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 Astronomie - Naissance des étoiles +vie des étoiles +soleil

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ninnenne
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Messages : 18996
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MessageSujet: Astronomie - Naissance des étoiles +vie des étoiles +soleil   Ven 19 Sep - 12:25

Astronomie - Naissance des étoiles -

 
 
les différents stades de l'évolution d'une étoile



Introduction



L'univers est très vaste. Il renferme autant les plus infimes particules que des immenses galaxies et des amas d'étoiles. Il est alors difficile de s'en faire une idée exacte. Bien sûr, nous savons que ce dernier est constitué d'espace, de planètes, de poussières, de plusieurs gaz et… de milliers d'étoiles.


Qui n'a alors jamais rêvé devant le merveilleux spectacle que nous offrent chaque soir ces petits points lumineux que l'on appelle étoiles. De si loin elles nous semblent si magiques...


Mais d'où viennent-elles ? Pourquoi brillent-elles ? Comment se déroule la vie d'une étoile ?



La naissance des étoiles



Une étoile est un astre, formé de gaz, à l'intérieur duquel se produisent des réactions de fusion thermonucléaire. Ces réactions sont à l'origine du rayonnement électromagnétique. La détection des étoiles est facilité grâce à leur rayonnement. Ainsi plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. On estime à plusieurs centaines de milliards le nombre d'étoiles figurant dans notre galaxie uniquement. Une étoile est donc un astre très commun, mais qui paradoxalement, garde encore une partie de ses mystères…


Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale. Celle-ci est en fait un nuage interstellaire. Ce nuage est très vaste, environ plusieurs centaines de millions de kilomètres et d'une masse allant de 1 000 000 à plusieurs millions de masse solaire. Cette nébuleuse est constituée essentiellement d'hydrogène à 90%, d'hélium à 9% et les 1% restant sont des éléments rares et des poussières. Sa température est très basse puisqu'elle se situe au alentour de -260°C.


Deux modes de formation semblent prédominer dans notre galaxie: un mode "bien serré" et l'autre plus "dilué". Dans le premier cas, à partir du milieu interstellaire on assiste à la formation plus ou moins simultanée d'un groupe dense de nombreuses étoiles à partir d'agglomérations de nuages de gaz moléculaire et de poussière. Dans le second cas, on observe un système isolé (parfois double) se former à partir d'un nuage dense séparé de l'environnement et situé dans une enveloppe de matériaux plus rares contenant plusieurs nuages semblables distincts les uns des autres. Plusieurs astronomes pensent que les étoiles comme le soleil ont été formées par le second mécanisme dans des nuages notamment dans la région du Taureau.


Suite à des événements externes, comme par exemple l'onde de chocs que provoque l'explosion d'une supernova , ou alors l'onde de densité crée par la rotation d'un bras spiral de la galaxie, peuvent provoquer en certains points du nuage la condensation de ses particules. On dit que ce nuage se comprime ou s'effondre sur elle-même, sous l'effet de la gravitation. Ce qui provoque le réchauffement du gaz, jusqu'à atteindre un million de degrés en son cœur. Cette protoétoile brille déjà mais la masse de gaz et de poussières l'entourant masque sa lumière .


A ce stade, la force nucléaire entre en jeu. Deux protons se rencontrent, fusionnent et forme du Deutérium. Ce Deutérium fusionne ensuite avec un proton pour former de l'Hélium 3. Il faut ensuite 2 noyau d'hélium 3 pour fusionner en hélium 4. La fusion du deutérium en hélium libère une grande quantité d'énergie nucléaire sous la forme de photons, la masse des particules fusionnées est plus faible que leur masse séparée



La différence de masse est convertie en énergie (E=mc²). Les réactions thermonucléaire permettent de contrecarrer l'action de la force de gravitation. L'étoile n'a plus besoin de se contracter pour obtenir de l'énergie qui lui permet de briller .



Elle va donc garder son diamètre et sa couleur pendant tout le temps que durera la fusion de l'hydrogène en hélium. Plus la masse de l'étoile est grande plus elle a besoin d'énergie pour compenser la force de gravitation .Elle va donc user ses réserves plus vite que les étoiles de faible masse. Ainsi ce sont donc les étoiles qui ont le plus de réserves qui vont s'étendre le plus vite .



Résumé



Une étoile commence à se former quand une perturbation, comme une explosion d'une supernova proche, déclenche l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussière.



Le gaz et la poussière s'accumulent au centre, entourés d'une enveloppe de matière et d'un disque. Les forces centrifuges propulsent des jets vers l'extérieur.



