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Simulating AGN wind feedback with variable feedback efficiencies in idealised disc galaxies

यह अध्ययन परिवर्तनशील युग्मन दक्षताओं (coupling efficiencies) वाले एक नए तापीय मॉडल का उपयोग करके आदर्श मिल्की वे-द्रव्यमान वाले डिस्क आकाशगंगाओं में एजीएन (AGN) विंड फीडबैक का अनुकरण करता है, जो यह प्रकट करता है कि जबकि ब्लैक होल का द्रव्यमान आकाशगंगा के विकास का प्राथमिक चालक है, कम युग्मन दक्षता तेजी से ब्लैक होल वृद्धि और कमजोर आउटफ्लो की ओर ले जा सकती है, जो संभावित रूप से उच्च रेडशिफ्ट पर अत्यधिक विशाल ब्लैक होल की व्याख्या कर सकती है।

मूल लेखक: Jinning Liang (ICC Durham University, KIAA Peking University), Cedric G. Lacey (ICC Durham University), Filip Huško (Leiden Observatory, ICC Durham University), Evgenii Chaikin (ICC Durham University

प्रकाशित 2026-03-16

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Jinning Liang (ICC Durham University, KIAA Peking University), Cedric G. Lacey (ICC Durham University), Filip Huško (Leiden Observatory, ICC Durham University), Evgenii Chaikin (ICC Durham University, Leiden Observatory), Sownak Bose (ICC Durham University)

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

एक आकाशगंगा की कल्पना एक हलचल भरे, ब्रह्मांडीय शहर के रूप में करें। इस शहर के बिल्कुल केंद्र में एक सुपरमैसिव ब्लैक होल स्थित है, जिसे हम इस शहर के अति-शक्तिशाली, भूखे इंजन के रूप में देख सकते हैं। यह इंजन गैस (ईंधन) को खाता है और ऐसा करते हुए भारी मात्रा में ऊर्जा छोड़ता है।

आमतौर पर, वैज्ञानिकों ने सोचा था कि इस इंजन में एक साधारण "ऑन/ऑफ" स्विच या ऊर्जा छोड़ने की एक निश्चित सेटिंग होती थी। यदि यह बहुत अधिक ऊर्जा छोड़ता, तो यह शहर की इमारतों (तारों) को उड़ा देता और शहर के विकास को रोक देता। यदि यह बहुत कम ऊर्जा छोड़ता, तो शहर बहुत बड़ा और अराजक हो जाता।

इस शोध पत्र का मुख्य विचार
यह शोध पत्र एक सरल प्रश्न पूछता है: क्या होगा यदि इंजन की पावर सेटिंग स्थिर नहीं है, बल्कि इस पर निर्भर करती है कि इंजन कितना भूखा है?

शोधकर्ताओं ने एक आकाशगंगा (मिलकी वे के समान) का कंप्यूटर सिमुलेशन बनाया ताकि एक नए नियम का परीक्षण किया जा सके: ब्लैक होल जितना अधिक खाएगा (उसकी अधिकतम क्षमता के सापेक्ष), वह उतनी ही कुशलता से उस भोजन को एक शक्तिशाली हवा में बदल देगा जो गैस को दूर उड़ा देती है।

इसे एक कार की तरह समझें:

पुराना मॉडल: कार कितनी तेज़ चल रही है, इसकी परवाह किए बिना हमेशा एक ही मात्रा में निकास गर्मी (exhaust heat) छोड़ती है।
नया मॉडल: कार में एक स्मार्ट सिस्टम है। यदि आप एक्सीलेटर को ज़ोर से दबाते हैं (उच्च खाने की दर), तो इंजन पीछे से गर्म हवा छोड़ने में सुपर कुशल हो जाता है। यदि आप केवल आइडलिंग कर रहे हैं, तो यह बहुत कम हवा छोड़ता है।

प्रयोग: "स्मार्ट" इंजन बनाम "डम्ब" इंजन

टीम ने दो प्रकार के सिमुलेशन चलाए:

"डम्ब" इंजन (स्थिर दक्षता/Constant Efficiency): ब्लैक होल चाहे कुछ भी हो, वह हमेशा एक ही निश्चित दर पर ऊर्जा छोड़ता है।
"स्मार्ट" इंजन (परिवर्तनीय दक्षता/Variable Efficiency): ब्लैक होल इस आधार पर अपने विस्फोट की शक्ति को समायोजित करता है कि वह कितनी तेज़ी से खा रहा है।

उन्होंने अलग-अलग आकार के इंजन (छोटे, मध्यम और विशाल ब्लैक होल) और स्मार्ट इंजन के विभिन्न "सेटिंग्स" का भी परीक्षण किया।

उन्होंने क्या खोजा

1. इंजन का आकार सबसे अधिक मायने रखता है
सबसे महत्वपूर्ण खोज यह थी कि ब्लैक होल का आकार इंजन की "स्मार्टनेस" से कहीं अधिक महत्वपूर्ण था।

छोटे ब्लैक होल: वे बहुत कुछ करने के लिए बहुत कमजोर थे। आकाशगंगा सामान्य रूप से तारों का निर्माण करती रही, जैसे एक छोटे जनरेटर वाला शहर।
विशाल ब्लैक होल: वे इतने शक्तिशाली थे कि वे आकाशगंगा के केंद्र से गैस को साफ कर सकते थे, जिससे प्रभावी रूप से नए तारों के जन्म की प्रक्रिया रुक (quench) जाती थी।
सबक: चाहे इंजन "स्मार्ट" हो या "डम्ब", एक विशाल इंजन हमेशा बड़ी गड़बड़ी करता था, और एक छोटा इंजन छोटी गड़बड़ी करता था।

2. "स्मार्ट" इंजन आत्म-नियमन (Self-Regulation) में बेहतर है
यहाँ दिलचस्प बात है: "स्मार्ट" इंजन (परिवर्तनीय दक्षता वाला) आत्म-नियमन में बहुत बेहतर था।

"डम्ब" मॉडल में, यदि ब्लैक होल थोड़ा भी अधिक भूखा हो जाता, तो वह ऊर्जा की एक विशाल लहर छोड़ देता, सारी गैस साफ कर देता, और फिर खुद को भूख से मार डालता। यह "अत्यधिक भोजन और अकाल" (feast and famine) का चक्र था।
"स्मार्ट" मॉडल में, यदि ब्लैक होल भूखा होता, तो वह गैस को दूर उड़ाने में अधिक कुशल हो जाता। इसने वास्तव में इसके अपने विकास को इतना धीमा कर दिया कि चीजें स्थिर बनी रहीं। इसने खुद को भूखा नहीं मरने दिया; इसने एक आरामदायक मध्य मार्ग खोज लिया।
उपमा: एक थर्मोस्टेट की कल्पना करें। "डम्ब" हीटर पूरी शक्ति से चालू होता है और कमरे को बहुत गर्म कर देता है, फिर पूरी तरह से बंद हो जाता है और कमरे को ठंडा कर देता है। "स्मार्ट" हीटर तापमान को महसूस करता है और कमरे को बिल्कुल आरामदायक बनाए रखने के लिए अपने आउटपुट को समायोजित करता है।

3. हम प्रारंभिक ब्रह्मांड में विशाल ब्लैक होल क्यों देखते हैं?
यह खगोल विज्ञान में एक बड़ा रहस्य है। हम प्रारंभिक ब्रह्मांड में ऐसे सुपरमैसिव ब्लैक होल देखते हैं जो हमारे पुराने मॉडलों के अनुसार इतनी तेज़ी से बढ़ने के लिए बहुत बड़े हैं।

"स्मार्ट" इंजन मॉडल बताता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में, जब ब्लैक होल बहुत अधिक खा रहे थे, तब फीडबैक दक्षता कम हो सकती थी (या इंजन गैस को दूर उड़ाने में कम "स्मार्ट" था)। इसने उन्हें अपने ईंधन की आपूर्ति को उड़ाए बिना बहुत तेज़ी से विशाल होने की अनुमति दी।
जैसे-जैसे ब्रह्मांड पुराना हुआ, "स्मार्ट" नियमन सक्रिय हो गया, जिससे उनके विकास की गति धीमी हो गई ताकि वे अपने मेजबान आकाशगंगाओं के आकार के अनुरूप हो सकें।

