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pour cluKiiie Satellite, un pliui lixc;, avec le((U(!i le plau de l'orbite de c(; 
Satellite l'ait un angle de position li\e. taudis (jue Tintersection des 
deux plaiiSj la ligue des noeuds, presc^iite un mouvement lent et rétro- 
grade. Les ])lans lixes l'ont des angles de (|U(d(|U(^s niiiuilcs seulement 
avee le plan de l'ripiateur de Jupiter, et ils eoiipeut le ])lau di^ 1 orbile 
(le Jupiter suivant la même ligne des nn;uds (|ue le plan de Téquateur. 
Comnu' inclinaison de ce plan sur le plan de Torbite de Jupiter on trouve 
el la longitude du nœud ascendant, doue aussi celle des plans 
fixes, est iKîtuellcmcui de 315"'/^ environ. 
Pour trouver approximativement les quxiucs où, ])our un observa- 
teur placé sur la terre, des occultations d'un Satellite par un autre sont 
])ossibl(!S, on doit connaître la longitude du no'ud asccmdant et Tiiudi- 
naison du plan lixc moyen par rap])ort au plan de l'orbite terrestre. Si 
le prolongenuMit du ])lan fixe moyen passe par la terre, on pourra ob- 
server des occultations d'un Satellite par un autre, et, comme la durée 
de révolution de Jupiter autour du soleil e^t presque de 12 années, ces 
épo([ues seront distantes d'environ six ans; et tantôt Jupiter passera 
])ar le nœud ascendant, tantôt j)ar le nœud descendant d'un plan 
parallèle au plan fixe moyen et passant par le centre du soleil. 
Puis(pi'on a observé en 1902 des occultations d'un Satellite par un 
autre, on peut s'attendre à ce que ces ])hénomènes se reproduisent 
en 1908. (5). 
Il m'a paru intéressant de calculer d'avance ces conjonctions de deux 
Satellites, dans la partie la plus favorable de 1908, afin de faciliter 
leur observation. L'ancienne méthode, qui consistait à déterminer l'or- 
bite des Satellites par une mesure répétée de leurs distances à la planète 
et de leurs situations par rapport à celle-ci, a notamment été remplacée 
par la mesure (de préférence à l'aide d'un liéliomètre) des distances 
entre les Satellites eux-mêmes, et de leur situation rebitive. (6). Pour 
des observations qui ne s'étendent pas sur une période trop longue, on 
peut admettre que les durées de révolution des Satellites sont connues 
avec précision; de sorte que, pour une période déterminée, chaque 
orbite comporte six inconnues, du moins si l'on fait abstraction de la 
troisième loi de Kepler, et que l'on considère donc comme inconnu 
le grand axe de l'orbite de chaque Satellite. Si l'on mesure la distance 
entre la planète et le Satellite, en grandeur et en direction, ainsi ([ue 
Bessel l'a fait à Koningsbergen de 1834 à 1839 et Schue, à Gottingue 
de 1S7 t à 1880, on obtient deux équations entre six inconnues; mais, 
