القوس أ*

القوس أ* ، ويُختصر إلى Sgr  A* ( يُلفظ / ˈsædʒˈeɪstɑːr / سادج - أي - ستار ^{[ 4 ]} )، هو ثقب أسود فائق الكتلة [ ^{5 ] [ 6 ] [ 7 ] يقع} في مركز مجرة ​​درب التبانة . يُرى من الأرض بالقرب من حدود كوكبتي القوس والعقرب ، على بُعد حوالي 5.6 درجة جنوب مسار الشمس الظاهري ، ^{[ 8 ]} وهو قريب بصريًا من عنقود الفراشة (M6) ونجم لامدا العقرب . القوس أ* مصدر راديوي فلكي ساطع ومضغوط للغاية .

في مايو 2022، نشر علماء الفلك أول صورة لقرص التراكم حول أفق حدث القوس أ*، ^{[ 9 ]} باستخدام تلسكوب أفق الحدث ، وهو شبكة عالمية من المراصد الراديوية. ^{[ 10 ]} هذه هي ثاني صورة مؤكدة لثقب أسود ، بعد صورة الثقب الأسود فائق الكتلة لمسييه 87 في عام 2019. ^{[ 11 ] [ 12 ]} لا يُرى الثقب الأسود نفسه؛ فبما أن الضوء غير قادر على الإفلات من قوة الجاذبية الهائلة للثقب الأسود، لا يمكن رصد سوى الأجسام القريبة التي يتأثر سلوكها به. تنبعث طاقة الراديو والأشعة تحت الحمراء المرصودة من الغاز والغبار المسخن إلى ملايين الدرجات أثناء سقوطه في الثقب الأسود. ^{[ 13 ]}

 تم اكتشاف Sgr A* في عام 1974 بواسطة بروس باليك وروبرت ل. براون، ^{[ 14 ] [ 15 ]} وتم تعيين علامة النجمة * في عام 1982 بواسطة براون، ^{[ 16 ]} الذي فهم أن أقوى انبعاث راديوي من مركز المجرة يبدو أنه ناتج عن جسم راديوي مضغوط غير حراري مضمن في مصدر راديوي أكبر وأكثر سطوعًا، وهو القوس أ (Sgr  A).

استُخدمت مراقبة العديد من النجوم التي تدور حول القوس أ*، وخاصة النجم S2 ، لتحديد كتلة هذا الجسم وحدود نصف قطره العليا. وبناءً على الكتلة وحدود نصف القطر الدقيقة التي تم الحصول عليها، استنتج علماء الفلك أن القوس أ* هو الثقب الأسود فائق الكتلة المركزي لمجرة درب التبانة. ^{[ 17 ]} ويُقدّر حاليًا أن أفضل تقدير لكتلته هو 4.297 ± 0.012 مليون كتلة شمسية . ^{[ 2 ]}

حصل كل من راينهارد غينزل وأندريا غيز على ربع جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2020 لاكتشافهما أن القوس أ* هو جسم فائق الكتلة مضغوط، وأن الثقب الأسود هو التفسير الوحيد له. وحصل السير روجر بنروز على النصف الآخر "لاكتشافه أن تكوّن الثقوب السوداء هو تنبؤ قوي لنظرية النسبية العامة ". ^{[ 18 ]}

في 12 مايو 2022، نشر فريق تعاون تلسكوب أفق الحدث أول صورة لنجم القوس أ* . تؤكد هذه الصورة، المستندة إلى بيانات مقياس التداخل الراديوي التي جُمعت عام 2017، احتواء الجسم على ثقب أسود. وهذه هي الصورة الثانية لثقب أسود، ^{[ 11 ] [ 19 ]} وقد استغرقت معالجتها خمس سنوات من الحسابات. ^{[ 20 ]} جُمعت البيانات بواسطة ثمانية مراصد راديوية في ستة مواقع جغرافية. تُنتج الصور الراديوية من البيانات باستخدام تقنية تركيب الفتحة ، وعادةً ما تُستقى من عمليات رصد ليلية لمصادر مستقرة. يتغير الانبعاث الراديوي من القوس أ* في حدود دقائق، مما يُعقّد عملية التحليل. ^{[ 21 ]}

