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Rayonnement cosmique

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Lerayonnement cosmiqueest le flux denoyaux atomiqueset departiculesde haute énergie (c'est-à-direrelativistes) qui circulent dans lemilieu interstellaire.

Le rayonnement cosmique est principalement constitué de particules chargées:protons(88 %), noyaux d'hélium(9 %),antiprotons,électrons,positronset particules neutres (rayons gamma,neutrinosetneutrons). La source de ce rayonnement se situe selon les cas dans le Soleil, à l'intérieur ou à l'extérieurdenotre galaxie.Certaines des astroparticulesqui composent le rayonnement cosmique ont une énergie qui dépasse1020eVet qui n'est expliquée par aucun processus physique identifié.

La découverte du rayonnement cosmique a lieu au début duXXesiècleavec les observations deVictor Franz Hesseffectuées en 1912 depuis un ballon. Il est identifié initialement à travers son rôle dans l'ionisationde l'atmosphère terrestre. L'observation directe depuis le sol des composants les plus énergétiques du rayonnement cosmique n'est pas possible car celui-ci interagit avec l'atmosphère lorsqu'il la pénètre et produit des particules secondaires. Il faut attendre la fin des années 1950 pour pouvoir effectuer les premières observations directes grâce à des instruments embarqués à bord desatellites artificielsou deballons stratosphériques.Le rayonnement cosmique de forte énergie constitue au même titre que lerayonnement électromagnétiqueune source unique d'informations sur des phénomènes d'origine galactique et extragalactique. Mais ses caractéristiques (énergie, rareté) rendent difficiles des observations précises. Par ailleurs les interactions importantes avec le milieu galactique et extragalactique viennent compliquer l'interprétation des données recueillies en vue de déterminer sa source et de sa nature.

Une partie des rayons cosmiques de basse énergie (relativement au reste des rayons cosmiques: de l'ordre duMeV), piégée par lechamp magnétique terrestre,participe à la formation desceintures de Van Allen.Les rayons galactiques ou extragalactiques peuvent nous traverser, interférer avec l'ADN,traverser la roche et les bâtiments et profondément pénétrer lessolset sous-sol planétaires. Ils contribuent, à hauteur de 14 %, à la radioactivité naturelle totale de la surface de la Terre.

Historique

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La première observation conduisant à la découverte des rayons cosmiques a lieu en 1900, lorsque lephysicienCharles Thomson Rees Wilsondécouvre que l’atmosphère est continuellement ionisée. Il suppose alors que ce phénomène est dû au rayonnement naturel de laTerre.Ses recherches sur l'électricité atmosphérique, l'ionisationet lacondensationle conduisent à concevoir la premièrechambre à brouillard.

Mais rapidement, les scientifiques de l’époque sont intrigués par l’excès d'ionspar rapport à la quantité normalement due au rayonnement naturel du sol. En1912,le physicienautrichienVictor Franz Hessmesure le taux d’ionisation en fonction de l’altitude avec unélectromètreà feuille d’orembarqué dans unballon.L’ionisation décroît jusqu’à 700m,puis croît au-delà. Il y a peu de différences entre le jour et la nuit. Hess en conclut que le rayonnement est d'origine cosmique c'est-à-dire provient de l'extérieur dusystème solaire.Ces résultats sont confirmés parRobert Andrews Millikanqui travaille à l'aide deballons-sondes.

Hess estime également que ce rayonnement est électriquement neutre. Cette hypothèse est remise en question en 1928 lorsqu'on découvre que l'essentiel du rayonnement atteignant la surface de la Terre est constitué de particules chargées. Millikan suppose alors que ces dernières résultent de l'interaction entre les rayons neutres de l'espace (rayonnement gamma) et les molécules de l'atmosphère.Arthur Comptondémontre que le rayonnement est en fait variable suivant la latitude où il est mesuré (plus faible à l'équateur qu'aux pôles) du fait de l'influence duchamp magnétique terrestre,prouvant ainsi qu'il s'agit de particules chargées.

Schéma d'une cascade atmosphérique produite par un proton.

En1938,l'astronomefrançaisPierre Augerdécouvre que la pénétration des particules déclenche desgerbes atmosphériquesconstituées de particules dites « secondaires » — par opposition aux particules « primaires » constituant le flux avant son interaction avec l'atmosphère.

