Esta estrella podría demostrar si Einstein tiene razón o no

Lo más cercano que alguien ha llegado a un agujero negro

S301 no es un nuevo telescopio, algoritmo ni colisionador de partículas. Es una estrella individual, con aproximadamente la masa de nuestro Sol, que se desplaza a través del torbellino gravitatorio en el corazón de la Vía Láctea a 25.000 kilómetros por segundo —el 8,5 por ciento de la velocidad de la luz.

Eso puede sonar como un logro abstracto hasta que uno considera dónde ocurre. S301 se acerca a una distancia de apenas unas 10 veces la que alcanza S2, el anterior poseedor del récord, al acercarse a Sagittarius A*, el agujero negro de 4,3 millones de masas solares en el centro de nuestra galaxia. El pericentro sitúa a S301 profundamente dentro del régimen donde la relatividad general de Einstein hace sus predicciones más extrañas: el propio tejido del espaciotiempo se estira, se retuerce y se arrastra alrededor del agujero negro en rotación como caramelo enrollado sobre una vara.

Un artículo en Nature esta semana del collaboration GRAVITY+ describe la órbita de la estrella. Lo que le da importancia no es solo la velocidad. Es la proximidad, el corto período orbital de 8,7 años, y el hecho de que el próximo paso por el pericentro llegue a finales de 2031 —lo suficientemente cerca en el tiempo humano como para que podamos tener respuestas reales antes de que termine la década.

Por qué la velocidad no es la historia

Los titulares se fijarán en el 8,5 por ciento de la velocidad de la luz. Ese número es dramático, sí. Pero la física que importa aquí no es la velocidad por sí misma. Es qué tan profundamente S301 explora la curvatura del espaciotiempo alrededor de Sgr A*.

Durante décadas, los astrónomos han usado estrellas que orbitan el centro galáctico como sondas naturales. S2, descubierta a fines de los años 90, proporcionó las primeras mediciones limpias del corrimiento gravitacional al rojo y la precesión de Schwarzschild alrededor de un agujero negro supermasivo —dos efectos predichos por la relatividad general. Esas fueron confirmaciones reales, pero solo pusieron a prueba la parte más débil de las predicciones de la teoría para un objeto de tal masa. No tocaron la rotación.

La rotación lo cambia todo. Un agujero negro en rotación arrastra el tejido del espaciotiempo consigo, un efecto llamado arrastre de marcos o efecto Lense-Thirring. Ese arrastre debería dejar una marca sutil en la órbita de S301 —un desplazamiento en la orientación delipse orbital con el tiempo, una asimetría que no puedes explicar solo con la masa. Medir ese desplazamiento es la única ruta realista para determinar la rotación de Sgr A*, y la rotación es la segunda perilla que debes ajustar para poner a prueba una de las afirmaciones más audaces de la relatividad general.

La apuesta de la teorema sin pelo

Los agujeros negros, en la teoría de Einstein, son aterradoramente simples. El teorema de que “los agujeros negros no tienen pelo” dice que una vez que conoces la masa y la rotación de un agujero negro, todo su campo gravitatorio queda determinado. No hay espacio para estructura extra, ningún escondite para complicaciones. Todo lo demás —lo que cayó dentro, cómo cayó, la forma del disco de acreción— se irradia o se traga, dejando solo masa y rotación.

Eso suena elegante. También es extraordinariamente difícil de verificar. Nunca hemos medido la rotación de un agujero negro supermasivo directamente. Las observaciones de rayos X de discos de acreción dan estimaciones indirectas para algunos núcleos galácticos activos, pero Sgr A* es demasiado tranquilo para que esas técnicas funcionen bien. Las mediciones dinámicas a partir de órbitas estelares son lo único que hay disponible, y S301 es la primera estrella lo bastante precisa para hacerlo posible.

