Das Zweihöhenproblem

(Hier der Link zur Gauß’schen Lösung des Zweihöhenproblems)

Der Portugiese Pedro Nunes (1502 – 1578) beschrieb ein Prinzip, wonach die geografische Breite aus zwei unterschiedlichen Höhen der Sonne bestimmt werden kann. Von dem dänischen Astronom Tycho Brahe (1546 – 1601) ist bekannt, dass er die unbekannte Position eines Sterns aus der bekannten Position zweier anderer Sterne ableitete. Auch diese Aufgabe unterscheided sich nicht von der Bestimmung der unbekannten Position eines Schiffes. Die Position des Zenits über einem Schiff auf der Himmelskugel ist nämlich identisch mit der Schiffsposition auf der Erde, auch wenn sich dort im Zenit gerade kein Stern befindet.
Es dauerte allerdings sehr lange, bis man diese Erkenntnisse umsetzte. Eine Initialzündung war ein Preisausschreiben der Pariser Akademie der Wissenschaften 1727. Doch keine der eingehenden Lösungen konnte sich in der Seefahrt etablieren. Nicht zuletzt führte die Systematisierung der Formeln der sphärischen Trigonometrie durch Leonhard Euler zu einem wissenschaftlich anerkannten Rechenweg mit dem ein Schiffsstandort direkt und mit höchster Präzision berechnet werden könnte. Doch der Rechenaufwand war für eine Anwendung auf See zu viel zu groß und so ist diese Methode nie verwendet worden. Sie ist das Thema des nachfolgenden Beitrages. 


Die nachstehend vorgestellte Berechnung ist in der moderneren nautischen Literatur als Methode einer Standortbestimmung “direkt aus den Höhengleichen” bekannt. Leider sind die dazu gezeigten Berechnungen meist in einer ziemlich verwickelten Weise präsentiert und manchmal auch unter Anwendung von nicht optimal geeigneten Formeln. In einigen Quellen wird auch Carl Friedrich Gauß als Urheber genannt, obwohl Gauß nun gar nichts mit dieser Lösung des Zweihöhenproblems zu tun hatte. 

Eine gute Beschreibung machte der Niederländer Peter Nieuwland, die später von Franz Xaver von Zach in der “Sammlung astronomischer Nachrichten, Berlin 1793” als Mitteilung in deutsch vorgestellt wurde. Herr von Zach war ein begeisterter Astronom und besaß in Gotha sogar ein eigenes Observatorium. Er stand in regem Briefwechsel mit seinem Freund Carl Friefrich Gauß, dem er einen Sextanten für Vermessungsaufgaben überlies. Dieses Instrument war später ein Motiv auf dem 10 DM Schein der deutschen Bundesbank.

Modell einer Breitenbestimmung aus zwei Sonnenhöhen.

 

Der Meridianabstand \theta der beiden Sonnenbildpunkte ergibt sich dabei als die in Grad verwandelte Zwischenzeit der Beobachtungen. Meridiandifferenz und Länge der Seite q als Großkreisabschnitt unterscheiden sich in ihrer Länge. Deshalb muss die Länge von q entlang der im Bild dargestellten Großkreislinie gesehen werden, während der Meridianabstand die Längendifferenz entlang eines in der Regel längeren Breitenkreises ist, auf dem sich der Bildpunkt der Sonne bewegt.
Die übrigen Seiten des umfassenden Dreiecks sind die Bögen p und p’. Das sind die Komplemente der Deklinationen \delta und \delta'. Die übrigen Seiten des zentralen inneren Dreiecks sind die Zenitabstände s und s’ und gleichsam die Komplemente der gemessenen Höhen h und h’. Die Länge der Seite b ist das Komplement der zu bestimmenden Breite \varphi=90^\circ -b. Will man also die Standortbreite bestimmen, dann muss man die Seite b berechnen. Das ist eine übersichtliche geometrische Aufgabe, die leicht in mehreren aufeinanderfolgenden Schritten gelöst werden kann.

