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Excentricität der Bahn vernachlässigt, als die halbe grosse Axe 
dieser Bahn betrachtet werden. Vergleicht man diese Entfernun 
gen der Satelliten mit ihren siderischen Umlaufszeiten, so findet 
man auch hier das Gesetz bestätigt, dass sich die Quadrate der 
Umlaufszeiten , wie die Würfel der grossen Axen verhalten. Da 
sie sich wechselweise an Helligkeit übertreifen , so hat man aus 
der Vergleichung ihres grössten und kleinsten Glanzes mit ihren 
gegenseitigen Stellungen gefunden, dass sie sich so wie unser Mond 
in derselben Zeit um sich selbst drehen, in welcher sie einen Um 
lauf um ihren Ilauptplaneten machen. Wegen den nur kleinen 
Entfernungen der drey ersten oder nächsten Satelliten, verbunden 
mit der geringen Neigung ihrer Bahnen, werden sie bev jeder Op 
position mit der Sonne verfinstert, aber der vierte geht seiner 
grossem Neigung und Entfernung wegen oft hinter den Planeten 
vorbey, ohne verfinstert zu werden. 
§. 10. 
Ist 
1 , r, 1" 
die mittlere tägliche siderische Bewegung des ersten, zweyten und 
dritten Satelliten, so findet man , dass immer 
1 — 3 1 ' + 2 1 " 
sehr nahe gleich Null ist. Dasselbe merkwürdige Verhältniss muss 
also auch zwischen den synodischon Bewegungen Statt haben. Be 
zeichnen dieselben Grössen die mittlere jovicentrische Länge die 
ser drey Satelliten, so ist ebenfalls 
1 — 3 r+ 2 l" 
sehr nahe gleich i8o°. Beyde Gleichungen treffen so nahe zu, dass 
man sie für völlig genau halten, und ihre bemerkten kleinen Abwei 
chungen blossen Beobachtungsfehlern zuschreiben kann. Aus der 
letzten folgt, dass die drey ersten Satelliten nie zugleich verfinstert 
werden können ; denn hat der erste und dritte gleiche Länge, so be 
trägt ihre Entfernung von dem zweyten 6o°, hat der erste und 
zweyte gleiche Länge, so ist. ihre Entfernung von dem dritten 90°, 
und hat der zweyte und dritte gleiche Länge, so ist ihre Entfer 
nung vom ersten i8o’. M. s. Exposition du syst, du monde. IV 
Edit p. i 38 . 
Übrigens haben die Beobachtungen mehrere Ungleichheiten 
in den Bewegungen dieser Satelliten entdeckt. Eine derselben hängt 
von der Veränderung der jährlichen Parallaxe Jupiters ab, die in 
den mittleren Entfernungen Jupiters und der Erde von der Sonne 
n u 5 ' beträgt. Eine andere hängt von der ungleichförmigen Be 
wegung Jupiters in seiner elliptischen Bahn um die Sonne ab. Die 
synodischen Umlaufszeiten der Satelliten und die Zeiten der Ver