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ELEM.E
NTOS
~ig. rá
á
K,
donde se verifica la éonjüncíon co.n
Júp'iter ,
y
pa...,
dec.erá
eclipse
mucho antes
d~
llegar
á
H;
la diferencia
KH
es la medida del ángulo
KBH
==
FBS,
que es la equacíatt
·del
cen'tro
de Júpiter ,
esto
es , 5
°
3
4! (
7
I
3 ) ..
El
. s.
'l.
h
/
//
d
o
/
d
primer ate He gasta o
3
9
2
5
en an ar
5.
3 4
e su
orbita; por consiguiente los eclipses se deberán anticipan
·3
9
1
2
5
11
al cabo de
3
años ; seis años despue~, quando
Jú–
piter estuviere en la parte
opuesta
de
su
órbita, atrasarán la
misma cantidad.
9
r
4
Para
determínar
la
cantidad
cte esta. equacion;
en cada órbita de los Satélites, se hace esta proporcion:
3
6
o
O
son al tiempo qu'e
.dura
la revolucion
synódica
,
coma
o
/
11
,
.,,.
•
,
h
/
/J
5 ·3
4
1
son a un quarto termino, que sera
o
3
9
2
5
para
d
primer Satélite. Este es el fundamento de la máximá1
desigualdad de fas conjunciones
y
de los eclipses de los Satélí..
tes. En nuestras Tablas tiene por argumento el número
A,
que
es· la anomalía 111edia de Júpiter, calculada en décimas de
gra–
do;
es
igual
á
la equacion misma de Júpiter convertida en:
tiempo en razon de la revolucíon synódká del Satélite. Pero
~orno la equacion de
J
úpítq
es variable, segun consta de
las
obs.ervaciones, es preciso mudar el valor de está equacion.
9
I
5 . La primera des.igualdad es la que proviene
de
l
4
o. la propagacíon succesiva de la luz. Sea
Sel
Sol ;
APB,
la
órbita de Júpiter;
TVR,
la órbita de la Tierra cuyo
diá–
metro
TR
es de
6
6
millones de leguas (
6
o o· ). La ve..c1
1
locidad
c.onque los rayos vienen desde
el
Sol
á
la Tierra
es
tal ,
que en
el
mismo.
tie.,mp? la
Tierra anda en su
ó.rbiqt
un