Qu'est-ce que la vie? L'Univers, berceau de la vie
Qui suis-je? D'où viens-je? Voilà des questions que tout être humain s'est posé au moins une fois dans sa vie sans pour autant trouver de réponse satisfaisante. Grâce à la science en général, aux biologistes et astrophysiciens en particulier, nous avançons cependant, petit à petit, vers des réponses de plus en plus claires et rationnelles à ces questions. Bien sûr nous n'avons fait que commencer à savoir, commencer à comprendre; mais tout de même, que de savoir accumulé depuis Galilée ou Pasteur! Il y a assurément plusieurs domaines dans lesquels la question de l'origine de la vie se pose. Il nous arrive de nous interroger: "Au fond, pourquoi je vis? Qu'est-ce qui fait que je suis là en ce moment à me poser cette question?" Nous nous plaçons alors sur un terrain essentiellement philosophique. Cette question a beaucoup alimenté, et continue à alimenter les débats des philosophes. La question de la vie va également occuper une large place dans la recherche scientifique et particulièrement dans le domaine biologique. Mais il me semble que si l'on veut parler de la vie il faut commencer par le commencement, c'est à dire qu'il faut chercher à comprendre ce qui a permis de créer les conditions propres à faire apparaître ce que nous appelons dans le langage commun, la vie. La création de ces conditions ne s'est pas faite en un jour (ni en sept comme l'expliquent de façon imagée mais un peu trop réductrice, les auteurs de l'ancien testament, auxquels il faut bien reconnaître l'absence des acquis de la science d'aujourd'hui). Ces conditions nécessaires à l'apparition de la vie sur notre planète Terre se sont mises en place petit à petit, au cours d'une longue, très longue, très très longue évolution lente, très lente, très très lente. Cette évolution est tellement longue qu'on n'y voit pas, qu'on n'imagine même pas le début de son commencement. On ne sait pas plus si cette évolution est susceptible d'avoir une fin; nous ne pouvons en appréhender ni le début ni la fin; nous nous contentons de la qualifier d'infinie. Infinie lorsque l'on essaie de percevoir son début et tout aussi infinie lorsque l'on tente d'imaginer sa continuation dans le temps. Les scientifiques ont seulement réussi à placer quelques repères sur cette longue ligne évolutive; sur la base de ces repères ils ont établi un modèle qui permet de mieux concrétiser une sorte de tranche de vie, ou plutôt une tranche d'évolution, dans laquelle va apparaître la vie. Cette tranche a commencé avec le "Big-Bang" il y a environ 15 milliards d'années. Ce modèle permet également de faire des hypothèses sur la continuation de l'évolution sur quelques milliards d'années. Mais commençons par le début.
Pour que la vie existe, un élément est indispensable de façon absolue: l'énergie. Or l'énergie dont les humains disposent sur notre planète, provient en totalité, directement ou indirectement, du soleil, fournisseur dont nous sommes entièrement dépendants. Depuis la nuit des temps, le soleil est en effet à l'origine de l'évolution … de notre planète Terre. C'est le rayonnement solaire qui fournit notre éclairage diurne et l'énergie directe qui nous réchauffe. Capté par les chloroplastes des végétaux il permet la production végétale, base de notre alimentation, même lorsque cette alimentation passe par des intermédiaires (viande, poisson, laitages, œufs, ...). Ces mêmes végétaux vont permettre l'accumulation des énergies dites fossiles comme le charbon, le gaz combustible, le pétrole. C'est encore le rayonnement solaire qui est à la base de la production des combustibles nucléaires. Toute énergie utilisable sur terre dérive de l'énergie solaire. C'est grâce à elle que les premières "gouttes" de vie se sont constituées, se sont organisées en cellules, se sont assemblées, se sont complexifiées pour donner ce que nous appelons aujourd'hui la vie. On peut dire aussi que le soleil a orienté l'évolution de ce qui a conduit à la vie, en favorisant les conditions propices au devenir de ce que nous sommes aujourd'hui. Oui, assurément, le soleil est un élément nécessaire, primordial, indispensable à la vie. C'est pourquoi il me paraît utile de rappeler comment, dans l'histoire du temps, se sont construites notre planète et notre étoile principale qu'est le soleil.