Berechnung

Das Bild zeigt die zwei Polardreiecke XZP und X’ZP die über eine gemeinsame Seite b verfügen. Wie Seiten und Winkel mit dem Kosinus Seitensatz in einem Polardreieck berechnet werden, ist im Beitrag “Die Sonne am Himmel” bereits ausführlich beschrieben worden. Dieser Formelsatz ist in zwei Varianten verwendbar:

  • A  Bekannt sind zwei Seiten und der davon eingeschlossene Winkel – berechnet wird die dritte Seite.
  • B  Bekannt sind alle drei Seiten – berechnet wird ein beliebiger Winkel.

Die Seite b kann damit ganz einfach in fünf aufeinanderfolgenden Schritten berechnet werden:

  1. Nach A wird mit den Seiten p und p’ des umfassenden Dreiecks und dem davon eingeschlossenen Winkel \theta zunächst die Seite q berechnet.

  2. Damit sind von diesem Dreieck XPX’ alle Seiten bekannt und der Winkel \sigma kann nach B bestimmt werden.

  3. Da nach der Berechnung von q jetzt auch alle Seiten des zentralen inneren Dreiecks XZX’ bekannt sind, die Seiten s und s’ sind die Komplemente der Sextantenmessungen, kann in derselben Weise gemäß B auch der Winkel \zeta bestimmt werden.

  4. Jetzt muss die Winkeldifferenz \psi=\sigma -\zeta ausgerechnet werden. Das ist der Winkel gegenüber der gesuchten Seite b.

  5. Somit ist der Winkel \psi zwischen den bekannten Seiten p und s bekannt und die gegenüberliegende Seite b kann unter Anwendung der Regel B berechnet werden. Die Seite b liefert mit \varphi=90^\circ -b die gesuchte Standortbreite des Punktes Z, also die Breite des Schiffsortes.

Diese klare Abfolge von Berechnungen hätte damals jedoch mit Logarithmen ausgeführt werden müssen. Das aber war für die seemännische Praxis viel zu mühsam und zeitaufwendig und darum nicht zu gebrauchen. Vielleicht hat es aber doch das eine oder andere Schiff gegeben, das sich dieser Rechenmethode zugewandt hatte. Allgemein konnte sie sich in der Seefahrt nicht etablieren. 

Um die Berechnungen abzukürzen, hat man nach anderen Methoden gesucht, die ebenso sicher zum Ziel führen sollten. In der Mitteilung des Herrn von Zach sind dahingehend auch recht viele Publikationen namhafter Wissenschaftler aufgeführt. Man fiindet dort u. a. den Namen Leonhard Euler, der ein herausragender Mathematiker und Naturwissenschaftler war, oder Daniel Bernoulli, ein Freund Eulers. Bernoulli ist heute vor allem als Physiker und Begründer der Strömungslehre bekannt.
So waren zur Breitenbestimmung bis weit ins 19. Jhd. hinein nur die Mittagsbreite oder die Nordsternbreite oder die Tafelmethode von Cornelis Douwes in Gebrauch. Trotzdem sollen hier die exakten Berechnungen präsentiert werden, weil sie durchaus als präziseste Navigationsmöglichkeit in der zweiten Hälfte des 18. Jhd. bekannt waren.

Berechnung der Breite

In der nachstehenden Berechnung folgen wir genau den vorstehend aufgeführten Schritten. Danach muss also zuerst die Seite q, das ist der Großkreisabschnitt zwischen den Sonnenpositionen, berechnet werden. Gemäß dem Kosinus Seitensatz ist der Kosinus einer Dreieckseite die Summe aus dem Produkt der Sinusse der anderen Seiten und dem Produkt der Kosinusse der anderen Seiten, welches außerdem mit dem Kosinus des davon eingeschlossenen Winkels multipliziert wird. Das ist der Inhalt der Regel A und somit schreiben wir:

    \begin{equation*}\cos q=\cos p\cdot\cos p'+\sin p\cdot\sin p'\cdot\cos \theta\cdot\end{equation}

