LHIRES III : Pipeline 2

5.3. Traitement du spectre de l'étoile Altair

Nous disposons de 3 spectres de l'étoile Altair, posés chacun 120 secondes, et acquis sucessivement. Il ont été sauvegardé sous les noms altair-1, altair-2, altair-3. Le nom générique de la séquence est donc "altair-".

Nous allons ici en quelque sorte décomposer le traitement global exposé dans la section 3 de ce tutotrial.

Rappelez-vous la méthode pour trouver le nombre d'images dans une séquence :

>number altair-

Pour connaître les paramètres d'acquisition de l'image actuellement affichée (temps de pose, date d'observation, ....), faire

>info

Voici le premier spectre de la séquence :

Le spectre brut 2D, altair-1.pic. La raie halpha, très large, est visible au centre. Les raies fines sont produites par la vapeur d'eau atmosphérique.

Remarquer le format de l'image. Dès l'acquisition le CCD est fenêtré (on utilise le logiciel Pisco, mais la plupart des logiciels d'acquisition CCD savent faire celà). Normalement un CCD de la série KAF-0400 possède 768 x 512 pixels. Ici on ne conserve qu'une image de 768 x 100 pixels. Les parties de l'image rejetées n'ont aucun intéret en spectrographie, et sont mêmes nuisibles car elles encombrent inutilement le disque dur. En spectrographie, vous pouvez perdre le reflexe d'acquérir l'image la plus grande possible. A contrario, il ne faut pas aller jusqu'à une image extrémement étroite suivant l'axe transverse à la dispersion. Les régions de part et d'autre de la trace du spectre sont très importantes pour évaluer le fond de ciel (voir plus loin). Enfin, lorsqu'on a choisi une fenêtre dans l'image CCD, il faut s'y tenir, car vous pouvez constituer une bibliothèque d'image maîtres fort utile qui fait gagner du temps.

Durant le réglage du spectrographe, plus précisément, lors du montage de la caméra CCD sur l'instrument, du temps a été pris pour faire en sorte que l'axe de dispersion soit bien horizontal. Le défaut résiduel est ici inférieur à 0,1°. Vous devez essayer de faire en sort de confondre l'axe spectral du spectre avec les lignes de votre capteur à 0,2 ou 0,3° degré près tout au plus. Avec un peu de doigté et d'habitude on y arrive très bien (il faut proceder par itérations).

Il faut noter que ce spectre de Altair a le défaut de ne pas être très bien centré suivant l'axe vertical. Ce n'est pas ici dramatique, mais on peut mieux faire... L'idée est de répartir le fond de ciel de manière équitable de part et d'autre de la trace du spectre. Nous verrons l'importance de cela plus loin.

Comment évaluer l'angle de l'axe de dispersion d'un spectre par rapport aux lignes du capteur ? SPiris/Iris dispose d'un petit outil pratique pour cela, la commande l_ori.

A l'aide du pointeur de souris, définir un rectangle très allongé dans le spectre, comme indiqué dans la figure ci-après :

Rectangle de sélection du spectre (glisser en appuyant sur le bouton droit de la souris).

Eviter d'aller jusqu'à l'extrème bord du spectre, mais faire en sorte que la longueur du rectangle permette d'englober une large partie du spectre. Seul compte dans cette sélection les limites droites et gauches. La hauteur du rectangle n'a pas d'importance. SPiris va utiliser les extrémités du spectre ainsi définie pour calculer l'angle de la dispersion par rapport à l'axe horizontal de l'image. Après avoir dessiner le rectangle, lancer simplement la commande l_ori (elle n'a pas de paramètres) :

>l_ori

Le résultat est retourné dans la fenêtre de sortie. Vous allez trouver ici environ -0,062°.

Aux trois spectres de l'étoile Altair est associé un spectre de la lampe de calibration spectrale interne de LHIRES III. C'est l'image altair_neon-1. Charger celle-ci en mémoire :

>load altair_neon-1

Spectre du néon autour de Halpha avec un échantilonnage spectral de 0,115 A/pixel.

Les deux raies d'émission visibles sont situées aux longueurs d'onde de 6532.882 et 6598.953 A.

Une visualisation à haut constraste de ce spectre montre d'autres raies, nettement plus faibles, pas nécessairement liées au néon (présence d'impuretées ?) :

Visualisation à haut contraste du spectre du néon.