En 1943, à 3 613md'altitude, non loin du sommet de l'aiguille du Midi,leCNRScrée, sous l'égide deLouis Leprince-Ringuet,un laboratoire de haute altitude pour étudier les rayons cosmiques et leurs applications en physique nucléaire. Inauguré en 1946, il fonctionnera jusqu'en 1955, mais a gardé le nom derefuge des Cosmiques[1].

Les rayons cosmiques ultra-énergétiques

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le,le rayon cosmiqueOh-My-Godest détecté par le détecteurFly's Eye(en)(Utah,États-Unis); c'est le plus énergétique jamais enregistré:3,2× 1020eV.Le deuxième plus énergétique, baptiséAmaterasu(du nom de ladéesse japonaise du soleil) est détecté lepar une équipe du projetTelescope Array(en),un réseau de détecteurs également situé dans l'Utah:2,44× 1020eV.

Les sources des rayons cosmiques ultra-énergétiques sont encore inconnues. Les deux principales hypothèses sont que les rayons cosmiques ultra-énergétiques proviennent de la fusion detrous noirs supermassifsou d'explosions desupernovas.

Composition du rayonnement cosmique

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Il s'agit pour sa partiechargéeprincipalement deprotons(88 %), noyaux d'hélium(9 %), le reste étant constitué d'électrons,de différentsnucléons(noyaux d'atomes) ainsi que de quantités infimes d'antimatièrelégère (antiprotonsetpositrons). La partie neutre est quant à elle constituée derayons gammaainsi que deneutrinos.Cette dernière n'est pas toujours décomptée dans le rayonnement cosmique.

La particule la plus abondante auniveau de la merest lemuon,car celui-ci interagit peu avec la matière: on en dénombre en moyenne un par centimètre carré par minute. Malgré sa durée de vie de 2,2µs,qui correspond à une distance maximale de 660mà lavitesse de la lumière,le muon parcourt des distances beaucoup plus grandes grâce à l'effet dedilatation du tempsprédit par larelativité restreinte.

Les particules primaires (arrivant sur l'atmosphère) ont une énergie qui peut atteindre 1020eV.En dehors desneutrinos,les particules détectées au sol sont essentiellement des particules secondaires issues degerbes atmosphériques,d'énergie bien inférieure.

Spectre

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    Spectre du rayonnement cosmique primaire: flux d'astroparticules au sommet de l'atmosphère terrestre, exprimé en nombre de particules par unités de surface (m²), de temps (s), d'angle solide (sr) et d'énergie (GeV).
  • voir la légende ci-après
    Les particules de basse énergie (zone jaune) viennent surtout du Soleil, celles d'énergie intermédiaire (bleu) de notre galaxie, et celles de haute énergie (violet) sont extragalactiques.

Le spectre du rayonnement est la fonction reliant le flux incident de particules à leur énergie. Les figures ci-contre ont une échelle logarithmique pour intégrer la très grande amplitude des valeurs des énergies et des flux. Le spectre donné ici est celui durayonnement primaire,c'est-à-dire avant l'interaction de ce rayonnement avec l'atmosphère.

Ce spectre est manifestement « non-thermique », c'est-à-dire qu'il ne résulte pas de l'émission d'un corps à une température donnée (spectre decorps noir). La pente de la droite montre que le flux décroît rapidement selon une loi de puissance. L'exposant de la loi de puissance est appelé l'« indice spectral ». Sa valeur globale est de 2,8.

Il existe toutefois deux ruptures de pente remarquables[2],bien qu'assez discrètes à l'œil nu:

  • la première, surnommée le « genou », se situe à5× 1015eV(flux: 1 particule/m2/an). L'indice spectral passe d'environ 2,7 à 3,3;
  • la seconde, surnommée la « cheville », se situe à4× 1018eV(flux: 1 particule/km2/an). L'indice spectral passe à 3,0.

Origine

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Les particules les plus énergétiques proviennent de l'espace interstellaireet intergalactique. Une partie de ces particules est déviée par levent solaire— à l'origine desaurores polaires— qui apporte pour sa part essentiellement desionset desélectrons.Ainsi l'activité solaire a un effet mesurable sur la quantité de rayonnement d'origine galactique reçue[3].

