Como um deslocamento medido em pixels vira o ângulo do vértice de um triângulo cuja base é a órbita da Terra. O detector mede direções: dois raios que entram separados por um ângulo θ pousam separados por x = f·θ no plano focal — e a escala da imagem é só 1/f em unidades cômodas.
As estrelas de fundo estão tão longe que 2 UA não subtendem nada nelas: os seus raios chegam paralelos nas duas épocas, e por isso elas servem de zero da régua. Contra esse zero, a mudança de direção da estrela-alvo é o ângulo no vértice do triângulo.
O que a câmera registra. As estrelas de fundo não se movem; a estrela-alvo percorre a elipse paraláctica ao longo do ano, com semieixo maior p e semieixo menor p sen β. Duas épocas separadas por seis meses caem sempre em pontos diametralmente opostos dessa elipse — mas só o diâmetro maior mede 2p.