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Nach Schmidt (Den. ebenda) wäre sogar noch für Dezember 

 10.— 21. zu erwähnen: « = 41° d = + 12°. 



Man wird dem Vorstehenden entnehmen können, daß dieser 

 Radiationspunkt im Oktober und November, ja bis zu einem ge- 

 wissen Grade auch noch im Dezember, wie man zu sagen pflegt, 

 fast stationär zu bleiben scheint. Seine wirklichen gesetzmäßigen 

 Ortsveränderungen sind nämlich offenbar noch durch die unver- 

 meidlichen Fehler der Beobachtungs-Ergebnisse verschleiert. 



Für alle in der Nähe der Ekliptik liegenden Straubings - 

 punkte machen derartige so häufige Erfahrungen, wie ich wieder- 

 holt gezeigt habe, die Annahme einstiger dynamischer Zusammen- 

 gehörigkeit nicht unwahrscheinlich. Vorausgesetzt wird dabei als 

 gegenwärtiger Zustand ein interstellarer Meteorstrom von hinreichend 

 großem Querschnitt (lateraler Ausdehnung), dessen einzelnen 

 Partikeln in sehr großer Entfernung von der Sonne und beim 

 Eintritt in deren wirksame Gravitationssphäre, heliocentrische 

 Bewegung von hinreichend identischer Richtung und 

 Größe zukommt, also gleiche kosmische Ausgangsrichtung und 

 Geschwindigkeit. 



Auch das vorstehende Beispiel ist in dieser Hinsicht einer 

 nähern Erwägung und Vergleichung wert. Freilich können dabei 

 hinsichtlich der wirklichen Geschwindigkeit, welche ohne Zweifel 

 noch größer sein muß als die beobachtete, nur hypothetische 

 Voraussetzungen in Rechnung kommen, weil verläßliche Anhalts- 

 punkte zur Beurteilung des Geschwindigkeitsverlustes in der 

 Atmosphäre gegenwärtig noch fehlen, ja vielleicht eben auf diesem 

 indirekten Wege nachzuweisen wären. 



Würde nun beispielsweise angenommen, daß im vor- 

 liegenden Falle — bei Anwendung der üblichen Einheiten — die 

 heliocentrische Geschwindigkeit dieser Körper in der Entfernung 

 Eins von der Sonne die Größe 2 (also etwas über 59 km), 

 demnach für den Radiusvektor r = oo die Größe \ r 2~ betragen 

 hatte, und wird ferner der vorhin abgeleitete Radiant beibehalten, 

 so ergäbe sich der kosmische Ausgangspunkt heliocentrisch 

 in 11 '5° Länge und nahe genug an der Ekliptik, um die geringe 

 Breite gegenüber der mittleren Unsicherheit des Radianten zu ver- 

 nachlässigen, wodurch sich die Rechnung sehr vereinfacht. 



Man kann dann leicht ermitteln, welche Radiation einzelne 

 Partikel beim Znsammentreffen mit der Erde in verschiedenen 



