c’est-à-dire lorsque le plan qui la renferme est perpendiculaire à la ligne menée de la terre à l’étoile centrale, l’étoile satellite, pendant la durée de sa révolution, reste constamment à la même distance de la Terre. Cette étoile satellite va, en effet, occuper successivement, en vertu de son mouvement propre, toutes les positions possibles sur le contour du petit cercle : or, personne ne doute que tous les points d’une circonférence de cercle, vus exactement de face, ne soient également éloignés de l’œil de l’observateur.
Par le centre de l’orbite circulaire du satellite stellaire, menons un diamètre horizontal qui partagera cette orbite en deux parties égales, l’une supérieure, l’autre inférieure. Faisons ensuite tourner le plan dans lequel la courbe est contenue autour de ce diamètre horizontal, et dans un tel sens par exemple que la partie inférieure vienne en avant ou vers l’observateur, tandis que l’autre se portera en arrière. Vue perpendiculairement, l’orbite de la petite étoile était circulaire. Dans sa nouvelle position oblique, elle semblera allongée ; mais il importe surtout de remarquer que ses diverses parties ne se trouveront plus réellement à la même distance de l’observateur. Dans le demi-cercle qui, à partir de la position perpendiculaire, aura marché en avant, il existera nécessairement un point plus voisin de la terre que tous les autres. Le point diamétralement opposé à celui-là sera le plus distant. En allant du premier point au second, l’étoile satellite s’éloignera donc graduellement de l’observateur. En revenant de ce second point au premier, elle s’en rapprochera. Cette double circonstance, attendu la vitesse
