באסטרונומיה, הקצב הזניתי לשעה (קז"ש) של מטר מטאורים הוא מדד של עוצמת המטר: זהו מספר המציין כמה מטאורים ייראו בשעה אחת בתנאי תצפית מיטביים, כלומר במקום חשוך עם שמיים נקיים. הספירה היא רק של מטאורים הניתנים לצפייה בעין ללא ציוד עזר, כלומר, מטאורים שדרגת הבהירות נראית שלהם קטנה מ־6.5 (שזו בקירוב דרגת הבהירות המרבית שבה יכולים בני אדם להבחין בתנאי תצפית מיטביים) ובהנחה שנקודת הרדיאנט^[1] (radiant) של המטר נמצאת בזנית. בפועל מספר המטאורים הנצפים בשעה יהיה קטן יותר, משום שרק לעיתים נדירות (ולזמן מוגבל) נמצאת נקודת הרדיאנט בזנית ממש. ככל שנקודת הרדיאנט קרובה לאופק, וככל שהצופה קרוב למקורות אור (או שהירח נמצא בשמים), כך ייראו פחות מטאורים.

ניתן לחשב את הקצב הזניתי לשעה על ידי תצפית ישירה ואז חישובו באמצעות הנוסחה: ${\displaystyle ZHR={\cfrac {{\overline {HR}}\cdot F\cdot r^{6.5-lm}}{sin(hR)}}}$

כאשר:

${\displaystyle {\overline {HR}}}$ הוא הקצב שנצפה בפועל (מספר המטאורים שנצפה מחולק בזמן התצפית בשעות).

${\displaystyle F={\cfrac {1}{1-k}}}$ הוא גורם תיקון כאשר לא ניתן לצפות בכל השמים (למשל עקב עננים או עצים/בניינים המסתירים חלק משדה הראיה) ו-${\displaystyle k}$ הוא האחוז משטח השמים שלא ניתן לצפייה. לדוגמה, אם רבע מהשמים מעוננים אז - ${\displaystyle F=1{\cfrac {1}{3}}}$.

${\displaystyle r^{6.5-lm}}$ הוא גורם תיקון כאשר הצופה לא מסוגל להבחין בעצמים עם דרגת בהירות גבוהה מ-${\displaystyle lm}$ ו-${\displaystyle r}$ הוא גודל המאפיין כמות המטאורים על פי בהירותם.

לדוגמה, עבור ${\displaystyle r=2}$ וצופה שמסוגל להבחין בעצמים עם בהירות מדרגה 6.0 לכל היותר, צריך להכפיל ב-${\displaystyle 2^{6.5-6.0}={\sqrt {2}}}$.

${\displaystyle sin(hR)}$‎ הוא גורם התיקון למיקום של נקודת הרדיאנט של המטר ו-${\displaystyle hR}$ הוא הגובה של נקודת המוצא מהאופק במעלות.

לדוגמה, אם נקודת הרדיאנט נמצאת בגובה של 30° מעל האופק צריך לחלק את תוצאת המדידה ב-${\displaystyle sin(30)=0.5}$.