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t = — o. oo3668 o T . 09890 (1—X) \y 1 -|- X- 
t' = o T . 19780 (1 —X) l/1+X-^ 3 . 
Da diese Werthe von t die Zeit ausdrücken, die seit dem 
Augenblicke der Opposition der auf die Jupitersbahn projecir- 
ten Satelliten yerilossen ist, einen Augenblick, -welchen inan 
durch die in $. 4- 5 gegebenen Werthe von v und s, und durch 
die gegebenen Tafeln Jupiters selbst bestimmen wird , so geben 
diese Werthe von t auch die Zeit der Immersion und derEmer- 
sion der Satelliten. 
I. Nach der Lage der Schattenachse gegen die Frde, kann 
die Seite des Schattens , wo der Eintritt oder Austritt des Satel 
liten Statt hat, von dem Körper Jupiters für uns bedeckt wer 
den , und dann sieht man den Satelliten nicht in den Schatten, 
sondern in der Scheibe Jupiters ein - und austreten. Um diese 
Umstände näher zu bestimmen, sey 1 die jovicentrische Länge 
des Satelliten, und L die jovicentrische Länge der Erde, wo 
L= i8o° -f- geocentrische Länge Jupiters ist. Sey ferner a der 
Halbmesser der Satellitenbahn, und A die Entfernung Jupiters 
von der Erde, so hat man in dem ebenen Dreyeckc zwischen 
der Erde , dein Jupiter und seinem Satelliten , wenn man die 
Breiten vernachlässiget, den Winkel an Jupiter =1 —L, und 
wenn der Winkel an der Erde durch T bezeichnet wird 
wo also T die Elongation (Vol. 11. S. 76) des Satelliten für den 
Mittelpunkt der Erde ist. Ist T gröfser als der von der Erde ge 
sehene Halbmesser Jupiters, so ist der Satellit sichtbar, ist T 
kleiner, so ist der Satellit entweder vor der Scheibe Jupiters