En los vídeos del centro de nuestra Galaxia, las estrellas describen arcos apreciables en unas décadas y giran cerca de un lugar donde no vemos una estrella corriente. ¿Qué puede cambiar tanto su movimiento? La respuesta surgió al comparar varios tipos de observación.

El centro de la Vía Láctea contiene un agujero negro supermasivo asociado a la fuente compacta Sagitario A, o Sgr A. Su masa equivale aproximadamente a cuatro millones de masas solares.** A su alrededor hay un cúmulo estelar denso, gas y polvo; toda esa región compleja no debe llamarse un único agujero negro. NASA: el cúmulo estelar nuclear, Chandra: el entorno central, 2026.

El polvo oculta el centro a la vista ordinaria

El centro galáctico se encuentra en dirección a Sagitario, a unos 27 000 años luz. Entre él y nosotros hay polvo interestelar que atenúa mucho la luz visible. Una mancha oscura en una fotografía corriente de esa dirección no es, por tanto, una imagen del agujero negro: puede deberse a la ocultación por polvo.

Las longitudes de onda mayores, entre ellas las infrarrojas y milimétricas, permiten investigar lo que el polvo oculta en luz visible. Por eso el descubrimiento combinó radioobservaciones de la fuente compacta con mediciones infrarrojas del movimiento de estrellas individuales. Sagitario A* designa una fuente especialmente compacta dentro de una región central de radio mucho más compleja. ESO: observar Sagitario A*.

Las estrellas permiten pesar un centro invisible

Imaginemos que solo vemos un satélite que gira alrededor de un cuerpo oculto. El tamaño de su órbita y el periodo ayudan a estimar la masa que gobierna el movimiento. No deducimos la masa a partir del brillo: un cuerpo masivo afecta a su vecino aunque él mismo no emita luz.

Cerca de Sgr A*, los astrónomos midieron durante años posiciones estelares en el cielo y velocidades a lo largo de la línea de visión, obtenidas del espectro. Juntos, esos datos permiten reconstruir órbitas tridimensionales. La estrella S2 completa una vuelta en unos 16 años y pasa a unas 120 unidades astronómicas del objeto central en su máxima aproximación. Una unidad astronómica es la distancia media Tierra–Sol. ESO: la órbita de S2.

Las órbitas indican algo más que una masa grande: una masa enorme ocupa una región muy pequeña. Las mediciones también limitan la materia que puede estar distribuida alrededor de la masa central dentro de la órbita de S2. Un cúmulo extendido corriente no produce el mismo campo gravitatorio a todas esas distancias. GRAVITY, 2020: mediciones, modelo orbital y límites de la masa extendida.

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Cómo el tamaño orbital y el periodo dan una masa

Para una estimación didáctica tomemos una órbita newtoniana de una estrella pequeña alrededor de un cuerpo compacto mucho más masivo. Omitimos otros cuerpos y correcciones relativistas. Si a es el semieje mayor, la mitad del eje largo de la órbita, y P su periodo:

M ≈ (4(π)^(2)(a)^(3))/(G(P)^(2)).

G es la constante gravitatoria. Con masas solares, unidades astronómicas y años, la misma estimación puede escribirse así:

(M)/(M_(⊙)) ≈ ((a/au())^(3))/((P/yr())^(2)).

OpenStax: movimiento orbital y masa.

Elijamos un ejemplo didáctico deliberadamente redondeado: a = 1000 unidades astronómicas y P = 16 años. Obtenemos (1000)^(3)/(16)^(2) = 3 906 250, aproximadamente 3,9 millones de masas solares. Ilustra el orden de magnitud; no es una nueva medición precisa de Sgr A*.

Para la S2 real se ajusta un modelo más complejo que incluye la orientación orbital, la distancia al centro y efectos relativistas. El trabajo de GRAVITY de 2020 da un periodo próximo a 16,05 años y una masa cercana a 4,26 millones de masas solares; no debemos atribuir esos resultados a nuestra sustitución redondeada. GRAVITY: tabla 1 y parámetros del modelo.

Un agujero negro tiene un límite del que la luz no puede volver

El horizonte de sucesos delimita una región del espacio-tiempo desde cuyo interior ninguna señal puede alcanzar a un observador exterior lejano. No es una superficie negra sólida como la corteza de un planeta. La luz que detectamos cerca de un agujero negro procede de materia fuera del horizonte.