Nous vivons donc sur une planète que nous appelons Terre. La Terre, tout comme d'autres planètes relativement proches de nous (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Mercure, Pluton) fait partie d'un ensemble plus vaste que nous appelons le système solaire. La Terre, comme les autres planètes, gravite autour de notre étoile nourricière, le Soleil. Pendant longtemps, tant que nos moyens techniques ne nous permettaient que de scruter le sol sous nos pieds jusqu'au bout de l'horizon, que de découvrir en levant les yeux, un ciel constellé d'étoiles, nous avons pu croire que la Terre était le centre de l'Univers. La mise au point des télescopes, puis d'engins spatiaux de plus en plus performants qui nous ont permis de nous soustraire partiellement à la gravitation terrestre pour aller voir "ailleurs" ce qu'il y a, les savants calculs des mathématiciens et astronomes, nous autorisent maintenant une vision plus ouverte, plus globale de l'Univers. Force est aujourd'hui de constater au moins deux choses fondamentales: D'abord la Terre, et nous autres humains, ne sommes que d'infinitésimales poussières dans l'immensité de l'espace universel, perdus parmi les millions de galaxies et les milliards de milliards d'étoiles. Ensuite que cet Univers immense est en perpétuelle évolution, dont l'Homme ne connaît encore que des bribes. Cependant ces bribes de connaissances permettent déjà de schématiser le connu afin de rendre concevable à nos cerveaux, une partie de l'histoire du grand Univers.
La quasi totalité des scientifiques s'accorde actuellement sur le scénario de l'histoire la plus probable de l'Univers, histoire (imparfaitement) résumée ci-après: Au début, la matière, qui existait déjà, mais sous une forme que nous ne connaissons pas encore, était extrêmement concentrée. La matière était tellement dense qu'il y régnait des pressions et des températures phénoménales. Ces conditions mettaient les éléments dans un état d'agitation et de collision tel qu'aucun élément basique - pour autant qu'on puisse, à ce stade, parler d'éléments - ne pouvait rester associé avec un autre, même pas pour former un atome. C'était le désordre le plus total, souvent décrit comme un état de chaos; on pourrait dire que l'organisation était au point zéro, c'est à dire au point origine sur l'échelle de l'organisation. Nous aurons l'occasion de revenir sur cette échelle d'organisation et nous parlerons alors de deux termes synonymes, ou en tout cas qui vont de pair: organisation et complexification. Les conditions extrêmes au sein de cette zone infernale ont fini par engendrer une réaction de fusion nucléaire d'une violence dont on n'est pas encore en mesure de chiffrer l'importance. C'est cette phénoménale réaction de physique nucléaire que l'on appelle le Big-Bang. La matière d'origine est projetée dans l'espace sidéral avec une violence telle que les particules élémentaires atteindront la vitesse de la lumière, soit 300 mille kilomètres par seconde.
Pendant les millénaires qui suivent le "Big-Bang" la matière et les gaz sont dispersés dans l'espace et continuent depuis, leur expansion sans fin. Cette expansion de la matière s'accompagne de son refroidissement. Le refroidissement va permettre l'association, la combinaison des premiers éléments qui vont se rencontrer dès les premières secondes qui suivent l'instant " t.zéro ". Le refroidissement est une perte de chaleur qui se dissipe dans l'espace sidéral sous forme de rayonnement. Dans les minutes qui suivent, vont s'assembler les premiers protons et les premiers neutrons pour former les noyaux d'hélium et d'hydrogène lourd. On pourrait s'attendre à ce que ces premiers noyaux se multiplient, dans une réaction en chaîne, pour donner naissance à une infinité d'éléments. La théorie du Big-Bang nous enseigne qu'au contraire, pendant des millions d'années il ne se créera plus de nouvelles molécules, les particules se contentant de se répandre dans l'espace qu'elles "créent" au fur et à mesure, en s'éloignant les unes des autres et en se refroidissant.