Sur une hauteur de 100 pixels les raies spectrales peuvent êtres considérées comme rectilignes. En revanche, elles apparaissent manifestement inclinées. Il ne faut pas s'en inquiéter, ceci est normal avec LHIRES III. Il s'agit d'une distortion optique inhérente au concept optique du spectrographe. Il ne faut surtout pas essayer de rendre ces raies verticales à l'acquisition en orientant la caméra. On a vu que le critère de bonne orientation de la caméra est l'axe de dispersion, que l'on veut le plus horizontal possible, et celui-là seul compe.

L'angle caractéristique des raies par rapport à la verticale est de l'ordre de 3°.

Il faut noter que les raies spectrales des l'étoiles sont elles aussi affectées d'un tel angle. Il est cependant peu perceptible car les spectres stellaires sont étroits.

A ce stade, il est très utile de connaitre avec une bonne précision l'angle d'inclinaison des raies, disons à 0,1° près. La commande l_ori peut nous y aider. Cependant, celle-ci ne permet de mesurer avec précision que des raies qui s'écartent peu de l'horizontale. Pour pouvoir utiliser l_ori sur les raies du néon, l'astuce consiste à pivoter provisoirement le spectre de 90° en faisant :

>mirrorxy

puis

Permutation du spectre du néon et mesure de l'inclinaison d'une raie d'émission.

La moyenne du résultat trouvé sur les deux raies du néon disponible est de 3,5°. Il faut retenir précisieusement cette valeur. Elle est caractéristique de votre spectrographe et de la position de votre fenêtre dans le CCD. C'est un paramètre qui va peu varier d'une nuit à l'autre si vous ne démontez pas l'instrument.

Il est facile de vérifier l'exacitude de l'angle trouvé en redressant les raies avec la commande slant. Revenir à un spectre ayant un axe de dispersion horizontal (par exemple, appeler une seconde fois la commande mirrorxy), puis lancer la commande :

>slant 50 -3.5

La commande slant a deux arguments :

- une coordonnée suivant l'axe vertical de l'image par rapport à laquelle les points du spectres vont être redressés. La ligne dont on fourni la coordonnée n'est pas modifiée, en revanche, les lignes au desssus et au dessous sont modifié géométriquement. La position de cette coordonnée (Y0) n'est pas critique, mais une très bonne habitude est de toujours prendre la même valeur lors du traitement des sessions de spectres (et tout particulièrement si on modifie géométriquement un spectre d'étoile et son spectre de calibration associé). Nous choisissons la valeur Y0=50 car c'est le centre de l'image suivant l'axe vertical (rappellez-vous que l'image a ici une hauteur de 100 pixels). La valeur est aussi facile à retenir.

- l'angle de redressement des raies en degré, que nous avons calculé au préalable (faire attention au signe).

Voici le résultat, les raies sont parfaitement verticales à présent :

Spectre du néon avec application de la commande slant.

Il faut bien voir que la commande slant ne réalise pas une rotation de l'image. Le redressement des raies est obtenu en faisant glisser chaque lignes de l'image de la valeur approprié. Le fait qu'il n'y ai pas de rotation est d'importance pour maintenir l'axe de dispersion toujours horizontal (en tout cas, tel qu'il est avant de lancer la commande slant).

Nous pouvons procéder au prétraitement de la séquence "altair-". Ce prétraitement consiste à soustraire la carte d'offset, le dark et diviser le résultat par le flat-field. Ces opérations vont être réalisées automatiquement sur toutes les images de la séquence.

Charger la première image de la série :

>load altair-1

Avec le pointeur de souris, définir une assez grande zone rectangulaire en dehors de la trace du spectre :

Sélection de la zone de calcul du signal d'obscurité optimal.

Les pixels situés dans cette zone vont être utilisés pour évaluer le meilleur coefficient à appliquer à l'image du signal thermique (dark) pour minimiser le bruit dans les images prétraitées.

Lancer la commande Prétraitement des spectres 2D (basic)... du menu Spectro. Remplir la boite de dialogue de la manière suivante :

Boite de dialogue de prétraitement.

Nota : si vous avez lancer la commande number au préalable, certains champs de cette boite de dialogue sont pré-remplis.

Cochez les options Optimisation et Registration transverse.

