Supermasyvių juodųjų skylių (SMBH) egzistavimas daugumos (jei ne visų) galaktikų centre išlieka įtikinama teorija, paremta įvairiais netiesioginiais stebėjimo metodais. Šiuose duomenų šaltiniuose egzistuoja stipri koreliacija tarp galaktikos galaktikos išsipūtimo masės ir jos centrinio SMBH masės – tai reiškia, kad mažesnės galaktikos turi mažesnius SMBH, o didesnės galaktikos turi didesnius SMBH.
Su šiuo atradimu siejama mintis, kad SMBH gali atlikti esminį vaidmenį formuojantis ir evoliucionuojant galaktikas – ir netgi galėjo būti pirmasis žingsnis formuojant ankstyviausias galaktikas visatoje, įskaitant proto Paukščių Taką.
Dabar šioje mąstymo linijoje yra daug reikšmingų prielaidų, nes galaktikos išsipūtimo masė paprastai daroma iš jo žvaigždžių greičio sklaidos, o supermasyvių juodųjų skylių buvimas tokių iškilimų centre daromas remiantis labai greitas vidinių žvaigždžių radialinis judėjimas – bent jau arčiau esančiose galaktikose, kur galime stebėti atskiras žvaigždes.
Galaktikose, kurios yra per toli, kad galėtų stebėti atskiras žvaigždes, greičio dispersija ir centrinės supermasyvios juodosios skylės buvimas daromos išvados, remiantis tuo, ką sužinojome iš artimesnių galaktikų, taip pat iš tiesioginių plačių emisijos linijų stebėjimų. aiškinamas kaip labai greito dujų judėjimo orbitoje aplink SMBH produktas (kur šių linijų „išplėtimas“ yra Doplerio efekto rezultatas).
Tačiau nepaisant prielaidų, pagrįstų šio darbo prielaidomis, nuolatiniai stebėjimai ir toliau palaiko ir stiprina teorinį modelį. Taigi, atsižvelgiant į visa tai, atrodo tikėtina, kad užuot išeikvoję savo galaktikos išsipūtimą, kad augtų, SMBH ir jos priimančiosios galaktikos galaktikos išsipūtimas auga kartu.
Spėjama, kad ankstyviausios galaktikos, susiformavusios mažesnėje, tankesnėje visatoje, galėjo prasidėti nuo greito dujų ir dulkių agregacijos, kurios išsivystė į masyvias žvaigždes, kurios virto juodosiomis skylėmis, kurios vėliau sparčiai augo dėl į aplinkinių dujų ir dulkių kiekį, kurį jie galėjo susikaupti.
Tolimieji kvazarai gali būti tokių objektų, kurie išaugo iki galaktikos masto, pavyzdžiai. Tačiau šis augimas tampa savaime ribojamas, nes spinduliuotės slėgis iš SMBH akrecinio disko ir jo poliariniai srautai tampa pakankamai intensyvūs, kad išstumtų didelius dujų ir dulkių kiekius už augančios SMBH įtakos sferos. Toje išsklaidytoje medžiagoje yra kampinio impulso likučių, kad ji liktų orbitoje aplink SMBH, ir būtent šiuose išoriniuose regionuose gali įvykti žvaigždžių formavimasis. Taip pasiekiama dinaminė pusiausvyra, kai kuo daugiau medžiagos SMBH suvalgo, tuo daugiau medžiagos pertekliaus jis išpučia, prisidedant prie aplink ją besiformuojančios galaktikos augimo.
Beveik tiesinė koreliacija tarp SMBH masės (M) ir galaktikos išsipūtimo greičio dispersijos (sigmos) („M-sigmos santykis“) rodo, kad tarp SMBH ir ją priimančios galaktikos vyksta tam tikra koevoliucija. Vienintelis būdas SMBH gali padidėti, jei jo priimančioji galaktika padidės ir atvirkščiai. Kairiojoje diagramoje rodomi duomenų taškai, gauti iš skirtingų galaktikos objektų, o dešinėje – duomenų taškai, gauti iš skirtingų galaktikų tipų. Kreditas: Tremaine ir kt. (2002).
Norėdami toliau tirti santykių tarp SMBH ir juos priimančių galaktikų raidą, Nesvadba ir kt pažvelgė į labai raudonai pasislinkusių (taigi ir labai nutolusių) radijo galaktikų (arba HzRG) kolekciją. Jie spėlioja, kad jų pasirinkta galaktikų grupė pasiekė kritinį tašką – kai SMBH maitinimosi šėlsmas išpučia maždaug tiek pat medžiagos, kiek sugeria – tašką, kuris tikriausiai rodo SMBH ir jo aktyvaus augimo ribą. priimančioji galaktika.
Nuo to momento tokios galaktikos gali toliau augti dėl kanibalistinio susiliejimo, bet vėlgi tai gali lemti bendra galaktikos ir SMBH evoliuciją, nes didžioji dalis valgomos galaktikos turinio sunaudojama kuriant žvaigždes šventosios galaktikos viduje. diskas ir išsipūtimas, kol visa, kas liko, patenka į centrinį SMBH.
Kiti autoriai (pvz. Schulze ir Gebhardt ), nors ir neginčijama bendroji koncepcija, teigia, kad visi matavimai yra šiek tiek prasti, nes į teorinį modelį nebuvo įtraukta tamsioji medžiaga. Bet tai jau kita istorija…
Papildoma literatūra:Nesvadba ir kt. Radijo galaktikų juodosios skylės „kvazarų eros“ metu: masės, akrecijos greitis ir evoliucijos etapas .