Les connaissances actuelles permettraient d'expliquer l'accélération des particules jusqu'au niveau du « genou » (cf. définition plus haut) par des processus astrophysiques violents tels que des chocs. Elles auraient pour origine l'explosion desupernovas,selon l'hypothèse émise en1949par le physicienitalienEnrico Fermi,mais cela n'est pas confirmé actuellement. D'autres sources sont pressenties, qui font appel aux phénomènes astronomiques les plus énergétiques connus dans la nature:noyau actif de galaxie,sursaut gamma,trou noir,hypernovas,etc. En poussant ces modèles, il est possible de trouver une explication à l'accélération de particules jusqu'à 1020eV.Cependant, le manque d'information sur les rayons cosmiques à de si hautes énergies ne permet pas de contraindre ces modèles.
Pour les particules les plus énergétiques, leszetta-particules,au-delà de la cheville (4× 1019eV) les observations restent encore très peu nombreuses (moins d'une gerbe par an dans des observatoires très spécialisés comme leFly's Eyede l'Université d'Utahou l'Akeno Giant Air Shower Array(Réseau d'Akeno pour les Cascades Géantes Atmosphériques)[4].

En2017les premières confirmations de l'origine géographique du rayonnement haute-énergie sont données par la publication du résultat de 12 ans de mesures faites depuis2004à l'Observatoire Pierre-AugeràMalargüeenArgentine[5]:ce rayonnement est clairement extragalactique, venant de galaxies situées dans une partie de l'espace située au-delà des confins de la Voie Lactée. L'observatoire a en effet capté et étudié environ 30 000 rayons présentant des énergies dépassant8× 1018électrons-volts. L'étude de la distribution angulaire de leurs entrées dans l'atmosphère a fini par mettre en évidence un motif (légèrement dipolaire[5]) sur lasphère céleste.Ce motif était situé à l'opposé de la direction de laVoie lactée.Ce flux émanerait donc d'un excès de galaxies situé à une centaine de millions d'années-lumière.Reste à comprendre le mécanisme de sa production; les spécialistes penchent pour des phénomènes nés de l'environnement d'énormestrous noirset/ou de l'effondrement d'étoiles super-massives[6].

Cosmologie et astroparticules

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LeBig Bang,labaryogénèse,la matière noire sont les cadres de recherche qui utilisent les techniques expérimentales développées en physique des particules pour faire de l'astronomie à haute et très haute énergie.
Les thématiques principales de recherche sont:

Les différents types de détecteurs permettant d'étudier les rayons cosmiques.

Méthodes de détection

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Le réseauVERITASde télescopes Tcherenkov.

Plusieurs méthodes de détection des rayons cosmiques à partir du sol sont actuellement utilisées. Les télescopes Tcherenkov détectent des rayons cosmiques de basse énergie (<200 GeV) en analysant leurrayonnement Tcherenkov,desrayons gammaémis lorsqu'ils traversent l'atmosphère à des vitesses supérieures à lavitesse de la lumièredans l'air[7].Ces télescopes distinguent très efficacement les radiations du fond de ciel et celles d'origine atmosphérique, mais ne peuvent fonctionner que par des nuits claires et sans lune, et ont un champ visuel très étroit. Un autre type de télescope Tcherenkov utilise le même effet dans l'eau[8];ces deux types de télescopes sont couplés (de façon unique au monde) à l'observatoire Pierre-Auger.

La détection degerbes(EAS, pourExtensive Air Shower) est une autre méthode, consistant à mesurer les particules chargées provenant de l'interaction d'un rayon cosmique avec l'atmosphère, à l'aide de panneaux descintillateursorganiques (en plastique). Cette méthode permet d'observer des rayons cosmiques beaucoup plus énergétiques, sur une large étendue de ciel, et environ 90 % du temps; mais elle est moins efficace pour distinguer les rayons cosmiques d'autres types de radiations que ne le font les télescopes Tcherenkov.

Détecteur de rayons cosmiques de l'observatoire Pierre-Auger.

