374 Mémoires De L'ACADÉMIR 
sur son otbite, a son mouvement projetté sur l'orbite de 
Jupiter, réduite en temps. Cette différence est : UE pour 
, : ps T = 
EE En temps , il faut la multiplier par — , ce qui 
C9. pe À ; : 
* donne 180"/,42. <<; ; l'instant de l'immersion du satellite sera 
d Et 
donc 
T — 237",83. 
KE 
DT —6430".(1 + X ). ER ne 
l'instant de l'émersion sera 
: mMC2E “RAHAE EE 
T — 237",85. Zi + 6420": (1 XX TT; 
et la durée entière de l'éclipse sera 
128/0/".(7- XX). V1 2X 
Pour rectifier ces élémens du mouvement du troisième 
satellite, on formera d'abord à leur moyen, des tables pro- 
visoires de ce satellite; ensuite, on choisira un grand nom- 
bre d'éclipses parmi celles dont les deux phases ont été . 
observées. Soit 0e!" , la correction en temps, de la première 
conjonction moyenne de 1700; ©", la correction du mou: 
vement annuel des conjonctions moyennes; ÔF” la correc- 
tion de la longitude de l'abside en 1700; cette correction étant 
réduite en temps, à raison du moyen mouvement synodique 
du satellite. Soit encore d/”, la correction du mouvement 
annuel de l’aphélie, réduite en temps, et 204" la correction 
de son équation propre du centre , pareillement réduite en 
tems. Soit enfin 204,",la correction en temps, de l'équation 
du centre de-ce:satellite, qui se rapporte à l'abside du qua: 
trième ; quant à la correction de cette abside, elle est sup- 
posée connue par. l'article précédent. Le mouvement du 
troisième satellite renferme encore une iutgalité dépendante 
de son élongation au second satellite; cette inégalité peut 
avoir besoin de correction ; mais comme son coëfhcient'a un 
rpport constant avec lecoëfhcient de la principale inégalité du 