4. "वायुमंडल" (CGM) का महत्व
सिमुलेशन ने दिखाया कि आकाशगंगा के चारों ओर गैस का एक गर्म "वायुमंडल" (जिसे सर्कमगैलेक्टिक मीडियम या CGM कहा जाता है) होना अत्यंत महत्वपूर्ण है।

वायुमंडल के बिना: ब्लैक होल केंद्र की गैस को खाता है, उसे दूर उड़ा देता है, और फिर ईंधन खत्म हो जाता है। आकाशगंगा मर जाती है।
वायुमंडल के साथ: आकाशगंगा के चारों ओर की गर्म गैस धीरे-धीरे ठंडी होती है और वापस केंद्र में आती है, जिससे ब्लैक होल को फिर से भोजन मिलता है। यह एक रीसाइक्लिंग सिस्टम की तरह है जो शहर को जीवित रखता है और इंजन को अरबों वर्षों तक चलते रहने में मदद करता है।

निष्कर्ष

यह शोध पत्र सुझाव देता है कि एक ब्लैक होल और उसकी आकाशगंगा के बीच का संबंध एक साधारण ऑन/ऑफ स्विच के बजाय एक स्मार्ट, आत्म-नियमन करने वाले थर्मोस्टेट की तरह है।

जबकि ब्लैक होल का आकार ही इस बात का मुख्य चालक है कि वह अपनी आकाशगंगा को कितना प्रभावित करता है, फीडबैक को "परिवर्तनीय" (ब्लैक होल कितनी तेज़ी से खाता है उस पर आधारित) बनाना सिस्टम को स्थिर रखने में मदद करता है। यह ब्लैक होल को अनजाने में अपने भोजन के स्रोत को नष्ट करने से रोकता है, जिससे आकाशगंगाएं अरबों वर्षों में सुचारू रूप से विकसित हो पाती हैं।

यह समझने की दिशा में एक कदम है कि ब्रह्मांड ने आज हमें दिखने वाली सुंदर, संरचित आकाशगंगाओं का निर्माण कैसे किया, न कि केवल तारों और गैस के एक अराजक ढेर का।

यहाँ लियांग एट अल. (2026) के शोध पत्र "Simulating AGN wind feedback with variable feedback efficiencies in idealised disc galaxies" का विस्तृत तकनीकी सारांश दिया गया है।

1. समस्या विवरण (Problem Statement)

एक्टिव गैलेक्टिक न्यूक्लियस (AGN) फीडबैक विशाल आकाशगंगाओं के विकास को नियंत्रित करने के लिए महत्वपूर्ण है, फिर भी इसे संचालित करने वाली भौतिक प्रक्रियाएं अभी भी कम समझ में आती हैं। वर्तमान ब्रह्मांडीय सिमुलेशन (जैसे, EAGLE, IllustrisTNG, COLIBRE) आमतौर पर एक स्थिर कपलिंग दक्षता ( $\eta$ ) के साथ घटनात्मक सबग्रिड मॉडलों का उपयोग करके AGN फीडबैक को लागू करते हैं। यह दक्षता AGN की बोलोमेट्रिक चमक के उस अंश को दर्शाती है जो फीडबैक ऊर्जा (तापीय या गतिज) में परिवर्तित होती है।

हालाँकि, UV लाइन-ड्रिवन विंड्स (विशेष रूप से अल्ट्रा-फास्ट आउटफ्लो या UFOs) के सैद्धांतिक मॉडल और अवलोकन यह सुझाव देते हैं कि कपलिंग दक्षता स्थिर नहीं है, बल्कि यह एडिंगटन अनुपात ( $\dot{m}$ , एडिंगटन दर के सापेक्ष सामान्यीकृत अभिवृद्धि दर) पर निर्भर करती है। विशेष रूप से, संख्यात्मक मॉडल (जैसे, Qwind) एक पावर-लॉ संबंध की भविष्यवाणी करते हैं जहाँ $\eta \propto \dot{m}^\alpha$ होता है। वर्तमान सिमुलेशन में इस भौतिक निर्भरता की कमी ब्लैक होल (BH) के विकास के इतिहास, विशेष रूप से उच्च रेडशिफ्ट पर, और तारा निर्माण (star formation) के नियमन के संबंध में गलत भविष्यवाणियां कर सकती है।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

