FR 2685499 A1 19930625 FR 9213962 A 19921120 L'invention concerne d'une manière générale des capteurs d'objets stellaires, y compris des télescopes, et elle a trait en particulier à un suiveur stellaire lié à champs optiques multiples ayant une lentille d'entrée à grand5 angle. On entend par suiveur stellaire lié un dispositif de navigation inertielle sans cardan, qui est fixé direc- tement, c'est-à-dire lié, à un châssis de véhicule. L'invention concerne aussi un nouveau type de lentilles holographiques dont l'une des applications est une utilisation dans le suiveur stellaire lié décrit. L'alignement d'un système de navigation iner- tielle est essentiel pour que l'on obtienne un comportement précis Normalement, plusieurs modes d'alignement différents15 sont utilisables pour l'opérateur du système suivant l'inter- valle de temps dont on dispose avant que la navigation commence Dans le cas d'un système porté par un aéronef, un jeu typique de modes d'alignement d'un système inertiel à cardans peut comprendre un alignement au sol à une seule20 position, un alignement au sol à deux positions (gyrocompas) et un alignement au sol étendu faisant appel à des orien- tations de plates-formes multiples par rapport à la gravité locale et au vecteur vitesse de rotation de la terre Un alignement à deux positions peut présenter un comportement approprié car il permet un étalonnage des deux décalages gyroscopiques de niveau. Cependant, pour des systèmes de navigation inertielle liés, la précision de l'alignement est plus difficile à obtenir Un cap ne peut être déterminé qu'à la précision de la composante est/ouest effective du décalage gyroscopique de niveau ou bien, inversement, le décalage gyroscopique est/ouest effectif ne peut être établi que d'après la précision permise par le cap d'entrée De plus, des erreurs d'orientation inertielle ont un impact beaucoup plus important sur le comportement d'un système lié de navigation inertielle que sur des systèmes à cardans, car des vitesses totales du corps du véhicule entraînent des erreurs d'inclinaison d'axe et des sensibilités aux défauts d'aligne- ment Il est donc très avantageux que des systèmes liés de5 navigation inertielle utilisent des mesures supplémentaires pour compenser leur manque naturel de souplesse d'étalonnage. Ainsi qu'on peut le voir sur la figure 6, un suiveur stellaire 1 est un auxiliaire d'étalonnage parti- culièrement utile pour renforcer un système inertiel lié 2 par le fait que le suiveur stellaire 1 observe avec précision les erreurs d'alignement du système, y compris des erreurs induites par des manoeuvres du système lié de navigation inertielle Un ensemble à suiveur stellaire et filtre produit des corrections de dérive gyroscopique et de facteurs d'échelle, des corrections de décalage d'accéléromètre, des corrections d'inclinaison, des corrections de vitesse et des corrections de position pour l'unité liée de mesure iner- tielle (UMI) 2 En outre, le suiveur stellaire 1 est auto- nome, ne nécessite pas d'accroître la signature de l'aéronef et n'est pas sensible à un brouillage hostile. Certains suiveurs stellaires classiques compor- tent un télescope qui forme une image d'une région du ciel à tout instant donné Pour voir plusieurs objets stellaires, il est nécessaire de repositionner le télescope Une technique repositionne le télescope ou le champ optique du télescope par rapport au châssis du véhicule Cependant, cette techni- que nécessite un appareil de pointage de précision, tel qu'une plateforme à cardans, qui ajoute au coût et à la complexité du suiveur stellaire et qui peut en outre intro- duire lui-même une erreur de position Un tel télescope positionnable n'est pas considéré comme étant un système suiveur stellaire lié. Le télescope peut également être repositionné par un mouvement du véhicule lui-même Par exemple, le télescope peut être fixé, ou lié, au châssis d'un satellite en même temps que la vitesse orbitale et/ou de rotation du satellite est utilisée pour l'acquisition de différentes étoiles Bien que convenant à une utilisation dans certains types d'appli- cations à des satellites et des missiles, cette dernière5 technique ne peut généralement pas être appliquée à un aéronef, en particulier un aéronef à grande vitesse, cir- culant dans l'atmosphère. On connaît également des suiveurs stellaires liés qui utilisent plusieurs télescopes plus petits pointés chacun sur une zone différente du ciel Un inconvénient de ce type de système est que l'ouverture d'entrée effective, pour une dimension et un poids donnés du suiveur stellaire, est divisée entre les divers télescopes Par conséquent, chacune des ouvertures d'entrée de télescope est plus petite que15 celle d'un télescope unique d'ouverture équivalente et l'aptitude à rassembler la lumière et la sensibilité du système sont donc compromises. Un objet de l'invention est donc de procurer un suiveur stellaire lié ayant un télescope qui observe simul- tanément plusieurs régions du ciel. Un autre objet de l'invention est de procurer un suiveur stellaire lié ayant un télescope qui utilise, en tant que lentille d'entrée, une lentille holographique à champs optiques multiples. Un autre objet de l'invention est de procurer un suiveur stellaire lié ayant un télescope qui utilise un élément optique holographique positif simple ou un élément optique holographique positif à champs optiques multiples à une ouverture d'entrée, et qui corrige une aberration chromatique induite par l'élément optique holographique positif avec un ou plusieurs éléments holographiques néga- tifs. Les problèmes précédents sont résolus et les objets de l'invention sont réalisés par un suiveur stellaire destiné à générer une information angulaire pour un véhicule qui, conformément à l'invention, comprend un télescope holographique ayant des champs optiques multiples pour former des images d'objets stellaires et d'autres corps célestes, y compris le soleil et les planètes.5 Un suiveur stellaire destiné à générer une information de position pour un véhicule comprend un téles- cope holographique ayant des champs optiques multiples pour former simultanément une image de plusieurs objets stellaires et d'autres corps célestes Le télescope comprend plusieurs détecteurs de rayonnements et une ou plusieurs ouvertures d'entrée définies chacune par une surface de réception de rayonnement d'un élément optique holographique primaire (EOH) ayant une puissance positive L'élément EOH primaire focalise un ou plusieurs fronts d'ondes qui sont ensuite appliqués à un ou plusieurs EOH secondaires ayant chacun une puissance négative Chacun des éléments EOH secondaires applique une correction chromatique de façon à corriger une aberration chromatique induite par l'élément optique holographique primaire Dans une forme de réalisation de l'invention, chacun des éléments optiques holographiques secondaires présente une surface réfléchissante concave destinée à produire, dans son foyer, une image d'un objet stellaire ayant reçu une correction chromatique Une lentille de champ chromatique est interposée à chaque foyer de l'élément optique holographique primaire et travaille de façon à amener des rayons lumineux divergeant depuis un point unique sur l'élément optique holographique primaire à un point unique sur l'élément optique holographique secondaire associé afin que la même valeur de correction chromatique soit ajoutée à chaque rayon. Des formes de réalisation symétriques, sur axe, et des formes de réalisation non symétriques, hors axe, de l'invention sont décrites, de même que des formes de réalisa- tion dans lesquelles 1 'élément optique holographique primaire comporte un élément de focalisation ou comporte plusieurs éléments de focalisation enregistrés en lui. Il est également décrit une forme de réalisation à télescope de Schmidt selon l'invention ayant un miroir sphérique concave et une plaque correctrice placée au centre de courbure du miroir sphérique La plaque correctrice comprend un élément optique holographique destiné à corriger une aberration sphérique du miroir sphérique Un détecteur de rayonnement est placé en un plan focal du miroir sphérique concave Au moins un miroir de renvoi peut également être placé entre le miroir sphérique concave et la plaque cor- rectrice Dans une autre forme de réalisation, plusieurs miroirs sphériques concaves sont utilisés avec une plaque correctrice holographique à champs optiques multiples, plusieurs hologrammes étant enregistrés dans la plaque correctrice pour corriger l'aberration sphérique de chacun des miroirs sphériques. L'invention sera décrite plus en détail en regard des dessins annexés à titre d'exemples nullement limitatifs et sur lesquels: la figure 1 est une vue en coupe transversale d'un hologramme de volume disposé sur un substrat transparent pour diriger plusieurs faisceaux d'entrée sur plusieurs détecteurs; la figure 2 montre deux hologrammes de volume dans un agencement en série qui réalise une correction d'aberration et présente une efficacité de diffraction et une puissance optique élevées pour un faisceau optique d'entrée; la figure 3 montre une forme de réalisation de l'invention dans laquelle un suiveur stellaire comporte un télescope qui comprend un élément à lentille d'entrée optique holographique; la figure 4 a est une vue simplifiée de la forme de réalisation de la figure 3 o de la lumière est dirigée sur plusieurs détecteurs à éléments multiples; la figure 4 b montre une vue simplifiée d'une variante de la forme de réalisation de la figure 3 dans laquelle de la lumière est dirigée sur un seul détecteur à éléments multiples; la figure 5 a montre une vue en coupe transversale simplifiée d'une lentille sphérique monocentrique; la figure 5 b montre plus en détail une vue en coupe d'une lentille sphérique monocentrique disposée à proximité immédiate d'un plan focal pour focaliser sur celui-10 ci un rayonnement incident; la figure 6 est un schéma fonctionnel montrant un suiveur stellaire et un filtre couplés à une unité de navigation inertielle; les figures 7 a et 7 b illustrent