La matière continue à tomber en pluie sur le disque. Environ dix pour cent est évacué en un flot irrégulier, qui repousse le gaz ambiant.



La matière du disque s'agglomère pour former des planétisimaux. L'enveloppe et les jets se dissipent. A ce stade, un million d'années se sont écoulées.



La pression et la température au centre de l'étoile déclenchent la fusion nucléaire. Les planétisimaux s'unissent et forment des planètes.
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Astronomie - La vie des etoiles

 
 
La vie des étoiles
 

On peut dire que la vie d'une étoile débute lorsque les embryons stellaires sont visibles à travers les débris de son nuage où commençait sa formation. Leur aspect et leur état intérieur dépendent de leur masse. C'est alors que commencent pour les étoiles à grande masse, celles de vingt ou trente fois celle du Soleil, les réactions thermonucléaires (fusion du noyau d'hydrogène).


Les étoiles qui n'auront pas une température 10 000 000 °C dans leurs zones centrales vont continuer de se contracter et de se réchauffer pour atteindre ces températures. Ces millions de degrés sont nécessaires afin d'amorcer la combustion de l'hydrogène. Cette étape est liée au fait que la seule source d'énergie de l'étoile est gravitationnelle.


Lorsque s'amorce la combustion de l'hydrogène, chaque étoile possède une luminosité à peu près proportionnelle au cube de sa masse. Le temps que dure cette combustion dans le noyau représente la phase la plus longue de sa vie. Dans le Soleil qui s'y trouve actuellement, elle durera au total quelque cinq milliards d'années ! Durant cette phase, il nous semble qu'il n'y ait plus aucune évolution chez l'étoile.



Le Soleil, notre étoile



Notre vie sur Terre dépend totalement de celle du Soleil. L'équilibre de chaque planète est étroitement lié à celui de notre étoile.


Considéré en général comme un astre stable, notre Soleil n'en est pas pour autant endormi et inactif. Les éruptions passagères, protubérance, évolution générale à long terme, sont tous des facteurs qui peuvent modifier radicalement les conditions qui règnent dans notre environnement terrestre.


Connaître le Soleil n'est donc pas seulement une curiosité d'astronome. C'est indispensable pour comprendre l'histoire et envisager l'avenir à long terme de notre planète.



Le Soleil en quelques chiffres



Masse : 2.1030 kg soit environ 3,3.105 fois celle de la terre
Rayon : 700.103 km soit approximativement 109 fois celui de la terre
 
Température centrale : 15.106 K*

Température de surface : 6000 K*
Masse volumique moyenne : 1,4.103 kg.m-3
Age : 4.6 milliards d'années
Durée de vie prévue : 10 milliards d'années



* K symbole du Kelvin. Unité calorifique tel que 1K=1°C avec un zéro absolue à 0K. Solidification de l'eau à 273.15K et son ébullition à 373.15K
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Astronomie - Le soleil -

 
Sans le Soleil, nous n'aurions pas de système solaire. Il fournit non seulement l'énergie nécessaire à la vie, mais aussi la force gravitationnelle qui confine les planètes sur leur orbite. Cette étoile éclaire et chauffe la Terre depuis un peu moins de 5 milliards d’années. Au centre de notre étoile solaire règne une fournaise nucléaire.
600 millions de tonnes d’hydrogène y « brûlent » à chaque seconde. Mais, il reste heureusement au Soleil encore 5 milliards d’années à vivre.
 
Anatomie du Soleil


Le Soleil gravite autour du centre de notre galaxie, à une distance de 8 500 parsecs, un parsec correspondant à 30,86 billions de kilomètres. Sa période orbitale est d'environ 240 millions d'années.
 
La période axiale moyenne du Soleil est de 27 jours. Cependant, la période de rotation varie en fonction de la latitude ; les régions équatoriales accomplissent une révolution en 25 jours, tandis que les régions polaires sont plus lentes et mettent 34 jours.
 
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Vue rapprochée du Soleil. (Nasa)
 
Le Soleil est le corps le plus massif du système solaire. Il est 330 000 fois plus massif que la Terre.
Il est également le corps le plus gros, avec un diamètre de 1 391 900 kilomètres, 109 fois supérieur à celui de la Terre.
 
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La position du Soleil dans notre galaxie. (Nasa)
 
Le Soleil est stratifié, et peut se diviser en trois régions : le noyau, la zone radiative et la zone convective. La "surface" du Soleil visible correspond à la photosphère, recouverte par la chromosphère et sa couronne périphérique.
 
