Man nehme

M — R' cos. B' sin. (a' — A' )

N == R" cos. B" sin. Ca" — A "i

und es ist

N sin. a' — M sin. a"tang. x = K CQS _ a / _ M cos . a «

wobey x die aus dem Mittelpunkt der Erde gese-hene Rectascension der Sternschnuppe, und zu-gleich die Rectasc. der Mitte des Himmels fiir denOrt ist, dem die Sternschnuppe im Zenith ver-schwand.

Ferner hat man

taug. 1/ sin. (x — A') -f- tang. B' sin. (a' — x)

tang. ytang. y

sin. (a' — A / )

tang. b" sin. C* — A") -(- tang. B / 'sin. (a"— x)

sin. (a •

A")

j ist die aus dem Mittelpunkt der Erde geseheneDeclination der Sternschnuppe, und zugleich diev/ahre Polhöhe des Orts, dem die Sternschnuppeim wahren Zenith verschwand.

Hierauf findet sich der Abstand der Stern-schnuppe vom Mittelpunkt der Erde

M _ N

? 3= cos. y sin. (a' — x) cos. y sin. fa" — x)

Die beyden Werthe von y, die eigentlichgleich seyn müssen, dienen über die Identität deran beyden Orten gesehenen Sternschnuppe undüber die Genauigkeit der Beobachtungen zu ent-scheiden. Die beyden Werthe von £ zeigen eini-germafsen die Zuverlässigkeit an, mit der sich der