274 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. m. Nr. i8 



kommen. Als eine für alle Fälle zureichende Nähe- 

 rung könnte vorläufig die sogenannte parabolische 

 Geschwindigkeit (der Grenzwert zwischen den Ge- 

 schwindigkeiten in elliptischen und hyperbolischen 

 Bahnen) gelten, d. i. in der Nähe der Erdbahn 

 nahezu 42 km in der Sekunde, wobei man aber 

 doch mehr an einen Durchschnittswert, als an 

 völlige Gleichheit zu denken hat. Auch in dieser 

 Hinsicht bietet die Vergleichung theoretischer Er- 

 gebnisse mit ausreichenden Erfahrungen Anhalts- 

 punkte zur Verbesserung der ersten Annahmen. 



Auf den Sternhimmel versetzt, müssen unter 

 sich parallele Bahnen von einem gemeinsamen 

 Strahlungspunkte perspektivisch auszugehen schei- 

 nen, welcher zugleich den Richtpunkt für die Be- 

 wegung der zum selben Strome gehörigen Meteore 

 darstellt. Unter der früher angeführten Voraus- 

 setzung müßte man sich diese Strahlungspunkte 

 (Radiationspunkte oder Radianten) auf dem ganzen 

 Himmelsgewölbe gleichmäßig verteilt denken, 

 weil eben keine Richtung bevorzugt sein soll, und 

 auch die Geschwindigkeiten in diesen Bahnen 

 müßten, abgesehen von unbedeutenden Beträgen, 

 als gleichartig angenommen werden. Ungeachtet 

 der Einfachheit dieser Annahmen, stellt sich doch 

 die daraus hervorgehende Synthese des Meteor- 

 phänomens für einen bestimmten Ort der Erde 

 als recht verwickelt heraus. 



Vor allem kommt nun in Betracht, daß sich 

 die Erde in ihrer jährlichen Bahn mit der nicht 

 unbedeutenden Geschwindigkeit von rund 30 km 

 in der Sekunde weiter bewegt. Für die nach- 

 stehenden Erörterungen kann hinreichend genau 

 diese Bewegung als im Kreise um die Sonne vor 

 sich gehend genommen werden, in einer Ebene, 

 welche durch die Ekliptik am Himmel bestimmt 

 ist. Darnach muß die Bewegungsrichtung der 

 Erde immer rechtwinklig gegen die Richtung zur 

 Sonne gedacht werden, also am Himmel immer 

 durch jenen Punkt bezeichnet sein, der im Sinne 

 der astronomischen Länge um 90" gegen die 

 Sonnenlänge zurückliegt. Wir nennen diesen 

 jeweiligen Richtpunkt für die Erdbewegung, 

 ihren Zielpunkt (auch Apex) den diametral 

 gegenüber liegenden, welcher der Sonne in Länge 

 um 90^^ vorausgeht, Fluchtpunkt (Antiapex). 

 Ist also die Sonnenlänge z. B. 100", so ist die 

 Länge des Zielpunktes 10", jene des Fluchtpunktes 

 190". Mit der Sonne durchwandern die beiden 

 Punkte daher im Verlaufe des Jahres die ganze 

 Ekliptik. 



Die gleichzeitigen Bewegungen der Erde und 

 der Meteore erzeugen eine Resultierende, deren 

 Richtung, gegen den Zielpunkt hin abgelenkt, die 

 sogenannte scheinbare Bewegung der Meteore 

 darstellt. Demgemäß liegen die scheinbaren Strah- 

 lungspunkte dem Apex näher als die wahren, wo- 

 durch eine scheinbare Verdichtung der Radianten 

 entsteht, die in zonaler Anordnung vom Zielpunkt 

 gegen den Fluchtpunkt hin abnimmt. Die Hemi- 

 sphäre des Zielpunktes, welche infolge dieser Ver- 

 dichtung mehr Radianten aufweist, wird deshalb 



der Erde auch mehr Meteoren liefern als jene des 

 Fluchtpunktes. 



