El centro de la Vía Láctea es un entorno extremo: gas denso, polvo que oculta la luz visible, explosiones de supernovas acumuladas durante milenios y, en el núcleo, el agujero negro supermasivo Sagittarius A*. En 2025, nuevas composiciones que combinan radio (MeerKAT) e infrarrojo (James Webb) han vuelto a poner el foco en un rasgo llamativo de esa región: filamentos largos y delgados que atraviesan el medio interestelar como “hilos” luminosos.

Más allá de lo estético, estas imágenes son una pista física: sugieren que campos magnéticos intensos y procesos energéticos (choques, vientos, remanentes de supernova, partículas relativistas) están estructurando el gas y, potencialmente, modulando cómo y dónde nacen estrellas cerca del núcleo galáctico.

Composición del centro de la Vía Láctea combinando datos de MeerKAT (radio) y James Webb (infrarrojo) Crédito: NASA, ESA, CSA, STScI, SARAO, S. Crowe (UVA), J. Bally (CU), R. Fedriani (IAA-CSIC), I. Heywood (Oxford). Licencia: CC BY 4.0 (ESA/Webb)

Qué se ha visto “recientemente” y por qué importa

1) El mapa “gran angular”: MeerKAT pone el contexto, Webb muestra el detalle

La composición publicada el 2 de abril de 2025 une un mosaico en radio del plano galáctico (MeerKAT) con un recuadro de Webb sobre Sagittarius C, una región de formación estelar muy cercana (en términos galácticos) al centro. En el radio aparecen estructuras extendidas, incluidas formas filamentosas verticales; en el recuadro infrarrojo, Webb revela una nube azul-verdosa con rasgos finos tipo “aguja” a menor escala.

Un detalle clave es la escala: el panel de MeerKAT abarca del orden de ~1.000 años luz, mientras que el recuadro de Webb cubre ~44 años luz. Es decir, estamos viendo filamentos análogos (o al menos morfológicamente similares) en rangos de tamaño muy distintos.

2) El “zoom” en Sagittarius C: filamentos en una nube rica en material… pero con formación estelar menor de la esperada

En Sagittarius C, Webb capta una nube brillante (infrarrojo cercano) con estructuras lineales finas. En el texto asociado a la imagen se plantea una hipótesis sugerente: campos magnéticos fuertes podrían estar dando forma a esos filamentos y, además, dificultando que el gas colapse gravitacionalmente para formar estrellas al ritmo que cabría esperar, pese a existir abundante “materia prima”.

Imagen NIRCam de Sagittarius C mostrando estructuras filamentosas en detalle Crédito: NASA, ESA, CSA, STScI, S. Crowe (UVA). Licencia: CC BY 4.0 (ESA/Webb)

¿Qué son estos filamentos, físicamente?

Conviene separar “filamento” (descripción morfológica) de su naturaleza. En el centro galáctico se conocen varios “sabores”:

  • Filamentos en radio asociados a campos magnéticos: estructuras alargadas donde la emisión en radio puede explicarse por partículas energéticas que se mueven siguiendo líneas de campo magnético (un cuadro clásico en filamentos no térmicos). En el material divulgativo de Chandra sobre un filamento cercano al centro se describe explícitamente que estas formaciones están “enhebradas” por campos magnéticos y que la señal en radio proviene de partículas energizadas que espiralan a lo largo de esas líneas.
  • Filamentos que aparecen en infrarrojo: aquí lo que “brilla” puede ser una mezcla de emisión de gas, polvo calentado y estructuras iluminadas/ionizadas; la morfología lineal puede reflejar la acción de campos magnéticos, choques o flujos.
  • Estructuras filamentosas en rayos X: suelen apuntar a procesos de alta energía (plasmas calientes, objetos compactos, aceleración de partículas).

Las imágenes de 2025 son valiosas porque conectan escalas y longitudes de onda: ayudan a distinguir qué rasgos son “decoración” (proyección y polvo) y cuáles podrían ser estructuras físicas coherentes mantenidas por magnetismo o dinámica del medio.

Un ejemplo llamativo: una “fibra” fracturada por un púlsar (“The Bone”)

El 1 de mayo de 2025, Chandra publicó una imagen de G359.13 (apodada The Snake), una estructura alargada cerca del centro galáctico que, en conjunto, recuerda a una “costilla” o “hueso” cósmico. En esa pieza se destaca una fractura en el filamento y se atribuye plausiblemente a la interacción con un púlsar (estrella de neutrones) que habría impactado la estructura a gran velocidad, distorsionando el campo magnético y la emisión asociada.

Imagen de G359.13 (The Bone) mostrando la fractura en el filamento causada por un púlsar Crédito: X-ray: NASA/CXC/Northwestern Univ./F. Yusef-Zadeh et al; Radio: NRF/SARAO/MeerKat; Image Processing: NASA/CXC/SAO/N. Wolk

Este caso sirve como recordatorio: en el centro galáctico, los filamentos no son necesariamente “cicatrices estáticas”; pueden ser estructuras dinámicas, afectadas por objetos compactos, explosiones y turbulencia.

Qué preguntas quedan abiertas (y qué puede venir después)

  1. Origen de los filamentos: ¿son principalmente trazadores de campos magnéticos preexistentes, o se generan/localizan por choques y flujos (por ejemplo, de supernovas o actividad pasada del centro)?
  2. Energía y vida útil: ¿cuánto tiempo permanecen coherentes antes de dispersarse por turbulencia?
  3. Impacto en la formación estelar: la idea de que el magnetismo pueda “sujetar” el gas e inhibir el colapso es atractiva, pero requiere cuantificación: medidas de intensidad de campo, densidades, velocidades y comparación con modelos.
  4. Conexión multi-longitud de onda: alinear rasgos entre radio, infrarrojo y rayos X es esencial para no confundir estructuras distintas que, por casualidad, se proyectan en la misma línea de visión.

Referencias