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grande partie, à la difficulté de déterminer, à une fraction 
de seconde près, la position absolue d'une étoile : les er- 
reurs des niveaux et des cercles, l’incertitude des réduc- 
tions uranographiques, l’inconstance des réfractions sur- 
tout, exercaient une influence trop sensible sur le résultat 
final. 
Il existait cependant, pour résoudre la question, une 
méthode exempte de tous ces défauts : elle avait été indi- 
quée par Galilée depuis deux siécles, et consistait 3 substi- 
tuer à la recherche de la position absolue d’une étoile, 
celle de sa position relativement à une autre. 
Suivant les idées très-justes de Galilée, les étoiles, 
n'étant pas toutes également éloignées de nous, doivent 
éprouver, pendant la durée de l’année, des déplacements 
parallactiques différents : plus elles sont proches, plus leur 
déplacement doit être sensible. Si donc on en choisit deux 
qui paraissent très-voisines l’une de l’autre, et que l’on 
mesure, par voie micrométrique, leur écartement angu- 
laire à plusieurs époques de l’année, il pourra arriver que 
la difference de leurs parallaxes fasse varier la position de 
l'une par rapport à l’autre. L’astronome pourra surtout 
espérer de réussir, si le hasard a fait tomber son choix sur 
deux étoiles qui ne paraissent très-voisines que par un 
effet de perspective, tandis qu’elles sont en réalité très- 
inégalement distantes de la terre. 
À la vérité, on observe ainsi une quantité plus petite 
encore que celle que l’on veut obtenir, puisque le procédé 
ne donne que la différence entre les parallaxes des deux 
étoiles; mais on est amplement dédommagé de ce eget 
inconvénient, par Pavantage de n’avoir plus a faire qu'une 
simple étude microscopique, pour laquelle la science dis- 
pose aujourd’hui des moyens Jes plus puissants. 