le dimension- nement et la poursuite à l'aide d'un sous-ensemble rectan- gulaire de pixels d'un réseau de dispositifs à couplage de charges; la figure 8 est un schéma fonctionnel simplifié montrant une forme de réalisation actuellement préférée d'un suiveur stellaire lié comprenant un processeur de suiveur stellaire et des dispositifs associés; la figure 9 a illustre un élément holographique positif (EOH) ayant une aberration chromatique qui provoque la focalisation de la lumière rouge en un point différent de celui de la lumière bleue; la figure 9 b illustre un élément optique hologra- phique négatif ayant aussi une aberration chromatique qui provoque la focalisation de la lumière rouge en un point différent de celui de la lumière bleue; la figure 9 c illustre le fonctionnement d'un élément optique holographique négatif à conjugués finis pour un front d'ondes sphérique convergent; la figure 9 d illustre un élément optique hologra- phique positif, un élément optique holographique négatif et un objectif de champ achromatique interposé entre eux; la figure 9 e illustre une forme de réalisation de l'invention dans laquelle l'élément optique holographique négatif de la figure 9 d comporte un objectif de formation d'image achromatique adjacent à une seconde surface de cet5 élément pour produire une image réelle achromatique; la figure 9 f illustre des propriétés optiques d'un élément optique holographique réfléchissant concave ayant un rayon (r); la figure 9 g illustre une forme de réalisation à symétrie centrale sur l'axe de l'invention qui comprend un miroir plan incliné d'un angle par rapport à un axe passant à travers un élément optique holographique positif et un élément optique holographique réfléchissant concave; la figure l Oa illustre une forme de réalisation à symétrie non centrale d'un télescope holographique; la figure lob illustre une autre forme de réalisation d'un télescope holographique à symétrie non centrale ayant plusieurs champs optiques; la figure lla est une vue de dessus, la figure llb est une vue en coupe transversale suivant la ligne b-b de la figure lla, et la figure llc est une vue en élévation montrant quatre des télescopes holographiques de la figure lob conditionnés ensemble dans un télescope compact à champs optiques multiples; la figure 12 montre un télescope de Schmidt de l'art antérieur; la figure 13 a montre un télescope de Schmidt holographique simple à désaxement; la figure 13 b montre un télescope de Schmidt multiplexé à champ large; les figures 14 a et 14 b sont des vues en coupe montrant chacune une forme de réalisation d'un télescope de Schmidt holographique qui comprend des miroirs de renvoi; la figure 15 est une vue en perspective d'un télescope holographique à champ large ayant trois télescopes de Schmidt holographiques travaillant chacun à un même angle d' incidence; la figure 16 illustre un procédé de réalisation d'un élément holographique; la figure 17 a montre un assemblage d'éléments optiques holographiques utilisé pour produire une image finale achromatique à l'aide d'un miroir sphérique concave; et la figure 17 b montre un assemblage d'éléments optiques holographiques à désaxement utilisé pour produire une image finale achromatique à l'aide d'un miroir sphérique concave. La figure 1 montre en coupe un objectif hologra- phique 10 constitué d'un substrat 12 qui est transparent aux longueurs d'ondes de travail de l'objectif et sur une surface duquel est disposé un hologramme de volume 14 L'hologramme de volume 14 est fabriqué par une méthodologie connue de façon à contenir, par exemple, deux hologrammes à l'intérieur du même volume, permettant ainsi, conformément à l'invention, une observation simultanée de deux zones séparées du ciel. Deux faisceaux incidents (A, B) contiennent des longueurs d'ondes de rayonnement différentes si cela est souhaité. L'hologramme de volume 14 peut être constitué, par exemple, d'une gélatine bichromatée, d'un halogénure d'argent ou d'un photopolymère; un procédé de fabrication de tels hologrammes de volume est connu dans la technique Les deux faisceaux d'entrée sont représentés comme étant focalisés sur deux détecteurs 16 a et 16 b En pratique, les détecteurs 16 a et 16 b comprennent chacun des détecteurs à réseaux d'éléments multiples à semiconducteurs tels que des détecteurs du type à dispositifs à couplage de charges (CCD) ou du type à dispositifs à injection de charges (CID) Bien que deux de ces détecteurs soient représentés sur la figure 1, chacun recevant l'un des faisceaux, on peut réaliser qu'un seul réseau détecteur peut être utilisé, les faisceaux d'entrée étant focalisés chacun sur une zone différente du réseau En variante et comme montré sur la figure 4 b, les deux faisceaux peuvent être multiplexés sur un seul détecteur de rayon- nement Pour certaines applications, étant donné que les5 étoiles sont largement dispersées, il peut être avantageux de focaliser directement différentes zones du ciel en même temps sur un détecteur Le processeur ( 110 sur la figure 8) possède suffisamment d'informations pour séparer les images des étoiles En pratique, dans le cas d'une application à un suiveur stellaire lié, la séparation angulaire entre les deux faisceaux est d'environ 500 pour que l'on obtienne une précision de position demandée pour l'étalonnage d'un système de navigation inertielle, et les objectifs d'observation et les hologrammes décrits pour être utilisés dans la présente demande sont ainsi réalisés. Plusieurs hologrammes de volume, comme montré sur la figure 1, peuvent être superposés, chacun conservant une fonctionnalité indépendante pourvu qu'il y ait une séparation angulaire suffisante entre chaque faisceau de rayonnement arrivant Etant donné que l'épaisseur de l'hologramme détermine l'angle de collection, un faisceau ayant un angle d'incidence au-delà de l'angle de collection n'est pas affecté Par conséquent, le rayonnement d'une étoile dirigé sur un détecteur particulier n'est pas affecté par un passage à travers un hologramme de volume adjacent pourvu que l'hologramme adjacent possède un angle de collection dif- férent Un rayonnement en dehors de l'angle de collection passe à travers l'hologramme comme s'il s'agissait d'un simple morceau de verre. En référence à la figure 2, on peut voir que plusieurs hologrammes peuvent être disposés en un agencement en série pour établir une correction d'aberration, une grande efficacité de diffraction et une puissance optique pour un faisceau optique Le système optique 20 montré sur la figure 2 comprend un premier élément 22 constitué d'un substrat 24 et d'un hologramme de volume 26 et il comprend aussi un second élément 28 constitué d'un substrat 30 et d'un holo- gramme de volume 32 Comme on peut le voir, l'élément 22 ne possède aucune puissance optique alors que l'élément 28 possède une certaine puissance et focalise le faisceau d'entrée De plus, juste avant le foyer, un élément réfrin- gent classique 34, obtenu par une méthodologie connue, peut également être ajouté pour minimiser encore l'aberration. L'addition des hologrammes multiples et/ou des éléments réfringents produit un foyer sur une large bande de longueurs d'ondes. Conformément à l'invention, l'objectif hologra- phique ou autre moyen de visée à décrire est fixé au corps 35 du véhicule, par exemple en étant monté dans une position fixe dans une fenêtre de visée ou d'observation placée sur le dessus du véhicule. Un tel système optique à deux éléments peut en outre être utilisé pour constituer un objectif d'entrée d'un télescope, comme décrit ci-dessous. En référence à présent à la figure 3, il est montré un télescope 40 à champs optiques multiples réalisé conformément à l'invention et formant une partie d'une forme de réalisation d'un suiveur stellaire lié 41 Le télescope 40 est monté en arrière d'une fenêtre 42 qui est habituellement fixée à un véhicule transportant le télescope 40 Un filtre 44, couplé optiquement à la fenêtre 42, sert à éliminer par filtrage des longueurs d'ondes autres que les longueurs d'ondes auxquelles on s'intéresse afin de minimiser la lumière de fond, les aberrations des lentilles et l'échauffe- ment du détecteur Le filtre peut être fixé à l'un quelconque des éléments optiques ou en faire partie intégrante Un objectif d'entrée 45 du télescope 40 comprend une première lentille holographique 45 a et une seconde lentille hologra- phique 45 b La lentille 45 a comprend un substrat transparent 46, le substrat 46 ayant, sur une première surface ou surface supérieure, un premier hologramme de volume 48 et sur une seconde surface, ou surface inférieure, un second hologramme de volume 50 Les hologrammes de volume 48 et 50 peuvent comprendre chacun deux ou plus de deux éléments holographi-5 ques disposés à l'intérieur d'un film constitué, par exemple, d'une gélatine bichromatée, d'un halogénure d'argent, d'un photopolymère ou d'une autre émulsion photosensible. La lentille 45 b, montée en série avec la lentille a, comprend un substrat transparent 52 dont la surface supérieure présente un troisième hologramme de volume 54 et dont la surface inférieure présente un quatrième hologramme de volume 56 L'écartement entre les lentilles 45 a et 45 b est exagéré sur la figure 3 pour plus de clarté En réalité, les lentilles peuvent être très rapprochées ou en contact. 