تعطي نتائجهم حجمًا زاويًا إجماليًا لمصدر51.8±2.3 μas.^[19] At a distance of 26,000 light-years (8,000 parsecs), this yields a diameter of 51.8 million kilometres (32.2 million miles).^[a] For comparison, Earth is 150 million kilometres (1.0 astronomical unit; 93 million miles) from the Sun, and Mercury is 46 million km (0.31 AU; 29 million mi) from the Sun at perihelion. The proper motion of Sgr A* is approximately −2.70 mas per year for the right ascension and −5.6 mas per year for the declination.^[22][23][24] The telescope's measurement of these black holes tested Einstein's theory of relativity more rigorously than has previously been done, and the results match perfectly.^[12]

In 2019, measurements made with the High-resolution Airborne Wideband Camera-Plus (HAWC+) mounted in the SOFIA aircraft^[25] revealed that magnetic fields cause the surrounding ring of gas and dust, temperatures of which range from −280 to 17,500 °F (99.8 to 9,977.6 K; −173.3 to 9,704.4 °C),^[26] to flow into an orbit around Sagittarius A*, keeping black hole emissions low.^[27]

Astronomers have been unable to observe Sgr A* in the visible spectrum because of the effect of 25 magnitudes of extinction (absorption and scattering) by dust and gas between the source and Earth.^[28]

في أبريل 1933، اكتشف كارل جانسكي ، أحد رواد علم الفلك الراديوي، إشارة راديوية قادمة من موقع باتجاه كوكبة القوس، نحو مركز مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 29 ]} عُرف هذا المصدر الراديوي لاحقًا باسم القوس أ . لم تمتد ملاحظاته جنوبًا إلى النقطة التي نعرفها الآن بأنها مركز المجرة. ^{[ 30 ]} اكتشف جاك بيدينغتون وهاري مينيت ، باستخدام تلسكوب CSIRO الراديوي في خزان بوتس هيل في سيدني ، مصدرًا راديويًا منفصلًا وساطعًا يُسمى "القوس-العقرب"، ^{[ 31 ]} والذي تم تحديده، بعد مزيد من الملاحظة باستخدام تلسكوب CSIRO الراديوي الذي يبلغ قطره 24 مترًا (80 قدمًا) في دوفر هايتس، في رسالة إلى مجلة Nature على أنه المركز المحتمل للمجرة. ^{[ 32 ]}

 أظهرت الملاحظات اللاحقة أن القوس أ يتكون في الواقع من عدة مكونات فرعية متداخلة؛ وقد اكتُشف مكون ساطع ومضغوط للغاية، يُدعى القوس أ*، في 13 و15 فبراير 1974، بواسطة باليك وروبرت ل. براون باستخدام مقياس التداخل الأساسي للمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . ^{[ 14 ] [ 15 ]} وقد صاغ براون اسم القوس  أ* في ورقة بحثية عام 1982 لأن مصدر الراديو كان "مثيرًا"، وتُرمز حالات الإثارة للذرات بعلامات النجمة. ^{[ 33 ] [ 34 ]}

منذ ثمانينيات القرن الماضي، بات من الواضح أن المكون المركزي لـ Sgr A* هو على الأرجح ثقب أسود. في عام 1994، أظهرت دراسات طيفية بالأشعة تحت الحمراء وموجات دون المليمتر أجراها فريق من جامعة بيركلي، ضمّ الحائز على جائزة نوبل تشارلز إتش. تاونز والفائز المستقبلي بجائزة نوبل راينهارد غينزل ، أن كتلة Sgr A* مركزة بشدة وتُقدّر بنحو 3 ملايين كتلة شمسية. ^{[ 35 ]}

