FR 2653875 A1 19910503 FR 9012879 A 19901018 L'invention concerne un procédé de détermination de position d'un engin par acquisition et identification d'étoiles, utilisant un capteur d'étoiles guidé par l'engin, qui dispose d'une optique et d'un dispositif de cellules photo-électriques bidimensionnel définissant son champ de vision, situé dans le plan focal de l'opti- que, et un catalogue d'étoiles contenant les positions d'un certain nombre d'étoiles par rapport à un système de coordonnées centré dans le système solaire, dans lequel au moins trois étoiles sont sélectionnées, dont l'une est définie comme étoile directrice. La position d'un engin, en particulier d'un satel- lite, par rapport à un système de coordonnées fixes dans l'espace devrait en permanence être connue avec préci- sion pour le parfait accomplissement de sa mission. C'est manifestement le cas, lorsque des systèmes d'antenne, des télescopes ou des capteurs d'étoiles doi- vent être dirigés avec précision sur certaines zones cibles. Par ailleurs, des manoeuvres liées à une modifi- cation de la position ou de l'orientation du satellite dans le système de coordonnées fixes doivent être fré- quemment exécutées. Des rotations de ce type peuvent être exécutées à l'aide des systèmes de tuyères disposés sur l'engin, par modification de la vitesse de rotation de volants d'inertie embarqués ou par l'action de moments magnétiques produits dans le satellite au moyen de champs magnétiques externes. Les angles de rotation autour des trois axes du système de coordonnées fixes du satellite peuvent être mesurés par exemple à l'aide de gyroscopes de haute précision. Ainsi est-il possible, à partir d'une position de départ ou d'une orientation de départ connue avec précision, de déterminer la nouvelle position souhaitée obtenue à la fin du mouvement de rotation. Toutefois cette détermination de la position comporte toujours certaines erreurs, qui dépendent en particulier de la précision des appareils de mesure uti- lisés. Pour déterminer des erreurs de position de ce type, c'est-à-dire des écarts entre la nouvelle position effectivement obtenue et la nouvelle position souhaitée, on peut utiliser des capteurs d'étoiles. Ceux-ci sont montés fixement sur l'engin et disposent le plus souvent d'une optique, à l'aide de laquelle une portion de sur- face relativement faible du firmament est reproduite sur un dispositif de cellules photo-électriques, par exemple un réseau CCD deux dimensions. De par la disposition des cellules photo-électriques de préférence à angle droit ou en carré dans le champ focal de l'optique, le champ de vision du capteur d'images est défini. Celui-ci est par exemple de l'ordre de 5 x 5 . On sait ainsi, lors- que l'engin est positionné avec précision, quelle por- tion de la sphère céleste apparaît dans le champ de vision du capteur d'étoiles, c'est-à-dire quelles étoi- les sont reproduites sur le dispositif de cellules photo-électriques. On peut ainsi prévoir quelles étoiles parmi les plus brillantes dans le champ de vision con- cerné, lorsque l'engin est positionné avec précision, devraient apparaître à telle position théorique dans le champ de vision ou le dispositif de cellules photo- électriques. Un système de coordonnées à deux dimen- sions, c'est-à-dire en général un système de coordonnées orthogonales, dont l'origine est située de préférence au centre du champ de vision, peut être associé au champ de vision ou à la surface du système de cellules photo- électriques. Par mesure des positions d'étoiles connues dans le champ de vision correspondant du capteur d'étoi- les et par comparaison avec les positions théoriques pré-calculées de ces étoiles, on peut déterminer l'erreur de position effective par rapport à la nouvelle position souhaitée de l'engin à la fin du mouvement de rotation. Il est courant de sélectionner un certain nombre d'étoiles parmi la multitude des étoiles fixes connues et de les regrouper dans un catalogue d'étoiles, la sélection pouvant être opérée suivant des critères spé- ciaux en fonction de la mission considérée. Ces étoiles répertoriées doivent se situer, en ce qui concerne leur spectre de radiation, au moins partiellement dans la plage de sensibilité du système de cellules photo- électriquesr elles doivent avoir une brillance