Une troisième méthode fut développée par Robert Fleischer,P. Buford Price(en),etRobert Walker(en)pour être utilisée dans desballons-sondesen haute altitude[9].Des feuilles de plastique transparent (par exemple enpolycarbonate,de 0,25mmd'épaisseur), sont superposées et exposées directement aux rayons cosmiques, qui provoquent des ruptures de liaisons chimiques ou desionisationsdu plastique. Au sommet de la pile, l'effet est moindre, en raison de la grande vitesse des particules, mais, la vitesse diminuant, l'ionisation augmente en traversant les différentes feuilles; en dissolvant le plastique, on creuse alors des cavités coniques, qui sont mesurées (avec un microscope de forte puissance). Ces cavités sont différentes pour chaque trajectoire, ce qui permet de mesurer la charge et l'énergie du rayon cosmique ayant traversé le dispositif: cette méthode est d'ailleurs également utilisée pour détecter les noyaux produits dans unefission nucléaire.

Moniteur à neutrons de Kerguelen.

Pour mesurer le rayonnement cosmique de basse énergie (450MeV-15GeV),John A. Simpsona mis au point le moniteur à neutrons dès 1948. Ces moniteurs, utilisant un principe similaire auxcompteurs geiger,se sont notamment développés à l'occasion de l'année géophysique internationalede 1957 (compteur de type IGY). Leurs successeurs, les supermoniteurs NM64, sont actuellement les plus utilisés. Le réseau mondial de moniteurs sert notamment à l'étude des éruptions solaires à protons (GLE pour Ground Level Enhancement), deséjections de masse coronale(CME) conduisant à uneffet Forbush(en)[a],ou encore à l'estimation des doses de radiations reçues par le personnel navigant[11].Depuis 2007, la majorité des moniteurs à neutrons distribuent leurs données en temps réel grâce au réseau mondial de moniteurs à neutrons (NMDB(en)) qui fédère, en 2017, une quarantaine de stations.

Une dernière méthode utilise deschambres à brouillard[12]ou deschambres à bulles[13]pour détecter lesmuonssecondaires créés lors de la désintégration d'unpion.Les chambres à brouillard en particulier sont aisées à fabriquer, même dans un simple laboratoire de lycée.

Applications

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La capacité desmuonscosmiques à traverser la matière peut être exploitée entomographie.En effet, l'atténuation du flux de particules est fonction de la densité du milieu traversé. Cette technique a notamment été utilisée par leprix Nobel de physiqueLuis Walter Alvarezafin de rechercher des chambres cachées dans lapyramide de Khéphren,enÉgypte,mais n'a pas donné de résultats probants dans ce cas. De récents travaux conduits auvolcan de la Soufrière,enGuadeloupe,laissent également présager une application à lagéophysique[14]. Les rayons cosmiques servent aussi à mesurer l'épaisseur de neige: le NRC (nivomètreà rayonnement cosmique) est utilisé parEDF[15].

Effets

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Effets sur la santé

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Ce rayonnement qui représente 15 % de la radioactivité naturelle terrestre[16]peut êtreionisantet susceptible de casser l'ADN, de causer des cancers et des malformations génétiques. Au niveau du sol il est largement dispersé par la magnétosphère ou bloqué par l'atmosphère et ses particules en suspension. Cependant le personnel navigant des avions eta fortioriles astronautes peuvent y être exposés de manière plus significative (ex.:Dose efficace annuellede 2 à 5mSvsur des vols long-courriers[11]), d'autant plus que l'avion vole à haute-altitude[11].En France, au début des années 2000, unSystème d’information et d’évaluation par vol de l’exposition au rayonnement cosmique dans les transports aériens(dit « projet SIEVERT ») a été mis en place en lien avec lescompagnies d'aviationet les organismes professionnels vise à instaurer unedosimétrieréglementaire, opérationnelle pour les compagnies, permettant uncalcul de dosepour chaque vol sur la base de paramètres réels (prenant notamment en compte leséruptions solaires(GLE), avec« estimation de dose et information pour le public »[11].

Un séjour de plus de quatre ans sur la planèteMarsdépasserait les limites de sécurité en matière d'exposition aux rayonnements cosmiques pour l'espèce humaine, notamment les rayonnements provenant de l'extérieur du système solaire. Cette donnée rendrait sacolonisationimpossible[17].