Cependant, la dispersion n'est pas homogène, et cette "soupe primitive", comme l'appellent souvent les astrophysiciens, contient des sortes de "grumeaux" formés grâce à l'intervention d'une force qui nous est aujourd'hui familière: la gravitation universelle. Soumis à cette gravitation - loi selon laquelle un petit corpuscule subit l'attraction d'un corpuscule de plus grande masse que lui - les fines particules qui rencontrent dans leur errance un autre "corps céleste", s'agglutinent à ce dernier. En s'accumulant, ces particules forment les fameux grumeaux, puis, à la longue, des "nuages de particules". Lorsque le nuage est important, la gravitation va entraîner la "chute" progressive des particules périphériques vers le centre du nuage; le nuage s'effondre sur lui-même en se condensant et aboutit ainsi, au fil de millions d'années, à la formation d'une étoile. La quantité de particules errant dans l'espace est immense et d'autres étoiles, plus ou moins grosses se forment en même temps, un peu comme les molécules de vapeur d'eau en suspension dans un nuage se condensent pour former des gouttes. Le nuage initial, compte tenu de son énormité, devient alors une galaxie regroupant en son sein des milliards d'étoiles qui s'organisent selon les lois de la physique.
Les étoiles vivent plusieurs millions d'années en utilisant l'énergie qu'elles ont accumulée pendant leur formation; puis elles finissent par mourir en implosant d'abord, puis en explosant ensuite, projetant dans l'espace interstellaire les "miettes" résultant de leur explosion, un peu comme on peut le voir au cours d'un feu d'artifice, mais à une échelle évidemment "astronomique"! Les conditions physiques qui accompagnent la vie et la mort des étoiles (températures et pressions phénoménales) donnent naissance à des nouveaux assemblages de particules, à des molécules nouvelles comme le carbone, l'azote, l'oxygène, le silicium, le fer ... A la mort des étoiles, ces nouvelles particules sont à nouveau soumises à leur dispersion dans l'espace sidéral, et au gré du hasard, à de nouvelles rencontres. Pendant leur long cheminement elles sont également soumises aux rayonnements cosmiques, ce qui aboutit parfois à leur transformation: C'est ainsi que des atomes d'oxygène pourront rencontrer des atomes d'hydrogène et se combiner pour donner une molécule d'eau H2O. Les molécules d'eau se fixeront, toujours au hasard des rencontres, aux grains de poussières interstellaires, lesquels viendront plus tard grossir les amas déjà formés. De ces agglutinations progressives, qui prendront encore des millions d'années, finiront par naître de nouvelles étoiles, mais également des planètes, et finalement... la vie! Tous les éléments qui ont permis l'apparition de la vie dans le système solaire ont été forgés lors des générations anciennes d'étoiles. Et voilà! La vie continue, pour autant que l'on puisse encore parler de vie, car pour le moment il ne s'agit que de rencontres au hasard de particules minérales qui ne font qu'une addition de particules. Et pourtant dans cette addition quelque chose a déjà changé puisque l'addition des éléments construit un ensemble qui, de ce fait, acquiert la force de gravitation, force que l'ensemble pourra exercer sur d'autres particules plus petites, en les "capturant". C'est ce processus d'évolution qui donnera naissance aux milliards d'étoiles qui peuplent l'immensité du "ciel" (on devrait dire plutôt l'espace sidéral, car le ciel n'est que la voûte bleutée que nous voyons entourer notre seule planète Terre). Ces étoiles naissent vivent quelques millions, voire quelques milliards d'années selon leur taille, selon leur environnement, et selon la façon dont elles brûlent la matière qui leur sert de "carburant". Ces étoiles, se regroupent en amas gigantesques, sortes de familles nomades que l'on nomme galaxies. Notre Terre et notre Soleil appartiennent à la galaxie de la Voie Lactée. Elle se compose à elle toute seule de plusieurs milliards d'étoiles dont beaucoup sont plus grosses que notre Soleil. Des millions de galaxies à peu près semblables sont éparpillées dans l'Univers. Entre les galaxies il y a le vide sidéral qui s'étend sur des milliers d'années lumières. Ce vide n'est pas tout à fait un vide complet car il est traversé par les rayons cosmiques émis par les étoiles et les galaxies lointaines depuis le début de l'Univers. Ces rayons continuent leur course dans l'espace tant qu'ils ne rencontrent pas un corps capable de les absorber. Ce rayonnement est qualifié de rayonnement fossile et il continue son "existence" et son errance bien après la mort et la disparition des étoiles qui lui ont donné naissance. L'interception et l'analyse de ces rayonnements permettent de remonter le temps et de s'approcher de plus en plus près de l'origine de l'Univers.
