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nicht ausreicht, sondern mehrere annehmen musa, welche freilich ans 
derselben Ursache herrühren können (Argelander in Kosmos III., 
S. 246). Die von Argelander zur Berechnung der Maxiraumsepochen 
entwickelte Formel ist — in der von Schönfeld*) vorgenommenen 
Uebertragung von 1751 auf die Epoche 1865 — folgende: 
1865 December 29, 13 mittl. Zeit Paris -|- 331, 3363 E 
^360« ^ 
-|- 10' 48 sin. ^ + ^) 
r 45« A 
-|- 18» 16 sin. E -f- 27« 9'J 
r 450 A 
-|- 33' 90 sin. E -f- 68° 3'J 
-j- 65' 31 sin. \ E -)- 178« 26'J 
diese Elemente lassen jedoch noch immer (grösstentlieils unregclmäsige) 
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 « ceti war*^). 
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 (VVoch. 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, 7^^ = v ceti, 
und zeigte am 4. Februar 7^* 5 die erhebliche Abminderung um 4 Stufen 
(Mira = 75 FL); daher derselbe unzweifelhaft schon in der Abnahme 
1) Katalog, S. 66, Nr. 12 und S. 77. 
2) Astron. Nachr. Nr. 1586. 
