좌표: 17 45hm 40.0409s, -29° 0' 28.118

궁수자리 A*

Sagittarius A*
이 기사는 블랙홀에 관한 기사입니다.주변 영역은 궁수자리 A를 참조하십시오.
궁수자리 A*

2017년 이벤트 지평선 망원경으로 촬영한 궁수자리 A*, 2022년 공개
관측자료
에포크J2000이쿼녹스J2000
콘스텔레이션 궁수자리
우등승 17h 45m 40.0409s
점괘 -29°0' 28.[1]118
세부 사항
덩어리8.26x10kg36
(4.154±0.014)x106[2] M☉
측성학
거리 26673±42[2]리의
(8178±13[2]pc)
데이터베이스 참조
심배드데이터.

Sagittarius A* (/ˈeɪ stɑːr/ AY star), abbreviated Sgr A* (/ˈsædʒ ˈeɪ stɑːr/ SAJ AY star[3]), is the supermassive black hole[4][5][6] at the Galactic Center of the Milky Way.이 별은 황도에서 남쪽으로 약 5.6° 떨어진 궁수자리와 전갈자리의 경계 근처에 위치해 있으며,[7] 나비 성단(M6)과 전갈자리 람다에 시각적으로 가깝습니다.

그 물체는 밝고 아주 작은 천체 전파원입니다.궁수자리 A*라는 이름은 역사적인 이유에서 따온 것입니다.1954년 존 D.[8] 크라우스(Kraus), 시엔칭 코(Shien-Ching Ko), 션 매트(Sean Matt)는 오하이오 주립 대학교 전파 망원경으로 식별한 전파원을 250MHz로 나열했습니다.그들은 이 소스들을 별자리별로 배열한 다음 각 별자리 내에서 밝기 순서대로 대문자를 할당했고, A는 별자리 내에서 가장 밝은 전파원을 나타냅니다.별표 *는 나중에 추가된 것으로, 별표로 표시된 들뜬 상태 원자에 대한 명명법과 병행하여 [9]발견된 것이 "흥분 상태"로 간주되었기 때문에 추가되었습니다(예를 들어 헬륨의 들뜬 상태는 He*일 것입니다).이 별표는 1982년 로버트 L. 브라운(Robert L. Brown)에 의해 지정되었으며,[10] 그는 은하 중심부에서 가장 강력한 전파 방출이 작은 비열 전파 물체에 의한 것으로 보인다고 이해했습니다.

궁수자리 A* 주위를 도는 몇몇 별들, 특히 별 S2의 관측은 물체의 반지름에 대한 질량과 상한을 결정하는 데 사용되었습니다.천문학자들은 질량과 점점 더 정밀해지는 반지름 한계에 근거하여 궁수자리 A*가 우리 은하의 중심 초대질량 블랙홀임에 틀림없다고 결론지었습니다.[11]질량의 현재 값은 4154±014만 태양질량입니다.[2]

라인하르트 겐젤과 안드레아 게즈는 궁수자리 A*가 초질량 소형 천체라는 사실을 발견한 공로로 2020년 노벨 물리학상을 수상했습니다.[12]

2022년 5월, 천문학자들은 전 세계 전파 관측소 네트워크인 이벤트 지평선 망원경을 이용하여 궁수자리 A*의 지평선 주위에 강착원반의 첫 번째 사진을 공개했습니다.[13]이는 2019년 메시에 87의 초거대 블랙홀에 이어 두 번째로 확인된 블랙홀 사진입니다.[14][15]블랙홀 자체는 보이지 않고 블랙홀에 의해 행동이 영향을 받는 주변 물체만 보입니다.관측된 전파와 적외선 에너지는 블랙홀에 떨어지는 동안 수백만도로 가열된 가스와 먼지에서 뿜어져 나옵니다.[16]

관찰 및 설명

궁수자리 A*의 지름은 수성의 궤도보다 작습니다.