minimale qui doit être aussi constante que possible, leur posi- tion dans la sphère céleste ne doit pas varier et elles doivent être à une distance suffisante pour pouvoir être reproduites sous forme de points. Pour un catalogue d'étoiles de ce type on peut choisir un système de coor- données fixes dans l'espace qui est centré dans le sys- tème solaire, c'est-à-dire par exemple sur le centre du soleil ou sur le centre de la Terre. Le catalogue d'étoiles contient alors les coordonnées correspondantes par rapport au système de coordonnées fixes dans l'espace ainsi que la brillance (magnitude) de l'étoile. Dans la pratique, on ne choisit dans la mesure du possi- ble que les étoiles les plus brillantes, ceci pouvant encore dépendre cependant de quelles portions de la sphère céleste doivent entrer dans le champ de vision du capteur d'étoiles en fonction de la mission particu- lière. Ces portions peuvent être très différentes du point de vue de la densité d'étoiles. Un procédé du type mentionné, dans lequel il est fait usage d'un capteur d'étoiles et d'un catalogue d'étoiles, et dans lequel au moins trois étoiles sont sélectionnées dans le catalogue d'étoiles, dont une est définie comme étoile directrice, est connu par le docu- ment US-PS 4 680 718. Il est supposé dans ce document que l'orientation du satellite n'est pas connue ou n'est connue que de façon très imprécise. Il n'est donc pas possible de prévoir quelles étoiles entreront dans le champ de vision du capteur d'étoiles. Le catalogue d'étoiles contient un certain nombre d'étoiles de réfé- rence, ainsi que pour chacune des étoiles de référence certaines grandeurs pour différentes combinaisons de trois étoiles auxquelles appartient chaque fois l'étoile de référence. Ces grandeurs sont la somme des brillances des trois étoiles concernées ainsi que la surface du triangle qu'elles définissent entre elles. Ces mêmes grandeurs sont calculées chaque fois pour différentes combinaisons de trois étoiles des étoiles entrant dans le champ de vision du capteur d'étoiles, et comparées à celles stockées dans le catalogue d'étoiles. Il s'agit d'un procédé très compliqué, qui exige beaucoup d'espace mémoire et de temps de calcul, étant donné que l'orien- tation du satellite peut être quelconque et que de ce fait l'ensemble des informations du capteur d'étoiles et l'ensemble des informations stockées dans le catalogue d'étoiles sont prises en compte. Par le document DE-OS 14 48 564 on connaît un pro- cédé pour l'identification des étoiles dans les véhicu- les spatiaux, qui, lui aussi, part de l'hypothèse que l'orientation d'origine du satellite est pratiquement inconnue. Des capteurs d'étoiles avec des champs de vision très étendus, par exemple avec des diamètres d'environ 44 , sont alors utilisés. Environ 200 étoiles et autant d'images d'étoiles sont stockées. Au moins cinq étoiles doivent être toujours visibles dans le champ de vision du capteur d'étoiles, indépendamment de l'orientation du satellite. Après positionnement du satellite sur une étoile visible environ au centre du champ de vision du capteur d'étoiles, la dite étoile centrale, on détermine les distances entre cette étoile et les autres étoiles visibles, et on recherche d'autres constellations avec les mêmes distances dans le catalo- gue d'étoiles. Le cas échéant, on utilise en plus les écarts angulaires et les brillances des étoiles obser- vées. Dans ce cas également, l'exploitation des informa- tions du capteur d'étoiles est très compliquée, étant donné que, au début, l'orientation du satellite n'est pas connue ou n'est connue que de façon très imprécise. Ainsi, ce procédé est lui aussi mal adapté aux cas dans lesquels l'orientation du satellite est connue de façon vaguement précise avant de déterminer sa position. Lorsqu'on utilise des gyroscopes de haute précision pour la mesure du mouvement de rotation, on procède de la manière suivante pour la mesure des étoiles du cata- logue apparaissant dans le champ de vision du capteur d'étoiles, préalablement à l'acquisition et à l'identi- fication des étoiles: tout d'abord on détermine pour chaque mouvement de rotation à partir d'une position d'origine connue de façon suffisamment précise, quelles étoiles du catalogue doivent apparaître dans le champ de vision du capteur d'étoiles, et