Haben die Meteore in bezug auf die Sonne 

 ungefähr gleiche Geschwindigkeit, so gilt dies 

 nicht hinsichtlich ihres Zusammentreffens mit der 

 sich ebenfalls rasch weiter bewegenden Erde. Am 

 schnellsten, nämlich mit der Summe beider Ge- 

 schwindigkeiten (42 -j- 30 km), werden die vom 

 Zielpunkt her der Erde entgegenkommenden Körper 

 in die Atmosphäre eintreten, am langsamsten, weil 

 mit dem Unterschiede (42 — 30 km, wozu noch 

 nahe 4'/» krn als Wirkung der Erdschwere kommen), 

 die aus der Richtung des Fluchtpunktes sie ein- 

 holenden. Das Verhältnis der Extreme ist un- 

 gefähr 9:2. Der Einfluß auf die stündliche An- 

 zahl wird klar, wenn man sich den Meteorstrom 

 ruhend denkt und dessen Geschwindigkeit im um- 

 gekehrten Sinne auf die Erde überträgt, welche, 

 jenen durchdringend , einen Zylinder aushöhlt. 

 Offenbar ist die Anzahl der von ihr dabei während 

 I Sekunde aufgefangenen Meteore der Länge des 

 gleichzeitig ausgehöhlten Zylinders proportional, 

 also der relativen Geschwindigkeit. Hierin liegt 

 ein zweiter Grund, weshalb stündlich wesentlich 

 mehr Meteore von der Seite des Zielpunktes die 

 Erde treffen, als von der entgegengesetzten Seite. 



Endlich ist noch der für den Gang der Er- 

 scheinung an jedem Orte maßgebende Umstand 

 hervorzuheben, daß im übrigen die Anzahl der 

 Meteore, welche, aus einem Radianten in die 

 Atmosphäre tretend, an irgend einem Orte sicht- 

 bar werden, mit der Höhe des Radianten über 

 dem Horizonte sehr wesentlich wächst. 



Es ergibt sich demnach , daß die innerhalb 

 eines Zeitbruchteiles durchschnittlich wahrnehm- 

 bare Meteormenge, abgesehen von verschiedenen 

 Nebenumständen, zunimmt: i. mit der Anzahl und 

 Höhe der gleichzeitig über dem Horizonte be- 

 findlichen Strahlungspunkte; 2. mit der relativen 

 Geschwindigkeit ihrer Meteore. 



Weil nun in der Umgebung des Zielpunktes 

 die meisten Radianten gruppiert und überdies in 

 deren Strömen die größten relativen Geschwindig- 

 keiten vertreten sind, so wird die im Verlaufe der 

 täglichen Bewegung des Himmels einem Beob- 

 achter stündlich wahrnehmbare Anzahl der Stern- 

 schnuppen mit dem Aufsteigen des Zielpunktes 

 (Apex) wachsen und ihren größten Wert, absolut 

 genommen, erreichen, wenn er ins Zenit gelangt, 

 falls dies nach der geographischen Lage des Ortes 

 möglich ist, und wenn nicht andere Umstände 

 (z. B. das Anbrechen des Tages, Mondlicht u. a.) 

 entgegenwirken. Es muß daher eine gesetz- 

 m ä ß i g e Veränderlichkeit der an jedem Orte 

 stündlich sichtbar werdenden Meteormenge ein- 

 treten, die mit der scheinbaren täglichen und jähr- 

 lichen Bewegung des Apex, also auch mit der 

 geographischen Breite in ähnlicher Weise zusammen- 

 hängt, wie die Einstrahlung von Licht und Wärme 

 durch die Sonne, wobei jedoch die analogen 

 Epochen nicht zusammenfallen. 



Sehr treffend bezeichnet daher Prof Schiaparelli 



