Entweder wird ein

Originaladapter115 gekauft, oder man bastelt sich mit Hilfe einer Filmdose

(eine normale Filmdose passt genau in den Okularauszug) selbst einen.

• Auch das Verwenden eines IR-Sperrfilters bringt einige Vorteile116. Da die

Webcam im IR-Bereich sehr empfindlich ist, sollte dieser Filter bei

Aufnahmen nicht fehlen. Originaladapter sind bereits mit einem Gewinde für

den IR-Sperrfilter ausgestattet und manche Astroshops bieten den Adapter mit

dem IR-Sperrfilter gleich als Setangebot an.

Beim Aufnehmen mit der Webcam gibt es gewisse Arbeitsschritte, die auch bei

unterschiedlichem Arbeitsstil in Gewisserweise doch sehr ähnlich sind. Im Folgenden sollen

die möglichen Schritte, die beim Aufnehmen mit einer Philips ToUCam auftreten, kurz

vorgestellt werden. Dabei soll die mögliche Vorgehensweise als Hilfestellung dienen.

113 ist jenes Format, mit welches die Kurzfilme erzeugt werden 114 im Falle der Webcam Philips ToUCam ist das die Auflösung 640*480 Pixeln 115 in fast allen Astroshops erhältlich 116 siehe Abschnitt 3.2.1.1


59

Schritt 1

Wenn nun bekannt ist, welches Objekt aufgenommen werden soll, gilt es notwendige

Vorbereitungen zu treffen, bevor man wirklich mit den Aufnahmen starten kann. Dazu zählt

das Heraussuchen wichtiger astronomischer Daten (Aufgangszeit, Kulmination, Helligkeit,…)

aus diversen Himmelsatlanten117.

Wird nun das Objekt mit dem Teleskop anvisiert, ist es wichtig es in die Bildfeldmitte des

Teleskops zu bringen. Ebenfalls soll die Vergrößerung möglichst hoch gewählt werden, damit

das Bild später auch auf dem winzigen Chip der Webcam sichtbar wird. Somit ist beim

visuellen Einstellen des Objektes ein Okular mit einer kurzen Brennweite zu verwenden,

bevor dieses durch die Webcam ersetzt wird.

Nachdem der Computer hochgefahren und die Kamera angeschlossen wurde, wird das Okular

herausgenommen und an dessen Stelle die Webcam mit dem bereits aufgeschraubten Adapter

in den Okularauszug geschoben (siehe Abb.3.21 und Abb. 3.22). Dabei ist aber Vorsicht

geboten, um nicht das Teleskop zu verstellen und dieses dann nicht mehr auf das Objekt zeigt

(es ist nämlich sehr schwer mit angesteckter Webcam und dem dadurch kleinen Bildfeld ein

Objekt am Computermonitor wieder zu finden).

117 zum Beispiel den Himmelsführer von Hans-Ulrich Keller: „Kosmos Himmelsjahr JJJJ“

Abbildung 3.21: Webcam mit aufgeschraubtem Adapter und IR-Sperrfilter (schwarzes Teil)

Abbildung 3.22: Webcam in den 11/4 Zoll Okularauszug geschoben


60

Schritt 2

Mit Hilfe einer mit der Kamera mitgelieferten Aufnahmesoftware (bei der Philips ToUCam

ist es das Programm Philips VRecord) ist am Monitor ein Livebild zu sehen. Anhand dieses

Bildes werden am Teleskop noch ein paar Einstellungen gemacht (Objekt in der Chipmitte

positionieren und das Bild fokussieren).

Danach gilt es wichtige Kameraparameter (Helligkeit, Belichtungszeiten, Signalverstärkung

(Gain), Kontrast, Farbsättigung, Auflösung,…) am Programm direkt einzustellen, sodass

möglichst viele Oberflächendetails kontrastreich erkennbar werden.

Dabei geht man unter „Optionen“ und auf Option „Videoeigenschaften“. Es erscheint ein

Fenster das „Eigenschaften“ heißt (siehe Abb. 3.23). In diesem Fenster sind zwei Funktionen

besonders wichtig – die Funktionen „Bildregler“ und „Kameraregler“. Hier können

nämlich die Einstellungen, die oben erwähnt wurden, vorgenommen werden.

Abbildung 3.23 Aufnahmeprogramm Philips VRecord mit dem Fenster für die wichtigsten Kameraeinstellungen


61

Schritt 3

Sind die Einstellungen zufriedenstellend, werden als nächstes wichtige Einstellungen für das

Aufnehmen auf die Festplatte gemacht. Dazu muss zuerst entschieden werden, wie viele

Bilder pro Sekunde aufgenommen werden sollen (meine Erfahrungen haben gezeigt, dass es

reicht 5-15 Bps (Bilder pro Sekunde) auszuwählen – günstiger sind weniger (5 Bps), da dann

das Bild nicht bzw. nicht so stark komprimiert wird). Ebenso wichtig ist es, die Aufnahmezeit

(zwei bis drei Minuten dürften je nach Luftunruhe reichen) einzustellen. Beide Einstellungen

sind unter der Option „Aufnahme“ → „Bildrate auswählen“ und „Zeitlimit erfassen“ zu

finden. Bei beiden müssen aber auch die Kontrollkästchen „Zeitlimit verwenden“ und

„Bildrate verwenden“ angehakt werden (siehe Abb. 3.24).

Eine weitere Einstellung ist die Wahl des Aufnahmeformates, wobei man zwischen den meist

üblichen Formaten 640*480 oder 358*288 Pixel auswählen kann. Das ganze geschieht unter

„Optionen“ und „Videoformat“. Bei meinen Aufnahmen des Planeten Saturn reichte das

Format 358*288 vollkommen aus, da sonst mit einem größeren Format zuviel dunkler und

verrauschter Hintergrund mitaufgenommen worden wäre. Bei der späteren Nachbearbeitung

wäre das Bild dadurch nur verschlechtert worden.

Zum Abschluss sollte man noch den Speicherplatz, auf welchen man die Aufnahmen

speichern möchte, festlegen. Dabei ist es hilfreich - für spätere Verwendung des Materials -

den Namen der Datei richtig auszuwählen. Datum und Uhrzeit sollten beim Namen

hinzugefügt werden.

Abbildung 3.24: Programm Philips VRecord – Einstellungen für die Aufnahme auf die Festplatte


62

Schritt 4

Wurden auch diese Einstellungen vorgenommen, kann mit den Aufnahmen begonnen werden.

Während der Aufnahmen kann zwischendurch immer wieder die Schärfe nachgestellt werden.

Ebenfalls ist darauf zu achten, dass das Objekt immer in Bildmitte bleibt. Für spätere

Nachbearbeitung ist es vorteilhaft, mehrere Aufnahmeserien zu machen, um später genügend

Material zu haben.

Es dauert also relativ lange bis alles eingestellt ist und man zu seinen Aufnahmen kommt. Je

nach der Luftbeschaffenheit bleibt oft nur sehr wenig Zeit, um Aufnahmen brauchbarer

Qualität zu machen.

Günstig ist es deshalb im Team zu arbeiten und sich die Arbeit aufzuteilen. Eine Person ist für

die Einstellungen am Computer, der Andere für Einstellungen am Teleskop verantwortlich.


63

3.3 Nachbearbeitung der Kurzvideos

Sind nun einige Kurzvideos auf der Festplatte abgespeichert, können diese mit speziellen

Freeware-Programmen, wie etwa „Giotto“ oder „Registax“, nachbearbeitet werden. Dabei

werden aus den Videosequenzen automatisch die besten Bilder herausgesucht, zentriert und

schließlich noch gemittelt.

In dieser Arbeit will ich das Programm „Registax“ vorstellen, da es meiner Meinung nach

sehr einfach zu bedienen ist, und rasch brauchbare Ergebnisse liefert. Es eignet sich dadurch

auch sehr gut für den Unterricht.

„Registax 2.1“ ist ein Freeware-Programm und ist für die Bearbeitung von Videosequenzen –

hauptsächlich Webcamvideos – geeignet. Die wesentlichen Funktionen des Programms sind

das Heraussuchen, Zentrieren, Mitteln (Aufaddieren) der besten Bilder einer Videosequenz zu

einem Mittelwertbild und die Nachbearbeitung (Schärfefilter, Kontrast,…) des entstandenen

Bildes. „Registax“ ist unter der Internetadresse http://aberrator.astronomy.net/registax

downloadbar.

Anhand einer Saturnaufnahme sollen die wichtigsten Funktionen und Arbeitsschritte kurz

erläutert werden. Natürlich sind diese Arbeitschritte ebenfalls auf andere Videos (Sonne,

Mond, Jupiter,…) leicht anwendbar.

Input (Auswählen des Videos – siehe Abb.3.25)

Zuerst wird also das gewünschte Video in das Programm geladen. Das hereingeladene

Kurzvideo wird dabei in Einzelbilder zerlegt.

Select Input

Hier lädt man das Planetenvideo als „*.avi.-Datei“ in das Programm. Es können aber

auch einzelne „BMP-Bilder“ geladen werden.

Color Processing

Ist bei Farbvideos (Webcamvideos mit der Philips ToUCam) anzuklicken.


64

Processing Area (=512)

Dient für die späteren Filter (Wavelets) Berechnungen

Show frame list

Zeigt alle Einzelbilder (die in der Summe das Video ergeben) an. Die Bilder können

einzeln ausgewählt werden. Wenn sie für die Nachbearbeitung verwendet werden

sollen, klickt man sie an (grüner Haken) und wenn nicht, dann klickt man sie einfach

aus. Mit dem Schieber ganz unten kann zwischen den Bildern ausgewählt werden (es

ist wichtig, ein gutes Referenzbild118 herauszusuchen).

Alignment box

Die Alignment box (weißer Rahmen) um ein gut erkennbares Detail legen (in diesem

Fall die „Cassini-Teilung119“). Man sollte ein Detail wählen, welches auf allen Bildern

recht gut erkennbar ist (an diesem Detail werden dann alle Bilder ausgerichtet).

118 an diesem Bild werden die anderen Bilder angeglichen 119 gut erkennbare dunkle Teilung im Ringsystem

Abbildung 3.25: Startseite bei Registax


65

Aligning (Ausrichten der Bilder – siehe Abb. 3.26)

Ist alles eingestellt, wechselt man auf die Programmfunktion „Aligning“, wo es wieder einige

Parameter zum Einstellen gibt.

FFT-Filter

Dieser ist für die Zentrierung der Bilder wichtig und reduziert das Rauschen des

Bildes. In der Grafik „Registration properties“ ist dies die rote Linie des

Powerspektrums. Weiter links sind die Bilder mit schlechter Auflösung und nach

rechts steigt die Qualität der Bilder. Die blaue FFT-Linie ist zwischen der Mitte und

dem letzten Drittel der roten Kurve zu setzen. Anschließend drückt man auf „Recalc

FFT“.

Quality filter band

Dieser Filter dient zur Abschätzung der Bildqualität. Wenn das „Seeing“ gut ist, reicht

das Powerspektrum (rote Linie) weiter nach rechts in den höher aufgelösten Bereich.

Dieser Filter ist so zu setzen, dass in der Grafik „Registration Properties“ der Wert

für „quality“ ungefähr bei 0,1 oder niedriger liegt.

Abbildung 3.26: Aligning-Prozess


66

Tracking options

Wenn das Objekt viel im Bild umher wandert, sollte man diese Kästchen angehakt

lassen (sie sorgen für das Nachführen der Alignment box mit dem Objekt).

