{{위키데이터 속성 추적}}
{{은하 정보
| 이름 = 궁수자리 A*
| 그림 = File:Sag A*.jpg
| 그림설명 = 이벤트 허라이즌 텔레스코프로 관측한 궁수자리 A*의 그림자.
| 별자리 = [[궁수자리]]
| 적경 = {{RA|17|45|40.049}}
| 적위 = {{DEC|-29|00|28.118}}<ref>[[#Reid|Reid and Brunthaler 2004]]</ref>
| 은하좌표 = 359.9443-00.0462
| 질량 = (4.31 ± 0.38) × 10<sup>6</sup>{{태양질량}}<ref name=Gillessen /></br>(4.1 ± 0.6) × 10<sup>6</sup>{{태양질량}}<ref name="Ghez08" />
| 적색편이 = 
| 거리 = 25,900 ± 1,400 [[광년]]</br>(7,940 ± 420 [[파섹]])<ref>[[#Eisenhauer|Eisenhauer ''et al.'' 2003]], § 3.1</ref>
| 형태 = [[초대질량 블랙홀]]
| 크기 = 
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| 주석 =
| 명칭 = 
}}
[[파일:Chandra image of Sgr A.jpg|섬네일|[[찬드라 엑스선 관측선|찬드라 X-선 관측선]]의 궁수자리 A* 사진.]]

'''궁수자리 A*'''(궁수자리 A별, {{llang|en|Sagittarius A*}}, '''Sgr A*''')은 [[궁수자리]]와 [[전갈자리]] 경계 근처, [[우리 은하]]의 [[은하핵|중심]]에 있는 밝고 작은 전파원이다. 이는 [[궁수자리 A]]로 알려져 있는 더 큰 전파원의 일부이다. 궁수자리 A*은 일반적으로 대부분의 [[나선 은하]]와 [[타원 은하]]의 중심에 있을 것으로 받아들여지는, [[초대질량 블랙홀]]일 것으로 여겨지고 있다.<ref>[[#Reynolds|Reynolds 2008]]</ref> 궁수자리 A* 주변을 공전하는 별들 ([[S2 (항성)|S2]]등 약 47개의 별)의 관측은 우리 은하의 중심 [[블랙홀]]의 존재를 보여주고, 그에 대한 데이터를 만드는데 이용되며, 이는 궁수자리 A*이 그 블랙홀의 위치라는 결론으로 유도된다.<ref name="Henderson" />

== 관측 및 설명 ==

[[천문학자]]들은 [[가시광선]] 대역에서 지구와 전파원 사이의 먼지와 가스에 의해 25[[겉보기 등급|등급]]까지 [[소광]]되는 효과 때문에, 궁수자리 A*을 관측할 수 없었다.<ref name="Osterbrock">[[#Osterbrock|Osterbrock and Ferland 2006]], p. 390</ref> 일부 연구팀은 [[초장기선 간섭계]](VLBI)를 이용하여 [[라디오파]] 대역에서 궁수자리 A*의 영상을 얻으려고 시도했다. 1.3 mm의 파장대에서 이루어지는 현존 최고해상도의 측량에서, [[시지름]] 37 마이크로초에 해당하는 전파원이 드러난다.<ref name="EHS" /> 26,000 [[광년]] 거리에 있는 이것은 직경이 4,400만 [[킬로미터]]임을 시사한다. 비교 대상을 들자면, 지구와 태양 사이의 거리가 1억 5천만 킬로미터이고, [[근일점]]에 있는 [[수성]]과 태양 사이의 거리가 4600만 킬로미터이다. 궁수자리 A*의 [[고유 운동]]은 대략 [[적경]]에서 연당 -2.70 [[초 (각도)|밀리초]], [[적위]]에서 연당 -5.6 [[초 (각도)|밀리초]]이다.<ref>[[#Backer|Backer and Sramek 1999]], § 3</ref>