सिमुलेशन ढांचा (Simulation Framework)

कोड: लेखकों ने SWIFT का उपयोग किया, जो SPHENIX डेंसिटी-एनर्जी स्कीम के साथ स्मूद्थ्ड पार्टिकल हाइड्रोडायनामिक्स (SPH) का उपयोग करने वाला एक हाइड्रोडायनामिकल कोड है।
सबग्रिड भौतिकी: इसमें COLIBRE गैलेक्सी फॉर्मेशन मॉडल का उपयोग किया गया है, जिसमें शामिल हैं:
- रेडिएटिव कूलिंग/हीटिंग (HYBRID-CHIMES)।
- स्टार फॉर्मेशन (Schmidt law) और स्टेलर फीडबैक (SN, रेडिएशन प्रेशर, विंड्स)।
- रासायनिक संवर्धन (chemical enrichment) और डस्ट इवोल्यूशन।
- AGN फीडबैक: इसे एक थर्मल मोड के रूप में लागू किया गया है (आसपास की गैस में ऊर्जा इंजेक्ट करना)। जबकि भौतिक चालक एक 'विंड' है, ऊर्जा को सबग्रिड स्तरों पर शॉक के कारण थर्मल किया जाता है, जो कम-रिज़ॉल्यूशन वाले कॉस्मोलॉजिकल संदर्भों में थर्मल इंजेक्शन दृष्टिकोण को उचित ठहराता है।

नया परिवर्तनीय कपलिंग दक्षता मॉडल (New Variable Coupling Efficiency Model)

मुख्य नवाचार एक नया सबग्रिड मॉडल है जहाँ कपलिंग दक्षता $\eta$ एडिंगटन अनुपात के पावर-लॉ के रूप में बदलती है:
$\eta = \min\{ N_\eta \dot{m}^{\alpha_\eta}, 1 \}$

पैरामीटर्स: $N_\eta$ (नॉर्मलाइजेशन) और $\alpha_\eta$ (स्लोप)।
फिडुशियल मॉडल: Qwind भविष्यवाणियों और अवलोकनात्मक बाधाओं के आधार पर, लेखकों ने $\alpha_\eta = 2.6$ निर्धारित किया और इसे इस प्रकार नॉर्मलाइज़ किया कि जब $\dot{m} = 0.1$ हो तो $\eta = 0.1$ प्राप्त हो, जिससे $N_\eta = 39.81$ मिला।
विविधताएँ: अध्ययन ने विशिष्ट स्केलिंग रिलेशन के प्रति परिणामों की संवेदनशीलता का पता लगाने के लिए $N_\eta$ और $\alpha_\eta$ के विविधताओं का परीक्षण किया।

प्रारंभिक स्थितियाँ (Initial Conditions - ICs)

सिस्टम: एक स्टैटिक डार्क मैटर (DM) हेलो के भीतर आइसोलेटेड, मिल्की वे-मास गैलेक्सीज़।
घटक:
- स्टैटिक DM हेलो (Hernquist प्रोफाइल, $M_{200} \approx 1.37 \times 10^{12} M_\odot$ )।
- एक्सपोनेंशियल स्टेलर डिस्क और कोल्ड गैस डिस्क।
- हॉट सरकमगैलेक्टिक मीडियम (CGM): एक महत्वपूर्ण जुड़ाव, जिसे डिस्क के गैर-गोलाकार विभव (potential) के भीतर हाइड्रोस्टैटिक इक्विलिब्रियम में इनिशियलाइज़ किया गया था। पूर्ण सिमुलेशन शुरू होने से पहले संतुलन सुनिश्चित करने के लिए CGM को 3 बिलियन वर्ष (Gyr) तक डायनेमिकली रिलैक्स होने दिया गया था।
ब्लैक होल्स: $t=0.3$ Gyr पर एक केंद्रीय SMBH डाला गया जिसकी प्रारंभिक द्रव्यमान सीमा $10^6$ से $10^9 M_\odot$ के बीच थी।
रिज़ॉल्यूशन: गैस पार्टिकल मास $m_g = 10^5 M_\odot$ ।

