Tale giro richiede più di un secolo di turno.
      Vediamo ora come da questi passaggi si potrà determinare la parallasse.
     
      Siano T, V, S, (fig. 63) i centri dei tre astri: sulla Terra T siano due osservatori collocati nelle stazioni assai lontane A e B: è manifesto che proiettandosi da essi il pianeta sul Sole, ciascuno lo vedrà descrivere una corda differente. Da A si avrà la corda aa' e da B la bb', le quali saranno differenti ciascuna della corda cc', che vedrebbe un osservatore collocato nel centro: e la differenza di lunghezza delle due corde estreme sarà evidentemente funzione dell’angolo aVb = all’angolo opposto al vertice AVB. La distanza delle due corde aa', bb' è manifestamente un effetto delle parallassi e conosciuta questa distanza si saprebbe la parallasse relativa. Questa si potrebbe concludere dalle misure micrometriche delle loro distanze all’orlo mp, mn, (fig. 64), ma ciò implicherebbe l’uso dei micrometri che appunto cercasi di evitare.
     
      I moderni sperando molto sulla fotografia hanno cercato nel 1874 di fissare queste distanze con questo mezzo istantaneo, che permette di moltiplicare indefinitivamente le osservazioni. Ma ciò non poteva sognarsi ai tempi di Halley. Egli vide invece che la differenza di tempo osservata tra l’entrata e la sortita del pianeta nelle due stazioni, bastava a calcolarne la lunghezza, conoscendo la velocità di Venere relativamente al Sole; velocità che si ha dalle tavole dei movimenti planetarii. Conosciute queste corde dal tempo impiegato a descriverle è facile dedurne la loro distanza np, e quindi il numero dei secondi di cui sono separate, che è appunto la parallasse di Venere rapporto al Sole.