étoiles variera lorsque l’observateur passera de A en B de la valeur totale de l’angle en E, formé par les lignes menées de cette étoile aux deux extrémités d’un même diamètre AB de l’orbite terrestre.
Pour déterminer la parallaxe de l’étoile E, on n’aura donc pas besoin de la rapporter dans les deux stations A et B au plan de l’écliptique. Un instrument gradué de grande dimension ne sera plus nécessaire : l’étoile E et l’étoile de comparaison E′ étant toutes les deux dans la même région du ciel, seront soumises à la même réfraction, à la même aberration de la lumière, à la même nutation, les erreurs qu’on pouvait commettre sur la valeur de ces trois éléments n’altéreraient pas la distance angulaire des deux étoiles, puisqu’elles affecteraient également les positions de E et E′.
Remarquons d’ailleurs que les étoiles E et E′ se voyant simultanément dans le champ d’une même lunette, leur distance peut être mesurée en A et en B avec un micromètre ordinaire.
Lorsqu’on a le bonheur dans ce genre de recherches de tomber sur deux étoiles E, E′, très-inégalement éloignées, on détermine la distance de la plus voisine des deux par une méthode qui n’exige pas les soins minutieux, et d’une délicatesse extrême, auxquels il faut avoir recours quand on se sert de la méthode des latitudes absolues.
Lorsqu’une étoile a une parallaxe sensible, on ne la voit jamais dans sa position réelle ; si l’étoile laissait une trace lumineuse de son passage dans les positions apparentes qu’elle va occuper pendant toute l’année, on trou-