Optimizing options

Das „Optimize until“ bestimmt, wie viele Iterationen durchlaufen werden müssen, um

die Differenz zwischen der Bildqualität des aktuellen Bildes und des Referenzbildes zu

erreichen („optimize until=2“ ist ein guter Wert). Bei „Search area“ kommt man laut

meinen Erfahrungen mit der Einstellung „Search area=3“ zu guten Ergebnissen. Die

dritte Funktion „Lower quality“ gibt an, welche Bilder optimiert werden sollen. Bei

der Einstellung „Lower quality=0“ werden alle Bilder und bei der Einstellung „Lower

quality=100“ wird nur das beste Bild optimiert. Bei mir hat sich die Einstellung

„Lower quality=75“ bewährt. Um alles automatisch ablaufen zu lassen, sollte man die

Kästchen rechts unten „Auto Optimisation“ und „Fast optimize“ auch noch markieren.

Wird nun auf „Align“ gedrückt, erscheint wieder eine Grafik „Registration properties“, in der

wieder eine rote Linie und eine blaue Zick-Zack-Linie zu sehen ist. Die rote Linie zeigt dabei

die Bildqualität der einzelnen Bilder an und die blaue Linie zeigt die Differenz der

Einzelbilder zum Referenzbild an (siehe Abb. 3.27)

Abbildung 3.27: Während dem Alignment-Prozess – Bilder werden ausgerichtet und optimiert


67

Stacken (Mitteln der Bilder – siehe Abb.3.28)

Nach dem Zentrieren der Bilder (Alignment), wechselt man auf die Programmfunktion

„Stacking120“.

Durch das Mitteln (stacking) der Bilder wird das Rauschen des Mittelwertbildes verkleinert

(Mittelwertbild wird dadurch aber nicht schärfer). Bei „Stackgraph“ ist die Qualität der Bilder

zu sehen. Mit dem „Quality Cutoff-Regler“ kann die Anzahl der Bilder, die zum „Stacking“

verwendet werden sollen, variiert werden (in der unteren Leiste ändert sich dabei die

Prozentanzeige bei „quality“). Der „Difference Cutoff-Regler“ ist für das Ausschließen stark

verschobener Bilder (zum Beispiel durch schlechte Poljustage oder Windböen). Die Anzahl

der Bilder, die zum „Stacking“ verwendet werden, ist ebenfalls in der unteren Leiste zu

entnehmen (n=…). Die Anzahl sollte aber schon größer als 100 sein, um auch gute Ergebnisse

zu erhalten.

120 hier werden dann die ausgerichteten und optimierten Bilder zu einem Mittelwertbild zusammengeführt

Abbildung 3.28: „Stacking-Seite“


68

Wavelet Processing (siehe Abb. 3.29)

Ist das „Stacking“ beendet, wechselt man in die Filterfunktion „Wavelet Processing“ des

Programms. Mit dem „Wavelet-Filter“ können aus dem entstanden Mittelwertbild die Details

(Oberflächendetails) der Objekte noch besser herausgearbeitet werden. Diese Filter

unterliegen keinen festen Einstellregeln, jedoch gilt auch hier wie bei den meisten

Bildbearbeitungsschritten: „Um so weniger, um so besser“. Jeder hat ein anderes Empfinden,

wie ein perfektes Planetenbild auszusehen hat. Es gilt einfach die richtigen Einstellungen der

einzelnen Layer selbst herauszufinden. Des Weiteren können auch noch Kontrast und

Helligkeit mit Reglern eingestellt werden („Contrast“ und „Brightness“ – Regler ganz unten).

Final (siehe Abb. 3.30)

Mit der Funktion „Final“ können abschließend noch einige Einstellungen getätigt werden.

Dabei kann das Bild entweder gedreht, gespiegelt oder es können sogar die Farb- und

Hintergrundeinstellungen noch verändert werden.

Abbildung 3.29: Filterfunktion „Wavelet Processing“


69

Das zufriedenstellende Ergebnis kann dann als BMP-Datei abgespeichert werden. Wer will,

kann dieses Bild noch mit anderen Bildbearbeitungsprogrammen (z.B.: Photoshop)

weiterbearbeiten und die eine oder andere Feinheit noch aus dem Bild „herausholen“.

Das eben dargestellte sollte nur eine kleine Einführung in das Programm „Registax“ geben

und ist auf keinen Fall vollständig. Wer mehr über das Programm und die einzelnen

Funktionen wissen möchte, dem kann ich nur empfehlen, sich auf der Homepage von

„Registax“ schlau zu machen.

Abbildung 3.30: Final- Programmfunktion


70

3.4 Ergebnisse und Beobachtungsvorschläge

Auf den nächsten Seiten möchte ich meine gemachten Aufnahmen, beziehungsweise die

Ergebnisse präsentieren. Ich habe mich dabei eher auf Beobachtungsobjekte beschränkt, die

auch für Beobachtungsprojekte in der Schule geeignet wären. Dabei sollen sowohl die

Rohaufnahmen (ein Einzelbild vom Video der Webcam), wie auch die mit „Registax“

bearbeiteten Aufnahmen gezeigt werden. Es soll verdeutlicht werden, mit welch einfachen

und vor allem billigen Mitteln man heutzutage Aufnahmen machen kann, die vor zehn Jahren

nur mit den größten und best ausgerüsteten Sternwarten möglich waren.

Um zu erfahren, wann die günstigsten Beobachtungszeiten wären, ist es am Besten in so

genannten „Himmelsführern“ nachzusehen. Ich persönlich habe das Buch „Kosmos

Himmelsjahr 2003121“ von Hans Ulrich Keller verwendet. Natürlich geht auch jeder andere

„Himmelsführer“. Der von Hans Ulrich Keller hat jedoch zwei Besonderheiten, zum einen

wird jedes Monat mit den dazugehörigen Beobachtungsmöglichkeiten angeführt und zum

anderen gibt es zu jedem Monat ein sehr interessantes Monatsthema. Somit wird in jedem

Monat durch ein anderes astronomisches- oder oft auch physikalisches Thema, ein

interessanter Einblick in die Astronomie geboten.

Bei der Mondbeobachtung sollte zusätzlich ein Mondatlas122 verwendet werden, um seine

Beobachtungen besser auswerten und dokumentieren zu können. Mit Hilfe des Mondatlas

können die Details auf der eigenen Aufnahme besser zugeordnet werden. Es ist dann

schwieriger, dass Details einfach dazu erfunden werden. Außerdem stehen in den

Mondatlanten interessante Zusatzinformationen.

Die Aufnahmen wurden in der Schulsternwarte des BRG-Kepler und in der

„Vulkanlandsternwarte-Auersbach“ gemacht. Zur Ausrüstung dieser Sternwarte, die von

einem privaten Verein betreut wird, zählen zwei Kuppeln mit fünf und drei Metern

Durchmesser. In der fünf Meter Kuppel steht ein 16“ (40cm) Schmidt-Cassegrain-Teleskop

und in der drei Meter Kuppel ein 10“ (25cm) Schmidt-Cassegrain-Teleskop. Zusätzlich ist am

16“ Teleskop noch ein 4“ (10cm) Refraktor angebracht, wodurch sich die

Einsatzmöglichkeiten der Sternwarte noch erweitern lassen.

121 erscheint für jedes Jahr neu 122 vgl. [21]


71

3.4.1 Sonne

Bei der Sonnenbeobachtung ist besondere Vorsicht geboten. Durch ungeschütztes Beobachten

der Sonne können große Schäden an den Augen auftreten. Deshalb ist es besonders wichtig,

für ausreichenden Schutz zu sorgen und Sonnenfilter zu verwenden. Welche dafür besonders

geeignet sind, kann in einschlägiger Literatur nachgelesen werden.123

Die Sonnenflecken bieten den interessantesten Anblick bei der Sonnenbeobachtung.

Durch die günstige Beobachtungszeit am Tage kann die Sonnenbeobachtung auch sehr gut in

den Unterricht miteingebunden werden. Welche Beobachtungsmöglichkeiten sich nun genau

bei der Sonnenbeobachtung ergeben und was man dabei beachten sollte, ist in diversen

astronomischen Zeitschriften und Büchern über Sonnenforschung bzw. Sonnenbeobachtung

nachzulesen.124

123 vgl. [20, 27] 124 vgl. [20, 27]

Abbildung 3.31: Sonnenfleck vor der Bearbeitung mit Registax

Abbildung 3.32: Sonnenfleck nach der Bearbeitung mit Registax




72

In den obigen Abbildungen (Abb.3.31 bis 3.36) sind verschiedene Sonnenflecken dargestellt.

Die Aufnahmen entstanden im Zeitraum vom 27.10.2003 bis zum 03.11.2003 und zeigen

riesige Sonnenfleckengruppen125, die während der zahlreichen Sonnenaktivitäten126 im

Oktober und November des Jahres 2003 aufgetreten waren. Alle Aufnahmen wurden mit dem

6“ Refraktor und der Philips ToUCam der Schulsternwarte des BRG Kepler gemacht. Als

Sonnenfilter wurde eine Sonnenfolie verwendet, die auf das Objektiv des Refraktors gesteckt

wurde (Objektivfilter sind sicherer als Okularfilter).

Die linken Aufnahmen zeigen Rohbilder ohne Nachbearbeitung und die rechten Bilder zeigen

die Ergebnisse der Nachbearbeitung mit Registax.

125 vgl. [20, 27] 126 während der Monate Oktober und November kam es zu Sonnenaktivitäten, die zu den größten gezählt werden können, seit es Sonnenaufzeichnungen gibt




73

3.4.2 Mond

Der Mond zählt wohl zu den interessantesten Beobachtungsobjekten am Himmel. Alleine

durch seine Nähe zur Erde und den vielen Oberflächendetails (Kratereinschläge, Täler,

Gebirgszüge,…) bietet er genügend Stoff für viele Physikstunden. Deshalb wurde er bei

dieser Arbeit für das Projekt mit den Schülern auch als Beobachtungsobjekt gewählt (siehe

Kapitel 4 – Schulpraktischer Teil). Einzelne Ergebnisse sind im Kapitel 4 (in diesem Kapitel

sind auch Aufnahmen von Schülern zu finden).

Im Folgenden ist noch eine Aufnahme zu sehen, die in der „Vulkanlandsternwarte-

Auersbach“ im Juli 2003 entstanden ist. Wieder soll eine Rohaufnahme der nachbearbeiteten

Aufnahme gegenüber gestellt werden.

Abbildung 3.37: Mondregion rund um Tycho Abbildung 3.38: Mondregion rund um Tycho nach der Bearbeitung mit Registax


74

3.4.3 Mars

Den Mars habe ich vor allem durch seine günstige Stellung zur Erde im Jahr 2003127 in meine

Beobachtungen miteinbezogen. Durch diese günstige Stellung zur Erde – sein scheinbarer

Durchmesser betrug bis zu 25 Bogensekunden - war er sehr gut beobachtbar. Besonders die

Südpolkappe und einige größere Marsregionen (Syrtis Major, Hellas Becken,…) waren an

guten Beobachtungsabenden recht gut zu erkennen. Durch die fast zwei Jahre dauernde

Umlaufzeit des Mars um die Sonne, ist er auch nur alle zwei Jahre in günstiger

Beobachtungsposition (Opposition) zur Erde. Durch die stark elliptische Marsbahn gibt es

aber immer unterschiedliche Entfernungswerte bei der Oppositionsstellung und somit

schwankt der scheinbare Durchmesser (ca. zwischen 14“ und 25“ bei Opposition) und die

Helligkeit des Mars. Am 28. August 2003 war eben die Entfernung so gering wie schon lange

nicht mehr und sie wird erst in ungefähr 280 Jahren wieder so gering sein.128

Die obigen Aufnahmen vom Planeten Mars sind in der Sternwarte in Auersbach gemacht

worden. Sie entstanden Anfang August rund einen Monat vor dessen Oppositionsstellung zur

Erde. Sehr gut ist die Südpolkappe zu erkennen.