La première option indique au programme qu'il faut réaliser une optimisation automatique du signal thermique à l'intérieur de la zone délimité à la souris juste avant d'ouvrir la boite de dialogue. Cette opération est particulièrement nécessaire ici car nous allons traiter des images posées 120 secondes chacune avec une image du signal d'obscurité correspondant à une pose de 300 secondes. Si vous ne sélectionnez par l'option Optimisation, le logiciel fait une simple soustraction de l'image courante et du dark.

La seconde option indique au programme qu'il faut recentrer les spectres suivant l'axe vertical (les spectres d'indice 2, 3, ... sont recadrés sur le premier spectre de la séquence).

Les champs offset, dark et flat-field sont pré-remplis. C'est la raison pour laquelle, par commodité, les images maîtres calculées précédemment ont été appelé offset, dark et flat.

Vous devez indiquer le nom générique de la séquence de spectre prétraitée (résultat du présent calcul). Dans l'exemple on donne le nom "i", ce qui signifie que nous allons produire dans le répertoire de travail les images i1, i2 et i3. Enfin, il faut fournir le nombre d'images dans la séquence, ici 3.

Lorsque vous cliquez sur OK le prétraitement débute.

Le résultat est une séquence de trois images i1, i2, I3 pré-praitées et recentrées verticalement sur la première image de la série. Par ailleurs, SPiris additionne ces trois images et affiche le résultat. Il est aussi en mémoire et vous pouvez le sauvegarder sur le disque, par exemple en faisant :

>save resultat

Une variante de cette procédure de prétraitement consiste à inclure la correction automatique des défauts cosmétiques. Ici nous allons gommer les points chauds les plus génants en utilisant le fichier come.lst créée lors du calcul de l'image de dark. Il suffit d'ajouter le nom du fichier contenant la liste des défauts de l'image dans le champ Fichier cosmétique (comme toujours dans Iris/SPIris, sans l'extension du nom de fichier). Nous aurons donc :

Prétraitement en tenant compte d'un fichier de correction cosmétique.

On rappelle que les points chauds sont gommés en interpollant les pixels voisins. L'usage d'un fichiers "cosmétique" identifiant les quelques dizaines de pixels chauds les plus intenses est généralement recommandé.

L'addition des 3 spectres prétraité représente un produit de niveau 0a (voir ici la définition des niveaux de produit des spectres).

Spectre 2D de l'étoile Altair de niveau 0a.

Pour obtenir un spectre de niveau 0b, il faut le corriger géométriquement et retirer le fond de ciel.

Voyons en premier les corrections géométriques. Dans un spectres acquis avec LHIRES III et un réseau de 1200 t/mm ou 2400 t/mm, les corrections géométriques sont de deux types seulement : (1) une correction de type "tilt" et (2) une correction de type "slant".

Le tilt est le défaut angulaire de parallélisme entre l'axe de dispersion du spectre et l'axe des lignes du capteur. Nous avons vu plus haut que la commande l_ori permet de trouver cet angle. Mais la commande de prétraitement que nous venons d'utiliser extrait aussi cette information angulaire depuis le spectre sommé, et la retourne dans la fenêtre de sortie. A la fin du prétraitement, consulter la fenêtre de sortie. Vous allez y trouver inscrit quelque chose comme :

Orientation : -0.057

La valeur -0,057 est le défaut de parallélisme de l'axe de dispersion en degré.

Procédons à la correction proprement dit de l'image en mémoire (somme des 3 spectres de Altair) en utilisant la commande tilt :

>tilt 380 -0.057

Cette commande à deux arguments. Le premier paramètres est la position du pivot de la transformation géométrique suivant l'axe horizontal. C'est en quelque sorte le point neutre : tous les autres points du spectre sont déplacés pour s'aligner avec lui. La valeur à donner n'a pas d'impact critique sur le résultat, mais à tout prendre, il vaut mieux choisir un point qui se situe vers le centre de l'image. L'image faisant 768 pixel de large, nous avons choici comme coordonnée du pivot en pixel la valeur 380. Le plus important dorénanvent est de ce tenir à cette valeur, tout particulièrement si on transforme géométriquement un spectre d'étoile et le spectre du néon qui l'accompagne : les deux doivent êtres modifié de la même manière (voir plus loin).

