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Comment capturer des images de trous noirs?

Comment capturer des images de trous noirs?

Les trous noirs sont sans aucun doute l'un des phénomènes les plus impressionnants et les plus impressionnants de l'univers. Il y a aussi l'un des plus mystérieux, vu que les scientifiques sont incapables de les étudier au sens conventionnel. Ils sont si insaisissables que les astronomes et les astrophysiciens ne les étudient que depuis environ un demi-siècle.

En fait, les scientifiques sont d'abord tombés sur la possible existence théorique de trous noirs, grâce à Albert Einstein et ses théories sur la gravité. Ce n'est que depuis plusieurs décennies que leur présence s'est confirmée grâce à l'invention de télescopes capables de discerner des objets à des milliards d'années-lumière.

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Et pourtant, les scientifiques n'ont toujours pas réussi à capturer une image directe d'un trou noir. Tout comme les planètes extrasolaires et la Voie lactée, chaque image que vous avez jamais vue d'un trou noir est une illustration basée sur ce que les scientifiquespense ils ressemblent à.

Alors, comment les trouver? Comment les étudions-nous? Lorsque les premières images d'un trou noir ont été dévoilées pour la première fois le 10 avril 2019, comment avons-nous même su que c'était là? Toutes ces questions nécessitent un peu de rétrospective, ainsi qu'un rappel de quelques principes fondamentaux.

Que sont les trous noirs?

En termes simples, les trous noirs sont le résultat lorsque des étoiles suffisamment massives subissent un effondrement gravitationnel à la fin de leur cycle de vie. Longtemps après que l'étoile a épuisé le dernier de son carburant hydrogène et s'est étendue à plusieurs fois sa taille standard (ce qui est connu sous le nom de phase Red Giant Branch), elle soufflera ses couches externes dans une explosion spectaculaire connue sous le nom de supernova.

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Dans le cas des étoiles de masse inférieure, cette explosion laissera derrière elle un résidu stellaire superdense appelé étoile à neutrons (aka. Naine blanche). Mais lorsqu'il s'agit d'étoiles plus massives, l'effondrement et l'explosion laisseront derrière eux une masse compacte capable de déformer l'espace-temps autour d'elle.

Le champ gravitationnel d'un trou noir est si fort que rien - pas même les particules subatomiques ou le rayonnement électromagnétique (c'est-à-dire la lumière) - ne peut y échapper. La limite extérieure du trou noir - le point à partir duquel il n'y a pas de retour - est connue sous le nom d'Horizon des événements.

C'est à cette frontière que recule une étoile qui s'effondre; à ce moment, le temps s'arrête et l'objet qui s'effondre ne peut plus s'effondrer. Au-delà de ce point, la force gravitationnelle d'un trou noir est la même qu'un objet de masse comparable et la matière et l'énergie peuvent encore être observées.

Mais dans l'Horizon des événements, rien ne peut s'échapper et rien ne peut être observé. Tout ce qui passe à l'intérieur de cette limite (matière ou énergie) sera de la matière comprimée, région infiniment dense de l'espace-temps connue sous le nom de singularité.

En parlant de cela, les scientifiques théorisent également que c'est ce qui se trouve au centre d'un trou noir. Autrement connue sous le nom de singularité gravitationnelle, c'est dans cette région que la courbure de l'espace-temps devient infinie. En d'autres termes, c'est dans une singularité que les lois normales de la physique deviennent indiscernables les unes des autres, et le temps et l'espace cessent d'avoir un sens.

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Les trous noirs varient également en taille. Alors que vos étoiles plus massives ont créé des «trous noirs stellaires», qui peuvent aller de dix à 100 masses solaires, il y en a aussi de plus grandes qui sont le résultat de fusions. Ces fusions produisent des ondes gravitationnelles, que la Relativité Générale a également prédit, qui provoquent des ondulations de l'espace-temps.

Les scientifiques n'ont commencé à détecter ces ondes que récemment grâce à des installations telles que le Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) - qui se compose de deux installations situées à Hanford, Washington, et Livingston, Louisiane; l'observatoire de la Vierge près de la ville de Pise, en Italie; et le détecteur d'ondes gravitationnelles Kamioka (KAGRA) qui sera bientôt terminé au Japon.