2022년 5월 12일, 궁수자리 A*의 첫 번째 이미지가 이벤트 지평선 망원경 공동 작업에 의해 공개되었습니다.2017년에 촬영된 전파 간섭계 데이터를 기반으로 한 이 이미지는 이 물체에 블랙홀이 포함되어 있음을 확인시켜 줍니다.이것은 블랙홀의 두 번째 이미지입니다.[14][17]이 이미지를 처리하는 데 5년의 계산 시간이 걸렸습니다.[18]이 데이터는 6개의 지리적 장소에 있는 8개의 전파 관측소에서 수집했습니다.라디오 영상은 조리개 합성에 의해 데이터로부터 생성되며, 보통 안정적인 소스를 밤에 길게 관찰합니다.Sgr A*로부터의 전파 방출은 분 단위로 달라지므로 분석이 복잡해집니다.[19]

그들의 결과는 51.8±2.3μas의 근원에 대한 전체 각도 크기를 제공합니다.[17]26,000광년(8,000 파섹)의 거리에서 지름은 5,180만 킬로미터(3,220만 마일)가 됩니다.비교를 위해, 지구는 태양으로부터 1억 5천만 킬로미터 (1.0 천문단위; 9천 3백만 마일) 떨어져 있고, 근일점에서 수성은 태양으로부터 4천 6백만 킬로미터 (0.31 천문단위; 2천 9백만 마일) 떨어져 있습니다.Sgr A*의 고유 운동은 적위일 때 연간 -2.70 mas, 적위일 때 연간 -5.6 mas입니다.[20][21][22]이 블랙홀들에 대한 망원경의 측정은 아인슈타인의 상대성 이론을 이전보다 더 엄격하게 시험했고, 그 결과는 완벽하게 일치했습니다.[15]

2019년 Sofia 항공기에[23] 장착된 고해상도 공중 광대역 카메라 플러스(HOWC+)를 이용한 측정 결과 자기장이 주변의 가스와 먼지 고리를 유발하며, 온도는 -280 ~ 17,500 °F (99.8 ~ 9,977.6 K, -173.3 ~ 9,704.4 °C)로 [24]궁수자리 A* 주위의 궤도로 흘러들어가는 것으로 밝혀졌습니다.블랙홀 배출량을 낮게 유지하는 것.[25]

천문학자들은 생성원과 지구 사이의 먼지와 가스에 의한 25 등급의 소멸 효과 때문에 광학 스펙트럼에서 Sgr A*를 관측할 수 없었습니다.[26]

역사

1933년 4월, 전파 천문학의 아버지 중 한 명으로 여겨지는 칼 얀스키는 은하수의 중심을 향하는 궁수자리 방향의 한 장소에서 전파 신호가 오고 있다는 것을 발견했습니다.[27]이 전파원은 후에 궁수자리 A로 알려지게 되었습니다.그의 관측 결과는 우리가 지금 알고 있는 은하 중심까지 남쪽으로 확장되지는 않았습니다.[28]시드니의 포츠힐 저수지에서 CSIRO 전파망원경을 사용하여 잭 피딩턴과 해리 미넷이 관측한 결과, 분리되고 밝은 "Sagittarius-Scorpius" 전파원이 발견되었습니다.[29]도버 하이츠에서 80피트(24미터) CSIRO 전파망원경으로 추가 관측을 한 후, 가능한 은하 중심으로 네이처에 보낸 편지에서 확인되었습니다.[30]

궁수자리 A* 주위를 도는[31] 분자 수소가 풍부한 가스 구름의 알마 관측

이후 관측에 따르면 궁수자리 A는 실제로 여러 개의 중첩된 하위 구성 요소로 구성되어 있으며, 밝고 매우 작은 구성 요소인 Sgr A*는 1974년 2월 13일과 15일에 천문학자 브루스 발릭(de)과 로버트 브라운(Robert Brown)이 국립전파천문대의 베이스라인 간섭계를 이용하여 발견했습니다.[32][33]Sgr A*라는 이름은 라디오 소스가 "흥분"했기 때문에 1982년 논문에서 브라운에 의해 만들어졌으며 원자의 여기 상태는 별표로 표시됩니다.[34][35]