dans quelles positions théoriques, à la fin du mouvement de rotation. Avanta- geusement on sélectionne deux de ces étoiles du catalo- gue et on détermine chaque fois une fenêtre autour de leurs positions théoriques, dont les dimensions corres- pondent au double de l'erreur de position maximale res- pective attendue. Cette fenêtre sera généralement rec- tangulaire, de préférence carrée. Avec des gyroscopes de haute précision et une erreur de position maximale attendue faible, cette fenêtre sera si petite qu'en dehors de l'étoile du catalogue sélectionnée, aucune autre étoile de brillance comparable n'y apparaîtra. Une erreur de position a pour conséquence que l'étoile du catalogue est décalée à l'intérieur de la fenêtre par rapport au centre de la fenêtre correspondant à sa posi- tion théorique. A partir de la différence entre la posi- tion réelle mesurée et la position théorique supposée de l'étoile du catalogue, on peut réciproquement en déduire l'erreur de position de l'engin dans les deux dimen- sions. La mesure peut être effectuée de telle manière que, seuls les signaux de sortie des cellules photo- électriques du système de cellules photo-électriques situées à l'intérieur de la fenêtre choisie soient exploités. Par comparaison des signaux de sortie de ces capteurs isolés selon certains procédés, on détermine facilement la position de l'étoile la plus brillante dans la fenêtre. La condition de cette méthode apparemment simple est cependant que des instruments de mesure de haute précision donc très chers, en particulier des gyrosco- pes, doivent être utilisés. Avec des instruments de mesure moins précis, l'erreur de position attendue sera plus importante, et la fenêtre définie autour de la position théorique de l'étoile du catalogue sélectionnée devra être agrandie d'autant, pour que cette étoile apparaisse avec certitude à l'intérieur de la fenêtre. A partir d'une certaine dimension de fenêtre, il est cependant impossible d'éviter que d'autres étoiles de brillance comparable apparaissent dans la fenêtre en plus de l'étoile du catalogue sélectionnée. L'étoile du catalogue sélectionnée ne peut plus alors être identi- fiée de façon simple. Le but de l'invention est de proposer un procédé du type indiqué, qui, d'une part, évite l'utilisation de moyens de mesure de haute précision, donc chers, pour la détermination de l'angle de rotation décrit durant le mouvement de rotation, et, d'autre part, exige un tra- vail de stockage et de calcul aussi faible que possible. Ce but est atteint selon l'invention par le fait que: a) on définit un champ de vision réduit, dont les zones périphériques qui correspondent en largeur à l'erreur de position maximale attendue après la rotation correspondante, ont été supprimées par rapport au champ de vision du capteur d'étoiles, b) les trois étoiles du catalogue sont sélectionnées chaque fois parmi les étoiles qui, pour une orien- tation exacte de l'engin dans la nouvelle position souhaitée, sont attendues dans des positions théo- riques à l'intérieur du champ de vision réduit, c) une fois la nouvelle position atteinte, les posi- tions des étoiles les plus brillantes sont détermi- nées par l'exploitation des signaux de sortie du dispositif de cellules photo-électriques à l'inté- rieur d'une fenêtre à deux dimensions centrée par rapport à la position théorique de l'étoile direc- trice, dont les dimensions correspondent au double de l'erreur de position maximale attendue, d) on détermine l'écart de position d'une première étoile, parmi les étoiles ainsi définies à l'inté- rieur de la première fenêtre, par rapport à la position théorique de l'étoile directrice, e) on détermine pour les deux autres étoiles sélec- tionnées des positions théoriques corrigées, par décalage correspondant à l'écart de position déter- miné par rapport à la position théorique respec- tive, f) on détermine la position de l'étoile la plus bril- lante par exploitation des signaux de sortie du dispositif de cellules photo-électriques à l'inté- rieur d'une deuxième fenêtre à deux dimensions cen- trée par rapport à la position théorique corrigée correspondante, les dimensions des deux deuxièmes fenêtres étant choisies suffisamment petites pour que, compte tenu de la densité d'étoiles dans le champ de vision du capteur