Vous pouvez aussi lancer la transformation en tilt depuis une boite de dialogue. Depuis le menu Spectro, sélectionner Tilt d'un spectre 2D...

Correction du tilt (inclinaison) d'un spectre.

Nota : la correction du tilt des spectres n'apparait pas apparemment dans les outils de traitement décrits dans les sections 3 et 4. En fait, ce traitement est bel et bien réalisé, mais il est masqué à l'utilsateur ; SPiris sait trouver pour vous l'angle de tilt.

La seconde correction géométrique est le slant (basculement des raies). Après celle-ci, les raies spectrales vont se retrouver verticales. Nous utilisons sans hésiter les valeurs trouvée sur le spectre du néon (il s'agit quasiment de constantes instrumentales, les flexions du spectrographe modifiant assez peu la valeur de l'angle de basculement des raies) :

>slant 50 -3.5

Il est possible d'effectuer cette correction depuis une boite de dialogue. Ouvrir Slant d'un spectre 2D... depuis le menu Spectro :

Correction du slant (basculement des raies spectrales).

Les deux corrections géométriques doivent êtres appliquées successivement (il est recommandé de démarrer pas le slant, puis eulement après, corriger le tilt).. Vous pouvez bien sur sauvegarder le résultat intermédiaire si vous avez peur de faire une fausse manoeuvre sur la suite :

>save tmp

Spectre de Altair au terme des corrections géométriques.

Il est instructif d'examiner l'image corrigée géométriquement avec un haut contraste, comme c'est le cas dans le document ci-dessus. On note la présence de raies du néon en filigramme, très faibles. Il s'agit d'un problème de rémanance propre au détecteur utilisé. Nous voyons ici la trace de l'image du néon précédente, qui ne s'efface que lentement ! On peut noter encore que ces raies parasites apparaissent verticales, ce qui était bien le but des transformations géométriques. Et c'est justement parce que nous avons corrigé la géométrie du spectre 2D que nous allons pouvoir elliminer facilement la rémanance des raies du néon. L'exament attentif de l'image ci-dessus montre aussi que le fond de part et d'autre du spectre n'est pas au niveau zéro (il est de 100 comptes numériques environ dans l'exemple traité - pour le voir, promenez le pointeur de souris dans le fond de l'image). Le fond n'est pas non plus strictement plat en raison d'une très légère entrée de lumière parasite dans le spectrographe (il faut bien penser à faire l'étanchéité de l'instrument, surtout comme c'est le cas ici, si la pollution lumineuse ambiante éclaire comme en plein jour).

L'opération suivante consiste à soustraire le fond de ciel, que l'on interpolle de part et d'autre de la trace du spectre (d'où l'intéret d'avoir un spectre centré, ce qui n'est pas vraiment le cas ici). Bien que l'opération soit simple dans son principe, elle n'est pas très aisé à la réaliser de manière automatique. Il faut un peu de soin, et il faut se rappeler qu'elle fixe la position du zéro des intensité dans notre spectre. La qualité photométrique du profil spectral final dépend fortement de la bonne soustraction du fond de ciel.

Charger en mémoire l'image corrigée géométriquement (du slant.et du tilt). Depuis la ligne de commande, lancer la commande l_sky2 (sans paramètres) :

>l_sky2

Apparemment, rien ne se passe ! Mais si vous positionnez le pointeur de souris sur l'image, vous allez voir qu'il a changé de forme. La flèche c'est transformée en une croix. Le logiciel vous invite à cliquer 4 fois dans l'image afin de définir les coordonnées verticales y1, y2, y3 et y4. Choisissez les points tels qu'indiqué sur la figure suivante :

Pointage intéractif pour localiser le fond de ciel.

Dès que le quatrième point a été défini, pour chaque colonne de l'image, SPiris calcul le niveau du fond de ciel médian entre les lignes (Y1-Y2), puis entre les lignes (Y3-Y4). La moyenne trouvée de ces deux valeurs est soustraite de la colonne correspondante.

Lors du pointage, seule la position verticale compte (axe Y). Vous pouvez en revanche cliquer où bon vous semble suivant l'axe horizontal.

