ment invariable pendant un si long espace de temps, que les déformations, les erreurs de division, etc., aient été les mêmes par des températures très-dissemblables, que les réfractions à travers l’atmosphère terrestre dont il est absolument nécessaire de tenir compte aient pu être très exactement calculées.
Les étoiles sont sujettes à des déplacements annuels variables, connus sous les noms d’aberration de la lumière et de nutation. La moindre incertitude sur la valeur de ces inégalités amènerait dans les positions des étoiles rapportées à l’écliptique de petites différences qu’on pourrait être tenté à tort d’attribuer à la parallaxe. C’est pour cela qu’on a essayé d’obtenir aussi les parallaxes par une autre méthode dont je vais donner une idée.
Prenons de nouveau une étoile placée en E (fig. 110)
obliquement par rapport à l’orbite terrestre, et supposons qu’on l’observe des deux points A et B situés dans
