El número relativamente pequeño de estrellas (alrededor de 40) que se sabe orbitan el agujero negro al centro de la Vía Láctea limita el análisis estadístico que se puede hacer en esta región del espacio. El límite actual proviene de la aglomeración estelar: mientras que las estrellas más brillantes se pueden ver, las estrellas más débiles a la magnitud de 18 están ocultas en la luz lateral de otras más brillantes. MICADO podrá superar esta limitación. Al alcanzar magnitudes más débiles y posiciones con una precisión superior a la que se logra con telescopios de 8 metros, el número de órbitas estelares aumentará a cientos, y también aumentará la distancia radial hasta la cual se pueden detectar órbitas vía aceleraciones. Esto significa que, con MICADO, se podrá medir cantidades estadísticas relacionadas con las órbitas de las estrellas cercanas a los agujeros negros, incluyendo la distribución de excentricidad y la distribución de vectores de momento angular específicos. Esto proporcionará pistas sobre cómo se formaron las estrellas y cómo pueden residir donde las encontramos hoy en día.

El giro de un agujero negro es una de sus propiedades clave y su medición sería una prueba crucial de la Relatividad General. El valor de este parámetro afecta a las órbitas de estrellas y el gas cerca del agujero negro. Sin embargo, la medición del giro de Sagitario A* desde órbitas estelares a través de la astrometría supone un problema difícil, ya que no está claro si existe una estrella adecuada (con un período orbital lo suficientemente corto y una excentricidad lo suficientemente alta). El ELT seguramente revelará estrellas más cercanas a Sagitario A* de las encontradas hasta la fecha, moviéndose tan velozmente que podremos detectar los efectos de la relatividad general en sus órbitas. Si se puede seguir una estrella con una órbita similar a S2, pero con un semieje 10 veces más pequeño, con una precisión de velocidad radial de < 10 km/s, los datos comienzan a volverse sensibles al giro. 

El descubrimiento de más estrellas orbitando cerca de Sagitario A* permitirá estimar mejor la masa contenida en el centro galáctico, como también determinar la función de masa inicial (IMF) que describe la distribución inicial de masas en un grupo de estrellas. Esto permitirá probar la evidencia emergente de que la IMF cerca de Sagitario A* es mucho más plana (es decir, incluye estrellas más masivas) que en el disco galáctico, lo cual indica un modo diferente de formación estelar. 

Además, con MICADO, esperamos obtener más mediciones de masa respecto a un rango de radios, cartografiando la distribución de masa radial. Si bien está claro que el potencial gravitacional está dominado por Sagitario A*, la teoría predice que debería haber una población de restos estelares sumergidos en el cúmulo nuclear, debido a fricción dinámica. La detección de esta población pondría a prueba nuestra comprensión fundamental sobre la evolución de sistemas estelares densos. 

Además, con el monitoreo de un número mucho mayor de estrellas, aumentará la posibilidad de detectar un sobrevuelo estelar. Podríamos ser testigos de cómo una o más de las estrellas experimentan una "patada" a lo largo de su trayectoria, a partir de la cual se puede estimar la masa del elemento que perturba.  

La mayoría de los objetos que se ven en el Centro Galáctico son estrellas. Sin embargo, se han descubierto algunos objetos gaseosos, cuya naturaleza se investiga actualmente. MICADO será capaz de tomar espectros con mayor detalle de objetos gaseosos alrededor de Sagitario A* para determinar si todos pertenecen a la misma categoría, si algunos o todos contienen una estrella central, qué órbitas siguen y cómo se formaron. 

Un misterio pendiente es acaso el gas que cae en el centro de la Vía Láctea forma estrellas cerca del agujero negro masivo, o es acretado directamente hacia el agujero negro masivo. La respuesta a esta interrogante nos ayudaría a saber si la formación estelar en el centro de la Vía Láctea está relacionada con la actividad de Sagitario A*. Las observaciones de un grupo de estrellas jóvenes en el Centro Galáctico han resultado en que la formación estelar episódica en la esfera de influencia del agujero negro masivo parece ser eficiente y tiene una función de masa muy pesada (es decir, con estrellas más masivas de las que normalmente se encuentran). Una mejor determinación cuantitativa de los procesos implicados en la formación estelar en este entorno extremo, una determinación precisa de la función de masa estelar resultante y el perfil de densidad, y la exploración de la conexión entre tasas de formación estelar y acreción en agujeros negros son fundamentales para comprender la coevolución cosmológica de galaxias y agujeros negros masivos. 

