Agujeros negros: del horizonte de sucesos a los gigantes supermasivos

De un vistazo

Un agujero negro es una región del espacio-tiempo donde la gravedad es tan intensa que nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior de su frontera, el horizonte de sucesos. La relatividad general permite agujeros negros en un rango enorme de masas, y hoy los astrónomos los miden desde unas pocas veces la masa del Sol hasta miles de millones de veces. La tabla recoge ejemplos bien estudiados que abarcan ese rango; cada uno se midió con un método distinto.

Fuentes y fechas: Cygnus X-1, de Miller-Jones et al. (Science, 2021); Gaia BH3, de la ESA (16 de abril de 2024); GW231123, del anuncio de LIGO–Virgo–KAGRA (julio de 2025); Omega Centauri, de ESA/Hubble (10 de julio de 2024); Sagitario A*, del anuncio del Premio Nobel de 2020 y de ESO (12 de mayo de 2022); M87*, de ESO (10 de abril de 2019). Las masas son valores centrales; los artículos citados dan las incertidumbres.

Fuentes: [5] [6] [11] [13] [4] [8] [7]

Anatomía: horizonte, esfera de fotones y la órbita estable más interna

En un agujero negro que no rota, el tamaño del horizonte de sucesos depende solo de la masa. Su radio, el radio de Schwarzschild, es R_s = 2GM/c². Para diez masas solares son unos 29,5 km; para los cuatro millones de masas solares de Sagitario A* son aproximadamente 12 millones de km, alrededor de una doceava parte de la distancia Tierra–Sol. El horizonte no es una superficie hecha de nada: es una frontera de un solo sentido en el espacio-tiempo. Nuestro dosier de investigación sobre agujeros negros explica por qué una definición como esta debe mantenerse separada de lo que los telescopios registran realmente.

Fuera del horizonte hay otros dos radios característicos. A 1,5 R_s está la esfera de fotones, donde en principio la luz puede dar vueltas alrededor del agujero negro; estas órbitas son inestables, y la luz que las roza produce los finos anillos brillantes que la NASA describe en el borde de la “sombra” del agujero negro. La propia sombra, la zona oscura que se ve en las imágenes, mide aproximadamente el doble que el horizonte, porque la luz que pasa cerca del agujero se curva y queda atrapada. Más afuera, a 3 R_s para un agujero sin rotación, está la órbita circular estable más interna (ISCO). El gas que está dentro de ella ya no puede orbitar y se precipita hacia el interior, así que la ISCO marca el borde interior de un disco de acreción delgado.

Es casi seguro que los agujeros negros reales giran. Los agujeros negros en rotación se describen con la solución de Kerr, cuyas fórmulas orbitales se desarrollaron en detalle a principios de la década de 1970. El giro arrastra consigo el espacio-tiempo y desplaza la ISCO hacia dentro para el gas que orbita en el mismo sentido que el giro, por eso el disco y su espectro de rayos X sirven para estimar el giro. Otro resultado, resumido como el teorema de no pelo, establece que un agujero negro aislado en equilibrio queda totalmente descrito por solo tres números: masa, giro y carga eléctrica (se espera que esta última sea despreciable en la naturaleza). Las mediciones del “ringdown” (la fase de amortiguamiento) en ondas gravitacionales ponen ahora a prueba esta idea directamente (consulta Investigación actual).

Alrededor de muchos agujeros negros hay además un disco de acreción, una corona caliente sobre él y, en algunos casos, dos chorros de partículas que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. En el mismo centro, la relatividad general predice una singularidad; no se sabe si es algo físico o una señal de que la teoría deja de funcionar.

Fuentes: [2] [3]

Calculadora de agujeros negros

Introduce una masa o elige un valor predefinido, como un agujero negro estelar de 10 M☉, el remanente de GW150914, Sagitario A* o M87*. Observa cómo el horizonte crece en proporción a la masa mientras disminuyen la densidad media en su interior y el estiramiento de marea en el horizonte: una persona podría cruzar el horizonte de un agujero negro supermasivo sin notarlo, pero quedaría despedazada mucho antes de llegar al de uno estelar.

