d’immersions que d’émersions. De cette manière, les erreurs sur la durée de ces éclipses auront peu d’influence sur leur résultat moyen, que l’on comparera à celui d’un grand nombre d’éclipses observées fort près de l’opposition de Jupiter, et en pareil nombre avant comme après, en sorte qu’il y ait autant d’immersions que d’émersions. Si l’on a soin de choisir, autant qu’il est possible, des observations faites par les mêmes observateurs ou avec des lunettes de pareille force et dans le même climat, on aura avec beaucoup d’exactitude l’équation de la lumière, dont la détermination précise intéresse toute l’Astronomie.
J’ai donné, dans la première Partie de cet Ouvrage, la théorie analytique des inégalités des satellites de Jupiter, et j’ai fait en sorte de n’omettre aucune de celles qui peuvent influer d’une manière sensible sur leurs mouvements. Dans la seconde Partie, j’ai présenté le résultat de leur comparaison avec un très grand nombre d’observations et les formules nécessaires pour déterminer les mouvements des satellites. Je vais rappeler ici les principaux résultats de la théorie et des observations, pour mieux faire sentir l’exactitude de cette théorie et son utilité dans cette branche délicate et importante de l’Astronomie.
Les moyens mouvements et les époques des trois premiers satellites de Jupiter, tirés des Tables de M. Wargentin, offraient un résultat très remarquable : le moyen mouvement du premier satellite, plus deux fois celui du troisième, approchait extrêmement d’égaler trois fois le moyen mouvement du second.
Pareillement, la longitude moyenne du premier satellite, en 1700, moins trois fois celle du second, plus deux fois celle du troisième, approchait extrêmement de d’où il suivait que les trois premiers
