FR 3139393 A1 20240308 FR 2208792 A 20220901 L’invention concerne un procédé de mise au point automatique dans un télescope, lequel télescope comporte un système optique configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste et un capteur matriciel configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique, le procédé comprenant les étapes consistant à : - déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel dans différentes positions de mise au point, - dans chaque position de mise au point, générer une image numérique et reconnaître au moins une image d’étoile dans ladite image numérique, - déterminer, dans chaque image numérique, une valeur de taille d’image de l’étoile, - mettre en œuvre une méthode de déplacement pour déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel, dans une meilleure position de mise au point correspondant à la valeur minimale de taille, - définir plusieurs plages de valeurs de taille d’image d’étoile et pour chaque plage, mettre en œuvre une méthode de déplacement distincte. . Procédé de mise au point automatique dans un télescope L’invention a pour objets un procédé de mise au point automatique dans un télescope. L’invention a également pour objets un programme informatique permettant la mise en œuvre du procédé et un télescope comportant un dispositif de mise au point automatique. L'invention se rapporte notamment au domaine des techniques de mise au point automatique. État de la technique Dans les télescopes astronomiques, les systèmes optiques sont généralement composés de lentilles et/ou de miroirs configurés pour former une image d’une scène d’observation céleste. Dans les télescopes numériques, un capteur matriciel génère alors une image numérique de l’image formée par le système optique, laquelle image numérique est affichée sur un écran pour être visualisée par l’observateur. Un tel télescope est par exemple décrit dans le document brevet WO2021048503. Ces systèmes optiques génèrent différents types d’aberrations, et notamment : des aberrations chromatiques, les aberrations géométriques et les aberrations dues aux défauts de fabrication. Ces aberrations se traduisent par des images floues. Dans le cas d’un télescope astronomique, les objets célestes observés (étoiles, planètes, nébuleuses, …) sont situés à l’infini, de sorte que leurs rayons captés arrivent tous parallèles. Les miroirs paraboliques permettent de faire converger ces rayons parallèles en un point unique appelé point focal, raison pour laquelle ce type de miroir est habituellement utilisé dans les systèmes optiques des télescopes. La mise au point consiste à placer le point ou plan focal F best au niveau du capteur 3 pour que l’image soit la plus nette possible. Les objets célestes étant situés à l’infini, la position du point focal F best ne varie pratiquement jamais. Toutefois, en se rapportant à la , le système mécanique reliant les éléments du système optique 2 et le capteur 3 peut se déformer et/ou se dérégler, de sorte que pour des raisons pratiques, le point focal F best ne coïncide généralement pas avec le capteur 3 (distance ∆F). Le capteur 3 est alors défocalisé. La taille de l’image acquise par le capteur 3 grossit, et l’image numérique générée va être dégradée. Il est alors nécessaire de faire une mise au point (focus) pour compenser les incertitudes mécaniques sur la position entre le système optique 2 et le capteur 3, et ramener ledit capteur au point focal F best . Le réglage de la mise au point est relativement délicat et complexe, car une variation de la distance ∆F entre le capteur 3 et le point focal F best de quelques dizaines micromètres permet de passer d’une image nette à une image dégradée. Cette variation de distance représente environ 0,01% de la longueur du tube de télescope et peut se produire (par dilatation) pour une variation de température d’environ 10°C. Les méthodes de mise au point automatique sont généralement basées sur des algorithmes de mise au point (algorithme d’autofocus) qui commandent automatiquement, selon divers paramètres, le déplacement du système optique et/ou du capteur pour ramener le point focal au niveau dudit capteur. De nombreux algorithmes d’autofocus existent. Le document brevet US10302901 décrit par exemple une méthode basée sur une analyse du niveau de luminosité de l’image d’objets célestes présents dans la scène d’observation céleste. La meilleure position de mise au point retenue est celle correspondant à l’image ayant la plus forte luminosité. Le document brevet JP6398250 décrit une autre méthode basée non seulement sur une analyse du niveau de luminosité, mais également sur la taille de l’objet céleste. La meilleure position de mise au point correspond à la position où la taille est la plus petite et où la luminosité est maximale. Ces techniques d’autofocus sont relativement complexes, et nécessitent d’acquérir un nombre relativement important d’images numériques, ce qui augmente non seulement la charge de calcul, mais également le temps nécessaire pour atteindre la meilleure position de mise au point. En outre, les résultats obtenus ne sont pas toujours très fiables et robustes lorsque les conditions d’observations changent (pollution lumineuse notamment). L’invention vise à remédier à tout ou partie des inconvénients précités. En particulier, un objectif de l’invention est de proposer une technique de mise au point automatique qui soit plus simple que celles de l’art antérieur, et qui soit fiable et robuste dans des conditions d’utilisation variées. Un autre objectif de l’invention est de réduire la charge de calcul et d’atteindre plus rapidement la meilleure position de mise au point. Présentation de l’invention La solution proposée par l’invention est un procédé de mise au point automatique dans un télescope, lequel télescope comporte un système optique configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste et un capteur matriciel configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique, le procédé comprenant les étapes consistant à : - déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel dans différentes positions de mise au point, - dans chaque position de mise au point, générer une image numérique et reconnaître au moins une image d’étoile dans ladite image numérique, - déterminer, dans chaque image numérique, une valeur de taille d’image de l’étoile, - mettre en œuvre une méthode de déplacement pour déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel, dans une meilleure