== 관측사 ==

궁수자리 A*은 1974년 2월 13일 및 15일 [[미국국립천문대]]의 기선 간섭계를 이용한 천문학자 브루스 발릭과 로버트 브라운에 의해 발견되었다.<ref>[[#Melia|Melia 2007]], p. 2</ref> 궁수자리 A*이라는 이름은 브라운이 지은 것으로, 전파원이 "들떠있기"(exciting) 때문인데, [[들뜬 상태]]의 [[원자]]는 [[별표]]를 의미하기 때문에 그렇게 이름 붙여졌다.<ref>http://arxiv.org/abs/astro-ph/0305074</ref>

2002년 10월 16일, [[막스 플랑크 지구외부 물리연구소]]의 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 [[축퇴물질|축퇴 페르미온]] 물질일 가능성을 배제하고 무거운 블랙홀에 대한 증거를 보강했다.<ref>[[#Schodel|Schödel ''et al.'' 2002]]</ref> S2의 관측으로는, [[적외선]] 대역에서 성간소광이 줄어들기 때문에 [[근적외선]] [[간섭계]]([[K 밴드]], 즉 2.2 마이크로미터에서)를 이용했다. SiO [[메이저]]도 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 [[천문단위|AU]])보다 크지 않은 공간에 국한된, 궁수자리 A*의 질량을 260±20만 [[태양질량]]으로 측정할 수 있었다.<ref>[[#Ghez03|Ghez ''et al.'' 2003]]</ref> 후에 별 S14에 관한 관측은 반경이 약 6.25 광시(45AU) 또는 67억 킬로미터보다 크지 않은 공간 내의 천체의 질량이 약 410만 태양질량임을 보여주었다.<ref name="Ghez08"/> 또 이들은 지구에서 은하 중심(우리 은하의 회전 중심)까지의 거리를 8.0±0.6×10<sup>3</sup> [[파섹]]으로 측정했는데, 이는 천체의 거리 규모를 재는데 중요하다.

2004년 11월, 천문학자 연구팀은 [[GCIRS 13E]]라고 불리는, 궁수자리 A*과 3 광년 떨어진 채 공전하는 잠재적인 [[중간질량 블랙홀]]의 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 저널]]에 투고되었다.<ref name="Gillessen">[[#Gillessen|Gillessen ''et al.'' 2009]]</ref> 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.<ref>[[#ONeill|O'Neill 2008]]</ref>

== 중심 블랙홀 ==
[[파일:Galactic centre orbits.svg|섬네일|300px|우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀 후보 궁수자리 A* 근처의 여섯 별의 추정 궤도.<ref name="Eisenhauer">{{저널 인용|last=Eisenhauer|first=F.|저자표시=et al. |title=SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month|journal=The Astrophysical Journal|date= 2005년 7월 20일|issue=628|pages=246–259| url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/628/1/246/62163.text.html}}</ref>]]
[[파일:Pointing X-ray Eyes at our Resident Supermassive Black Hole.jpg|섬네일|300px|[[NuSTAR]]는 최초로 고에너지 X-선 대역에서 우리 은하의 심장에 있는 초대질량 블랙홀에 초점을 맞춘 모습을 촬영했다.]]

궁수자리 A*의 겉보기 위치가 정확히 블랙홀에 중심을 두고 있으면, [[중력 렌즈]]로 인해 확대되어 실제 크기보다 더 크게 보일 가능성이 있다. [[상대성이론]]에 따르면, 중력 렌즈는 이것의 최소 크기를 적어도 블랙홀의 [[슈바르츠실트 반지름]]의 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 [[강착원반]]에서나 원반에서 분출된 물질의 [[상대론적 제트]]일 것이다.<ref name="EHS">[[#Doeleman|Doeleman ''et al.'' 2008]]</ref>

궁수자리 A*의 질량은 서로 다른 두가지 방법으로 측정되었다.

