58) i quali guardano insieme la Luna L, la riferiscono in cielo a due punti diversi, cioè il 1° in a e il 2° in b, mentre un osservatore nel centro C la riferirebbe in c. Questo è il solo che vede la Luna nel suo luogo vero, gli altri la vedono spostata di una quantità maggiore o minore che chiamasi parallasse. Gli astronomi chiamano parallasse lo spostamento angolare apparente di un astro per il cambiamento di posto dell’osservatore; così se l’osservatore dal centro passasse realmente in A o in B vedrebbe la Luna apparentemente spostarsi di un arco ac o bc. Questo spostamento è tanto maggiore quanto l’astro è più vicino, e si può sempre determinare la distanza conosciuto che sia lo spostamento dell’osservatore, e l’arco di spostamento. Per ciò, trovare la parallasse di un astro o trovare la sua distanza sono frasi equivalenti.
     
     
      La supposizione di due osservatori sotto lo stesso meridiano e che facciano le osservazioni contemporanee, non fu possibile ridursi ad effetto che nei tempi moderni, perciò negli antichi tempi fu supplita con un’altra combinazione abbastanza esatta. Supponiamo che l’osservatore in A (fig. 59) osservi un astro L, distante dal suo Zenit, e posto a Levante nel primo suo verticale. Egli lo vedrà necessariamente abbassato in n, e la parallasse sarà m Ln ossia ALC: similmente ripetendo le osservazioni in simile posizione a Ponente avrà l’abbassamento q L' p = AL'C; sicchè la somma delle distanze zenitali che vedute dal centro sarebbero LCZ + ZCL, vedute alla superficie della Terra saranno L'AZ + ZAL' e perciò maggiori del vero della somma delle parallassi AL'C + ALC. Se dunque si conosca da un calcolo teorico preventivo quale dovrebbe esser l’angolo vero al centro tra le due osservazioni dell’astro in L e L' il suo confronto coll’angolo osservato farà conoscere le parallassi.