Brevet FR3141254A1 — publié le 20240426

Détection et correction de dérive d’un dispositif de navigation par visée stellaire Procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule à l’aide d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire, le procédé comprenant : - une étape de pré-sélection d’étoiles observables à utiliser, puis - une étape de mesures comprenant un relevé des coordonnées géographiques du viseur par le dispositif de navigation, puis, pour chacune des étoiles sélectionnées, une vérification de l’accessibilité de l’étoile et une mesure des coordonnées horizontales, puis - une étape de traitement comportant, pour toutes les étoiles pour lesquelles des coordonnées horizontales mesurées ont été enregistrées un calcul des coordonnées géographiques du viseur stellaire, et une estimation de l’erreur entre les coordonnées géographiques calculées et les coordonnées géographiques relevées par le dispositif de navigation lors de la visée de l’étoile, puis - une étape d’estimation de l’erreur de dérive du dispositif de navigation, et - une étape de correction de la dérive du dispositif de navigation. Figure pour l’abrégé : Fig. 8 Détection et correction de dérive d’un dispositif de navigation par visée stellaire L’invention concerne la géolocalisation de navires de surfaces disposant d’une centrale de navigation à leur bord, et plus particulièrement un système et un procédé de détection et de correction d’erreur d’un système de géolocalisation embarqué à bord d’un navire de surface, notamment lors de son évolution en pleine mer. Une centrale de navigation est un système de capteurs inertiels fournissant une estimation de la position et de l’altitude du porteur sur Terre. L’atout principal d’une centrale de navigation est qu’elle est autonome, c’est-à-dire que son estimation de position ne dépend d’aucun autre système externe. Cependant, son principal inconvénient est que l’estimation de position se détériore petit à petit dans le temps, de l’ordre de quelques kilomètres par jour. On dit alors que l’estimation de position dérive dans le temps. Pour estimer cette erreur de position, il est nécessaire de disposer épisodiquement d’une source d’information externe fiable. Généralement, la référence externe utilisée est un système de positionnement par satellite du fait de leur précision et de leur disponibilité. Ces systèmes de navigation globale par satellite sont désignés par le sigle GNSS pour Global Navigation Satellite Systems en anglais. L’exemple le plus connu de GNSS est le système Américain GPS (Global Positioning System). Cependant, il est possible que le GNSS soit inaccessible ou que l’on reçoive des données GNSS leurrées : dans ce cas, le système de localisation du navire peut être défaillant, et, dans le cas d’un navire de combat, le système de combat peut être défaillant. Plusieurs solutions existent pour retrouver la position d’un navire sans référence de type GNSS disponible. La première solution connue nécessite de disposer d’un amer géo-référencé, c’est-à-dire un point de repère fixe et identifiable sans ambiguïté tel qu’un phare par exemple. Cette solution est précise, mais applicable qu’en des circonstances particulières en présence d’un amer en navigation côtière avec utilisation par exemple de l'almanach du marin Breton (L'almanach du marin Breton, 2022). La seconde solution connue nécessite de disposer d’éphémérides du soleil, d’un garde-temps et d’un sextant. Cette solution est peu précise (de l’ordre de 3 nautiques), et n’est applicable que lorsque le soleil est visible et au zénith. Le principe de l’estimation de position par une mesure au sextant est expliqué, par exemple, dans document d’Umland, de 2019 intitulé « A Short Guide to Celestial Navigation ». La troisième solution connue nécessite de disposer d’éphémérides d’étoiles, d’un garde-temps, d’un système de visée précis et d’un inclinomètre (système d’accéléromètres donnant la verticale du lieu). C’est ce que l’on appelle la navigation stellaire. Le principe de cette méthode est décrit, par exemple, dans (Wei, Cui, Wang, & Wan, 2019). La compensation des erreurs de visée utilise la méthode QUEST (QUaternion ESTimator). Cependant, il n’y a pas de garantie sur la précision de l’estimateur de position. Utiliser les étoiles pour retrouver sa position sur Terre est bien connu. En revanche, les méthodes existantes peuvent être imprécises car les méthodes de discrimination des étoiles à observer ne sont pas assez développées. En effet, on peut remarquer que certaines visées d’étoiles retournent des précisions de localisation peu fiables : soit parce qu’elles sont situées dans des régions singulières de l’espace, c’est-à-dire intrinsèquement non-observables, soit parce qu’elles sont dans des régions de l’espace où elles vont amplifier les défauts du viseur. L'invention vise à pallier les inconvénients mentionnés ci-dessus et à fournir une solution pour détecter ce type de dérive d’un dispositif de navigation rapidement, en pleine mer par exemple, ou retrouver sa position en l’absence de signal du dispositif