في 16 أكتوبر/تشرين الأول 2002، أعلن فريق دولي بقيادة راينهارد غينزل من معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية عن رصد حركة النجم S2 بالقرب من القوس A* على مدى عشر سنوات. ووفقًا لتحليل الفريق، استبعدت البيانات احتمال احتواء القوس A* على عنقود من الأجرام النجمية المظلمة أو كتلة من الفرميونات المتدهورة ، مما عزز الأدلة على وجود ثقب أسود هائل. استُخدمت تقنية التداخل بالأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR) (في نطاق Ks، أي 2.1 ميكرومتر ) لرصد النجم S2 نظرًا لانخفاض امتصاص الضوء بين النجوم في هذا النطاق. استُخدمت ليزرات SiO لمحاذاة صور الأشعة تحت الحمراء القريبة مع عمليات الرصد الراديوية، إذ يمكن رصدها في كل من نطاقي الأشعة تحت الحمراء القريبة والراديو. برزت الحركة السريعة للنجم S2 (والنجوم الأخرى القريبة) بوضوح مقارنةً بالنجوم الأبطأ حركةً على طول خط الرؤية، ما سمح بطرحها من الصور. ^{[ 36 ] [ 37 ]} 

يمكن أيضًا محاذاة عمليات الرصد الراديوي بتقنية VLBI لنجم القوس A* مركزيًا مع صور الأشعة تحت الحمراء القريبة، وبالتالي وُجد أن بؤرة المدار الإهليلجي لـ S2 تتطابق مع موقع القوس A*. ومن خلال فحص مدار كبلر لـ S2، تم تحديد كتلة القوس A* لتكون4.1 ± 0.6  مليون كتلة شمسية ، محصورة في حجم لا يتجاوز نصف قطره 17 ساعة ضوئية ( 120 وحدة فلكية [18 مليار كيلومتر ؛ 11 مليار ميل ] ). ^{[ 39 ]} أظهرت عمليات رصد لاحقة للنجم S14 أن كتلة الجسم تبلغ حوالي 4.1 مليون كتلة شمسية ضمن حجم لا يتجاوز نصف قطره 6.25 ساعة ضوئية ( 45 وحدة فلكية [6.7 مليار كيلومتر؛ 4.2 مليار ميل] ). ^{[ 40 ]} مرّ النجم S175 على مسافة مماثلة. ^{[ 41 ]} للمقارنة، يبلغ نصف قطر شوارزشيلد 0.08 وحدة فلكية (12 مليون كيلومتر؛ 7.4 مليون ميل) . كما حددوا المسافة من الأرض إلى مركز المجرة (مركز دوران درب التبانة)، وهو أمر بالغ الأهمية في معايرة مقاييس المسافات الفلكية، حيث بلغت 8000 ± 600 فرسخ فلكي (30000 ± 2000 سنة ضوئية ) . في نوفمبر 2004، أعلن فريق من علماء الفلك عن اكتشاف ثقب أسود متوسط ​​الكتلة محتمل ، يُشار إليه باسم GCIRS 13E ، يدور على بُعد 3 سنوات ضوئية من القوس A*. يقع هذا الثقب الأسود، الذي تبلغ كتلته 1300 كتلة شمسية، ضمن عنقود نجمي يضم سبعة نجوم. قد تُعزز هذه الملاحظة فكرة أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة تنمو عن طريق امتصاص الثقوب السوداء والنجوم الأصغر حجمًا القريبة منها.                      

بعد رصد مدارات النجوم حول القوس أ* لمدة 16 عامًا، قدّر جيلسن وآخرون كتلة الجسم عند4.31 ± 0.38  مليون كتلة شمسية. أُعلن عن النتيجة عام 2008 ونُشرت في مجلة الفيزياء الفلكية عام 2009. ^{[ 42 ]} صرّح راينهارد غينزل ، قائد فريق البحث، بأن الدراسة قدّمت "ما يُعتبر الآن أفضل دليل تجريبي على وجود الثقوب السوداء فائقة الكتلة بالفعل. تُظهر مدارات النجوم في مركز المجرة أن تركيز الكتلة المركزي البالغ أربعة ملايين كتلة شمسية لا بد أن يكون ثقبًا أسود، دون أدنى شك معقول." ^{[ 43 ]}

في الخامس من يناير/كانون الثاني 2015، أعلنت وكالة ناسا رصدها توهجاً للأشعة السينية أشد سطوعاً بـ 400 مرة من المعتاد، وهو رقم قياسي، من منطقة Sgr  A*. ويرجح علماء الفلك أن يكون هذا الحدث غير المألوف ناتجاً عن تفكك كويكب سقط في الثقب الأسود، أو عن تشابك خطوط المجال المغناطيسي داخل الغاز المتدفق إلى Sgr  A*. ^{[ 44 ]}

