achevée quand l’astre est revenu au même point physique, au même degré de son orbite. Cette révolution sidérale est plus courte que la révolution synodique, que la révolution rapportée au cône d’ombre. En effet, d’après la manière dont Jupiter se déplace de l’ouest à l’est, la ligne CZ (fig. 333) qui aujourd’hui, au moment de l’immersion, joignait le centre de Jupiter au satellite, reste parallèle à elle-même. Quand Jupiter s’est transporté en C′, le point Z se trouve en Z′ sur la ligne C′Z′ parallèle à CZ. Ce point Z′ n’est plus sur la limite de l’ombre ; le satellite parvenu en Z′ doit encore parcourir l’arc Z′V avant de s’éclipser. Reste maintenant à trouver la valeur de VZ′ ou de l’angle VC′Z′. Cet angle est l’excès de O′C′Z′ sur O′C′V, ou, ce qui revient au même, l’excès de O′C′Z′ sur OCZ. Cet excès est évidemment égal à l’angle CSC′ dont Jupiter s’est mû dans son orbite autour du Soleil entre les deux observations, car l’angle O′C′Z′ est égal à C′PC + C′SC ou bien à OCZ + C′SC ; donc O′C′Z′ — OCZ est égal à C′SC, si le mouvement de Jupiter est uniforme, ce qui est à peu près vrai à cause du peu d’excentricité de l’orbe.
CHAPITRE III
influence de la vitesse de la lumière sur les valeurs observées de la révolution synodique des satellites de jupiter
La question que nous nous proposons de résoudre est la suivante : la durée de la révolution synodique déterminée par l’observation des immersions ou des émersions