d'étoiles, au maximum une étoile de clarté comparable aux étoiles du catalogue soit présente chaque fois, g) on détermine les écarts des positions des deux étoiles les plus brillantes ainsi déterminées, entre elles et par rapport à la position de la pre- mière étoile, et on les compare aux écarts corres- pondants entre les positions théoriques connues, h) en cas de concordance entre les écarts comparés entre eux, on détermine l'erreur de position de l'engin à partir de la différence entre les posi- tions des deux étoiles les plus brillantes dans les deux deuxièmes fenêtres et les positions théoriques respectives des deux autres étoiles du catalogue, i) en cas de non concordance entre les écarts comparés entre eux, on exécute les phases d) à h) sur la base d'une autre étoile parmi les étoiles définies à l'intérieur de la première fenêtre. Un exemple de réalisation de l'invention est décrit ci-dessous à l'aide des dessins annexes. La Figure représente de façon schématique le champ de vision 1 d'un capteur d'étoiles avec un système de coordonnées x/y correspondant. Celuici est quadratique dans l'exemple de réalisation présenté, mais peut égale- ment être par exemple orthogonal. Le champ de vision 1 est donné par les dimensions d'un système de cellules photo-électriques placé dans le champ focal de l'optique du capteur d'images. Il s'agit de préférence d'un réseau CCD plan, composé de cellules photo-électriques dispo- sées l'une contre l'autre en lignes et en colonnes ser- rées. Par exemple 288 x 385 cellules photo-électriques isolées représentant chacune une surface de 0,022 x 0,022 mm2 sont disposées l'une derrière l'autre dans les deux directions x et y. Au total le réseau CCD a une dimension de 6,3 x 8,5 mm2. Cela correspond, pour une focale de 82,6 mm de l'optique, à un angle de 5,9 x 4,4 pour le champ de vision. L'erreur de position Ox et ay maximale attendue à la fin du mouvement de rotation, qui dépend de la qualité des instruments de mesure uti- lisés ainsi que de la durée et de la vitesse angulaire de ce mouvement de rotation, est généralement la même dans les directions x et y. On peut donc définir à par- tir des bords du champ de vision 1 des zones périphéri- ques, dont la largeur correspond à cette erreur de posi- tion cx et ûy maximale attendue. Il en résulte un champ de vision réduit 2, dont la surface est réduite par rap- port au champ de vision 1. On sélectionne alors trois étoiles du catalogue qui, pour un positionnement exact de l'engin dans la position nouvelle souhaitée, devraient apparaître dans des positions théoriques 3, 4 et 5 à l'intérieur du champ de vision 2 réduit. L'une d'entre elles, par exem- ple l'étoile située dans la position théorique 3, est définie comme étoile directrice. Le choix de ces trois étoiles du catalogue peut être fait avant même le début de la mission de l'engin, lorsqu'on planifie à quel moment et dans quel but l'engin doit prendre une cer- taine orientation. Par exemple, on peut souhaiter posi- tionner un satellite portant un télescope de telle manière que celui-ci soit dirigé sur une certaine région du firmament. On peut également déterminer à l'avance quelle portion du firmament devra apparaître dans le champ de vision du capteur d'étoiles. La sélection des trois étoiles du catalogue dans le champ de vision réduit conformément aux critères mentionnés ci-dessus peut alors être opérée de telle manière, que ces étoiles se distinguent bien de leur environnement par leur bril- lance et forment de plus une configuration géométrique parfaitement reconnaissable. Une telle configuration d'étoiles sélectionnées peut être stockée dans une mémoire embarquée à bord de l'engin pour chaque nouvelle orientation prévue de l'engin. Le nombre de trois étoi- les du catalogue sélectionnées est le nombre minimum nécessaire pour l'application du procédé selon l'inven- tion, mais on peut sélectionner quatre étoiles du cata- logue ou plus à l'intérieur du champ de vision réduit. Cela permet de réduire encore le risque d'erreur, déjà très faible en soi. Lorsque la nouvelle position de l'engin est atteinte, on détermine les positions 7, 8 et 9 par exem- ple des trois étoiles les plus brillantes, par exploita- tion des signaux de sortie du système de cellules photo- électriques à l'intérieur d'une première