**궁수자리 A***은 궁수자리와 전갈자리 경계 근처, 우리 은하의 중심에 있는 밝고 작은 전파원이다. 이는 궁수자리 A로 알려져 있는 더 큰 전파원의 일부이다. 궁수자리 A*은 일반적으로 대부분의 나선 은하와 타원 은하의 중심에 있을 것으로 받아들여지는, 초대질량 블랙홀일 것으로 여겨지고 있다. 궁수자리 A* 주변을 공전하는 별 S2의 관측은 우리 은하의 중심 블랙홀의 존재를 보여주고, 그에 대한 데이터를 만드는데 이용되며, 이는 궁수자리 A*이 그 블랙홀의 위치라는 결론으로 유도된다.

## 관측 및 설명
천문학자들은 가시광선 대역에서 지구와 전파원 사이의 먼지와 가스에 의해 25등급까지 소광되는 효과 때문에, 궁수자리 A*을 관측할 수 없었다. 26,000 광년 거리에 있는 이것은 직경이 4,400만 킬로미터임을 시사한다. 비교 대상을 들자면, 지구와 태양 사이의 거리가 1억 5천만 킬로미터이고, 근일점에 있는 수성과 태양 사이의 거리가 4600만 킬로미터이다. 궁수자리 A*의 고유 운동은 대략 적경에서 연당 -2.70 밀리초, 적위에서 연당 -5.6 밀리초이다.

## 관측사
궁수자리 A*은 1974년 2월 13일 및 15일 미국국립천문대의 기선 간섭계를 이용한 천문학자 브루스 발릭과 로버트 브라운에 의해 발견되었다.

2002년 10월 16일, 막스 플랑크 지구외부 물리연구소의 라이너 쉐델(Rainer Schödel)이 이끄는 국제 천문학 연구팀은 궁수자리 A* 근처의 별 S2의 10년 동안의 운동 관측 결과를 발표했다. 연구팀의 분석에 따르면, 데이터는 궁수자리 A*이 어두운 항성 천체로 구성된 성단 또는 축퇴 페르미온 물질일 가능성을 배제하고 무거운 블랙홀에 대한 증거를 보강했다. S2의 관측으로는, 적외선 대역에서 성간소광이 줄어들기 때문에 근적외선 간섭계를 이용했다. SiO 메이저도 근적외선 및 라디오파 대역에서 관측될 수 있기 때문에, 라디오파 관측과 함께 근적외선 촬영에 함께 이용되었다. 시선을 따라 느리게 움직이는(그러한 이유로 사진에서 제거할 수 있는) 별에 대한 (근처의 다른 별과 함께)S2의 빠른 운동은 쉽게 드러났다.

또 궁수자리 A*에 대한 VLBI의 관측은 영상의 중앙에 고정될 수 있는데, 그래서 S2가 궁수자리 A*을 공전하는 것처럼 관측될 수 있었다. S2의 케플러 궤도 조사로부터, 이들은 반경이 17 광시(120 AU)보다 크지 않은 공간에 국한된, 궁수자리 A*의 질량을 260±20만 태양질량으로 측정할 수 있었다. 후에 별 S14에 관한 관측은 반경이 약 6.25 광시(45AU) 또는 67억 킬로미터보다 크지 않은 공간 내의 천체의 질량이 약 410만 태양질량임을 보여주었다. 파섹으로 측정했는데, 이는 천체의 거리 규모를 재는데 중요하다.

2004년 11월, 천문학자 연구팀은 GCIRS 13E라고 불리는, 궁수자리 A*과 3 광년 떨어진 채 공전하는 잠재적인 중간질량 블랙홀의 발견을 발표했다. 태양질량의 1,300배에 해당하는 이 블랙홀은 일곱 별의 성단 내에 있다. 이 관측은 초대질량 블랙홀이 근처의 작은 블랙홀과 별들을 흡수하여 성장하고 있다는 가설을 추가로 뒷받침할 수 있을지도 모른다.

16년 간 궁수자리 A* 근처의 별의 궤도를 관찰한 끝에, 길레센 등은 중심 천체의 질량이 431±38만 태양질량으로 측정했다. 그 결과는 2008년에 발표되었고 2009년 천체물리학 저널에 투고되었다. 연구팀의 리더인 라인하르트 겐젤은, 연구를 전달하며 "초대질량 블랙홀이 실제로 존재한다는 가장 경험적인 증거로 여겨지는 것이다. 은하 중심에서의 별의 궤도는 중심에 있는 400만 태양질량의 물질 응집체가 어떤 그럴듯한 의심의 여지도 없이 블랙홀일 것임을 보여준다."라고 말했다.