C'est au sein de la Voie Lactée, et grâce au processus de condensation décrit plus haut que se formera, voici cinq milliards d'années (5 mille millions d'années), notre système solaire: Sous l'effet de la gravitation, la majeure partie du nuage constitutif s'effondre lentement sur lui-même, se concentre de plus en plus en une masse tellement dense qu'elle s'échauffe à plusieurs millions de degrés et entre en fusion. Les très hautes températures permettent le déclenchement des réactions thermonucléaires qui vont transformer l'hydrogène en hélium. C'est la poursuite de cette réaction, similaire aux réactions qui se passent dans une centrale nucléaire, qui produit toute l'énergie du soleil. Une partie de cette énergie, dissipée dans l'espace réchauffe notre planète.
Pendant ce temps, les autres parties du nuage initial, les grumeaux disséminés autour du soleil, s'agglutinent eux aussi au gré des collisions, pour donner naissance aux planètes, dont la Terre. La condensation des planètes n'entraînera pas de fusion nucléaire car leur masse est insuffisante; elles ne "brûleront" pas comme le soleil.
Intéressons nous maintenant à cette Terre en constitution. Celle-ci renferme en son sein toutes les particules dont l'eau, formées au cours du long voyage interstellaire. (Notons à cet égard que la formation des étoiles ou des planètes n'arrête pas pour autant leur voyage sidéral, ni leur vitesse d'éloignement de l'espace d'origine où se produisit le "Big-Bang"!). Comme le soleil, notre planète Terre naissante continue elle aussi sa condensation (sa densification si l'on préfère); Or la condensation entraîne une augmentation continue de la pression et donc de la température. Sous des pressions phénoménales, le cœur de la future Terre entre en fusion, - mais, contrairement au soleil, pas en fusion nucléaire - provoquant l'éclatement de la "surface" et l'éruption d'énormes volcans qui cracheront leurs jets de lave et de vapeur dans l'espace. Celles-ci, toujours sous l'effet de la gravitation, qui empêche les particules projetées de s'éloigner hors de son "champ" auront tendance à retomber vers la Terre.
Les particules denses retombent; l'eau condensée en pluie commence bien, elle aussi, à retomber mais n'arrive pas jusqu'au sol. Elle est aussitôt réévaporée à cause de la température élevée qui règne au voisinage de la Terre. L'eau ainsi surchauffée en descendant vers la Terre est condamnée à remonter dans son nuage de vapeur et à recommencer sa tentative de retombée pendant environ deux cent millions d'années, temps que mettra la Terre à dissiper la majeure partie de sa chaleur interne. La vapeur d'eau, qui contient aussi du gaz carbonique et de l'azote, pourra alors former de la vraie pluie telle que nous la connaissons aujourd'hui, et souvent diluviennes. Ce sont ces pluies diluviennes continues qui creuseront les premières vallées sur Terre. Elles se dirigeront vers les points les plus bas, remplissant les fosses abyssales pour former les océans. Cette descente des eaux entraînera avec elle les éléments dissous, tels le gaz carbonique, des hydrocarbures, du formol, des acides cyanhydriques, etc. et formeront dans les océans une "solution" complexe. La prochaine étape consistera en une réorganisation des différents composants primaires, une recombinaison des éléments basiques pour donner des assemblages nouveaux et plus complexes. Ces éléments nouveaux, soumis eux aussi aux lois de la physique vont, selon les cas, disparaître lorsque leurs liaisons internes ne seront pas suffisamment fortes, ou au contraire constituer de nouvelles molécules lorsque leurs liaisons pourront leur conférer une certaine stabilité. C'est dans l'eau que va se dérouler cette nouvelle étape.
