siècle jusque vers 1760 ; les nœuds ont eu, dans cet intervalle, un mouvement direct d’environ
par année ; l’inclinaison, dans ces trente dernières années, a augmenté d’une manière très sensible. On aura l’inclinaison de l’orbite et la position de ses nœuds à une époque donnée, en donnant à
dans l’expression de
la valeur qui convient à cette époque, et en mettant cette expression sous la forme
![{\displaystyle \mathrm {A} \sin v'''-\mathrm {B} \cos v'''.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f6325080a0dcf87ccf2d5d6327078893a6630db7)
Alors
est la tangente de la longitude du nœud, et
est l’inclinaison de l’orbite. En faisant successivement
on trouvera que, depuis 1680 jusqu’en 1760, l’inclinaison a fort peu varié, et que le nœud a eu, dans cet intervalle, un mouvement d’environ
conformément aux observations ; on verra pareillement que, depuis 1760 jusqu’en 1790, l’inclinaison a augmenté très sensiblement.
Pour avoir la durée des éclipses du quatrième satellite, nous reprendrons la formule
![{\displaystyle t=\mathrm {T} (1+\mathrm {X} )}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9f794b708e8f01582a1bc3ce81acbebd07254408)
![{\displaystyle \times \left\{{\frac {-s'''\partial s'''}{(1-\rho )^{2}{\text{ϐ}}\partial v'''}}\pm {\sqrt {\left[1-{\frac {1}{2}}\mathrm {X} +{\frac {s'''}{(1-\rho ){\text{ϐ}}}}\right]\left[1-{\frac {1}{2}}\mathrm {X} -{\frac {s'''}{(1-\rho ){\text{ϐ}}}}\right]}}\right\}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5304bff292254d61d97775832496636d67eefd8c)
trouvée dans l’article XII ;
est la demi-durée moyenne des éclipses du satellite dans ses nœuds, et M. de Lambre a trouvé cette durée de
On a ensuite
![{\displaystyle \mathrm {X} =1-{\frac {dv'''}{n'''dt}},}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/abc7ac1218f854dcf1209aeee947cb1b73870f42)
ce qui donne, à fort peu près, en n’ayant égard qu’au terme le plus considérable de l’expression de
dans les éclipses,
![{\displaystyle \mathrm {X} =3059''{,}7\cos(\theta '''-\varpi ''')\,;}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b7c0aa4854bb0edcb19121af593706feb1abb7bb)
en réduisant cette valeur de
en parties du rayon, on aura
![{\displaystyle \mathrm {X} =0{,}014833\cos(\theta '''-\varpi ''').}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/6dbf20d13854d246b2dfdc1cfeb28cca863ea050)
L’angle ϐ est le mouvement synodique du satellite durant le temps ![{\displaystyle \mathrm {T} ,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a7daacba9edb0cc72dfebadbabac54efaa7f22bb)