Effet sur l’électronique

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Les rayons cosmiques sont suffisamment énergétiques pour altérer l’état d’un composant électronique d’un circuit intégré, pouvant provoquer des erreurs transitoires, telles que des corruptions de donnée dans lamémoire viveainsi qu’une mauvaise exécution duprocesseur,souvent appelées des «soft error(en)» (à ne pas confondre avec des erreurs logicielles provoquées par des erreurs de programmation ou un bogue). Ce fut un problème pour l’électronique en très haute altitude, tel que les satellites, mais avec des transistors devenant de plus en plus petits, ça devient une plus grande préoccupation[18].Des études menées parInternational Business Machines(IBM) dans les années 1990, suggèrent que les ordinateurs subissent par mois environ une erreur par tranche de 256 mégaoctets de mémoire vive à cause de rayons cosmiques[19].Pour réduire ce problème,Intela proposé un détecteur de rayon cosmique qui pourrait être intégrés aux futursmicroprocesseursayant une faible finesse de gravure, permettant au processeur d’exécuter de nouveau la dernière commande suivant le rayon cosmique[20].Les rayons cosmiques sont suspectés d’être la cause d’un incident de vol survenu en 2008, lorsqu'un avion de ligneAirbus A330de la compagnieQantasplongea deux fois sur une centaine de mètresaprès un mauvais fonctionnement inexpliqué du pilotage automatique. Plusieurs passagers ainsi que des membres de l’équipage furent blessés, dont certains sérieusement. Après cet incident, les enquêteurs de l’accident ont déterminé que le système de contrôle de vol avait reçu un pic de données inexpliqué, et que tout le système fonctionnait parfaitement. Une mise à jour logicielle a été faite dans tous les avions de ligne A330 et A340, permettant de filtrer électroniquement ces pics de données[21].

Pour contrer ces effets sur la microélectronique, il existe des techniques dedurcissementaux radiations.

Effet sur la formation des nuages

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Les rayons cosmiques ont un effet sur la formation de certainsnuages,par la formation de nouveaux aérosols (de minuscules particules en suspension dans l'air, qui constituent legermedes gouttelettes des nuages)[22].Les rayons cosmiques agissent sur les vapeurs organiques issues des arbres (biogènes), et augmentent le taux de production d'aérosol d'un facteur 10 à 100[23].L'expérienceCLOUD,au CERN, étudie actuellement les effets des rayons cosmiques sur la formation des nuages[22].

Notes et références

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Notes

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  1. ↑Scott Forbush(en)remarque, en 1937, l'atténuation du flux des rayons cosmiques lors deséruptions solaires[10].

Références

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  1. ↑(en)European Physical Society, «EPS Historic Sites: Refuge des Cosmiques», surwww.eps.org(consulté le).
  2. ↑Les rayons cosmiques
  3. ↑(en)Shuai Fuet al.,«Variations of the Galactic Cosmic Rays in the Recent Solar Cycles»,The Astrophysical Journal Supplement Series,vol.254,no2,‎(DOI10.3847/1538-4365/abf936,lire en ligne).
  4. ↑Présentation de l'institut de recherche en rayons cosmiques de Tokyo ((ja + en)Welcome to the Institute for Cosmic Ray Research (これからの vũ trụ tuyến nghiên cứu を khảo える thượng での2 つの đại きな trụ ))
  5. ↑aetb(en)The Pierre Auger Collaboration, «Observation of a large-scale anisotropy in the arrival directions of cosmic rays above8× 1018eV»,Science,vol.357,no6357,‎,p.1266-1270(DOI10.1126/science.aan4338).
  6. ↑Mathilde Fontez (2017)L'origine des rayons cosmiques est résolue... ou presque!;05 oct 2017, mis à jour le 07 oct et consulté le 07 oct 2017
  7. ↑(en)«The Detection of Cosmic Rays»,Milagro Gamma-Ray Observatory,Los Alamos National Laboratory,(consulté le)
  8. ↑(en)«What are cosmic rays?»[archive du],Michigan State University National Superconducting Cyclotron Laboratory(consulté le)
  9. ↑(en)R.L. Fleischer, P.B. Price, R.M. Walker,Nuclear tracks in solids: Principles and applications,University of California Press,.
  10. ↑Vivianne Pierrard, «L'environnement spatial de la Terre: Le rayonnement cosmique», surbooks.google.fr(consulté le),p.184
  11. ↑abcetdJ.F. Bottollier-Depois, A. Biau, P. Blanchard, Q. Chau1 P. Dessarps, P. Lantos, D. Saint-Lo, M. ValeroExposition au rayonnement cosmique à bord des avions - Le projet SIEVERT;IPSN, Département de protection de la santé de l’homme et de dosimétrie, SFRP 2001 - Tours 19 - 21 juin
  12. ↑(en)«Cloud Chambers and Cosmic Rays: A Lesson Plan and Laboratory Activity for the High School Science Classroom»,Cornell University Laboratory for Elementary Particle Physics,(consulté le)
  13. ↑DOI10.1103/PhysRevLett.24.917
  14. ↑Nolwenn Lesparre,Mise au point d'une méthode de tomographie géophysique utilisant les muons d'origine cosmique,thèse soutenue le 30 septembre 2011 à l'Institut de physique du globe de Paris.
  15. ↑«Grâce aux neutrinos du soleil, EDF analyse le manteau neigeux»,Le Monde,‎(lire en ligne).
  16. ↑Sophie Pujas,«La chasse aux rayons cosmiques»,Le Point,no21197,‎,p.97.
  17. ↑(en)«Mars Declared Unsafe For Humans: No one can survive for longer than four years», surphysics-astronomy,
  18. ↑IBM experiments in soft fails in computer electronics (1978–1994),fromTerrestrial cosmic rays and soft errors,IBM Journal of Research and Development, Vol. 40, No. 1, 1996. Retrieved 16 April 2008.
  19. ↑Scientific American,«Solar Storms: Fast Facts»,Nature Publishing Group,(consulté le)
  20. ↑Intel plans to tackle cosmic ray threat,BBC News Online, 8 April 2008. Retrieved 16 April 2008.
  21. ↑Cosmic rays may have hit Qantas plane off the coast of North West Australia,News.com.au, 18 November 2009. Retrieved 19 November 2009.
  22. ↑aetb«CLOUD | CERN», surhome.cern(consulté le)
  23. ↑«De nouveaux résultats de CLOUD sur le climat préindustriel», surCERN(consulté le)