On pense que ce processus de fusion a créé les trous noirs supermassifs (SMBH) qui existent au centre de la plupart (sinon de la totalité) des galaxies spirales et elliptiques. Et lorsque des fusions galactiques se produisent, ces SMBH se rassemblent également et deviennent encore plus grands!

Le SMBH le plus proche est connu sous le nom de Sagittaire A *, situé à environ 26 000 années-lumière de notre système solaire au centre de notre galaxie, près de la frontière des constellations du Sagittaire et du Scorpion. Ce SMBH a une masse équivalente à environ 4 millions de soleils et est l'un des rares trous noirs suffisamment proches pour que les astronomes puissent observer le flux de matière à proximité.

Classification des trous noirs:

Les trous noirs sont caractérisés en fonction de trois paramètres - masse, rotation et charge. Sur la base de ces caractéristiques, les scientifiques ont identifié quatre types différents de trous noirs. Premièrement, vous avez Trous noirs primordiaux (PBH), qui mesurent moins d'un dixième de millimètre de diamètre et ont à peu près autant de masse que la planète Terre.

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Il s'agit d'une classe purement hypothétique de trous noirs qui se seraient formés à travers des plaques de surdensité peu après le Big Bang. Selon une théorie avancée par Stephen Hawking en 1972, ces trous noirs pourraient être responsables de la "masse manquante" de l'Univers (alias Dark Matter) - on pense que cette théorie a été récemment testée avec des résultats négatifs.

Deuxièmement, il y a Trous noirs de masse stellaire, dont la masse varie d'environ 4 à 15 masses solaires et sont le résultat d'une étoile massive subissant un effondrement du noyau à la fin de sa durée de vie. Troisièmement, vous avez Trous noirs de masse intermédiaire de quelques milliers de masses solaires et on pense croire aux amas d'étoiles.

Enfin, vous avez le susdit Trous noirs supermassifs (SMBH), qui existent au centre de la plupart des grandes galaxies et vont de millions à des milliards de masses solaires (selon la taille de la galaxie). Alternativement, les trous noirs peuvent être classés selon les propriétés de rotation et de charge, d'où émergent trois catégories.

Premièrement, il y a un Trou noir de Schwarzschild (aka. un «trou noir statique») qui ne tourne pas, n'a pas de charge électrique et se caractérise uniquement par sa masse. Il y a aussi un Trou noir de Kerr est un scénario plus réaliste, qui est un trou noir rotatif sans charge électrique.

Enfin, il y a un Trou noir chargé, qui peut être soit un trou noir chargé et non rotatif (alias le trou noir Reissner-Nordstrom) soit un trou noir rotatif chargé (un trou noir Kerr-Newman).

Histoire de l'étude:

L'existence de trous noirs a été prédite par la théorie d'Einstein de la relativité générale, qui stipule que la courbure de l'espace-temps se déforme en présence de champs gravitationnels. Avec le temps, les astronomes et les scientifiques développeraient ses équations de champ, ce qui conduirait à la théorie des trous noirs.

Le premier était Karl Schwarzschild (1873-1916), un astronome allemand qui a utilisé la théorie d'Einstein de la relativité générale pour déterminer que la matière comprimée à un point de singularité serait enfermée par une région sphérique de l'espace à partir de laquelle rien ne pourrait s'échapper - à savoir, l'événement Horizon.

Schwarzschild est également crédité pour la détermination du rayon auquel la matière comprimée formerait un trou noir peu de temps avant sa mort en 1916. Ceci est connu comme le rayon de Schwarzschild (ou rayon gravitationnel), qui décrit un point où la masse d'une sphère est tellement comprimée que la vitesse de fuite de la surface serait égale à la vitesse de la lumière.

Cela a été suivi en 1931 par l'astrophysicien indo-américain Subrahmanyan Chandrasekhar calculant la masse maximale qu'une naine blanche / étoile à neutrons peut avoir avant de s'effondrer dans un trou noir. Ceci est connu comme la limite de Chandrasekhar, qui, selon lui, était d'environ 1,4 masse solaire.