1980년대 이래로, Sgr A*의 중심 성분이 블랙홀일 가능성이 있다는 것이 명백해졌습니다.1994년, 노벨상 수상자 찰스 H와 관련된 버클리 연구팀의 적외선 및 밀리미터 이하 분광학 연구. 타운즈와 미래의 노벨상 수상자 라인하르트 겐젤은 Sgr A*의 질량이 삼백만 태양 정도로 단단히 집중되어 있다는 것을 보여주었습니다.[36]

2002년 10월 16일, 막스 플랑크 외계물리학 연구소의 라인하르트 겐젤이 이끄는 국제 연구팀은 궁수자리 A* 근처에서 항성 S2의 운동을 10년 동안 관측했다고 보고했습니다.연구팀의 분석에 따르면, 이 데이터는 Sgr A*가 어두운 항성 물체의 성단이나 축퇴된 페르미온 덩어리를 포함하고 있을 가능성을 배제하고, 거대한 블랙홀에 대한 증거를 강화했습니다.S2의 관측은 근적외선(NIR) 간섭계(Ks-band에서, 즉 2.1 μm)를 사용했습니다.SiO 마스터는 NIR 및 무선 대역에서 모두 관측할 수 있기 때문에 NIR 이미지를 무선 관측과 정렬하는 데 사용되었습니다.S2(그리고 주변의 다른 별들)의 빠른 움직임은 가시선을 따라 천천히 움직이는 별들에 쉽게 눈에 띄어 이미지에서 이들을 빼낼 수 있었습니다.[37][38]

먼지구름 G2는 은하수 중심에 있는 초대질량 블랙홀을 지나갑니다.[39]

궁수자리 A*의 VLBI 전파 관측은 NIR 이미지와 중앙에 정렬될 수 있으므로 S2의 타원 궤도의 초점이 궁수자리 A*의 위치와 일치하는 것으로 확인되었습니다.그들은 S2의 케플러 궤도를 조사한 결과 궁수자리 A*의 질량이 4.1±0.6만 태양질량으로, 반지름이 17광시(120AU[180억 km]) 이하인 부피에 갇혀 있다고 밝혔습니다.[40]이후 항성 S14를 관측한 결과 반지름이 6.25광시(45AU[67억 km], 42억 mi) 이하인 부피 내에 있는 천체의 질량은 약 410만 태양질량으로 나타났습니다.[41]S175도 비슷한 거리를 지나갔습니다.[42]비교하자면, 슈바르츠실트의 반지름은 0.08 AU (1,200만 km; 740만 mi)입니다.그들은 또한 지구에서 은하 중심까지의 거리를 8,000 ± 600 파섹 (30,000 ± 2,000 광년)으로 결정했습니다.2004년 11월, 천문학자 팀은 궁수자리 A*로부터 3광년 떨어진 궤도를 도는 GCIRS 13E라고 불리는 잠재적인 중간 질량 블랙홀의 발견을 보고했습니다.1,300 태양질량의 이 블랙홀은 7개의 별들로 이루어진 성단 안에 있습니다.이러한 관측은 초대질량 블랙홀이 근처의 작은 블랙홀과 별들을 흡수함으로써 성장한다는 생각을 뒷받침할 수 있습니다.[citation needed]

Gillessen 등은 궁수자리 A* 주위의 항성 궤도를 16년 동안 관찰한 결과, 이 천체의 질량을 태양질량 4.31±0.38만으로 추정했습니다.그 결과는 2008년에 발표되었고 2009년에 The Astrophysical Journal에 발표되었습니다.[43]이 연구의 팀 리더인 라인하르트 겐젤은 이 연구가 "현재 초거대 블랙홀이 실제로 존재한다는 최고의 경험적 증거로 여겨지고 있다"고 말했습니다.은하 중심부의 항성 궤도는 4백만 태양 질량의 중심 질량 집중이 어떤 합리적인 의심의 여지도 없이 블랙홀임에 틀림없다는 것을 보여줍니다."[44]

2013, Sgr A에서 비정상적으로 밝은 X선 플레어 검출*[45]

