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DES SCIENCES. 265 
g+g={(i+i). nl!" ade!""— 20h", $ sin. (0 — ÿ!" 
’ + sin. (0! —«5,") 
+ 0,014853.d/"".5 2. cos. (0 — 5") +i.cos. (0,511)? 
+ 0,014853. 0T"/". $cos.(0""! —&""") + cos. (0 —#"",)2. 
Cette équation est, à fort peu-près, indépendante des 
élémens de la demi-durée. On formera ainsi un grand nom- 
bre d'équations de condition , au moyen desquelles on déter- 
minera les cinq indéterminées 2", de", &A"!, ef", ëT"", 
Il est sur-tout essentiel d'avoir avec exactitude, la valeur de 
0/"!", parce qu'elle est une des données qui servent à déter- 
miner les masses des satellites. 
Si l'on nomme 4! la durée entière d'une éclipse, on aura 
la durée moyenne des éclipses dans les nœuds , au moyen de 
la formule 
e 
T — ME x = . 
En considérant ainsi un grand nombre d'éclipses vers leg 
nœuds, dans lesquelles les deux phases ont été observées, on 
aura la valeur de T avec précision. On peut encore pour le 
méme objet, faire usage de deux éclipses consécutives où 
fort voisines, dans l'une desquelles l'immersion a été obser- 
vée, tandis que l'émersion a été observée dans l'autre ; car 
les erreurs des élémens du mouvement et de la demi-durée 
étant à-peu-près les mêmes dans les deux éclipses, l'erreur 
de la durée entière dans l'une ou l'autre de ces éclipses, sera 
à fort peu-près égale à l'erreur de l'émersion calculée, moins 
l'erreur de l'immersion calculée; on pourra donc ainsi cor- 
riger la demi -durée calculée par une de ces éclipses, et se 
servir ensuite de cette demie-durée pour avoir T. On rec- 
tifiera par son moyen la valeur de ‘ 
T étant connu, on aura la valeur de ©, au moyen de 
l'équation 
= VIFTENEE, 
Er aT.(1+ X) 
Mém. 1759. ea l 
