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klärung, welche die Beobachtung der Finiternisse der Satelliten 
Jupiters mit den Berechnungen in Übereinstimmung brachte, und 
später Bradley Gelegenheit zur Entdeckung der Aberration gab. 
Kennt man diese Lichtgleichung und die Entfernung r Jupiters 
von der Sonne, so wird man die jovicentrischeLänge 1 der Satel 
liten durch Beobachtung ihrer Finsternisse auf folgende Art ge 
nauer bestimmen. Ist nähmlich für die Zeit der Mitte einer Fin 
sterniss (v) die Länge der Sonne, und x die geocentrische Länge 
Jupiters, R die Entfernung der Sonne von der Erde, so kennt man 
in dem Dreyecke, welches Sonne, Erde und Jupiter verbindet, 
die Seiten 
r, R 
und den Winkel an der Erde 
also kann man den Winkel I an Jupiter oder seine jährliche Pa 
rallaxe finden, und dann ist die jovicentrische Länge des Satelliten 
1 = X — I 
Da man aber Anfang und Ende der Finsterniss so viel zu spät 
sieht, als das Licht Zeit braucht, die Entfernung p des Jupiters 
vonderJSrde zu durchlaufen, so muss man von dem beobachteten 
Mittel der Finsterniss die Zeit 
JL. (8' i 3 "f 
R 
subtrahiren, um den Augenblick zu erhalten, in welchem der Sa* 
tcllit die beobachtete jovicentrische Länge 1 hatte. 
Aus den gemessenen grössten Entfernungen der Satelliten von 
dem Mittelpuncte Jupiters findet man diese Entfernungen in 
Theilen des Halbmessers des Jupitersäquators ausgedrückt. So 
fand man für den vierten Satelliten zur Zeit der mittleren Entfer 
nung Jupiters von der Erde jene grösste Entfernung 
o° 8' 16" 
und der scheinbare Halbmesser des Äquators 19"! also ist der 
Satellit