de navigation. La présente invention permet en outre d’identifier des régions de l’espace défavorables à la géolocalisation par visée stellaire, ainsi que des régions plus favorables pour la géolocalisation, moins sujettes aux erreurs de visée. Ce but est atteint tout d’abord grâce à un procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser pour une géolocalisation par un véhicule, notamment un navire en mer, à partir d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire associé à au moins un dispositif de navigation, la sélection d’étoiles étant réalisée à partir d’étoiles recensées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite, α, et une déclinaison, δ. Le procédé comprend un relevé des coordonnées géographiques d’un viseur stellaire à un instant de départ par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude, L, et une latitude, ϕ. Puis il comprend, pour chaque étoile du catalogue, un calcul des coordonnées de visée de l’étoile, une détermination de l’accessibilité de l’étoile à partir des coordonnées de visée calculées, et, si l’étoile est accessible, un calcul d’un paramètre de sensibilité d’observation de l’étoile, les coordonnées de visée de l’étoile correspondant aux coordonnées horizontales de l’étoile par rapport à la position géographique du viseur stellaire, les coordonnées horizontales comportant un azimut, A, et une élévation, h, puis un stockage des coordonnées de visée et du paramètre de sensibilité d’observation calculés pour chaque étoile, et un classement des étoiles ainsi stockée par ordre croissant de paramètre de sensibilité de l’étoile, les étoiles dont le paramètre de sensibilité est nul étant exclues du classement, et une sélection d’un nombre déterminé d’étoiles observables, les étoiles étant sélectionnées selon l’ordre de classement des étoiles stockées. Selon un premier mode de mise en œuvre de l’invention du procédé de sélection, le calcul des coordonnées de visée de chaque étoile peut comprendre un calcul des coordonnées horizontales de l’étoile à partir des coordonnées équatoriales de l’étoile et de la position géographique du viseur, les coordonnées équatoriales comprenant un azimut, A, de l’étoile et une élévation, h, de l’étoile, et la détermination de l’accessibilité de l’étoile peut comprendre une comparaison de l’élévation calculée pour l’étoile à un seuil d’élévation minimale, l’étoile étant inaccessible si son élévation calculée est inférieure au seuil d’élévation minimale. De préférence, les coordonnées géographiques du viseur utilisées pour calculer les coordonnées horizontales de l’étoile dépendent de l’instant auquel le calcul est réalisé, les coordonnées géographiques du viseur étant estimées à chaque instant à partir des coordonnées géographiques du viseur relevées à l’instant de départ et d’un calcul tenant compte du cap et de la vitesse du véhicule à l’instant du relevé. Dans un deuxième mode de mise en œuvre du procédé de sélection, le calcul des coordonnées de visée de l’étoile à partir des coordonnées géographiques du viseur stellaire et des coordonnées équatoriales de l’étoile considérée peut être réalisé à partir du système d’équations (S) : [Math 1] S Avec GAST désignant le temps sidéral apparent de Greenwich et LAST désignant le temps sidéral apparent local. Dans un troisième mode de mise en œuvre du procédé de sélection, le paramètre, X i , de sensibilité d’observation de l’étoile, St i , calculé dépend de préférence uniquement de l’azimut, A, de l’élévation, h, et de la déclinaison, δ, de l’étoile considérée. Dans un quatrième mode de mise en œuvre du procédé de sélection, le paramètre, X i , de sensibilité d’observation de l’étoile, St i , est calculé via l’équation : [Math 2] avec [Math 3] , , , [Math 4] , [Math 5] , et [Math 6] , avec , , et . Le but de l’invention est atteint dans un second temps grâce à un procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule à l’aide d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire. Le procédé de correction comprend une étape de pré-sélection d’étoiles comportant une sélection d’étoiles à utiliser par le dispositif de géolocalisation par visée stellaire à partir du procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser telle que définie ci-dessus. Puis le procédé comprend une étape de mesures comprenant, tout d’abord, un relevé des coordonnées géographiques du viseur stellaire par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude (L) et une latitude (ϕ), puis, pour chacune des étoiles sélectionnées, une vérification de l’accessibilité de l’étoile et une mesure des coordonnées horizontales de l’étoile, les coordonnées horizontales mesurées étant enregistrées en association avec les coordonnées équatoriales correspondantes pour l’étoile et l’instant de mesure, puis une étape de traitement comportant, pour toutes les étoiles pour lesquelles des coordonnées horizontales mesurées ont été enregistrées un calcul des coordonnées géographiques du viseur stellaire à partir des coordonnées horizontales mesurées enregistrées pour l’étoile, de l’instant