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premier satellite, et que les observations donnent ce dernier. 
coëflicient avec beaucoup de précision, on peut supposer 
l'inégalité correspondante du troisième satellite assez exacte- 
ment connue , et la très-petite correction dont elle est encore 
susceptible sera mieux déterminée par les éclipses du pre- 
- mier satellite. Cela posé, nommons 9 le retard observé du 
milieu d'une éclipse du troisième satellite, sur le milieu cal- 
culé, on aura 
g—=ùe" +i. on" — 20h". sin.(0" — 5")-0,0026844. 
Gièf" + ÔT"). cos. (0! — 5!) 
— 20h". sin.(0" — &'")+0,0014932.(40/", + er"). 
cos. (0! — x!) 
d/", et OT, étant les corrections du mouvement annuel de 
l'abside du quatrième satellite , et de sa longitude en 1700, 
ces corrections tant réduites en temps à raison du niou- 
vement synodique du troisième satellite. On formera ainsi 
un grand nombre d'équations de condition, et l'on en tirera 
les valeurs des inconnues. On combinera d'abord ces équa- 
tions de manière à former quatre équations indépendantes 
de €/"etde ol", et disposées avantageusement pour déter- 
minerles valeurs desautres inconnues; on déterminera ensuite 
ces valeurs. ; 
En considérant les éclipses observées vers l'aphélie ou 
vers le périhélie propre du satellite, on réunira toutes les 
équations de condition relatives à ces éclipses, et l'on en 
formera une seule entre 8! et €”. Cette équation donnera 
or", lorsque ©/"” sera connu : or, on a vu dans l'art, XXIV. 
que le mouvement annuel de l'abside du troisième satellite, 
est déterminé par les masses des satellites et par l'applatis- 
sement de Jupiter; on remettra donc la détermination de 
©/"", après la discuss'on de la théorie des satellites, discus- 
sion qui recliliera les données dont nous avons fait usage 
dans l'article XXII, pour obtenir lés valeurs de leurs masses 
et de l'applatissement de Jupiter. 
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