d. h. die sogenannten geocentrischen Zenitdistanzen des 
Meteors. 
Hiernach ist es nun sehr leicht, die geocentrische Entfernung 8 0 
des Meteors aus einem der ebenen Dreiecke 800 oder 8 0 0, zu 
bestimmen, in denen je eine Seite (q oder (»Z und die beiden an 
liegenden Winkel gegeben sind. 
Bezeichnet man die geographischen Längen der Stationen 0 und 
0i bzw. 
mit l und l x , 
sowie ihre geocentrischen Breiten mit 
cp und cp x , 
dann gestaltet sich — unter dem bereits oben gemachten Vorbehalte, 
daß die verschiedenen Bogen N 0, N 0] u. s. f. im folgenden Bogen 
größter Kreise darstellen — die Rechnung in nachstehender Weise: 
1) 608 ZCZ X — cos 00] = sin cp sin cp x + cos cp cos cp x 
cos (l — ¿ x ), 
2) 
3) 
4) 
sin (fi — sin cos 0 Q x 
COS N O O] — 008 </! . sin 0 0] ' 
sin N 0] 0 : sin N 0 O x = sin cp : sin cp x , 
< M 0] 0 = N 0] 0 —- N 0] M , wo der letztere Winkel 
durch die Beobachtungen bekannt ist, 
5) < MOO] = NOOj — NOM, 
6) cot M 0 0] sin M 0, 0 -f- cos M O x 0 cos 0 0] — cot 
MO] . sin 00]. 
Nachdem durch die letzte Gleichung der Winkel 
MO] =- SCZ] 
gefunden, ergiebt sich die gesuchte Entfernung 
, sin Z] 
8 0 = R = Qx ¡hOz] — SCZ])* 
Anmerkung 1. 
Ein Blick auf die vorstehende Rechnung lehrt, daß die Zenitdistanz 
z überhaupt nicht zur Verwendung gekommen ist, demnach eine der 
Zenitdistanzen als ein überschüssiges Datum der Aufgabe be- 
Jsrael-Holtzwart, theorische Astronomie. II. 1