Nach Einsetzen von p =  90° – \delta und p’ = 90° –\delta' folgt

    \begin{equation*}\cos q=\cos(90° - \delta)\cdot\cos(90° - \delta')+\sin(90° - \delta)\cdot\sin(90° - \delta')\cdot\cos \theta\cdot\end{equation}

Nach den Komplementbeziehungen der cos und sin Kreisfunktionen gilt aber cos(90° – x) = sin x und sin(90° – x)= cos x . Somit ergeben sich aus den Deklinationen 90^\circ - \delta=p und 90^\circ - \delta'=p'. Damit wird die Gleichung vereinfacht und lautet jetzt:

    \begin{equation*}\cos q=\sin \delta\cdot\sin \delta'+\cos \delta\cdot\cos \delta'\cdot\cos \theta\cdot\end{equation}

Wir brauchen aber q und nicht cos q und das geht einfach mit der Umkehrfunktion arccos oder cos-1, was dasselbe ist. Die Seite q erhalten wir schließlich mit der Formel

(1)   \begin{equation*}q=\cos^{-1} (\sin \delta\cdot\sin \delta'+\cos \delta\cdot\cos \delta'\cdot\cos \theta)\cdot\end{equation*}

Einen Winkel in einem Kugeldreieck nach der Regel B erhält man, wenn alle Seiten bekannt sind. Das trifft jetzt sowohl für das umfassende große Dreieck XPX’ zu, aber auch für das zentrale kleinere innere Dreieck XZX’. Die dabei anzuwendende Rechenvorschrift lautet in Worten, dass von dem Kosinus derjenigen Seite, die dem zu berechnenden Winkel gegenüber liegt, das Produkt der Kosinusse der anderen Seiten abgezogen und die dadurch erhaltene Differenz durch das Produkt der Sinusse der anderen Seiten dividiert wird. Dafür schreiben wir für das umfassende Dreieck.

    \[\cos \sigma= \frac{\cos p'-\cos p\cdot\cos q}{\sin p\cdot\sin q}\cdot\]

Unter Anwendung der Komplementbeziehungen aus den Deklinationen wie schon zuvor und der Umkehrfunktion folgt

(2)   \begin{equation*}\sigma=\cos^{-1}\frac{\sin \delta'-\sin \delta\cdot\cos q}{\cos \delta\cdot\sin q}\cdot\end{equation*}

Analog dazu gilt dann für den Winkel \zeta im kleineren Dreieck

(3)   \begin{equation*}\zeta=\cos^{-1}\frac{\sin h'-\sin h\cdot\cos q}{\cos h\cdot\sin q}\cdot\end{equation*}

Hierin wurden die Komplementbeziehungen der gemessenen Höhen verwendet. Sie lauten sin h = cos (90° – s) und cos sin (90° – h) = cos s. Dasselbe gilt dann auch für h’.

Damit kann jetzt die Winkeldifferenz \psi=\sigma -\zeta berechnet werden, denn die führt nach Anwenden der Regel B direkt auf die Seite b und damit auf die Standortbreite. Dafür gilt zunächst

    \[\cos b=\cos p\cdot\cos s+\sin p\cdot\sin s\cdot\cos (\sigma-\zeta)\]

und nach Anwendung der Komplementbeziehungen und der Kosinus Umkehrfunktion folgt schließlich:

(4)   \begin{equation*}\boxed{\varphi=\sin^{-1}\bigr [\sin \delta\cdot\sin h+\cos \delta\cdot\cos h\cdot\cos (\sigma-\zeta)\bigr ]}\end{equation*}

Das Bild zeigt, dass auch ein alternativer Standort Y möglich ist. Dieser wäre dann zu berechnen, wenn der eigene Standort südlich von der aktuellen Deklinationsbreite liegt, die Sonne am Schiffsmittag also nördlich beobachtet werden kann. Zur Unterscheidung des nördlichen vom südlichen Standorts, müssen die in den Gleichungen eingesetzten Deklinationen und die errechnete Breite mit einem Faktor P multipliziert werden. Dabei wird mit P = 1 der nördliche und mit P = -1 der südliche Standort der Schnittpunkte der Höhenkreise berechnet. In den Gleichungen 1 bis 4 ist also immer nur P\cdot\delta, P\cdot\delta' und P\cdot\varphi zu verwenden.