# 독일과 미국의 두 연구팀은 블랙홀과 매우 가까이 있는 각각의 별들의 공전을 관찰했고 궤도에 둘러싸인 질량을 측정하기 위해 [[케플러의 법칙]]을 사용했다. 독일 연구팀은 그 질량을 431만±38만 [[태양질량]]으로 측정했고,<ref name="Gillessen"/> 미국 연구팀은 410±60만 [[태양질량]]으로 측정했다.<ref name="Ghez08"/> 주어진 질량은 직경 4,400만 km 구의 안속에 국한된 것으로, 이는 이전의 측정보다 밀도가 10배나 큼을 의미한다.
# 더 최근에, 블랙홀으로부터 대략 1 [[파섹]] 내의 수천 개의 별의 표본의 고유 운동 측정값을 [[통계역학]]에 적용하여 블랙홀의 질량 측정과 이 영역에 분포된 질량까지 산출했다. 블랙홀의 질량은 각 궤도로부터 측정된 값과 일치했고, 분포된 질량은 100만±50만 태양질량으로 측정했다.<ref>[[#Schodel2|Schödel ''et al.'' 2009]]</ref> 후자는 별과 [[밀집성|별의 잔해]]로 구성되어 있을 것으로 여겨지고 있다.

천문학자들은 이러한 궁수자리 A*의 관측이, [[태양계]]로부터 26,000 [[광년]]<ref name="Henderson">{{뉴스 인용|url=http://www.timesonline.co.uk/tol/news/uk/science/article5316001.ece|title=Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way|last=Henderson|first=Mark|date=2008년 12월 9일|publisher=Times Online|accessdate=2009-05-17|archive-date=2008-12-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20081216235509/http://www.timesonline.co.uk/tol/news/uk/science/article5316001.ece|url-status=}}</ref> 떨어져 있는 우리 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있다는 것에 대한 좋은 경험적인 증거를 제공하고 있다고 확신하고 있다. 그 이유는 다음과 같다.

* 별 [[S2 (항성)|S2]]는 15.2년 주기로 중심 천체의 중심으로부터의 [[장축단|근점거리]](가장 가까운 거리)가 17 [[광시]](1.8×10<sup>13</sup> [[미터|m]])인 [[타원]] 궤도를 따라 움직이고 있다.<ref>{{저널 인용|first=R. |last=Schödel |저자표시=et al.  |date= 2002년 10월 17일 |title=A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way |journal=Nature |volume=419 |issue=  6908|pages=694–696 | doi= 10.1038/nature01121 |arxiv=astro-ph/0210426 |pmid=12384690|bibcode = 2002Natur.419..694S }}
</ref>

* 별 S2의 운동으로부터, 천체의 질량을 410만 [[태양질량]]으로 측정할 수 있다.<ref name="Ghez08">{{저널 인용
 | author = Ghez, A. M.
 | 저자표시 = et al.
 | title = Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits
 | journal = Astrophysical Journal
 | date = December 2008
 | volume = 689 | issue = 2 | pages = 1044–1062
 | arxiv= 0808.2870
 | bibcode = 2008ApJ...689.1044G
 | doi = 10.1086/592738
}}</ref> ([[슈바르츠실트 반지름]]은 0.08 [[천문단위|AU]] 또는 태양의 반지름의 17배에 해당한다)

* 중심 천체의 반지름은 17 광시보다 상당히 작아야 한다. 그렇지 않으면 S0-16이 중심 천체와 충돌할 것이기 때문이다. 사실, 최근 관측<ref name="Ghez05">{{저널 인용|last=Ghez |first=A. M. |author2=Salim, S. |author3=Hornstein, S. D. |author4=Tanner, A. |author5=Lu, J. R. |author6=Morris, M. |author7=Becklin, E. E. |author8= Duchêne, G.  |title=Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole |journal=The Astrophysical Journal |volume=620 |issue=2 |pages=744–757 |date=May 2005  |arxiv=astro-ph/0306130 |doi=10.1086/427175|bibcode = 2005ApJ...620..744G }}</ref>은 반지름이 [[천왕성]]의 궤도의 직경 정도인 6.25 [[광시]](45 [[천문단위|AU]])보다 작음을 시사한다. 한계 밀도는 8.55×10<sup>36</sup> kg / 1.288×10<sup>39</sup> m<sup>3</sup> = 0.0066 kg/m<sup>3</sup>이다.

* 작은 공간에 410만 태양질량을 포함할 수 있는 것으로 널리 가설화된 유형의 천체는 블랙홀 뿐이다.