2015년 1월 5일, NASA는 Sgr A*에서 평소보다 400배나 밝은 X선 플레어를 관측했다고 보고했습니다.천문학자들에 따르면, 이 특이한 사건은 블랙홀로 떨어지는 소행성의 부서짐이나 Sgr A*로 유입되는 가스 안에 자기장 선이 얽힘에 의해 발생했을 수도 있다고 합니다.[45]

2019년 5월 13일, 켁 천문대의 천문학자들은 Sgr A*가 평소보다 75배나 밝아지는 것을 목격했습니다.[46]

2023년 6월 궁수자리 A*와 관련된 설명할 수 없는 전파 에너지 필라멘트가 발견되었습니다.[47]

초신성 잔해가 행성을 형성하는 물질을 방출합니다.

중앙 블랙홀

NuSTAR는 우리 은하 중심부에 있는 초거대 블랙홀을 고에너지 엑스선으로 처음으로 포착했습니다.

궁수자리 A*가 블랙홀이라는 결정적인 증거를 발견했다고 2018년 10월 31일 발표한 논문에서 발표했습니다.천문학자들은 GRAVITY 간섭계와 VLT(Very Large Telescope)의 네 개의 망원경을 사용하여 지름이 130미터인 가상 망원경을 제작하여, 빛의 속도의 약 30%로 움직이는 가스 덩어리를 발견했습니다.블랙홀에 매우 가까운 고에너지 전자의 방출은 세 개의 두드러진 밝은 플레어로 볼 수 있었습니다.이것들은 400만 태양질량의 블랙홀에 가까운 궤도를 도는 뜨거운 점들에 대한 이론적 예측과 정확히 일치합니다.플레어는 궁수자리 A*[16][48]에 매우 가까운 궤도를 도는 매우 뜨거운 기체에서 자기적인 상호작용에 기인하는 것으로 생각됩니다.

2018년 7월, Sgr A* 궤도를 도는 S2는 빛의 속도의 2.55%인 7,650 km/s로 기록되었으며, 2018년 5월, Sgr A*로부터 약 120 AU (180억 km; 110억 mi) (약 1,400 슈바르츠실트 반경)에서 페리센터 접근법으로 이어졌습니다.아인슈타인의 일반 상대성 이론(GR)은 블랙홀과 가까운 거리에서 S2가 일반적인 속도 적색편이 외에도 뚜렷한 중력 적색편이를 보일 것이라고 예측합니다. 중력 적색편이는 측정 정밀도 10% 내에서 GR 예측과 일치하여 감지되었습니다.[49][50]

일반상대성이론이 여전히 사건의 지평선 근처에서 중력에 대한 유효한 설명이라고 가정한다면, 궁수자리 A* 전파 방출은 블랙홀에 중심을 두지 않고 사건의 지평선에 가까운 블랙홀 주변의 밝은 지점, 강착원반 또는 원반에서 방출되는 물질의 상대론적 제트에서 발생합니다.[51]궁수자리 A*의 겉보기 위치가 정확히 블랙홀의 중심에 있다면 블랙홀의 중력 렌즈로 인해 크기 이상으로 확대되는 것을 볼 수 있을 것입니다.일반 상대성 이론에 따르면, 이것은 블랙홀의 슈바르츠실트 반경(10μas)의 약 5.2배의 지름을 가진 고리와 같은 구조를 만들어 낼 것입니다.약 4백만 태양질량의 블랙홀의 경우 이는 약 52 μas의 크기에 해당하며, 이는 관측된 전체 크기 약 50 μas와 일치하며,[51] 블랙홀 Sgr A* 자체의 크기(시직경)는 20 μas입니다.

최근 저해상도 관측 결과 궁수자리 A*의 전파원은 대칭임이 밝혀졌습니다.[52]중력 이론의 대안적 시뮬레이션은 GR과 구별하기 어려울 수 있는 결과를 묘사합니다.[53]그러나 2018년 논문에서는 최근 관측 결과와 일치하는 궁수자리 A*의 이미지를 예측했습니다. 특히 작은 각도 크기와 소스의 대칭 형태를 설명합니다.[54]

궁수자리 A*의 질량은 두 가지 다른 방법으로 추정되었습니다.

