CHAPITRE IV, Les autres èlêmens des s at ellite s

§. 394. Lia méthode ordinaire qui consiste à déterminer rinclinaîsoa

y par la plus grande latitude, n'est guères applicable ici, parcequ'il est difficile de convertir la latitude géocentrique du satellite en jovicentrique j le« éclipses présentent un moyen plus simple. Les éclipses dont la durée est la plus longue m 2 ju. , donnent à peu près le noeud du satellite (§. 320.) ; le résultat sera plus exact, si l'on a observé deux éclipses de même durée avant et après le noeud, le milieu entre les deux longitudes héliocentriquei de Jupiter donnant celle du noeud. On connaît donc la distance du satellite au noeud, a, dans toute autre éclipse dont on aura observé la durée :i=t, d'où l'on tirera (§. 3ai),