Cette même année, le physicien et radioastronome Karl Jansky - considéré par beaucoup comme le "père de la radioastronomie" - découvrit un signal radio provenant du centre de la Voie lactée en direction de la constellation du Sagittaire. Cette source radio serait plus tard déterminée comme étant le SMBH connu sous le nom de Sagittarius A *.

En 1939, Robert Oppenheimer et d’autres ont souscrit à l’analyse de Chandrasekhar et ont émis la théorie qu’à l’intérieur de la limite du rayon de Schwarzschild se trouvait une bulle dans laquelle le temps s’arrêtait. Pour l'observateur extérieur, l'étoile apparaîtrait figée dans le temps au moment de l'effondrement, mais un observateur piégé dans l'Horizon des événements aurait une perspective entièrement différente.

Dans les années 1960, commença «l'âge d'or de la relativité générale», caractérisé par la relativité générale et les trous noirs devenant des sujets de recherche courants - plutôt que des curiosités théoriques. Les découvertes fondamentales comprenaient la découverte de pulsars par Jocelyn Bell Burnell en 1967, qui se sont révélées être des étoiles à neutrons en rotation rapide en 1969.

C'est également dans les années 1960 que le terme «trou noir» a été officiellement inventé par le physicien Robert H. Dicke, qui aurait comparé le phénomène au trou noir de Calcutta, une prison notoire en Inde dont personne ne serait revenu.

C'est également à cette époque que des solutions plus générales aux problèmes théoriques découlant des trous noirs ont été trouvées. Celles-ci comprenaient des solutions mathématiques pour la rotation des trous noirs, des trous noirs rotatifs et chargés électriquement et des trous noirs stationnaires.

Dans les années 1970, les travaux de Stephen Hawking et d'autres astrophysiciens théoriciens ont conduit à la formulation de la thermodynamique des trous noirs. Tout comme la thermodynamique régulière, ces lois décrivaient la relation entre la masse et l'énergie, l'aire et l'entropie, et la gravité et la température de surface.

En 1974, Hawking a montré que la théorie quantique des champs prédit que les trous noirs rayonnent comme un corps noir où les températures sont proportionnelles à la gravité de surface du trou noir. Ce phénomène où les trous noirs émettent des radiations sous forme de particules exotiques est désormais connu sous le nom de «rayonnement de Hawking».

Cette théorie a donné naissance au «paradoxe de l'information du trou noir». Conformément à la théorie classique de la relativité générale, une fois qu'un trou noir est créé, il ne disparaîtra jamais, et tout ce qui y passe verra ses informations quantiques préservées pour toujours.

Cependant, la théorie de Hawking a prédit que les trous noirs perdraient lentement de la masse en émettant des radiations au fil du temps et finiraient par s'évaporer - bien que cela se produise sur des échelles de temps incroyablement longues, même pour des trous noirs de masse solaire unique. À ce jour, toutes les tentatives de détection du rayonnement de Hawking n'ont pas abouti à des résultats vérifiables.

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En 1974, des astronomes de l'Observatoire national de radioastronomie (NRAO) ont confirmé l'existence du Sagittaire A *, dont le nom a été inventé par un membre de l'équipe de découverte (Robert Brown) dans une étude de 1982 décrivant la découverte.

Comment détectons-nous les trous noirs?:

En termes simples, nous ne le faisons pas. Puisque les trous noirs ne reflètent aucune énergie et que rien (pas même la lumière) ne peut leur échapper, ils sont à toutes fins utiles invisibles. Cependant, pendant de nombreuses décennies, les scientifiques ont pu déduire leur présence en fonction de l'influence qu'ils exercent sur l'Univers environnant.

Celles-ci incluent l'influence gravitationnelle des trous noirs sur les étoiles et les objets célestes proches, ce qui est mis en évidence par les mouvements des objets proches qui les orbitent. Par exemple, depuis 1995, les astronomes ont suivi les mouvements de 90 étoiles en orbite autour du Sagittaire A *.

Sur la base de leurs orbites, les astronomes ont pu déduire que le Sagittaire A * avait une masse d'au moins 2,6 millions de masses solaires, qu'ils ont ensuite raffinée à 4,3 millions dans un volume d'espace mesurant moins de 0,002 année-lumière de diamètre. L'une de ces étoiles, appelée S2, a depuis terminé une orbite complète et ses mouvements ont été utilisés pour tester la Relativité Générale.