In der Abb. 3.39 ist die Aufnahme vor der Bearbeitung mit Registax zu sehen und das

Ergebnis der Nachbearbeitung und die zusätzliche Schärfung im Photoshop sind in Abb. 3.40

dargestellt.

127 Der Mars war im August 2003 in Opposition zur Erde und so nah wie schon lange nicht mehr – 56 Millionen Kilometer Entfernung 128 vgl. [17, S. 166ff]

Abbildung 3.39: Mars am 01.08.2003

Abbildung 3.40: Mars am 01.08.2003 – mit Registax bearbeitet


75

3.4.4 Jupiter

Dieser „äußere Planet“129 des Sonnensystems ist, neben dem Saturn, der für die

Beobachtungen mit der Webcam wohl interessanteste Planet. Neben den unterschiedlichen

Oberflächendetails (Bänder, Zonen, lokale Erscheinungen wie z.B.: der „Große Rote Fleck“)

sind auch die Wechselspiele zwischen Jupiter und dessen Monden (Mondbedeckungen,

Mondverfinsterungen, Schattenwürfe auf die Jupiteroberfläche) sehr gut zu beobachten.

Die obigen Aufnahmen entstanden am 21.12.2003 um 0Uhr45 MEZ in der

„Vulkanlandsternwarte-Auersbach“. Gut zu sehen ist der GRF (Große Rote Fleck) auf dem

mit Registax nachbearbeiteten Bild.

129 bezeichnet man jene Planeten, deren Bahnen um die Sonne sich außerhalb der Bahn der Erde befinden

Abbildung 3.41: Jupiter am 21.12.2003 um 0Uhr45 MEZ

Abbildung 3.42: Jupiter am 21.12.2003 um 0Uhr45 MEZ nachbearbeitet mit Registax


76

3.4.5 Saturn

Der Saturn ist vor allem durch sein Ringsystem ein sehr interessantes Beobachtungsobjekt.

Die Oberflächendetails (er hat auch Bänder und Zonen) sind bei Saturn zwar nicht so

ausgeprägt wie es bei Jupiter der Fall ist, dafür bietet aber das Ringsystem mit seinen

unterschiedlichen Ringen (A-,B- und C-Ring sind dabei die bekanntesten Ringe) und

Ringteilungen (Cassini-Teilung, Enke-Teilung,…) einen doch sehr imposanten Anblick. Auch

Saturn hat viele Monde, wodurch es wieder zu interessanten Wechselspielen zwischen Saturn

und seinen Monden kommen kann.

Abbildung 3.43: Saturn am 20.12.2003 um 01Uhr45 MEZ – Rohbild einer Webcamaufnahme (Philips ToUCam)

Abbildung 3.44: Saturn - Aufaddiertes Mittelwertbild aus 1200 Einzelbilder

Abbildung 3.45: Saturn - Mittelwertbild mit Wavelet-Filtern (Registax) nachbearbeitet


77

In den Abbildungen 3.43 bis 3.45 sind einzelne Zwischenergebnisse von einem bearbeiteten

Saturnvideo zu sehen. Die Aufnahmen entstanden in der „Vulkanlandsternwarte-Auersbach“.

Abbildung 3.43:

Aufgenommen am 20.12.2003 um 1 Uhr 45 mit dem 16“ Schmidt-Cassegrain-

Teleskop und der Webcam Philips ToU 740K und IR-Sperrfilter – ein

unbearbeitetes Rohbild wurde aus der Videosequenz (1200 Bildern)

herausgenommen.

Abbildung 3.44:

Die Videosequenz wurde mit dem Programm „Registax“ bearbeitet. Dabei

wurden die 1200 Bilder gemittelt (aligning), optimiert und addiert (stacking).

Das Bild zeigt also das entstandene Mittelwertbild.

Abbildung 3.45:

Das Mittelwertbild wurde noch mit den Wavelet-Filtern nachbearbeitet. Der

Kontrast und die Helligkeit wurden in „Registax“ und in Photoshop noch etwas

verändert.

78

Kapitel 4

Schulpraktischer Teil

Dieser Teil der Arbeit beschäftigt sich mit den Unterrichtseinheiten in der Schule. Ich durfte

den praktischen Teil meiner Arbeit im Bundesrealgymnasium Kepler in Graz mit einer

sechsten Klasse und der Mithilfe von Herrn Dr. Gerhard Rath durchführen. Ziel dieser

Einheiten war es, den Schülern einen anderen Zugang zur Astronomie im Physikunterricht zu

schaffen. Den Schülern sollte ein Einblick in die Arbeitsweisen von Astronomen und

Amateurastronomen gegeben werden. Die Arbeit vieler Astronomen besteht aus dem

Aufnehmen von Bildern, die sie mit speziellen Programmen überarbeiten um zu brauchbaren

Ergebnissen zu kommen. Später vergleichen sie ihre Ergebnisse mit anderen Astronomen und

deren Aufnahmen und stoßen somit auf neue Erkenntnisse und Einsichten.

Genau das sollten auch die Schüler in diesen Einheiten machen. Sie sollten ein Video mit der

Webcam aufnehmen, dieses mit einem speziellen Programm – in unserem Fall war es das

Programm „Registax“130 – bearbeiten und ihre Ergebnisse untereinander oder auch mit bereits

vorhandenen Ergebnissen im Internet vergleichen.

Den Schülern standen zwar keine hochmodernen Teleskope oder die neueste CCD-Technik131

zur Verfügung, doch sollte ihnen klar gemacht werden, dass sie vom Prinzip her – zumindest

teilweise – die Arbeit von Astronomen oder auch Amateurastronomen machten. Ein weiteres

Ziel war es, dass die Schüler den Umgang mit dem Teleskop erlernen.

130 siehe Kapitel 3 131 siehe Kapitel 3

Kapitel 4 Schulpraktischer Teil

79

Als Beobachtungsobjekt wurde der Mond gewählt. Es gab dafür zwei wesentliche Gründe.

Zum einen war er zu diesem Zeitpunkt am Himmel sehr gut beobachtbar und zum anderen

bietet der Mond viele Möglichkeiten um unterschiedliche Aufnahmen und Details zu erhalten.

Die Schüler bekamen von mir also Aufträge132, die sie in diesen Stunden mit mir zu erledigen

hatten.

Für den praktischen Beobachtungsteil konnte die eigene Schulsternwarte des BRG Kepler

genützt werden. Das war ein großer Vorteil für die Arbeit.

Schulsternwarte BRG Kepler (siehe Abb. 4.4)

Die Schulsternwarte verfügt über eine 4 Meter und 10-15 Personen fassende Kuppel. Diese ist

doppelschalig aus Kunstharz gefertigt und ist außen mit Titanoxid beschichtet. Sie verfügt

über zwei Teleskope unterschiedlicher Bauart, wovon eines ein Spiegelteleskop (siehe Abb.

4.1) und das andere ein Linsenteleskop (siehe Abb. 4.1) ist. Das Spiegelteleskop ist vom Typ

Cassegrain133 mit einem 32cm Spiegel und einem Öffnungsverhältnis von f:15 bei einer

Brennweite von 4760mm. Das 6“(15cm Objektivdurchmesser) Linsenteleskop ist von der

Marke Celestron und hat ein Öffnungsverhältnis von f:8 bei einer Brennweite von 1210mm.

Für unsere Mondaufnahmen wurde das Linsenteleskop verwendet. Die Gründe waren der

große scheinbare Durchmesser des Mondes und die kurze Brennweite des Linsenteleskops.

Beide Teleskope sind gemeinsam mit einer parallaktischen Montierung134 auf einer

Betonsäule ausgestattet. Die Betonsäule ist schwingungsmäßig vom Kuppelboden entkoppelt

um Störungen beim Beobachten so gering wie möglich zu halten. Die Teleskope können auch

computergesteuert nachgeführt werden. Dies ermöglicht somit auch Objekte anzusteuern, die

nicht mit freiem Auge sichtbar sind. Für Veranstaltungen außerhalb der Schule steht noch ein

5“ Linsenteleskop (siehe Abb. 4.5) zur Verfügung.

132 siehe Seite 92, Abb. 4.11 133 siehe Kapitel 3 – Abschnitt 3.1 134 siehe Kapitel 3 – Abschnitt 3.1.3


80

Zur weiteren Ausstattung zählen noch:

• Okulare verschiedener Brennweiten (von Baader)

• Barlow-Linse 2x (von Baader)

• div. Filter 2“ und 1,25“ Polarisation, Graufilter, Farbfilter, Nebelfilter(siehe

Abb. 4.3)

• Herschelkeil (zur Sonnenbeobachtung)

• Sonnenprojektionsschirm

• Zenitprisma (Abb. 4.2.)

• Filterfolienaufsatz für Sonnenbeobachtungen

• Webcam, Computer mit Netzwerkanschluss

Abbildung 4.1: 6“ Linsenteleskop montiert auf dem 15,4“

Spiegelteleskop der Schulsternwarte BRG Kepler

Abbildung 4.2: v.L.n.R: Okular(17mm); Zenitprisma; Okular(30mm)

Abbildung 4.3: diverse Filter (2“ und 1,25“)


81

Da Dr. Gerhard Rath in dieser Klasse im Physikunterricht auch gerade mit Astronomie

begann, ergänzte sich meine praktische Arbeit auch hervorragend zu seinem Unterricht. So

konnte den Schülern auch gleich die praktische Anwendung von etwas Gelerntem gezeigt

werden. In dieser Klasse befanden sich insgesamt 29 Schüler, davon waren 8 Mädchen und 21

Burschen.

Insgesamt waren es vier Unterrichtseinheiten, die mit den Schülern durchgeführt wurden,

wobei aber die zweite Einheit an zwei Abenden aufgeteilt in der Schulsternwarte und die

dritte Einheit – in Form von zwei Schulstunden – im Computerraum abgehalten wurden. Die

vier Unterrichtseinheiten waren:

1. Einführung - Vorstellung meiner Arbeit

2. Mondaufnahmen mit der Schulsternwarte und einer Webcam (Philips TuOCam)

3. Nachbearbeitung der Aufnahmen mit dem Programm „Registax“135

4. Auswertung der Schülerarbeiten und Nachbesprechung

In der ersten Einheit gab es für die Schüler und Schülerinnen eine kleine Einführung zum

Thema „Webcambeobachtung“. Dafür baute ich ein Teleskop auf und die Schüler konnten

somit gleich mitverfolgen, welche Möglichkeiten sich mit einem Teleskop, einer Webcam

und einem Computer boten.

Die zweite Einheit fand, aufgrund der großen Schülerzahl und des doch etwas

eingeschränktem Platzes auf der Schulsternwarte, an zwei Abenden statt. Zuvor waren die

Schüler aber in Gruppen zu je drei Schüler bzw. Schülerinnen eingeteilt worden. Jede Gruppe

hatte nun unter meiner Mithilfe die Aufgabe, ein Kurzvideo eines Mondgebietes mit der

Webcam und dem Teleskop aufzunehmen.

Die dritte Einheit wurde im Computerraum abgehalten und stand unter dem Motto

„Nachbearbeitung und Verfassen eines Protokolls“. Dazu wurden zwei Unterrichtsstunden

verwendet. Für die Nachbearbeitung der Kurzvideos wurde das Programm „Registax“

verwendet.