15 Il convient de noter que les deux lentilles holographiques 45 a et 45 b du télescope 40 de la figure 3 sont similaires à celles montrées sur la figure 2 o les lentilles agissent de façon à focaliser le faisceau et à produire des corrections d'aberration Dans les cas o un objet est20 éclairé par une source de lumière monochromatique (telle qu'un faisceau laser), un seul élément de lentilles hologra- phiques, comme illustré sur la figure 1, peut alors focaliser le faisceau. La seconde lentille holographique 45 b focalise chacun des faisceaux de rayons sur un détecteur associé 58, chaque détecteur associé 58 comprenant habituellement un réseau de dispositifs à couplage de charges (CCD) Bien que quatre détecteurs CCD 58 soient montrés sur la figure 3, il convient de noter qu'on peut en utiliser davantage ou moins. En outre, pour simplifier le dessin, seuls deux faisceaux A et B sont montrés sur la figure 3, bien qu'un plus grand nombre de faiscaux soient aisément observés par le télescope de l'invention Chacun des détecteurs 58 est couplé à un multiplexeur électrique 60 qui extrait séquentiellement les signaux de sortie des détecteurs CCD sous un ordre provenant d'un dispositif de commande, tel qu'un calculateur 62. Conformément à un algorithme approprié 64 de réduction de données, le calculateur 62 travaille de façon à commander le multiplexeur 60 pour lire les données des réseaux, déterminer5 les positions des étoiles, calculer les données du centroïde lié aux étoiles et transmettre ensuite des données de position à une unité 66 de navigation L'unité 66 de naviga- tion comprend des gyroscopes, tels que des gyroscopes à laser en anneau ou des gyroscopes à fibre optique, des accéléro- mètres et des mécanismes de commande associés Des mises à jour de position des étoiles sont produites à partir de l'algorithme 64 de réduction de données pour mettre à jour la position ou l'inclinaison de l'unité 66 de navigation Le calculateur 62 reçoit donc une information de position projetée mise à jour à utiliser dans le guidage du véhicule. On peut voir que le télescope 40 fonctionne à la façon de plusieurs télescopes ayant une grande ouverture commune par le fait que l'élément à objectif optique hologra- phique d'entrée lui fournit de multiples champs optiques. Différentes sources observées par le télescope 40 peuvent être séparées d'angles dépassant 90 , les champs optiques individuels étant déterminés par les longueurs focales effectives et par la dimension du réseau de détecteurs La qualité de l'image est limitée au voisinage de la diffrac- tion, l'ouverture dégagée entière étant utilisée pour toutes les sources, de telle sorte que l'on obtient d'excellents rendements de collection Les détecteurs 58 à réseau CCD individuels sont en général rapidement balayés par le multiplexeur 60 de sorte que les champs optiques individuels sont également balayés d'une manière relativement rapide. Evidemment, si cela est souhaité, chacun des détecteurs 58 pourrait être pourvu d'un moyen de commande séparé 62 pour réaliser un fonctionnement sensiblement en parallèle avec les autres détecteurs 58. La figure 4 a montre une vue simplifiée du télescope 40 de la figure 3, sur laquelle on peut voir que l'objectif 45 focalise des faisceaux lumineux provenant de plusieurs étoiles sur plusieurs détecteurs 58 à éléments multiples Chaque détecteur 58 peut être un réseau constitué,5 par exemple, de 1024 x 1024 éléments détecteurs discrets, ou plus. La figure 4 b montre une autre forme de réalisa- tion du télescope 40 dans laquelle un multiplexeur optique, tel qu'une matrice 70 de sélection à obturateur, est disposé10 en des points focaux de l'objectif holographique 45 La matrice 70 peut être commandée électroniquement, par exemple par un calculateur 62, pour faire passer sélectivement les faisceaux lumineux focalisés vers un réseau détecteur unique 58 à éléments multiples Cette forme de réalisation élimine la nécessité de multiples dispositifs CCD. Le télescope holographique 40 de suiveur stel- laire à grand angle, pleine ouverture, décrit ci-dessus possède un nombre fini, bien que pouvant être très grand, d'axes de faisceaux d'entrée qui passent à travers une pleine ouverture commune Selon une autre forme de réalisation de l'invention, on décrit à présent un autre suiveur stellaire à grand angle, pleine ouverture, ayant un objectif à grand angle, avantageusement un objectif sphérique monocentrique de Baker, qui possède un nombre infini d'axes de faisceaux d'entrée. Pour une application à un suiveur stellaire lié, l'objectif sphérique monocentrique 80 illustré sur les figures 5 a et 5 b possède des avantages uniques par rapport à d'autres types d'objectifs L'objectif sphérique mono- centrique 80 comprend une lentille arrondie 82 d'entrée et une lentille arrondie 84 de sortie Les lentilles 82 et 84 sont constituées de verre à haut indice de réfraction Une lentille intérieure 86 est constituée de verre à faible indice de réfraction Etant donné que toutes les surfaces ont le même centre de courbure et qu'il n'y a pas d'axe optique unique, chaque rayon principal passant à travers l'objectif définit son propre axe optique Par conséquent, il n'y a, en théorie, aucune aberration ou distorsion hors d'axe En pratique, un diaphragme 88 est placé au centre de courbure et5 certaines aberrations hors d'axe sont introduites lorsque le rayon principal fait un angle fini avec la normale au diaphragme de champ De plus, étant donné que les surfaces sont toutes concentriques et que le diaphragme 88 se trouve au centre commun, le taux d'affaiblissement de l'illumination10 est proportionnel au cosinus entre l'angle de champ et la normale au diaphragme de champ Pour la plupart des autres objectifs, le taux d'affaiblissement de l'illumination est proportionnel à la puissance quatrième du cosinus Par conséquent, l'objectif sphérique monocentrique 80 possède un champ optique beaucoup plus grand pour toute chute donnée de la lumière Les propriétés ci-dessus de l'objectif sphérique monocentrique lui confèrent un champ optique exceptionnel- lement large (plus de 60 ), avec une aberration et une distorsion d'image minimales Ces propriétés rendent l'objec- tif sphérique monocentrique 80 particulièrement adapté à une utilisation dans le système optique de suiveur stellaire à grand angle de l'invention. Comme on peut le voir plus en détail sur la figure 5 b, l'objectif 80 est formé de plusieurs éléments en verre ayant des indices de réfraction élevés et bas, comme indiqué Un plan focal incurvé 90 est établi, sur lequel les faisceaux lumineux stellaires incidents sont focalisés Le plan focal 90 est habituellement revêtu ou garni de plusieurs détecteurs 58 d'un réseau de plan focal En variante, des faisceaux 59 de fibres optiques peuvent être prévus pour conduire un rayonnement focalisé depuis le plan focal 90 jusqu'à un ou plusieurs détecteurs 58 placés à distance Un bâti 92 supporte les éléments de l'objectif. Ayant ainsi décrit deux formes de réalisation actuellement avantageuses d'un télescope à grand angle pour le suiveur stellaire lié selon l'invention, on décrira à présent plus en détail d'autres éléments du système. En ce qui concerne encore les divers réseaux détecteurs décrits cidessus, un réseau détecteur à CCD, tel que le réseau 58, peut être considéré comme exécutant deux tâches distinctes La première tâche est le processus de photodétection par lequel l'énergie d'une image incidente estconvertie en paquets de charges et collectée dans les portes à condensateur MOS individuelles Chacune des portes bloque une charge représentant une petite partie de l'image entière, la partie de l'image totale que la charge représente définis- sant un élément d'image ou pixel Par conséquent, l'image d'entrée est captée et stockée sous forme de pixels discrets. La seconde tâche exécutée par le dispositif CCD est le transfert de charge en dehors du dispositif Ce transfert comprend une conversion de la charge en une tension par l'intermédiaire d'un amplificateur de sortie associé. En outre, un suiveur stellaire tel que décrit ici nécessite que la sensibilité spectrale du capteur corresponde à la bande d'émission spectrale de l'énergie stellaire disponible Le détecteur 58 et plus particulièrement la matière du détecteur doivent être capables de détecter de l'énergie stellaire aux longueurs d'ondes auxquelles elle est émise On doit également prendre en considération, lorsque l'on choisit une matière de détecteur, la transmittance atmosphérique et l'affaiblissement optique. Il est connu qu'une partie importante de l'éner- gie stellaire est contenue dans la bande de 0,1 à 5,0 micro- mètres Cependant, il est également connu que l'optique du système suiveur stellaire, comprenant la fenêtre 42 du véhicule, les lentilles réalisées en des matières optiques classiques et la plaque frontale associée au détecteur 58, sert à affaiblir l'énergie stellaire à des longueurs d'ondes au-dessous d'environ 0,3 micromètre L'atmosphère affaiblit aussi l'énergie stellaire par diffusion et absorption. L'effet accumulé de ces diverses pertes d'énergie amène l'énergie stellaire disponible à être comprise dans des bandes approximatives de 0,3 à 1,3, 1,5 à 1,8, 2,0 à 2,5 et 3,0 à 4,2 micromètres Avec un grand nombre d'étoiles ayant une énergie de crête proche de 0,7 micromètre, la bande spectrale de 0,3 à 1,3 micromètre constitue une gamme souhaitable de longueurs d'ondes pour le fonctionnement du détecteur 58 du suiveur stellaire Le silicium est une matière de détecteur actuellement connue qui travaille dans cette région Cependant, il convient de noter qu'il existe un certain nombre d'étoiles qui sont connues pour émettre un rayonnement notable depuis la bande infrarouge (IR) jusqu'à environ 10 micromètres Un avantage de travailler dans la bande IR pour des sources stellaires est que l'effet d'éblouissement de fond est réduit Des types connus de matières pour détecteur telles que les matières des groupes II-VI et d'autres absorbants efficaces du rayonnement IR doivent évidemment être utilisés lors de la détection d'un rayonnement IR Le télescope peut être aisément optimisé pour20 travailler dans la région des infrarouges. Un second facteur dans l'aptitude du détecteur 58 à former une image de l'énergie stellaire est le rendement quantique (QE) du détecteur Le rendement QE est une mesure de l'aptitude du détecteur à convertir un rayonnement incident en une charge de signal Le rendement quantique varie avec la longueur d'onde et donne une bande d'énergies optimale plus petite sur laquelle le détecteur fonctionne. Les détecteurs au silicium ont par bonheur des rendements quantiques maximaux dans la gamme de 0,7 micromètre qui coïncide avec une partie importante de l'énergie stellaire disponible Le paramètre constitué par le rendement