  1. 독일과 미국의 두 그룹은 블랙홀에 매우 가까운 개별 별들의 궤도를 관찰하고 케플러의 법칙을 이용하여 닫힌 질량을 추론했습니다.독일 그룹은 431±038만 태양질량을 발견한 반면,[43] 미국 그룹은 410±060만 태양질량을 발견했습니다.[41]이 질량이 지름 4천 4백만 킬로미터의 구 안에 갇혀 있다는 것을 고려하면, 이것은 이전의 추정치보다 10배나 높은 밀도를 산출합니다.[citation needed]
  2. 더 최근에는 블랙홀로부터 약 1파섹 이내에 있는 수천 개의 별 표본의 고유 운동을 통계적 기술과 결합하여 측정한 결과 블랙홀의 질량이 3.6+0.2-0
    .4    ×10으로6 추정되었습니다.     M☉,(1±0.5)×10에6 이르는 중앙 파섹의 분포 질량을 ☉더한 값 M☉.☉후자는[55] 별과 별의 잔재로 이루어져 있다고 생각됩니다.[citation needed]
마그네타는 은하 중심에서 초대질량 블랙홀인 궁수자리 A*에 매우 가까이 있는 것을 발견했습니다.

이 초대질량 블랙홀의 질량이 상대적으로 작고, 전파선과 적외선 방출선의 광도가 낮기 때문에 우리 은하는 세이퍼트 은하가 아님을 알 수 있습니다.[26]

궁극적으로 보이는 것은 블랙홀 자체가 아니라 Sgr A* 근처에 블랙홀이 존재할 경우에만 일관된 관측입니다.이러한 블랙홀의 경우, 블랙홀 속으로 떨어지면서 수백만도로 가열된 가스와 먼지에서 관측된 전파와 적외선 에너지가 뿜어져 나옵니다.[16]블랙홀 자체는 10 켈빈−14 정도의 무시할만한 온도에서 호킹 복사만 방출하는 것으로 생각됩니다.[citation needed]

유럽 우주국의 감마선 관측소 인테그린은 감마선이 근처의 거대 분자 구름 궁수자리 B2와 상호 작용하여 구름에서 X선 방출을 일으키는 것을 관측했습니다.이 폭발로 인한 총 광도(L ≈1,5×10 erg/s)는 Sgr A*에서 출력된 전류보다 백만 배 더 강한 것으로 추정되며 일반적인 활동은하핵과 맞먹습니다.2011년 일본 천문학자들이 스자쿠 위성으로 은하수의 중심을 관측하면서 이 같은 결론을 뒷받침했습니다.[58]

2019년 7월 천문학자들은 초속 1755 km (393만 mph) 또는 0.006 c를 도는 별 S5-HVS1을 발견했다고 보고했습니다.이 별은 남쪽 하늘의 그루스(두루미) 별자리에 있으며 지구에서 약 29,000광년 떨어져 있으며 궁수자리 A*[59][60]와 상호작용한 후 은하계 밖으로 추진되었을 가능성이 있습니다.

궤도를 도는 별들

주요 기사 : 궁수자리 A* 클러스터
은하 중심에[61] 있는 초대질량 블랙홀 후보 궁수자리 A* 주위의 별 6개 궤도 추론
궁수자리 A* 주위를 도는 별들, 20년의 시차, 2018년에[62][63] 끝납니다.
2021년에[64][65][66] 본 궁수자리 A* 주위를 도는 별들

궁수자리 A* 주위에는 다수의 별들이 근거리에 있으며, 이들을 통칭하여 "S 별"이라고 합니다.[67]이 별들은 주로 K 대역 적외선 파장에서 관측되는데, 성간 먼지가 가시광선 파장에서 가시성을 크게 제한하기 때문입니다.2011년 당시 알려진 가장 저명한 별들의 궤도가 왼쪽 도표에 표시되어 이들의 궤도와 태양계의 다양한 궤도를 비교할 수 있습니다.[63]그때부터 S62는 그 별들보다 훨씬 더 가까이 접근하는 것으로 밝혀졌습니다.[68]