135 siehe Kapitel 3


82

In der letzten Einheit wurden die Ergebnisse der Protokolle, die jede Gruppe abzugeben hatte,

mit den Schülern und Schülerinnen gemeinsam besprochen und auf etwaige Fehler

hingewiesen. Anschließend ließ ich sie noch fünf Fragen, die sich auf den Unterricht bezogen,

beantworten.

Abbildung 4.4: Sternwarte des BRG Kepler in Graz


83

4.1 Erste Unterrichtseinheit

4.1.1 Stundenplanung

Lehrziele:

- Allgemeine Einführung in das Beobachten mit einem Teleskop

- Einführung in die Webcam-Astrofotografie

Lernziele:

- Schüler sollen die Arbeit der Astronomen und Amateurastronomen kennen

lernen

- Schüler sollen mit einem Teleskop und einer Webcam umgehen können

Zeit Aktivitäten Kommentar

5 min - Vorstellung meiner Person - meine Arbeit vorstellen - Arbeitsplan für die

kommenden Stunden mitteilen

10 min - Besprechen der Informationsblätter136

Zettelinhalt mit Schülern besprechen

30 min - praktische Vorführung wie der Aufbau Teleskop und Webcam aussieht

- mit dem Teleskop ein Objekt(Kirchturm)erfassen und mit der Webcam auf dem Computerbildschirm darstellen

Die wichtigsten Teile am Teleskop direkt erklären Webcam herzeigen(CCD-Chip zeigen)

5 min - Zusammenfassung der Stunde

136 siehe Abb. 4.6 und Abb. 4.7


84

Tatsächlicher Ablauf

Ganz am Anfang der Stunde stellte ich mich und meine Arbeit vor. Des Weiteren erklärte ich

den Mädchen und Burschen den Ablauf und das Ziel der nächsten Unterrichtsstunden mit mir.

Nach Ausgabe der bereits erwähnten Informationsblätter wurden diese von mir genauer

erläutert und mit den Schülern gemeinsam besprochen. Anschließend wurde der zuvor

theoretisch besprochene Stoff gleich am transportablen 5“ Linsenteleskop – welches in der

Zwischenzeit von Dr. Gerhard Rath aufgebaut wurde – praktisch behandelt. Dabei wurden die

wichtigsten Teile und Merkmale eines Teleskops und einer Webcam direkt am Gerät

besprochen. Es wurden gleich der Aufbau und die Funktionsweise beim Aufnehmen mit der

Webcam am Teleskop vorgezeigt. Dazu wurde ein gut sichtbares Objekt in der Stadt mit dem

Teleskop anvisiert – gleichzeitig wurde erklärt, wie man das macht – und mit der Webcam

gefilmt.

4.1.2 Verwendete Geräte Diese Einheit wurde im Physiksaal abgehalten und es wurden dabei folgende Geräte

verwendet:

• transportables 5“ Linsenteleskop mit Montierung

• Webcam + IR-Sperrfilter

• Laptop

4.1.3 Auswertung Diese Unterrichtseinheit wurde in Form eines Frontalunterrichtes abgehalten. Wie sich später

aus den Gesprächen mit den Schülern herausstellte, wurde diese Form des Unterrichts als

langweilig empfunden. Das Ziel dieser Stunde war aber den Schülern eine Einführung in das

Arbeiten mit der Webcam und dem Teleskop zu geben. Aus diesem Grunde war es

notwendig, den Mädchen und Burschen die Informationen in Form von Informationsblättern

und eines Frontalunterrichtes zu übermitteln.

Das praktische Zeigen am Teleskop haben die Schüler als sehr interessant empfunden. Hier

wurde wieder einmal bestätigt, wie wichtig es ist, im Physikunterricht den Stoff hin und

wieder auch anschaulich zu gestalten.


85

In diesem Fall war es der Aufbau des Teleskops, der dazu beitrug. Durch den Zeitmangel und

die Größe der Klasse war es nicht möglich, dass die Schüler selber am Teleskop und der

Webcam hantieren durften.

Abbildung 4.5: transportables 5“ Linsenfernrohr des BRG Kepler mit montierter Webcam (Philips ToUCam 740K)


86

Abbildung 4.6: Informationszettel 1


87

Abbildung 4.7: Informationszettel 2


88

4.2 Zweite Unterrichtseinheit

4.2.1 Stundenplanung Es gab zwei Beobachtungsabende. An jedem Abend fanden zwei Einheiten zu je 65 Minuten

statt. Es sei nun erwähnt, dass sich die Stundenplanung auf nur eine Einheit also 65 min

bezieht, da die Einheiten ähnlich abliefen.

Lehrziele:

- Instrumente auf der Sternwarte zeigen

- Funktionsweise und Bedienung der Teleskope erklären

- Bedienung der Webcam am Teleskop

Lernziele:

- Schüler sollen den Umgang mit den Teleskopen auf der Sternwarte erlernen

- Schüler sollen Objekte selber mit dem Teleskop einstellen können

- Schüler sollen mit der Webcam selbst Aufnahmen erstellen können


5 min - Kurze Einweisung am Teleskop (wichtige Merkmale und Funktion)

20 min - eine 3er Gruppe nimmt ein Video auf (ca. 30 sec)

- die anderen zwei Gruppen beobachten dabei ihre Kollegen

Arbeiten am Teleskop Webcam und Computer verwenden

20 min - eine 3er Gruppe nimmt ein Video auf(ca. 30 sec)


20 min - eine 3er Gruppe nimmt ein Video auf(ca. 30 sec)



89


Zuerst gab es von mir eine kleine Einführung in der Sternwarte. Für viele Schüler war es das

erste Mal, dass sie auf dieser bzw. überhaupt auf einer Sternwarte waren. Ihnen wurden die

Teleskope und ihre Handhabung erklärt. Der wichtigste Punkt dabei war das selbständige

Ausrichten des Teleskops auf ein bestimmtes Objekt. Dann wurden, wie schon in der

Unterrichtseinheit zuvor, nochmals das Befestigen der Webcam am Teleskop und das

Aufnehmen137 mit der Kamera gezeigt.

Die Dreiergruppe, die ihre Aufnahme machte, teilte sich innerhalb ihrer Gruppe nochmals auf.

Zwei waren am Teleskop, wovon einer für das Steuern des Teleskops mit der Handbox138, der

andere für das Scharfstellen verantwortlich war. Beide mussten auch darauf achten, dass mit

dem Teleskop immer freie Sicht auf den Mond herrschte. Die freie Sicht konnte nämlich

durch zwei Umstände beeinträchtigt werden: zum einen waren Wolken am Himmel und zum

anderen wurde nur das Teleskop dem Objekt nachgeführt und nicht die Kuppel (so kann es

passieren, dass das Teleskop plötzlich in das Kuppeldach blickt - vor allem bei länger

dauernden Aufnahmen unbedingt auf freie Sicht achten, da es sonst zu plötzlichen

Überraschungen kommen könnte).

Der dritte in der Gruppe war am Computer tätig und war für die Einstellungen an der

Aufnahmesoftware139 verantwortlich. Die Gruppe musste eine Aufnahme von einem

Mondgebiet, das ihnen am besten gefiel, machen. Die Aufnahme sollte ungefähr 30 Sekunden

dauern, damit die Schüler später bei der Nachbearbeitung gute Ergebnisse erzielen konnten.

Abgespeichert wurde auf einen eigens für jede Gruppe angelegten Ordner. Zusätzlich war

noch ein Beobachtungsprotokoll140 zu verfassen. Wenn die Aufnahmen zufrieden stellend

waren und das Beobachtungsprotokoll passte, hatte die Gruppe ihre Aufgabe erfüllt.

Die restlichen zwei Dreiergruppen beobachteten währenddessen die Arbeit ihrer Kollegen und

hatten somit den Vorteil, als sie an der Reihe waren, den Vorgang schon einmal gesehen zu

haben.

Nach ungefähr einer Stunde waren die drei Dreiergruppen mit ihrer Arbeit fertig und die

anderen Gruppen konnten mit ihrer Aufgabe starten. Für diese galt derselbe Ablauf wie schon

oben beschrieben.

137 den genauen Ablauf findet man im Kapitel 3 – Mit der Webcam Kurzvideos erstellen 138 siehe Abb. 4.10 139 siehe Kapitel 3 – Abschnitt 3.2.2 140 siehe Abb. 4.11


90

4.2.2 Verwendete Geräte Für die praktischen Einheiten diente die sehr gut ausgerüstete Sternwarte der Schule. Es

wurden für das Aufnehmen der Videos folgende Geräte verwendet:

• 15,4“ Spiegelteleskop (diente rein zur Beobachtung mit dem Auge)

• Zenitprisma (zur bequemeren Beobachtung mit dem Auge)

• Okulare

• 6“ Linsenteleskop (hier wurde die Webcam montiert)

• Webcam, Computer und Aufnahmesoftware (ist bei der Webcam dabei)

4.2.3 Auswertung Für diese Beobachtungsabende galt es bestimmte Voraussetzungen und Punkte zu beachten:

• Wetter ( kann ein sehr problematischer Punkt bei Beobachtungsprojekten sein)

• Sichtbarkeit des Mondes und das Mondalter (diese Informationen sind in fast

allen astronomischen Jahrbüchern sehr gut nachlesbar)

• die große Schülerzahl und das Zeitproblem bei den Schülern machte es

notwendig, zwei Beobachtungsabende zu planen (die 29 Schüler wurden nun

in 10 Gruppen eingeteilt; davon waren sechs Dreier-, drei Zweier- und eine

Fünfergruppe – die ungünstige Aufteilung kam dadurch zustande, weil drei

Schüler beim Aufnehmen nicht dabei waren, bei der Nachbearbeitung aber

wieder dazu stießen)

• weitere Gründe für die Aufteilung der Schüler waren der Platzmangel in der

Kuppel und der Umstand, dass es sinnvoller war mit einer kleineren Gruppe zu

arbeiten

Durch Beachtung dieser Punkte wurden von den Gruppen recht gute Aufnahmeergebnisse

erzielt.

Auffallend war, mit welcher Begeisterung die Schüler zu Werke gingen. Gründe dafür waren

sicher das selbstständige Arbeiten, der praktische Bezug – im Vergleich zur Theoriestunde

zuvor – und natürlich der „Glanz des Neuen“, da es für viele das erste Mal war den so „fernen

Mond“ auf so eine Art und Weise doch so nah zu sein. Viele waren einfach erstaunt, wie viele

Monddetails sie beobachten konnten.


91

Abbildung 4.8: 15,4“ Spiegelteleskop der Schulsternwarte des BRG Kepler

Abbildung 4.9: parallaktische Montierung des Teleskops auf einer Betonsäule

Abbildung 4.10: Handbox zum Steuern des Teleskops


92

Abbildung 4.11: Aufgabenstellung und Beobachtungsprotokoll(ist von den Schülern auszufüllen)


93

4.3 Dritte Unterrichtseinheit

4.3.1 Stundenplanung Diese Unterrichtseinheit wurde in Form von zwei Unterrichtsstunden im Computerraum

abgehalten.

