Det eneste som virker på stjerna, er gravitasjonskraften fra det sorte hullet. Den er sentripetalkraften i sirkelbevegelsen:

En runde er $2\pi r$ lang, så $v={\displaystyle \frac{2\pi r}{T}}$:

Med $\gamma M=\mathrm{6,67}\cdot {10}^{-11}\mathrm{N}{\mathrm{m}}^2/\mathrm{k}{\mathrm{g}}^2\cdot \mathrm{1,3}\cdot {10}^{40}\mathrm{k}\mathrm{g}=\mathrm{8,67}\cdot {10}^{29}{\mathrm{m}}^3/{\mathrm{s}}^2$ blir

der $T$ er i sekunder og $r$ i meter. Massen til stjerna går ut, så rundetiden avhenger bare av massen til hullet og baneradien.

Banefarten er $v=\sqrt{{\displaystyle \frac{\gamma M}{r}}}$, så stjerna går fortere jo nærmere hullet den er. Vi må regne relativistisk når farten er en merkbar andel av lysfarten. En vanlig tommelfingerregel er $v>\mathrm{0,1}c$. Da er ${\gamma }_{\text{rel}}=1/\sqrt{1-{\mathrm{0,1}}^2}=\mathrm{1,005}$, altså et avvik på omtrent en halv prosent fra klassisk regning.

Svaret avhenger av hvilken grense vi velger. Med en strengere grense, for eksempel $v=\mathrm{0,05}c$, blir radien fire ganger så stor. Til sammenligning er radien til hendelseshorisonten $2\gamma M/c^2=\mathrm{1,9}\cdot {10}^{13}\mathrm{m}$, omtrent 50 ganger mindre.

Stjerna er så langt unna at vi ser bort fra andre krefter enn gravitasjonen fra hullet. Siden $M\gg m$, kan vi også se bort fra bevegelsen til hullet. Mekanisk energi er bevart, med $E_{\mathrm{p}}=-\gamma {\displaystyle \frac{Mm}{r}}$. Stjerna starter i ro i avstanden $r_0$ og har farten $v$ i avstanden $r_0/2$:

Farten er $\underline{\underline{\mathrm{9,3}\cdot {10}^4\mathrm{m}/\mathrm{s}}}$. Massen til stjerna går ut, så det spiller ingen rolle at den har samme masse som sola.

Bølgelengden til lyset øker på veien, altså blir lyset rødforskjøvet. Det har flere årsaker:

• Gravitasjonell rødforskyvning: Lyset sendes ut dypt nede i gravitasjonsfeltet til det sorte hullet. Ifølge den generelle relativitetsteorien går tiden langsommere nær en stor masse (jf. ekvivalensprinsippet). Sett fra en observatør langt unna har lyset derfor lavere frekvens og lengre bølgelengde enn da det ble sendt ut. Vi kan også si at fotonene mister energi, $E=hf=hc/\lambda$, når de «klatrer» ut av gravitasjonsfeltet. Effekten er stor for lys som sendes ut nær hendelseshorisonten.
• Kosmologisk rødforskyvning: Galaksen M87 ligger 53 millioner lysår unna. Universet utvider seg mens lyset er underveis, og bølgelengden strekkes ut sammen med rommet. Denne effekten er liten på så kort kosmisk avstand, men den er der.
• Dopplereffekt: Plasmaet i ringen roterer svært fort. Lys fra den delen som beveger seg mot oss, får kortere bølgelengde (blåforskyvning), og lys fra den delen som beveger seg bort fra oss, får lengre bølgelengde. Galaksen har også en egenbevegelse i forhold til oss.

Når lyset når jorda, faller det inn i jordas gravitasjonsfelt og får en svært liten blåforskyvning. Den er neglisjerbar. Totalt blir lyset som registreres, rødforskjøvet.