في 13 مايو 2019، رصد علماء الفلك الذين يستخدمون مرصد كيك زيادة مفاجئة في سطوع Sgr  A*، حيث أصبح أكثر سطوعًا بمقدار 75 مرة من المعتاد، مما يشير إلى أن الثقب الأسود فائق الكتلة ربما يكون قد التقى بجسم آخر. ^{[ 45 ]}

في يونيو 2023، تم العثور على خيوط غير مفسرة من الطاقة الراديوية مرتبطة بـ Sagittarius A*. ^{[ 46 ]}

• 
  رصد ALMA لسحب الغاز الغنية بالهيدروجين الجزيئي، مع وضع دائرة حول Sagittarius A* ^{[ 47 ]}
• 
  تم رصد توهج أشعة سينية ساطع بشكل غير عادي من Sgr A* في عام 2013. ^{[ 44 ]}
• 
  تم رصد بقايا المستعر الأعظم التي تنتج مواد تشكل الكواكب في موجات الراديو والأشعة السينية
• 
  تم رصد بقايا المستعر الأعظم التي تنتج مواد تشكل الكواكب في الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية

في ورقة بحثية نُشرت في 31 أكتوبر 2018، أُعلن عن اكتشاف دليل قاطع على أن القوس أ* هو ثقب أسود. باستخدام مقياس التداخل GRAVITY والتلسكوبات الأربعة التابعة للتلسكوب الكبير جدًا (VLT) لإنشاء تلسكوب افتراضي بقطر 130 مترًا (430 قدمًا) ، رصد علماء الفلك تجمعات من الغاز تتحرك بسرعة تقارب 30% من سرعة الضوء. وظهر انبعاث الإلكترونات عالية الطاقة القريبة جدًا من الثقب الأسود على شكل ثلاثة توهجات ساطعة بارزة. تتطابق هذه التوهجات تمامًا مع التوقعات النظرية للبقع الساخنة التي تدور بالقرب من ثقب أسود تبلغ كتلته أربعة ملايين كتلة شمسية. يُعتقد أن هذه التوهجات ناتجة عن تفاعلات مغناطيسية في الغاز شديد السخونة الذي يدور بالقرب من القوس أ*. ^{[ 13 ] [ 48 ]}

في يوليو/تموز 2018، أُفيد بتسجيل سرعة النجم S2 الذي يدور حول الثقب الأسود Sgr  A* عند 7650 كم/ث (17.1 مليون ميل/ساعة) ، أي ما يعادل 2.55% من سرعة الضوء ، وذلك قبل وصوله إلى أقرب نقطة له من مركز الثقب الأسود في مايو/أيار 2018، على بُعد حوالي 120 وحدة فلكية (18 مليار كم ؛ 11 مليار ميل ) (ما يُعادل تقريبًا 1400 ضعف نصف قطر شوارزشيلد ) من الثقب الأسود Sgr A*. عند هذه المسافة القريبة من الثقب الأسود، تتوقع نظرية النسبية العامة لأينشتاين أن يُظهر النجم S2 انزياحًا جاذبيًا أحمرًا ملحوظًا بالإضافة إلى الانزياح الطوري الأحمر المعتاد. وقد تم رصد الانزياح الجاذبي الأحمر، بما يتوافق مع توقعات النسبية العامة ضمن هامش دقة القياس البالغ 10%. ^{[ 49 ] [ 50 ]}         