de mesure enregistré, des coordonnées équatoriales enregistrées et du système d’équations (S) défini ci-dessus selon [Math 1], une estimation de l’erreur entre les coordonnées géographiques calculées et les coordonnées géographiques relevées par le dispositif de navigation lors de la visée de l’étoile, puis une étape d’estimation de l’erreur de dérive du dispositif de navigation à partir des erreurs estimées sur les coordonnées géographiques, et une étape de correction de la dérive du dispositif de navigation à partir de l’erreur de dérive estimée. Dans un mode de mise en œuvre du procédé de correction, l’étape de mesures comprend un calcul des coordonnées horizontales de l’étoile sélectionnée à partir de l’instant de calcul, des coordonnées géographiques du viseur stellaire à l’instant de calcul, et des coordonnées équatoriales indiquées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique appelée par exemple J2000, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite (α) et une déclinaison (δ) et les coordonnées horizontales comportant un azimut (A) et une élévation (h), puis une orientation d’un viseur stellaire selon les coordonnées horizontales calculées, une vérification de l’accessibilité de l’étoile sélectionnée, si l’étoile sélectionnée est inaccessible, une nouvelle réalisation des trois étapes précédentes avec une nouvelle étoile de la sélection d’étoiles, si l’étoile est accessible, un recalage de l’étoile sélectionnée au centre du viseur stellaire, une mesure par le dispositif de navigation des coordonnées horizontales de l’étoile visée par le viseur stellaire après recalage, et un enregistrement de l’instant de mesure, des coordonnées horizontales recalées ainsi mesurées, des coordonnées équatoriales associées et des coordonnées géographiques du viseur à l’instant de mesure. De préférence, la mesure par le dispositif de navigation des coordonnées horizontales de l’étoile visée par le viseur stellaire après recalage est réalisée pendant 5 secondes. Avantageusement, le dispositif de navigation peut comprendre un système de positionnement par satellites. Avantageusement, le dispositif de navigation peut comprendre une centrale inertielle. La est une représentation schématique du système de coordonnées géographiques tel que défini dans l’état de la technique géocentrique. La est une représentation schématique du système de coordonnées équatoriales tel que défini dans l’état de la technique géocentrique. La est une représentation schématique du système de coordonnées horizontales tel que défini dans l’état de la technique géocentrique. La représente schématiquement le lien entre les trois différents systèmes de coordonnées des figures 1 à 3 et le temps sidéral local apparent LAST. La illustre schématiquement une architecture de viseur stellaire sur un navire de surface. La présente graphiquement une catégorisation des lieux d’observations selon un mode de mise en œuvre de l’invention. La présente un logigramme d’un procédé de sélection d’étoiles selon un mode de mise en œuvre de l’invention. La présente un logigramme d’un procédé de correction de la dérive d’un dispositif de navigation selon un mode de mise en œuvre de l’invention. Naviguer à l’aide des étoiles nécessite de travailler avec trois systèmes de coordonnées différentes : les coordonnées géographiques, les coordonnées équatoriales et les coordonnées horizontales. Comme cela est illustré sur la , les coordonnées géographiques comprennent la longitude L et la latitude Φ. Elles permettent de repérer un point sur la surface de la Terre T, la surface de la Terre étant assimilée à un géoïde de centre O. Sur la figure est représenté un trièdre x, y et z se coupant au centre O du géoïde terrestre T. La longitude L est un angle mesuré par rapport au centre O du géoïde. La longitude est un premier angle qui a pour origine le méridien de Greenwich m g et est comptée positivement en tournant autour de l’axe z vers l’Est E et négativement vers l’ouest W. La latitude Φ est un second angle mesuré par rapport à l’équateur p é et est compté positivement en tournant autour de l’axe y vers le pôle Nord N, négativement vers le pôle Sud S. Un point M sur le géoïde terrestre T a une longitude L correspondant à l’angle entre le méridien de Greenwich m g et le méridien m m de M, et une latitude Φ correspondant à l’angle entre l’équateur p é et la parallèle p m à l’équateur passant par M. Comme cela est illustré sur la , les coordonnées équatoriales comprennent l’ascension droite α et la déclinaison δ. Cette fois-ci, la Terre T se trouve au centre d’une Sphère céleste Cs sur lequel passe un cercle horaire Ch qui passe par le pôle nord céleste NC et le pôle sud céleste SC. La représentation comprend en outre le cercle de l’équateur céleste Cc, prolongation de l’équateur sur la sphère céleste Cs, et le cercle de l’écliptique Ce, les deux cercles étant sécant au point vernal Pv. L’arc de cercle s’étendant entre l’étoile St et l’équateur céleste Cc le long du cercle horaire Ch correspond à la déclinaison δ. L’arc de cercle s’étendant le long