quanti- que, dans un suiveur stellaire lié, est une considération importante Un suiveur stellaire travaillant dans un environ- nement de ciel diurne lumineux est limité par le bruit de fond Par une modélisation simple, on peut exprimer le rapport signal/bruit comme étant le rapport du flux de photons du signal sur la racine carrée du flux de photons de fond Les photons de signal et de fond sont multipliés par le rendement quantique du détecteur, de sorte que le rendement 5 quantique détermine en partie le temps d'intégration néces- saire pour collecter la charge demandée. Des données de luminosité du fond constitué par le ciel, ainsi que des données de flux photonique pour des étoiles de diverses magnitudes, peuvent être utilisées pour calculer un rapport signal/bruit pour le détecteur 58 en fonction du temps d'intégration Une expression simple pour le rapport signal/bruit dans le cas limité par le fond est donnée par T V/7 SIN= 1 o S = flux photonique du signal (photons S 1); Ob = flux photonique de fond (photons S 1); N = rendement quantique; et t = temps d'intégration En ce qui concerne les fonctions de traitement de données décrites ci-dessus, il est montré ci-dessous que pour un suiveur stellaire utilisant un détecteur 58 à réseau plan focal, certaines des fonctions de traitement de données sont identiques pour toutes les conceptions et configurations de système, quel que soit le mouvement du détecteur 58 durant la poursuite stellaire D'autres fonctions, liées à la complexité supplémentaire d'une compensation du mouvement du détecteur, sont également décrites en détail ci-après. En décrivant à présent les fonctions communes de traitement de données, on peut montrer que le suiveur stellaire exécute quatre tâches Le suiveur stellaire calcule une position d'étoiles estimée, réalise une acquisition d'une étoile, détermine la position captée et calcule une erreur angulaire à partir des positions prévues. La position prévue d'une étoile est calculée sur la base d'une liste d'étoiles, du temps, de la position actuelle et de l'attitude de l'aéronef On en déduit la position approximative d'une image stellaire sur le détecteur 58 Une fois que le temps d'intégration est établi, le détecteur 58 est lu dans une zone entourant la position prévue de l'image Plusieurs blocs de données peuvent avoir à être collectés avant qu'un rapport signal/bruit suffisant soit atteint Pour de courts temps d'intégration, le calcul d'une moyenne de blocs est également nécessaire pour éliminer les effets de scintillation des images stellaires. Ensuite, l'image d'une étoile doit être extraite du bloc de données L'image d'une étoile est habituellement distribuée sur plusieurs pixels de détecteur 58 Une polari- sation de fond céleste, un gradient de fond céleste, un bruit photonique de fond céleste et d'autres bruits sont en outre présents et s'ajoutent L'élimination satisfaisante des polarisations ou décalages de fond permet de comparer le seuil du bloc au seuil établi au plafond de bruit additif. Après l'établissement du seuil, des pixels contenant des signaux sont comparés à tous leurs voisins les plus proches et des faisceaux de pixels contenant des signaux sont séparés Le signal se trouvant dans chacun des pixels est additionné aux signaux de tous les autres pixels et les sommes pour les divers faisceaux sont comparées à la somme prévue pour l'étoile, telle que mémorisée dans le catalogue d'étoiles Une comparaison favorable indique la détection de l'étoile Le processus est répété si l'étoile souhaitée n'est pas détectée L'acquisition initiale d'une étoile après la remise en marche du suiveur stellaire, par suite d'un mauvais fonctionnement ou simplement d'une mauvaise estimation de la position de l'étoile, peut demander que le processus ci- dessus soit répété plusieurs fois en un mode de recherche. La détermination de la position de l'étoile sur le réseau de détecteurs 58 nécessite de calculer le centroïde de la distribution de l'énergie stellaire Le centroïde est utilisé en tant que position de l'étoile et sa position sur le réseau est calculée par rapport à un système de coordon- nées défini par le réseau La distance angulaire entre cette position et la position prévue de l'étoile est ensuite fournie au dispositif 62 de commande pour mettre à jour les10 estimations de position et d'inclinaison de l'unité 66 de navigation. Les niveaux de mouvement d'images varient d'un véhicule à un autre Si des types connus d'isolateurs de choc ou amortisseurs sont utilisés, on peut réduire la plage15 d'intervalles de mouvement devant être tolérés A des fréquences inférieures à la fréquence propre des supports amortisseurs, le mouvement du véhicule n'est pas atténué. Dans ces conditions, l'image de l'étoile se déplace sur les pixels des détecteurs 58 approximativement à la vitesse angulaire du véhicule Audessus de la fréquence propre, les amortisseurs du système inertiel stellaire atténuent forte- ment les vibrations du véhicule, éliminant ainsi la nécessité d'une compensation de mouvement d'image à une vitesse extrêmement élevée. L'ensemble capteur inertiel lié 2 et le suiveur stellaire 1 de la figure 6 peuvent tous deux être montés sur une plaque d'appui rigide commune, non représentée, qui établit une attitude relative connue entre le système optique du suiveur stellaire et le groupe d'instruments inertiels Ce système intégré peut également être isolé d'oscillations du véhicule de faible amplitude et de fréquence basse à modérée, par un système de suspension active Les gyroscopes du groupe d'instruments détectent le déplacement angulaire de l'ensemble capteur stellaire/inertiel et appliquent un signal35 de réaction à la monture active La monture elle-même peut être mécanisée de nombreuses façons Un exemple peut être un jeu d'éléments bimorphes piézo- électriques ou d'éléments magnéto-strictifs qui s'expansent ou se contractent en fonction d'une tension appliquée ou d'un champ magnétique5 appliqué Ces éléments de commande de montures dynamiques à l'état solide ne doivent être actifs que pendant un temps court durant le traitement d'image Une telle mécanisation de montures actives entraîne un traitement relativement simple de l'image d'une étoile car l'image est maintenue immobile10 sur le plan focal du détecteur pendant la durée du temps d'exposition du réseau de formation d'image Cependant, les éléments de commande et les asservissements pour les montures actives à l'état solide ajoutent à la complexité et au poids du système. Une variante de cette forme de réalisation d'isolation de mouvement à l'état solide décale la charge photo-électrique cumulative en réponse à des incréments de rotation angulaire détectés à partir du groupe de gyroscopes. Le signal gyroscopique est utilisé pour appliquer un ordre de décalage de charges au réseau de formation d'image afin d'amener la charge cumulative à rester sous l'image de l'étoile pendant que cette image se déplace De cette manière, le signal d'étoile est intégré sur un intervalle de temps suffisant pour former une image pouvant être détectée. L'avantage de cette forme de réalisation est qu'elle ne nécessite aucun mouvement physique pour une compensation de mouvement, mais elle exige un réseau adapté de formation d'image capable d'effectuer un décalage dynamique de la charge dans deux dimensions Deux dispositifs relativement complexes de décalage de réseau seraient également néces- saires De même que dans le principe d'une isolation à l'état solide, la tâche de traitement d'une image d'étoiles est relativement simple En un certain point de l'intervalle d'intégration, l'attitude inertielle absolue de l'ensemble capteur stellaire/inertiel est enregistrée et référencée au réseau d'image De cette manière, on met en corrélation avec une position prévue la position finale de l'image de l'étoile, et on calcule une erreur pour corriger le système inertiel. Une forme de réalisation actuellement préférée échantillonne les réseaux de formations d'images d'une manière rapide, "figeant" ainsi en fait le mouvement du véhicule Des données d'attitude inertielle interpolées avec l'instant d'exposition procurent des données concernant l'orientation de pointage du réseau détecteur Des expositions multiples sont alignées par le calculateur et intégrées pour former une image unique qui est exempte de tout bougé dû à un mouvement. Cette forme préférée de réalisation nécessite que des mises à jour des données de compensation de mouvement soient établies à un rythme égal à plusieurs fois la fré- quence la plus haute d'oscillation qu'il est prévu de passer par les isolateurs de choc du système De plus, une référence de temps commune pour des données d'échantillons de réseau et des données de compensation de mouvement inertiel est établie Le traitement des données pour cette forme préférée à compensation de mouvement est plus compliqué que pour les autres formes de réalisation, mais présente l'avantage d'augmenter la gamme dynamique du processus de détection d'étoiles au-delà des possibilités des photodétecteurs actuels Ceci permet de longs temps d'intégration qui permettent la poursuite d'étoiles moins lumineuses dans des fonds célestes plus lumineux. La description précédente du traitement de données, pour une absence de mouvement de l'image, présente des étapes fondamentales entrant dans le traitement de données de l'image d'une étoile afin d'extraire une infor- mation utile à la navigation Le fait que l'on demande en outre à un suiveur stellaire lié de former des images d'étoiles très faibles en présence d'un mouvement du véhicule accroît la charge de calcul imposée à la fois au matériel et au logiciel. On a montré que le réseau détecteur 58 nécessaire pour obtenir une résolution d'image appropriée est relative- ment grand et demande un temps important pour la lecture ou l'extraction concernant chaque bloc intégré Cependant, une quantité importante de traitement de données est éliminée, économisant un temps considérable, si l'on réduit le nombre de pixels lus pour un bloc particulier Par exemple, des types connus