woraus folgt

-1- 0.07410 (1

o T .oo5iy4

X) v/.+X-f

t' = o T . >4833 (1—X) \/»+X—

Für den vierten Satelliten endlich ist T = o T .09890, /3=765 idu'"

<>' = 0.07296 , X=- 7=^ = 0.014554 Cos (F"—w'") , und

£ — i .363 Sin (u "— 3 i 4465 — 0.01 384 t)

-(- o. 1 26 Sin (V"—70.479 + 0 69 140 t) , also auch

t. = -— o. 00 3668 -}- o T . 09890 (1—X) 1 4-X—

V — o T . 19780 (1 — X) [/\ +X —

Da diese YVcrthe von t die Zeit ausdrücken, die seit demAugenblicke der Opposition der auf die Jupitersbahn projecir-ten Satelliten verflossen ist, einen Augenblick, welchen mandurch die in §. 4 - 5 gegebenen Wertbe von v und s, und durchdie gegebenen Tafeln Jupiters selbst bestimmen wird , so gebendiese Wertbe von t auch die Zeit der Immersion und derEmer-sion der Satelliten.

I. Nach der Lage der Schattenachse gegen die Frdc, kanndie Seite des Schattens, wo der Eintritt oder Austritt des Satel-liten Statt hat, von dem Körper Jupiters für uns bedeckt wer-den, und dann siebt man den Satelliten nicht in den Schalten,sondern in der Scheibe Jupiters ein - und austreten. Um dieseUmstände näher zu bestimmen, sev 1 die jovicentrische Längedes Satelliten, und L die jovicenlrische Länge der Erde, woL = 18o° -f- geocentrische Länge Jupiters ist. Sev ferner a derHalbmesser der Satellitenbahn, und A die Entfernung Jupitersvon der Erde, so hat man in dem ebenen Dreyccke zwischender Erde , dem Jupiter und seinem Satelliten, wenn man die.Breiten vernachlässiget, den Winkel an Jupiter =1 — L, undwenn der Winkel an der Erde durch T bezeichnet wird

wo also T die Elongation (Yol. IC S. 76) des Satelliten für denMittelpunkt; der Erde ist. Ist T gröfser als der von der Erde ge-sehene Halbmesser Jupiters , so ist der Satellit sichtbar , ist Tkleiner, so ist der Satellit entweder vor der Scheibe Jupiters

a Sin ( 1 —L)

A— a Cos ^1 — L)

tg. T = — Sin(l—L) , oder endlich T =

A

a Sin ( 1 —L)A Sin 1"