de l’équateur céleste Ce entre le point vernal Pv et le Cercle horaire Ch correspond à l’ascension droite α. Les coordonnées équatoriales permettent ainsi de repérer une étoile St sur la sphère céleste, une extension virtuelle de la Terre à l’infini. L’ascension droite α correspond, en un certain sens, à la longitude L sur cette sphère céleste et a pour origine le point vernal Pv, nom donné à l’un des deux points d’intersection du plan de l’équateur céleste Cc et du plan de l’écliptique Ce (plan contenant la trajectoire apparente du Soleil vue depuis la Terre) sur la sphère céleste. La déclinaison δ correspond, en un certain sens, à la latitude sur la sphère céleste, et a pour origine l’équateur céleste Cc. Comme cela est illustré sur la , les coordonnées horizontales comprennent l’azimut A, et la hauteur h aussi dénommée élévation. Elles permettent de mesurer la direction d’un objet dans le ciel, telle qu’une étoile St, depuis un point sur Terre. L’azimut A est défini comme l’angle entre le Nord géographique N et l’objet visé St. Il est compté positivement vers l’Est. La hauteur h est définie comme l’angle entre le plan tangent à la surface de la Terre et l’objet visé St. Elle est comptée positivement vers le haut. On parle aussi de repère géographique local, noté [g], associé à ce système de coordonnées : l’axe x est dirigé vers le Nord, l’axe z vers le zénith du lieu (perpendiculaire au plan tangent au géoïde) et l’axe Y formant un trièdre direct (non visible sur cette figure). Le passage d’un système de coordonnées à l’autre s’effectue par des considérations géométriques et temporelles. La résume par un schéma, le lien entre ces trois différents systèmes de coordonnées et le temps sidéral local apparent, noté LAST. On remarque sur la que le lien se fait par un triangle sphérique « Etoile St – Zénith – Pôle P », et il suffit alors d’appliquer des formules de trigonométrie sphérique pour obtenir le système S de l’Équation [Math 1] (voir le document d’Umland, de 2019 intitulé « A Short Guide to Celestial Navigation » pour un exemple de démonstration). Résoudre ce système à variables (L, Φ) pour une étoile repérée dans le ciel par (A,h) et de coordonnées équatoriales (α,δ) permet de retrouver la position de l’observateur sur le géoïde de référence. Pour rappel, le système S d’équation défini par [Math 1] est le suivant : [Math 1] S= avec GAST désignant le temps sidéral apparent de Greenwich et LAST désignant le temps sidéral apparent local. Les coordonnées équatoriales (α,δ) d’un nombre important d’étoiles sont données par des catalogues (ou éphémérides) dans un repère céleste J2000 par exemple à une date spécifique appelée J2000 : le 1 er Janvier 2000 à 12h, Temps Terrestre. Notons que le Temps Terrestre diffère du temps universel coordonnée (UTC pour « coordinated universal time ») utilisé dans la vie de tous les jours par un certain nombre de secondes entières appelées secondes intercalaires, évoluant chaque année. Le nombre d’étoiles renseigné varie suivant le type de catalogue ; il peut atteindre plusieurs millions. Le passage des coordonnées équatoriales d’une étoile à la date J2000 à une autre date et heure d’observation se fait par des corrections physiques du mouvement de la Terre (précession, nutation) et des étoiles elles-mêmes (mouvement propre) qui sont détaillées notamment dans l’article de Meeus, J. (1998) intitulé « Astronomical Algorithms » aux éditions « Willmann-Bell ». Ces corrections physiques ne sont pas détaillées ici. La base de données VizieR (https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR) de l’université de Strasbourg permet d’accéder à un certain nombre de catalogues. Le calcul du temps sidéral moyen à Greenwich à 0h Temps Universel (UT), noté GMST_0 dans le système (S), se déduit à l’aide de la formule suivante (une version similaire à cette formule, exprimée en secondes horaires, est donnée dans le document de Meeus de 1998 déjà mentionné) : Où T est le nombre de siècles Juliens écoulés depuis J2000 (pour une définition des jours Juliens, voir le document de Meeus de 1998 déjà mentionné). De et du temps UTC, on déduit le temps sidéral de Greenwich à l’heure UTC : De GMST, nous déduisons le temps sidéral apparent à Greenwich GAST : Où ε γ désigne l’équation des équinoxes, dont le document de Meeus de 1998 déjà mentionné donne une méthode de calcul. Disposant des coordonnées équatoriales (α,δ) d’une étoile à observer et du temps sidéral apparent de Greenwich GAST, il reste à déterminer l’azimut et l’élévation (A,h) de l’étoile depuis le lieu d’observation. Pour cela, il est nécessaire d’avoir un moyen de mesure précis, permettant d’obtenir les coordonnées horizontales (A,h). Le procédé selon l’invention propose alors d’utiliser un viseur 10 deux axes, c’est-à-dire un ensemble de caméras monté sur un système de cardans commandable suivant deux axes θ et ψ, site et gisement, comme cela est illustré sur la . Ce viseur 10 est destiné à être utilisé par exemple sur un navire 12 naviguant en pleine mer 14. Le viseur 10 doit comporter une centrale inertielle