3. मुख्य योगदान (Key Contributions)

परिवर्तनीय दक्षता का कार्यान्वयन: UV लाइन-ड्रिवन विंड थ्योरी से प्रेरित, एक हाइड्रोडायनामिकल सिमुलेशन में पहली बार पावर-लॉ पर आधारित परिवर्तनीय AGN कपलिंग दक्षता ( $\eta \propto \dot{m}^{2.6}$ ) का कार्यान्वयन।
स्व-नियमन विश्लेषण (Self-Regulation Analysis): यह प्रदर्शित किया कि कैसे परिवर्तनीय दक्षता BH स्व-नियमन को बढ़ाती है, जो अभिवृद्धि दरों (accretion rates) के आधार पर फीडबैक की शक्ति को गतिशील रूप से नियंत्रित करती है।
CGM की भूमिका: दीर्घकालिक AGN गतिविधि और तारा निर्माण को बनाए रखने के लिए गैस भंडार को पुनः भरने में गर्म CGM की महत्वपूर्ण भूमिका को रेखांकित किया, जो अक्सर आदर्श अध्ययनों में गायब रहता है।
उच्च-रेडशिफ्ट निहितार्थ: उच्च रेडशिफ्ट पर "ओवरमासिव" BHs (तेजी से विकास क्योंकि उच्च $\dot{m}$ पर फीडबैक दक्षता कम है) के अस्तित्व को समझाने के लिए एक संभावित तंत्र प्रदान किया, जबकि स्थानीय स्केलिंग संबंधों की ओर अभिसरण (convergence) भी सुनिश्चित किया।

4. मुख्य परिणाम (Key Results)

A. परिवर्तनीय कपलिंग दक्षता पैरामीटर्स का प्रभाव

मामूली गैलेक्सी परिवर्तन: एक निश्चित BH मास के लिए, कपलिंग दक्षता के नॉर्मलाइजेशन ( $N_\eta$ ) या स्लोप ( $\alpha_\eta$ ) को बदलने से वैश्विक गैलेक्सी गुणों (स्टार फॉर्मेशन रेट, स्टेलर मास, कोल्ड गैस मास) में केवल मामूली बदलाव हुए।
स्व-नियमन: सिस्टम मजबूत स्व-नियमन प्रदर्शित करता है। उच्च कपलिंग दक्षता अधिक शक्तिशाली फीडबैक की ओर ले जाती है, जो गैस को बाहर निकाल देती है, जिससे अभिवृद्धि दर ( $\dot{m}$ ) कम हो जाती है, और फलस्वरूप $\eta$ भी कम हो जाता है (चूंकि $\eta \propto \dot{m}^{2.6}$ )। यह फीडबैक लूप विभिन्न पैरामीटर विकल्पों में कुल AGN ऊर्जा इंजेक्शन ( $E_{AGN}$ ) को स्थिर करता है।
BH विकास: कम कपलिंग दक्षता (जैसे, उच्च $\dot{m}$ पर) तेजी से BH विकास और कमजोर आउटफ्लो की ओर ले जाती है, क्योंकि अभिवृद्धि को दबाने के लिए कम ऊर्जा इंजेक्ट की जाती है।

