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le moment de la conjonction, on pourrait trouver immédiatement l’inclinaison de la route du satellite dans l’ombre par les observations des immersions et des émersions ; car nous avons vu que la différence entre les durées avant et après la conjonction doit être

${\frac {pdp}{\mu ^{2}(1-\mathrm {E} )^{2}dt}}\,;$

donc, divisant cette différence par ${\frac {p}{\mu (1-\mathrm {E} )^{2}}},$ on aura

${\frac {dp}{\mu dt}}={\frac {dp}{d\varphi }}$ tangente de l’inclinaison de la route du satellite.

Mais, outre que cette méthode exigerait dans les Tables des satellites un degré de précision dont elles sont encore bien éloignées, elle serait encore le plus souvent impraticable, à cause qu’on ne peut pas toujours observer à la fois les immersions et les émersions.

Je finirai ces recherches par dire un mot des variations qu’on a aperçues jusqu’ici dans les positions des orbites des satellites.

§ VI. Des inclinaisons et des nœuds des satellites..

CXXV.

Le premier satellite est le seul dont l’orbite paraisse à peu près fixe ; son inclinaison est, selon les Tables, de $3^{\circ }18',$ et le lieu du nœud, à $10^{\text{s}},$ $14^{\circ }30'\,;$ du moins les demi-durées observées cadrent assez bien avec ces éléments.

Le nœud du second paraît aussi fixe, mais son inclinaison est sujette à un changement considérable, dont la période est de $31$ ans ; la plus grande inclinaison est de $3^{\circ }47'27'',$ et la plus petite de $2^{\circ }29'2'',$ de sorte que la variation est de $1^{\circ }18'25'',$ ou bien de $39'12'',$ tantôt en plus, tantôt en moins, ce qui fait environ ${\frac {1}{5}}$ de l’inclinaison moyenne.