permettant d’estimer le nord géographique et la verticale du lieu d’observation ; ainsi, le viseur est pilotable en Azimut (A) et Elévation (h). La centrale inertielle permet aussi la stabilisation inertielle de la Ligne de Visée (c’est-à-dire l’axe optique d’une caméra), afin que l’image restituée par la caméra soit nette quelles que soient les mouvements du navire. Toutes les étoiles ne sont cependant pas adéquates pour réaliser une fonction de géolocalisation, et à contrario certaines sont à privilégier. En effet, il existe des lieux singuliers et des lieux d’insensibilité aux erreurs du viseur en Azimut et Elévation pour le calcul de la localisation. Ces lieux singuliers et d’insensibilité sont intrinsèques au système d’équations [Math 1] et sont à compléter avec d’autres précautions : la visée proche de l’horizon est déconseillée à cause de la réfraction atmosphérique (difficile à estimer), la visée proche du zénith est parfois irréalisable suivant le type de système de visée utilisé, etc. Pour calculer les lieux singuliers propres au problème de localisation par visée stellaire, c’est-à-dire propres au système d’équations [Math 1], il est nécessaire de calculer les différentielles de la longitude L et de la latitude Φ. Supposons que les coordonnées équatoriales (α,δ) peuvent être considérées comme constantes par rapport à l’échelle de temps considérée (une journée d’observation). Alors, on montre que les différentielles de la longitude L et de la latitude Φ s’écrivent, pour , , et (étoile visible depuis le lieu d’observation) : Avec l 1 , l 2 , p 1 , p 2 , ΔL, Δϕ tels que définis ci-dessus dans les équations [Math 3] à [Math 6]. On voit alors apparaître des lieux singuliers ΔL=0 et ΔΦ=0, des lieux d’insensibilité en Azimut l 1 =0 et p 1 =0, et des lieux d’insensibilité en élévation l 2 =0 et p 2 =0. Ces lieux sont représentés sur le graphique de la . Les courbes en pointillé de la décrivent alors, dans l’espace des paramètres parcouru par (A,h,δ), des zones défavorables pour la localisation à l’aide de l’observations d’étoiles, les étoiles en pointillé représentent des exemples de localisation d’étoiles inaccessibles à l’observation. Les zones défavorables correspondent, premièrement, aux zones grisées délimitées par les quatre courbes en pointillé en haut et en bas de la représentation graphique, et, deuxièmement, à la courbe en pointillé traversant oscillant en h 0 et –h 0 en allant de 0 à 2π en azimut A. A contrario, la courbe en trait plein et la courbe en trait mixte décrivent des zones à privilégier pour ce même objectif. La courbe en trait plein représente une zone d’insensibilité de la localisation à une erreur d’élévation h, et la courbe en trait mixte représente une zone d’insensibilité de la localisation à une erreur d’azimut A. La courbe en trait plein d’insensibilité de la localisation à une erreur d’élévation h est définie par l’équation suivante : La courbe en trait mixte d’insensibilité de la localisation à une erreur d’azimut A est définie par l’équation suivante : En outre, aux points de localisation A=π, on a une double insensibilité de la localisation à la fois à une erreur d’élévation h et à une erreur d’azimut A, comme cela est illustré par les courbes verticales en trait (un trait long, et deux points). En outre, sur la représentation graphique, les étoiles en points représentent des exemples d’étoiles insensibles à une erreur de visée en azimut A, les étoiles en trait plein représentent des exemples d’étoiles insensibles à une erreur de visée en élévation h, et les étoiles en pleines (grisées) représentent des exemples d’étoiles exploitables pour la géolocalisation. De plus, il est possible d’obtenir des expressions analytiques de ces courbes et de les exploiter pour discriminer des étoiles en temps réel lors d’observations, et ainsi d’assurer la convergence et l’optimalité de l’estimation de position réalisée. D’un point de vue pratique, l’estimation de la position et de l’attitude du système est réalisée à l’aide de la centrale inertielle : celle-ci est un signal discret, échantillonné à une fréquence f e (généralement de 100 Hz), et donc mis-à-jour régulièrement. La visée d’étoile permet alors d’affiner ou de corriger cette estime. Le logigramme de la présente un logigramme d’un procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser selon un mode de mise en œuvre de l’invention pour ensuite être utilisé dans un procédé de correction de la dérive d’un dispositif de navigation. Soit la fréquence d’échantillonnage de la centrale inertielle. Dans le procédé de sélection d’étoiles, on réalise les étapes suivantes. A l’instant UTC t 0 , on sauvegarde la position estimée par la centrale inertielle, (L 0 , ϕ 0 ). A partir d’un catalogue d’étoiles et du temps UTC t 0 , l’algorithme calcule l’ensemble des étoiles observables depuis (L 0 , ϕ 0 ) à l’aide du système d’équation [Math 1]. L’algorithme choisi alors M étoiles observables (par exemple, M=10 afin de disposer de suffisamment d’étoiles pour un traitement statistique), en éliminant celles à hauteur trop