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ASTRONOMIE, L I V. XVIII.en 179B , l'inclinaison sera de 3 ° y', et on les verra depuis le lajuillet jusqu’au 17 septembre. Comme ces observations sont essen-tielles , je vais expliquer ici la méthode qui peut servir à les prédire ;jel’ai donnée ailleurs d’une maniéré plus étendue ( Mém . de iy 65 ).
2993. Pour calculer les temps où l’on peut voir les immersionset les émersions du 2 e satellite , il faut d'abord trouver quelle esL laportion de la section de l’ombre que l'on voit de la Terre; l’arc EF(fig. 244, art. 2923) estla section de l’ombre; si la Terre est en T,le bord de Jupiter répond en D, et la portion ED de l’ombre estcachée par le disque de Jupiter; le centre de Jupiter se rapportepour nous en G; BG estla parallaxe annuelle ( 1140).
2994. Soit BI (fig. 253) une portion de l’orbite du satellite égaleà la parallaxe annuelle exprimée en degrés et minutes ; 011 peut laprendre dans le Nautical Almanac , où sont les longitudes géocen-trique et héliocentrique. Soit NHF la seclion de l’ombre, dont lerayon peut s’exprimer aussi en minutes, NKL le disque de Jupiter,exprimé delà même maniéré, afin que tout soit pareil, c’est-à-diretel qu’il paroitroit si nous étions au centre de Jupiter , et que sondisque fût représenté dans l’orbite du satellite; UN la portion del’orbite du satellite parcouru dans l'ombre. Connoissant les troiscôtés du triangle BNÎ, on cherchera la perpendiculaire NM, qu’onpeut supposer = BA, pareeque l'orbite AN du satellite est presque
} parallèle à celle de Jupiter, sur-tout quand il est près des limites ;a valeur de BA = sin. I • sin. D (2968) fera connoître la distancede Jupiter au nœud, d’où l’on conclura le temps où le satellite pas-sera en N, et où l’on commencera de voir l’émersion , et par con-séquent les deux phases. Lorsque le satellite passera un peu plus bas,l’on ne verra point l’émersion N, pareeque le satellite 11e sortira del’ombre qu’après être entré sous le disque de Jupiter.
Pour plus d’exactitude, on peut employer aussi la différence delatitude entre Jupiter et la section de l’ombre , qui vient de la lati-tude delà Terre par rapport à l’orbite de Jupiter; pareeque la Terren’étant pas dans le plan de l’orbite de Jupiter, notre rayon visuelnous fait rapporter Jupiter plus ou moins haut que la section del’ombre. Cette latitude est à-peu-près égale à la septième partie del’équation de l’orbite solaire, du moins vers le temps où Jupiter esten quadrature {Mém. acad. ij 65 ). En effet, la plus grande latitudede la Terre, vue de Jupiter, qui est alors à la même distance duSoleil que de la Terre, puisque c’est toujours vers les quadratures,est cinq fois plus petite que l’inclinaison de Jupiter, 79', c’est-à-direqu’elle ne va dans les limites qu’à i 5 ', qui est à-peu-près la septième