La calculadora supone que no hay giro ni carga, así que su ISCO es el valor de 3 R_s de la Figura 1. La temperatura de Hawking y el tiempo de evaporación que muestra son teóricos: para cualquier agujero negro con más de unas pocas masas solares, la temperatura está muy por debajo de la del fondo cósmico de microondas, de modo que los agujeros negros reales están ganando energía actualmente, no perdiéndola. El valor predefinido de Sagitario A* usa 4,3 millones de M☉; las estimaciones publicadas, de unos cuatro millones, difieren ligeramente según el método.

Cómo se forman los agujeros negros

Colapso estelar. Cuando una estrella de gran masa inicial agota su combustible nuclear, su núcleo ya no puede sostenerse. Si el remanente es demasiado pesado para convertirse en una estrella de neutrones, colapsa en un agujero negro, a veces durante una supernova y a veces casi sin estallido. La masa que puede alcanzar un agujero negro formado así depende mucho de las pérdidas por viento de la estrella, que a su vez dependen de su contenido de elementos más pesados que el helio. Sus descubridores usaron las 21 M☉ medidas para Cygnus X-1 para argumentar que las estrellas masivas de nuestra Galaxia pierden menos masa en vientos de lo que se suponía. Gaia BH3 encaja en el mismo panorama desde el otro lado: su compañera es una gigante vieja y pobre en metales, y se espera que las estrellas de baja metalicidad den lugar a agujeros negros de unas 33 M☉.

Fusiones y crecimiento. Los agujeros negros crecen tragando gas y fusionándose. Las fuentes de ondas gravitacionales más pesadas plantean un enigma: a los modelos estándar de evolución estelar les cuesta formar agujeros negros individuales tan pesados como los componentes de GW231123, de unas 103 y 137 M☉, que además giraban rápidamente. Una explicación que destaca la colaboración es que esos componentes sean a su vez productos de fusiones anteriores de agujeros negros más ligeros.

Semillas supermasivas. Todas las galaxias grandes parecen albergar un agujero negro supermasivo central, pero cómo se formaron sigue sin resolverse. Las “semillas” candidatas van desde los remanentes de las primeras estrellas (semillas ligeras) hasta nubes de gas que colapsaron directamente en objetos mucho más pesados (semillas pesadas). El descubrimiento de agujeros negros masivos menos de mil millones de años después del Big Bang ha hecho más urgente esta pregunta. La historia de cómo las estrellas generan estos remanentes se cuenta en nuestra página sobre las estrellas y la evolución estelar.

Fuentes: [1] [5] [6] [11]

Clases de masa: estelares, intermedios y supermasivos

La NASA clasifica los agujeros negros por su masa. Los agujeros negros de masa estelar van de unas pocas a cientos de masas solares. Se conocen unos 50 ejemplos sospechosos o confirmados en la Vía Láctea, la mayoría en sistemas binarios, pero en la Galaxia podría haber hasta 100 millones. Los agujeros negros supermasivos, que se encuentran en el centro de las galaxias, van de cientos de miles a miles de millones de masas solares. Entre ambos están los agujeros negros de masa intermedia, de aproximadamente cien a cientos de miles de masas solares; se espera que existan, pero ha sido difícil confirmar candidatos. Los hipotéticos agujeros negros primordiales, formados en el universo temprano y no por estrellas, no se han detectado.

La clase intermedia obtuvo en 2024 su candidato cercano más sólido. Con más de 500 imágenes del Hubble tomadas a lo largo de dos décadas, un equipo dirigido por Maximilian Häberle midió los movimientos de unos 1,4 millones de estrellas en el cúmulo globular Omega Centauri. Siete estrellas cerca del centro se mueven demasiado rápido para seguir ligadas, a menos que las retenga una masa compacta de al menos 8200 M☉. A 17 700 años luz, sería el agujero negro masivo conocido más cercano.