Sagitario A* es un prototipo de la clase de fuentes de acreción radiativamente ineficientes. Las observaciones detalladas del agujero negro en múltiples longitudes de onda han arrojado luz sobre la compleja física que subyace al ineficiente proceso de acreción que parece dominar a tasas de acreción relativamente bajas y que guía el trabajo teórico actual. El hecho de que la emisión infrarroja de Sagitario A* sea esporádica y débil y se encuentre en un lugar muy confuso dificulta un mayor progreso observacional sustancial sin avances instrumentales. 

Probablemente podrían formarse a partir de las primeras estrellas ultra masivas, o a través del mecanismo desconocido que forma los agujeros negros supermasivos. Su existencia en el Universo local no puede ser probada inequívocamente con las instalaciones observacionales actuales. Hasta la fecha, sólo se han reportado algunas detecciones en el centro de galaxias enanas y cúmulos estelares masivos. Su existencia se ha inferido a partir de rayos X y emisiones de radio que parecen originarse desde materia que cae al agujero negro, o desde perturbaciones en el movimiento de estrellas y gas al centro de estos objetos.   

Al buscar agujeros negros de masa intermedia, el instrumento MICADO del ELT permitirá realizar mediciones dinámicas de cúmulos estelares jóvenes prominentes, como los cúmulos globulares masivos. La detección inequívoca de un agujero negro de masa intermedia en un cúmulo de este tipo resultaría trascendental con respecto a la formación de agujeros negros durante el Universo primitivo. 

Con HARMONI, los astrónomos llevarán a cabo estudios cinemáticos profundos en poblaciones estelares para rastrear el potencial gravitacional en el centro del cúmulo, a fin de separar los efectos de la segregación de masa de la de un agujero negro de masa intermedia. Esto nos permitirá obtener un censo de masas de agujeros negros para limitar el mecanismo de formación de los agujeros negros de masa intermedia y su relación con los agujeros negros supermasivos y de masa estelar. También conducirá a predicciones más precisas para experimentos de ondas gravitacionales.  

Probar si existen agujeros negros de masa intermedia y comprender su demografía representa también una parte esencial para comprender la formación y coevolución de galaxias y núcleos galácticos activos y, en general, la formación general de la estructura cósmica. La idea fundamental para la detección de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos estelares nucleares y cúmulos globulares galácticos es la misma: utilizar la cinemática estelar para buscar evidencia de una concentración de masa central oscura por encima de lo que cabría esperarse de procesos dinámicos de segregación de masa. En cúmulos globulares cercanos, en particular, esperamos que exista alrededor de una estrella por spaxel central, por lo cual podríamos medir las velocidades radiales de estrellas individuales.   

Las simulaciones detalladas muestran que la detección de un agujero negro de masa intermedia dentro de un cúmulo estelar nuclear tenue requiere: a) resolución espectral ≥ 10.000; (b) función de dispersión de punto con FWHM < 14 mas (banda K: 2,0-2,3 μm) y < 8 mas (banda I: 0,8-1,0 μm). Estas últimas restricciones requieren un rendimiento limitado por difracción, es decir, una escala de spaxel de 4 mas. Estas dos bandas proporcionan la mejor restricción previa posible en la distribución de masa estelar en la galaxia (banda K) y logran la mejor resolución espacial posible para la cinemática (banda I).  

Este objetivo requiere estudios sistemáticos que puedan muestrear agujeros negros en un amplio rango de masas a través del tiempo cósmico. El factor limitante fundamental, hasta ahora, ha sido la resolución espacial de las imágenes y la instrumentación espectroscópica actual. Las mejores mediciones de masa de agujeros negros supermasivos se obtenido, hasta ahora, a través de la medición de las órbitas de estrellas alrededor del agujero negro en nuestra propia Vía Láctea o mediciones de la emisión estimulada de microondas (máseres), pero estos métodos se han limitado a pocas galaxias. Si bien, en principio, se puede llegar a números y volúmenes mayores a través de técnicas secundarias, éstas deben calibrarse frente a mediciones que se basan en principios fundamentales para sus estimaciones de masa, concretamente, en mediciones dinámicas. Aunque son difíciles de obtener observacionalmente y de tratar numéricamente, los datos sobre movimientos estelares son fáciles de interpretar físicamente y se consideran las determinaciones de masa más confiables, más allá de las mediciones máser. 