لا تتركز انبعاثات الراديو الصادرة عن القوس A* على الثقب الأسود، بل تنشأ من بقعة ساطعة في المنطقة المحيطة به، بالقرب من أفق الحدث ، ربما في قرص التراكم ، أو من نفاثة نسبية من المادة المقذوفة من القرص. ^{[ 51 ]} لو كان الموقع الظاهري للقوس A* متمركزًا تمامًا على الثقب الأسود، لأمكن رؤيته مكبرًا إلى ما يفوق حجمه الحقيقي، نتيجةً لتأثير عدسة الجاذبية للثقب الأسود. ووفقًا للنسبية العامة ، سينتج عن ذلك بنية حلقية الشكل، يبلغ قطرها حوالي 5.2 ضعف نصف قطر شوارزشيلد للثقب الأسود (10 ميكروثانية قوسية). بالنسبة لثقب أسود تبلغ كتلته حوالي 4  ملايين كتلة شمسية، يتوافق هذا مع حجم يبلغ حوالي 52 ميكروثانية قوسية ، وهو ما يتوافق مع الحجم الكلي المرصود البالغ حوالي 50 ميكروثانية قوسية، ^{[ 51 ]} علمًا بأن حجم (القطر الظاهري) الثقب الأسود القوس A* نفسه يبلغ 20 ميكروثانية قوسية.  

كشفت عمليات الرصد ذات الدقة المنخفضة أن مصدر الراديو لنجم القوس A* متناظر. ^{[ 52 ]} تُظهر محاكاة نظريات الجاذبية البديلة نتائج قد يصعب تمييزها عن النسبية العامة. ^{[ 53 ]} تنبأت ورقة بحثية نُشرت عام 2018 بصورة لنجم القوس A* تتوافق مع عمليات الرصد. وعلى وجه الخصوص، تُفسر هذه الصورة صغر الحجم الزاوي والشكل المتناظر للمصدر. ^{[ 54 ]}

تم تقدير كتلة القوس أ* بطريقتين مختلفتين:

1. قامت مجموعتان بحثيتان، إحداهما في ألمانيا والأخرى في الولايات المتحدة، برصد مدارات نجوم فردية قريبة جدًا من الثقب الأسود، واستخدمتا قوانين كبلر لاستنتاج الكتلة المحصورة. ووجدت المجموعة الألمانية كتلة قدرها4.31 ± 0.38  مليون كتلة شمسية، ^{[ 42 ]} بينما وجدت المجموعة الأمريكية4.1 ± 0.6  مليون كتلة شمسية. ^{[ 40 ]}
2. في الآونة الأخيرة، أسفر قياس الحركات الذاتية لعينة من عدة آلاف من النجوم على بعد حوالي فرسخ فلكي واحد من الثقب الأسود، بالإضافة إلى تقنية إحصائية ، عن تقدير لكتلة الثقب الأسود عند3.6 +0.2 −0.4 × 10 ⁶ M _☉ ، بالإضافة إلى كتلة موزعة في الفرسخ المركزي تبلغ(1 ± 0.5) × 10 ⁶ M _☉ . ^{[ 55 ]} يُعتقد أن الأخير يتكون من النجوم وبقايا النجوم .

تشير الكتلة الصغيرة نسبياً لهذا الثقب الأسود فائق الكتلة ، إلى جانب انخفاض لمعان خطوط انبعاث الراديو والأشعة تحت الحمراء، إلى أن مجرة ​​درب التبانة ليست مجرة ​​سيفرت . ^{[ 28 ]}

في نهاية المطاف، ما يُرى ليس الثقب الأسود نفسه، بل ملاحظات لا تتسق إلا بوجود ثقب أسود بالقرب من Sgr  A*. في حالة وجود مثل هذا الثقب الأسود، تنبعث طاقة الراديو والأشعة تحت الحمراء المرصودة من غاز وغبار مُسخّن إلى ملايين الدرجات أثناء سقوطه في الثقب الأسود. ^{[ 13 ]} يُعتقد أن الثقب الأسود نفسه يُصدر إشعاع هوكينغ فقط عند درجة حرارة ضئيلة، في حدود ^10⁻¹⁴ كلفن .

