궁수자리 A*

<colbgcolor=#000> 블랙홀 Black Hole
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<colbgcolor=#fe9a2e><colcolor=#000> 궁수자리 A*의 전파 이미지. 나선 형태로 낙하하는 가스에 주목하자.
적경	<colbgcolor=#fff,#1f2023> 17h 45m 40.0409s
적위	+29˚ 0' 28.118"
별자리	궁수자리
구분	초대질량 블랙홀
형태	비활동 블랙홀
질량	4 × 10⁶ M_☉

유럽 남방 천문대(ESO)에서 촬영한 궁수자리 A*의 모습

1. 개요2. 상세3. 여담4. 관련 문서5. 둘러보기 틀

1. 개요

Sagittarius A*

궁수자리 A*(에이 스타)는 우리 은하 중심에 위치한 태양의 400만 배의 질량을 가진 초대질량 블랙홀이다.

2. 상세

워낙 질량이 커서 주변에 있는 별들이 매우 빠른 속도로 공전을 하고 있다.

현재는 성장이 거의 한계에 다다랐는지 질량에 비해서 거의 활동을 하지 않는 상태이다.

또 2000년대에 접어들면서 중심핵 가까이에서 궁수자리 A*와 서로 공전하는 중간 크기의 블랙홀[1]을 하나 더 확인했다. 이 블랙홀은 태양 질량의 약 1300배 정도 되는 질량을 가지고 약 3광년의 거리에서 공전하고 있다. 이 중간질량 블랙홀을 7개 정도의 항성이 둘러싸서 블랙홀 주위를 공전하고있다. 천문학계에서는 이를 과거에 우리 은하가 다른 작은 은하를 잡아먹은 증거로 생각한다.

지구에서 가장 가까운 곳에 있는 거대 블랙홀[2]이고, 지구에서 봤을 때 시직경도 가장 클 것으로 예상되기에 역사상 최초로 블랙홀의 사건의 지평선을 직접 관측하려는 시도가 이루어지고 있다.
현재까지 인류가 얻을 수 있는 최대의 분해능을 발휘할 수 있는 방법인 전파 망원경 간섭계를 활용하며, 계획대로라면 2017년 내로 이 블랙홀의 본체를 볼 수 있을 것으로 예상되었지만 2019년 4월 국내참여 연구진에 따르면 2017년에 관측 자체는 성공했으나, 거리가 첫 관측한 M87에 비해 거리가 가까워 주변 영향에 따른 영향 등을 분석해야 하고, 자료가 부족할 경우를 대비해 2020년에 한 번 더 관측하기 위한 제안서를 EHT에 제출했으며, 언제 공개할 수 있을지 4월 시점에서는 확정짓기 어렵다고 밝혔다.

2022년에 가스구름으로 인한 전파 산란을 제거해서 관측한 결과 블랙홀의 원형에 가깝다고 하는데, 어째선지 자전축이 은하 위가 아닌 지구 쪽을 향하고 있다고 한다.[3]#, # 궁수자리 A* 자체가 활동하는 블랙홀이 아니기 때문에 제트 같은 구조는 발견되지 않고 있다.

EHT(Event Horizon Telescope)가 포착해 낸 궁수자리 A* 중심부 블랙홀의 화상 이미지

2022년 5월 12일, 마침내 우리 은하 중심 블랙홀 이미지도 포착하는 데 성공하였다. 인류가 최초로 관측에 성공한 블랙홀 이미지인 M87의 화상과 비교해 보면 도플러 효과가 일어나는 부분이 다르다는 것을 확인할 수 있다. 이로서 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 또다시 건재하다는 것이 드러났다. # # #

3. 여담

4. 관련 문서

5. 둘러보기 틀

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<colbgcolor=white,#1c1d1f> HD 165185	HD 166937	HD 168454	HD 170693
HD 171391	HD 173669	HD 174160	HD 176803
HD 177196	HD 179324	HD 180554	HD 181475
HD 182564	HD 184930	HD 186200	HD 188310
HD 189888	피스톨 별	-	-

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[ 심원천체 ]

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파일:Sagittarius-A-supermassive-black-hole.webp

궁수자리 A*^O
삼렬 성운 ^N	석호 성운 ^N	메시에 28 ^S	메시에 22 ^S
남두육성 ^O
S: 성단, N: 성운, G: 은하, O: 기타 천체, ?: 불명

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틀:별자리 · 궁수자리 · 천문학 관련 정보

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[1] 명칭은 GCIRS 13E이다.[2] 거리는 약 26000광년.[3] 세이퍼트 은하와 같은 AGN의 조사에서도 제트 및 강착원반과 먼지 토러스의 방향이 은하면과 완전히 다른 각도로 누워있는 사례가 여럿 알려져 있다. 이는 블랙홀 및 주변 구조는 은하의 팽대부 크기나 원반 두께에 비해 매우 작은 구조이기 때문에, 은하 각운동량의 영향을 크게 받을 요인이 미약하기 때문이다.