Il y a aussi les phénomènes de haute énergie associés aux trous noirs, tels que les émissions de haute énergie dans les longueurs d'onde ultraviolettes, rayons X et gamma et les jets relativistes. Essentiellement, lorsque la matière tombe en orbite autour d'un trou noir, elle forme un disque d'accrétion autour du trou noir.

La puissante attraction gravitationnelle du trou noir transmet de l'énergie à ce disque, le faisant tourner rapidement et s'échauffer par friction. Cela amène la matière dans le disque à émettre de l'énergie sous forme de rayonnement électromagnétique dans plusieurs longueurs d'onde.

Certains disques d'accrétion sont devenus si brillants et incroyablement brillants qu'ils surpassent les milliards d'étoiles que leur galaxie héberge. Les galaxies qui ont des disques particulièrement brillants sont connues sous le nom de galaxies à noyau galactique actif (AGN), où leurs centres sont beaucoup plus brillants que le reste de la galaxie.

Les SMBH à rotation rapide sont également connus pour émettre de l'énergie sous forme de jets relativistes. C'est ce qui se produit lorsque le gaz chaud et sous tension est focalisé par des lignes de champ magnétique et jaillit des pôles, et à des vitesses qui sont une fraction de la vitesse de la lumière.

L'étude de ces jets permet non seulement aux astronomes de discerner la présence d'un trou noir, mais la façon dont ils changent de direction révèle des choses sur la rotation des trous noirs eux-mêmes (comme l'orientation et la taille de leurs disques rotatifs). Parce que les jets sont si grands, ils sont également relativement faciles à repérer dans le cosmos.

En fait, les astronomes ont observé ces jets provenant des centres de plusieurs galaxies massives, ce qui est une indication d'un SMBH. Ces jets permettent également aux astronomes d'identifier quelles galaxies ont un AGN et lesquelles n'en ont pas.

Les technologies qui permettent cela comprennent des instruments et des télescopes hautement sensibles capables de prendre des images de notre Univers dans les parties visibles et non visibles du spectre. Il s'agit notamment des instruments optiques, infrarouges, ultraviolets, radio, à rayons X et gamma et aux télescopes spatiaux.

Quelques exemples notables incluent le Le télescope spatial Hubble, qui a fourni des images remarquables et haute résolution de notre Univers, dont certaines ont été utilisées pour déterminer la présence de trous noirs. Puis il y a le Télescope spatial Spitzer, Le premier télescope spatial infrarouge de la NASA.

Ensuite, vous avez le Galaxy Evolution Explorer (GALEX), qui observe l'Univers à l'extrémité ultraviolette du spectre; l'Observatoire radio d'Arecibo et le Very Large Array Karl G. Jansky (VLA), qui effectuent la radioastronomie; et le Observatoire de rayons X Chandra, Observatoire XMM Newton à rayons X, la Télescope spatial à rayons gamma Fermi et le Observatoire Neil Gehrels Swift.

Principaux défis:

Comme indiqué, les trous noirs sont indétectables en lumière visible, ce qui rend leur localisation avec des optiques conventionnelles très difficile. Cela nécessite que les astronomes recherchent l'influence de la puissante gravité d'un trou noir sur l'environnement cosmique environnant et l'énergie que cela libère.

Naturellement, cela nécessite de grands télescopes équipés d'optiques et d'instruments sophistiqués, sans parler d'une grande puissance de calcul pour traiter les images. En outre, la distorsion atmosphérique est un problème, qui nécessite que les télescopes soient équipés d'une optique adaptative ou soient placés en orbite.

Une autre méthode est connue sous le nom d'interférométrie, où deux ou plusieurs sources de lumière sont fusionnées pour créer un diagramme d'interférence qui est ensuite mesuré et analysé. Ces modèles contiennent des informations vitales sur l'objet ou le phénomène étudié et peuvent atteindre un niveau de précision qui serait impossible autrement.