رصد مرصد أشعة غاما التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، INTEGRAL، تفاعل أشعة غاما مع سحابة ساجيتاريوس B2 الجزيئية العملاقة القريبة ، مما تسبب في انبعاث أشعة سينية من السحابة. بلغ إجمالي اللمعان الناتج عن هذا الانفجار ( L ≈ 1.5 × 10)^{يُقدّر أن طاقة (39} إرج/ثانية) أقوى بمليون مرة من الطاقة الحالية لـ Sgr A*، وهي طاقة مماثلة لطاقة نواة مجرية نشطة نموذجية . ^{[ 56 ] [ 57 ]} وفي عام 2011، أيّد علماء فلك يابانيون هذا الاستنتاج من خلال رصد مركز مجرة ​​درب التبانة بواسطة القمر الصناعي سوزاكو . ^{[ 58 ]}

في يوليو 2019، أفاد علماء الفلك باكتشاف نجم يُدعى S5-HVS1 ، يتحرك بسرعة 1755 كم/ث (3.93 مليون ميل/ساعة) أو 0.006 من سرعة الضوء في مدار الأرض . يقع هذا النجم في كوكبة الكركي (أو الجرو) في سماء نصف الكرة الجنوبي، على بُعد حوالي 29000 سنة ضوئية من الأرض، ويُعتقد أنه قد قُذف خارج مجرة ​​درب التبانة بعد تفاعله مع نجم القوس A*. ^{[ 59 ] [ 60 ]}   

تم إعطاء عدة قيم ^{[ 61 ] [ 62 ] لمعامل الدوران الخاص به}${\displaystyle a_{*}={\frac {cJ}{GM^{2}}}}$ومن الأمثلة على ذلك Fragione & Loeb (2020).${\displaystyle a_{*}<0.1}$^{[ 63 ]} ,بيلانجر وآخرون. (2006)${\displaystyle a_{*}\sim 0.22}$[ ^{64 ]} ماير وآخرون (2006 ⁾${\displaystyle a_{*}>0.4}$، ^{[ 65 ]} جينزل وآخرون (2003)${\displaystyle a_{*}\sim 0.52}$[ ^{66 ] دالي (} 2019)${\displaystyle a_{*}=0.93\pm 0.15}$[ ^{67 ]} و Daly et al. (2023 ⁾${\displaystyle a_{*}=0.90\pm 0.06}$[ ^{62 ]} كما وجد دالي وآخرون (2023) أن نسبة مكون الكتلة الدورانية للثقب الأسود إلى مكون الكتلة غير القابلة للاختزال لـ Sgr A* ^هي${\displaystyle M_{rot}/M_{irr}=0.62\pm 0.10}$وهذا يشير إلى أن الثقب الأسود يدور بسرعة زاوية${\displaystyle 0.62\pm 0.10}$من أقصى قيمة ممكنة، تحددها سرعة الضوء. ^{[ 62 ] [ 68 ]}

يوجد عدد من النجوم في مدارات قريبة حول القوس أ*، تُعرف مجتمعةً باسم "نجوم S". ^{[ 75 ]} تُرصد هذه النجوم بشكل أساسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء K ، نظرًا لأن الغبار بين النجوم يحدّ بشكل كبير من رؤيتها في نطاق الضوء المرئي. هذا مجال سريع التطور؛ ففي عام 2011، رُسمت مدارات أبرز النجوم المعروفة آنذاك في الرسم البياني على اليسار، مُظهرةً مقارنة بين مداراتها ومدارات مختلفة في النظام الشمسي . ^{[ 71 ]} منذ ذلك الحين، كان يُعتقد أن النجم S62 يقترب من القوس أ* أكثر من تلك النجوم، ^{[ 76 ]} لكن رصدًا لاحقًا للنجم أثبت عكس ذلك. ^{[ 77 ]}

تُتيح السرعات العالية والاقتراب الشديد لهذه النجوم من الثقب الأسود فائق الكتلة إمكانية تحديد حدود الأبعاد الفيزيائية لنجم القوس أ*، بالإضافة إلى رصد التأثيرات المرتبطة بالنسبية العامة، مثل انزياح مداراتها نحو نقطة الحضيض. ويجري رصد دقيق لاحتمالية اقتراب نجوم من أفق الحدث بدرجة كافية لتعرضها للتمزق، ولكن لا يُتوقع أن يُصاب أي من هذه النجوم بهذا المصير.

