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Nach Schmidt (Den. ebenda) wäre sogar noch für Dezember 
10.— 21. zu erwähnen: « = 41*^ Ö = -\- 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 Strahlungs- 
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 vo*i 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 V 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. 