Lors de toutes les tentatives d'explication de l'Univers et de son évolution, vient inévitablement la question, teintée de scepticisme : Comment sait-on tout cela ? Comment peut-on savoir qu'il y a des étoiles en dehors de notre galaxie, que d'autres galaxies puissent exister, que l'Univers est en expansion et qu'il se refroidit? Il faut bien l'avouer: pendant très longtemps nous ne savions pas. Nos ancêtres supposaient, faisaient des hypothèses, échafaudaient des théories. Certains cependant constataient des faits, les vérifiaient et en tiraient des conclusions et des conséquences. A partir de ces conclusions on pouvait aller un peu plus avant dans la connaissance et ainsi de suite, de proche en proche, se construisait la connaissance de notre Univers. C'est ainsi qu'Eratosthène, mathématicien, géographe et astronome grec démontra (en 192 avant J.-C.) que la Terre est une sphère. Et cela sans aucun instrument de mesure: Il constate qu'à Alexandrie au nord de l'Egypte, à midi les rayons du soleil au zénith sont verticaux et parallèles aux parois d'un puits creusé dans le sol; il n'y a pas d'ombre projetée et le fond du puits est complètement éclairé. A Syène (ancien nom de la ville d'Assouan aujourd'hui), en haute Egypte il regarde dans un puits identique, à midi, et constate avec surprise que cette fois, les rayons du soleil ne sont pas tout à fait parallèles aux bords verticaux du puits ; il y a de l'ombre, et le soleil n'éclaire pas le fond du puits. Tenant compte du fait que les rayons du soleil sont parallèles entre eux, il en déduit que les murs verticaux d'un puits à Alexandrie ne sont pas rigoureusement parallèles aux parois verticales d'un puits identique situé à 700 Km de là. De déduction en déduction il parvient à la conclusion que toutes les lignes que nous appelons verticales, c'est à dire toutes les lignes tracées par un fil à plomb, se coupent en réalité au centre de la Terre. Pour que cela puisse se faire il faut bien admettre que la Terre est donc une sphère, contrairement aux idées reçues qui prétendaient jusque là qu'elle était plate.
Il faudra attendre Galilée (1564-1642) et l'invention du télescope pour commencer à voir les planètes du système solaire. Un petit télescope permet déjà de voir quelques dizaines de galaxies grâce à la lumière qu'elles émettent. Puis les télescopes géants couplés à des appareils photographiques et d'analyse vont permettre de distinguer les milliards d'étoiles qui constituent les galaxies. Les télescopes permettent également de mesurer la distance des étoiles les plus proches. Au début du vingtième siècle, vient la génération des spectroscopes : Ils permettent d'analyser le spectre des rayonnements (décomposition du rayonnement en ses différentes longueurs d'ondes) et d'en déduire la nature physique des étoiles. La connaissance de l'Univers fait un grand bond en avant avec Albert Einstein, célèbre pour sa formule E = MC². Il édifie la théorie de la relativité, qui s'est imposée pour expliquer de nombreux phénomènes observés à l'échelle atomique ou astronomique: relativité restreinte (1905), relativité généralisée (1916). Les prévisions mathématiques d'Einstein se confirmeront les unes après les autres. En 1959 notamment, l'astronome Edwin Hubble constatera que les galaxies s'éloignent bien les unes des autres et cela d'autant plus vite qu'elles sont déjà éloignées les unes des autres. Depuis, de nombreuses sondes spatiales ont voyagé dans l'espace pour examiner de près cinq planètes du système solaire. Certaines ont " atterri " sur la Lune, sur Vénus et sur Mars et ont bien sûr envoyé vers la Terre une masse de photographies et d'informations. On retiendra les sondes Mariner (de 1962 à 1973), Viking (1975), Pioneer (1972-1973), Voyager (1977). La sonde Cassini-Huygens a été lancée en octobre 1997, pour une mission de sept ans en direction de Saturne. En décembre 2000 elle survolait Jupiter. En 1990 le premier télescope spatial Hubble est mis en orbite autour de la terre. Il permet de " voir plus clair " en s'affranchissant du voile atmosphérique qui absorbe et perturbe les rayonnements reçus sur terre. D'autres sondes spatiales iront encore plus loin dans un avenir proche : Le lancement du télescope spatial NGST (New Génération Space Telescope) est prévu en 2006. Il sera doté d'un miroir de 6 à 8 mètres de diamètre. En 2010-2020 la sonde Darwin devrait permettre d'étudier de nouvelles planètes en dehors du système solaire, de détecter des étoiles distantes de 30 années-lumière et de nous dire si la vie existe ailleurs. Pendant ce temps, le plus grand et le plus puissant observatoire du monde se met en place sur le mont Paranal, au Chili, à 2600 mètres d'altitude. Son outil principal est le VLT (Very Large Télescope). Pour avoir une idée de sa puissance il suffit de savoir qu'il pourra observer le déplacement d'un Homme sur la lune.
