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il n'en résultera qu'une variation assez faible de l'éclat minimum, et dans 

 la longue période de t/jo ans. 



>) Voyons en second lieu quel est le dérangement introduit dans les 

 phases de l'éclipsé, el notamment dans sa durée. En désignant par R' le 

 rayon du satellite, on a, pour le commencement et la fin de l'éclipsé, en 

 ayant égard à la formule (3), 



T-v f!_|_D'. R + R' V' — COS-ÇCOS-I' 



' p I -(- ecos(c — ct) 



» Si l'on pose 



R + R' , 7. ~ 



= V I — cos- o cos- r, , 



on aura, en négligeant e" et esin-cp, 



sin^f, — sin-r = — ae sin-('cos(V — cr); 

 ou 



v" = — 4^, — e tangi^, cos(ç', + m), commencement de l'éclipsé, 

 <■' = + «',-+- etangi^, cos(r, — cr), fin de l'écIipse. 



» On a d'ailleurs, en désignant par t" et t' les intervalles compris entre 

 ces phases et le minimum, 



/„ = 2PsincT, 



«'"= 4— nz"-h 2esin(/„— nz" — cj) = — c, — e langr, cos(t', 4- ci), 



<"' = 4+ n-' -+- 2esin(/„H- nz' — zô) = -j- c, 4-etangc, cos((', — n). 



» On en conclut sans peine 



«(t' + t") = 2r, — 2f cosrjsinc, ] 



Sesinrosin'^ / (', = 23". 



„(.'_.") = \ 



• ' COSI'i / 



M On trouve 



t' — -" = o'",75, 



donc négligeable. Mais, la durée 2t=;t' + t" de l'éclipsé varie notable- 

 ment; il vient, en effet, 



2T = const. — i'', i3 coscj. 



» Si l'on calcule vs par la formule (2), on trouve que 2t augmente de 



