lieber das Meteor vom 22. April 1888. 81 



kann, um wie viel die ursprüngliche Geschwindigkeit durch den Widerstand der Atmo- 

 sphäre vermindert worden ist. Das Wahrscheinliche ist, dass diese Verminderung mehr 

 beträgt als die Vermehrung durch die Erdschwere. Etwas wesentlicher ist die Verände- 

 rung in der Neigung und daher im scheinbaren Radiationspunkt, welcher sonach, von 

 der Erdstörung befreit, sich in a = 99*8°, d= -f- 9*1° oder nach Länge und Breite in 

 l = ioo'O , ß = — 14*0° befunden hatte. 



Wird nun die Geschwindigkeit der Erde in ihrer Bahn um die Sonne zu 29-3 Km. 

 und die Geschwindigkeit des Meteors in Bezug auf die Erde (geocentrisch), wie oben, 

 mit 3 1*7 Km. angenommen, so ergibt sich, dass die Meteoriten in Bezug auf die Sonne 

 (heliocentrisch) an dieser Stelle des Planetensystems eine Geschwindigkeit von 58 - 4 Km. 

 oder 7-9 geogr. Meilen hatten, mit dieser Geschwindigkeit hinter der Erde aus einer 

 Richtung herkamen, welche von der Bewegungsrichtung der Erde nur um 14 abwich 

 und die Letztere daher einholten. 



Aus der heliocentrischen Geschwindigkeit von 58*4 Km. folgt, dass die Bahn des 

 Meteors im Sonnensvstem eine Hyperbel war. Man kann dies mit grosser Sicherheit 

 behaupten, denn selbst dann, wenn man nur die kleineren Werthe der Geschwindigkeit 

 aeeeptirt, welche die zweite Abschätzung lieferte, erhält man noch immer eine ausge- 

 prägte Hyberbel. Die heliocentrische Geschwindigkeit für eine parabolische oder, wenn 

 man so sagen darf, cometarische Bahn wäre 41 Km. gewesen. Um eine solche für mög- 

 lich zu halten, müsste man annehmen, dass die aus den so zahlreichen Beobachtungen 

 ermittelte geocentrische Geschwindigkeit um mehr als das Doppelte zu gross gefunden 

 wurde, und weil ein so grosser Fehler den Bahnlängen auch nicht einmal annähernd 

 zugeschrieben werden könnte, so müsste gefolgert werden, dass die angegebene Dauer 

 durchschnittlich, aber insbesonders bei den verlässlichsten Beobachtungen, mindestens 

 zu verdoppeln wäre, was wohl ebenso unzulässig ist. Die Bahn dieser Meteoriten hat 

 daher keine entfernte Aehnlichkeit mit irgend einer nachgewiesenen Cometenbahn und 

 dieselben können früher keinem der Sonne zugeordneten cometarischen Systeme ange- 

 hört haben. Sie sind vielmehr schon mit erheblicher Geschwindigkeit aus den fernen 

 Fixsternräumen in das Planetensystem gelangt, welches sie wieder verlassen hätten, wenn 

 der Zusammenstoss mit der Erde nicht erfolgt wäre und wenn sie auch mit keinem an- 

 deren Planeten zusammengetroffen wären. 



Denkt man sich die Hyperbel nach der Seite, aus welcher das Meteor gekommen, 

 bis in die fernsten Räume verlängert, so ergibt sich der kosmische Ausgangspunkt 

 dieser Meteoriten in 86-9° Länge und 6-2° südlicher Breite. 



Die Länge des aufsteigenden Bahnknotens auf der Ekliptik war 21 3°, die Neigung 

 der Meteorbahn gegen die Ekliptik betrug 77 , die Bewegung war rechtläufig; die Länge 

 des Perihels, welches das Meteor eben erst passirt hatte, war 2o5"4° und die Perihel- 

 distanz 0-978. Die reelle Halbaxe der hyperbolischen Bahn ergibt sich aus der Geschwin- 

 digkeit zu o-5o3. Diese Letztere und der oben angeführte kosmische oder siderische 

 Ausgangspunkt sind eigentlich die einzig wesentlichen, weil constanten Elemente, 

 während die übrigen von der Lage des Zusammenstosses, d. i. des Knotens abhängen. 



Das hier betrachtete Meteor mag w r ohl demselben Strome angehört haben, welcher 

 im October den vielfach beobachteten Radianten im »Orion« liefert, die »Orioniden« 

 des October. Berechnet man nämlich mit der angegebenen Halbaxe und dem obigen 

 Ausgangspunkt den scheinbaren Radiationspunkt für October, so findet man für den 

 Anfang des Monates a = 82 , d = -j- 19" und für die Mitte a = 89 , ö = -f- 1 9°, während 

 thatsächlich beobachtete Radianten aus dieser Epoche: a = 8o°, d = + 19 (Octo- 

 ber i3, nach Schiaparelli), « = 88°, d = + 1 f (October 17—25, nach Denning), 



Annalen des k. k. naturhistorischen Hot'museums, Bd. IV, Hett i, 1S89. G 