엄밀히 말하면, 측정된 질량과 크기를 설명할 또다른 질량 구성체가 있긴 하지만, 그러한 구성체들은 [[우리 은하]]의 수명보다 매우 짧은 시간만에 단일 초대질량 블랙홀으로 붕괴하게 된다.<ref name="EHS" />

낮은 광도의 라디오파와 적외선 방출선과 마찬가지로, 블랙홀의 비교적 작은 질량은 우리 은하가 [[세이퍼트 은하]]가 아니라는 것을 의미한다.<ref name="Osterbrock"/>

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, [[복사압]]과 다른 가스 흐름과의 상호작용과 같은 다른 가능성도 존재하지만, 무거운 중력원과의 상호작용은 이를 가장 간단하게 설명한다.<ref>[[#Wheeler|Wheeler 2007]], p. 224</ref> 블랙홀 그 자체도 2.5×10<sup>-14</sup> [[켈빈|K]] 정도로 무시해도 될 온도에서 [[호킹 복사]]를 방출하는 것으로 여겨지고 있다.

{| class="wikitable"
|+궁수자리 A*을 궤도로 도는 별의 [[궤도 요소]]<ref>{{저널 인용| url=http://www.astrophysicsspectator.com/tables/MilkyWayCentralStars.html| title=Orbital Parameters of Stars Orbiting Sgr A<sup>*</sup>| issue= 4.10| date= 2007년 7월 11일| journal= The Astrophysics Spectator}}</ref>
|-
! 별
! 별명
! 장반경 (″)
! 장반경 (AU)
! 이심률
! 주기 (년)
! 역기점 (날짜)
! 참조
|-
| [[S1 (항성)|S1]]
| S0-1
| 0.412±0.024
|3300±190
|0.358±0.036
|94.1±9.0
|2002.6±0.6
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|[[S2 (항성)|S2]]
|S0-2
|0.1226±0.0025
|980±20
|0.8760±0.0072
|15.24±0.36
|2002.315±0.012
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|
|
|
|919±23
|0.8670±0.0046
|14.53±0.65
|2002.308±0.013
|<ref name="Ghez05"/>
|-
|[[S8 (항성)|S8]]
|S0-4
|0.329±0.018
|2630±140
|0.927±0.019
|67.2±5.5
|1987.71±0.81
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|[[S12 (항성)|S12]]
|S0-19
|0.286±0.012
|2290±100
|0.9020±0.0047
|54.4±3.5
|1995.628±0.016
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|
|
|
|1720±110
|0.833±0.018
|37.3±3.8
|1995.758±0.050
|<ref name="Ghez05"/>
|-
|[[S13 (항성)|S13]]
|S0-20
|0.219±0.058
|1750±460
|0.395±0.032
|36±15
|2006.1±1.4
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|[[S14 (항성)|S14]]
|S0-16
|0.225±0.022
|1800±180
|0.9389±0.0078
|38±5.7
|2000.156±0.052
|<ref name="Eisenhauer"/>
|-
|
|
|
|1680±510
|0.974±0.016
|36±17
|2000.201±0.025
|<ref name="Ghez05"/>
|-
| [[S0-102]]
| S0-102
| 
|
|0.68±0.02
|11.5±0.3
|2009.5±0.3
|<ref>{{웹 인용|title=The Shortest Known Period Star Orbiting our Galaxy’s Supermassive Black Hole|last=Meyer|first=L.|author2=A. M. Ghez |author3=R. Schödel |author4=S. Yelda |author5=A. Boehle |author6=J. R. Lu |author7=T. Do |author8=M. R. Morris |author9=E. E. Becklin |author10=K. Matthews |date= 2012년 10월 4일|accessdate= 2012년 10월 6일|url=http://arxiv.org/pdf/1210.1294v1.pdf}}</ref>
|}