Le seul problème est que des phénomènes similaires ont été observés autour d'autres types d'objets compacts - tels que les étoiles à neutrons, les pulsars et les naines blanches. En conséquence, les astronomes doivent observer de près les disques d'accrétion, les sources d'énergie et les objets à proximité pour calculer la masse de l'objet qui les affecte.

En bref, pour trouver et étudier les trous noirs, vous avez besoin d'instruments sophistiqués, de méthodes éprouvées et de beaucoup de travail acharné. Heureusement, les instruments de nouvelle génération deviennent opérationnels, ce qui facilite la tâche. L'un d'entre eux est le télescope Event Horizon (EHT).

Le télescope Event Horizon:

L'EHT est un projet international qui profite des progrès récents de l'astronomie pour créer un "télescope virtuel" massif. Cela implique de combiner les données d'un réseau mondial d'antennes radio et de plusieurs stations d'interférométrie à très longue base (VLBI) dans le monde.

L'EHT vise à observer l'environnement immédiat autour du Sagittaire A * ainsi que le SMBH encore plus grand au centre de Messier 87 (aka. Virgo A). Cette galaxie elliptique supergéante fait plusieurs fois la taille de la Voie lactée et est située à environ 54 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de la Vierge.

L'EHT recueillera la lumière de ces SMBH en s'appuyant sur les dizaines d'observatoires qui participent au projet. Une fois cette lumière collectée, les données seront combinées et traitées à l'aide d'algorithmes d'imagerie qui combleront les lacunes manquantes dans les données, permettant ainsi à l'équipe du projet de reconstruire une image de l'horizon des événements du trou noir.

En reliant les antennes radio du monde entier, les astronomes ont pu créer un interféromètre de la taille de la Terre capable de mesurer la taille des régions d'émission des SMBH. Le projet tire également parti des principales installations de longueurs d'onde millimétriques et submillimétriques sur les sites de haute altitude.

Le projet a commencé à collecter de la lumière en 2006 et a ajouté plusieurs observatoires depuis son lancement. Aujourd'hui, il relie dix radiotélescopes et les institutions respectives qui les exploitent, parmi lesquelles:

  • Télescope James Clerk Maxwell (JCMT) à l'Observatoire du Mauna Kea (CSO) à Hawaï

  • Grand télescope millimétrique Alfonso Serrano (LMT) sur le Volcán Sierra Negra, près de Veracruz, Mexique

  • Réseau combiné pour la recherche en astronomie millimétrique (CARMA) dans l'est de la Californie

  • Kitt Peak National Observatory (KPNO) deux radiotélescopes, situé juste au sud de Tucson, Arizona

  • Télescope submillimétrique (SMT) de l'Observatoire radio de l'Arizona (ARO) dans le sud de l'Arizona

  • Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) Atacama de l'Observatoire austral européen (ESO) dans le nord du Chili

  • Télescope de 30 mètres dans le sud de l'Espagne et Northern Extended Millimeter Array (NOEMA) dans le sud de la France, tous deux exploités par l'Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM)

  • Télescope du pôle sud (SPT) à la station Amundsen – Scott South Pole

Dans les années à venir, deux autres réseaux seront ajoutés: le télescope du Groenland, qui est exploité conjointement par le Smithsonian Astrophysical Observatory et l'Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics; et le Northern Extended Millimeter Array (NOEMA) de l'IRAM dans le sud de la France.

Les données collectées par les observatoires participants sont ensuite téléchargées sur des disques durs et transportées par avion vers l'Observatoire MIT Haystack dans le Massachusetts, aux États-Unis, et le Max Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn, Allemagne. Une fois sur place, les données sont corrélées et analysées par 800 ordinateurs connectés via un réseau à 40 Gbit / s.

Alors que la première image du Sagittaire A * devait être produite en avril 2017, cela a été retardé en raison de la fermeture du télescope du pôle sud en hiver (avril à octobre). Cela a retardé l'envoi des données jusqu'en décembre 2017, ce qui a également retardé le traitement. La première image est désormais prévue pour le 10 avril 2019.

En plus d'être la première image d'un horizon d'événements, cette image et d'autres comme elle testeront également la théorie de la relativité générale (GR) d'Einstein dans les circonstances les plus extrêmes. Jusqu'à présent, la plupart des tentatives pour mesurer l'effet de la gravité sur la courbure de l'espace-temps ont impliqué des objets plus petits comme le Soleil et la Terre (à l'exception des observations de l'orbite de S2).

