TT C

En retranchant r du lems de la vraie conjonclion synodique, et en l’y ajoutanl, on aura l’inslant de l'immersion et de l'émersion, qui serait d'accord avec lea obserrations , ai le satellite diaparaiasait et reparaissait au moment où son centre est sur la circonférence de l’ombre. Mais la pénombre et le diamètre du salellite le font disparaître peu è peu: d'où il résulte nécessairement, que la durée dépendra de la bonté de l’oeil el du téléscope. 11 faudra donc recourir aux olkservations, pour déterminer la durée et principalement le tems T nue le satellite met à parcourir le rayon u de l’ombre, dans les éclipses qui arrivent dans le noeud meme, pareeque ce tems est la base du calcul de toute autre éclipse. Si l’on a un grand nombre d'éclipses, observées en didérens points de l’orbite de Jupiter, on choisira celles qui ont duré le plus longlems, el l'on peut supposer qu'elles sont arrivées dans le noeud, pareeque suivant la nature des maiima, les cordes changent insensibleraenl près du centre ou du noeud. SI donc lu plus longue demi -durée, trouvée ainsi par expérience, ou le tems que le satellite emploie à parcon» rir u, est appellé on aura