Fuentes: [1] [13]

Cómo detectamos lo que no se puede ver

Binarias de rayos X. Los primeros agujeros negros se encontraron allí donde uno arranca gas a una estrella compañera. El gas se calienta en un disco de acreción y brilla en rayos X, mientras que la órbita de la compañera da la masa del objeto invisible. En 2021, mediciones de paralaje en radio situaron Cygnus X-1 a 2,22 kpc y elevaron la masa de su agujero negro a 21,2 ± 2,2 M☉. Observatorios de rayos X como Chandra siguen siendo fundamentales en este trabajo.

Agujeros negros inactivos. Un agujero negro que no se alimenta no emite luz, pero sigue atrayendo a su compañera. La misión Gaia de la ESA mide las posiciones estelares con tanta precisión que puede detectar el bamboleo orbital de la compañera. Gaia BH1 y BH2 fueron los primeros hallazgos de este tipo; Gaia BH3, anunciado en abril de 2024, tiene unas 33 M☉ y se encuentra a 1926 años luz, en la constelación del Águila, lo que lo convierte en el agujero negro estelar más masivo conocido en la Galaxia. Su compañera orbita a unas 16 veces la distancia Tierra–Sol.

Órbitas estelares alrededor de Sagitario A*. Los equipos de Reinhard Genzel y Andrea Ghez siguieron estrellas que orbitan el centro de la Vía Láctea con grandes telescopios y técnicas que corrigen el emborronamiento causado por la atmósfera. Las órbitas requieren unos cuatro millones de masas solares concentradas en una región no mayor que el sistema solar. Genzel y Ghez compartieron la mitad del Premio Nobel de Física de 2020; la otra mitad fue para Roger Penrose por demostrar, en 1965, que la formación de agujeros negros es una consecuencia robusta de la relatividad general.

Fotografiar la sombra. El Event Horizon Telescope (EHT) conecta radioantenas de todo el planeta en un interferómetro del tamaño de la Tierra que observa a 1,3 mm. El 10 de abril de 2019 publicó la primera imagen de un agujero negro, M87*, situado a 55 millones de años luz y con 6500 millones de masas solares. El 12 de mayo de 2022 presentó la de Sagitario A*, a partir de observaciones de abril de 2017. Ambas muestran un anillo brillante alrededor de un centro oscuro, tal como se predecía. Encontrarás más sobre la obtención de imágenes por interferometría de radio en nuestra página sobre observatorios y radioastronomía.

Ondas gravitacionales. Desde 2015, los detectores LIGO, Virgo y KAGRA han registrado las órbitas finales y las fusiones de parejas de agujeros negros. Estas señales proporcionan directamente masas y giros, y revelan agujeros negros en otras galaxias que no emiten luz. La física se explica en nuestra página sobre ondas gravitacionales.

Fuentes: [5] [6] [4] [7] [8]

Investigación actual (2024–2026)

Un campo magnético cambiante en M87*. En septiembre de 2025, el EHT comparó sus imágenes de M87* de 2017, 2018 y 2021. El anillo mantuvo el mismo tamaño, como se espera de una sombra determinada por la masa del agujero negro, pero el patrón de polarización se invirtió: el campo magnético parecía girar en espiral en un sentido en 2017, estaba más equilibrado en 2018 y giraba en espiral en el sentido opuesto en 2021. Los resultados se publicaron en Astronomy & Astrophysics. En enero de 2026, la colaboración informó, a partir de los datos de 2021, de una región de emisión compacta a unos 0,09 años luz de M87* que podría marcar la base de su chorro.

