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g+g.={i+i). on! + 28e!" — 20h". $ sin. (0" = &!!) 
, +- sin. (0, —,!!!)? 
+ 0,014853.d/""".f 5. cos. (0! — 5") +i.cos.(0,"—5"!)? 
—+0,014855. 01". $cos.(0!!— x") + cos.(0"", —#"",)?. 
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 Ôn/"!, de", d'!"!, àf'", dr". 
Il est sur-tout essentiel d’avoir avec exactitude, la valeur de 
d/"!!, parce qu'elle est une des données qui servent à déter- 
miner les masses des satellites. 
Si l'on nomme #! la durée entière d'une éclipse, on aura 
la durée moyenne des éclipses dans les nœuds , au moyen de 
la formule 
! 
D Er L 
: 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 
même objet, faire usage de deux éclipses consécutives ou 
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 f. 
T étant connu, on aura la valeur de ©, au moyen de 
l'équation 
re VAT G +X)— 2, 
13 2'T.(1+X) 
Mém. 1759. LI 