Suivant l'axe vertical, il est important de ne pas cliquer trop près du spectre de l'étoile afin de ne pas inclure ces pieds dans le calcul du fond de ciel. Il ne faut pas non plus cliquer trop loin car l'estmation du fond de ciel peut être affectée par des variations lentes du fond, peu représentatives de l'état du ciel au voisinage immédiat de la trace du spectre. Pour bien voir les limites du spectres, il ne faut surtout pas hésiter à "saturer" la visualisation, tel qu'on le montre sur l'image précédente.

On devine aussi l'importance d'essayer de centrer le spectre. Dans l'exemple proposé le calcul du fond de ciel est moins précis en bas de la trace qu'en haut, du fait du nombre inégal de pixels disponibles pour effectuer l'évaluation. Si la qualité de pointage du télescope ne permet pas de positionner facilement les spectre à un endroit suffisemment précis de la fente d'entrée, vous devez élargir la hauteur des images (passer de 100 à 150 pixels de haut par exemple). Le but est de disposer de zones de dimensions correctes de part et d'autre du spectres pour évaluer le niveau du ciel (de 20 pixels de large au moins).

L'ordre de pointage n'est pas imposé par la commande l_sky2. Par exemple, vous auriez pu faire :

Un autre ordre de pointage valide.

La seule précaution à prendre est que les couples (Y1-Y2) et (Y3-Y4) soient disposés de part et d'autre de la trace du spectre.

Voici le résulat de la soustraction du fond de ciel :

Le spectre 2D après le retrait du fond de ciel.

On peut remarquer que les raies parasites du néon ont disparu. En outre, en déplacant le pointeur de souris sur le fond de ciel vous allez voir que celui-ci a une valeur nulle en moyenne.

Nous venons de produire un spectre de niveau 0b : l'axe de dispersion est horizontal, les raies spectrales sont verticales, le niveau du fond de ciel est soustrait. Vous pouvez le sauvegarder sur le disque, par exemple :

>save taltair_1

(le "t" en avant du nom de l'étoile signifie qu'il s'agit d'un spectre traité, et on utilise le "_" comme séparateur d'indexation plutot que le "-" pour mieux distinguer cette image traitée des images brutes - chacun trouve sa propre logique de nomination des fichiers, mais le plus important est de s'y tenir).

Plutot que de lancer l_sky2 depuis la ligne de commande, vous auriez pu utiliser la commande Soustraction du ciel d'un spectre 2D... du menu Spectro :

Soustraction du fond de ciel.

Trois options d'interpolation sont proposées. Celle que nous avons choisi consiste à calculer le ciel médian dans les deux zones de chaque coté de la trace du spectre. Ce choix est correct ici car le fond est suffisemment homogène. Si le fond présentait un gradient sensible suivant l'axe vertical il serait plus judicieux d'opter pour un ajustement du type linéaire : la logiciel calcule alors une équation linéaire spécifique pour chaque colonne et c'est ce modèle qui est utilisé pour soustraire le fond. L'ajustement des équations par la méthode des moindres carré utilise les parties de l'image comprises entre (Y1-Y2) et (Y3-Y3). La commande équivalente depuis la console est l_sky3. Dans le cas difficile d'un fond de ciel très irrégulier, pour pouvez aussi demander d'ajuster le fond de ciel avec une parabole (équation du deuxième ordre). La commande en ligne équivalente est alors l_sky4.

L'examen du spectre traité montre quelques points brillants et quelques points noirs. Ce sont soit des impacts de rayons cosmiques durant la pose, soit des phénonèmes parasites affectant l'image lors de sa lecture. Ces artefacts peuvent êtres génants s'il se produisent sur la trace du spectre, tout particulièrement si l'objet est faible. Les impacts de cosmiques étant des événements retalivement fréquent, la probablité est loin d'être nulle. Un fort impact de cosmique dans la zone du fond de ciel peut même devenir génant pour évaluer correctement l'intensité de celui-ci.

Les méthodes statistique de compositage de séquences d'images sont très précieuses pour elliminer ce type de défaut local dans l'image du spectre 2D. La compositage médian d'une série d'image est par exemple une technique très efficacespour rejeter les points qui ont une intensité anormale. Il existe d'autres méthodes, quasiment aussi robuste, qui conservent en outre mieux le rapport signal sur bruit. La technique du sigma-clipping est s'en doute la plus connue et l'une des plus efficaces. Il existe bien d'autres algortithme. SPiris (ou Iris) vous propose toute une série de méthodes de rejection de points aberrants. Ouvrir la boite de dialogue Addition d'une séquence... du menu Traitement. Entrer le nom générique des spectres prétaité à additionner (ici "i") et le nombre d'images dans la séquence. Sélectionner l'option Pondération adaptative et limitez-vous à une ou deux itération de l'algorithme (c'est suffisent la plupart du temps). Cliquer sur OK :

Compositage optimal.