اعتبارًا من عام 2020يُعدّ S4714 حامل الرقم القياسي الحالي لأقرب اقتراب من القوس A*، حيث يبلغ حوالي 12.6 وحدة فلكية (1.88 مليار كيلومتر) ، وهو ما يقارب أقرب مسافة يصل إليها زحل من الشمس، إذ يتحرك بسرعة تقارب 8% من سرعة الضوء. هذه الأرقام تقريبية، مع هامش خطأ رسمي قدره   12.6 ± 9.3  وحدة فلكية وتبلغ سرعته 23,928 ± 8,840  كم/ث . تبلغ فترة دورانه المداري 12 عامًا، لكن انحرافه المداري الشديد البالغ 0.985 يمنحه الاقتراب الشديد والسرعة العالية. ^{[ 78 ]}

مقتطف من جدول هذه المجموعة النجمية (انظر مجموعة القوس A* )، يُبرز أبرز أعضائها. في الجدول أدناه، يُمثل id1 اسم النجم في فهرس جيلسن، و id2 في فهرس جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس. a و e و i و Ω و ω هي عناصر مدارية قياسية ، حيث تُقاس قيمة a بالثواني القوسية . Tp هو زمن مرور النجم بنقطة الحضيض، و P هي الفترة المدارية بالسنوات، و Kmag هو القدر الظاهري للنجم في نطاق الأشعة تحت الحمراء K. q و v هما مسافة الحضيض بالوحدات الفلكية وسرعة الحضيض كنسبة مئوية من سرعة الضوء . ^{[ 79 ]}

لوحظت سحابة الغاز G2 لأول مرة كظاهرة غير عادية في صور مركز مجرة ​​درب التبانة عام 2002، ^{[ 80 ]} وقد تأكد في ورقة بحثية نُشرت في مجلة Nature عام 2012 أنها على الأرجح تتجه نحو منطقة التراكم لـ Sgr A*. ^{[ 81 ]} أشارت التوقعات المتعلقة بمدارها إلى أنها ستقترب من الثقب الأسود (نقطة الحضيض ) في أوائل عام 2014، عندما كانت على مسافة تزيد قليلاً عن 3000 ضعف نصف قطر أفق الحدث (أو ما يقارب 260 وحدة فلكية، 36 ساعة ضوئية) من الثقب الأسود. وقد لوحظ تفكك G2 منذ عام 2009، ^{[ 81 ]} وتوقع البعض أن تُدمر تمامًا نتيجة هذا الاقتراب، الأمر الذي كان من الممكن أن يؤدي إلى زيادة ملحوظة في سطوع الأشعة السينية وغيرها من الانبعاثات الصادرة من الثقب الأسود. اقترح فلكيون آخرون أن سحابة الغاز قد تخفي نجمًا خافتًا، أو ناتج اندماج نجمين، مما قد يحافظ على تماسكها في مواجهة قوى المد والجزر لـ Sgr A*، ويسمح للمجموعة بالمرور دون أي تأثير. ^{[ 82 ]} بالإضافة إلى تأثيرات المد والجزر على السحابة نفسها، اقتُرح في مايو 2013 ^{[ 83 ]} أنه قبل وصولها إلى أقرب نقطة لها من مركز المجرة (الحضيض)، قد تشهد G2 عدة اقترابات قريبة من أعضاء مجموعات الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية التي يُعتقد أنها تدور بالقرب من مركز المجرة، مما يُقدم بعض المعلومات عن المنطقة المحيطة بالثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 84 ]}

يُعدّ معدل التراكم المتوسط ​​على Sgr A* صغيرًا بشكل غير معتاد بالنسبة لثقب أسود بكتلته ^{[ 85 ]} ، ولا يمكن رصده إلا لقربه الشديد من الأرض. كان يُعتقد أن مرور G2 في عام 2013 قد يتيح لعلماء الفلك فرصةً أكبر لفهم كيفية تراكم المادة على الثقوب السوداء فائقة الكتلة. رصدت العديد من المرافق الفلكية هذا الاقتراب الأقرب، وتم تأكيد الرصد بواسطة Chandra و XMM و VLA و INTEGRAL و Swift و Fermi ، كما طُلب رصده في VLT و Keck . ^{[ 86 ]}

أُجريت محاكاة للمرور قبل حدوثه من قبل مجموعات في المرصد الأوروبي الجنوبي ^{[ 87 ]} ومختبر لورانس ليفرمور الوطني (LLNL). ^{[ 88 ]}