faible h inf (par exemple, h 1 =0, p 1 =0, l 2 =0 ou p 2 =0. Ce choix est réalisé en calculant le paramètre [Math 2] , qui sert d’indicateur. Plus explicitement, la sélection d’étoiles est réalisée à partir d’étoiles recensées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique appelée J2000, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite, α, et une déclinaison, δ. Le procédé de sélection d’étoiles comprend tout d’abord, dans une première étape 700, un relevé des coordonnées géographiques d’un viseur stellaire à un instant de départ par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude, L, et une latitude, ϕ. Puis, dans une deuxième étape 710, on réalise, pour chaque étoile du catalogue, un traitement de fond. Le traitement de fond pour chaque étoile comprend les sous-étapes suivantes. Un calcul 712 des coordonnées de visée de l’étoile comportant un calcul, à partir du système d’équations [Math 1], des coordonnées horizontales de l’étoile à partir des coordonnées équatoriales de l’étoile et de la position géographique du viseur, les coordonnées équatoriales comprenant un azimut, A, de l’étoile et une élévation, h, de l’étoile. Une détermination de l’accessibilité de l’étoile à partir des coordonnées de visée calculées, la détermination d’accessibilité comportant une comparaison 714 de l’élévation calculée pour l’étoile à un seuil d’élévation minimale, l’étoile étant inaccessible si son élévation calculée est inférieure au seuil d’élévation minimale. Et, si l’étoile est accessible, un calcul 716 d’un paramètre de sensibilité d’observation de l’étoile, les coordonnées de visée de l’étoile correspondant aux coordonnées horizontales de l’étoile par rapport à la position géographique du viseur stellaire, les coordonnées horizontales comportant un azimut, A, et une élévation, h. Puis, dans une troisième étape 720, on réalise un stockage des coordonnées de visée et du paramètre de sensibilité d’observation calculés pour chaque étoile, et un classement des étoiles ainsi stockée par ordre croissant de paramètre de sensibilité de l’étoile, les étoiles dont le paramètre de sensibilité est nul étant exclue du classement. Enfin dans une quatrième étape 730, on réalise une sélection d’un nombre déterminé d’étoiles observables, les étoiles étant sélectionnées selon l’ordre de classement des étoiles stockées. Pour réaliser une géolocalisation fiable, par exemple sur un navire en pleine mer, et donc pour s’affranchir d’une dérive du dispositif de navigation, l’invention propose de mettre en œuvre le procédé de correction de dérive illustré sur le logigramme de la . Le procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule à l’aide d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire présenté sur le logigramme de la comprend tout d’abord une étape de pré-sélection d’étoiles comportant une étape initiale 800 de sélection d’étoiles à utiliser par le dispositif de géolocalisation par visée stellaire à partir du procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser le procédé illustré sur la . Puis, le procédé de correction comprend une étape suivante 810 de mesures comprenant, tout d’abord, un relevé des coordonnées géographiques du viseur stellaire par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude L et une latitude ϕ, puis, pour chacune des étoiles sélectionnées, une vérification de l’accessibilité de l’étoile et une mesure des coordonnées horizontales de l’étoile, les coordonnées horizontales mesurées étant enregistrées en association avec les coordonnées équatoriales correspondantes pour l’étoile et l’instant de mesure. L’étape de mesures 810 comprend un calcul 811 des coordonnées horizontales de l’étoile sélectionnée à partir de l’instant de calcul, des coordonnées géographiques du viseur stellaire à l’instant de calcul, et des coordonnées équatoriales indiquées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique appelée J2000, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite α et une déclinaison δ et les coordonnées horizontales comportant un azimut A et une élévation h. Elle comprend ensuite une orientation 812 d’un viseur stellaire selon les coordonnées horizontales calculées, et une vérification 813 de l’accessibilité de l’étoile sélectionnée. Si l’étoile sélectionnée est inaccessible, elle comprend une nouvelle réalisation des trois étapes précédentes avec une nouvelle étoile de la sélection d’étoiles, alors que si l’étoile est accessible, elle comprend un recalage 814 de l’étoile sélectionnée au centre du viseur stellaire, une mesure 815 pendant 5 secondes par le dispositif de navigation des coordonnées horizontales de l’étoile visée par le viseur stellaire après recalage, et un enregistrement 816 de l’instant de mesure, des coordonnées horizontales recalées ainsi mesurées, des coordonnées équatoriales associées et des coordonnées géographiques du viseur à l’instant de mesure. Puis, le procédé de correction comprend une étape suivante 820, de traitement comportant, pour toutes les étoiles pour lesquelles des coordonnées horizontales mesurées ont