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oder du s — ist.

r

( l + <")

welche Ausdrücke mit denen übereiltstinunen . die wir schonVol. 11 , S. a 3 i) erhallen haben. Um der letzten Gleichung; eineI’iir die Rechnung bequemere Form zu geben, sey n die Neigungder Satellitenbahn gegen die des Jupiters, und u sein Argument«lerlireile, oder die jovicentrische Distanz des Salelliten vondem aufsleigenden Knoten seiner Dahn in der Jupilersbahn , soist, mich den Gleichungen der sphärischen TrigonometrieSin s = Sin u Sin 11.

Selzl mau daher

a

b c -f- r) — are

um

r

< os a =

a

so ist die Dauer der ! inslerr.ils

(1 Sin ti Sin n ,

i> a

V — , - . - Sin 9.

100 r

Ist also der Hnolen und die Neigung der Satellitenbahn ge-geben. so bildet man die Duner der i nislermsse durch diedreyletzten Gleichungen. Da übrigens zur Zeit der Mitte der P'in-steruil's die heliorentrisrhe Gänge Jupiters gleich der jovicenlri-schen Gänge des Satelliten ist, so ist auch u die heliocentiisebeDistanz Jupiters von den Knoten der Satellitenbahn. Wenn mandann diesen Werth von r l' von der Zeit der wahren Gonjunctiouabzieht oder zu ihr addirt, so erhält mau den Augenblick derImmersion und der Fmersion des tjatelbten, oder den Amangund das F.ude der Finsternils.

Da aber der Halbschatten uml die Vernachlässigung des Halb-messers des Satelliten den letzten YVerlh von t' unsicher ma-chen kann, so ist es besser, aus einer grolsen Anzahl von beob-achteten Finsternissen diejenigen auszuwähien, deren Dauer diegriifste ist, und die daher in den Knoten der Satellitenbahn Stattgehallt hohen. Kennt man T die auf diese Weise durch umniitlel-liare Beobachtungen bestimmte grolste Dauer der Finsternils,so hat man

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1H0 1

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