Es ampliamente aceptado que agujeros negros con masas superiores al millón de masas solares (M⊙) acechan en los centros de galaxias masivas. Los orígenes de tales agujeros negros "supermasivos" (SMBH) siguen siendo desconocidos, aunque se conocen bien los de los agujeros negros de masa estelar. Un posible escenario es que los agujeros negros de masa intermedia (IMBHs), que están formados por la coalescencia fugitiva de estrellas en cúmulos estelares jóvenes y compactos, se fusionen en el centro de una galaxia para formar un SMBH3. Aunque se han propuesto muchos candidatos para IMBHs, ninguno es aceptado como definitivo. Recientemente, descubrimos una nube molecular peculiar, CO-0.40-0.22, con una anchura de velocidad extremadamente amplia, cerca del centro de nuestra galaxia de la Vía Láctea. Basándonos en el análisis cuidadoso de la cinemática del gas, concluimos que un objeto compacto con una masa de unos 105M? está acechando en esta nube4. Aquí reportamos la detección de una fuente continua como un punto, así como un grupo de gas compacto cerca del centro de CO-0.40-0.22. Esta fuente de continuum en forma de punto (CO-0.40-0.22*) tiene un espectro de banda ancha consistente con 1/500 del SMBH Galáctico (Sgr A*) en luminosidad. Las simulaciones numéricas alrededor de un objeto masivo similar a un punto reproducen la cinemática de un pozo de gas molecular denso, lo que sugiere que el CO-0.40-0.22* es uno de los candidatos más prometedores para un agujero negro de masa intermedia.

El objeto CO-0.40-0.22 es una nube compacta (~5 pc) con una anchura de velocidad extremadamente amplia (~100 km s-1) y una relación de intensidad muy alta (?1.5) para CO J = 3-2/J = 1-0 detectado a una distancia proyectada de ~60 pc del núcleo galáctico5. Pertenece a una categoría peculiar de nubes moleculares llamadas nubes compactas de alta velocidad (HVCC) que se identificaron originalmente en el CO J = datos de la encuesta 1-06,7,8. La nube CO-0.40-0.22 es la única nube densa con una velocidad negativa detectada en la línea HCN J = 4-3 dentro del área de 0.3° × 0.3° que la incluye4. Tiene una entidad continua y aproximadamente recta en los mapas de posición-velocidad, que parece no ser un agregado de nubes sin relación con anchos de velocidad más estrechos. La estructura cinemática de CO-0.40-0.22 puede ser explicada como debida a una patada gravitacional experimentada por la nube molecular causada por un objeto compacto invisible con una masa de aproximadamente 105M? La compacidad y ausencia de una contraparte en otras longitudes de onda sugieren que este objeto masivo es un IMBH inactivo, que actualmente no es una materia activa. Este es el segundo candidato más grande a los agujeros negros en la galaxia de la Vía Láctea después de Sgr A*, así como el segundo candidato de IMBH en la Galaxia después de eso en el subcluster nuclear IRS13E (MBH? 1,300M?)9,10.

Las observaciones con la banda 6 de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) hacia CO-0.40-0.22 han proporcionado imágenes HCN J de alta resolución = 3-2 (265.9 GHz) y CO J = 2-1 (230.5 GHz). El gas molecular denso rastreado por la emisión de HCN J = 3-2 parece concentrarse cerca del centro de CO-0.40-0.22, según lo determinado previamente por el mapa de resolución gruesa HCN J = 4-3 del Experimento del Telescopio Submilimétrico de Atacama (ASTE) (Fig. 1a). El desplazamiento de 0,2 pc desde el centro está dentro de la anchura de haz ASTE (22? = 0,9 pc). Este denso cúmulo de gas es muy compacto (~0.3 pc) y tiene un ancho de velocidad amplio (~100 km s-1). También vemos unos 20 grupos de animales bastante débiles. Estos tenues macizos y el macizo central denso ocupan alrededor del 10% del campo de visión. Los grupos débiles tienen anchos de velocidad inferiores a 20 km s-1. Por lo tanto, la probabilidad de que su alineación sobre una anchura de unos 100 km s-1 sea inferior a (0,1/ (100/20))100/20 = 10-8,5. El cuerpo principal del macizo central aparece a velocidades de línea de visión de -80 a -40 km s-1 con respecto al estándar local de descanso (LSR), estando asociado a componentes de alta velocidad que alcanzan VLSR = -105 y -5 km s-1 (Fig. 2). Es ligeramente alargado en la misma dirección que el eje principal de CO-0.40-0.22, con un gradiente de velocidad pronunciado del sureste al noroeste. La masa del macizo se calculó a partir de la HCN J = 3-2 integrada con una intensidad de 40M?, según un modelo de excitación a la temperatura cinética Tk = 60 K y densidad numérica n (H2) = 106,5 cm-3. Por otra parte, el parámetro de tamaño S = 0,15 pc y la dispersión de velocidad? V = 22 km s-1 dan una masa virial de teorema de Mvir ≈  4,1 × 103M⊙, lo que indica que el macizo no debe estar limitado por su autogravedad.