Lehrziele:

- Eine Einführung in das Programm „Registax“ geben

- Zeigen, wie man aus einer Menge von Daten wichtige Informationen gewinnen

kann

Lernziele:

- Schüler sollen lernen, mit Hilfe des Computers und einem Softwareprogramm

(in unserem Fall „Registax“) aus einem Kurzvideo mäßiger Qualität ein Bild

guter Qualität zu erzeugen

- Schüler sollen ihre Arbeitsschritte in Form von Protokollen richtig

dokumentieren lernen


5 min - Begrüßung und Bekanntgabe des Unterrichtszieles

- Aufteilung der Schüler auf vorhandene Arbeitsplätze

45 min - Einführung in „Registax“ (die Nachbearbeitung einer Mondaufnahme mit „Registax“ schematisch vorzeigen

Verwenden eines Videobeamers; Schüler sollen gleich selbst mitarbeiten

5 min - Pause

45 min - Jede Gruppe sollte ihr Video mit „Registax“ bearbeiten

- Verfassen eines Protokolls


94


Die Schüler nahmen vor dem Computer Platz. Leider hatte nicht jeder Schüler einen eigenen

Computer für sich zur Verfügung. Nachdem ich mich am Computer angemeldet hatte, ließ ich

die Schüler die Homepage von „Registax“141 öffnen, auf der auch das Programm als

Freewareprogramm zum Gratisdownload bereitsteht. Da aber weder ich noch die Schüler,

Administratorenrechte hatten, und wir somit die neue Version nicht runterladen konnten

(siehe 4.3.3 Auswertung), ließ ich die Schüler eine ältere Version auf ihre Festplatten

speichern. Zusätzlich spielte ich noch eine ältere Mondaufnahme von mir ins Netz, die sie

ebenfalls auf ihre Festplatten zu speichern hatten. Nach dem Öffnen des Programms

„Registax“ begann ich den Schülern über Videobeamer die wichtigsten Arbeitsschritte zu

erklären. Die Schüler durften gleich mitmachen (später stellte sich das als nicht sehr glücklich

heraus – siehe 4.3.3 Auswertung). Nach der Bearbeitung der Probeaufnahme und Betrachtung

des Ergebnisses wurde eine kleine Pause eingelegt, bevor jede Gruppe mit dem Bearbeiten

des eigenen Videos begann. Am Ende der Bearbeitung der Videos musste jede Gruppe ihre

Arbeit dokumentieren. Dazu verfassten die Schülerinnen und Schüler Protokolle (siehe Ende

des Kapitels). Zusätzlich mussten sie das dabei entstandene Bild eines Mondgebietes

beschriften. Dabei hatten sie die auffälligsten Gebiete zu benennen. Die Schüler durften dazu

das Internet (sie bekamen von mir zwei mögliche Adressen zum Nachschauen) oder auch

meine Unterlagen142 verwenden.

Wenn die Schüler diese Aufgabe erledigt hatten, mussten sie ihr Protokoll ausdrucken und

mir aushändigen. Zusätzlich sollten sie ihre Arbeit auf den Server legen, von wo ich sie mir

auf meine Festplatte geladen habe. Gruppen, die noch nicht fertig waren (aufgrund von

Problemen mit manchen Computern – siehe 4.3.3 Auswertung), mussten mir ihre Arbeiten in

der nächsten Einheit abgeben.

4.3.2 Verwendete Geräte Da für das Nachbearbeiten der Videos die Computer notwendig waren, fand diese Einheit im

Computerraum statt, wo auch folgende Einrichtungsgegenstände verwendet wurden:

• Computer

• Videobeamer (zur Vorführung des Programms „Registax“)

• Drucker

141 vgl. [28] 142 siehe Abb. 4.7


95

4.3.3 Auswertung Diese zwei Unterrichtsstunden im Computerraum bestätigten mir zwei wichtige Regeln die

ein Lehrer beim Unterrichten beachten sollte:

1. Sei stets gut vorbereitet

2. Rechne immer mit dem Schlimmsten

Ich muss im Nachhinein eingestehen, dass ich für die Unterrichtsstunden im Computerraum

nicht ausreichend vorbereitet war. Ich hatte nicht alle Faktoren bzw. Probleme, die beim

Unterrichten im Computerraum auftreten können, berücksichtigt. Bereits beim ersten

Problem, als wir nicht die neue Version von „Registax“ runterladen konnten, kam ich aus

meinem Konzept. Ich hatte anfangs nämlich vor, die auf der Homepage befindlichen Hilfen

für das Programm zu benützen. Da ich aber nun auf eine ältere Version zurückgreifen musste,

war auch meine Stundenvorbereitung zu ändern. Weiters war die Entscheidung, die Schüler

gleich mitmachen zu lassen, nicht gerade „glücklich“. Durch das gleichzeitige Mitmachen,

mussten mir viele Schülerinnen und Schüler immer wieder den Rücken kehren. Manche

waren eben schneller als andere und so passierte es immer wieder, dass manche nicht mehr

mitkamen und ich vieles doppelt erklären musste, was wiederum viel Zeit und Energie

kostete.

Ein weiteres Problem – mit dem im Computerraum aber immer zu rechnen ist – waren die

zum Teil langsameren Computer. Bei manchen kam es sogar zu Abstürzen und somit zu

zeitlichen Problemen und die Schüler konnten ihre Protokolle nicht fertig stellen.


96

4.4 Vierte Unterrichtseinheit

4.4.1 Stundenplanung

Lehrziele:

- Protokoll besprechen

- mögliche Nachschlagewerke für Astronomiethemen vorstellen

Lernziele:

- Die Schüler sollen Fehler in ihren Protokollen erkennen

- Sie sollen anhand der gestellten Fragen die letzten Stunden reflektieren


5 min - Begrüßung und das Ziel dieser Stunde nennen

15 min - Rückgabe der Protokolle - etwaige Fehler besprechen

15 min - 5 Fragen143 zu den Einheiten von den Schülern beantworten lassen

Diktieren der fünf Fragen und schriftlich beantworten lassen

10 min - Zwei astronomische Zeitschriften („Star Observer“ und „Sterne und Weltraum“) sowie einen Mondatlas(Rükl) vorstellen

5 min - Zusammenfassung - Verabschiedung von den

Schülern

143 siehe 4.4.3 Auswertung


97


Am Anfang gab ich den Schülern die von mir bewerteten Protokolle zurück und wies – falls

vorhanden – auf etwaige Fehler hin.

Nach der Rückgabe der Protokolle verlas ich fünf Fragen, die ich von den Schülern

beantworten ließ (siehe 4.4.3 Auswertung).

Nach Beantwortung der Fragen stellte ich den Schülern zwei astronomische Zeitschriften

(„Star Observer“ und „Sterne und Weltraum“) und den Mondatlas von A. Rükl vor.

Am Ende der Stunde fasste ich alles nochmals zusammen. Ich erzählte den Schülern, wie ich

sie während der Stunden erlebt hatte, bedankte mich für ihre gute Mitarbeit und

verabschiedete mich von ihnen.

4.4.2 Verwendete Geräte In dieser Stunde wurden außer meinen Zeitschriften und meines Buches keine besonderen

Geräte verwendet.

4.4.3 Auswertung Diese Stunde setzte sich aus zwei wesentlichen Bestandteilen zusammen. Zum einen war es

die Rückgabe der Protokolle und zum anderen wollte ich mit Hilfe von fünf vorbereiteten

Fragen Rückmeldungen über den Unterricht erhalten. Mich interessierte unter anderem was

für die Schüler interessant war und was ihnen besonders gefallen hatte.

Zu den Protokollen muss ich sagen, dass sie im Großen und Ganzen sehr informativ und

interessant waren. Obwohl ich nicht vorgegeben hatte, wie sie genau auszusehen hatten, war

ich erstaunt über die Ideenvielfalt bei der Gestaltung der Arbeiten. Einige arbeiteten mehr mit

Worten, während andere eher Bilder verwendeten, die aber inhaltlich den anderen nichts

nachstanden. Auch bei der Beschaffung der nötigen Informationen über die Monddetails, die

jede Gruppe für ihre Aufnahmen benötigten, waren alle sehr erfolgreich. Sie recherchierten

selbstständig im Internet und fanden fast immer, wonach sie suchten. Durch das fleißige

Engagement der Schüler gab es auch bei der Bewertung der Arbeiten keine so großen

Unterschiede.


98

Bei der Benotung der Arbeit legte ich ein besonderes Augenmerk auf die Richtigkeit der

Bezeichnung der Mondgebiete. Da gab es nämlich den einen oder anderen Unterschied.

Manche hatten nur zwei oder drei auffällige Monddetails bezeichnet, während andere mehrere

Details aus diversen Mondkarten heraussuchten. Sehr wichtig war natürlich auch die Art der

Dokumentation. Sie sollte inhaltlich richtig sein und eine gewisse Form haben.

Zur Auswertung der fünf Fragen die ich stellte sei gesagt, dass die geringe Anzahl der

Mädchen keinen direkten Geschlechtervergleich zugelassen hat. Ich habe aber trotzdem

versucht, bei den Antworten zwischen Mädchen und Burschen zu unterscheiden.

Den Schülern wurden folgende fünf Fragen gestellt.

1. Bist du an Astronomie interessiert?

2. Wie haben dir die Stunden gefallen? (Begründe deine Antwort)

3. Was hat dir besonders gefallen?

4. Welche Erfahrungen werden dir in Erinnerung bleiben?

5. Bist du nun mehr an Astronomie interessiert als vor den Stunden? (Begründe deine

Antwort)

ad 1)

Da ich bei der Frage keine Beurteilungsskala hinzu gegeben hatte, war es nicht so leicht, eine

Auswertung zu machen. Ich machte es aber so, dass ich die Antworten in vier Kategorien

einteilte. Zwischen dem „JA“ und dem „NEIN“ gab es noch ein „EIN WENIG“ und ein

„EHER NICHT“.

Mädchen

Die Mädchen beantworteten diese Frage zum Großteil mit „EHER NICHT“ und

„NEIN“.

Burschen

Bei den Burschen antwortete die überwiegende Mehrheit mit „JA“.

Natürlich lässt die wie eingangs erwähnt geringe Mädchenanzahl keinen allgemeinen Schluss

zu, aber eine gewisse Tendenz, dass mehr Burschen an Astronomie interessiert sind als

Mädchen, ist doch zu erkennen.


99

ad 2)

Mädchen

Auch wenn laut Punkt 1 die Mädchen nicht so sehr an Astronomie interessiert

waren, hatten sie doch Gefallen an den Stunden gefunden. Als Begründung führten

sie das selbstständige Arbeiten auf der Sternwarte und die Abwechslung im

Unterricht an.

Burschen

Bei den Burschen gab es größtenteils sehr positive Rückmeldungen. Wieder

wurden das selbstständige Arbeiten aber auch das Einbinden des Computers in

den Unterricht als Begründungen genannt.

Ein allgemeiner Schluss sei zwar wieder nicht erlaubt, aber trotzdem wurde meinem Erachten

nach, eine oft gehörte Meinung bestätigt: Burschen sind eher an Computern und allem was

damit zusammenhängt interessiert als Mädchen.

ad 3)

Bei der dritten Frage konzentrierten sich die Antworten der Schüler auf die ersten drei

Unterrichtseinheiten: „Einführung in der Klasse“, „Webcamaufnahmen auf der Sternwarte“

und „Nachbearbeitung im Computerraum“.

Mädchen

Für die Mädchen zählte die Stunde auf der Sternwarte zu den interessantesten

Unterrichtseinheiten. Vor allem den Blick durch das Teleskop fanden sie sehr

imponierend.

Burschen

Auch bei den Burschen zählte der Abend auf der Sternwarte zu den Highlights

der vier Unterrichtseinheiten. Manche fanden aber auch das Nachbearbeiten im

Computerraum sehr interessant.


100

Die Antworten der Schüler auf diese Frage bestätigten mir auch meinen eigenen Eindruck von

den Stunden auf der Schulsternwarte. Ich war sehr überrascht mit welcher Begeisterung und

Disziplin die Schüler mitmachten. Für mich stand sofort fest, dass wir zu sehr guten

Ergebnissen kommen würden – dies traf dann auch zu.

ad 4)

Mädchen

Der Großteil schrieb, dass die Arbeit mit dem Teleskop und das Aufnehmen der

Videos, ihnen am längsten in Erinnerung bleiben würde. Nur wenige meinten, der

Umgang mit dem Programm „Registax“ hätte ihr Wissen erweitert.