مع اقتراب السحابة من الثقب الأسود، قال داريل هاغارد : "من المثير أن يكون لدينا شيء أشبه بتجربة"، وأعرب عن أمله في أن ينتج عن هذا التفاعل آثار توفر معلومات ورؤى جديدة. ^{[ 89 ]}

لم يُرصد أي شيء أثناء وبعد أقرب اقتراب للسحابة من الثقب الأسود، والذي وُصف بأنه غياب "الألعاب النارية" و"الانهيار". ^{[ 90 ]} نشر علماء فلك من مجموعة مركز المجرة بجامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس ملاحظاتٍ جُمعت في 19 و20 مارس 2014، وخلصوا إلى أن السحابة G2 لا تزال سليمة (على عكس التوقعات التي تفترض وجود سحابة غازية بسيطة) وأن السحابة من المرجح أن يكون لها نجم مركزي. ^{[ 82 ]}

خلص تحليل نُشر في 21 يوليو/تموز 2014، استنادًا إلى رصد تلسكوب ESO الكبير جدًا في تشيلي، إلى فرضية بديلة مفادها أن السحابة، بدلًا من كونها معزولة، قد تكون كتلة كثيفة ضمن تيار متصل ولكنه أقل كثافة من المادة، وأنها ستعمل كنسيم ثابت على قرص المادة الذي يدور حول الثقب الأسود، بدلًا من هبات مفاجئة كانت ستتسبب في سطوع عالٍ عند اصطدامها به، كما كان متوقعًا في الأصل. ويدعم هذه الفرضية أن السحابة G1، التي مرت بالقرب من الثقب الأسود قبل 13 عامًا، كان لها مدار مطابق تقريبًا لمدار G2، وهو ما يتوافق مع كلتا السحابتين، بالإضافة إلى ذيل غازي يُعتقد أنه يتبع G2، وكلها عبارة عن كتل أكثر كثافة ضمن تيار غازي واحد كبير. ^{[ 90 ] [ 91 ]}

اقترح أندريا غيز وآخرون في عام 2014 أن G2 ليس سحابة غازية، بل هو زوج من النجوم الثنائية التي كانت تدور حول الثقب الأسود في وقت واحد، ثم اندمجت لتشكل نجمًا ضخمًا للغاية. ^{[ 82 ] [ 92 ]}

تصور فني لتراكم سحابة الغاز G2 على Sgr A*. حقوق الصورة: ESO ^{[ 93 ]}

تُظهر هذه المحاكاة سحابة غازية، تم اكتشافها في عام 2011، وهي تمر بالقرب من الثقب الأسود الهائل في مركز مجرة ​​درب التبانة.

يُظهر هذا التسلسل الفيديو حركة السحابة الغبارية G2 وهي تقترب من الثقب الأسود الهائل الموجود في مركز مجرة ​​درب التبانة، ثم تمر بجانبه.

• فائض طاقة GeV من مركز المجرة – أشعة غاما غير مفسرة من مركز المجرة 
• قائمة بأقرب الثقوب السوداء المعروفة
• M87*

• هل يوجد ثقب أسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​درب التبانة؟ ( نسخة أولية منشورة على موقع arXiv )
• ورقة بحثية من عام 2004 تستنتج كتلة الثقب الأسود المركزي من مدارات 7 نجوم ( نسخة أولية منشورة على arXiv )
• مقطع فيديو من المرصد الأوروبي الجنوبي لنجم يدور حول نفسه (فيديو MPEG بحجم 533 كيلوبايت)
• الحركة الذاتية لـ Sgr A* وكتلة Sgr A* (ملف PDF)
• مقال من مرصد الفلك الوطني لعلم الفلك الراديوي (NRAO) حول التصوير الإشعاعي بتقنية VLBI لمنطقة Sgr A*
• النظر إلى ثقب أسود ، فيديو من صحيفة نيويورك تايمز ، 2015
• صورة للثقب الأسود فائق الكتلة القوس أ* (2022) ، مركز هارفارد للفيزياء الفلكية
• فيديو (65:30) – مؤتمر EHT يعرض أول صورة لـ Sgr A* على يوتيوب ( NSF ؛ 12 مايو 2022)