El tamaño de la región espacial donde los agujeros negros influyen directamente en los movimientos de estrellas y gas, a través de su gravedad, se denomina esfera de influencia. Para estudiar esta región del espacio y obtener mediciones precisas del movimiento de las estrellas y el gas dentro de ella, un telescopio debe ser capaz de resolver, al menos marginalmente, el radio de influencia. El instrumento Enhanced Resolution Imager and Spectrograph (ERIS) del Very Large Telescope de ESO, proporcionará la resolución espacial más alta disponible (~50 mas) en telescopios actuales, pero no logra sondear la esfera de influencia de un agujero negro supermasivo típico, más allá de unos 100 Mpc, y los agujeros negros más masivos, con miles de millones de masas solares, son detectables solo hasta alrededor de 200 Mpc. En las galaxias más cercanas, los agujeros negros que no afectan significativamente a su entorno, sólo pueden detectarse si tienen masas de un millón de masas solares o más. Esto significa que, en la actualidad, sólo pueden realizar mediciones dinámicas estelares directas para alrededor de 100 objetos. Por lo tanto, la evolución del desplazamiento al rojo de las relaciones de escala de los agujeros negros, medida por medios dinámicos, permanece totalmente oculta y, por lo tanto, todo estudio de una posible correlación con el medio ambiente es actualmente imposible. El ELT será capaz de detectar agujeros negros con alrededor de un millón de masas solares a distancias de hasta unos 30 Mpc. Los agujeros negros más pesados, con masas de unos mil millones de masas solares, se detectarán hasta distancias de  1 Gpc (desplazamiento al rojo de 0,3 aproximadamente).  

El Telescopio Espacial James Webb (JWST) mejorará los estudios actuales en cuanto a la sensibilidad al flujo de agujeros negros, pero no mejorará significativamente la resolución espacial. Por el contrario, el instrumento MICADO del ELT alcanzará una resolución espacial mayor (algunos  mas en comparación con décimas de mas en el JWST) y, en consecuencia, el volumen observable aumentará por un factor superior a 300 en comparación con lo viable hoy en día. MICADO podrá determinar masas de agujeros negros de hasta un millón de veces la masa del Sol y hasta desplazamientos al rojo de 3 (para masas mucho mayores). Esto aumentará el número de mediciones directas de la masa de agujeros negros que actualmente podemos realizar mediante el seguimiento de los movimientos estelares, desde unos pocos cientos a varias decenas de miles. Los núcleos de los agujeros negros de mayor masa serán resolubles en prácticamente todos los desplazamientos al rojo y, en última instancia, su observación sólo estará limitada por el menor brillo de su superficie. 

Además de la obtención de imágenes, el instrumento HARMONI del ELT estimará las masas de los agujeros negros en núcleos galácticos activos mediante espectroscopía. Además, al restar la contribución nuclear, las observaciones de HARMONI ofrecen la posibilidad de revelar las propiedades de la galaxia anfitriona del agujero negro, por ejemplo, la masa del bulbo y la dispersión de la velocidad estelar. Simulaciones en detalle de una galaxia anfitriona y del cuásar al centro con un desplazamiento al rojo de 1,5 llevadas a cabo por el consorcio HARMONI, permitieron la observación simultánea de líneas de emisión y absorción, a fin de estimar las propiedades del cuásar y de la galaxia anfitriona. Estos resultados indican que HARMONI puede utilizarse para revelar la coevolución de las galaxias y sus agujeros negros centrales. 

El estudio de los agujeros negros de menor masa, con menos de 100.000 veces la masa del Sol, es particularmente difícil, y muchos están fuera del alcance de la primera generación de instrumentos del ELT. Una técnica llamada espectroastrometría permite medir las velocidades de rotación del gas en escalas de hasta una décima parte de la resolución espacial del instrumento. Mediante esta técnica al límite de difracción del ELT, el instrumento de segunda generación ANDES será capaz de detectar agujeros negros más pequeños y distantes, con masas de hasta 10.000 veces la masa del Sol hasta una distancia de unos 20 Mpc (por ejemplo, en el Cúmulo de Virgo).