Il est essentiellement composé d’hydrogène, le plus léger des gaz. Le reste se répartit entre 10% d’hélium et quelques traces d’éléments plus lourds.
 
Le cœur du Soleil est un réacteur à fusion nucléaire naturel, d’une température de 14 millions de degrés.
 
Données techniques :
 

  • Type: Etoile moyenne

  • Température: 5 500° C en surface

  • Rayon: 696 000 km

  • Age: 5 milliards d'années

  • Distance de la Terre: 158 millions de km


 
Le Soleil : un disque éblouissant


La surface du Soleil est particulièrement dynamique, étant une masse bouillonnante de courants de convection, de tempêtes, d'éruptions et d'énormes protubérances. La Terre est lilliputienne comparativement à de nombreux éléments de la surface solaire.
 
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Comparaison entre le Soleil et la Terre (Montage effectué à partir d'une photo de la Nasa)
 
Les réactions nucléaires du centre du Soleil produisent une énergie très intense qui dégage de la lumière.
Cette lumière s’échappe du noyau vers la surface.
 
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Les protubérances sont d'immenses arches de gaz, maintenues au-dessus de la photosphère par les forces magnétiques. (Nasa)
 
Une lumière si violente se dégage du Soleil qu’il est très dangereux de le regarder à l’œil nu. Sans l’aide d’appareils spécialisés, on ne pourrait pas étudier sa surface.
 
Surface et taches solaires


Sa surface visible, la photosphère, n’est qu’une toute petite couche de seulement 300 km d’épaisseur.
 
Sa surface n’est pas uniforme mais présente des tâches très sombres d’une durée de vie de quelques jours à quelques mois.
Ces « petites » taches, qui pourraient aisément contenir la Terre, correspondent à des zones moins chaudes.
 
Ces taches semblent plus nombreuses tous les 11 ans. Au moment du maximum d’activité solaire (maximum de taches), cela crée des perturbations dans les télécommunications sur Terre.
 
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Taches solaires. (Nasa)
 
La surface du Soleil n'est pas une surface réelle, mais plutôt la profondeur visible au travers de l'atmosphère chaude. Cette couche visible est la photosphère, une surface très mouvementée, bouillonnante, où l'on rencontre les phénomènes les plus violents du système solaire. Les éléments principaux de la photosphère sont les taches sombres, les éruptions et les protubérances.
 
Les éruptions solaires et les aurores


Les éruptions solaires représentent l'activité la plus mouvementée de la photosphère. En quelques minutes, les températures grimpent, localement, à 5 millions de degrés ; un nombre important de particules, ainsi que le rayonnement qui leur est associé, sont projetés dans l'espace. Une éruption dure habituellement moins d'une demi-heure.
 
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Protubérances et éruptions solaires vues en rayons X par le satellite Yohkoh. (Nasa)
 
Quand le bombardement du vent solaire s’intensifie, le bouclier magnétique et l’atmosphère terrestre ont plus de mal à nous protéger.
Un plus grand nombre de particules parviennent à pénétrer dans les couches les plus hautes de l’atmosphère.
 
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Aurore boréale en Laponie. (Nasa)
 
Entrant au-dessus des pôles terrestres, ces particules, en rencontrant les molécules de la haute atmosphère, provoquent de magnifique spectacles que l’on nomme aurores boréales dans l’hémisphère Nord et aurores australes dans l’hémisphère Sud.
 
Le vent solaire


Quand la lumière s’échappe brutalement à la surface du Soleil, elle s’échappe dans le vide spatial.
 
Les éruptions solaires bombardent les planètes du système solaire de minuscules particules extrêmement énergétiques.
On appelle ce phénomène le vent solaire.
 
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L'existence du vent solaire a été détectée en observant les comètes (comète Kohoutak sur la photo). Leur queue, dont leur direction est toujours opposée au Soleil, est repoussée par les particules solaires. (Nasa)
 
Il existe un écoulement constant de ce vent solaire, qui parcourt le système solaire et s'approche de chaque planète. L'interaction entre le vent solaire et le champ magnétique des planètes provoque des phénomènes d'aurore.
 
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Une aurore australe à dominante verte vue depuis une navette spatiale. (Nasa)
 
Le centre du Soleil


Le Soleil peut être décomposé en trois parties principales : le noyau, la zone radiative et la zone convective.
 
Le noyau
Le noyau central occupe 40 % du diamètre du Soleil, et représente la source de l'énergie solaire. Dans le noyau, la température est d'environ 15 millions de degrés K, et la pression d'environ 2,5 x 1011 bars.
 