초거대 블랙홀에 대한 빠른 속도와 근접한 접근은 이 별들을 궁수자리 A*의 물리적 차원의 한계를 설정하고 궤도의 근일점 이동과 같은 일반 상대성 관련 효과를 관찰하는 데 유용합니다.별들이 사건의 지평선에 충분히 가까이 접근할 수 있는 가능성에 대해 능동적인 감시가 유지되고 있지만, 이들 별들 중 누구도 그런 운명을 겪지 않을 것으로 예상됩니다.S 항성 궤도의 평면 분포는 궁수자리 A*의 스핀을 이론적 최댓값의 10% 미만으로 제한합니다.[69]

2020년 현재, S4714는 궁수자리 A*에 가장 가까운 거리인 약 12.6 AU(18억 8천만 킬로미터)로 토성이 태양에 접근하는 것과 거의 비슷하며, 빛의 속도의 약 8%로 이동하는 기록 보유자입니다.주어진 수치는 대략적이며, 공식적인 불확실성은 12.6±9.3 AU, 23,928±8,840 km/s입니다.공전 주기는 12년이지만 이심률이 0.985로 매우 가까우며 속도가 빠릅니다.[70]

이 성단의 표(궁수자리 A* 성단 참조)에서 발췌한 것으로, 가장 눈에 띄는 구성원들이 등장합니다.아래 표에서 id1은 길레센 카탈로그에 있는 별의 이름이고 id2는 로스앤젤레스 캘리포니아 대학교의 카탈로그에 있는 별의 이름입니다. a, e, i, ω 및 ω은 표준 궤도 원소로 측정은 호초입니다.Tp는 근점 통과의 시대이고, P는 수년 단위의 공전 주기이며, Kmag는 항성의 적외선 K 밴드 겉보기 등급입니다.q와 v는 AU 단위의 중심 거리이고 중심 속도는 광속의 백분율 단위입니다.[71]

id1 id2 a e i(°) ω(°) ω (°) Tp (yr) P(yr) 크마그 q (AU) v (%c)
에스원 S0-1 0.5950 0.5560 119.14 342.04 122.30 2001.800 166.0 14.70 2160.7 0.55
S2 S0-2 0.1251 0.8843 133.91 228.07 66.25 2018.379 16.1 13.95 118.4 2.56
S8 S0-4 0.4047 0.8031 74.37 315.43 346.70 1983.640 92.9 14.50 651.7 1.07
S12 S0-19 0.2987 0.8883 33.56 230.10 317.90 1995.590 58.9 15.50 272.9 1.69
S13 S0-20 0.2641 0.4250 24.70 74.50 245.20 2004.860 49.0 15.80 1242.0 0.69
S14 S0-16 0.2863 0.9761 100.59 226.38 334.59 2000.120 55.3 15.70 56.0 3.83
S62 0.0905 0.9760 72.76 122.61 42.62 2003.330 9.9 16.10 16.4 7.03
S4714 0.102 0.985 127.7 129.28 357.25 2017.29 12.0 17.7 12.6 8.0