Fusiones récord y pruebas de la teoría de los agujeros negros. En julio de 2025, LIGO–Virgo–KAGRA anunció GW231123, observado el 23 de noviembre de 2023: dos agujeros negros que giraban rápidamente, de unas 103 y 137 M☉, se fusionaron en uno de unas 225 M☉, la fusión más masiva observada hasta ahora; el récord anterior, GW190521, sumaba unas 140 M☉. En septiembre de 2025, la colaboración publicó GW250114, la señal más intensa hasta la fecha, con una relación señal-ruido de red de 80. Los dos agujeros negros, de unas 33,6 y 32,2 M☉, se fusionaron en un remanente cuya área del horizonte era mayor que la suma de las originales con alta credibilidad, tal como exige el teorema del área de Hawking. El ringdown contenía el tono fundamental y su primer sobretono, en consonancia con un agujero negro de Kerr, como predice el teorema de no pelo.

Los agujeros negros tempranos del JWST. El telescopio espacial James Webb ha encontrado muchas fuentes rojas compactas en el universo temprano, los “pequeños puntos rojos” (little red dots). En enero de 2026, un estudio en Nature dirigido por V. Rusakov y D. Watson sostuvo que son agujeros negros supermasivos jóvenes envueltos en densos capullos de gas ionizado. Según esta interpretación, sus líneas de emisión anchas se ensanchan sobre todo por la dispersión en electrones, lo que implica masas de agujero negro de unas 10⁵ a 10⁷ M☉, unos dos órdenes de magnitud por debajo de las estimaciones anteriores. Si se confirma, esto alivia, aunque no elimina, el problema de cómo crecieron los agujeros negros tan pronto.

Fuentes: [9] [10] [11] [12] [14]

Preguntas abiertas y cómo seguir explorando

El problema abierto más profundo es la paradoja de la información. Hawking demostró en la década de 1970 que los efectos cuánticos hacen que los agujeros negros radien, muy lentamente, con un espectro térmico. Si un agujero negro se evapora por completo, los detalles de lo que cayó en él parecen perderse, lo que contradice la mecánica cuántica. El trabajo teórico continúa, pero ninguna observación puede aún poner a prueba las ideas en competencia. La segunda gran pregunta es el origen de los agujeros negros supermasivos: si semillas ligeras crecieron inusualmente rápido o si semillas pesadas se formaron directamente. Se espera que el JWST, las futuras misiones de rayos X y el observatorio espacial de ondas gravitacionales LISA, ya planificado (consulta nuestra página sobre ondas gravitacionales), la aborden.

Gran parte de los datos primarios es pública. El archivo HEASARC de la NASA contiene observaciones en rayos X de binarias con agujeros negros y de galaxias activas; el Gravitational Wave Open Science Center publica los datos de deformación (strain) de cada fusión catalogada; el archivo MAST contiene datos del Hubble y del JWST; y el archivo de Gaia en la ESA contiene la astrometría utilizada para los agujeros negros inactivos.

Fuentes: [1] [14]

Lo que sabemos y lo que sigue abierto

Resultados establecidos

• En el centro de la Vía Láctea hay una masa compacta de unos cuatro millones de masas solares; las órbitas estelares y la imagen del EHT coinciden.
• Los agujeros negros abarcan al menos ocho órdenes de magnitud en masa, desde unas pocas hasta miles de millones de masas solares.
• Los agujeros negros que se fusionan emiten ondas gravitacionales cuyo ringdown coincide con la solución de Kerr dentro de la precisión actual.
• El tamaño de la sombra de M87* se ha mantenido estable a lo largo de años de observaciones, mientras que su campo magnético cambia.

Preguntas abiertas

• ¿Cómo se formaron los primeros agujeros negros supermasivos y cómo crecieron tan rápido?
• ¿Qué tan comunes son los agujeros negros de masa intermedia y de dónde vienen los agujeros negros más pesados que se fusionan?
• ¿Cómo se lanzan exactamente los chorros cerca del horizonte?
• ¿Qué ocurre con la información que cae en un agujero negro y qué sustituye a la singularidad en una teoría cuántica de la gravedad?

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