de réseaux détecteurs ont des signaux synchro horizontal et vertical séparés que l'on fait varier de façon indépendante, permettant ainsi une lecture sur une petite partie rectangulaire du réseau, la charge restante étant rejetée.15 Un procédé de poursuite d'une étoile en utilisant une telle technique programmable de lecture d'un petit rectangle est montré sur les figures 7 a et 7 b et est à présent décrit L'acquisition commence avec la sélection d'une dimension de rectangle La dimension et la position du rectangle sont modifiées au moyen d'un générateur de confi- guration de synchronisation programmable comme montré sur la figure 7 a La dimension du rectangle est établie en fonction de l'incertitude estimée de la position de l'image de l'étoile sur le réseau détecteur 100 Avant l'acquisition initiale de l'étoile, la dimension du rectangle est très grande (A) Après l'acquisition de l'étoile, la position de l'image devient connue et la dimension du rectangle d'extrac- tion est réduite (B, C) La poursuite de l'étoile, montrée sur la figure 7 b, exige que le rectangle lu (C) suive l'image de l'étoile pendant qu'elle se déplace sur le réseau 100 La position de l'étoile sur le réseau est connue d'après l'attitude du véhicule et l'information de taux d'attitude. La détermination de la dimension tient compte aussi des variations du temps d'intégration et du temps de traitement demandés pour des rectangles de diverses dimensions. Un aspect du suiveur stellaire lié de l'invention est la sommation de cadres d'image multiples pour obtenir le rapport signal/bruit nécessaire pour la détection La sommation en présence d'un mouvement du véhicule est réalisée5 par un contrôle de l'attitude du véhicule et donc d'un mouvement du détecteur par rapport au système de référence céleste Les signaux de sortie du détecteur sont mémorisés pour des blocs d'image répétés, mais translatés, dans une seule position dont les coordonnées sont comprises dans un10 cadre fixe par rapport au cadre de référence du ciel Autre- ment dit, le mouvement est compensé et les cadres d'image séparés sont additionnés et stockés ensemble même s'ils forment des images physiques en des emplacements différents sur le détecteur Le rectangle de lecture (C) est fixé au15 système ou cadre de référence céleste par variation de sa position sur le détecteur 100 Pour la recherche d'une étoile à un temps d'acquisition initial, on déplace l'ensemble de la zone de recherche avec l'étoile et on la fait rester fixe par rapport au système de référence céleste.20 La poursuite d'une étoile à l'aide de la techni- que ci-dessus permet d'utiliser des courts temps d'intégra- tion De courts temps d'intégration évitent avantageusement au détecteur 100 de saturer dans le ciel diurne lumineux et permettent aussi un échantillonnage de l'image de l'étoile à une fréquence très inférieure aux fréquences du véhicule, de sorte que le mouvement de l'image est faible durant l'inté- gration Cependant, ces courts temps d'intégration, couplés à un estompage de l'image par suite d'un mouvement de celle- ci, ne permettent qu'à une petite quantité du signal d'image d'être regroupée sur un pixel quelconque car les photons sont émis à une cadence moyenne fixe. Ces petits niveaux de signaux posent un problème dans des procédés classiques de lecture de charges à partir d'un détecteur CCD Habituellement, la charge est extraite du détecteur sous la forme d'une tension, amplifiée et convertie en valeurs numériques discrètes au moyen d'un convertisseur A/N Pour des niveaux de signaux inférieurs au niveau d'énergie minimal du convertisseur A/N, le signal ne peut cependant pas être numérisé.5 Une solution à ce problème est obtenue par l'utilisation d'un convertisseur A/N ayant une résolution plus élevée, par exemple un convertisseur A/N à 16 bits lorsqu'il est accouplé à un dispositif CCD ayant une capacité de pixel de 70 000 électrons Grâce à cette technique, la totalité du traitement des signaux est réalisée numériquement et les sources de bruit analogiques supplémentaires sont ignorées. En variante, la sommation des signaux peut être réalisée en partie dans le domaine des charges jusqu'à ce qu'un signal suffisant se soit accumulé pour être numérisé à la résolution souhaitée Une mémoire analogique à dispositifs CCD est utilisée pour stocker des blocs ou cadres répétés. Les limites de saturation de fonds célestes sont évitées par un codage uniquement de la première différence des données en série, soustrayant ainsi les décalages ou polarisations indésirés, mais laissant passer des fréquences spatiales élevées telles que des images d'étoiles Comme précédemment, une synchronisation souple permet de stocker une image en un point quelconque dans la mémoire CCD, exactement de la même manière qu'elle permet de prendre une image en un point quelconque sur le dispositif CCD. Dans une forme de réalisation du suiveur stel- laire lié à champ optique large, montrée sur la figure 8, un processeur 110 de suiveur stellaire commande la dimension et la position du rectangle de lecture en délivrant des ordres à une logique 112 de commande du détecteur CCD La logique 112 de commande comprend un générateur de configuration programmable utilisé pour produire la séquence de synchroni- sation pour le détecteur CCD Une logique est également incluse pour commander un convertisseur A/N 114 et une mémoire analogique CCD 116, si elle est présente Une mémoire tampon 118 à deux accès stocke des données d'image d'étoiles jusqu'à ce qu'elles soient lues par le processeur 110 du suiveur stellaire La mémoire tampon 118 possède un nombre5 suffisant de positions de mémorisation pour retenir les données contenues dans le rectangle variable de lecture de la plus grande dimension La totalité du logiciel de recherche, de poursuite, de détection et autre traitement de données réside dans la mémoire 120 de travail du processeur du10 suiveur La mémoire 120 de travail permet aussi une mémorisa- tion d'images multiples pour une intégration de blocs numériques Le calculateur 122 de navigation fournit des données de vitesse du véhicule, de temps et de catalogue d'étoiles au logiciel du suiveur stellaire travaillant dans15 le processeur 110 du suiveur Une erreur angulaire portant sur la position d'une étoile est transmise au calculateur 122 de navigation en tant qu'élément aidant à étalonner l'unité de navigation inertielle associée Le détecteur CCD reçoit évidemment en entrée le rayonnement d'une étoile par l'inter- médiaire de l'une des formes de réalisation de télescope à grand angle décrites ci-dessus En particulier, un télescope 124 est réalisé conformément à la forme de réalisation à objectif holographique des figures 3, 4 a ou 4 b, ou à l'aide de la forme de réalisation à objectif sphérique monocentrique des figures 5 a et 5 b. Ayant ainsi décrit plusieurs formes de réalisa- tion de l'invention, on décrira à présent d'autres formes de réalisation. Il est connu qu'un élément optique holographique (EOH) infléchit la lumière rouge sur un plus grand angle que la lumière bleue (alors que les lentilles classiques ont un effet opposé) A cet égard, la figure 9 a illustre un élément holographique positif simple (EOH) 130 de longueur focale (f) ayant une aberration chromatique qui provoque une focalisa- tion de la lumière rouge en un point différent de celui de la lumière bleue, tandis que la figure 9 b illustre un élément optique holographique négatif 132 ayant également une aberration chromatique qui provoque la focalisation de la lumière rouge en un point différent de celui de la lumière bleue Un élément optique positif tel qu'utilisé ici est un élément qui fait converger un front d'ondes incident, tandis qu'un élément optique négatif est un élément qui fait diverger un front d'ondes incident. Dans le cas des figures 9 a et 9 b, un étalement de l'image se produit, cet étalement étant également appelé flou chromatique Du fait que la longueur focale est négative pour l'élément optique holographique négatif 132, l'ordre des foyers pour les longueurs d'ondes grandes (rouge) et courtes (bleu) est inversé Par conséquent, on peut utiliser une combinaison des éléments optiques holographiques des figures 9 a et 9 b pour annuler l'aberration chromatique Cependant, si les éléments optiques holographiques positif et négatif sont placés en contact intime, l'effet de focalisation est également annulé Si les deux éléments optiques holographi- ques sont par contre placés à une certaine distance axiale l'un de l'autre, il est également possible de rendre achroma- tique l'image finale, mais l'image finale devient une image virtuelle. Cependant et selon la forme de réalisation de l'invention illustrée sur la figure l Oa, en utilisant un autre système optique achromatique, on peut relayer l'image virtuelle pour former une image réelle. Pour décrire cette forme de réalisation de l'invention, on obtient d'abord par la méthode des conjugués finis une expression donnant le décalage axial (longitudinal) de l'image pour un élément optique holographique négatif utilisé Cette situation est montrée sur la figure 9 c Une onde sphérique convergente entre dans l'élément optique holographique négatif et est diffractée vers un point sur l'axe La notation pour ce diagramme est la suivante: * t = distance depuis l'élément optique holo- graphique à laquelle le front d'ondes sphériques incident est dirigé (distance de l'objet); Vl = distance à laquelle le front d'ondes sphériques est diffracté (distance de l'image); AV = le décalage axial (longitudinal) de Vl pour une largeur de bande AI; et f = longueur focale de l'élément optique holographique. On peut montrer que: 1/Vl = 1/E + 1/f ( 1) et que le décalage longitudinal AV' est donné par A Vt = -Ae/1 x V,2/f ( 2) Les figures 9 a et 9 c sont combinées dans la figure 9 d de manière que le foyer de la figure 9 a coïncide avec celui de la région conjuguée plus longue de la figure 9 d Ceci est réalisé par inversion de la figure 9 c Si les amplitudes des décalages longitudinaux des deux éléments optiques holographiques sont