position de mise au point correspondant à la valeur minimale de taille, - définir plusieurs plages de valeurs de taille d’image d’étoile et pour chaque plage, mettre en œuvre une méthode de déplacement distincte. L’innovation proposée consiste maintenant à mettre en œuvre des méthodes distinctes de déplacement pour atteindre la meilleure position de mise au point. L’invention permet ainsi de mettre en œuvre la méthode de déplacement la plus adaptée en fonction de la valeur de taille d’image d’étoile détectée. En d’autres termes, selon la plage dans laquelle est située la valeur de taille d’image détectée, la méthode de déplacement ne sera pas la même. Par exemple, pour des valeurs de taille d’image relativement élevées, c’est-à-dire pour des images acquises dans des positions éloignées de la meilleure position de mise au point, une première méthode relativement simple, pourra être mise en œuvre pour approcher rapidement, et avec un nombre réduit d’occurrences, la zone de la meilleure position. Dans cette zone où les valeurs de taille d’image sont plus faibles, une autre méthode basée sur une analyse plus fine et plus précise des images pourra être mise en œuvre pour atteindre rapidement la meilleure position de mise au point. Il en résulte que la technique est globalement plus simple que celles de l’art antérieur, notamment du fait qu’il n’est pas nécessaire de mettre en œuvre une méthode unique complexe pour approcher rapidement la meilleure position de mise au point. La charge de calcul est essentiellement concentrée dans la zone de la meilleure position de mise au point où les valeurs de taille d’image sont les plus faibles, de sorte que cette meilleure position peut être atteinte très rapidement et de manière très fiable. D’autres caractéristiques avantageuses de l’invention sont listées ci-dessous. Chacune de ces caractéristiques peut être considérée seule ou en combinaison avec les caractéristiques remarquables définies ci-dessus. Chacune de ces caractéristiques contribue, le cas échéant, à la résolution de problèmes techniques spécifiques définis plus avant dans la description et auxquels ne participent pas nécessairement les autres caractéristiques définies ci-dessus. Les caractéristiques suivantes peuvent ainsi faire l’objet, le cas échéant, d’une ou plusieurs demandes de brevet divisionnaires : Selon un mode de réalisation, le procédé comprend les étapes suivantes : - définir une première zone de positions de mise au point associée à une première plage de valeurs de taille et définir une deuxième zone de positions de mise au point associée à une deuxième plage de valeurs de taille, les valeurs de la première plage étant supérieures aux valeurs de la deuxième plage, la meilleure position de mise au point étant incluse dans ladite deuxième zone ; - pour la première plage, définir une première méthode de déplacement conçue pour atteindre la deuxième zone, et pour la deuxième plage, définir une deuxième méthode de déplacement conçue pour atteindre la meilleure position de mise au point, la deuxième méthode étant différente de la première méthode. Selon un mode de réalisation, les différentes zones de positions de mise au point et plages de valeurs de taille sont définies durant une phase préalable de calibration du télescope au cours de laquelle des valeurs de taille d’images d’étoiles sont déterminées dans plusieurs positions de mise au point. Selon un mode de réalisation, le procédé comprend les étapes suivantes durant une phase d’observation d’une scène d’observation céleste : - déterminer une valeur de taille d’image d’étoile dans une position de mise au point ; - comparer la valeur de taille d’image aux plages de valeurs de taille, et si la valeur de taille d’image est située dans la première plage, alors mettre en œuvre la première méthode, et si la valeur de taille d’image est située dans la deuxième plage, alors mettre en œuvre la deuxième méthode. Selon un mode de réalisation, si dans une première position de mise au point, la valeur de taille d’image est située dans la première plage, alors la première méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : - déplacer le système optique et/ou le capteur dans une autre position de mise au point, située dans la première zone et déterminer une deuxième valeur de taille d’image d’étoile ; - déduire des deux valeurs de taille d’image, une fonction mathématique du premier degré h telle que Z=h(F) où Z représente les valeurs de taille d’image et F les positions de mise au point ; - à partir de la fonction h, calculer une position de mise au point F 2 située dans la deuxième zone et telle que h(F 2 )=0 et déplacer le système optique et/ou le capteur dans ladite position ; - mettre en œuvre la deuxième méthode depuis la position de mise au point F 2 . Selon un mode de réalisation, si dans une position de mise au point, la valeur de taille d’image est située dans la deuxième plage, alors la deuxième méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : - déplacer le système optique et/ou le capteur dans n positions de mise au point, situées dans la deuxième zone, avec n tel que 2 ≤ n Selon un mode de réalisation, si dans une position de mise au point, la valeur de taille d’image est située dans la deuxième plage, alors la deuxième méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : - déplacer le système optique et/ou le capteur dans n positions de mise au point, situées dans la deuxième zone, avec n tel que 2 ≤ n 21 -F 2n : --- calculer une valeur de taille d’image d’étoiles et détecter un niveau de luminosité de ladite image ; -- utiliser ce niveau de luminosité pour affecter un niveau d’incertitude à la valeur de taille d’image calculée ; - définir une courbe d’ajustement définissant le meilleur ajustement par rapport aux valeurs de taille d’image calculées affectées des niveaux d’incertitude ; - calculer une valeur minimale de taille correspondante au point bas de la courbe d’ajustement ; - entraîner le déplacement du système optique et/ou du capteur, dans la position de mise au point correspondant à ladite valeur minimale de taille. Selon un mode de réalisation, les niveaux d’incertitude affectés aux valeurs de taille d’images sont tels que plus une valeur de taille est petite, moins le niveau d’incertitude y affecté est élevé ; et inversement, plus la valeur de taille est grande, plus le niveau d’incertitude y affecté est élevé. Selon un mode de réalisation, pour chaque position de mise au point, les luminosités de