G2 가스 구름의 강착 경로 발견

2002년 은하수 중심의 이미지에서 특이한 것으로 처음 발견된 [72]가스 구름 G2는 2012년 네이처에 발표된 논문에서 지구 질량의 약 3배에 달하는 가스 구름 G2가 Sgr A*의 강착 구역으로 들어가는 과정에 있을 가능성이 확인되었습니다.[73]궤도의 예측은 2014년 초 구름이 블랙홀로부터 사건 지평선 반경의 3,000배가 조금 넘는 거리(또는 ≈260 AU, 36광시)에 있을 때 블랙홀에 가장 가까이 접근할 것임을 시사했습니다.G2는 2009년부터 파괴되고 있는 것으로 관측되어 왔으며,[73] 일부에서는 이 충돌로 인해 완전히 파괴될 것으로 예측했는데, 이로 인해 블랙홀에서 X선과 다른 방출이 현저하게 밝아질 수도 있었습니다.다른 천문학자들은 이 가스 구름이 희미한 별을 감추거나 쌍성 병합 생성물을 가지고 있을 수 있으며, 이는 Sgr A*의 조석력에 대항하여 결합하여 앙상블이 아무런 효과 없이 지나갈 수 있게 할 것이라고 제안했습니다.[74]구름 자체에 조석 효과를 주는 것 외에도, 그것의 근일점에 앞서, G2는 은하 중심 근처를 돌고 있는 것으로 생각되는 블랙홀과 중성자별 개체군들과 여러 차례의 밀접한 만남을 경험할 수 있다고 2013년[75] 5월에 제안되었습니다.우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀을 둘러싼 지역에 대한 통찰력을 제공합니다.[76]

Sgr A*에 대한 평균 강착 속도는 질량이[77] 큰 블랙홀에 비해 매우 작으며 지구와 매우 가깝기 때문에 탐지할 수 있을 뿐입니다.2013년 G2의 통과는 천문학자들에게 물질이 초거대 블랙홀에 어떻게 달라붙는지에 대해 더 많은 것을 알 수 있는 기회를 제공할 수 있다고 생각되었습니다.몇몇 천문학 시설들은 찬드라, XMM, VLA, INTEGL, 스위프트, 페르미로 관측을 했고 VLT와 켁에서 요청을 받았습니다.[78]

이 통로의 시뮬레이션은 ESO와[79] 로렌스 리버모어 국립 연구소(LLN)의 그룹에 의해 발생하기 전에 수행되었습니다.[80]

구름이 블랙홀에 가까워지자 데릴 해거드는 "실험처럼 느껴지는 무언가를 갖게 돼 흥분된다"며 이 상호작용이 새로운 정보와 통찰력을 제공하는 효과를 낳기를 바랐습니다.[81]

블랙홀에 구름이 가장 가까이 접근하는 동안과 이후에는 아무것도 관찰되지 않았으며, 이는 "불꽃놀이"와 "플롭"의 부족으로 묘사되었습니다.[82]UCLA 은하 중심 그룹의 천문학자들은 2014년 3월 19일과 20일에 G2가 여전히 온전하며(단순한 가스 구름 가설에 대한 예측과 대조적으로) 이 구름이 중심별을 가지고 있을 것이라는 결론을 내렸습니다.[83]

2014년 7월 21일 칠레에 있는 ESO의 초거대 망원경에 의한 관측에 근거하여 발표된 분석에 따르면, 구름은 고립되기 보다는 물질의 지속적이지만 얇은 흐름 내에 밀집된 덩어리일 수 있으며 블랙홀 주위를 도는 물질의 원반에 갑작스런 구보다는 지속적인 산들바람으로 작용할 수 있다고 결론 내렸습니다.원래 예상대로 부딪히면서 높은 밝기를 유발했을 성.이 가설을 뒷받침하는 것은 13년 전 블랙홀 근처를 지나던 구름인 G1은 G2와 거의 동일한 궤도를 가지고 있었으며 두 구름과 일치했으며 G2를 뒤따르는 것으로 추정되는 가스 꼬리를 가지고 있었으며 모두 큰 단일 가스 흐름 내에서 밀집된 덩어리였습니다.[82][84]

Andrea Ghez et al. 교수는 2014년 G2가 가스 구름이 아니라 블랙홀을 나란히 공전하다가 초대형 별로 합쳐진 쌍성이라고 주장했습니다.[74][85]

가스 구름 G2가 Sgr A*에 강착된 것에 대한 예술가의 인상.크레딧: ESO[86]
이 시뮬레이션은 2011년 발견된 가스 구름이 은하수 중심의 초대질량 블랙홀 가까이를 지나며 보여줍니다.
이 영상 시퀀스는 먼지 구름 G2가 은하수 중심의 초대질량 블랙홀에 근접한 후 통과할 때의 움직임을 보여줍니다.

참고 항목

메모들

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