Burschen

Die Burschen fanden ebenfalls die Arbeit mit der Webcam und die

Teleskopbenützung am interessantesten.

Einige meinten aber auch, ihr Wissensrepertoire mit sämtlichen Monddetails

erweitert zu haben.

Eigentlich war für die Beantwortung dieser Frage zu wenig Zeit vergangen. Für die Schüler

war alles noch ziemlich „frisch“. Ich glaube, sie konnten noch nicht objektiv beurteilen, wie

viel ihnen an Wissen erhalten geblieben war. Für so eine Frage müsste einfach mehr Zeit

vergehen, die ich aber nicht hatte.

Zwei Kommentare von Schülern möchte ich aber an dieser Stelle erwähnen. Sie haben mir

besonders gefallen, da sie meine Unterrichtsziele144 - für meine Unterrichtseinheiten -

angesprochen haben.

Eine Schülerin schrieb: „Genaues Beobachten…“, und ein Schüler beantwortete die vierte

Frage folgenderweise: „…daher weiß ich jetzt, wie Astronomen arbeiten…“.

ad 5)

Die Antworten zu dieser Frage ließen sich in zwei Kategorien einteilen. In Antworten die

besagten, dass die Schüler nun mehr an Astronomie interessiert waren und Antworten die

aussagten, dass der Unterricht nichts am Interesse geändert hätte.

144 Den Schülern soll die Arbeit der Astronomen näher gebracht werden; genaues Beobachten ist elementarer Bestandteil der Forschungstätigkeit von Astronomen


101

Mädchen

Laut Meinungen der Schülerinnen wurde mit diesem Unterricht das Interesse für

die Astronomie ein wenig gesteigert. Immerhin meinten drei von sechs

Schülerinnen, sie seien nun mehr an der Astronomie interessiert. Die restlichen

drei meinten, ihr Interesse hätte sich nicht verändert.

Burschen

Bei den Burschen kam es zu einem ähnlichen Ergebnis. Ungefähr die Hälfte

meinte nun, mehr Gefallen an der Astronomie zu haben. Die restlichen Schüler

meinten, es hätte sich nichts geändert.

Die Antworten auf diese Frage waren für mich sehr positiv. Sie stimmen mich zuversichtlich,

in einigen das Interesse zur Astronomie doch gesteigert zu haben.

Eine Schülerin hat dazu einen passenden Kommentar abgegeben. Sie schrieb: „Ich sehe am

Abend öfter in die Sterne, schaue den Mond an und rate, welches Alter der Mond heute hat“.


102

4.5 Ergebnisse Exemplarisch sollen hier anhand von zwei Protokollen die Arbeiten der Schüler vorgestellt werden.


103


104


105

106

Kapitel 5

Astronomie in der Schule

5.1 Ist-Zustand im Physikunterricht

Die TIMS (Third International Mathematics and Science)-Studie145 zeigte, dass unsere

Schüler in den naturwissenschaftlichen Fächern im Vergleich zu anderen Ländern einen

dringenden Aufholbedarf nötig haben.

Im Unterstufenbereich sehen die Ergebnisse einigermaßen erträglich aus (Österreich landete

im Mittelfeld), wogegen sich im Oberstufenbereich eine deutliche Verschlechterung der

Leistungen der Schüler zeigte. Österreich belegte im Bereich der Oberstufe-AHS in Physik

den vorletzten und in Mathematik sogar den letzten Platz. Bei Aufgabenstellungen im

Teilgebiet Physik-Fachwissen hat sich gezeigt, dass Maturantinnen und Maturanten nur

jeweils etwa zwei von zehn bis fünfzehn Fragen mit mehr als 50% Erfolg lösen konnten. Vor

allem bei Verständnisfragen und Anwendungen von fundamentalen Begriffen gab es große

Schwierigkeiten bei den Schülern.146

Nach diesen doch sehr niederschmetternden Tests stellte man sich die Frage: „Wie ist er nun

wirklich, der Ist-Zustand des Physikunterrichts?“

Um diese Frage auch wirklich untersuchen bzw. beantworten zu können, wurde das IMST

(Innovation in Mathematics Science and Technology Teaching)-Projekt147 ins Leben gerufen.

145 bei dieser Studie wurde vor allem das Allgemein- und das Fachwissen in den naturwissenschaftlichen Fächer unserer Schüler überprüft 146 vgl. [24] 147 Das Nachfolgeprojekt heißt IMST2

Kapitel 5 Asronomie in der Schule

107

Hinter diesem Projekt verbirgt sich ein Bündel von Programmen, die auf verschiedenen

Ebenen ansetzen, um den Unterricht zu verbessern. Es gibt immer wieder

Fortbildungsveranstaltungen und ständige Diskussionsrunden um die Meinungen von

verschiedenen Personengruppen aus den Bereichen Schulpraxis, Schulaufsicht und

Wissenschaft einzuholen. Schwerpunkte dieses Projektes sind die Reflexion über Lehr- und

Lernprozesse sowie der Aufbau eines Netzwerkes zwischen den Schulen, damit sich

Innovationen im Bereich Bildung schneller verbreiten können.

Im Rahmen des IMST-Projektes kam man zu dem Ergebnis, dass unsere Schüler bei

anspruchsvolleren Problemstellungen – wo eigene kreative und aktive Denkleistungen

erforderlich sind – anderen Ländern schlichtweg unterlegen sind. Laut Experten gibt es eine

zu geringe Balance zwischen Schüler- und Fachorientierung. Bei manchen Lehrern steht das

Fach oft zu sehr im Vordergrund und auf den Schüler (Interessen, Stärken, Probleme) wird

einfach zu wenig eingegangen.

Die Art des Physikunterrichts, wie er in den meisten Schulen unterrichtet wird, spricht die

Schüler einfach nicht an. Ihnen erscheint der Physikunterricht als zu abgehoben, zu abstrakt

und in den meisten Fällen einfach zu lebensfremd. Als logische Folge kann man auch die

Ergebnisse von Umfragen über die Beliebtheit von Schulfächern betrachten.148 In diesen

Umfragen zählt Physik nicht zu den beliebtesten, sondern eher zu den wenig beliebten

Fächern. Leider legen die Schüler diese Meinung auch nicht ab, wenn sie mit der Schule

fertig sind. Und so hält die negative Einstellung gegenüber dem Physikunterricht auch im

Erwachsenenalter an. Man darf sich dann auch nicht über gewisse Äußerungen in der

Öffentlichkeit wundern, wie: „Für was braucht man eigentlich den Physikunterricht?“ So

passiert es dann auch, dass bei Stundenkürzungen vor allem die so unbeliebte Physik zum

„Handkuss“ kommt und Stunden abgeben muss. Dabei kann man diesen Kritikern mit einigen

wichtigen Argumenten sofort entgegentreten.

Argumente für den Physikunterricht149

• Moderne Naturwissenschaft hat Denken und Weltverständnis entscheidend

geprägt. Die Teilnahme am kulturellen Leben erfordert Einführung in

Weltbild, Denk- und Arbeitsweise der Physik.

148 vgl. H. Muckenfuß: Lernen im sinnstifteten Kontext. Cornelsen-Verlag 1995 149 vgl. Bleichroth u.a.: Fachdidaktik Physik. Aulis-Verlag 1991


108

• Die Kritikfähigkeit der Menschen gegenüber Expertenmeinungen ist besonders

wichtig. Bereiche, die tief im Leben eingreifen, sollen rational kontrollierbar

bleiben.

• Der Zugang zu Berufen mit naturwissenschaftlichen Komponenten würde ohne

die Physik eingeschränkt werden.

• Physikalisch-technische Innovationsfähigkeit ist für den wirtschaftlichen

Wohlstand entscheidend. Physikalische Kompetenz allgemein verbessert das

Klima, den Boden für die Entwicklung.

• Förderung allgemeiner Fähigkeiten wie zum Beispiel Problemlöse-Kompetenz,

kreatives Denken, Urteilsvermögen, Objektivität, Skepsis, und genaues

Beobachten

Zum letzten Punkt muss gesagt werden, dass nicht die Physik alleine einen Anspruch auf die

Förderung dieser Fähigkeiten hat. Auch andere Fächer können dazu wichtige Beiträge liefern.

Mit Sicherheit ließen sich noch weitere Argumente für die Legitimation des Physikunterrichts

finden, doch es würde schon ausreichen, wenn den Schülern bzw. der Öffentlichkeit

wenigsten ein paar davon überzeugend vermittelt werden könnten. Denn dann würde das Bild

der Physik auch in der Öffentlichkeit ein anderes sein.

Nach der doch eher negativen Beschreibung der Situation des Physikunterrichts in unseren

Schulen kann die Frage gestellt werden: „Wie könnte der Physikunterricht nun interessanter

gestaltet werden?“ Eine Möglichkeit dies zu schaffen, wird in meiner Diplomarbeit

vorgestellt – Astronomie im Physikunterricht.

5.2 Astronomie im Physikunterricht

Kosmische Phänomene zu untersuchen und aufzudecken, zählte schon immer zu einen der

größten Abenteuer der Menschheit. Großartige frühzeitliche astronomische Entdeckungen

(Tag-Nacht, Sommer-Winter, Vollmond-Neumond, Kalender,…) zeugen bereits von sehr

frühem Interesse an einer der ältesten Naturwissenschaften – der Astronomie. Damals wurden

andere Ziele verfolgt (eher praktische und religiöse) um himmlische Phänomene zu deuten.


109

So waren es erst die Griechen, welche durch eine mathematische Beschreibung der

Himmelserscheinungen mit der Astronomie (Astro=Stern; Nomos=Gesetz) eine Basis

naturwissenschaftlicher Gesetze erschufen.150

Die Astronomie hat ihre Faszination bis heute nicht verloren. Noch immer ist in den

Menschen die „göttliche Neugier“, um Einstein zu zitieren, tief verwurzelt. Sie dient oft als

Triebkraft, um den menschlichen Wissensdurst zu stillen.

Die Astronomie zählt zu den Wissenschaften die auf ein bemerkenswertes Interesse in der

Öffentlichkeit stößt. Artikel in diversen Journalen und Zeitungen (z.B.: „Sterne und

Weltraum“ oder „Starobserver“) die von Wasserfunden auf dem Mars oder auch

Entdeckungen von Planeten in unserem Sonnensystem berichten, werden von Menschen, die

normal nicht so viel mit Wissenschaft und Technik zu tun haben, trotzdem immer wieder mit

einer gewissen Neugier und Begeisterung gelesen.

Aber trotz dieser Begeisterung an astronomischen Themen ist die astronomische

Grundbildung dieser Leute leider oft allzu erschreckend.

Viele kennen nicht einmal den Unterschied zwischen Planeten und Sternen. Ihnen fehlt es an

den einfachsten astronomischen Grundbegriffen. Auf universitärer Ebene ist das Problem der

Wissenslücke im Bereich der Astronomie bekannt. In der heutigen Zeit der raschen

Fortschritte der Raumfahrttechnik und Entdeckungen in der Astronomie und Astrophysik

weiß man sehr wohl, welch wichtige Rolle die Bevölkerung dabei spielt. Eine gut aufgeklärte

und positiv motivierte Bevölkerung, wird eher den Sinn der doch sehr teuren

Forschungsprojekte im Bereich der Astronomie, Astrophysik und Raumfahrt verstehen und

akzeptieren können.