Berechnung der Länge

Die Länge \lambda wird wie eine Chronometerlänge berechnet. Wir kennen die Zeiten, in denen die Beobachtungen durchgeführt wurden. Gemäß dem Bild auf der rechten Seite ist die Standortlänge die Summe aus dem Stundenwinkel bzw. Polwinkel \tau und dem Greenwichwinkel Grt. Das gilt allerdings nur, wenn die erste Beobachtung am Vormittag erfolgte. Wird sie erstmalig am Nachmittag beobachtet, dann muss Grt – \tau gerechnet werden. Man muss allerdings wissen, dass der Ortsstundenwinkel für Greenwich erst in der Mitte des 19. Jhd. eingeführt wurde. In der Zeit davor musste man sich noch mit der Zeitgleichung herumplagen. Weil es hier vor allem um das Verstehen der Methode geht, bleiben wir bei dem einfacher zu handhabenden Greenwichwinkel Grt.

Die Aufgabe besteht also zunächst darin, den Stundenwinkel \tau auszurechnen. Das geht wieder nach dem bekannten Prinzip einer Winkelberechnung, wenn alle Seiten bekannt sind. Für den Polwinkel erhalten wir an dieser Stelle

    \[\cos \tau=\frac{\cos s-\cos p\cdot\cos b}{\sin p\cdot\sin b}\cdot\]

Nach Ersetzen der Seiten mit ihren Komplementen und Anwendung der Umkehrfunktion folgt daraus

    \[\tau=\cos^{-1}\frac{\sin h-\sin \delta\cdot\sin \varphi}{\cos \delta\cdot\cos \delta}\cdot\]

Für die Standortlänge folgt zunächst:

(5)   \begin{equation*}\lambda^\ast=Grt\pm \tau\;=\;Grt\pm \arccos\frac{\sin h-\sin \delta\cdot\sin \varphi}{\cos \delta\cdot\cos \varphi}\end{equation*}

Dabei stellt sich noch die Frage, ob der Stundenwinkel \tau addiert oder subtrahiert werden soll. Wenn die erste Beobachtung am Vormittag erfolgte, dann wird addiert. Subtrahiert wird, wenn die erste Beobachtung nachmittags erfolgte. Besonderheiten treten auf, wenn das Datum zwischen erster und zweiter Beobachtung nicht das gleiche ist.

Dieser mit einem Sternchen gekennzeichnete Längengrad darf nur zwischen 0° und 360° betragen. Um das zu sichern, müssen Ergebnisüberträge behandelt werden. Hat die Gl. 5 ein negatives Ergebnis, dann müssen 360° addiert werden. Ist das Ergebnis größer als 360° dann müssen 360° subtrahiert werden. Anschließend kann mit der folgenden Gleichung eine Normierung auf Westgrade und Ostgrade erfolgen.

(6)   \begin{equation*}\lambda=\left\lbrace\quad-\lambda^\ast&\quad\;\;\;\text{wenn}\quad\;\;\; 0^\circ<\lambda^\ast<180^\circ\atop360^\circ-\lambda^\ast&\;\text{wenn}\quad 180^\circ<\lambda^\ast<360^\circ\end{equation*}

Die Gleichung wird folgendermaßen gelesen: Liegt \lambda^\ast zwischen 0° und 180°, dann erhält die Länge ein negatives Vorzeichen, weil es eine Westlänge ist. Liegt \lambda^\ast zwischen 180° und 360°, dann sind 360° davon zu subtrahieren und es handelt sich um Ostgrade.

