يقع في قلب مجرة درب التبانة ثقب أسود فائق الكتلة يُعرف باسم «الرامي أ»، وتبلغ كتلته نحو ٤ ملايين مرة كتلة الشمس. وقد تأكد وجوده من متابعة مدارات النجوم السريعة القريبة منه، إذ لا يمكن تفسير حركتها إلا بوجود جرم شديد الكثافة والجاذبية في منطقة صغيرة جدًا عند مركز المجرة.

يضم مركز مجرة درب التبانة ثقباً أسود فائق الكتلة، وتُعد هذه المنطقة من أكثر أجزاء المجرة كثافة وتعقيداً من الناحية الفلكية. ويُنظر إلى وجود هذا الثقب بوصفه عنصراً أساسياً في فهم البنية المركزية للمجرة وحركة الأجرام المحيطة بها، إذ تؤثر كتلته الهائلة في مسارات النجوم والغازات القريبة منه تأثيراً واضحاً.

قد تضم مجرة درب التبانة نحو ١٠٠ مليون ثقب أسود، لكن معظمها يصعب اكتشافه لأنها لا تصدر ضوءًا يمكن رصده مباشرة. يتكوّن كثير من الثقوب السوداء النجمية عندما تستنفد النجوم الضخمة وقودها النووي وتنهار أنويتها، ويصنف الفلكيون الثقوب السوداء بحسب كتلتها إلى نجمية ومتوسطة الكتلة وفائقة الكتلة، مع بقاء الحدود بين هذه الفئات تقريبية وخضوع أصول بعضها للبحث العلمي.

إذا جرى قذف ثقب أسود فائق الكتلة من مجرّة، فإنه قد يصطحب معه عنقوداً نجميّاً كثيفاً يُعرف باسم "هايبركومباكت ستيلار سيستم"، وهو تجمع صغير ومضغوط من النجوم يرتبط بجاذبية الثقب الأسود أثناء ابتعاده عن موطنه المجري. ويُعد هذا النظام من التكوينات النادرة التي قد تكشف آثاراً واضحة على عنف التفاعلات الجاذبية في مراكز المجرات، حيث تبقى النجوم المرافقة محتفظة بقربها من الجسم الأسود الهائل رغم طرده من المجرّة.

مجرة درب التبانة هي المجرة التي يقع فيها النظام الشمسي، وهي مجرة لولبية مخططة تُعد جزءاً من المجموعة المحلية للمجرات، وواحدة من بلايين المجرات الممكن ملاحظتها في الكون. يرجع الفضل في افتراض وجودها إلى الفيلسوف اليوناني القديم ديموقريطوس، الذي كان من أوائل من رأوا أنها تتشكل من بلايين النجوم البعيدة. تمتلك هذه المجرة نواة وقرصاً وهالة مثل حال المجرات اللولبية الأخرى، وتبدو كغيرها من المجرات اللولبية عند النظر إليها من فوق. وتحتوي درب التبانة على بلايين النجوم، ويُعتقد أن كتلتها تبلغ نحو ٥.٨×١٠^١١ كتلة شمسية، وأنها تضم بين ٢٠٠ و٤٠٠ بليون نجمة، كما يقدَّر قدرها المرئي المطلق بنحو -٢٠.٩، ويُعتقد أن عمرها يزيد على ١٣ بليون سنة.