Le osservazioni fatte a questo modo sono molto più sicure che non le altre fondate sulle distanze zenitali dirette. Il metodo si riduce a confrontare Marte colle stelle vicine, e prendere la sua distanza da esse (fig. 61).
     
      Questa riesce necessariamente diversa nei due luoghi lontani, perchè mentre uno p. es. da A lo vede in b e l’altro da B in a, lo spostamento a L b si misura direttamente nella sfera celeste rapporto alla stella, e dalla differenza trovata si conclude la parallasse. In questa maniera le refrazioni hanno piccola influenza perchè tanto la stella che il pianeta sono da essa egualmente spostali, e solo resta una piccola differenza di spostamento per la differenza delle altezze.
      Da queste osservazioni la parallasse di Marte risultò circa 25" donde tenuto conto di tutte le correzioni, concluse la parallasse del Sole di 9" 1/2. Più tardi nel 1751 si profittò ancora del viaggio di Lacaille al Capo di Buona Speranza per assicurar meglio questo risultato, e colle osservazioni di Maraldi, Pound e Bradley in Europa se ne concluse una parallasse di Marte = 26", 8 e di 10" 2 pel Sole. Questi risultati erano già importantissimi, e davano entro limiti assai ristretti la distanza della Terra al Sole: ma le discordanze delle osservazioni dal medio erano assai grandi, onde si reclamavano degli studi più precisi in una materia di tanta importanza.
      Diremo qui anticipatamente che le opposizioni recenti di Marte nel 1862 in circostanze favorevoli hanno dato con questo metodo 8", 95 secondo Winnecke, e 8", 943 secondo Stone, onde i primi risultati di Cassini non erano poi tanto dispregievoli.