rendues égales, le front d'ondes sphériques émergeant est achromatique Un objectif de champ achromatique 140 est utilisé pour former l'image de l'élément optique holographique positif 134 sur l'élément optique holographique négatif 136 afin que des rayons provenant par diffraction depuis le même point sur l'élément optique holographique positif 134 proviennent aussi par diffraction depuis le même point sur l'élément optique holographique négatif 136 Une condition qui assure une image virtuelle achromatique avec le conjugué plus court à partir de l'élé- ment optique holographique négatif 136 est donnée par: -fif 2 = p'2 ( 3) o f 1 et f 2 désignent les longueurs focales de l'élément optique holographique positif 134 et de l'élément optique holographique négatif 136, respectivement. Un second système optique achromatique peut être utilisé après l'élément optique holographique négatif 136 pour relayer l'image achromatique virtuelle en une image achromatique réelle Ceci est montré sur la figure 9 e sur5 laquelle les deux éléments optiques holograhpiques 134 et 136 et l'objectif de champ achromatique 140 sont combinés avec un objectif relais achromatique 141 pour former une image réelle finale qui est exempte d'aberration chromatique (à la fois longitudinale et latérale) La forme de réalisation montrée sur la figure 9 e utilise un élément optique holographique EOH à transmission pour les deux éléments EOH positif et négatif 134 et 136. Cependant, l'élément EOH négatif 136 peut également être réalisé sous la forme d'un élément à réflexion Etant donné qu'un élément réfléchissant est achromatique, le second objectif achromatique 141 peut être remplacé par un miroir concave Dans une autre forme de réalisation, l'élément optique holographique réfléchissant 136 est superposé au miroir concave afin que l'on obtienne une image réelle achromatique La figure 9 f illustre schéma- tiquement le fonctionnement d'un tel élément EOH concave à réflexion et montre qu'il présente une aberration achromati- que opposée à celle de la forme de réalisation montrée sur la figure 9 b Les relations sont similaires à celles décrites précédemment, avec, en plus, un nouveau paramètre qui est le rayon de courbure r de l'élément EOH concave 136 L'aberra- tion chromatique axiale est donnée par: AZ' = Z,2 x AI/1 ( 2/r a l/f) ( 4) La relation entre t et t' est similaire à l'équation ( 1) et est donnée par: 1/Zl + 1/e 1/f ( 5) La figure 9 g illustre une forme de réalisation de l'invention qui combine l'élément EOH positif 134 et l'élé- ment EOH négatif réfléchissant concave 136 pour former une image réelle achromatique Afin d'éviter le repli de l'opti- que sur elle-même, un miroir plan réfléchissant 143 est placé à proximité de l'objectif de champ achromatique 140 dans une disposition inclinée par rapport à l'axe optique afin de relayer l'image réelle sur un plan image hors d'axe, habi- tuellement le détecteur 100. Les relations indiquées ci-dessus valent pour des éléments optiques holographiques à symétrie centrale, sur l'axe Cependant, ces relations peuvent être étendues pour l'obtention de systèmes inclinés. Un tel système incliné à symétrie non centrale est montré sur la figure 10 a et illustre une autre forme de réalisation du télescope 124 de la figure8 Cette forme de réalisation assure une minimisation de la dimension de la tache focale sur le détecteur 100 et élimine la nécessité du miroir plan 143 de la figure 9 g Un premier élément optique est l'élément optique holographique positif 134 à transmis- sion placé de façon à diriger un rayonnement sur un second élément optique réalisé sous la forme de l'élément optique holographique négatif 136 à réflexion qui est disposé sur un substrat concave 138 L'élément EOH négatif 136 réfléchit, sur un point focal unique sur le détecteur 100, les rayons lumineux ayant subi une correction chromatique Pour amélio- rer encore le rendement et la correction de couleur, le petit objectif de champ 140 est avantageusement disposé à proximité du point focal (PF) de l'élément EOH positif 134 Comme indiqué précédemment, l'objectif 140 intervient de façon à amener des rayons lumineux divergents depuis un point unique sur l'élément EOH primaire 134 à un point unique sur l'élé- ment EOH négatif (secondaire) 136 afin qu'un même degré de correction chromatique soit ajouté à chaque rayon. Pour accroître encore le champ optique, deux lentilles convergentes sont en multiplexage dans l'élément optique holographique positif 134, donnant la forme de réalisation de la figure lob Sur la figure lob, un élément optique holographique positif 142 à deux lentilles est prévu, les champs optiques de chacune des deux lentilles de l'élé- ment EOH étant décalés de 10 , comme représenté Deux correcteurs 136 a et 136 b d'aberration à éléments EOH néga- tifs, disposés chacun sur un substrat concave 138 a et 138 b, respectivement, réfléchissent des rayons lumineux, ayant subi une correction chromatique, sur un point focal sur des détecteurs associés 100 a et 100 b, respectivement Chacun de ces canaux optiques est pourvu d'un objectif de champ 140 a et 140 b placé à proximité des points F Pl et FP 2, respectivement. La figure lla est une vue de dessus, la figure llb est une vue en coupe suivant la ligne b-b de la figure lla, et la figure llc est une vue en élévation montrant quatre des canaux optiques à éléments EOH, corrigés, de la figure 10 b, conditionnés ensemble dans un télescope compact 150 à champs optiques multiples Une enceinte 152 renferme les pièces décrites précédemment et comprend en outre des miroirs 154, 156 et 158 de renvoi de faisceau, un miroir positionné pour deux canaux optiques, afin d'obtenir le conditionnement compact souhaité Par exemple, dans le télescope 150, chaque champ optique est de 30 x 3 , donnant un champ optique total de 72 degrés carrés Le télescope 150 est lié durant l'utilisation et permet la formation simul- tanée de l'image de plusieurs objets stellaires et d'autres corps célestes afin que l'on obtienne des informations liées à la navigation, d'une manière décrite en détail précédem- ment. Il convient de noter que le télescope 150 peut être utilisé dans des systèmes autres que des systèmes de navigation, et qu'il peut également être utilisé de façon autonome pour constituer un élément optique à champs optiques uniques ou multiples, à correction chromatique. Il convient également de noter qu'il entre dans le cadre de l'invention d'enregistrer plus de deux lentilles convergentes dans chacun des éléments optiques holographiques positifs 142 et de prévoir d'autres jeux d'éléments optiques holographiques négatifs concaves 136 et d'optiques de champ Par exemple, le support holographique peut être une couche de gélatine bichromatée ayant une épaisseur totale d'environ 20 micromètres Le support contient trois expo-5 sitions d'un hologramme-maitre, chaque exposition étant déplacée de 120 par rapport à une autre Il entre également dans le cadre de l'invention de prévoir un télescope 150 ayant plus ou moins que les quatre ouvertures d'entrée illustrées sur les figures lla à ulc, chaque ouverture10 d'entrée comprenant un élément optique holographique positif dans lequel une ou plusieurs lentilles convergentes sont enregistrées. La figure 12 montre un télescope de Schmidt classique qui comprend un miroir sphérique concave et une plaque correctrice asphérique La plaque correctrice est placée au centre de courbure (R) du miroir et corrige l'aberration sphérique du miroir La plaque correctrice est également le diaphragme du système Etant donné que tous les rayons principaux (ceux passant à travers le centre du diaphragme) sont normaux au miroir sphérique, le télescope de Schmidt ne présente ni astigmatisme ni coma Ceci rend possible à la fois un champ optique instantané important et un pouvoir élevé de concentration de la lumière Cependant, la plaque correctrice asphérique est difficile et coûteuse à fabriquer et à essayer De plus, la plaque correctrice ne fonctionne pas bien pour des angles hors d'axe très grands. La figure 13 a illustre, selon un autre aspect de l'invention, un télescope de Schmidt holographique unique hors d'axe 160 qui comprend une plaque correctrice EOH 162 et un miroir sphérique 164 La forme de réalisation illustrée possède un angle d'incidence thêta La plaque correctrice holographique 162 peut être réalisée pour des angles de désaxement beaucoup plus grands que ceux de la plaque correctrice de Schmidt classique de la figure 12 Un grand angle de désaxement est souhaitable car il facilite le multiplexage de plusieurs plaques correctrices de Schmidt à l'intérieur d'un hologramme Autrement dit, un hologramme peut contenir deux ou plus de deux plaques correctrices de Schmidt séparées, travaillant chacune dans une direction5 différente. Cette configuration est montrée sur la figure 13 b pour un télescope de Schmidt 166 ayant un correcteur EOH multiplexé 162 a et deux miroirs sphériques 164 a et 164 b Dans cette configuration, des images d'objets tels que des étoiles10 peuvent être formées simultanément à partir de deux direc- tions. Comme on le voit sur les figures 14 a et 14 b, les composants d'un tel télescope holographique de Schmidt peuvent être conditionnés dans un faible volume par l'utili- sation de miroirs de renvoi Des miroirs de renvoi peuvent être utilisés dans un certain nombre de configurations différentes, suivant le nombre de télescopes et la direction de la lumière incidente. Sur la figure 14 a, un télescope de Schmidt 170 comprend un boîtier 172 et une plaque correctrice de Schmidt holographique 174 La plaque correctrice 174 présente un angle d'incidence de 45 Un rayonnement passe à travers la plaque correctrice 174 qui corrige l'aberration d'un miroir sphérique 178, et ce rayonnement arrive sur un premier miroir de renvoi 176 a Un deuxième miroir de renvoi 176 b, disposé à un angle de 90 par rapport au miroir de renvoi 176 a, est placé de façon à diriger le rayonnement sur le miroir sphérique 178 Le miroir sphérique 178 focalise le rayon- nement corrigé, à travers une ouverture