D’après cette méthode, les observations de différents astronomes, de différents jours, de différentes années, deviennent comparables entre elles. Le tableau des valeurs successives de l’angle de position apprend, d’un seul coup d’œil, si la petite étoile circule autour de la grande de l’ouest à l’est, ou de l’est à l’ouest ; si le mouvement est uniforme ou non, quels sont les points de la plus grande et de la moindre vitesse.
Un second système composé de deux fils, l’un fixe, l’autre mobile parallèlement au premier, système qui porte le nom de micromètre (liv. iii, chap. xviii, p. 132), sert à reconnaître si la distance apparente des étoiles est constante ou variable, et quand il y a variation, entre quelles limites elle se trouve renfermée.
Voilà tout ce que l’observation fournit. Ces données, au reste, suffisent amplement pour qu’on puisse déterminer, à l’aide du calcul, la forme de la courbe que chaque étoile décrit, en supposant du moins que les astres situés dans ces régions éloignées, obéissent aux lois de Kepler sur le mouvement elliptique, lois dont nous parlerons ailleurs avec les détails que leur importance comporte.
Quatre valeurs de l’angle de position et des distances apparentes micrométriques correspondantes à des époques connues sont nécessaires, en général, pour déterminer la forme et la position de la courbe que la petite étoile décrit autour de la grande.
Lorsque, par hasard, le plan qui contient cette courbe passe par la terre, le mouvement de l’étoile satellite semble s’opérer le long d’une ligne droite ; il n’y a plus alors d’angles de position successifs à mesurer ; tout se
