cédentes, on a pour ce demi-diamètre. Cet angle, multiplié par la durée de la révolution synodique du satellite et divisé par degrés, donne pour la diminution de la demi-durée de l’éclipse, due à la grandeur du disque. En retranchant cette quantité de on a pour la demi-durée calculée. Cette demi-durée est plus grande encore que la demi-durée observée, et cependant il y a lieu de penser que le satellite disparaît avant que d’être totalement plongé dans l’ombre ; il paraît donc qu’il faut diminuer de au moins le diamètre de Jupiter, supposé de et le réduire à secondes.
Si l’on calcule de la même manière les disques des satellites vus du centre de Jupiter et le temps qu’ils emploient à pénétrer perpendiculairement dans l’ombre, on trouve les résultats suivants :
De là il est facile de conclure les temps de l’entrée et de la sortie des satellites et de leurs ombres sur le disque de Jupiter. En comparant ces temps à ceux que l’on observe, on aura les densités des satellites de Jupiter, lorsque leurs masses seront bien connues. L’observation des éclipses de Jupiter par ses satellites peut, en général, répandre beaucoup de lumières sur leurs théories ; on peut presque toujours en observer le commencement et la fin, et, cette observation pouvant être à la fois relative aux satellites et à leurs ombres, elle équivaut réellement à quatre observations, tandis que le plus souvent on ne peut observer que le commencement ou la fin des éclipses des satellites. Ce genre d’observations, beaucoup trop négligé par les astronomes, me paraît donc mériter toute leur attention.