plusieurs images d’étoiles reconnues dans l’image numérique sont calculées, le niveau de luminosité utilisé pour affecter le niveau d’incertitude correspondant à la moyenne desdites luminosités calculées. Selon un mode de réalisation, pour chaque position de mise au point, les valeurs de taille de plusieurs images d’étoile reconnues dans l’image numérique sont calculées, la valeur de taille retenue correspondant à la moyenne desdites valeurs tailles. Selon un mode de réalisation, dans chaque position de mise au point, on reconnaît et on sélectionne plusieurs images d’étoile dans l’image numérique, le niveau de luminosité desdites images étant le critère de sélection. Selon un mode de réalisation, les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité supérieur ou égal à un niveau de luminosité seuil maximum ne sont pas sélectionnées, et/ou les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité inférieur ou égal à un niveau de luminosité seuil minimum ne sont pas sélectionnées. L’invention concerne également un programme informatique comprenant des instructions de code pour l'exécution des étapes du procédé selon l’une quelconque des caractéristiques précédentes, lorsque lesdites instructions sont exécutées par une unité de traitement. L’invention concerne également un télescope comprenant un dispositif de mise au point automatique, lequel télescope comporte : - un système optique configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste, - un capteur matriciel configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique, - une unité de déplacement configurée pour déplacer le système optique et/ou le capteur dans différentes positions de mise au point, - une unité de génération d’images configurée pour générer, dans chaque position de mise au point, une image numérique, - une unité de reconnaissance configurée pour reconnaître au moins une image d’étoile dans ladite image numérique, - un calculateur configuré pour déterminer, dans chaque image numérique, une valeur de taille d’image de l’étoile, - une zone mémoire dans laquelle est enregistré un programme informatique comprenant des instructions de code qui, lorsqu’elles sont exécutées par une unité de traitement, permettent de mettre en œuvre le procédé de mise au point automatique, lequel programme informatique est conforme aux caractéristiques précédentes. Br è ve description des figures D’autres avantages et caractéristiques de l’invention apparaîtront mieux à la lecture de la description des modes de réalisation qui vont suivre, en référence aux dessins annexés, réalisés à titre d’exemples indicatifs et non limitatifs et sur lesquels : précitée schématise la défocalisation d’un capteur. illustre un télescope apte à la mise en œuvre de l’invention. illustre une image numérique d’une scène d’observation céleste acquise dans une première position de mise au point. illustre une image numérique d’une scène d’observation céleste acquise dans une deuxième position de mise au point. illustre une image numérique d’une scène d’observation céleste dans laquelle plusieurs images d’étoiles sont reconnues et certaines sélectionnées pour l’analyse. est une courbe illustrant la variation de la taille moyenne Z calculée des images d’étoiles en fonction des positions de mise au point F. est une courbe illustrant la variation du nombre N d’étoiles détectées en fonction des positions de mise au point F. schématise un capteur dans différentes positions de mise au point. illustre la mise en œuvre de la première méthode de déplacement et de la deuxième méthode de déplacement. illustre une variante de mise en œuvre de la deuxième méthode de déplacement. L’invention peut mettre en œuvre un ou plusieurs programmes informatiques exécutés par des équipements. Par souci de clarté, il faut comprendre au sens de l’invention que « une étape consiste à faire quelque chose », « un équipement fait quelque chose » ou que « le programme informatique fait quelque chose », signifient « le programme informatique exécuté par une unité de traitement fait quelque chose ». Le cas échéant et pour éventuellement compléter leur définition courante, les précisions suivantes sont apportées à certains termes utilisés dans les revendications et la description : - « Ressource informatique » peut être compris de façon non limitative comme : composant, matériel, logiciel, fichier, connexion à un réseau informatique, quantité de mémoire RAM, espace de disque dur, bande passante, vitesse de processeur, nombre de CPU, etc. - « Unité de traitement » peut être compris de façon non limitative comme : processeur, microprocesseurs, CPU (pour Central Processing Unit). - « Programme informatique » peut être comprise comme : logiciel, application informatique, ou software, dont les instructions de code sont notamment exécutées par une unité de traitement. - Tel qu’utilisé ici, sauf indication contraire, l’éventuelle utilisation des adjectifs ordinaux « premier », « deuxième », etc., pour décrire un objet ou une étape indique simplement que différentes occurrences d’objets ou d’étapes similaires sont mentionnées et n’implique pas que les objets ou étapes ainsi décrits doivent être dans une séquence donnée, que ce soit dans le temps, dans l'espace, dans un classement ou de toute autre manière. - « X et/ou Y » signifie : X seul ou Y seul ou X+Y. - D'une manière générale, on appréciera que sur les différents dessins annexés, les objets sont arbitrairement dessinés pour faciliter leur lecture. Le télescope objet de l’invention est principalement utilisé pour l’observation d’objets célestes (planètes, étoiles, constellations, nébuleuses, galaxies, « deep sky object »…), mais peut également être utilisé pour l’observation d’objets non célestes tels que des satellites. Sur la , le télescope comprend un corps creux 1, un système optique 2, 20 configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste et un capteur matriciel 3 configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique. Le système optique est composé d’un miroir primaire 2 et d’un miroir de renvoi 20. Le système optique peut toutefois être différent et comporter par exemple un miroir primaire, un miroir secondaire et éventuellement une ou plusieurs lentilles. Le corps 1 a préférentiellement la forme d’un tube creux de section circulaire, mais pourrait être un tube de section ovale, carrée, octogonale, ou autre. Il est précisé que le corps 1 n’est pas nécessairement de forme tubulaire, mais peut être de forme conique, ou