Horrebow-Talcott-Methode

Die Horrebow-Talcott-Methode ist eine Präzisionsmethode der Astronomie und Geodäsie zur Bestimmung der Polhöhe (astronomische bzw. geografische Breite). Sie wurde im 18. Jahrhundert vom dänischen Astronomen Peder Horrebow entwickelt und 1833 von Andrew Talcott wieder entdeckt.

Dabei wird mit einem speziellen (optisch-mechanischen) Okularmikrometer der Zenitdistanz-Unterschied mehrerer Sternpaare beim Meridiandurchgang (obere Kulmination) gemessen, wobei die zwei Sterne jedes Paares im Süden und Norden kulminieren und annähernd dieselbe Zenitdistanz haben müssen, um im Messfernrohr auf beiden Seiten (nach Schwenken um 180°) sichtbar zu sein.

Die Messung mit dem Mikrometer vermeidet allfällige kleine Kreisteilungsfehler und auch solche der Kreisablesung, weil man das Fernrohr für jedes Sternpaar auf konstante (mittlere) Zenitdistanz einstellt. Dafür wird eine spezielle, hochpräzise Libelle verwendet ("Horrebow-Niveau" oder doppelte Sekundenlibelle), die direkt an die Kippachse angeklemmt wird. Durch die Messanordnung werden auch andere kleine Instrumentenfehler wie zum Beispiel die Fernrohrbiegung eliminiert.

Zwischen der geografischen Breite φ, der Sterndeklination δ und der Zenitdistanz bestehen folgende Beziehungen:

• bei südlicher Kulmination φ = δ + z
• bei nördlicher Kulmination φ = δ - z,

sodass sich die Breite aus dem Mittelwert von δ und dem am Mikrometer gemessenen Höhenunterschied Δz von Nord- und Südstern ergibt.

An Δz ist noch die differenzielle Astronomische Refraktion anzubringen, die Differenz der Libellenlesungen (meist < 0,5 pars) und der allfällige Einfluss der unterschiedlichen Fernrohrbiegung.

Gegen Ende des 19. Jahrhunderts führte der Internationale Breitendienst (IPMS) diese Methode ein, um die genaue Polbewegung des Erdkörpers zu überwachen. Dazu wählte man 5 Observatorien in 39,1° Breite, die auf diesem Breitenkreis annähernd gleichmäßig verteilt waren. Durch die konstante Breite erreichte man, dass die Observatorien dieselben Fundamentalsterne beobachten konnten, wodurch allfällige Fehler in den Sternörtern auf die gemessenen Breitenänderungen keinen Einfluss hatten.

Die Messungen des IPMS erreichten Genauigkeiten von einigen 0,01", sodass die Polkoordinaten und ihre Änderungen (siehe Chandler-Periode) auf einige Dezimeter genau bestimmt werden konnten. Gegen Ende der 1970er Jahre wurden hingegen die Methoden der Satellitengeodäsie genauer als jene der Astrometrie, sodass man heute - im Erdrotations-Dienst IERS - keine visuellen Methoden mehr verwendet, sondern eine Kombination von Satelliten- und VLBI-Messungen.

Siehe auch

• Astrogeodäsie, Fundamentalstation, Fundamentalsterne
• Universal, Passageninstrument, Zenitteleskop, Vertikalkreis
• Methode gleicher Höhen, Sterneck-Methode

Literatur

• K.Ramsayer: Geodätische Astronomie (905 p.), Band IIa des Handbuchs der Vermessungskunde JEK, J.B. Metzler-Verlag, Stuttgart 1969
• F.Reichhart: Katalog von FK4 Horrebow-Paaren für Breiten von +30° bis +60°. Geowiss.Mitt. Heft 6, TU Wien 1975.