du miroir de renvoi 176 b, sur un détecteur 180 Un pare-soleil, ou déflecteur 172 a, peut être prévu pour protéger le détecteur 180 de la lumière solaire. Sur la figure 14 b, un télescope de Schmidt 182 comprend un boîtier 184 et une lame correctrice de Schmidt holographique 186 Dans cette forme de réalisation, la lame correctrice 186 présente un angle d'incidence de 30 Le rayonnement passe à travers la lame correctrice 186 et arrive sur un premier miroir de renvoi 188 Un deuxième miroir de renvoi 188 b, disposé à un angle de 600 par rapport au miroir5 de renvoi 188 a, est placé de façon à diriger le rayonnement sur un miroir sphérique 192 Le rayonnement, corrigé par la plaque correctrice 186, est réfléchi depuis le miroir sphérique 192 vers le miroir de renvoi 188 b et est dirigé depuis celui-ci à travers une ouverture 190 dans le miroir de renvoi 188 a pour être focalisé sur un détecteur 194. En référence à la figure 15, il est montré un système optique 200 qui comprend trois télescopes de Schmidt holographiques, chaque télescope travaillant à un angle d'incidence de 30 Le système optique 200 comprend une embase 202 de réseau plan focal et des supports 204 Trois boîtiers détecteurs à réseaux plans focaux sont montés sur l'embase 202 de réseaux plans focaux Seuls les boîtiers 206 a et 206 b de détecteur à réseaux plans focaux sont montrés sur la figure 15 Les supports 204 supportent un ensemble qui comprend une lame correctrice de Schmidt holographique 208 ayant trois champs optiques chacun d'un angle d'incidence de O Chacun des miroirs sphériques 210 a-210 c est disposé par rapport à la lame correctrice 208 de façon à recevoir un rayonnement provenant de 1 'un des champs optiques (FOV 1-FOV 3) et à focaliser le rayonnement corrigé sur l'un des boîtiers de réseaux plans focaux 206. Sur la figure 15, la lame correctrice EOH unique 208 fonctionne à la façon de trois correcteurs de Schmidt indépendants et sert à la fois d'élément frontal et de diaphragme pour le système optique 200. Bien que 1 'aberration chromatique puisse poser un problème dans des éléments optiques holographiques EOH, par le fait que l'angle de diffraction varie avec la longueur d'onde, les formes de réalisation de télescope de Schmidt holographique décrites ci-dessus ne sont pas affectées par des effets chromatiques Ceci est dû au fait que les angles de diffraction sont généralement faibles et qu'ils ne varient pas notablement avec la longueur d'onde. La figure 16 illustre un procédé de production de la lame ou plaque correctrice EOH En général, une plaque 220 à film, qui comprend un support holographique, par exemple de la gélatine bichromatée, est disposée de façon à recevoir une onde plane sous un angle égal à un angle d'incidence souhaité La plaque à film 220 reçoit aussi un rayonnement10 présentant une aberration, à partir d'une source ponctuelle 222 qu'un miroir sphérique 224 réfléchit Le miroir sphérique 224 présente un rayon de courbure qui est avantageusement égal à un rayon de courbure que la plaque correctrice EOH utilisera lorsqu'elle sera intégrée dans un système optique tel que sur la figure 15 Le résultat de l'exposition de la plaque à film 220 est d'enregistrer dans le support hologra- phique de la plaque à film 220 un diagramme d'interférence du front d'ondes planes et d'un front d'ondes ayant une aber- ration sphérique résultant du miroir sphérique 224 Pour enregistrer une seconde lame ou plaque correctrice à l'inté- rieur de la plaque à film 220, on fait tourner cette dernière autour d'un axe A et on répète le processus Par exemple, pour enregistrer trois motifs de correction d'aberration sphérique, on peut faire tourner la plaque à film 220 de 1200 entre les expositions. Le front d'ondes présentant une aberration peut être produit au moyen d'un miroir, comme sur la figure 16, ou à l'aide d'une lentille L'efficacité de la diffraction de l'élément optique holographique peut être renforcée par l'utilisation de deux éléments optiques holographiques EOH joints entre eux en série pour former un ensemble EOH 226, comme montré sur la figure 17 a Un élément EOH désaxé 228 est montré sur la figure 17 b Ces deux formes de réalisation produisent une image finale achromatique. Il va de soi que de nombreuses modifications peuvent être apportées au télescope et au suiveur stellaire décrits et représentés sans sortir du cadre de l'invention. REVENDICATIONS 1 Télescope optique à champs optiques multiples, caractérisé en ce qu'il comporte un premier élément optique holographique (EOH) primaire ( 134) ayant une première surface5 destinée à recevoir un nombre (N) de faisceaux de rayons représentant un nombre (N) de fronts d'ondes et une seconde surface destinée à délivrer en sortie le nombre de faisceaux de rayons sur un nombre (N) de points focaux, l'élément optique holographique primaire ayant une première aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans une bande de longueurs d'ondes; un nombre (N) d'éléments optiques holographiques secondaires ( 136) dont certains, individuels, ont une surface réfléchissante concave de rayon (r) destinée à diriger un faisceau de rayons incident reçu dudit élément optique holographique primaire afin de former une image réelle finale sur l'un, associé, des (N) points focaux, chacune des surfaces réfléchissantes concaves étant disposée sur un axe qui part de ladite seconde surface de l'élément optique holographique primaire et qui passe par20 l'un, associé, desdits (N) points focaux, chacun des éléments optiques holographiques secondaires ayant une seconde aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristi- que sur l'une, associée, des images réelles finales; et un nombre (N) d'éléments d'objectifs achromatiques ( 140) dont certains, individuels, sont disposés à proximité de l'un des (N) points focaux afin de former une image de l'élément optique holographique primaire sur l'un, associé, des éléments optiques holographiques secondaires de manière que tous les rayons divergeant d'un point unique sur la seconde surface de l'élément optique holographique primaire soient amenés à un point unique sur la surface de l'élément optique holographique secondaire. 2 Télescope selon la revendication 1, carac- térisé en ce que, pour chacun des éléments optiques hologra- phiques secondaires: t = la distance à laquelle le front d'ondes est dirigé (distance de l'objet); t' = distance à laquelle le front d'ondes est diffracté (distance de l'image); Apt = le décalage axial (longitudinal) de t' pour une largeur de bande AI, o A est une longueur d'onde nominale; f = longueur focale de l'élément optique holographique secondaire; l'aberration chromatique axiale de chacun des éléments optiques holographiques secondaires étant donnée par AV t = e 2 (AX/X ( 2/r 1/f)). 3 Télescope selon la revendication 1, carac- térisé en ce qu'il comporte en outre un nombre (N) de moyens détecteurs ( 100) de rayonnement ayant chacun une surface sensible à un rayonnement disposée à l'un des N points focaux. 4 Télescope selon la revendication 3, carac- térisé en ce qu'il est lié à un appareil ( 2) de navigation inertielle pour former simultanément l'image de plusieurs objets stellaires, chacun des moyens détecteurs de rayon- nement ayant une sortie couplée à un moyen ( 66) de déter- mination de position dudit appareil de navigation inertielle. Télescope selon la revendication 1, carac- térisé en ce qu'il comporte en outre (N) jeux de miroirs ( 176 a, 176 b; 188 a, 188 b) de renvoi de faisceau, jeux dans chacun desquels l'un des miroirs de renvoi de faisceau est disposé de façon à replier le trajet entre la seconde surface de l'élément optique holographique primaire et l'un des éléments de lentilles achromatiques; et deux des miroirs de renvoi de faisceau sont disposés de façon à replier deux fois le trajet entre ledit élément de lentille achromatique et la surface réfléchissante concave de l'un, associé, des éléments optiques holographiques secondaires. 6 Appareil optique, caractérisé en ce qu'il comporte un élément optique holographique (EOH) primaire ( 134) ayant une première surface destinée à recevoir au moins un faisceau de rayons représentant un front d'ondes et une seconde surface destinée à délivrer en sortie le faisceau de rayons à un premier point focal, l'élément optique hologra- phique primaire ayant une première aberration caractéristique10 pour des longueurs d'ondes comprises dans une bande de longueurs d'ondes; un élément optique holographique secon- daire ( 136) ayant une surface réfléchissante concave de rayon (r) destinée à diriger un faisceau de rayons incident, reçu de l'élément optique holographique primaire, afin de former une image réelle finale en un second point focal, la surface réfléchissante concave étant disposée le long d'un axe qui part de ladite seconde surface de l'élément optique hologra- phique primaire et qui passe par le second point focal, l'élément optique holographique secondaire ayant une seconde aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes qui est opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristique sur l'image réelle finale; un élément d'objectif achromatique ( 140) disposé à proximité du premier point focal pour former une image de l'élément optique holographique primaire sur l'élément optique holographique secondaire de manière que tous rayons divergeant d'un point unique sur la seconde surface de l'élément optique hologra- phique primaire soient amenés à un point unique sur la surface de l'élément optique holographique secondaire; et un moyen à miroir ( 143) disposé le long d'un plan qui coupe l'axe sous un angle tel que ce miroir réfléchit l'image réelle finale sur un point en dehors de l'axe. 7 Appareil optique selon la revendication 1, caractérisé en ce que: la distance à laquelle le front d'ondes est dirigé (distance de l'objet); ' = distance à laquelle le front d'ondes est diffracté (distance de l'image); Af' = le décalage axial (longitudinal) de V pour une largeur de bande AI, o X est une longueur d'onde nominale; f longueur focale de l'élément optique holographique secondaire; l'aberration chromatique axiale de chacun des éléments optiques holographiques secondaires étant donnée par: A -, = e 12 (AX/I ( 2/r 1/f)). 