été enregistrées, un calcul 822 des coordonnées géographiques du viseur stellaire à partir des coordonnées horizontales mesurées enregistrées pour l’étoile, de l’instant de mesure enregistré, des coordonnées équatoriales enregistrées et du système d’équations [Math 1], et une estimation 824 de l’erreur entre les coordonnées géographiques calculées et les coordonnées géographiques relevées par le dispositif de navigation lors de la visée de l’étoile. Puis, il comprend une étape suivante 830 d’estimation de l’erreur de dérive du dispositif de navigation à partir des erreurs estimées sur les coordonnées géographiques. Enfin, il comprend une étape 840 de correction de la dérive du dispositif de navigation à partir de l’erreur de dérive estimée. En d’autres termes, si on prend l’étoile choisie parmi les N étoiles présélectionnées, t le temps UTC échantillonné à f e , et (L i (t), ϕ i (t)) l’estimation de position renvoyée par la centrale inertielle et/ou le système de navigation par satellite du dispositif de navigation, i.e. un signal échantillonné à f e . Dynamiquement, c’est-à-dire à chaque période d’échantillonnage, le procédé calcule précisément (A i (t), h i (t)) de l’étoile St i à partir du catalogue donnant les coordonnées équatoriales (α i (t), δ i (t)) de St i à l’instant UTC t, de (L i (t), ϕ i (t)) et du système d’équations [Math 1]. Si (A i (t), h i (t)) est trop proche d’une singularité, alors l’étoile est ignorée et on passe à l’étoile suivante. Sinon, on pointe le viseur dans la direction (A i (t), h i (t)) et, si l’étoile n’est pas visible, alors celle-ci est ignorée et on passe à l’étoile suivante. Sinon, on mesure dans le repère géographique local à l’aide de la centrale inertielle, i.e. la position réelle de l’étoile dans le ciel à l’instant (différente de (A i (t), h i (t)). Cette mesurée est réalisée pendant 5 secondes. On sauvegarde les signaux ainsi que le temps universel, UTC, pendant les 5 secondes d’observation. A la suite de la séquence de mesure, pour chaque étoile mesurée on calcule le signal en résolvant le système d’équations [Math 1] à partir du temps UTC de la mesure, de et de (α i (t), δ i (t)). On calcule alors l’erreur entre la position retournée par le dispositif de navigation et la position estimée par visée stellaire : Cette erreur représente une estime de l’erreur de position de la centrale. Celle-ci doit avoir une dynamique lente, et donc être de pente nulle sur l’étendue de la mesure (5 secondes). Le calcul de la moyenne de ce signal renvoie une estime de l’erreur de position de la centrale pour la visée stellaire numéro i. On sauvegarde les moyennes et les écarts-types de chacun de ces signaux. Une moyenne-exclusion sur les N mesures permet alors d’obtenir une estime correcte de l’erreur de position de la centrale. Procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser pour une géolocalisation par un véhicule, notamment un navire en mer, à partir d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire associé à au moins un dispositif de navigation, la sélection d’étoiles étant réalisée à partir d’étoiles recensées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite (α) et une déclinaison (δ), le procédé comprenant : - un relevé des coordonnées géographiques d’un viseur stellaire à un instant de départ (t 0 ) par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude (L) et une latitude (ϕ), puis - pour chaque étoile du catalogue, un calcul des coordonnées de visée de l’étoile, une détermination de l’accessibilité de l’étoile à partir des coordonnées de visée calculées, et, si l’étoile est accessible, un calcul d’un paramètre (X) de sensibilité d’observation de l’étoile, les coordonnées de visée de l’étoile correspondant aux coordonnées horizontales de l’étoile par rapport à la position géographique du viseur stellaire, les coordonnées horizontales comportant un azimut (A) et une élévation (h), puis - un stockage des coordonnées de visée et du paramètre de sensibilité d’observation calculés pour chaque étoile, et un classement des étoiles ainsi stockée par ordre croissant de paramètre de sensibilité de l’étoile, les étoiles dont le paramètre (X) de sensibilité est nul étant exclue du classement, et - une sélection d’un nombre déterminé d’étoiles observables, les étoiles étant sélectionnées selon l’ordre de classement des étoiles stockées. Procédé de sélection d’étoiles observables selon la revendication 1, dans lequel le calcul des coordonnées de visée de chaque étoile comprend un calcul des coordonnées horizontales de l’étoile à partir des coordonnées équatoriales de l’étoile et de la position géographique du viseur, les coordonnées équatoriales comprenant un azimut (A) de l’étoile et une élévation (h) de l’étoile, et dans lequel la détermination de l’accessibilité de l’étoile comprend une comparaison de l’élévation calculée pour l’étoile à un seuil d’élévation minimale, l’étoile étant inaccessible si son élévation calculée est inférieure au seuil d’élévation minimale. Procédé de sélection d’étoiles observables selon la revendication 2, dans