In der Wissenschaft steht man diesem Punkt sehr aufgeschlossen gegenüber, deshalb suchen

Wissenschaftler auch immer wieder den Kontakt zur Bevölkerung. Sei es entweder in Form

von öffentlichen Vorträgen oder auch in Form von Büchern.

Wichtig ist es nun, das vorhandene Wissen bzw. „Wissen-Wollen“ über Erscheinungen am

Himmel so früh wie möglich sinnvoll zu fördern und schon in der Schule damit anzufangen.

Mir ist auch klar, dass es in Österreich nicht möglich ist, ein eigenes Fach „Astronomie“ zu

fordern, aber im Rahmen des Physikunterrichts besteht die Möglichkeit, Astronomie zu

lehren. Schon Untersuchungen über das Interesse der Schüler an den unterschiedlichen

150 vgl. [22]


110

Teilgebieten der Physik haben gezeigt, dass Astronomie zu einem der wenigen Teilgebiete

der Physik zählt, welches die Schüler auch wirklich interessiert.151

Gerade da besteht die Möglichkeit, an diesem Interesse anzuknüpfen und Schüler auf die

Seite der Physik zu holen. Der Physik wirft man oft vor, dass behandelte physikalische

Themen in keinem Zusammenhang miteinander stehen.

Die Astronomie bietet gerade hier die wunderbare Eigenschaft, wenig in Beziehung stehende

Sachverhalte (Optik, Mechanik, Wärmelehre, Quanten- und Kernphysik) doch in Verbindung

zu bringen. Astronomie wird deshalb oft auch als die „Universalphysik“ bezeichnet.

Aber nicht nur innerhalb der Physik gibt es Überschneidungen von verschiedenen

Teilbereichen. Aufgrund der wechselseitigen Beziehungen mit anderen verwandten

Wissenschaften (Biologie, Chemie, Geowissenschaft, Mathematik) entwickelt sich

Astronomie immer mehr zu einer interdisziplinären Wissenschaft. Astronomie in der Schule

bietet also hervorragende Voraussetzungen für den so oft im Lehrplan geforderten

fächerübergreifenden Unterricht.

Mit Hilfe der Astronomie kann der Unterricht abwechslungsreicher gestaltet werden. Neben

der Theorie steht auch praktisches Arbeiten in der Astronomie zu Verfügung. Vor allem das

Einbinden von praktischen Arbeiten in den Unterricht halte ich für besonders wichtig. Man

kann zwar versuchen, den Schülern den Anblick von Saturn oder Jupiter durch ein Teleskop

interessant zu schildern, aber so richtig begeistert werden sie erst sein, wenn sie auch wirklich

selber den Anblick erleben dürfen. Durch Beobachten rücken ferne Himmelsobjekte in

greifbare Nähe. Erscheinungen und Zusammenhänge lassen sich dadurch oft besser verstehen.

Welchen Wert nun das selbständige und praktische Arbeiten im Unterricht haben kann,

zeigten mir einige Antworten von Schülern, die sie mir auf meine gestellten Fragen (siehe

Kapitel 4) gegeben haben. Viele schrieben, dass ihnen die erste Unterrichtsstunde152 – wo nur

Theorie besprochen wurde – nicht gefallen hat. Der Stoff hätte sie einfach nicht interessiert.

Als sie dann aber auf der Sternwarte selber arbeiten und mit der Webcam Videos aufnehmen

durften, zeigten auch die weniger interessierten Schüler ein plötzliches Interesse an dem, was

gemacht wurde. Erst als die Mädchen und Burschen selber aktiv am Unterrichtsgeschehen

teilnehmen durften, steigerte sich auch das Interesse an dem Unterricht.

Meiner Meinung nach spiegelt das auch sehr gut die Tatsache wider, wie wichtig es ist einen

abwechslungsreichen Unterricht anzubieten. Der Unterricht sollte mehrere Sinne (nicht nur

Sehsinn und Gehörsinn) der Schüler ansprechen. 151 vgl. Gotfried Merzyn: Astronomie und Physikunterricht. NiU-Physik 4 (1993) Nr. 20 152 siehe Kapitel 4 – Abschnitt 4.1


111

Es gibt viele Schüler, die die Dinge auch angreifen, spüren und erleben müssen, bevor sie

wirklich einen Bezug dazu herstellen können. Deshalb ist es meines Erachtens auch unbedingt

notwendig, hin und wieder eine praktische Arbeit in den Unterricht mit einzubeziehen.

Entweder in Form von einfachen Experimenten während des Unterrichts, oder wie es auch in

dieser Arbeit vorgestellt wird, in Form von Beobachtungsprojekten in der Astronomie.

Im Astronomieunterricht sollen nicht nur Ergebnisse geschildert werden (nur Fakten),

sondern den Schülern muss ebenfalls eine nachvollziehbare Darstellung der

wissenschaftlichen Forschungsmethoden und auch deren historischer Entwicklungen

vermittelt werden. Den Mädchen und Burschen sollte die Chance gegeben werden, selbst

Dinge zu entdecken und Schlussfolgerungen zu ziehen. Sie sollen also genau das machen,

was eigentlich die Naturwissenschaftler und somit die Physiker schon über Jahrhunderte weg

machen.

Wenn also vorher schon die Rede von einer schlechten Grundbildung in Astronomie war,

drängt sich hier dann schon die Frage auf: „Was sollte eigentlich zur Grundbildung aus

Astronomie gehören?“

5.2.1 Grundbildung aus Astronomie

Nach IMST2-S1 (Innovations in Mathematics Science and Technology Teaching –

Schwerpunktsaktion S1:Grundbildung) gibt es gewisse Leitlinien, nach denen

naturwissenschaftlicher Unterricht gestaltet werden sollte. Es gilt einige wichtige Ziele zu

erreichen. 153

Eines der Ziele ist es, den Schülern ein gewisses Weltverständnis zu vermitteln. Sie sollten

ein Verständnis für Dimensionen und Größenordnungen bekommen und die unterschiedlichen

Größenordnungen von Planeten, Sterne, Planetensystemen, Galaxien miteinander vergleichen

können. Auch die Stellung des Menschen als Teil der Natur sollte diskutiert werden.

Des Weiteren ist wichtig, die Naturwissenschaften als Bildungs- und Kulturerbe mit deren

Auswirkungen in einem größeren geschichtlichen Zusammenhang zu sehen. Dabei können

die Geschichte der Naturwissenschaften und Forscherbiographien viel zum kritischen

Verständnis der Bedeutung von Fachinhalten beitragen.

153 vgl. [25]


112

Ebenfalls ist es wichtig, den Schülern ein Wissenschaftsverständnis zu vermitteln. Ihnen

sollte klar werden, dass Forschung und Wissenschaft dynamische und weiterentwickelnde

Prozesse sind. Sie sollten lernen, Fragen zu stellen, Hypothesen zu entwickeln, kritisch zu

denken und richtig zu argumentieren.

Ein wichtiges Ziel dabei ist ihnen klar zu machen, dass Astronomie zu verstehen ist und sie

sehr wohl ein Verständnis für astronomische Forschungsfragen entwickeln können.

5.2.2 Astronomie unterrichten

Durch die Vielseitigkeit der Astronomie gibt es auch mehrere Zugänge, die einem für den

Unterricht geboten werden. Anschließend sollen mögliche Zugänge und zwei Möglichkeiten

vorgestellt werden, nach dem man seinen Astronomieunterricht orientieren könnte.

Mögliche Zugänge

• historischer Zugang: Astronomie ist die älteste Naturwissenschaft und ein

Basiselement unserer Kultur; Zusammenhänge in Kalenderrechnung und

Astrologie u. a.

• Amateurszene: keine Naturwissenschaft kann so einen großen

Amateurbereich aufweisen wie die Astronomie; Amateure liefern immer

wieder wichtige Beiträge für die Wissenschaft (Kometen- und

Planetoidenentdeckungen); Himmelsfotografie (Webcam); Teleskopbau u.v.m.

• Faszination, Geheimnisse: der Anblick der Sterne versetzt die Menschen

immer wieder ins Staunen und bringt sie zum Nachdenken (Was bewegt sich

am Himmel? Wie bewegt es sich?)

• Raumfahrt: Raumfahrtmissionen (Mond, Mars, Jupiter, Saturn); Satelliten;

Raumstationen (MIR, ISS)

• Science fiction: UFOs; Außerirdische; Leben auf fremden Planeten (durch

jetzige Marsmissionen ein sehr aktuelles Thema)

• Aktuelle Forschung in der Astronomie: Großprojekte wie Marsmissionen,

Sonnenforschung; Entdeckung neuer Planeten

• Kosmologie: verschiedene Weltmodelle (Wer sind wir und wo kommen wir

her?)


113

Es gibt also verschiedene Einstiege, Astronomie im Physikunterricht zu unterrichten. Ich

möchte nun zwei Vorschläge machen, wie ein Astronomieunterricht aussehen könnte. Der

eine Vorschlag ist einen historisch genetischen Zugang zu wählen.154

Im Folgenden soll nur ein grober Ablauf (inhaltlicher Ablauf) skizziert werden. Die

Grundfrage könnte lauten: „Wie kam man darauf?“155

historisch genetischer Zugang

• Die Kugelform der Erde

• Wie bestimmt man die Position auf der Erde?

• Die Rotation der Erde

• Die Bewegung der Erde

• Sonne, Mond und Planeten: Von Kalender und Astrologie zum heutigen

Wissen

• Wie weit sind Gestirne von der Erde entfernt?

• Sterne: Sind sie alle auf einer Kugelschale? Woraus bestehen sie?

• Von Nebeln zu Galaxien

• Ist die Sonne der Mittelpunkt der Milchstraße?

• Ist das Universum unendlich? Wie alt ist es?

Die zweite Möglichkeit bezieht sich auf das Buch von Prof. Dr. Arnold Hanslmeier. Es hat

den Titel „Astronomie“ und ist aus der Reihe „Physik-compact“. Dieses Buch, welches sich

an den interessierten Laien und an Schüler (ab 5. Klasse – Sekundarstufe II) richtet, ist als

eine Art „Einführung in die Astronomie“ gedacht.

Nach einem allgemeinen Überblick (Was ist die Astronomie? Welche Bewegung führt die

Erde aus? Wie hoch steht die Sonne…), gibt es in diesem Buch auch einen Überblick über die

geschichtliche Entwicklung in der Astronomie. Dabei entführt der Autor die Leser zurück in

die Steinzeit, in die Zeit der Ägypter, Babylonier, Chinesen, weiter ins Mittelalter – die Zeit

der großen Naturwissenschaftler wie Kopernikus, Kepler, Galilei – bis in die Gegenwart mit

der Entstehung von Riesenteleskopen und der Raumfahrt. Nach den ersten beiden Kapiteln

beginnt dann eine Reise vom „Kleineren“ bis hin zum „Großen“.

154 vgl. [25] 155 vgl. [25]


114

Ausgehend von den Planeten unseres Sonnensystems, über die Sonne und die Welt der

Fixsterne, zu den Galaxien bis schließlich zur Entstehung und Entwicklung des Universums,

gibt der Autor einen guten einführenden Einblick in die Astronomie.

Ich will nun wieder einen groben Ablauf – Anregungen die man sich für seinen

Astronomieunterricht holen könnte – skizzieren.

Dieser Ablauf orientiert sich nach dem erwähnten Buch und sollte nur als kleine Hilfestellung

dienen. Das Motto dieses Unterrichtes könnte lauten: „Vom Kleinen zum Großen“.