formé de portions de tubes ou de cônes par exemple. Le corps 1 peut être réalisé en métal, en matériau plastique, en matériau composite, etc. À titre d’exemple, sa longueur est comprise entre 200 mm et 1000 mm, son diamètre compris entre 50 mm et 500 mm et son épaisseur comprise entre 1 mm et 10 mm. Le miroir 2 est préférentiellement un miroir parabolique concave dont le diamètre correspond sensiblement à celui du corps 1. Sur la , le miroir 2 a une forme circulaire adaptée à la forme et au diamètre interne du corps 1. Le centre du miroir 2 est positionné sur l’axe optique A-A (abstraction faite des contraintes de fabrications). Le capteur 3 est disposé dans le plan focal pour acquérir l’image de l’objet observé O. Sur la , un miroir de renvoi 20 permet de dévier à 90° les rayons R (et l’axe optique) vers le capteur 3. L’axe optique est ici non rectiligne et se décompose en un axe optique principal (confondu avec l’axe de symétrie du corps 1 et par un axe optique secondaire entre le miroir de renvoi 20 et le capteur 3. D’autres configurations sont possibles dans le cadre de l’invention, notamment celles décrites dans les documents brevets FR3100896, FR3101443, FR3108180, ou WO2018025001 où l’axe optique est un axe rectiligne confondu avec l’axe de symétrie du corps 1. Le capteur 3 est un composant photosensible servant à convertir les rayons lumineux R en signaux électriques. L’image de l’objet observé étant acquise par le capteur 3, on réalise donc une observation indirecte de l’objet, l’utilisateur n’observant pas directement l’image au travers d’un oculaire. Le capteur 3 peut être préférentiellement un capteur CCD (pour l’acronyme anglais Charged Coupled Device – pouvant être traduit en français par « dispositif à transfert de charges ») ou CMOS (pour l’acronyme anglais Complementary Metal Oxide Semiconductor - pouvant être traduit en français par « semiconducteur d'oxyde de métal complémentaire ») comportant un agencement de pixels (préférentiellement en générant des images couleur). Ce type de capteur 3 a des dimensions réduites, ce qui permet de l’installer aisément dans le corps creux 1, sans interférer avec les rayons R, tout en conservant une luminosité optimale. Le diamètre du capteur 3 est par exemple compris entre 15 mm et 30 mm. Les signaux électriques générés par le capteur 3 peuvent être transmis à une unité de génération d’image qui peut être l’unité de traitement 4 du télescope ou une unité électronique distincte. Les images de l’objet O peuvent alors être visionnées sur un écran, qui peut intégrer dans le télescope et/ou être distant dudit télescope, par exemple sur l’écran d’un Smartphone (téléphone intelligent). Une unité de déplacement est configurée pour déplacer le capteur 3 dans différentes positions de mise au point. Sur la , le capteur 3 est fixé sur un support mobile 30 motorisé au moyen d’un moteur 31. Le moteur 30 est par exemple connecté à l’unité de traitement 4. Celle-ci pilote le moteur 31 pour déplacer en translation le support mobile 30 et le capteur 3 le long de l’axe optique A, lors de la mise en œuvre du procédé objet de l’invention. Selon un mode de réalisation alternatif ou complémentaire, le miroir 2 (ou un autre élément du système optique) est motorisé de façon à le déplacer en translation le long de l’axe optique A. C’est donc le système optique et/ou le capteur qui peuvent être déplacés dans différentes positions de mise au point. Le procédé selon l’invention repose sur des étapes classiques de mise au point automatique : un déplacement du système optique et/ou du capteur dans différentes positions de mise au point ; la génération, dans chaque position de mise au point, d’une image numérique ; la reconnaissance d’au moins une image d’étoile dans ladite image numérique ; la détermination, dans chaque image numérique, d’une valeur de taille d’image de l’étoile ; la mise en œuvre d’une méthode de déplacement pour déplacer le système optique et/ou le capteur, dans une meilleure position de mise au point correspondant à la valeur minimale de taille. Selon un mode de réalisation, on définit plusieurs plages de valeurs de taille d’image, et pour chaque plage ainsi définie, on met en œuvre une méthode de déplacement distincte. Les figures 3a et 3b illustrent deux images numériques d’une scène d’observation céleste dans deux positions distinctes de mise au point. Les points clairs représentent des images d’étoiles E. Les valeurs de taille d’image d’étoiles sur la sont supérieures à celles de la . L’objectif est d’atteindre une position de mise au point où les tailles d’images d’étoiles sont les plus petites possibles. L’information relative à la taille d’image est donc utilisée pour contrôler la position du système optique 2, 20 et/ou du capteur 3. Dans un souci de clarté, en sans que cela puisse être interprété comme une limitation de l’invention, la suite de la description fait uniquement référence à un déplacement du capteur 3. Lors de l’observation d’une scène céleste, l’image numérique acquise par le capteur 3 contient habituellement systématiquement des images d’étoiles. L’image numérique est analysée par une unité de reconnaissance d’image qui peut être l’unité de traitement 4 ou une unité électronique distincte. Cette analyse est réalisée en exécutant un processus informatique de reconnaissance configuré pour détecter au moins un élément caractéristique d’une ou plusieurs étoiles dans l’image, par exemple la luminosité, la symétrie, etc. En cas de besoin, l’homme du métier pourra notamment se référer aux documents brevets FR3054897 et/ou US2019196173 pour davantage de détails sur un tel processus informatique de reconnaissance. La mise en œuvre du procédé objet de l’invention peut être réalisée en se basant sur l’analyse d’une seule image d’étoile. Toutefois, les meilleurs résultats sont obtenus lorsque plusieurs images d’étoiles sont analysées simultanément dans une même image numérique. Cette analyse multiple permet de réduire les incertitudes de mesure et confère davantage de robustesse au procédé. Selon un mode de réalisation, les images d’étoiles retenues pour l’analyse sont préalablement sélectionnées, le niveau de luminosité desdites images étant le critère de sélection. Le niveau de luminosité est calculé selon une méthode connue de l’homme du métier, par exemple celle décrite dans le document brevet précité US10302901 auquel l’homme du métier pourra se référer. Le niveau de luminosité calculé est celui correspondant à la luminosité des pixels