8 Appareil optique, caractérisé en ce qu'il comporte un élément optique holographique (EOH) primaire ( 134) ayant une première surface destinée à recevoir au moins un faisceau de rayons représentant un front d'ondes et une seconde surface destinée à délivrer en sortie le faisceau de rayons à un premier point focal, l'élément optique hologra- phique primaire ayant une première aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans une bande de longueurs d'ondes; un élément optique holographique secon- daire ( 136) de puissance négative ayant une première surface destinée à recevoir un faisceau de rayons incident provenant de l'élément optique holographique primaire et une seconde surface destinée à délivrer en sortie le faisceau de rayons incident, la première surface de l'élément optique hologra- phique secondaire étant disposée suivant un axe qui part de la seconde surface de l'élément optique holographique primaire et qui passe par un point focal d'une image vir- tuelle achromatique qui est disposé entre l'élément optique holographique primaire et l'élément optique holographique secondaire, ce dernier ayant une seconde aberration carac- téristique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes qui est opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristique; un premier élément d'objectif achromatique ( 140) disposé à5 proximité du premier point focal pour former une image de l'élément optique holographique primaire sur l'élément optique holographique secondaire de manière que tous les rayons divergeant d'un point unique sur la seconde surface de l'élément optique holographique primaire soient amenés à un point unique sur la surface de l'élément optique holographi- que secondaire; et un second élément d'objectif achromatique ( 141) disposé à proximité immédiate de la seconde surface de l'élément optique holographique secondaire pour focaliser le faisceau de rayons qui en sort afin de former une image réelle achromatique en un second point focal. 9 Suiveur stellaire lié destiné à générer des informations de navigation à partir d'une position supposée donnée par une unité de mesure inertielle à bord d'un véhicule, caractérisé en ce qu'il comporte des moyens d'observation ( 40) ayant une ou plusieurs ouvertures d'entrée, ayant chacune un ou plusieurs champs optiques, pour former simultanément les images de plusieurs corps célestes; des moyens destinés à lier les moyens d'observation dans une orientation fixe sur le véhicule; des moyens ( 58) destinés à convertir les images des corps célestes observés en signaux électriques pouvant être détectés; et des moyens ( 62) qui sont couplés aux moyens de conversion et qui, en réponse à ces derniers, établissent des informations de correction pour l'unité de mesure inertielle; la ou chacune des ouvertures d'entrée comprenant un élément optique holographique (EOH) primaire ( 134) ayant une première surface destinée à recevoir un ou plusieurs faisceaux de rayons, représentant chacun un front d'ondes émanant d'un corps céleste, et une seconde surface destinée à délivrer en sortie le ou les faisceaux de rayons reçus vers un ou plusieurs points focaux, l'élément optique holographique primaire ayant une première aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans une bande de longueurs d'ondes; et les moyens d'observation comprenant en outre au moins un élément optique holographique secondaire ( 136) disposé suivant un axe passant par l'un des points focaux, au moins l'un des éléments optiques hologra- phiques secondaires ayant une seconde aberration caractéris- tique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes qui est opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristique sur une image d'un corps céleste. Suiveur stellaire suivant la revendication 9, caractérisé en ce que les moyens d'observation comprennent un nombre (N) d'éléments optiques holographiques secondaires ( 136) dont certains, individuels, ont une surface réfléchis- sante concave de rayon (r) destinée à diriger un faisceau de rayons incident reçu dudit élément optique holographique primaire de façon à former une image réelle à l'un, associé, de (N) points focaux, chacune des surfaces réfléchissantes concaves étant disposée sur un axe qui part de la seconde surface de l'élément optique holographique primaire et qui passe par l'un, associé, des (N) points focaux, chacun des éléments optiques holographiques secondaires ayant une seconde aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes qui est opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristique sur celle, associée, des images réelles finales; et un nombre (N) d'éléments d'objectifs achromati- ques ( 140) dont certains, individuels, sont disposés à proximité de l'un des (N) points focaux afin de former une image de l'élément optique primaire sur l'un, associé, des éléments optiques secondaires afin que tous les rayons divergeant d'un point unique sur la seconde surface de l'élément optique holographique primaire soient amenés à un point unique sur la surface de l'élément optique holographi- que secondaire. 11 Suiveur stellaire selon la revendication 10, caractérisé en ce qu'il comporte en outre (N) jeux de miroirs ( 176 a, 176 b; 188 a, 188 b) de renvoi de faisceaux, jeux dans chacun desquels l'un des miroirs de renvoi de faisceaux est disposé de façon à replier le trajet entre la seconde surface de l'élément optique holographique primaire et l'un des éléments d'objectifs achromatiques, et deux des miroirs de renvoi de faisceaux sont disposés de façon à replier deux fois le trajet entre l'élément d'objectif achromatique et la surface réfléchissante concave de l'un, associé, des éléments optiques holographiques secondaires. 12 Suiveur stellaire selon la revendication 9, caractérisé en ce que le ou chaque élément optique hologra- phique secondaire présente une surface réfléchissante concave de rayon (r) destinée à diriger un faisceau de rayons incident reçu de l'élément optique holographique primaire afin de former une image réelle finale en un second point focal, la seconde surface réfléchissante concave étant disposée suivant l'axe qui part de la seconde surface de l'élément optique holographique primaire et qui passe par le second point focal, l'élément optique holographique secon- daire ayant une seconde aberration caractéristique pour des longueurs d'ondes comprises dans la bande de longueurs d'ondes qui est opposée à celle de la première aberration caractéristique afin d'annuler sensiblement l'effet de la première aberration caractéristique sur l'image réelle finale, les moyens d'observation comprenant en outre un élément d'objectif achromatique ( 140) disposé à proximité du premier point focal pour former une image de l'élément optique holographique primaire sur 1 'élément optique hologra- phique secondaire de manière que tous les rayons divergeant d'un point unique sur la seconde surface de l'élément optique holographique primaire soient amenés à un point unique de la surface de l'élément optique holographique secondaire; et un moyen à miroir ( 143) disposé suivant un plan qui coupe l'axe en formant avec lui un angle pour réfléchir l'image réelle5 finale vers un point en dehors de l'axe. 13 Télescope de Schmidt, caractérisé en ce qu'il comporte un miroir sphérique concave ( 164), et une lame correctrice ( 162) placée au centre ou à proximité du centre de courbure du miroir sphérique afin de corriger une aber- ration sphérique du miroir sphérique concave, la lame correctrice comprenant un élément optique holographique. 14 Télescope de Schmidt selon la revendication 13, caractérisé en ce qu'il comporte en outre un détecteur ( 100) de rayonnement placé en un point focal du miroir sphérique concave. Télescope de Schmidt selon la revendication 13, caractérisé en ce qu'il comporte en outre au moins un miroir de renvoi ( 176 a, 176 b; 188 a, 188 b) qui est placé entre le miroir sphérique concave et la lame correctrice. 16 Télescope de Schmidt à champs optiques multiples, caractérisé en ce qu'il comporte plusieurs miroirs sphériques concaves et plusieurs lames correctrices placées chacune optiquement au centre de courbure de l'un des miroirs sphériques, chacune des lames correctrices étant incluse dans25 un assemblage d'éléments optiques holographiques, l'assem- blage d'éléments optiques holographiques comprenant un ou plusieurs éléments optiques holographiques ( 134, 136). 17 Télescope de Schmidt selon la revendication 16, caractérisé en ce qu'il comporte en outre plusieurs détecteurs ( 100) de rayonnement dont certains, individuels, sont placés en un point focal de l'un des miroirs sphériques concaves. 18 Télescope de Schmidt selon la revendication 16, caractérisé en ce qu'il comprend au moins un miroir de renvoi qui est placé entre l'un des miroirs sphériques concaves et l'une des lames correctrices. 19 Système optique, caractérisé en ce qu'il comporte un diaphragme optique comprenant un élément optique holographique ayant plusieurs lames correctrices d'aberration5 sphériques présentant chacune un champ optique différent; plusieurs réflecteurs sphériques concaves dont certains, individuels, sont placés de façon à recevoir un front d'ondes corrigé provenant de l'une des lames correctrices; et plusieurs détecteurs ( 100) de rayonnement dont certains,10 individuels, sont placés en un point focal de l'un des réflecteurs sphériques concaves. Système optique selon la revendication 19, caractérisé en ce qu'il comporte en outre plusieurs miroirs de renvoi ( 176 a, 176 b; 188 a, 188 b) dont certains, indi- viduels, sont placés de façon à relayer un rayonnement provenant de l'une des plaques correctrices vers l'un des réflecteurs sphériques concaves. 21 Système optique selon la revendication 19, caractérisé en ce qu'il est lié à un système de navigation inertielle pour l'observation simultanée de plusieurs corps célestes.