Quelltext der Seite Horrebow-Talcott-Methode

Die '''Horrebow-Talcott-Methode''' ist eine Präzisionsmethode der [[Astronomie]] und [[Geodäsie]] zur [[Ortsbestimmung|Bestimmung]] der [[Polhöhe]] (astronomische bzw. [[geografische Breite]]). Sie wurde im 18.&nbsp;Jahrhundert vom dänischen Astronomen [[Peder Horrebow (Astronom, 1679)|Peder Horrebow]] entwickelt und 1833 von [[Andrew Talcott]] wiederentdeckt.

Dabei wird mit einem speziellen ([[Mikrometer (Optik)|optisch]]-mechanischen) [[Okularmikrometer]] der [[Zenitdistanz]]-Unterschied mehrerer [[Sternpaar]]e beim [[Meridiandurchgang]] ([[obere Kulmination]]) gemessen. Die zwei Sterne jedes Paares müssen im Süden und im Norden kulminieren und annähernd dieselbe Zenitdistanz haben, um im [[Messfernrohr]] auf beiden Seiten (nach Schwenken um&nbsp;180°) sichtbar zu sein.

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

Zwischen der geografischen Breite&nbsp;''φ'', der [[Deklination (Astronomie)|Sterndeklination]]&nbsp;''δ'' und der Zenitdistanz bestehen folgende Beziehungen:
* bei südlicher Kulmination    ''φ&nbsp;=&nbsp;δ&nbsp;+&nbsp;z'' 
* bei nördlicher Kulmination   ''φ&nbsp;=&nbsp;δ&nbsp;-&nbsp;z'', 
sodass sich die Breite aus dem Mittelwert von&nbsp;''δ'' und dem am Mikrometer gemessenen Höhenunterschied&nbsp;''Δz'' von Nord- und Südstern ergibt.

An ''Δz'' ist noch anzubringen:
* die differenzielle [[Astronomische Refraktion]]
* die Differenz der Libellenlesungen (meist kleiner 0,5&nbsp;[[Parswert|pars]])
* der allfällige Einfluss der unterschiedlichen Fernrohrbiegung.

Gegen Ende des 19.&nbsp;Jahrhunderts führte der [[International Polar Motion Service #Geschichte|Internationale Breitendienst]] diese Methode ein, um die genaue [[Polbewegung]] des Erdkörpers zu überwachen. Dazu wählte man fünf [[Sternwarte|Observatorien]] auf&nbsp;39,1° nördlicher Breite, die auf diesem [[Breitenkreis]] annähernd gleichmäßig verteilt waren. Durch die konstante Breite erreichte man, dass die Observatorien ''dieselben [[Fundamentalstern]]e'' beobachten konnten, wodurch allfällige Fehler in den [[Sternörter]]n auf die gemessenen Breitenänderungen keinen Einfluss hatten. Die Messungen des [[International Polar Motion Service]]&nbsp;(IPMS) erreichten Genauigkeiten von einigen&nbsp;0,01[[Bogensekunde|″]], sodass die [[Polkoordinaten]] und ihre Änderungen (siehe [[Chandler-Periode]]) auf einige Dezimeter genau bestimmt werden konnten.

Gegen Ende der 1970er&nbsp;Jahre wurden die Methoden der [[Satellitengeodäsie]] genauer als jene der [[Astrometrie]], sodass man heute – im [[Erdrotation]]s-Dienst [[Internationaler Dienst für Erdrotation und Referenzsysteme|IERS]] – keine [[visuell]]en Methoden mehr verwendet, sondern eine Kombination von Satelliten- und [[Very Long Baseline Interferometry|VLBI]]-Messungen.

== Siehe auch ==
* [[Astrogeodäsie]], [[Fundamentalstation]]
* [[Universalinstrument|Universal]], [[Passageninstrument]], [[Zenitteleskop]], [[Vertikalkreis]]
* [[Methode gleicher Höhen]], [[Sterneck-Methode]]

== Literatur ==
* [[Karl Ramsayer]]: ''Geodätische Astronomie'' (905 p.), Band IIa des Handbuchs der Vermessungskunde [[JEK]], J.B. Metzler-Verlag, Stuttgart 1969
* Friedrich Reichhart: ''[https://geo.tuwien.ac.at/fileadmin/editors/GM/GM06_reinhart.pdf Katalog von FK4 Horrebow-Paaren für Breiten von +30° bis +60°]''. Geowiss.Mitt. Heft 6, TU Wien 1975.

[[Kategorie:Astrometrie]] 
[[Kategorie:Erdmessung]]