J. A. 0. onOEMANS. 
tigurer le cas où la plus petite distance devient égale à — (r -|- /), 
c. à d. qif un contact extérieur ait lieu de l'autre côté, entre deux con- 
jonctions centrales. Dans ces conditions, la durée est à fort peu près 
imilti])lié<' ])ar \ et devient donc pour 
1 et TI 
c. à d. 
I et II! 
■•3'', 102, 
3'' 21."', 
I et IV 
.3*',0r)7, 
3*' 3'", 
Il et III 
()'V29(), 
II et lY 
r)h,()or), 
in et IV 
10'',43, 
Ces nonibrcs ne conviennent que pour ces cas exceptionnels où 
1°. l'occultation est centrale et 2°. la vitesse de variation de l'élonga- 
tion la même, ou à peu près la même, pour les deux Satellites. 
Dès qu'il existe quelque différence en latitude, les durées pendant les- 
quelles les deux Satellites se présentent coiunie un seul corps céleste 
sont évidemment plus courtes. 
2" Appendice. Kxcumu de V incertitiule qui affecte la détermination 
des durées de réoolidiou synodiques des Satellites. 
Dans riutroductiou à ses Taljles éclï]ati(jnes , publiées en 1818, 
Delambre dit à la page XIX: „Nous n'avons aucune observation 
d'éclipsé antérieure à 1660". Or, admettant que la dillerence des temps 
entre la première éclipse observée en 1660 et la dernière en 1816, 
deux ans avant la publication des tables (tenant compte aussi de la 
suivante en 1660 et de la précédenteen 1816), laisse une incertitude pour 
les quatre Satellites de 20, 30, 40 et 6C secondes, ce qui est plutôt 
flatté, et divisant par le nombre des révolutions synodiques en ces 156 
années, savoir 32193, 16032, 7951 et 3401, on obtient comme incer- 
titude d'une seule révolution: 
pour I pour II pour III pour IV 
0^00062 0^00188 0%0050 0^0176. 
Si donc Delambre fait connaître les temps de révolution en 9 déci- 
males de seconde, on ne doit pas attacher beaucoup d'importance à 
une telle précision. 
Lorsque Damoiseau^ 20 ans après Delambre, publia de nouvelles 