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L'énergie solaire provient de la fusion thermonucléaire. Les atomes d'hydrogène sont convertis en hélium ; au cours du processus, il existe une différence de masse. Pour chaque atome d'hélium produit, quatre atomes d'hydrogène sont consommés. Cependant, la masse d'un atome d'hélium est inférieure à celle de quatre atomes d'hydrogène combinés. La masse manquante a été convertie en énergie, selon l'équation d'Einstein E=mc2, où m est la masse manquante, et c la vitesse de la lumière. Comme c est un nombre très élevé, seule une faible masse doit être convertie, afin d'obtenir une énergie résultante importante.
 
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Soleil vu dans l'ultraviolet par Soho. (Nasa)
 
Le Soleil consomme plus de 700 millions de tonnes d'hydrogène par seconde, produisant 695 millions de tonnes d'hélium. Les 5 tonnes manquantes sont converties en énergie. Celle-ci, sous la forme de particules lumineuses, les photons, met environ 170 000 ans pour voyager à travers les différentes couches du Soleil et échapper à celui-ci. 8 minutes supplémentaires sont nécessaires aux photons pour traverser le système solaire et atteindre vos yeux.
 
La zone radiative
La zone radiative entoure le noyau. Elle s'étend jusqu'à 70 % du rayon du Soleil, et le transport d'énergie, dans cette région, se fait par rayonnement. Les gaz de la zone radiative sont relativement calmes.
 
La zone convective
La zone convective entoure la zone radiative, et correspond au reste du rayon du Soleil. Le transport d'énergie se fait par convection. La matière contenue dans cette zone est opaque au rayonnement ; par conséquent, celui-ci réchauffe le bas de la zone convective. La matière réchauffée s'élève, perd son énergie dans l'espace, puis disparaît.
 
L’éclipse solaire


Les éclipses se produisent lorsque le soleil, la Terre et la Lune s’alignent dans l’espace, ce qui peut arriver plusieurs fois par an.
 
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Couronne lors d'une éclipse de Soleil. (Nasa)
 
Lorsque la Lune se place entre la Terre et le Soleil, il se produit une éclipse solaire.
Lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et la Lune, il se produit une éclipse lunaire.
 
La mort du Soleil


Il y a plus de 5 milliards d’années, un immense nuage de gaz errait dans la Voie lactée. Il trouve son origine dans l’explosion d’une multitude de supernovae qui ont répandu, dans un coin de notre galaxie, les atomes constituant les couches externes des étoiles dont elles sont issues.
 
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Eclipse du Soleil du 11 août 1999 visible en France. (Nasa)
 
Poétiquement parlant, ce gros nuage a commencé à s’effondrer sous son propre poids. Il a eut beaucoup d’enfants : les étoiles ; et de petits enfants : les planètes.
Dans 5 milliards d’années, une étoile géante rouge, le Soleil, brûlera la Terre. On est certain que le Soleil a déjà brûlé plus de la moitié de l’hydrogène qu’il renfermait en son centre à sa naissance.
Dans 5 milliards d’années, la totalité sera transformée en hélium.
Le Soleil deviendra alors instable et gonflera, dans un premier temps, pour devenir aussi grand que l’orbite de Mercure.
Sa température de surface ne sera plus que de 3 000°C. Il sera devenu une géante rouge.
La Terre sera transformée alors en un désert torride, et la température y dépassera les 1 000°C.
Après un processus assez complexe et quelques millions d’années, le centre s’effondrera en un astre aussi petit que la Terre.
L’homme du futur, installé sur un autre système planétaire, pourra alors observer une nébuleuse planétaire, avec une petite naine blanche en son centre.
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bonne après midi 1 La suite une autrefois!!!!
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MessageSujet: Re: Astronomie - Naissance des étoiles +vie des étoiles +soleil   Ven 19 Sep - 12:31

Astronomie - La mort des etoiles


 
 
Le phénomène de la supernova se compose de trois étapes :


(1) l'implosion
(2) la supernova
(3) les résidus


Les phases finales de l'évolution d'une étoile dépendent principalement de sa masse. Plus une étoile est massive, plus sa température centrale est grande sous l'effet de la pression qui doit s'opposer à l'effondrement gravitationnel.

Lorsqu'une étoile a brûlé entre 10 et 20 % de son hydrogène, le cœur de celle-ci se retrouve à court de carburant. C'est à ce moment-là que l'étoile entre dans la fin de sa vie.
 