Astronomieunterricht-mögliche Abfolge

(nach dem Buch von Prof. Dr. Arnold Hanslmeier: Astronomie156 )

• Allgemeiner Überblick: Eine Reise durch Raum und Zeit; Was ist

Astronomie? Wie hoch steht die Sonne? Wie entstehen Ebbe und Flut u.v.m.

• Geschichte der Astronomie: Von der Steinzeit bis zur heutigen Zeit

• Planeten: Allgemeines; Mond; von Merkur bis Pluto; Wie entstand unser

Sonnensystem?

• Die Sonne, der Stern von dem wir leben: Alles über die Sonne bis zu

allgemeinen Fragen wie: Bestimmt die Sonne unser Wetter?

• Die Welt der Fixsterne: Sternhelligkeit; Sternfarbe; Sternspektren;

Hertzsprung Russel Diagramm (HRD); Sternentwicklung

• Die Welt der Galaxien: Der Raum zwischen den Sternen;

Entfernungsbestimmung; unsere Milchstraße

• Entstehung und Entwicklung des Universums: Galaxieverteilung;

Entstehung von Galaxien…Sind wir allein im Kosmos?

In diesem Buch gibt es in jedem Kapitel immer wieder kleinere Aufgabenstellungen, die den

Leser dazu bringen soll, das eben Gelesene anzuwenden. Und wenn man die Aufgaben nicht

lösen kann, besteht noch immer die Möglichkeit, sich die Lösung am Ende des Buches

anzusehen.

Mir ist schon bewusst, dass kaum die Zeit reichen wird, das gesamte Buch in der

Physikstunde zu besprechen, aber gewisse Anregungen und Teilbereiche könnten jedenfalls

aus diesem Buch übernommen werden.

156 vgl. [19]


115

Zum Abschluss will ich noch kurz auf den österreichischen Lehrplan für Physik (Unterstufe-

und Oberstufe AHS) eingehen. Es soll gezeigt werden, dass dieser sehr wohl Vorschläge

beinhaltet Astronomie in den Physikunterricht einzubinden.

Lehrplan Unterstufe AHS157

Das Ziel des Physikunterrichtes in der Unterstufe ist es, den Kindern das Modelldenken der

Physik (Realwelt – Modell – Modelleigenschaften – Realwelt) zu vermitteln. Physikalisches

Wissen soll in größere Zusammenhänge gestellt werden. Vor allem das bewusste Beobachten

und das verbale Beschreiben von physikalischen Vorgängen spielen hier eine wesentliche

Rolle. Gerade das Einbinden der Astronomie in den Unterricht in Form von einfachen

astronomischen Beobachtungen, in dem besonders das Protokollieren von Vorgängen und der

Versuch der verbalen Beschreibung eine besondere Rolle spielt, könnte dazu beitragen, den

Schülern einen besseren und umfassenderen Einblick in die Physik zu geben.

In der vierten Klasse wird speziell in den Kapiteln Gekrümmte Wege auf der Erde und im

Weltall (Planetenbewegungen, Satellitenbewegungen, Gravitationskraft) und Die Welt des

Sichtbaren (Optik, Teleskope) auf astronomische Themen Bezug genommen. Aber auch im

Kapitel Das radioaktive Verhalten der Materie könnte man schon das erste Mal auf die

Energieumsetzung in der Sonne und in den Sternen zu sprechen kommen – wenn auch noch

nicht bis ins Detail.

Man sieht, dass bereits in der Unterstufe einige Möglichkeiten bestünden, Astronomie zu

unterrichten.

Lehrplan Oberstufe AHS (ab Herbst 2004)158

Ab Herbst 2004 gibt es einen neuen Lehrplan in Physik für die Oberstufe. Bei der Erstellung

des neuen Lehrplanes stand vor allem im Vordergrund, was Schüler nach dem Unterricht

wissen sollten und nicht was die Lehrkräfte an Stoff bewältigen könnten.

Neu an diesem Lehrplan sind die Angabe des Lehrstoffes für mehrere Jahre und das Entfallen

der bekannten Trennung zwischen Kern- und Erweiterungsstoff. Der Lehrstoff wird nun über

mehrere Jahre (5. und 6. Klasse; 7. und 8. Klasse) angegeben. 157 vgl. [26] 158 vgl. [26]


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In den Jahrgängen 5. und 6. Klasse liegt der Schwerpunkt im Bereich der „klassischen

Physik“, während in den Jahrgängen 7. und 8. Klasse der Bereich „moderne Physik“

behandelt werden soll.

Im Lehrstoff der 5. und 6. Klasse gibt es zwei wesentliche Bildungsziele, die unmittelbar mit

der Astronomie im Zusammenhang stehen. Zum einen sollen Schüler einen Überblick über

Größenordnungen im Mikro- und Makrokosmos und unsere Stellung im Universum

bekommen, zum anderen sollen sie mit Hilfe der Bewegungslehre ein Verständnis für

Vorgänge bei den Planetenbewegungen entwickeln.

Im Lehrstoff der 7. und 8. Klasse steht, dass die Schüler die bisher entwickelten methodischen

und fachlichen Kompetenzen vertiefen sollen. Ihnen soll ein Einblick in das Weltbild der

modernen Physik geboten werden.

Als Bildungsziele, die ebenfalls mit der Astronomie in Verbindung gebracht werden können,

zählen: Grundzüge der modernen Atomphysik (Spektren bzw. Sternspektren); Einblick in

kernphysikalische Grundlagen (Aufbau der Kerne, Energiequelle der Sonne); Einblicke in die

Struktur von Raum und Zeit (Entwicklungsprozess von Weltsichten zur modernen

Kosmologie, Gravitationsfeld, Aufbau und Entwicklung des Universums).

Laut Lehrplan ist es auf jeden Fall möglich bzw. ein Muss, auch Astronomie in Physik zu

unterrichten. Ich möchte an dieser Stelle noch von einer Erfahrung berichten, welche ich

während meinen Unterrichtseinheiten159 mit den Schülern machte. Da zeigten Schüler, die

normal nicht so sehr an der Physik interessiert waren ein plötzliches Interesse an der Physik

und meinten dann: „Also, das ist Physik?“ Das hat mir gezeigt, dass Astronomie den

Physikunterricht nicht nur interessanter macht, sondern ihn auch durchwegs bereichert. Und

genau das versucht diese Diplomarbeit auch zu vermitteln. In der Arbeit wurde ein praktischer

Zugang zur Astronomie vorgestellt, der den vielleicht oft schon zu „trockenen“

Physikunterricht abwechslungsreicher gestalten könnte. Dabei wurde darauf geachtet, dass er

für jeden Physiklehrer geeignet ist, auch für jene, die bis sich bis jetzt noch nicht so viel mit

Astronomie beschäftigt haben.

159 siehe Kapitel 4 – Schulpraktischer Teil

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Literaturverzeichnis [1] Jürgen Hamel: Geschichte der Astronomie: von den Anfängen bis zur Gegenwart. Birkhäuser Verlag – Basel, Boston, Berlin 1998 [2] Joachim Hermann: Das große Lexikon der Astronomie. Orbis Verlag, München 1996 [3] Zeitschrift Sterne und Weltraum: Europas neue Teleskope. Spezialausgabe 3/2003, Verlag Sterne und Weltraum, Dr.Vehrenberg GmbH, München [4] Norbert Jakober: Vorstoß ins All: Die Erforschung der Sterne und Galaxien mit

modernsten Teleskopen und Parabolspiegeln. Aus dem italienischen Original: „L´ UNIVERSO – Grande Enciclopedia dell´Astronomia“ übersetzt, Verlag Neuer Kaiser deutsche Erstausgabe 1998

[5] Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Spektrum

Akademischer Verlag – Heidelberg, Berlin 2002 [6] Günter D. Roth: Planeten beobachten: Praktische Anleitung für Amateurbeobachter

und solche die es werden wollen. Spektrum Akademischer Verlag GmbH Berlin 2002, 5. Auflage

[7] Gianluca Ranzini: Astronomie: Ein Führer durch die unendlichen Weiten des Weltalls,

Sonnensystem-Sterne-Galaxien. Verlegt bei Kaiser 2002, deutsche Erstausgabe [8] Zeitschrift Physik in unserer Zeit: Das Sterninterferometer auf dem Paranel. Ausgabe

2/2003, Wiley-Vich Verlag GmbH & Co. KgaA Weinheim [9] Phillip Henarejos: Der kleine Himmelsführer: Sterne Planeten und das Weltall.

Könemann Verlagsgesellschaft mbH 2000 [10] Zeitschrift Star Observer: Astrofotografie. Special Nr. 10, Verlagsunion KG [11] Zeitschrift Star Observer:Die Zukunft der Weltraumforschung. Ausgabe Januar

Februar 2003, Verlagsunion KG [12] Dieter B. Hermann: Faszination Astronomie.

Cormoran in der Südwest Verlag GmbH & Co. 1997 [13] Sexl-Raab-Streeruwitz: Physik 2.

Verlag Hölder-Pichler-Tempsky, Wien 2. Auflage 1992 [14] Zeitschrift Sterne und Weltraum: Mein Teleskop: Fernrohre und Zubehör für

Einsteiger. Basics-Ausgabe 2/2003, Verlag Sterne und Weltraum, Dr.Vehrenberg GmbH, München

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[15] Elvira Gavanelli: Die Fotografie: Geschichte – Physik – Fotografie im Unterricht. Diplomarbeit, Naturwissenschaftliche Fakultät Graz. Juni 2000

[16] Helmut Vogel: Gerthsen Physik. Springer-Verlag Berlin Heidelberg 1999, 20. Auflage [17] Carole Stott: Erlebnis Sternenhimmel: Eine Anleitung zur erfolgreichen

Himmelserkundung. BLV Verlagsgesellschaft mbH München Wien Zürich 1999 [18] Hans-Ulrich Keller: Kosmos Himmelsjahr 2003. Franckh-Kosmos Verlags-GmbH &

Co., Stuttgart 2002 [19] Arnold Hanslmeier: Astronomie. Aus der Reihe Physik-compact, öbv&hpt [20] Arnold Hanslmeier: Gefahr von der Sonne.

BLV Verlagsgesellschaft mbH München 2002 [21] Antonin Rükl: Mondatlas. Verlag Werner Dausien 1999, 2. Auflage [22] W. Winnenburg: Ziele, Inhalte und Aufgaben astronomischer Bildung. Zeitschrift

Astronomie Heute – Anregungen und Hilfen für die Unterrichtspraxis, Erhard Friedrich Verlag GmbH & Co. KG 1995

Internetadressen (Stand: März 2004)

[23] http://www-user.tu-chemnitz.de/~maeng/ccd Vorlesungsscript einer Vorlesung an der TU-Chemnitz Titel der Vorlesung: „CCD-Technik und Bildaufnahme“ [24] http://imst.uni-klu.ac.at/was_ist_imst „Zum Ist-Zustand des Physikunterrichts in der Oberstufe“ (von Helmut Kühnelt) [25] http://lehrer.brgkepler.at/grath Homepage von Dr. Gerhard Rath – Lehrer am BRG-Kepler in Graz [26] http://www.bmbwk.gv.at/schulen/unterricht/index.xml Homepageseite des Bundesministeriums für Bildung, Wissenschaft und Kultur [27] http://dr.strickling.bei.t-online.de/sonneanf.htm Seite mit Tipps zur Sonnenbeobachtung

[28] http://aberrator.astronomy.net/registax Homepage von Registax

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Himmelsbeobachtungen mit der Webcamrath/fba/webcam.pdf · Ziel dieser Diplomarbeit ist es, eine kleine Einführung in eine Beobachtungstechnik der Astronomie zu geben, die vor allem