Mais avec des images supérieures du Sagittaire A * et du SMBH de M87, les effets observés de GR seront incroyablement profonds. D'autres résultats attendus incluent une meilleure compréhension de la façon dont la matière forme des disques autour des trous noirs et s'accroît sur eux, ce qui leur permet de grandir.

Cela est nécessaire car les scientifiques ne comprennent pas encore comment la matière parvient à s'échapper du disque de débris et à traverser l'horizon des événements d'un trou noir. Au fil du temps, il est entendu que lorsque la matière dans les disques d'accrétion perd de l'énergie, elle tombera dans l'horizon des événements du trou noir.

Mais comme les trous noirs sont des masses si compactes, la matière aurait besoin d'abandonner beaucoup d'énergie pour y pénétrer. De plus, on ne sait pas pourquoi la matière dans un disque de débris subit une telle friction lorsqu'elle est si diluée. Ergo, une autre force physique doit être responsable de la chaleur de la matière dans les disques de débris et de l'accrétion sur les trous noirs.

Actuellement, l'hypothèse principale est que les champs magnétiques en rotation créent un type spécial de turbulence qui fait que les atomes émettent de l'énergie d'une manière compatible avec le frottement. Jusqu'à présent, les scientifiques n'ont pas pu tester cette théorie expérimentalement; mais avec l'EHT, ils le feront enfin!

De plus, les scientifiques espèrent comprendre pourquoi le Sagittaire A * est relativement sombre par rapport aux SMBH observés dans d'autres galaxies. Une meilleure compréhension des mécanismes qui alimentent les disques de débris et font croître les SMBH contribuera grandement à répondre à cette question.

Avec la première image de l'horizon des événements et de «l'ombre» du Sagittaire A * - qui a été présentée aux petites heures du matin le mercredi avril. 10e - les scientifiques sont en bonne voie d'atteindre cet objectif. Voici comment le Dr Erin Macdonald (l'animatrice de la série en ligne «Le Dr Erin explique l'univers») a résumé cet accomplissement:

«La principale réalisation scientifique de cette découverte aujourd'hui est que nous voyons enfin l'horizon des événements d'un trou noir. C'est le moment juste avant que la vitesse de fuite soit si grande, en raison de l'attraction gravitationnelle du trou noir, que même pas la lumière Ceci a été imaginé à l'aide d'un "télescope" mondial - huit radiotélescopes ont combiné leurs images pour pouvoir voir une résolution et une longueur d'onde suffisamment bonnes pour capturer cette image.

"Cette découverte semble répondre aux attentes établies par les équations d'Einstein pour la Relativité Générale établies il y a plus de 100 ans. Ses équations ont jeté les bases de phénomènes théoriques tels que les trous noirs et les ondes gravitationnelles. En un peu plus de 100 ans, l'humanité a pris ces équations et a poursuivi sans relâche ses observations. de ceux-ci, avec un grand succès.

"Il s'agit non seulement d'une réalisation scientifique merveilleuse, mais aussi d'un rappel qu'il a fallu le travail du monde entier pour parvenir à cette image. L'étude de l'espace continue d'unir le globe et est une grande démonstration de ce que l'humanité peut accomplir lorsque nous travaillons ensemble . "

Dans les années à venir, l'équipe internationale derrière l'EHT prévoit de monter des campagnes d'observation d'une résolution et d'une sensibilité toujours plus grandes. Ce faisant, ils espèrent pouvoir surmonter les barrières qui nous empêchent d'observer directement l'un des phénomènes les plus puissants et les plus fascinants de l'Univers.

  • NRAO - Trous noirs
  • NASA - JWST: Science
  • Wikipédia - Trou noir
  • Télescope Event Horizon - Science
  • NASA - Trous noirs: en chiffres
  • Université de technologie de Swinburn - Black Hole
  • NASA - Direction des missions scientifiques: trous noirs
  • Observatoire Chandra X-Ray - Comment détecter les trous noirs?


Voir la vidéo: Événement mondial: 1ère image dun trou noir révélée (Janvier 2022).