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nicht ausreicht, sondern mehrere annehmen muss, welche freilich aus 

 derselben Ursache herrühren können (Ar gel ander in Kosmos III., 

 S. 24 G). Die von Argelan der zur Berechnung der Maximumsepochen 

 entwickelte Formel ist — in der von Schönfeld') vorgenommenen 

 Ueber tragung von 1751 auf die Epoche 1865 — folgende: 



1865 December 29, 13 mittl. Zeit Paris -f- 331, 3363 E 



+ 10 l 48 sin. (-j^j— E -f 250° l'j 



r 45° \ 

 -\- 18» 16 sin. (jyj— E -f 27° 9' J 



f 45° ^ 

 -|- 33» 90 sin. \-^- E -f- 68° S'J 



r 15° -\ 

 -|- 65* 31 sin. {— — E -f 178° 26'J 



diese Elemente lassen jedoch noch immer (grösstenteils unregelmäsige) 

 Abweichungen bis zu 26 Tagen übrig. 



Das vorletzte Maximum fiel nach Schmidt auf 1866 Februar 

 24, 25 Athener Zeit, wobei der Stern eine Stufe heller als a ceti war 2 ). 



Die neuerliche Sichtbarkeit dieses Sternes für das freie Auge war 

 im November 1866 zu gewärtigen; nach meinen Wahrnehmungen war 

 jedoch derselbe mindestens bis 13. December 1866 noch nicht sichtbar. 

 Heis, welcher den Lichtverhältnissen der Sterne eine langjährige uner- 

 müdete Aufmerksamkeit zuwendet, sah ihn (Woch. f. Astr. 1866, S. 414) 

 am 19. December 1866 (und zwar wegen des nahen Mondes im 

 Kometensucher) 3 Stufen heller als 396 (Bode) und 4 Stufen schwächer 

 als 75 Fl.; Mira hatte demnach damals die 6. Grösse bereits über- 

 schritten. Am 30. December 1866 fand ihn Heis (W. f. Astr. 1867, 

 S. 13) 1,5 Stufe heller als 75 FL und 2'/ 2 Stufen schwächer als 

 v ceti; und am 5. Jänner 1867 (a. a. 0., S. 23) fast in gleicher Hel- 

 ligkeit mit v ceti und vielleicht nur um eine halbe Stufe schwächer als 

 den letztgenannten Stern. Als ich nach längerer Unterbrechung Mira 

 wieder beobachten konnte, war er am 1. Februar 1867, l h — v ceti, 

 und zeigte am 4. Februar 7 h 5 die erhebliche Abminderung um 4 Stufen 

 (Mira = 75 Fl.); daher derselbe unzweifelhaft schon in der Abnahme 



') Katalog, S. 66, Nr. 12 und S. 77. 

 2 ) Astron. Nachr. Nr. 1586. 



