ÖFVERSIGT AF K. VFTENSK.-AKAD. FÖRHANDLINGAR 1 882, N:0 4. 11 



ena satelliten kan vara i sin största elongation; — kan således 



d 



för den yttersta satelliten ej erhålla sitt största värde. Då i 

 detta fall begge satelliterna äro på samma sida om planeten, så 

 måste den andra observationen anställas, då de befinna sig i mot- 

 svarande läge på den andra sidan. 



Då blott undantagsvis gynsamma väderleksförhållanden in- 

 träffa samtidigt med satelliternas gynsammaste lägen, så måste 

 man för att ej behöfva utsträcka observationsserien öfver alltför 

 lång tid anställa observationerna äfven då ofvannämnda vilkor 

 ej äro uppfyllda. Fördelen af ifrågavarande observationssätt är 

 då uppenbar, i det enligt formlerna 6 såväl den observerade 

 distansen som positionsvinkeln bidraga till massans bestämmande, 

 hvad uppenbarligen ej är händelsen, om en satellits distans och 

 positionsvinkel i afseende på planetens medelpunkt observeras. 

 Man har nämligen då 



ds = — d J 

 sdp = 

 hvilket läge satelliten än må hafva. 



Det har redan framhållits, att man kan observera satelliter- 

 nas inbördes lägen med större noggranhet än deras lägen i af- 

 seende på planeten. För att gifva en bestämdare föreställning 

 härom må nämnas, att ur de observationer, hvilka jag anstalt 

 på de fyra Jupiter-satelliterna, framgår, att det sannolika felet 

 af en observerad distans mellan tvenne satelliter ej väsendtligen 

 öfverstiger 0",i då deremot sannolika felet af en observerad di- 

 stans från Jupiter är omkring 0",4. 



Till sist må för fullständighetens skull den väl bekanta 

 formeln anföras, enligt hvilken den sökta massan lämpligast 

 beräknas. Den är 



TU 1T2H , l\/f'\ Sin 3 zf l+(m) 



Den enda af de här ingående storheterna, som ur ofvan- 

 nämnda observationer erhålles, är J. Satellitens omloppstid t 