[[유럽 우주국]]의 감마선 관측선 [[INTEGRAL]]은 근처의 [[거대 분자운]] [[궁수자리 B2]]와 상호작용하여 구름에서 X-선 방출을 야기하고 있는 감마선을 관측했다. 이 방출 에너지는 약 350년 전에 궁수자리 A*가 뿜은 것으로 총[[광도]](L≈1.5×10<sup>39</sup> erg/s)는 현재 궁수자리 A*에서 분출되는 것보다 백만 배 강한 것으로 측정된다. 이는 일반적인 [[활동은하핵|AGN]]에 견줄만하다.<ref name=hubble050127>{{뉴스 인용| author=Staff | date= 2005년 1월 28일 | title=Integral rolls back history of Milky Way's super-massive black hole | publisher=Hubble News Desk | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Integral/SEMSKPO3E4E_0.html | accessdate=2007-10-31 }}</ref><ref name=revnivtsev2004>{{저널 인용| author=M. G. Revnivtsev |저자표시=et al. | title=Hard X-ray view of the past activity of Sgr A* in a natural Compton mirror | journal=Astronomy and Astrophysics | year=2004 | volume=425 | pages=L49-L52 | bibcode=2004A&A...425L..49R | doi=10.1051/0004-6361:200400064| arxiv=astro-ph/0408190}}</ref> 이 결론은 2011년에 [[스자쿠 위성]]을 통해 은하 중심을 관측한 일본인 천문학자에 의해 뒷받침 되었다.<ref name=nobukawa2011>{{저널 인용| author=M. Nobukawa |저자표시=et al. | title=New Evidence for High Activity of the Supermassive Black Hole in our Galaxy | journal=The Astrophysical Journal Letters | year=2011 | volume=739 | pages=L52 | bibcode=2011ApJ...739L..52N | doi=10.1088/2041-8205/739/2/L52| arxiv=1109.1950}}</ref>

== 흡수 과정에 있는 가스 구름 G2의 발견 ==

2002년 우리 은하의 중심부 영상에서 특별한 무언가가 처음으로 포착되었다.<ref name="Matson">{{웹 인용|last=Matson|first=John|title=Gas Guzzler: Cloud Could Soon Meet Its Demise in Milky Way's Black Hole|url=https://www.llnl.gov/news/newsreleases/2012/Oct/NR-12-10-07.html|publisher=Scientific American|accessdate=2012-10-30|보존url=https://web.archive.org/web/20130619093354/https://www.llnl.gov/news/newsreleases/2012/Oct/NR-12-10-07.html|보존날짜=2013-06-19|url-status=dead}}</ref> 그것은 2012년에 [[네이쳐|네이쳐지]]에 게재된 논문에서, 궁수자리 A*의 강착영역으로 진입하는 것 같다고 확인된 가스 구름 G2이다.<ref name="Gillessen 2012 51–54">{{저널 인용|last=Gillessen|first=S|author2=Genzel|author3=Fritz|author4=Quataert|author5=Alig|author6=Burkert|author7=Cuadra|author8=Eisenhauer|author9=Pfuhl|author10=Dodds-Eden|author11=Gammie|author12=Ott|title=A gas cloud on its way towards the supermassive black hole at the Galactic Centre|journal=Nature|date= 2012년 1월 5일|volume=481|pages=51–54|doi=10.1038/nature10652|url=http://www.nature.com/nature/journal/v481/n7379/full/nature10652.html}}</ref> G2의 궤도의 예측은, 구름이 2014년 초에 블랙홀에 가장 가깝게 접근할 것임을 시사한다. 이때 가스 구름은 블랙홀으로부터 사건의 지평선의 반지름의 3,000배(또는 ≈260 AU, 36 광시) 정도의 거리에 있을 것이다. G2와 블랙홀에 미칠 영향에 관해서는 주장이 각자 다르다. G2는 2009년부터 파괴 중인 것으로 관측되어 왔고,<ref name="Gillessen 2012 51–54"/> 접근에 의해 완벽하게 파괴되어 순간적으로 상당한 X-선 및 다른 방출선의 방출을 야기할 것으로 예측되었다. 이에 대해 다른 천문학자들은 가스 구름이 어두운 별을 가리고 있거나, 심지어 궁수자리 A*의 조석력과는 대조적으로 구름을 유지하며 어떤 효과도 없이 온전하게 스쳐 지나갈 항성 질량의 블랙홀일 수도 있다고 주장했다.<ref name="Matson"/> 2013년 5월에는 구름 그 자체의 조석 효과 뿐만 아니라, 최근에는 구름의 [[장축단|근점거리]] 위치에 앞서, G2는 우리 은하의 중심부 근처를 공전하는 것으로 여겨지는 블랙홀과 [[중성자성]] 개체와 복합적인 근접 경험이 있을지도 모른다고 발표되었다.<ref name=Bartos>{{저널 인용
|last1=Bartos
|first1=Imre
|last2=Haiman
|first2=Zoltán
|last3=Kocsis
|first3=Bence
|last4=Márka
|first4=Szabolcs
|title=Gas Cloud G2 Can Illuminate the Black Hole Population Near the Galactic Center
|journal=Physical Review Letters
|date=May 2013
|volume=110
|issue=22
|pages=221102 (5 pages)
|doi=10.1103/PhysRevLett.110.221102
|url=http://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.110.221102
|arxiv=1302.3220
|bibcode=2013PhRvL.110v1102B}}</ref> 이러한 근접은 우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀 근처의 영역에 대한 몇가지 이해를 제공할 수도 있다.<ref name=Geometry>{{저널 인용
|last1=de la Fuente Marcos
|first1=R.
|last2=de la Fuente Marcos
|first2=C.
|title=Colliding with G2 near the Galactic Centre: a geometrical approach
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters]]
|date=August 2013
|volume=435
|issue=1
|pages=L19-L23
|doi=10.1093/mnrasl/slt085
|url=http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/435/1/L19
|arxiv=1306.4921
|bibcode=2013MNRAS.435L..19D }}</ref>

