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» La comparaison de ces mesures à celles prises sur le dessin pourra 

 mettre en évidence la tendance à représenter trop grands, ou trop petits, 

 les points noirs observes, et en même temps apprendre les limites entre 

 lesquelles cette erreur d'appréciation varie, d'où il sera facile de déduire 

 sa mesure. Il peut aussi arriver, et c'est pour moi le cas, qu'après une 

 longue pratique de l'observation cette erreur devienne très petite et de 

 sens variable. 



» Dans l'un comme dans l'autre cas, la nature des résultats obtenus 

 montre suffisamment cjue les dessins de Jupiter avec les ombres des satel- 

 lites, pris à la lunette avec le soin convenable, sont des documents qu'on 

 peut utiliser pour déterminer la grandeur de ces ombres, l'incertitude des 

 mesures ne portant, en général, que sur le chiffre des millièmes par rap- 

 port à l'unité choisie. On voit donc que l'exactitude de la méthode dont il 

 est ici question est au moins égale à celle des procédés micrométriques 

 appliqués directement aux satellites. 



» Considérons maintenant l'ombre réelle du satellite projetée sur la 

 section méridienne cjui limite le disque de la planète; prenons toujours 

 pour unité le demi-diamètre polaire de celle-ci, et soient : 



p, le rayon de cette projection ; 



dy la largeur de la bande de diffraction instrumentale qui l'entoure; 



b, le rayon de l'ombre observée; 



s, le demi-diamètre apparent du Soleil vu de Jupiter (ou du satellite); 



L, la latitude de l'ombre par rapport à l'équateur jovien; 



r, le rayon du satellite; R^, celui de son orbite. 



» La valeur de d étant exprimée en fonction du demi-diamètre polaire 

 apparent de la planète, au jour considéré, on a d'abord 



p = h- d. 



» Il est évident, d'autre part, que, en raison de la faible inclinaison de 

 l'équateur de Jupiter sur le plan de son orbite et de la petitesse du demi- 

 diamètre a])parent de la planète vue du Soleil, l'excès de r sur p est fort 

 sensiblement sin ^(Rp — cosL); l'expression de /• sera donc 



r — b — d + sin5(Rp— cosL). 



» En appliquant cette méthode aux dessins que j'ai pris lors ties obser- 



