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die Meteormasse ist, welche bei Vernachlässigung der Erdanziehung in 

 der Zeiteinheit auf die Erde fiele. Wegen (2) des Art. (2) ist also die in 

 der Zeiteinheit auf die Erde fallende Masse u: 



u = 7iE^d{~]; also: A = iifv (3) 



Man kann noch bemerken, dass D selbstverständlich von der Ge- 

 schwindigkeit Vq abhängt und mit dieser wächst. Um also vergleichbare 

 Resultate zu haben, muss man bedenken, dass 



ist, wo Dq die räumliche Dichtigkeit des Seh warmes ist d. h. die Masse 

 in der Raumheit. 



Die negative Richtung der Asymptote ist aber das, was man den 

 scheinbaren (von Zenithattraction natürlich befreiten) Radiationspunct 

 nennt. Bezieht man die in Art. 1 vorkommenden Coordinaten auf das 

 System der Längen und Breiten und bezeichnet man Länge und Breite 

 des scheinbaren Radiationspunctes mit l' und ß', so werden die Art. (1) 

 vorkommenden Grössen jetzt so dargestellt werden; 



(1) = — (-^ — -— ) = — n ^ ■ -;cos/? cosA 



^ ' m^dt dt j m Vq ' 



(2) = — (-7^ ~t\ ^ — 71 ■ — fcos ß sm /. 



^ ^ m \dt dt J m Vg ' 



(3) = ~\-rr — ^j) = —n ^-—fsmß 



in \dt dt) m v„ 



(4) 



Hierdurch ist Alles gegeben, um den Einfluss des Zusammentreffens 

 mit einem Meteorschwarm auf die Bewegung eines Planeten berechnen 

 können. 



Was die Grösse /. betrifft, so ist Folgendes zu bemerken: v ist stets 



grösser als Vn. Als mögliche Grenzfälle treten auf ~ == 1 und — = oo . 



Im ersten Falle ist 1:= 1, im zweiten A = oo , während f die Werthe 1 



bezw. annimmt, so dass also f und y positive echte Brüche sind. Bei den 



kleineren Planeten ist indessen / stets sehr nahe gleich L So z. B. ist 

 selbst in dem ungünstigsten Falle, wo nämlich die Sternschnuppen gleiche 