fenêtre 6, dont les dimensions sont égales au double de l'erreur de position maximale attendue. La fenêtre 6 est centrée sur la position théorique 3 de l'étoile directrice, et ses bords sont avantageusement parallèles aux deux axes de coordonnées x et y. Dans le cas o les erreurs de posi- tion sont identiques dans les deux directions, la pre- mière fenêtre 6 sera carrée, avec une longueur de côté 2cx, qui est égale au double de l'erreur de position sx maximale attendue. De cette manière on obtient que l'étoile directrice apparaisse avec certitude dans la première fenêtre 6, malgré l'erreur de position. La détermination des étoiles les plus brillantes à l'inté- rieur de la fenêtre 6 doit être faite de telle manière, que l'étoile directrice soit systématiquement parmi celles-ci. Celle-ci a été choisie dès le début, de manière qu'elle soit la plus brillante dans la région considérée, ou au moins qu'elle compte parmi les plus brillantes. En général il suffira de définir les posi- tions 7, 8 et 9 des trois étoiles les plus brillantes dans la première fenêtre 6. La détermination des étoiles les plus brillantes à l'intérieur de la fenêtre 6 pourra également être opérée de telle manière, qu'on recherche tout d'abord, au cours de trois phases de recherche successives, l'étoile la plus brillante, l'étoile retenue au cours de la phase de recherche écoulée ne pouvant plus être prise en considé- ration dans la phase de recherche suivante. On détermine donc successivement, par ordre de brillance décrois- sante, les trois étoiles les plus brillantes à l'inté- rieur de la fenêtre 6, celles-ci pouvant être les repè- res 7, 8 et 9 déjà mentionnés plus haut. On poursuit alors en divisant la première fenêtre 6 en quatre fenê- tres carrées plus petites 6a-6d, qui correspondent cha- cune à un quart de la première fenêtre 6. On détermine pour chacune de ces fenêtres plus petites 6a-6d l'étoile la plus brillante, mais en ne tenant pas compte de la fenêtre plus petite 6a-6d dans laquelle apparaît l'étoile la plus brillante déterminée précédemment. Sup- posons qu'il s'agit ici de la fenêtre 6c, dans laquelle se trouve le repère 7 déterminée précédemment, qui cor- respond dans l'ensemble à l'étoile la plus brillante dans la première fenêtre 6. Les étoiles déterminées de cette manière dans les autres petites fenêtres 6a, 6b et 6d sont représentées dans les positions 10, 11 et 12. La détermination de ces trois positions 10 à 12 supplémentaires devient superflue lorsque l'étoile directrice, comme nous allons le voir dans la suite de la méthode, se trouve déjà parmi les étoiles correspon- dant aux premières trois positions 7 à 9 définies. On détermine maintenant l'écart de position d'une première étoile à l'intérieur de la première fenêtre 6 par rapport à la position théorique 3 de l'étoile direc- trice, en prenant comme hypothèse provisoire que cette première étoile est l'étoile directrice. La position théorique 3 de l'étoile directrice est connue d'emblée et les coordonnées de position de l'étoile la plus bril- lante déterminée sont introduites immédiatement après leur détermination dans une mémoire se trouvant à bord de l'engin, d'o elles peuvent être appelées pour exploitation par un calculateur se trouvant également à bord. Par exemple on calcule d'abord, à partir des coor- données de l'étoile la plus brillante déterminée (posi- tion 7) et de la position théorique 3 de l'étoile direc- trice, la différence entre les deux positions (écart de position) dans les deux dimensions x et y. On détermine ensuite, à partir de l'écart de posi- tion ainsi déterminé, par décalage correspondant par rapport aux positions théoriques 4 et 5 les positions théoriques 13 et 14 corrigées pour les deux autres étoi- les du catalogue sélectionnées. Après cela on détermine par exploitation des signaux de sortie du système de cellules photo-électriques à l'intérieur d'une deuxième fenêtre 15 et 16 à deux dimensions centrée par rapport à la position théorique 13 et 14 corrigée respective, la position de l'étoile la plus brillante. La dimension des deux deuxièmes fenêtres 15 et 16 est choisie suffisam- ment petite, pour que compte tenu de la densité d'étoi- les présentes dans le champ de vision 1 du capteur d'étoiles, au maximum une étoile de brillance comparable à une étoile