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la valeur de v! corrigée, et en nommant 4 l'excès del'instaut 
observé sur l'instant calculé, on aura à fort peu-près, 
g—=+eT.(1+X) Vi —X—T, 
Ô T étant la correction de T , le signe + ayant lieu pour les 
émersions, et le signe — ayant lieu pour les immersions. On 
corrisera ainsi T au moyen d'un nombre suffisant d’obserz 
vations. : 
On considérera les éclipses éloignées des nœuds, et l'on 
calculera , au moyen de la valeur corrigée de v', l'instant T 
de leurs conjonctions , en supposant l'orbite du satellite, 
dans le plan de l'orbite de Jupiter. L'instant de l'émersion. 
ou de l'immersion du satellite sera , à fort peu-près, 
T—311",0. 27 (5170! HT). V1 KT; 
soit T' l'instant observé de l'émersion ou de limmersion 
on aura 
£ 26 
ET 35110. N Æ(bh170"+0T).(1+X). VX); 
on aura sa la valeur de (5170! + OT). (1 + X). 
7 ERP X—{, en retranchant T de 1", et en ajoutant à 
cette différence , la quantité 311",0. Hjr Qui, vu sa petis 
tesse , peut être supposée suffisamment connue. Soit /' cette 
valeur ; on aura = 
enr Ets 
AT T.(1+X) 
Ici, l'on a trois corrections à faire ; elles sont relatives au 
coëflicient — 0,83153 du second terme deT, à l'angle cons- 
tant 18° 55 de ce terme, et au coëfficient 43199/,75, dei, 
dans ce même terme. Ce dernier coëfficient étant une des 
données dont nous faisons usage, pour avoir les masses des. 
satellites , il doit être déterminé avec beaucoup de précision ; 
et pour cela, il est nécessaire d'employer un grand nombre: 
d'observations. | - 