## 중심 블랙홀
궁수자리 A*의 겉보기 위치가 정확히 블랙홀에 중심을 두고 있으면, 중력 렌즈로 인해 확대되어 실제 크기보다 더 크게 보일 가능성이 있다. 상대성이론에 따르면, 중력 렌즈는 이것의 최소 크기를 적어도 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름의 5.2배 크기로 관측되게 만들 것이다. 약 400만 태양질량의 블랙홀에 대한 최소 크기는 약 52 마이크로초와 일치한다. 이는 37 마이크로초로 관측된 크기보다 훨씬 크다. 그래서 궁수자리 A*의 라디오파 방출은 블랙홀을 중심으로 두고 있지 않지만, 블랙홀의 사건의 지평선 근처 영역의 밝은 점으로부터 발생한 것임을 시사하는데, 아마 강착원반에서나 원반에서 분출된 물질의 상대론적 제트일 것이다.

궁수자리 A*의 질량은 서로 다른 두가지 방법으로 측정되었다.

천문학자들은 이러한 궁수자리 A*의 관측이, 태양계로부터 26,000 광년


엄밀히 말하면, 측정된 질량과 크기를 설명할 또다른 질량 구성체가 있긴 하지만, 그러한 구성체들은 우리 은하의 수명보다 매우 짧은 시간만에 단일 초대질량 블랙홀으로 붕괴하게 된다.

낮은 광도의 라디오파와 적외선 방출선과 마찬가지로, 블랙홀의 비교적 작은 질량은 우리 은하가 세이퍼트 은하가 아니라는 것을 의미한다.

최종적으로, 보이는 것은 블랙홀 그 자체가 아니지만 궁수자리 A*의 근처에 블랙홀의 존재가 있어야만 관측과 일치한다. 그러한 블랙홀의 경우에, 관측된 라디오파와 적외선 에너지는 수백만 도까지 가열되어 블랙홀로 떨어지고 있는 가스와 먼지에서 방출된다. 이러한 가스가 어떻게 에너지를 방출하는지에 대해서, 복사압과 다른 가스 흐름과의 상호작용과 같은 다른 가능성도 존재하지만, 무거운 중력원과의 상호작용은 이를 가장 간단하게 설명한다. 블랙홀 그 자체도 2.5×10 K 정도로 무시해도 될 온도에서 호킹 복사를 방출하는 것으로 여겨지고 있다.

유럽 우주국의 감마선 관측선 INTEGRAL은 근처의 거대 분자운 궁수자리 B2와 상호작용하여 구름에서 X-선 방출을 야기하고 있는 감마선을 관측했다. 이 방출 에너지는 약 350년 전에 궁수자리 A*가 뿜은 것으로 총광도(L≈1.5×10

## 흡수 과정에 있는 가스 구름 G2의 발견
2002년 우리 은하의 중심부 영상에서 특별한 무언가가 처음으로 포착되었다.{{저널 인용

궁수자리 A*의 평균 흡수율은 그 질량의 블랙홀에 비해 매우 작지만

그 일이 일어나기 전에는 ESO

구름이 블랙홀에 근접하는 동안, 과학자들은 "실험과 같은 느낌으로 흥미진진하다" 라고 말했고, 상호작용이 새로운 정보와 이해를 제공하는 효과를 일으키길 희망했다.

블랙홀에 대해 구름이 최대로 접근할 동안과 접근 후에는 아무것도 관측되지 않았다. 이는 "불꽃"(fireworks)이 존재하지 않았으며 "실패"(flop)를 의미한다.{{저널 인용|author1= A. M. Ghez |author2=G . Witzel |author3= B. Sitarski |author4= L. Meyer |author5=S. Yelda |author6= A. Boehle |author7=E. E. Becklin |author8= R. Campbell |author9= G. Canalizo |author10= T. Do |author11= J. R. Lu |author12= K. Matthews, M. R. Morris |author13= A. Stockton | title =Detection of Galactic Center Source G2 at 3.8 micron during Periapse Passage Around the Central Black Hole

2014년 7월 21일에 발표된 유럽 남방 천문대의 초거대 망원경(VLT) 관측에 기반한 분석은, 대안으로, 독립된 것보다는 구름이 연속적이지만 얇은 물질의 흐름 내의 빽빽한 군집일 수도 있고, 원래 예측했던 불꽃을 야기할 블랙홀을 공전하는 물질 원반에서 오는 갑작스런 돌풍보다는 일정한 미풍의 역할을 할 수도 있다고 결론내렸다. 이 가설을 뒷받침하는 것으로, G2와 거의 동일한 궤도를 가지며, 13년 전 블랙홀 근처를 통과한 구름 G1과 거기에 끌려가는 G2로 여겨지는 가스 꼬리가 일치한다. 이는 두 구름 모두 거대한 단일 가스 흐름 내의 빽빽한 군집임을 의미한다.

궁수자리 A*은 스위프트 위성의 X-선 망원경을 통해 매일 관찰할 수 있다. [http://www.swift-sgra.com 링크]