DES Satell I t,e sdeJupiter. Mî 

 où il faudra prendre pour^tt, }6'0^ divifés par le temps 

 périodique réduit en fécondes i ou bien on convertira 

 immédiatement la durée A en degrés , Sc l'on aura 

 fimplement 



I — n — - 



I^Jt 



d'où l'on tire 



^ = ( I _ £) ^,._^.(,H_,„ilY. 



c'eft la tangente de la latitude du fatellite au moment M 

 la conjontlion, 



C X X I V, 



Ayant ainfi la latitude, &: connoilTant d'ailleurs le lieu 

 <3u nœud par les obfcrvations des plus grandes durées on 

 trouvera aifément l'inclinaifon de l'orbite j il n'y aur^ 

 pour cela qu'à divifer la tangente de la latitude trouvée 

 par le finus de l'élongation de Jupiter , vu du Soleil , au 

 nœud du fatellite > le qqotient (era la tangente de l'incli- 

 na i Ton d<; l'orbite. 



C'eft ainfi que tous les Aftronomcs en ont iifé juf- 

 qu'ici pour déterminer la pofuion des plans des orbites 

 des fatellites. 



Mais 11 on pouvoit cormoître avec aflez de précifion 

 par la théorie le moment de la conjonction , on pourroic 

 trouver immédiatement l'inclinaifon de la route du fatel- 

 lite dans l'ombre par les pbfervations des immerfions 6^ 

 des émerfions j car nous avons vu que la différence entre 

 les durées de l'éclipfe avant & après la conjonction doit 



^^^^ = -TT-^Arr-r' 'îo^c , divifant cette différence par 



f'- (t — E]-dt ' r 



Prix de l' Académie j Tome 1^, V 



