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. Jahrhundert vom dänischen Astronomen [[Peder Horrebow (Astronom)|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, 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 [[Kreisteilung]]sfehler 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 zum Beispiel die Fernrohrbiegung eliminiert.

Zwischen der geografischen Breite ''φ'', der [[Deklination (Astronomie)|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 kleiner 0,5&nbsp;[[pars]]) und der allfällige Einfluss der unterschiedlichen [[Fernrohrbiegung]].

Gegen Ende des 19. Jahrhunderts führte der [[Internationaler Breitendienst| 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 [[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]] (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 [[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]], [[Fundamentalstern]]e
* [[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]]