formant l’image de l’étoile. Les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité trop important (supérieur ou égal à un niveau de luminosité seuil maximum L seuil_max ) sont écartées de l’analyse, car elles risquent de saturer le capteur 3 et fausser le calcul de taille. Également, les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité trop faible (inférieur ou égal à un niveau de luminosité seuil minimum L seuil_min ) sont écartées de l’analyse, car elles sont trop proches du bruit de mesure et risquent également de fausser le calcul de taille. La illustre, à titre d’exemple, une image numérique d’une scène d’observation céleste dans laquelle plusieurs images d’étoiles sont reconnues et certaines (entourées d’un cercle) sélectionnées pour l’analyse. À titre d’exemple toujours, les images d’étoiles reconnues, mais non sélectionnées sont entourées d’un carré. La taille de l’image d’étoile est calculée par un calculateur selon une méthode connue de l’homme du métier, par exemple celle décrite dans le document brevet JP6398250 précité et auquel l’homme du métier pourra se référer. Le calculateur peut être l’unité de traitement 4 ou un calculateur dédié distinct. Pour chaque position de mise au point, les valeurs de taille d’une ou préférentiellement plusieurs images d’étoiles reconnues dans l’image numérique acquise dans ladite position sont calculées. Selon un mode de réalisation, dans une position de mise au point donnée, la valeur de taille retenue pour l’analyse correspond à la moyenne des valeurs de tailles calculées de chaque image d’étoiles. Aussi, le nombre d’images d’étoiles reconnues dans une image numérique peut varier d’une position de mise au point à une autre et/ou ce ne sont pas nécessairement les mêmes étoiles qui sont reconnues et suivies d’une position de mise au point à une autre. Par exemple, dans une première position de mise au point, les valeurs de taille de dix images d’étoile peuvent être moyennées, alors que dans une deuxième position de mise au point, les valeurs de taille de six images d’autres étoiles sont moyennées. Cette méthode de calcul permet d’obtenir des résultats fiables, mais également extrêmement robustes dans des conditions d’observations très variées. La est une courbe illustrant la variation de la taille moyenne Z calculée des images d’étoiles en fonction des positions de mise au point F. La courbe à une forme typique en V. La est une courbe illustrant la variation du nombre N d’étoiles détectées en fonction des positions de mise au point F et qui a une forme globalement inverse de celle de la . Et la schématise le capteur 3 dans différentes positions de mise au point. Lorsque le capteur 3 est éloigné du point focal F best – ou foyer - (c.-à-d. la meilleure position de mise au point), les images d’étoiles ne sont pas détectées, car leur taille est trop grande et leur luminosité trop faible (inférieure ou égale à la luminosité seuil minimum L seuil_min ) et noyée dans le bruit de mesure (position F3). Quand le capteur 3 se rapproche du point focal F best (position F2) on commence à détecter des images de quelques d’étoiles (leur luminosité est comprise entre L seuil_min et L seuil_max ), mais celles-ci ont des tailles importantes. Plus le capteur 3 se rapproche du point focal F best , plus la taille de l’image d’étoile diminue et davantage d’images d’étoiles sont détectées. Le phénomène inverse apparaît lorsque le capteur 3 s’éloigne du point focal F best . D’où la symétrie des courbes des figures 5a et 5b par rapport au point focal F best . De ces courbes, on peut définir différentes plages de valeurs de taille d’image d’étoiles : - Une première plage ∆Z1 où les valeurs de taille varient de façon linéaire ou quasi linéaire avec la position de mise au point. Cette première plage ∆Z1 est associée à une première zone de positions de mise au point ∆F1. - Une deuxième plage ∆Z2 proche du point focal F best et où les valeurs de taille varient selon une courbe du deuxième degré (courbe du type parabolique), la valeur de taille minimale étant située au niveau du point focal F best . La position du point focal est incluse dans la deuxième plage ∆Z2. Cette deuxième plage ∆Z2 est associée à une deuxième zone de positions de mise au point ∆F2. Les valeurs de taille de la première plage ∆Z1 sont supérieures aux valeurs de taille de la deuxième plage ∆Z2. Dans cette deuxième plage ∆Z2, les tailles moyennes Z calculées sont les plus précises dans la mesure où le nombre d’étoiles détectées est maximal ( ). - Une troisième plage ∆Z3 où les valeurs de taille sont nulles car aucune étoile n’est détectée. Cette troisième plage ∆Z3 est associée à une troisième zone de positions de mise au point ∆F3. Selon un mode préféré de réalisation, ces différentes plages de valeurs de taille et différentes zones de positions de mise au point sont définies durant une phase préalable de calibration du télescope au cours de laquelle des valeurs de taille d’images d’étoiles sont déterminées dans plusieurs positions de mise au point. Selon un autre mode de réalisation, ces différentes plages et zones sont directement enregistrées dans une zone mémoire de l’unité de traitement 4. Sur chacune de ces plages ∆Z1, ∆Z2, ∆Z3, est mise en œuvre une méthode de déplacement distincte. Pour la première plage ∆Z1, on définit une première méthode de déplacement conçue pour atteindre la deuxième zone ∆F2, et pour la deuxième plage ∆Z2, on définit une deuxième méthode de déplacement (différente de la première) conçue pour atteindre point focal F best , la deuxième méthode étant différente de la première méthode. Pour la troisième plage ∆Z3, on peut définir une troisième méthode de déplacement (différente de la première et de la deuxième) conçue pour atteindre la première zone ∆F1 ou la deuxième zone ∆F2. La suite de la description décrit un mode préféré de mise en œuvre du procédé selon l’invention durant une phase de mise au point pendant l’observation d’une scène céleste. En se rapportant à la , le capteur 3 est initialement dans une première position F 1 1 . Une valeur de taille d’image d’étoile Z 1 1 est déterminée dans cette position F 1 . Cette valeur de taille d’image Z 1 1 est comparée aux différentes plages ∆Z1, ∆Z2, ∆Z3 précitées : si Z 1 1 est située dans la première plage ∆Z1, alors la première méthode est mise en œuvre ; et si Z 1 1 est située dans la deuxième plage ∆Z2, alors la deuxième méthode est mise en œuvre. Si aucune taille d’image ne peut être déterminée dans la position