Una galaxia gigante típica, como la que has proporcionado en la foto, tiene un radio de algo así como $10\;\rm kpc$ (kiloparsec - $1\;\rm pc \approx 3.2\;ly$ ).
Un agujero negro supermasivo alojado en una galaxia de este tipo tiene una masa de algo así como $10^6-10^9\;\rm M_\odot$ (masa solar, $1\;\rm M_\odot \approx 2\times10^{30}\; kg$ ). Los monstruosos agujeros negros de mil millones de masas solares sólo se encuentran realmente en elípticas particularmente grandes; la galaxia de su foto alberga probablemente uno de entre uno y varios millones de masas solares. El radio del horizonte de un agujero negro de este tipo será del orden del Radio de Schwarzschild Así que..:
$$r_s=\frac{2GM}{c^2}\approx10^{-10}\rm\; kpc$$
Así que el agujero negro supermasivo es algo así como 100.000 millones de veces más pequeño en radio que la galaxia, muy muy más pequeño que un píxel en una imagen como la que muestras.
Además, hay muchas estrellas en la región central de una galaxia y muchas estarán cerca (o más o menos delante) del agujero negro, por no hablar de las nubes de gas intragaláctico que pueden oscurecer la visión del agujero negro.
Dicho esto, es posible utilizar interferometría de línea de base muy larga para tomar "fotos" de un par de agujeros negros cercanos. Creo que aún no hay imágenes exitosas, pero probablemente obtendremos algunas en los próximos 3 años más o menos utilizando el Telescopio Horizonte de Sucesos . Una predicción de lo que se verá:
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La formación de la imagen es bastante complicada (el artículo que enlazo más adelante da muchos de los detalles sangrientos si te interesa). En primer lugar, ten en cuenta que está en "falso color", el color indica la intensidad de la radiación desde el azul (bajo) hasta el blanco (alto). Los fotones proceden de un disco de gas caliente ("disco de acreción") que se espera encontrar cerca de muchos agujeros negros. Los de la imagen son los que se acercan al agujero negro, pero no entran en él. Debido a la curvatura del espaciotiempo, los fotones pueden orbitar el agujero y acumularse en estas "órbitas de fotones". Las órbitas se producen a unos pocos radios de Schwarzschild del agujero. Las órbitas no son estables, por lo que algunos fotones acaban cayendo en el agujero, mientras que otros se escapan, que son los que aparecen en la imagen. La fuerte asimetría de la imagen (mientras que se espera que un BH sea muy simétrico) se debe al hecho de que la fuente de la luz (el disco de acreción) no es esféricamente simétrica, y sólo tiene una simetría axial aproximada: puede estar deformada, tener puntos brillantes y oscuros, etc. Uno de los lados de la imagen es más brillante porque, normalmente, un lado se dirige hacia nosotros de forma relativista y el otro se aleja. Esto es lo más parecido a un agujero negro que "parece negro". Hay fotones que orbitan a través de la "cara" del agujero en la imagen, pero ninguno llega hasta nosotros desde esa dirección, por lo que el agujero aparece negro en la imagen.
Hay un artículo que me ha gustado especialmente leer sobre los aspectos más teóricos de estas imágenes de agujeros negros: Comprobación del teorema de la ausencia de pelo con observaciones del telescopio del horizonte de sucesos de Sagitario A* . Incluye más imágenes simuladas a resoluciones más parecidas a las que conseguiremos de forma realista con el EHT.
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A un nivel muy básico de explicación, a pesar de que los agujeros son "prefectamente negros", hay muchas estrellas orbitando alrededor de ellos. Los centros de las galaxias espirales suelen tener concentraciones relativamente altas de estrellas masivas y jóvenes, por lo que suelen ser las regiones más brillantes de dichas galaxias.
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Relacionado: physics.stackexchange.com/q/73705
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Consulta el capítulo 7 Black Holes Ain't So Black del libro A Brief History of Time: Del Big Bang a los agujeros negros.