Tant que l'Homme ne disposait que de ses yeux pour voir, la connaissance du cosmos est restée embryonnaire. Il était seulement possible d'observer le ciel à l'œil nu et de dresser une carte des corps célestes lumineux que l'on nommait étoiles, qu'il s'agisse de Vénus, qui est en réalité une planète éclairée par le soleil, de l'étoile polaire, distante de 300 années-lumière de la Terre, ou d'autres étoiles qui s'avèrent être des galaxies très lointaines. On pouvait observer la taille apparente des corps lumineux, leur brillance, leurs positions respectives et leurs mouvements les uns par rapport aux autres. Et c'est à peu près tout… Aujourd'hui les astrophysiciens peuvent faire des observations beaucoup plus poussées. La parallaxe est le principal moyen utilisé pour connaître la distance des étoiles. Pour comprendre ce qu'est la parallaxe et comment elle peut servir, examinons la petite expérience suivante, que chacun peut faire: Prenons une simple règle d'écolier. Plaçons-la sur un support, à hauteur de nos yeux, puis éloignons nous de quelques mètres pour l'observer. Nous pouvons représenter sur le papier, la règle telle que nous la voyons, en dessinant un rectangle horizontal. Tournons maintenant autour de la règle, en restant toujours à quelques mètres de distance; nous pouvons toujours matérialiser la règle par un rectangle mais cette fois plus court que le premier. Si nous continuons à tourner autour de la règle, il arrive un moment où nous voyons la règle par son extrémité; sa représentation sur papier devient alors un petit carré. Bien que la règle, nous le savons bien, est restée identique à elle-même, l'apparence que nous en percevons est passée d'un rectangle à un rectangle plus court, puis à un carré. C'est le résultat de la parallaxe.
Si nous observons un objet de deux points différents, les deux observations ne sont pas identiques. Maintenant, au lieu d'observer la règle, observons une étoile à un moment donné, nous pouvons représenter cette étoile et sa position par rapport à d'autres étoiles connues qui servent de repères (le soleil par exemple) par un dessin sur papier, ou mieux par une photographie. Laissons quelques mois s'écouler, pendant lesquels la Terre s'est déplacée sur son orbite et a donc changé de position, tout comme l'observateur tourne autour de la règle. Regardons à nouveau la même étoile. Son aspect et sa position apparente ont changé car nous l'observons sous un autre angle, tout comme notre règle; nous pouvons la matérialiser sur une nouvelle photo. La comparaison des deux photos, en tenant compte du déplacement mesurable de la Terre dans cet intervalle, nous permet de connaître la distance de l'étoile observée à la Terre, et sa position par rapport à d'autres étoiles. Lorsque Hubble découvrit que les galaxies s'éloignent en permanence les unes des autres, confirmant l'hypothèse selon laquelle l'Univers est en expansion, c'est grâce au principe de l'effet Doppler ; on peut aujourd'hui mesurer cette vitesse d'éloignement appelée vitesse de récession. La vitesse de récession permet ensuite de calculer la distance des galaxies situées à plusieurs milliards d'années-lumière de nous. Ces mesures permettent également de remonter le temps et d'estimer l'âge des galaxies. Mieux encore, toutes ces observations permettent de remonter jusqu'à l'origine du temps, c'est à dire jusqu'au moment où s'est produit le fameux Big-Bang, début de l'expansion. On peut par ailleurs connaître la vitesse de rotation des étoiles et en déduire leur masse. La magnitude est une grandeur servant à caractériser l'éclat (le degré de luminosité) d'un astre. La mesure de cet éclat renseigne sur les distances respectives des astres observés. Les corps célestes émettent non seulement de la lumière mais également une très large gamme d'ondes électromagnétiques (ondes radio, micro-ondes, infrarouge, ultraviolet, rayons X et rayons gamma) qui peuvent être captées et analysées par les radiotélescopes. La nature de ces ondes nous renseigne sur la distance, l'âge et la composition des étoiles. Enfin, la détection puis la mesure d'un "fond de rayonnement cosmique", ou rayonnement fossile issu du Big-Bang, associée avec la mesure de la température de l'espace grâce aux sondes spatiales, permet de remonter à l'origine du temps. Cette origine coïncide avec le résultat du calcul effectué à partir de la vitesse de récession.
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Par Anicet Le Marre