F 1 1 , c’est-à-dire que F 1 1 est située dans la troisième zone ∆F3, alors le capteur 3 est déplacé dans différentes positions jusqu’à ce qu’une taille d’image puisse être déterminée. Cette méthode de déplacement est par exemple une méthode de dichotomie relativement grossière, où le capteur 3 est déplacé de plusieurs millimètres, par exemple entre 4 mm et 5 mm entre chaque position. Première méthode La première méthode est mise en œuvre lorsque la valeur de taille d’image Z 1 1 est située dans la première plage ∆Z1 et donc que la position F 1 1 dans laquelle a été acquise l’image est située dans la première zone ∆F1 ( ). Le capteur 3 est déplacé dans une autre position de mise au point F 1 2 , située dans la première zone ∆F1 et une deuxième valeur de taille d’image d’étoile Z 1 2 est déterminée dans cette autre position. Selon un mode de réalisation, entre les positions F 11 et F 12 , le capteur 3 est déplacé de 80 µm à 150 µm, préférentiellement de 100 µm. Comme indiqués précédemment, dans la première zone ∆F1, les valeurs de taille varient de façon linéaire ou quasi linéaire avec la position de mise au point. Aussi, il est déduit des deux valeurs, une fonction mathématique du premier degré (ou droite) h telle que Z=h(F) où Z représente les valeurs de taille d’image d’étoile et F les positions de mise au point. À partir de cette fonction h, l’unité de traitement 4 calcule alors une position de mise au point F 3 située dans la deuxième zone ∆F2 et telle que h(F 2 )=0. Le capteur 3 est ensuite déplacé dans cette position F 2 . Cette première méthode permet donc de s’approcher très rapidement du point focal F best , avec un nombre réduit d’acquisitions (celles en F 1 1 et en F 1 2 ). Deuxième méthode La deuxième méthode est mise en œuvre lorsque la valeur de taille d’image d’étoile Z 2 est située dans la deuxième plage ∆Z2 et donc que la position F 2 dans laquelle a été acquise l’image est située dans la deuxième zone ∆F2. Le capteur 3 est déplacé dans n positions de mise au point F 21 -F 2n , situées dans la deuxième zone ∆F2, avec n tel que 2 ≤ n 21 -F 2n , le capteur 3 est avantageusement déplacé de 10 µm à 100 µm, préférentiellement de 50 µm. Selon un mode de réalisation, les positions F 21 -F 2n sont réparties de part et d’autre de la position F 2 atteinte à l’issue de la première méthode. Selon un autre mode de réalisation, les positions F 21 -F 2n sont choisies arbitrairement dans la deuxième zone ∆F2. Dans chaque position F 21 -F 2n , des valeurs de taille d’image d’étoiles Z 2 1 -Z 2 n , sont déterminées. Le nombre d’étoile détectées étant maximal dans la deuxième plage ∆Z2 ( ), ces valeurs sont précises dans la mesure où elles sont calculées sur un échantillon significatif. Une valeur minimale de taille Z min est ensuite déterminée parmi les valeurs Z 2 1 -Z 2 n . Sur l’exemple de la , Z min = Z 24 . Le capteur 3 est alors déplacé dans la position de mise au point F best correspondant à la valeur minimale Z min . Sur l’exemple de la , F best = F 24 . Cette deuxième méthode permet d’atteindre de manière fiable le point focal F best , avec un nombre réduit d’acquisitions (correspondant au nombre n). La demanderesse a constaté qu’en appliquant la première méthode et la deuxième méthode, le point focal pouvait être atteint en quelques centaines de millisecondes et avec moins de dix acquisitions, ce qui est particulièrement appréciable en termes de charge de calcul et de rapidité de mise au point du télescope. La illustre une variante de réalisation de la deuxième méthode permettant d’atteindre avec une plus grande précision le point focal F best . Cette variante présente en outre davantage de fiabilité et de robustesse dans des conditions d’observations variées dans la mesure où elle permet d’atténuer les conséquences de petites variations de paramètres (turbulences, pollution lumineuse, obscurcissement temporaire de la voûte céleste par des nuages, etc). Dans chaque position F 21 -F 2n , en plus de calculer les valeurs Z 21 -Z 2n , on détecte un niveau de luminosité Bi 21 -Bi 2n de l’image d’étoile. La luminosité est calculée selon une méthode connue de l’homme du métier, par exemple celle décrite dans les documents brevets US10302901 et JP6398250 précités et auquel l’homme du métier pourra se référer. Pour chaque position F 21 -F 2n , les luminosités d’une ou préférentiellement plusieurs images d’étoiles sont calculées. Selon un mode de réalisation, dans une position de mise au point donnée, le niveau de luminosité utilisé correspond à la moyenne des luminosités calculées pour chaque image d’étoile reconnue dans l’image numérique acquise dans ladite position. Par exemple, dans une position de mise au point, les luminosités de dix images d’étoile peuvent être moyennées, alors que dans une autre position de mise au point, les luminosités de six images d’autres étoiles sont moyennées. Cette méthode de calcul permet d’obtenir des résultats fiables, mais également extrêmement robustes dans des conditions d’observations très variées. Ce niveau de luminosité Bi 21 -Bi 2n est ensuite utilisé pour affecter un niveau d’incertitude à la valeur de taille d’image Z 21 -Z 2n calculée. L’affectation de ces niveaux d’incertitude permet d’atténuer les conséquences de petites variations de paramètres (pollution lumineuse ou obscurcissement temporaire de la voûte céleste par des nuages, etc) dans le calcul de la taille d’étoile. Sur la , les valeurs Z 21 -Z 2n affectées des niveaux d’incertitude Bi 21 -Bi 2n peuvent s’apparenter à des bougies, chaque valeur de taille calculée Z 2 i étant encadrée entre un minimum Z 2 i min et un maximum Z 2 i min . Selon un mode de réalisation, les niveaux d’incertitude Bi 21 -Bi 2n affectés aux valeurs de taille d’images Z 21 -Z 2n sont tels que plus une valeur de taille est petite, moins le niveau d’incertitude y affecté est élevé ; et inversement, plus la valeur de taille est grande, plus le niveau d’incertitude y affecté est élevé. Cela s’explique par le fait que plus la valeur de taille d’image d’étoile est petite, plus le capteur 3 est proche du point focal F best , et donc plus l’image est précise et/ou nette. L’unité de traitement 4 définit ensuite une courbe d’ajustement (curve fitting en anglais) C définissant le meilleur ajustement par rapport aux valeurs Z 21 -Z 2n affectées des niveaux d’incertitude Bi 21 -Bi 2n . L’ajustement peut par exemple être réalisé en appliquant une méthode des moindres carrés. La valeur minimale de taille Z min correspond au