Le stage géante rouge
 



A ce moment-là, le cœur de l'étoile ne contient plus que de l'hélium, trop stable pour fusionner. La gravité reprend donc le dessus et l'étoile commence à se contracter permettant ainsi à l'hydrogène de brûler plus vite et par conséquent de produire plus d'énergie. L'étoile doit évacuer cette énergie, elle n'a alors d'autre choix que de se dilater pour augmenter sa surface. L'étoile ayant énormément gonflée, sa température baisse: sa couleur va donc tendre vers le rouge . L'étoile est devenue une géante rouge.


L'évolution suivante va dépendre de la masse de l'étoile.
 



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La mort des étoiles peu massives



Pour les étoiles dont la masse est inférieure à 1,4 fois celle du Soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé et que la température n'est pas suffisante pour amorcer la fusion du carbone. La matière issue des couches externes de l'étoile est expulsée dans l'espace. Les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années. Le cœur de l'étoile, lui, va s'effondrer à nouveau sous l'effet de la gravité jusqu'à ce que la densité soit si élevée qu'elle va obliger les électrons à quitter leurs orbites autour des noyaux. Cependant la compression due à la gravité se trouve compensée par une pression dite de dégénérescence.
 


A ce stade, l'étoile est devenue une naine blanche dont la température varie entre 5000 et 100 000 K. Cette naine blanche est à peu près de la taille de la Terre avec une masse pratiquement égale à sa masse initiale. La densité y est donc très élevée: un verre d'eau rempli de matière pèse plus de 50 tonnes. Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide, car elles gardent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petite. Elles ne peuvent que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant cependant. Une fois leur température assez basse, elles deviennent des astres morts, des naines noires.



La mort des étoiles massives



Les étoiles massives (dont la masse est supérieure à 1,4 fois celle du Soleil) ont des températures centrales beaucoup plus élevées. Elles s'éteignent donc rapidement, après trois ou quatre millions d'années. L'hydrogène (transformé en hélium par les réactions thermonucléaires) s'étant complètement épuisé au centre de l'étoile, celle-ci se contracte à nouveau sous l'effet de la gravité et la température s'élève encore. Autour du milliard de degré, ce sont les noyaux de carbone qui fusionnent. Des réactions complexes conduisent à la formation d'éléments nouveaux: le néon (Ne), le sodium (Na), le magnésium (Mg), l'aluminium (Al), le silicium (Si), le phosphore (P) et le soufre (S).. Après la phase de fusion du carbone viennent celles du néon, de l'oxygène puis du silicium, lorsque la température monte à 2 à 5 milliards de degrés.


 


En quelques milliers d'années, l'étoile engendre les noyaux de masse intermédiaire, du silicium jusqu'aux métaux: fer, nickel, cuivre, zinc… Puis des noyaux encore plus lourd apparaissent jusqu'à l'uranium.


Le drame se prépare quand le cœur de l'étoile approche les 5 milliards de degrés. A ce stade, l'étoile va se contracter rapidement, puis s'effondrer ce qui provoque une formidable explosion, brillante comme plusieurs centaines de millions de soleils. C'est une supernova. Les produits des phases de fusion vont être expulsés dans l'espace, puis se refroidir, formant un nuage appelé rémanent de supernova. Mais contrairement à la nébuleuse qui a donné naissance à l'étoile, cette fois, la nébuleuse contient des éléments lourds. L'étoile aura donc permis de produire des éléments plus complexes.



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Au moment de l'explosion, l'étoile n'est pas entièrement dispersée dans l'espace . Sa partie centrale se replie sur elle-même. Sa densité augmente énormément . Elle se mesure en centaines de millions de tonnes par centimètres cube. C'est l'équivalent de la masse d'un grand pétrolier concentrée sur une tête d'épingle ! Le cœur de l'étoile devient un seul et gigantesque noyau de neutrons: il en résulte une étoile à neutrons ou pulsar car ces astres émettent de la lumière à la manière d'un phare: ils s'allument et s'éteignent plusieurs fois par secondes. Ce phénomène vient du fait que seul leurs pôles magnétiques émettent de la lumière, et que les pulsars tournent très rapidement autour de leurs pôles. On voit donc passer la partie lumineuse plusieurs fois par seconde.


 


Il semblerait, dans certains cas, que certains résidus de supernova puissent être encore plus denses qu'une étoile à neutrons. Tellement denses, que la gravité empêcherait la lumière de s'en échapper. Un tel astre est appelé trou noir. Cependant, puisque même les radiations électromagnétiques ne peuvent s'en extraire, on ne peut les observer directement. On n'a donc pas la preuve de leur existence, même si certains phénomènes observés suggèrent la présence d'un trou noir.
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