il mesure l’angle EBA ; les deux angles ainsi obtenus font partie d’un même triangle dans lequel le troisième angle est l’angle en E formé par les rayons visuels partant de l’étoile et aboutissant aux deux extrémités de la base AB.
L’observateur n’a aucun moyen de déterminer directement l’angle en E, puisqu’il ne peut pas se transporter dans l’étoile au sommet de cet angle, mais le même théorème de géométrie dont nous venons de faire usage en fera connaître la valeur tout comme s’il avait pu mesurer par ses instruments.
Répétons que la somme de trois angles d’un triangle, grands ou petits, est toujours 180°. Examinez de combien la somme des angles EBA et EAB, directement déterminés diffèrent de 180°, et cette différence sera l’angle en E.
Cette fois la base AB est vue obliquement de l’étoile E ; cet angle devra donc être augmenté d’une certaine quantité pour le ramener à ce qu’il aurait été si la distance EB, restant invariable, la base AB avait été vue perpendiculairement. Le calcul de cette correction est toujours facile.
En prenant la moitié de l’angle ainsi rectifié, on obtient la parallaxe annuelle de l’étoile E.
Faisons une troisième supposition, et tous les cas possibles auront été ainsi parcourus ; imaginons le cas où l’étoile E serait située dans le plan de l’écliptique (fig. 109).
Du point E, menons une ligne ES au Soleil et un diamètre ASB perpendiculairement à la ligne ES ; supposons que, lorsque l’observateur est en A, il mesure l’angle EAB et que, parvenu en B après six mois d’intervalle, il mesure