point bas de cette courbe d’ajustement C. Le capteur 3 est alors déplacé dans la position de mise au point F best correspondant à la valeur minimale Z min . Selon un mode de réalisation, on vérifie que dans la position F best , la valeur de taille d’image est bien inférieure à toutes les valeurs de tailles précédemment calculées. Si c’est le cas, la position F best est retenue. Si ce n’est pas le cas, la deuxième méthode (selon l’une ou l’autre des variantes) est réitérée – jusqu’à atteindre la condition précitée - dans d’autres positions de mise au point situées de part et d’autre de la position F best et proche de ladite position (dans la deuxième zone ∆F2). Selon un autre mode de réalisation non couvert par les revendications, le procédé de mise au point automatique est basé sur le nombre d’étoiles détectées dans l’image numérique. Comme mentionné précédemment en référence à la , le nombre d’étoiles est maximal au point focal F best . Aussi, selon ce procédé, le système optique et/ou le capteur matriciel sont déplacés dans différentes positions de mise au point F i . Dans chaque position de mise au point F i , une image numérique est générée et des images d’étoiles sont reconnues dans ladite image numérique. Dans chaque image numérique, un nombre N i d’images d’étoiles est déterminé. Le système optique et/ou le capteur matriciel sont alors déplacés dans la meilleure position de mise au point F best correspondant à la position où le nombre d’images d’étoiles est maximal. Ce procédé peut se substituer ou se combiner au procédé revendiqué. En particulier, une étape de vérification peut consister à vérifier que la meilleure position de mise au point F best déterminée par le procédé revendiqué correspond bien à la position où le nombre d’images d’étoiles est maximal. L’invention concerne également un programme informatique comportant des instructions de codes pour l’exécution des différentes étapes du procédé décrit dans les divers modes de réalisation, lorsque lesdites instructions sont exécutées par au moins une unité de traitement. Selon un mode préféré de réalisation, cette unité de traitement 4, et la zone mémoire 40 dans laquelle sont enregistrées les instructions de codes sont celles du télescope. Elles peuvent toutefois être déportées du télescope, et être par exemple installées dans un serveur informatique distant auquel est connecté ledit télescope. Il peut également s’agir de l’unité de traitement et de la zone mémoire intégrées dans un téléphone intelligent (smartphone) de l’utilisateur auquel est connecté le télescope. L’agencement des différents éléments et/ou moyens et/ou étapes de l’invention, dans les modes de réalisation décrits ci-dessus, ne doit pas être compris comme exigeant un tel agencement dans toutes les implémentations. En tout état de cause, on comprendra que diverses modifications peuvent être apportées à ces éléments et/ou moyens et/ou étapes, sans s'écarter de l'esprit et de la portée de l’invention. Notamment : - La deuxième méthode de déplacement (selon l’une ou l’autre des variantes décrites) peut être mise en œuvre à la place de la première méthode, c’est-à-dire lorsque dans une position de mise au point, la valeur de taille d’image est située dans la première plage ∆Z1. Il n’y a alors qu’une seule méthode de déplacement qui est mise en œuvre, quelle que soit la plage de valeurs de taille d’image d’étoile (le système optique 2, 20 et/ou le capteur 3 sont déplacés dans n positions de mise au point, avec n tel que 2 ≤ n - L’affectation de niveaux d’incertitude aux valeurs de taille d’image d’étoile peut être utilisée pour la première méthode. La fonction mathématique du premier degré h peut alors être définie en déterminant le meilleur ajustement par rapport aux valeurs de taille affectées des niveaux d’incertitude. L’ajustement peut par exemple être réalisé en appliquant une méthode des moindres carrés. En outre, une ou plusieurs caractéristiques exposées seulement dans un mode de réalisation peuvent être combinées avec une ou plusieurs autres caractéristiques exposées seulement dans un autre mode de réalisation. De même, une ou plusieurs caractéristiques exposées seulement dans un mode de réalisation peuvent être généralisées aux autres modes de réalisation, même si ce ou ces caractéristiques sont décrites seulement en combinaison avec d’autres caractéristiques. Procédé de mise au point automatique dans un télescope, lequel télescope comporte un système optique (2, 20) configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste et un capteur matriciel (3) configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique, le procédé comprenant les étapes consistant à : déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel dans différentes positions de mise au point, dans chaque position de mise au point, générer une image numérique et reconnaître au moins une image d’étoile dans ladite image numérique, déterminer, dans chaque image numérique, une valeur de taille d’image de l’étoile, mettre en œuvre une méthode de déplacement pour déplacer le système optique et/ou le capteur matriciel, dans une meilleure position de mise au point (F best ) correspondant à la valeur minimale de taille, c aractérisé en ce que ledit procédé comprend en outre les étapes suivantes définir plusieurs plages (∆Z1, ∆Z2, ∆Z3) de valeurs de taille d’image d’étoile, pour chaque plage, mettre en œuvre une méthode de déplacement distincte. Procédé selon la revendication 1, comprenant les étapes suivantes : définir une première zone (∆F1) de positions de mise au point associée à une première plage (∆Z1) de valeurs de taille et définir une deuxième zone (∆F2) de positions de mise au point associée à une deuxième plage (∆Z2) de valeurs de taille, les valeurs de la première plage étant supérieures aux valeurs de la deuxième plage, la meilleure position de mise au point (F best ) étant incluse dans ladite deuxième zone, pour la première plage (∆Z1), définir une première méthode de déplacement conçue pour atteindre la deuxième zone (∆F2), et pour la deuxième plage (∆Z2), définir une deuxième méthode de déplacement conçue pour atteindre la meilleure position de mise au point (F best ), la deuxième méthode étant différente de la première méthode. Procédé selon la revendication 2, dans laquelle les différentes zones (∆F1, ∆F2, ∆F3) de positions de mise au point et plages (∆Z1, ∆Z2, ∆Z3) de valeurs de taille sont définies durant une phase préalable de calibration du télescope au cours de laquelle