du catalogue apparaisse chaque fois. Les étoiles les plus brillantes dans les deux deuxièmes fenêtres 15 et 16 occupent les positions 17 et 18. On détermine alors les distances des positions 17 et 18 des deux étoiles les plus brillantes déterminées dans les deuxième fenêtres 15 et 16 l'une par rapport à l'autre et par rapport à la position 7 de la première étoile, et on les compare aux distances respectives entre les positions théoriques 4, 5 et 3 connues. Ceci est effectué de préférence par le calculateur embarqué à bord de l'engin, en appelant les coordonnées des posi- tions théoriques mentionnées présentes dans la mémoire. En cas de concordance entre les écarts comparés entre eux, on peut en conclure que la première étoile déterminée à l'intérieur de la première fenêtre 6 est effectivement l'étoile directrice recherchée, étant donné qu'elle forme avec les étoiles déterminées dans les deuxièmes fenêtres 15 et 16, exactement la constel- lation géométrique correspondant aux trois étoiles du catalogue sélectionnées (positions théoriques 3, 4 et ). Dans l'exemple présent cette condition n'est pas remplie, étant donné que les positions 17, 18 et 7 déterminées ne correspondent pas à la configuration géo- métrique des positions théoriques 4, 5 et 3 des trois étoiles du catalogue sélectionnées. Dans ce cas de non concordance entre les distances comparées entre elles, on choisit parmi les étoiles (positions 7 à 9 ou en complément 10 à 12) à l'intérieur de la première fenêtre 6, une autre étoile différente de la position 7, dont on suppose qu'elle est l'étoile directrice. Avantageusement on procédera ici par ordre de brillance décroissante. Supposons qu'il s'agit, pour cette deuxième étoile par ordre de brillance à l'inté- rieur de la fenêtre 6, de l'étoile représentée dans la position 8. Partant de cette position 8, on détermine à nouveau son écart de position par rapport à la position théori- que 3 de l'étoile directrice, puis on déduit les nouvel- les positions théoriques 19 et 20 corrigées pour les positions théoriques 4 et 5 des deux autres étoiles du catalogue, conformément à cet écart de position. On positionne autour de celles-ci de nouveau les deuxièmes fenêtres 21 et 22, à l'intérieur desquelles on détermine chaque fois l'étoile la plus brillante. Si l'étoile cor- respondant à la position 8 est effectivement l'étoile directrice, les étoiles les plus brillantes déterminées dans les deuxième fenêtres 21 et 22 se trouvent approxi- mativement au centre des fenêtres, c'est-à-dire dans les positions 19 et 20. La comparaison des écarts entre les positions 19 et 20 entre elles, ainsi que par rapport à la position 8, fait apparaître une concordance avec les écarts correspondants des positions théoriques 4, 5 et 3. On a trouvé dans ce cas, avec les positions 19, 20 et 8, les trois étoiles du catalogue recherchées. L'écart de position de l'engin peut être alors déterminé à par- tir de la différence des positions 19 et 20 déterminées des deux étoiles les plus brillantes à l'intérieur des deux deuxièmes fenêtres 21 et 22 par rapport aux posi- tions théoriques correspondantes 4 et 5 des deux autres étoiles du catalogue, qui ne sont pas l'étoile direc- trice. Naturellement cette erreur de position peut éga- lement être déterminée à partir de l'écart de position entre la position 8 réelle et la position théorique 3 de l'étoile directrice. Dans le cas o la deuxième étoile déterminée (posi- tion 8) à l'intérieur de la première fenêtre 6 n'est pas encore l'étoile directrice, le procédé décrit doit être recommencé sur la base d'une nouvelle étoile déterminée à l'intérieur de la première fenêtre 6. Le procédé selon l'invention permet de procéder, avec une grande rapidité et une grande fiabilité, à l'acquisition d'étoiles et à l'identification d'étoiles au moyen de capteurs d'rétoiles pour la détermination des erreurs de position de l'engin apparaissant à la suite de mouvements de rotation. Pour cela, seules des zones relativement petites du champ de vision total du capteur d'étoiles sont prises en considération pour l'exploita- tion par le calcul des signaux de sortie du système de cellules photo-électriques. Il n'est donc pas nécessaire d'analyser l'information de l'image de l'ensemble du champ de vision, à l'intérieur duquel se trouve