尽管在物理上，黑洞有种种“神奇”的性质，但是对于天文学家来说，确认黑洞存在的最好办法无非是找到大量质量聚集在小空间内的直接或者间接证据罢了。
刚上大学的时候，我第一听说了这个长达十年的观测成果（从 95 年开始到 05 年 paper 发表
Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole
，实际观测时间应该在 8 年左右），当时就深深的为这种现实中的十年磨一剑所拜倒（现在则为那个组里的 PhD 们感到黯然神伤）。
UCLA 的这个银（河系中）心组，从 95 年开始用 Keck 望远镜（当时世界上最大的光学望远镜，主反射面直径 10 米，位于夏威夷的 Mauna Kea 山巅）对银河系中心的人马座 A* X 射线源附近的恒星进行跟踪观测。说起来容易，实际上银河系中央的的恒星密度非常高，再加上前景恒星的影响，实际得到的原始观测图像差不多是下图（a）中的样子（非常短的曝光，只有 0.13 秒）：（这幅图取自这个组 98 年的 paper，
High Proper-Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Super
）
图（a）中标注出来的四个 16** 是很亮的前景星（这几幅图里都是越黑代表实际越亮，据说可以省墨，但是在 CRT 时代却会影响显示器寿命），对每幅图像进行去暗场，减 Bias 以及平场之后，把很多这样的短曝光图像进行叠加（原始论文里叫 shift and add，本人不做观测所以也不太了解具体过程，询问了系里的师兄之后，知道基本过程就是取一个亮星作为参照，并假设在曝光时间内大气的影响基本是朝同一个方向的，把 N 张图片进行不同位移的叠加，得到的亮星图像最亮的时候就认为基本消除了大气抖动，这个方法和自适应光学结合之后可以得到非常高的分辨率）那些恒星的所在的视场，只有 1*1 个角秒大小，放大并用高通滤波去掉前景星的光晕之后，就可以仔细研究这些小黑点啦。
这里科普一下点扩散函数（point spread function，PSF），由于光的衍射，以及光学系统本身的像差，导致理想点源在成像元件上并不是一个完美的点，这种大型望远镜通常像差很小，如果不考虑大气层的影响，一般的 PSF 很接近理想的艾里斑：
于是大家可以明白为何亮的星星看起来更大了：虽然艾里斑的理论尺寸是一样的，但是亮星的 PSF 即使在边缘也有足够的亮度让 CCD 感光，而暗星就只有中间那个“尖顶”可以让 CCD 检测到。
在知道光学系统的 PSF 之后，就可以用它和处理过的图像拟合，得到这些“小黑点”中心的准确位置，如果这些恒星不是高速自转导致变成椭圆的话，图像中心就可以认为是恒星的质心了。
最后假设有一个点质量源位于 Sgr A*,用不同时刻恒星的位置开始拟合轨道：
如果下面这个 gif 能动的话：
05 年的结果表明，这些恒星周期最短的只有不到 20 年，最快的一颗在近拱点的速度大约有 10000km/s，也就是光速的 3%！而中央区域有大约四百万太阳质量的物质集中在半径 45AU（差不多是冥王星的轨道大小）的范围内。虽然依然不是黑洞存在的直接证据，但的确很难想象太阳系里挤进四百万个太阳的情形——这么多的质量集中在如此小得范围内，除了黑洞，别的都很难稳定存在啊。
最近这个组又发现了周期更小的恒星 S0-102,绕“黑洞”跑完一圈只要十年：
当然，45AU 似乎还是个很大的范围，前面的回答有人提到 Sgr A* 是一个强射电源，这意味着我们可以用射电望远镜进行分辨率极高的观测。目前利用甚长基线干涉（VLBI，用多台相距很远的射电望远镜组成干涉阵列，从分辨率角度相当于增大望远镜口径，提高角分辨率。射电因为频率较低，所以可以先把电波记录下来再进行干涉处理，所以可以全球联动。光学波段就只能靠光纤实时干涉了，限制了大小，一般也就同一个天文台的几个望远镜可以这样搞）得到这个射电源的大小不超过 37 微角秒，差不多相当于理论上视界大小的 4 倍，对应的实际大小是 0.3AU。这就是说，我们需要把四百万个太阳质量集中到水星轨道以内！
当然我很期待视界望远镜（Event Horizen Telescope）的结果啦，真的做到那么高的分辨率，想想就有点小激动哦！
这么大质量的高密度天体，目前还真的只有黑洞能解释呢。什么中子星白矮星都是“长”不到那么大得，真有那么大，核心即使是中子简并压也撑不住，只会继续坍缩，要是没有新的对抗压力的机制冒出来的话，就只能变成黑洞了。