Si la órbita de S301 coincide con la precesión que predice la relatividad general para un agujero negro con la masa medida y la rotación inferida, el teorema sin pelo gana una nueva prueba formidable en el extremo supermasivo de la escala de masas. Si la órbita se desvía —si el momento cuadrupolar, la medible desviación de un campo perfecto monopolo-más-dipolo, no se alinea— entonces nuestra comprensión de la gravedad está incompleta o Sgr A* lleva un pelo que no esperábamos.

Felix Mang, del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, lo dijo con claridad a ScienceAlert: la masa se conoce con precisión subporcentual. La rotación es el siguiente paso. Luego el cuadrupolo. Luego se pone a prueba el teorema.

Cómo llegamos ahí

El reloj avanza, pero sin urgencia. S301 alcanza el pericentro nuevamente a finales de 2031. Ese es cuando los efectos del arrastre de marcos alcanzan su punto máximo, y cuando los datos serán más decisivos. El interferómetro GRAVITY+ en el Very Large Telescope en Chile ya está rastreando la estrella. El próximo instrumento MICADO en el Extremely Large Telescope debería añadir reconstrucción del movimiento en tres dimensiones, convirtiendo las mediciones posicionales en una solución orbital completa.

Un detalle importa más de lo que parece. El tamaño observable de la señal de arrastre de marcos depende de la orientación relativa del eje de rotación de Sgr A* y del plano orbital de S301. Si la alineación es desfavorable, el efecto es más pequeño y más difícil de aislar. Esa es la razón por la que el comentario de Mang sobre encontrar otra estrella como S301 no es solo optimismo. Una segunda sonda con una geometría orbital diferente rompería la degeneración y ajustaría sustancialmente la medición de la rotación.

También está la posibilidad de que S301 haya llegado aquí de manera violenta. Su órbita extremadamente alargada es consistente con el mecanismo de Hills, en el que un sistema binario de estrellas se acerca demasiado al agujero negro, se desgarr a y un miembro es capturado mientras el otro es eyectionado a alta velocidad. Encontrar al compañero anterior de S301 alejándose a toda velocidad del centro galáctico fortalecería ese caso. La órbita sola no puede confirmarlo.

Quién gana, quién pierde

Los astrónomos ganan. Este es el tipo de descubrimiento que redefine lo que es medible. Por primera vez, tenemos una sonda que se hunde lo suficiente como para convertir un límite superior de larga data sobre la rotación de agujeros negros en una medición real. El teorema sin pelo, normalmente discutido en artículos teóricos, se convierte en una pregunta empírica con una respuesta que llegará en la próxima década.

La relatividad general no pierde aquí a menos que los datos contradigan sus predicciones. Y aún así, una desviación a esta escala sería más valiosa que una confirmación, porque señalaría el camino hacia la gravedad cuántica o una modificación de la gravedad en campos intensos. Cualquiera de los dos resultados impulsa el campo.

El público en general no pierde nada y gana algo raro: una razón concreta para importarle el centro de la Vía Láctea. Sgr A* está a 26.000 años luz de distancia, obscurecido por polvo, y efectivamente invisible para los telescopios ópticos. Suena distante e irrelevante. Pero S301 demuestra que el centro galáctico no es solo un punto oscuro en el cielo. Es un laboratorio donde el espaciotiempo se comporta de maneras que podemos observar, medir y probar —usando estrellas como sondas de la misma forma en que los físicos de partículas usan colisionadores.

Qué sucede después

Observen de 2028 a 2032. Ese es cuando los equipos de GRAVITY+ y MICADO acumularán las observaciones necesarias para separar la señal de arrastre de marcos de otros efectos orbitales. Si los datos respaldan la relatividad general, el teorema sin pelo sobrevive otra ronda. Si no lo hacen, la implicación es enorme.

De cualquier manera, el descubrimiento de S301 cambia la pregunta. Ya no estamos preguntando si podemos medir dinámicamente la rotación de un agujero negro supermasivo. Estamos preguntando cuándo.

La respuesta debería llegar antes de que la década termine.