n 
3 i)o 
I 
= 9.433410 U /Jl 
= 4.699569 n"' 
l) /y = 2.332643 n ni 
Daraus findet man die synodischen Revolutionen nach Th. H. 
S. 232 . Ist nämlich $ die siderische Revolution Jupiters, S die 
synodische und I’ die siderische Revolution der Satelliten, so ist 
S = 
TS 
s —t 
Es ist al>er S = 4332 1 ’. 5963076 , also hat man, wenn man in der 
leizten Gleichung fürT die eben gegebenen siderischenUmlaufs- 
Teilen der Satelliten substituirt, für die synodischen Umlaufs 
zeiten derselben: 
des ersten: i T . 769861 
zweyten 3 .554094 
dritten 7.1 66386 
vierten 16.75854 2 * 
Daraus folgt, dafs in der Periode von 437.6 Tagen der erste Sa 
tellit nahe 247, der zw r eyte 123 und der dritte 61 ganze synodi- 
sehe Revolution vollendet, und dafs daher diese drey Satelliten 
am Ende dieser Periode wieder sehr nahe dieselbe Lage gegen 
die Sonne haben, die sie im Anfänge derselben hatten, in welcher 
Zeit daher auch ihre vorzüglichsten Störungen wieder zurück 
kommen. Vergl. 3 . 
Um die Halbmesser ihrer Bahnen zu erhalten, beobachtete 
Po und mit grofser Schärfe zu der Zeit, als Jupiter in seiner 
mittleren Distanz von der Erde war, die gröfste Digression des 
vierten Satellit en von demMittelpunkte Jupiters gleich o°.i 377778, 
und zu derselben Zeit den Halbmesser des Jupiteräquators gleich 
o°.0054167. Da sich hier diese scheinbaren Gröfsen wie die wah 
ren verhalten, so ist, w r enn man den Halbmesser des Jupiter 
äquators zur Einheit annimmt, der Halbmesser der Bahn des 
vierten Satelliten 
a"' = £i l3 77778 = 25.4359. 
0.0054167 
Die drey anderen Halbmesser wird man am besten aus dem 
vorhergehenden Werthe von a"' und den gegebenen siderischen 
Revolutionen durch das dritte Gesetz Keplers ableiten. Man 
findet so: 
a" = 14.461893 
a' = 9,066548 
a = 5.698491. 
Mit diesenjjVYerthen erhält man nun nach den Gleichungen