lequel les coordonnées géographiques du viseur utilisées pour calculer les coordonnées horizontales de l’étoile dépendent de l’instant auquel le calcul est réalisé, les coordonnées géographiques du viseur étant estimées à chaque instant à partir des coordonnées géographiques du viseur relevées à l’instant de départ et d’un calcul tenant compte du cap et de la vitesse du véhicule à l’instant du relevé. Procédé de sélection d’étoiles observables selon l’une des revendications 2 ou 3, dans lequel le calcul des coordonnées de visée de l’étoile à partir des coordonnées géographiques du viseur stellaire et des coordonnées équatoriales de l’étoile considérée est réalisé à partir du système d’équations (S) : [Math 1] avec GAST désignant le temps sidéral apparent de Greenwich et LAST désignant le temps sidéral apparent local. Procédé de sélection d’étoiles observables selon l’une des revendications 1 à 4, dans lequel le paramètre (X i ) de sensibilité d’observation de l’étoile (E i ) calculé dépend uniquement de l’azimut (A), de l’élévation (h) et de la déclinaison (δ) de l’étoile considérée. Procédé de sélection d’étoiles observables selon la revendication 5, dans lequel le paramètre (X i ) de sensibilité d’observation de l’étoile est calculé via l’équation : [Math 2] avec [Math 3] , , , [Math 4] , [Math 5] , et [Math 6] , avec , , et . Procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule à l’naide d’un moyen de géolocalisation par visée stellaire, le procédé de correction comprenant : - une étape de pré-sélection d’étoiles comportant une sélection d’étoiles à utiliser par le dispositif de géolocalisation par visée stellaire à partir du procédé de sélection d’étoiles observables à utiliser selon l’une des revendications 1 à 6, puis - une étape de mesures comprenant, tout d’abord, un relevé des coordonnées géographiques du viseur stellaire par le dispositif de navigation, les coordonnées géographiques du viseur stellaire comprenant une longitude (L) et une latitude (ϕ), puis, pour chacune des étoiles sélectionnées, une vérification de l’accessibilité de l’étoile et une mesure des coordonnées horizontales de l’étoile, les coordonnées horizontales mesurées étant enregistrées en association avec les coordonnées équatoriales correspondantes pour l’étoile et l’instant de mesure, puis - une étape de traitement comportant, pour toutes les étoiles pour lesquelles des coordonnées horizontales mesurées ont été enregistrées : un calcul des coordonnées géographiques du viseur stellaire à partir des coordonnées horizontales mesurées enregistrées pour l’étoile, de l’instant de mesure enregistré, des coordonnées équatoriales enregistrées et du système d’équations (S) : [Math 1] avec GAST désignant le temps sidéral apparent de Greenwich et LAST désignant le temps sidéral apparent local. une estimation de l’erreur entre les coordonnées géographiques calculées et les coordonnées géographiques relevées par le dispositif de navigation lors de la visée de l’étoile, puis - une étape d’estimation de l’erreur de dérive du dispositif de navigation à partir des erreurs estimées sur les coordonnées géographiques, et - une étape de correction de la dérive du dispositif de navigation à partir de l’erreur de dérive estimée. Procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule selon la revendication 7, dans lequel l’étape de mesures comprend : - un calcul des coordonnées horizontales de l’étoile sélectionnée à partir de l’instant de calcul, des coordonnées géographiques du viseur stellaire à l’instant de calcul, et des coordonnées équatoriales indiquées dans un catalogue où chaque étoile est associée à des coordonnées équatoriales à une date spécifique, les coordonnées équatoriales comportant une ascension droite (α) et une déclinaison (δ) et les coordonnées horizontales comportant un azimut (A) et une élévation (h), puis - une orientation d’un viseur stellaire selon les coordonnées horizontales calculées, - une vérification de l’accessibilité de l’étoile sélectionnée, - si l’étoile sélectionnée est inaccessible, une nouvelle réalisation des trois étapes précédentes avec une nouvelle étoile de la sélection d’étoiles, - si l’étoile est accessible, un recalage de l’étoile sélectionnée au centre du viseur stellaire, une mesure par le dispositif de navigation des coordonnées horizontales de l’étoile visée par le viseur stellaire après recalage, et un enregistrement de l’instant de mesure, des coordonnées horizontales recalées ainsi mesurées, des coordonnées équatoriales associées et des coordonnées géographiques du viseur à l’instant de mesure. Procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule selon l’une des revendications 7 ou 8, dans lequel la mesure par le dispositif de navigation des coordonnées horizontales de l’étoile visée par le viseur stellaire après recalage est réalisée pendant 5 secondes. Procédé de correction de dérive d’un dispositif de navigation d’un véhicule selon l’une des revendications 7 à 9, dans lequel le dispositif de navigation comprend un système de positionnement par satellites.