Voir aussi

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Sur les autres projets Wikimedia:

Bibliographie

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  • L. I. Dorman,Cosmic Ray Interactions, Propagation, and Acceleration in Space Plasmas,Springer, Dordrecht, 2006
  • L. I. Dorman,Cosmic Rays in the Earth's Atmosphere and Underground,Kluwer, Dordrecht, 2004
  • M. W. Friedlander,Cosmic Rays,Harvard Univ. Press, Cambridge (Mass.), 1989
  • M. W. Friedlander,A Thin Cosmic Rain: Particles From Outer Space,ibid., 2000 (Voir avec Google)
  • (en)KumikoKotera,Angela VOlintoet al.,«The Astrophysics of Ultrahigh Energy Cosmic Rays»,Annual Review of Astronomy and Astrophysics,vol.49,nos119-153,‎,p.44(DOI10.1146/annurev-astro-081710-102620,lire en ligne)* V. L. Ginzburg dir.,Astrophysics of Cosmic Rays,North-Holland, Amsterdam, New York, 1990
  • L. Koch-Miramond & M. A. Lee dir.,Particle Acceleration Processes, Shock Waves, Nucleosynthesis and Cosmic Rays, Advances in Space Research,vol. IV, no 2-3, Pergamon Press, Oxford, 1984
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  • A. De Angeliset M. Pimenta,Introduction to particle and astroparticle physics (multimessenger astronomy and its particle physics foundations),Springer Nature, Heidelberg,2eéd. 2018,(ISBN978-3-319-78181-5)
  • J. Mayerhöfer, «Victor Franz (Francis) Hess», in C. C. Gillispie dir., Dictionary of Scientific Biography, vol. VI,p.354-356,C. Scribner's Sons, New York, 1991
  • R. Schlickeiser,Cosmic Ray Astrophysics,Springer, Berlin, Londres, 2002
  • Y. Sekido & H. Elliot dir.,Early History of Cosmic Ray Studies,Reidel, Dordrecht, 1985
  • Veniamin Sergeevich Berezinskiĭ, Vitaliĭ Lazarevich Ginzburg;Astrophysics of cosmic rays;1990 (Voir avec Google)
  • P. V. Sokolsky,Introduction to Ultrahigh Energy Cosmic Ray Physics,Addison-Wesley, Redding (Mass.), 1989.
  • Michel Crozon, «La querelle des rayons cosmiques»,Les génies de la science,no31,‎,p.24-27(lire en ligne)

Articles connexes

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Liens externes

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