Versegelung

Wenn mit der Sonne navigiert wird, muss zwischen den Beobachtungen eine angemessene Zeit verstreichen. Dabei kommt es, wenn nicht gerade Totenflaute herrscht, zu einer Ortsveränderung. Die während der ersten Beobachtung beobachtete Höhe gilt nicht mehr und muss auf den Ort der zweiten Beobachtung hochgerechnet werden. Das kennt eigentlich jeder. Je näher man sich z. B. an ein Bauwerk annähert, um so steiler hinauf muss der Blick gehen. Genau so ist es auch mit der Sonne. Man nähert oder entfernt sich ihr zwar nicht, aber man bewegt sich auf der Rundung der Erdkugel in Richtung Sonne oder weg davon und dabei neigt sich der eigene Beobachtungshorizont, was zu einem gleichen Ergebnis führt.

Nach einer Ortsveränderung, die als Versegelung bezeichnet wird, befindet sich ein Beobachter am Standort Z und die Höhe der wahren Sonne wird mit h’ gemessen, woraus sich ein Zenitabstabd von s’ = 90° – h’ ergibt. Die Sonne X steht dabei unverändert auf der mit Grt und \delta angegebenen Position, wie zum Zeitpunkt der ersten Beobachtung. Wenn zwischen den Beobachtungszeiten keine Ortsveränderung erfolgt ist, kann der Standort mit s = 90° – h, wie oben beschrieben, berechnet werden. Wurde in der Zwischenzeit jedoch gesegelt und Z ist jetzt ein anderer Standort wie zum Zeitpunkt der ersten Beobachtung, dann muss die Höhe der Sonne X dem neuen Standort angepasst werden. Das geschieht in der Weise, dass der Radius s des Höhenkreises der ersten Beobachtung so vergrößert oder verkleinert wird, dass er jetzt wieder genau auf den veränderten Standort Z passt. Es muss praktisch ein Zustand hergestellt werden, als würde man beide Sonnen, die echte und die eingebildete aus der ersten Beobachtung, zur selben Zeit beobachten. Wie das zu berechnen ist, stammt von Cornelis Douwes, den man zu seiner Zeit zurecht als “Mathematical Seamen” betitelte. Es gilt nämlich

(7)   \begin{equation*}hs=h+\frac{d}{60}\cdot\cos (z-c)\cdot\end{equation*}

Hierin ist d die Distanz der Ortsveränderung über Grund in nautischen Meilen und c der über Grund gefahrene resultierende Kurs. Die Distanz d in NM muss bei dieser Rechnung in Grad verwandelt werden, was dadurch geschieht, dass d durch 60°/NM dividiert werden muss. Halsen, Wenden und Abdriften durch Strom und Wind sind mit einer Koppelrechnung (Dead Reckoning) zu berücksichtigen. Das in dieser Gleichung verwendete Azimut z ist das zum Zeitpunkt der ersten Beobachtung. Für die meisten Ansprüche würde hier sogar eine Kompasspeilung ausreichen. So würde man am Standort Z zuerst die versegelte hs nach der vorstehenden Gl. 7 ausrechnen und in den Gleichungen 3 und 4 anstelle der Höhe h verwenden. Die Gln. 4 und 5 liefern dann sofort Breitengrad und Längengrad des versegelten Standortes.

Will man das Azimut jedoch genau ermitteln, was beispielsweise in Frage kommt, wenn eine Navigationssoftware nach dieser Zweihöhenmethode geplant ist, dann muss folgende Formel angewendet werden:

(8)   \begin{equation*}z=\left\lbrace\;\;\;\;\;\;\;\quad\arccos\frac{\sin \delta-\sin \varphi\cdot \sin h}{\cos \varphi\cdot \cos h}\text{wenn}\quad Grt-\lambda^\ast>180^\circ\atop360^\circ-\arccos\frac{\sin \delta-\sin \varphi\cdot \sin h}{\cos \varphi\cdot \cos h}\text{wenn}\quad Grt-\lambda^\ast<180^\circ\end{cases}\end{equation*}

Hierin ist Grt-\lambda^\ast der Ortsstundenwinkel LHA. Sein Wert liegt immer zwischen 0° und 360°.  Das Azimut ist die Peilung auf die Sonne und überschreitet deshalb am Schiffsmittag den Wert von 180°. Der Arkus des Kosinus kann aber nur Werte bis 180° liefern. Deshalb muss der ab dem Schiffsmittag abnehmende Arkus des Kosinus von 360° abgezogen werden und damit nimmt das Azimut wieder zu. Aus diesem Grunde gelten für das Azimut zwei Formeln, eine für vormittags und eine für Beobachtungen am Nachmittag.