une constellation d'étoiles correspondant à celle des trois étoiles du catalogue sélectionnées. Le procédé permet par ailleurs d'atteindre l'objectif avec des instruments de mesure, en particulier des gyroscopes, pour la déter- mination de l'angle de rotation résultant du mouvement de rotation, dont la précision ne doit plus nécessaire- ment être très élevée. Des erreurs de position de l'ordre de jusqu'à 1 autour de chaque axe peuvent être admises. L'erreur de position peut cependant être déter- minée avec une grande précision, permettant ainsi une correction de la position correspondante. Pour chaque nouvelle orientation de l'engin, trois étoiles du cata- logue suffisent. REVENDICATION 1. Procédé pour déterminer la position d'un engin par acquisition et identification d'étoiles, utilisant un détecteur d'étoiles guidé par l'engin, qui dispose d'une optique ainsi que d'un dispositif de cellules photo-électriques bidimensionnel placé dans son champ d'image et définissant son champ de vision, et un cata- logue d'étoiles contenant les positions d'un certain nombre d'étoiles par rapport à un système de coordonnées centré dans le système solaire, dans lequel au moins trois étoiles sont sélectionnées, dont l'une est définie comme étant l'étoile directrice, caractérisé en ce qu'une erreur de position éventuelle apparaissant après rotation de l'engin à partir d'une position de départ connue vers une nouvelle position souhaitée, est déter- minée de la manière suivante: a) on définit un champ de vision (2) réduit, dont les zones périphériques, qui correspondent en largeur à l'erreur de position maximale (ex, ay) attendue après la rotation correspondante, ont été suppri- mées par rapport au champ de vision (1) du capteur d'étoiles, b) les trois étoiles du catalogue sont sélectionnées chaque fois parmi les étoiles qui, pour une orien- tation exacte de l'engin dans la nouvelle position souhaitée, sont attendues dans des positions théo- riques (3, 4, 5) à l'intérieur du champ de vision (2) réduit, c) une fois la nouvelle position atteinte, les posi- tions (7, 8, 9, 10, 11, 12) des étoiles les plus brillantes sont déterminées par l'exploitation des signaux de sortie du dispositif de cellules photo- électriques à l'intérieur d'une fenêtre (6) à deux dimensions centrée par rapport à la position théo- rique (3) de l'étoile directrice, dont les dimen- sions correspondent au double de l'erreur de posi- tion (2ax, 2cy) maximale attendue, d) on détermine l'écart de position d'une première étoile (7, 8), parmi les étoiles ainsi définies à l'intérieur de la première fenêtre, par rapport à la position théorique (3) de l'étoile directrice, e) on détermine pour les deux autres étoiles sélec- tionnées des positions théoriques (13, 14; 19, 20) corrigées, par décalage correspondant à l'écart de position déterminé par rapport à la position théo- rique (4, 5) respective, f) on détermine la position (17, 18; 19, 20) de l'étoile la plus brillante par exploitation des signaux de sortie du dispositif de cellules photo- électriques à l'intérieur d'une deuxième fenêtre (15, 16; 21, 22) à deux dimensions centrée par rapport à la position théorique (13, 14; 19, 20) corrigée correspondante, les dimensions des deux deuxièmes fenêtres (15, 16; 21, 22) étant choisies suffisamment petites pour que, compte tenu de la densité d'étoiles dans le champ de vision du cap- teur d'étoiles, au maximum une étoile de clarté comparable aux étoiles du catalogue soit présente chaque fois, g) on détermine les écarts des positions (17, 18; 19, ) des deux étoiles les plus brillantes ainsi déterminées, entre elles et par rapport à la posi- tion (7; 8) de la première étoile, et on les com- pare aux écarts correspondants entre les positions théoriques (4, 5, 3) connues, h) en cas de concordance entre les écarts comparés entre eux, on détermine l'erreur de position de l'engin à partir de la différence entre les posi- tions (19, 20) des deux étoiles les plus brillantes dans les deux deuxièmes fenêtres (21, 22) et les positions théoriques (4, 5) respectives des deux autres étoiles du catalogue, i) en cas de non concordance entre les écarts comparés entre eux, on exécute les phases d) à h) sur la base d'une autre étoile (8) parmi les étoiles défi- nies à l'intérieur de la première fenêtre (6).