australe, les points dans lesquels le soleil étant parvenu à ses plus grandes déclinaisons commence, soit par un mouvement dirigé du nord au midi, soit par un mouvement contraire, à se rapprocher de l’équateur. Ces deux derniers points s’appellent les solstices, les deux autres portent le nom d’équinoxes. L’équinoxe de printemps est le point A de l’équateur que le soleil rencontre quand il va du midi au nord ; l’équinoxe d’automne est le point diamétralement opposé C par lequel passe ce même astre quand il va du nord au midi en vertu de son mouvement propre. Le milieu B du demi-cercle ABC de l’écliptique est le solstice d’été ; le milieu D de l’autre demi-cercle CDA de l’écliptique est le solstice d’hiver.
La position des points équinoxiaux est fixée par l’intersection de la courbe équatoriale avec la courbe écliptique que nous avons tracée graphiquement sur la sphère à l’aide des éléments empruntés aux observations ; on sera peut-être bien aise de voir comment on peut substituer le calcul à une construction graphique.
Supposons que le 20 mars, à midi, on ait trouvé, par l’observation faite au cercle mural, que le centre du soleil était au sud de l’équateur de 5′ ; que le 21, des observations analogues nous aient appris que le soleil, parvenu au nord de l’équateur, en était éloigné de 15′ et qu’il se soit écoulé 24 heures 4 minutes sur la pendule sidérale entre ces deux observations. Le mouvement en déclinaison se faisant à peu près uniformément, nous pourrons établir la proportion suivante : Si 20′ (15′ + 5′) ont exigé 24 heures 4 minutes pour être parcourues par le soleil, en combien de temps seront parcourues les 5′,
