Drs ScrENCcEes. 275 
Pour avoir la durée des éclipses du troisième satdlite, 
nous reprendrons la formule de l’article XII. 
e=T. (à +X).1— PP A AT x, mn: 
Go je 
Test la demi-durée moyenne de l'éclipse du satellite dans 
ses nœuds, et cette demi-durée, suivant les observations, est 
de 6420/. On trouve ensuite, au moyen de la valeur de v”, 
dans leséclipses, 
X = 0,00265848. cos. (0! — &!) 
+ 0,0014937. cos. (0! — 5!!!) 
+ 0,0014147. cos. (0! — 0"). 
€ est le moyen mouvement synodique du satellite durant le 
temps T', et l'on a 
€ 13437",74; 
cela posé, on formera la quantité = dans les éclipses ; 
LS é 
en la désignant par {, on aura 
€ = 0,86770.sin. (v" + 46° 56!— i.52/",25) 
— 0,02825.sin.(v" + 56° 445. 9515",45) 
— 0,01111. sin. (v" + 410 bo! + 5. 2581/,05) 
+ 0,00519.sin.(u" + 18055 + :.43199",75). 
Maintenant , on peut dans l'expression de £, négliger sans 
TX 19.5! 
erreur sensible , vi terme — 373 On aura ainsi, 
Q—ere 
# D + 640". (1+X) Va X 
Soit T l'instant de la conjonction du satellite, en supposant 
son orbite dans le plan de l'orbite de Jupiter; T sera donné 
par les tables de cette planète, et par l'expression précé- 
dente de v!'. Il est visible que l'instant de la conjonction réelle 
retardera sur T, de h différence du mouvement du satellite 
Mém. 1789. M m 
18 25. € 
