HOHENBERECHNUNG DER STERNSCHNUPPEN 
VON 
PROF. D R. E WEISS, 
W. M. K. A. 
Mit 14 Textfiguren. 
VORGELEGT IN DER SITZUNG AM 17 . JULI 1904 . 
Gleichwie in vielen anderen Zweigen der Astronomie die Photographie eine stets wachsende 
Bedeutung gewinnt, ist sie namentlich auch in der Meteorastronomie berufen, die Genauigkeit der Beob¬ 
achtungen dieser flüchtigen Phänomene auf jene Höhe zu heben, welche bei der Beobachtung anderer 
Erscheinungen erreicht wird. 
Eine vorzügliche Gelegenheit, diese neue Beobachtungsmethode zu erproben und ihre Vorteile in 
helles Licht zu setzen, schien sich den Astronomen in 1899 zu eröffnen, wo man der Rückkehr des 
großen Leonidenstromes mit Zuversicht entgegensah, der, abgesehen von früheren bis auf das Jahr 902 
unserer Zeitrechnung zurückreichenden Erscheinungen, in 1799, 1832/33 und 1866 zu glänzenden Stern¬ 
schnuppenfällen Veranlassung gegeben hatte. Ich faßte daher im Jahre 1897 den Plan, bei der kaiserlichen 
Akademie der Wissenschaften die Organisation einer Expedition zur photographischen Aufnahme der 
bevorstehenden Leonidenerscheinung zu beantragen, bei welcher außer einer genauen Bestimmung der 
Lage und des Charakters des Radiationspunktes auch korrespondierende Beobachtungen ins Auge gefaßt 
wurden, von denen ich mir eine reiche Ausbeute und mancherlei interessante Resultate versprach. 
Um die Berechnung der letzteren, der verfeinerten Beobachtungsmethode entsprechend, auf eine 
möglichst sichere Basis begründen zu können, unterzog ich zunächst die Methoden der Höhenberechnung 
der Meteore, welche bisher in Anwendung gekommen sind, einer kritischen Durchsicht und fand dabei 
sehr bald, daß keine derselben von ihrem Autor auf die einfachste Form gebracht worden sei, deren sie 
fähig ist, was ich bei der Bessel’schen, oder richtiger gesagt, Quetelet-Bessel’schen Methode schon 
vor mehr als 30 Jahren nachgewiesen habe. Bei den älteren Methoden von Brandes und Olbers rührt 
dies hauptsächlich daher, daß als Unbekannte die Entfernung des Meteores vom Zentrum der Erde oder 
anders ausgedrückt, jener Erdort eingeführt wird, in dessen Zenit das Meteor aufleuchtete oder verlosch. 
Auf den ersten Blick scheint dies allerdings das Zweckmäßigste zu sein, weil man die gesuchte Größe, 
nämlich die Höhe des Meteores über der Erdoberfläche aus seiner Entfernung vom Erdzentrum durch 
einfaches Abziehen des Erdradius erhält. Bei näherer Betrachtung erkennt man aber sehr bald, daß es 