궁수자리 A*의 평균 흡수율은 그 질량의 블랙홀에 비해 매우 작지만<ref>{{저널 인용|last=Morris|first=Mark|title=Astrophysics: The Final Plunge|journal=Nature|date= 2012년 1월 4일|volume=481|pages=32–33|doi=10.1038/nature10767|url=http://www.nature.com/nature/journal/v481/n7379/full/nature10767.html}}</ref>, 지구와 매우 가깝기 때문에 관측할 수 있었다. 이 G2의 통과는 초대질량 블랙홀이 어떻게 물질을 흡수하는지에 대해 엄청난 학습을 할 수 있는 기회를 제공할 것이다. 몇몇 천문기관들은 [[XMM-뉴턴|XMM]], [[장기선 간섭계|EVLA]], [[INTEGRAL]], [[스위프트 감마선 폭발 임무|스위프트]], [[페르미 우주 망원경|페르미]] 및 [[초거대망원경|VLT]]와 [[켁 망원경|켁]]을 통해 최대 근접을 관측했다.<ref>{{웹 인용|last=Gillessen|title=Wiki Page of Proposed Observations of G2 Passage|url=https://wiki.mpe.mpg.de/gascloud/ProposalList|accessdate= 2012년 10월 30일}}</ref>

그 일이 일어나기 전에는 [[유럽 남방 천문대|ESO]]<ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1151/ ESO press release on simulations of passage of gas cloud, 14 December 2011]</ref>와 [[로렌스 리버모어 국립 연구소]](LLNL)의 연구팀에 의해 근접통과 시뮬레이션이 만들어지기도 했다.<ref>{{웹 인용 |url=https://www.llnl.gov/news/newsreleases/2012/Oct/NR-12-10-07.html |제목=LLNL press release on simulations of passage of gas cloud, 7 October 2012 |확인날짜=2014-09-21 |보존url=https://web.archive.org/web/20130619093354/https://www.llnl.gov/news/newsreleases/2012/Oct/NR-12-10-07.html |보존날짜=2013-06-19 |url-status=dead }}</ref>

구름이 블랙홀에 근접하는 동안, 과학자들은 "실험과 같은 느낌으로 흥미진진하다" 라고 말했고, 상호작용이 새로운 정보와 이해를 제공하는 효과를 일으키길 희망했다.<ref>[http://www.space.com/25665-doomed-space-cloud-giant-black-hole.html space.com, Doomed Space Cloud Nears Milky Way's Black Hole as Scientists Watch, 28 April 2014] "Cosmic encounter that might reveal new secrets on how such supermassive black holes evolve"; "We get to watch it unfolding in a human lifetime, which is very unusual and very exciting"</ref>

