bis es gegen Anfang dieſes Jahrhunderts, nachdem ſchon 
Chladni's unermüdliche Thätigkeit das Intereſſe für 
dieſen Gegenſtand rege gemacht hatte, durch einen Me— 
teorſteinfall in England und einen zweiten in Frankreich 
feſtgeſtellt wurde. Erſterer ereignete ſich am 13. Decem— 
ber 1795 zu Wouldcottage in Yorkſhire. Die dort gefun— 
denen, ſowie auch andere angeblich vom Himmel gefallene 
Steine wurden einige Jahre ſpäter von Howard unter— 
ſucht und unter ſich zwar übereinſtimmend, von den Mi— 
neralien irdiſcher Abkunft aber beſtimmt unterſchieden ge— 
funden. Der zweite, ſehr große und merkwürdige Stein— 
regen fiel am 26. April 1803 zu l'Aigle im Departement 
de l'Orne, wobei auf eine Fläche von mäßiger Größe 
mehrere Tauſend Stücke ausgeſäet wurden. Da die Zahl 
der Augenzeugen diesmal ſehr groß war, ſo übertrug die 
Pariſer Academie der Wiſſenſchaften, welche noch kurz 
vorher einen Bericht über einen ähnlichen Meteorſteinfall 
mit dem Bemerken zurüdgewiefen hatte, man mochte fie 
mit derartigem Unſinn verſchonen, ihrem Mitgliede Biot 
die Unterſuchung der Verhältniſſe an Ort und Stelle, und 
hierdurch wurde der letzte Zweifel in Betreff dieſes merk— 
würdigen Phänomens beſeitigt. Man fing nun an auf— 
merkſamer auf derartige Erſcheinungen zu achten, zumal 
Chladni durch zahlreiche Verzeichniſſe nachgewieſen hatte, 
daß das Herabfallen von „Weltſpähnen“, wie er fie be— 
zeichnet, gar nicht zu den Seltenheiten gehörte. Jedoch 
begnügte man ſich mit Angabe der Häufigkeit und der 
äußeren Merkmale, wie Größe, Farbe, Richtung u. ſ. w., 
bis Brandes und Benzenberg, damals noch Studenten 
in Göttingen, auf den glücklichen Gedanken kamen, den 
wahren Ort dieſer Körper im Raume durch gleichzeitige 
Beobachtungen von zwei Standpunkten aus feſtzuſtellen. 
Als Standlinie wählten ſie eine Entfernung von 27,000 
par. Fuß zwiſchen Clausberg und Ellershauſen, die ſie 
aber bald wegen der zu kleinen Parallaxe mit einer grö— 
ßeren von 46,000 Fuß zwiſchen Clausberg und Seſebühl 
bei Draunsfeld vertauſchten. Sie beobachteten in ſechs 
vorher verabredeten heitern Nächten zuſammen 402 Stern— 
ſchnuppen, deren ſcheinbare Bahnen ſie ſofort mit Angabe 
der Beobachtungszeiten in eine Sternkarte einzeichneten. 
Unter dieſen Beobachtungen fanden ſich 22 correſpondi— 
rende, durch deren Berechnung man nun zum erſten Male 
eine ungefähre Vorſtellung von der Höhe und der Bahn 
dieſer Körper erhielt. 
Die Art der Berechnung iſt folgende. Denkt man 
ſich zunächſt Beobachter an zwei einige Meilen von ein: 
ander entfernten Orten der Erdoberfläche und über den— 
ſelben in einiger Höhe einen leuchtenden Punkt, ſo wird 
dieſer von jeder Station aus auf eine beſtimmte Stelle 
des Himmelsgewölbes projicirt erſcheinen. Die Lage die— 
ſer beiden ſcheinbaren Orte gegen die Geſtirne beſtimmt 
in Verbindung mit der Zeit, zu welcher der leuchtende 
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Punkt geſehen wurde, die Richtung der Geſichtslinien, 
d. h. der Linien vom Auge zum leuchtenden Punkte, in 
deren Durchſchnittspunkte ſich derſelbe befindet. Man er— 
hält ſomit zur Beſtimmung ſeiner Höhe ein Dreieck zwi— 
ſchen ihm und den Beobachtungsſtationen, in welchem die 
Grundlinie, d. i. die Entfernung der beiden Beobachter 
von einander bekannt iſt, und die Winkel an derſelben 
leicht aus den beiden ſcheinbaren Orten und der Beobach— 
tungszeit gefunden werden können. Die Beobachtung der 
Sternſchnuppen geſchieht in ganz analoger Weiſe von 
zwei oder auch mehr Stationen aus. Der Anfangs- und 
der Endpunkt der ſcheinbaren Bahn wird mit Angabe der 
Zeit direct in eine Sternkarte ſo genau wie möglich ein— 
getragen und aus der Uebereinſtimmung der Zeiten, an 
welchen auf beiden Stationen eine Sternſchnuppe beobach— 
tet wurde, auf die Identität der von beiden Beobachtern 
geſehenen Erſcheinung geſchloſſen. Man erhält bier alſo 
zwei Dreiecke, eins zwiſchen dem Anfangspunkte der 
Sternſchnuppenbahn und der Standlinie, das andere zwi— 
ſchen dem Endpunkte der Bahn und der Standlinie. 
Damit die Geſichtslinien ſich durchſchneiden, müſſen 
ſie in einer Ebene liegen; es muß ſich daher auch 
durch die beiden ſcheinbaren Anfangspunkte, reſp. End— 
punkte, und die Standlinie eine Ebene legen laſſen. Die: 
ſelbe ſchneidet das Himmelsgewölbe, da die Erde als der 
Mittelpunkt deſſelben erſcheint, in einem größten Kreiſe, 
und es läßt ſich ſomit die Bedingung, an welche der 
Durchſchnitt der Geſichtslinien geknüpft iſt, auch dahin 
ausſprechen, daß die beiden ſcheinbaren Anfangs-, reſp. 
Endpunkte, in einem größten Kreiſe liegen müſſen mit 
demjenigen Punkte, in welchem die verlängerte Stand: 
linie im Augenblicke der Beobachtung das Himmelsgewoölbe 
trifft. Die in Wirklichkeit ſchon durch die unvermeid— 
lichen Beobachtungsfehler hervorgerufenen größeren oder 
geringeren Abweichungen hiervon können dann ebenfalls 
als Beweis gegen oder für die Identität der von beiden 
Beobachtern geſehenen Sternſchnuppe gelten. Sind ſie 
unbedeutend genug, um durch Beobachtungsfehler von 
mäßiger Größe genügend erklärt zu werden, ſo erhält 
man den gewünſchten Durchſchnittspunkt der betreffenden 
Geſichtslinien durch Halbirung ihres kürzeſten Abſtandes 
und zwiſchen dieſem Halbirungspunkte und den beiden 
Beobachtungsſtationen ein Dreieck, in welchem die Baſis 
und die Winkel an derſelben bekannt ſind, die Seiten, 
welche den gradlinigen Abſtand der Sternſchnuppe von 
den Beobachtern repräſentiren, alſo leicht berechnet wer— 
den können. Für den Endpunkt der Bahn gilt natürlich 
ganz daſſelbe wie für den Anfangspunkt. Mit Hilfe des 
Poſitionswinkels, d. h. der Neigung des Dreiecks gegen 
eine durch den Pol und die Standlinie gelegte Ebene, 
findet man ſodann auch den ſenkrechten Abſtand der Stern— 
ſchnuppe von der Erdoberfläche, d. h. ihre Höhe. Bei 
dieſer Art der Berechnung iſt die ſtillſchweigende Voraus— 