La pondération adaptative est une méthode simple à utiliser (un minimum de paramètre est à fournir) et efficace. Elle est très couramment utilisée pour compositer des spectres LHIRES, y compris de faible intensité (c'est cette méthode qui est utilisé depuis les boites de dialogues que nous traitement que nous avons utilisé dans les section 3 et 4). Cependant, pour que ces méthodes statistiques soient utilisables correctement il faut respecter deux conditions :

- disposer d'un nombre relativement élevé de spectres distincts. Dans l'exemple, 3 spectres est le strict minimum et 5 spectres est un minimum raisonnable. Si vous avez une dizaines de spectres ou plus sous la main, c'est encore mieux.

- les intensités entre les spectres des images élémentaires doivent êtres relativement homogène sous peine de voir toute l'information contnue dans un spectre donnée non utilisée si celui-ci a une intensité sesib!ement différente des autres (il est rejeté comme s'il ne contenait que de l'information parasite). L'usage de la commande appelée l_norm avant le compositage est alors recommandée pour normaliser l'intensité d'une séquence de spectres (vous devez sélectionner la trace dans la première image de la séquence au préalable).

Dans les cas difficiles, une correction cosmétique à la main des spectres est possible en utilisant des commandes telles que max et min.

Une fois le compositage optimal réalisé, vous n'avez plus qu'à effectuer les corrections géométriques et le retrait du fond de ciel :

>slant 50 -3.5
>tilt 380 -0.057
>l_sky2
>save taltair_1

Le spectre de niveau 0b final. On remarque que les impacts de cosmiques ont disparu, ainsi que les points noir parasites.

L'opération suivante est l'extraction du profil spectre 1D à partir de l'image 2D de niveau 0b. On utilise pour cela la commande l_opt.

L'usage de l_opt est simple. Visualiser le spectre 2D avec un haut constraste pour bien voir ces limites. Avec la souris, définir un rectangle qui englobe le spectre suivant l'axe vertical. La longueur du rectangle n'a pas d'importance. Par exemple :

L'opération de binning.

Lancer ensuite la commande l_opt (elle n'a pas de paramètres) :

>l_opt

Le logiciel calcule un profil 1D en faisant une addition optimale des pixels du spectre 2D, colonne par colonne. Le calcul optimal exploite les pixels de l'image situés entre les limites supérieure et inférieure du rectangle de sélection tracé avec la souris. Ce calcul minimise le bruit en donnant moins d'importance aux parties de l'images qui ont reçu peu de lumière de l'étoile. Le résultat s'affiche à l'écran :

Le spectre 1D de niveau 0c.

Pour facilité la visualisation et la manipulation SPiris duplique 20 fois la même ligne, mais il s'agit bien ici d'un spectre 1D.

Le profil peut être visualisé sous la forme d'une courbe pour un controle simple grace la commande l_plot (le logiciel affiche sous la forme d'un graphe l'intensité de la première ligne en bas de l'image en mémoire) :

>l_plot

Profil spectral de l'étoile Altair.

Si le spectre est sauvegardé sur le disque sous la forme d'un fichier ASCII à deux colonnes (la première colonne contient le numéro du pixel, la seconde colonne contient l'intensité du spectre en comptes numériques), vous générez un produit dit de niveau 1a. Pour sauvegarder ce fichier ASCII, utiliser le menu Fichier de la fenêtre Graphe.

Un produit de niveau 1a.

A ce stade, le traitement des images 2D est achevé. Les opérations restantes sont essentiellement la calibration spectrale et la correction de la réponse instrumentale. Elles sont a faire dans un logiciel spécialisé, tel VisualSpec. Vous pouvez exporter votre spectre de niveau 0c en faisant par exemple :

>save taltair_2

Normalement vous devez aussi exporter le spectre du néon associé au spectre de l'étoile si vous désirez effectuer l'étalonnage spectral avev un logiciel tiers.

Voici le spectre altair_neon-1 :

Spectre brut.