블랙홀에 대해 구름이 최대로 접근할 동안과 접근 후에는 아무것도 관측되지 않았다. 이는 "불꽃"(fireworks)이 존재하지 않았으며 "실패"(flop)를 의미한다.<ref name=nature140721/> UCLA 은하 중심 연구팀은 2014년 3월 19일과 20일에 얻은 관측을 발표했다. G2는 구름이 중심의 별을 가질 가능성이 있다는 단순한 가스 구름 가설의 예측과는 대조적으로, 아직도 상호작용 중이다.<ref>{{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
 | journal =The Astronomer's Telegram
 | volume =
 | issue =6110
 | date = 2014년 5월 2일
 | url =http://www.astronomerstelegram.org/?read=6110
 | accessdate = 2014년 5월 3일}}</ref>

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.<ref name=nature140721>[http://www.nature.com/news/why-galactic-black-hole-fireworks-were-a-flop-1.15591 Nature journal:Why galactic black hole fireworks were a flop, 21 July 2014]</ref>

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

{{multiple image
| align     = left
| direction = horizontal
| image1    = Simulation of gas cloud being ripped apart by the black hole at the centre of the Milky Way.ogv
| width1    = 200
| alt1      =
| caption1  = 2011년에 발견된, 우리 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 가까이를 통과할 가스 구름을 보여주는 시뮬레이션 영상.
}}
{{-}}

== 각주 ==
{{각주|3}}

== 더 읽어보기 ==
* {{저널 인용| author1 = Backer, D. C.| author2 = Sramek, R. A. | title = Proper Motion of the Compact, Nonthermal Radio Source in the Galactic Center, Sagittarius A* | journal = [[The Astrophysical Journal]] | volume = 524 | issue = 2 | pages = 805&ndash;815 | date = 1999년 10월 20일 | doi = 10.1086/307857 | bibcode=1999ApJ...524..805B}}
* {{저널 인용| author = Doeleman, Sheperd |저자표시=et al.  | title = Event-horizon-scale structure in the supermassive black hole candidate at the Galactic Centre | journal = [[네이처|Nature]] | volume = 455 | pages = 78&ndash;80 | date = 2008년 9월 4일 | doi = 10.1038/nature07245 | pmid = 18769434 | issue = 7209 | bibcode=2008Natur.455...78D}}
* {{서적 인용| author1 = Eckart, A.| author2 = Schödel, R.| author3 = Straubmeier, C. | title = The Black Hole at the Center of the Milky Way | publisher = Imperial College Press | location = London | year = 2005}}
* {{저널 인용| author = Eisenhauer, F. |저자표시=et al.  | title = A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center | date = 2003년 10월 23일 | journal = The Astrophysical Journal | doi = 10.1086/380188 | pages = L121&ndash;L124 | issue = 2 | volume = 597 | bibcode=2003ApJ...597L.121E | arxiv=astro-ph/0306220}}
* {{저널 인용| author = Ghez, A. M. |저자표시=et al.  | date = 2003년 3월 12일 | title = The First Measurement of Spectral Lines in a Short-Period Star Bound to the Galaxy’s Central Black Hole: A Paradox of Youth | journal = The Astrophysical Journal | volume = 586 | issue = 2 | pages = L127&ndash;L131 | doi = 10.1086/374804 | bibcode=2003ApJ...586L.127G}}
* {{저널 인용
 | author = Ghez, A. M.
 | 저자표시 = et al.
 | title = Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits
 | journal = Astrophysical Journal
 | id= 
 | date = December 2008
 | volume = 689
 | issue = 2
 | pages = 1044–1062
 | doi = 10.1086/592738
 | bibcode = 2008ApJ...689.1044G
 | arxiv=0808.2870}}
* {{저널 인용|last=Gillessen |first=Stefan |authorlink= |저자표시=et al. |date = 2009년 2월 23일 |title=Monitoring stellar orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center |journal=The Astrophysical Journal |volume=692 |issue= 2|pages=1075–1109 |doi = 10.1088/0004-637X/692/2/1075 |bibcode=2009ApJ...692.1075G }}
* {{서적 인용| author = Melia, Fulvio | title = The Galactic Supermassive Black Hole | url = https://archive.org/details/galacticsupermas0000meli | publisher = Princeton University Press | year = 2007 | isbn = 0-691-13129-5 | location = Princeton}}
* {{뉴스 인용| author = O'Neill, Ian | title = Beyond Any Reasonable Doubt: A Supermassive Black Hole Lives in Centre of Our Galaxy | url = http://www.universetoday.com/2008/12/10/beyond-any-reasonable-doubt-a-supermassive-black-hole-lives-in-centre-of-our-galaxy/ | publisher = Universe Today | date = 2008년 12월 10일 }}
* {{서적 인용| author1 = Osterbrock, Donald E.| author2 = Ferland, Gary J. | title = Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei | url = https://archive.org/details/astrophysicsofga0000oste| edition = 2nd | publisher = University Science Books | year = 2006 | isbn = 1-891389-34-3}}
* {{저널 인용| author = Reid, M.J. |author2=Brunthaler, A.  | year = 2004 | journal = Astrophysical Journal | volume = 616 | pages = 872&ndash;884 | bibcode = 2004ApJ...616..872R| url = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=SGR+A*&NbIdent=1 |title=Sgr A* -- Radio-source }}
* {{저널 인용| author = Reynolds, C. | title = Astrophysics: Bringing black holes into focus | journal = Nature | volume = 455 | pages = 39&ndash;40 | date = 2008년 9월 4일 | doi = 10.1038/455039a | pmid = 18769426 | issue = 7209 | bibcode=2008Natur.455...39R}}
* {{저널 인용| author = Schödel, R. |저자표시=et al.  | title = A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way | date = 2002년 10월 17일 | journal = Nature | volume = 419 | pages = 694&ndash;696 | doi = 10.1038/nature01121 | pmid = 12384690 | issue = 6908 | bibcode=2002Natur.419..694S}}
* {{저널 인용| last = Schödel | first = R. | last2 = Merritt | first2 = D. | last3 = Eckart | first3 = A. | title = The nuclear star cluster of the Milky Way: Proper motions and mass | date = July 2009 | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 502 | issue = 1 | pages = 91&ndash;111 | bibcode = 2009A&A...502...91S | doi = 10.1051/0004-6361/200810922 }}
* {{서적 인용|title=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe|url=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6|author=Wheeler, J. Craig|publisher=Cambridge University Press|location=Cambridge, UK|year=2007|edition=2nd|isbn=0-521-85714-7}}