Da wir \lambda^\ast von Gl. 5 geliefet wird, ist sie mit der Höhe h berechnet. Der Längengrad nach Versegelung kann deshalb nur dadurch berechnet werden, indem mit hs in die Gl. 3 eingestiegen und die gesamte Berechnung bis zur Gl. 6 erneut durchlaufen wird.

 

Logarithmische Berechnung

Die Berechnung eines Standortes konnte im 18. Jahrhundert nur mit Logarithmen erfolgen. Damit werden Multiplikationen zu Additionen. Es gab zahlreiche Tafelwerke mit Zahlentabellen über Logarithmen von Zahlen und allen Winkelfunktionen. Um damit besser arbeiten zu können, wurden einige Gleichungen für eine Bearbeitung mit Logarithmen extra umgestellt. Wir wollen jetzt die Standortbreite an einem Beispiel logarithmisch berechnen. Dazu müssen wir die Gln. 2 und 3 erstmal in die entsprechende Form bringen. In der Gl. 2 subtrahieren wir auf beiden Seiten eine 1 und erhalten

    \begin{equation*}\cos \sigma -1=\frac{\sin \delta' -\sin \delta\cdot \cos q}{\cos \delta\cdot \sin q}-\frac{\cos \delta\cdot \sin q}{\cos \delta\cdot \sin q}\cdot\end{equation}

Auf einen Nenner gebracht folgt daraus

    \begin{equation*}\cos \sigma-1=\frac{\sin \delta' -(\sin \delta\cdot \cos q+\cos \delta\cdot \sin q)}{\cos \delta\cdot \sin q}\cdot\end{equation}

Ein Additionstheorem der trigonometrischen Funktionen lautet:

    \begin{equation*}\sin (\alpha+\beta)=\sin \alpha\cdot \cos \beta+\cos \alpha\cdot \sin \beta \end{equation}

Damit vereinfachen wir den Klammerausdruck im Zähler und erhalten:

    \begin{equation*}\cos \sigma -1=\frac{\sin \delta'-\sin (\delta +q)}{\cos \delta\cdot \sin q}\cdot\end{equation}


Der Zähler dieser Gleichung wird jetzt mit einer der Verwandlungsformeln der Kreisfunktionen umgestellt. Diese Verwandlungsformel lautet:


    \begin{equation*}\sin \alpha-\sin \beta=2\cdot\cos \frac{\alpha+\beta}{2}\cdot\sin \frac{\alpha-\beta}{2}\end{equation}


Angewendet auf die vorhergehende Gleichung kommt eine andere Fassung des Kosinus Seitensatzes heraus:


    \begin{equation*}\cos \sigma -1=\frac{2\cdot\cos \frac{\delta'+\delta+q}{2}\cdot\sin \frac{\delta'-\delta-q}{2}}{\cos \delta\cdot \sin q}\end{equation}


Wenn jetzt noch für die Funktionen im Nenner die Secans Funktion sec x =1/cos x und die Kosekans Funktion csc x =1/sin x angewendet wird, dann folgt schließlich:


(9)   \begin{equation*}\boxed{\cos \sigma -1=2\cdot\sec \delta\cdot \csc q\cdot\cos \frac{\delta'+\delta+q}{2}\cdot\sin \frac{\delta'-\delta-q}{2}}\end{equation*}


Die Gl. 3 bekommt die gleiche Form. Dabei werden nur \delta gegen h und \delta' gegen h’ ausgetauscht:


(10)   \begin{equation*}\boxed{\cos \zeta -1=2\cdot\sec h\cdot \csc q\cdot\cos \frac{h'+h+q}{2}\cdot\sin \frac{h'-h-q}{2}}\end{equation*}


Mit Hilfe von Logarithmen werden wir nun eine Standortbreite berechnen. Die Deklinationen und die berichtigten Höhen sind in der nachfolgenden Tabelle aufgeführt. Die  Beobachtungen erfolgten um 9:28:53 GMT und 12:1:23 GMT, woraus sich eine Zwischenzeit von 2:32:30 h errechnet. Diese Zeit in Grad verwandelt liefert einen Winkel \theta von 38,15°. Die Tabelle enthält zusätzlich die entsprechenden Winkel im Bogenmaß.

Legen wir also los und berechnen zunächst q, wozu die Gl. 1 in ihrer ursprünglichen Form auch für eine Lösung mit Logarithnen benutzt wird. Für die Berechnung von \sigma und \zeta benutzen wir die Gl, 10 und 11, weil die Originalformeln 3 und 4 in einer logarithmischen  Verwendung doch einige Schwierigkeiten verursacht hätten. Die nachfolgenden Zahlenwerte sind im Bogenmaß angegeben.

1) negative Zahlen haben keinen Logarithmus. Wenn Faktoren negativ sind, wie hier ein Sinus, dann ist der Logarithmus des positiven Faktors zu bilden. 2)Nach dem Delogarithmieren ist das Ergebnis so oft mit -1 zu multiplizieren, wie negative Faktoren vorhanden waren.

Die logarithmische Berechnung ist dann doch schon recht mühsam. Man muss etwa 30-mal in eine Tafel gehen, Zahlen heraussuchen und interpolieren. Nebenbei fallen auch noch etwa 15 Additionen bzw. Subtraktionen an. Nach dieser ganzen Rechnerei, die schon eine Stunde dauern kann, weiß man nicht, ob das Ergebnis auch richtig ist und die Länge des Standortes ist auch noch nicht bekannt. Die Längenberechnung mittels Logarithmen soll jetzt aber nicht mehr vorgeführt werden.

 

Resümee

Nach der vorstehend beschriebenen Lösung des Zweihöhenproblems kann ein astronomischer Standort mit hoher mathematischer Präzision ausgerechnet werden. Sofern die Zeit am Nullmeridian den Beobachtungszeiten zugeordet werden kann, ist damit auch eine Längenberechnung möglich.

Es gibt jedoch einige Dinge zu beachteten. Da ist einmal die Wahl des zu berechnenden Standortes, denn es sind grundsätzlich zwei Standorte möglich, die jeweils nördlich oder südlich der Deklinationsbreite liegen. Bei der Sonne als Navigationsgestirn muss man deshalb wissen, ob nördlich oder südlich von der Deklinationsbreite gesegelt wird.

Ein weiterer Punkt ist die Festlegung der Peilrichtung. Im Bild erfolgt die erste Beobachtung an einem Vormittag und die zweite an einem Nachmittag. Der Standort Z kann aber auch westlich des Bogens p’ liegen, dann erfolgen beide Beobachtungen vormittags. Liegt der Punkt Z östlich des Bogens p, dann erfolgen beide Beobachtungen am Nachmittag. Die Peilrichtung zu wissen, ist zur späteren Berechnung der Länge wichtig, besonders dann wenn sich das Datum zwischen den Beobchtungen ändert.

Eine Anwendung dieses Rechenweges liefert bei programmierter Anwendung stets beste Ergebnisse. Eine Höhenbegrenzung in der Beobachtung, wie bei den grafischen Verfahren üblich, existiert nicht und eine vorherige Standortschätzung ist unnötig. Also nur Vorteile. Doch leider waren diese Vorteile damals nicht nutzbar, wei als Rechenhilfen lediglich Logarithmentafeln verfügbar waren und so wurde die Methode verworfen.


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