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premier satellite, et que les observations donnent ce dernier. 
coëfficient 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 échipses du pre- 
- mier satellite. Cela posé, nommons g le retard observé du 
milieu d'une éclipse du troisième satellite, sur le milieu cal- 
culé, on aura 
g—de" +i. on" —20h".sin.(0" — &")+0,0026844. 
(if! + Tr"). cos. (0! —&") 
— 20h",.sin.(0" — &'!)+0,0014932.(i0f", + dr"). 
cos. (0! —w"!!). 
of", et OF, étant les corrections du mouvement annuel de 
labside du quatrième satellite , et de sa longitude en 1760, 
ces corrections étant 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 dl”, 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 d [et d/”. Cette équation donnera 
OP!!, lorsque d/" 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 discussion de la théorie des satellites, discus- 
sion qui rectifiera les données dont nous avons fait usage 
dans l'article XXIIT , pour obtenir lés valeurs de leurs masses 
et de l'applatissement de J upiter. 
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