des valeurs de taille d’images d’étoiles sont déterminées dans plusieurs positions de mise au point. Procédé selon l’une des revendications 2 ou 3, comprenant les étapes suivantes durant une phase d’observation d’une scène d’observation céleste : déterminer une valeur de taille d’image d’étoile (Z 1 1 ) dans une position de mise au point (F 1 1 ), comparer la valeur de taille d’image (Z 1 1 ) aux plages de valeurs de taille, si la valeur de taille d’image (Z 11 ) est située dans la première plage (∆Z1), alors mettre en œuvre la première méthode, si la valeur de taille d’image (Z 11 ) est située dans la deuxième plage (∆Z2), alors mettre en œuvre la deuxième méthode. Procédé selon l’une des revendications 2 à 4, dans lequel si dans une première position de mise au point (F 11 ), la valeur de taille d’image (Z 11 ) est située dans la première plage (∆Z1), alors la première méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : déplacer le système optique (2, 20) et/ou le capteur (3) dans une autre position de mise au point (F 1 2 ), située dans la première zone (∆F1) et déterminer une deuxième valeur de taille d’image d’étoile (Z 1 2 ), déduire des deux valeurs de taille d’image (Z 1 1 , Z 1 2 ), une fonction mathématique du premier degré h telle que Z=h(F) où Z représente les valeurs de taille d’image et F les positions de mise au point, à partir de la fonction h, calculer une position de mise au point (F 2 ) située dans la deuxième zone (∆F2) et telle que h(F 2 )=0 et déplacer le système optique (2, 20) et/ou le capteur (3) dans ladite position (F 2 ), mettre en œuvre la deuxième méthode depuis la position de mise au point (F 2 ). Procédé selon l’une des revendications 2 à 5, dans lequel si dans une position de mise au point (F 2 ), la valeur de taille d’image (Z 2 ) est située dans la deuxième plage (∆Z2), alors la deuxième méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : déplacer le système optique (2, 20) et/ou le capteur (3) dans n positions de mise au point (F 2 1 -F 2 n ), situées dans la deuxième zone (∆F2), avec n tel que 2 ≤ n 2 1 -Z 2 n ), calculer une valeur minimale de taille (Z min ) parmi lesdites valeurs de taille d’image d’étoiles (Z 21 -Z 2n ), entraîner le déplacement du système optique (2, 20) et/ou du capteur (3), dans la position de mise au point (F best ) correspondant à ladite valeur minimale de taille (Z min ). Procédé selon l’une des revendications 2 à 5, dans lequel si dans une position de mise au point (F 2 ), la valeur de taille d’image (Z 2 ) est située dans la deuxième plage (∆Z2), alors la deuxième méthode est mise en œuvre selon les étapes suivantes : déplacer le système optique (2, 20) et/ou le capteur (3) dans n positions de mise au point (F 21 -F 2n ), situées dans la deuxième zone (∆F2), avec n tel que 2 ≤ n dans chaque position de mise au point (F 21 -F 2n ) : calculer une valeur de taille d’image d’étoiles (Z 2 1 -Z 2 n ) et détecter un niveau de luminosité (Bi 2 1 -Bi 2 n ) de ladite image, utiliser ce niveau de luminosité pour affecter un niveau d’incertitude à la valeur de taille d’image (Z 2 1 -Z 2 n ) calculée, définir une courbe d’ajustement (C) définissant le meilleur ajustement par rapport aux valeurs de taille d’image (Z 21 -Z 2n ) calculées affectées des niveaux d’incertitude, calculer une valeur minimale de taille (Z min ) correspondante au point bas de la courbe d’ajustement (C), entraîner le déplacement du système optique (2, 20) et/ou du capteur (3), dans la position de mise au point (F best ) correspondant à ladite valeur minimale de taille (Z min ). Procédé selon la revendication 7, dans lequel les niveaux d’incertitude (Bi 21 -Bi 2n ) affectés aux valeurs de taille d’images (Z 21 -Z 2n ) sont tels que plus une valeur de taille est petite, moins le niveau d’incertitude y affecté est élevé ; et inversement, plus la valeur de taille est grande, plus le niveau d’incertitude y affecté est élevé. Procédé selon l’une des revendications 7 ou 8, dans lequel pour chaque position de mise au point (F 21 -F 2n ), les luminosités de plusieurs images d’étoiles reconnues dans l’image numérique sont calculées, le niveau de luminosité utilisé pour affecter le niveau d’incertitude correspondant à la moyenne desdites luminosités calculées. Procédé selon l’une des revendications précédentes, dans lequel pour chaque position de mise au point, les valeurs de taille de plusieurs images d’étoile reconnues dans l’image numérique sont calculées, la valeur de taille retenue correspondant à la moyenne desdites valeurs tailles. Procédé selon l’une des revendications précédentes, dans lequel dans chaque position de mise au point, on reconnaît et on sélectionne plusieurs images d’étoile dans l’image numérique, le niveau de luminosité desdites images étant le critère de sélection. Procédé selon la revendication 11, dans lequel : les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité supérieur ou égal à un niveau de luminosité seuil maximum ne sont pas sélectionnées, et/ou les images d’étoiles ayant un niveau de luminosité inférieur ou égal à un niveau de luminosité seuil minimum ne sont pas sélectionnées. Programme informatique comprenant des instructions de code pour l'exécution des étapes du procédé selon l’une quelconque des revendications précédentes, lorsque lesdites instructions sont exécutées par une unité de traitement (4). Télescope comprenant un dispositif de mise au point automatique, lequel télescope comporte : un système optique (2, 20) configuré pour former une image d’une scène d’observation céleste, un capteur matriciel (3) configuré pour générer une image numérique de l’image formée par ledit système optique, une unité de déplacement (30, 31) configurée pour déplacer le système optique (2, 20) et/ou le capteur (3) dans différentes positions de mise au point, une unité de génération d’images (4) configurée pour générer, dans chaque position de mise au point, une image numérique, une unité de reconnaissance (4) configurée pour reconnaître au moins une image d’étoile dans ladite image numérique, un calculateur (4) configuré pour déterminer, dans chaque image numérique, une valeur de taille d’image de l’étoile, une zone mémoire (40) dans laquelle est enregistré un programme informatique comprenant des instructions de code qui, lorsqu’elles sont exécutées par une unité de traitement (4), permettent de mettre en œuvre un procédé de mise au point automatique, caractérisé en ce que le programme informatique est conforme à la revendication 13.