El gas cercano puede calentarse y emitir radiación. Su emisión variable ofrece otra forma de estudiar el entorno, pero un punto brillante por sí solo no localiza el horizonte. Hay que saber qué mide el instrumento y qué modelo relaciona los datos con el objeto. NASA: horizonte, acreción y sombra.

Compare las tres cadenas de pruebas siguientes. Cada una tiene una medición, una inferencia y un límite propio sobre lo que puede mostrar el método.

Tres formas de investigar un mismo centro

  1. Movimiento estelar

    Medición
    Posiciones estelares a lo largo de años y velocidades a partir de espectros.
    Inferencia
    La masa se concentra en una región pequeña; el movimiento pone a prueba un modelo gravitatorio.
    Límite del método
    Las órbitas no son una imagen del horizonte.

  2. Emisión variable

    Medición
    Brillo y espectro de la materia cercana a la fuente compacta.
    Inferencia
    Emite la materia circundante; el estado del gas cambia.
    Límite del método
    Un destello por sí solo no es una fotografía del agujero negro.

  3. Estructura milimétrica

    Medición
    Datos interferométricos del EHT a unos 1,3 mm de longitud de onda.
    Inferencia
    Las reconstrucciones muestran emisión anular con un centro tenue, compatible con un agujero negro.
    Límite del método
    El anillo y la sombra no son el horizonte; no es una toma en luz visible.

Los iconos esquemáticos representan métodos, no datos. Las órbitas, la zona emisora y el anillo usan escalas arbitrarias distintas; tamaños y colores no son mediciones. Lea cada fila desde la medición hasta el límite.

La imagen del EHT reconstruye la estructura de la emisión

En mayo de 2022, la colaboración Event Horizon Telescope presentó la primera imagen de Sgr A*, obtenida a partir de observaciones radiointerferométricas de abril de 2017, a unos 1,3 mm de longitud de onda. Telescopios situados en distintos lugares de la Tierra midieron conjuntamente la señal; mediante reconstrucciones se recuperó la distribución de brillo.

El resultado muestra un anillo brillante y una región central más tenue, compatibles con la emisión esperada cerca de un agujero negro. La sombra no es idéntica al horizonte: su tamaño y aspecto también dependen de la curvatura de las trayectorias luminosas y de la distribución del gas. El naranja representa brillo de radio, no el color visible que tendría la materia para el ojo humano. EHT: artículo original, secciones III, V y VII.

El gas cambia deprisa y las mediciones tienen limitaciones. La imagen publicada combina reconstrucciones y recoge una característica anular robusta; no es un fotograma instantáneo de una cámara corriente. Resulta especialmente convincente que la escala del anillo concuerde con la masa deducida de órbitas estelares por otro método muy distinto. EHT: qué se obtuvo de las observaciones.

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Ni siquiera la órbita de S2 se cierra para siempre

En el problema newtoniano aislado de dos cuerpos, una órbita elíptica ligada se repite. La relatividad general predice un pequeño desplazamiento de la dirección de máxima aproximación. Las vueltas sucesivas forman una roseta en lugar de una elipse fija.

En 2020, GRAVITY comunicó la medición de esa precesión de S2, compatible con la descripción relativista. Una elipse cerrada en un esquema didáctico es, por tanto, una aproximación. Esto comprueba el movimiento de la estrella y un modelo gravitatorio; no es una fotografía del horizonte ni una observación del interior del agujero negro. GRAVITY: sección 3 y conclusiones.

El agujero negro central no es un desagüe de toda la Galaxia

Si hay tanta masa allí, ¿por qué no caen todas las estrellas al centro? La gravedad por sí sola no elimina el movimiento lateral de un cuerpo. En una órbita adecuada, la estrella pasa junto al centro en vez de dirigirse hacia él en línea recta. Lejos de un agujero negro, su gravedad actúa como la de otro cuerpo compacto de la misma masa: no hay una succión especial. NASA: los agujeros negros no son aspiradoras cósmicas.

Compruebe la explicación: ¿el vídeo de S2 o el anillo del EHT muestra directamente la superficie del agujero negro? Ninguno. El primero muestra movimiento estelar del que se deducen propiedades de la masa central. El segundo reconstruye la emisión de materia circundante y una región central tenue. Su fuerza está en la concordancia de datos distintos.

El centro de la Vía Láctea es, pues, un entorno rico en estrellas, gas y polvo, con el agujero negro supermasivo Sgr A* en su corazón. Lo conocemos por su efecto sobre los vecinos y por la luz de materia exterior. Para explorar cómo una órbita da una predicción, vuelva a predecir el movimiento matemáticamente.