== 외부 링크 ==
* [https://web.archive.org/web/20070103022621/http://video.google.com/videoplay?docid=6199067060728714818 UCLA 교수진의 궁수자리 A* 연구 발표] (동영상)
* [http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/ UCLA 은하 중심 연구팀 - 최신 결과] 2009/12/8 검색
* [http://arxiv.org/abs/0808.2624 우리 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 있을까? (arxiv 견본 인쇄)]
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306130 2004년 일곱 별의 궤도를 이용한 중심 블랙홀의 질량 측정 논문 (arxiv 견본 인쇄)]
* [http://www.eso.org/public/archives/videos/old_video/eso0226a.mpg 공전 중인 별에 대한 ESO 영상 클립] (533 KB MPEG 동영상)
* [https://web.archive.org/web/20051025013223/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-17-02.html 무거운 우리 은하의 중심부에 대해 17 광시까지 접근하여 공전하는 별] [[유럽 남방 천문대|ESO]] 기관 공식 발표, 2002년 10월 16일
* [https://web.archive.org/web/20060904140550/http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/index.php 애니메이션과 은하 중심에 관한 막스 플랑크 연구소 홈페이지]
* [http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0408107 궁수자리 A*의 고유 운동과 질량] (PDF)
* [http://www.nrao.edu/pr/1998/bhole/ NRAO 기사] 궁수자리 A*의 VLBI 전파 영상에 관하여

{{궁수자리}}
{{우리 은하}}
{{블랙홀}}

{{전거 통제}}

[[분류:1974년 발견한 천체]]
[[분류:궁수자리]]
[[분류:우리은하]]
[[분류:은하중심]]
[[분류:초대질량 블랙홀]]