Jupiter et à l’influence de l’irradiation sur sa mesure ; mais elle ne peut produire d’erreur sensible dans les résultats suivants ; seulement l’unité dont nous faisons usage peut ne pas représenter exactement le demi-diamètre de l’équateur de Jupiter.
Quant aux distances 
il est beaucoup plus exact de les déduire de la valeur de 
, par la loi de Kepler, que de les tirer immédiatement des observations. Suivant cette loi, la moyenne distance 
du premier satellite au centre de Jupiter est ![{\displaystyle a'''{\sqrt[{3}]{\frac {n'''^{2}}{n^{2}}}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e9e8e8f42116e4dac695951b7ca62822e9e015de)
Mais l’exactitude de cette expression est un peu altérée par les forces perturbatrices du mouvement des satellites, qui, comme on l’a vu dans le no 3, ajoutent aux moyennes distances et les quantités 
et 
, dont nous avons donné les valeurs analytiques dans le même numéro. Le seul terme sensible de ces valeurs est celui qui dépend de l’aplatissement de Jupiter, et qui, pour 
est égal à 
il faut donc ajouter cette quantité à la valeur de 
que donne l’équation 
on a ainsi
On a, par la même raison,
on aura donc
![{\displaystyle a=\left[1+\left(\rho -{\frac {1}{2}}\varphi \right)\left({\frac {1}{a^{2}}}-{\frac {1}{a'''^{2}}}\right)\right]a'''{\sqrt[{3}]{\frac {n'''^{2}}{n^{2}}}},}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f80523e43479f7da9b7bf14cb138e7a4bf34f6b2)
expression dans laquelle on peut substituer ![{\displaystyle a'''{\sqrt[{3}]{\frac {n'''^{2}}{n^{2}}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/d0da79b3373f7009af5b50c160318ce57a055560)
au lieu de dans le diviseur 
Il est facile d’en conclure les expressions de 
et de 
La valeur de 
peut être déterminée avec précision par les mouvements des orbites des satellites. Une première approximation m’a donné 
pour cette quantité : cette valeur est suffisamment appro-