B. ब्लैक होल मास ( $M_{BH}$ ) का प्रभाव

प्राथमिक चालक: $M_{BH}$ गैलेक्सी के विकास को आकार देने वाला प्रमुख कारक है, जो परिवर्तनीय कपलिंग दक्षता पैरामीटर्स के प्रभावों से कहीं अधिक प्रभावी है।
उच्च द्रव्यमान ( $M_{BH} \ge 10^8 M_\odot$ ):
- कॉन्स्टेंट (स्थिर) मॉडल: मजबूत फीडबैक तेजी से केंद्रीय गैस को बाहर निकाल देता है, जिससे अभिवृद्धि में भारी गिरावट आती है और तारा निर्माण का शीघ्र अंत (quenching) होता है।
- वेरिएबल (परिवर्तनीय) मॉडल: फीडबैक शुरुआत में कमजोर होता है (कम $\dot{m}$ पर कम $\eta$ के कारण), जिससे BH को तेजी से बढ़ने का अवसर मिलता है। हालाँकि, जैसे-जैसे BH बढ़ता है और $\dot{m}$ गिरता है, $\eta$ और भी गिर जाता है, जो स्थिर मॉडल में देखी गई "रनवे" क्वेंचिंग को रोकता है। इसके परिणामस्वरूप बेहतर स्व-नियमन और निरंतर (यद्यपि कम) गतिविधि बनी रहती है।
कम द्रव्यमान ( $M_{BH} \le 10^7 M_\odot$ ): AGN फीडबैक कमजोर होता है; तारा निर्माण काफी हद तक निर्बाध रूप से जारी रहता है, और गैलेक्सी तारा-निर्माणशील (star-forming) बनी रहती है।

C. आउटफ्लो व्यवहार (Outflow Behavior)

ज्यामिति (Geometry): आउटफ्लो मुख्य रूप रूप से द्विध्रुवीय (ध्रुवीय दिशा) होते हैं, जो AGN फीडबैक द्वारा संचालित होते हैं, जबकि भूमध्यरेखीय क्षेत्र (equatorial regions) इनफ्लो (गैलेक्टिक फोंटेन) द्वारा हावी होते हैं।
दक्षता तुलना: स्थिर मॉडल की तुलना में, फिडुशियल वेरिएबल मॉडल शुरुआती समय में CGM स्केल (50 kpc) पर कम द्रव्यमान और ऊर्जा आउटफ्लो दर उत्पन्न करता है। हालाँकि, देर के समय में, वेरिएबल मॉडल गैलेक्सी के केंद्र के करीब आउटफ्लो को बनाए रखता है क्योंकि इसमें गैस की कमी कम होती है।
तापीय प्रभुत्व (Thermal Dominance): 50 kpc पर आउटफ्लो पावर तापीय ऊर्जा (~70-80%) द्वारा प्रधान है, भले ही इसका चालक एक 'विंड' हो, जो पुष्टि करता है कि गतिज ऊर्जा को सबग्रिड स्तरों पर थर्मल किया जाता है।

D. CGM की भूमिका

CGM के बिना सिमुलेशन ने दिखाया कि AGN फीडबैक तेजी से केंद्रीय गैस डिस्क को समाप्त कर देता है, जिससे लगभग 1.7 Gyr के बाद तारा निर्माण और BH अभिवृद्धि रुक जाती है।
CGM के साथ सिमुलेशन ने दिखाया कि हेलो से कूलिंग और इनफ्लो डिस्क को लगातार पुनर्जीवित करते हैं, जिससे पूरे 3.3 Gyr के सिमुलेशन के दौरान तारा निर्माण और AGN गतिविधि दोनों बनी रहती है।

5. महत्व और निहितार्थ (Significance and Implications)

उच्च-रेडशिफ्ट SMBHs: परिवर्तनीय कपलिंग दक्षता मॉडल JWST द्वारा देखे गए उच्च रेडशिफ्ट ( $z > 6$ ) पर "ओवरमासिव" BHs के अस्तित्व के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण प्रदान करता है। इस मॉडल में, उच्च अभिवृद्धि दरें ( $\dot{m}$ ) कम कपलिंग दक्षता ( $\eta$ ) की ओर ले जाती हैं, जिससे BHs को मजबूत फीडबैक द्वारा तुरंत क्वेंच किए बिना तेजी से बढ़ने की अनुमति मिलती है।
मॉडल की मजबूती: अध्ययन बताता है कि जबकि कपलिंग दक्षता के विवरण BH विकास के इतिहास के लिए मायने रखते हैं, वैश्विक गैलेक्सी गुण (स्टेलर मास, SFR) मजबूती से BH मास द्वारा विनियमित होते हैं, बशर्ते कि फीडबैक तंत्र स्व-नियमन की अनुमति दे।
भविष्य की दिशाएँ: लेखक नोट करते हैं कि यह परीक्षण करने के लिए कॉस्मोलogical सिमुलेशन की आवश्यकता है कि क्या यह रुझान पूर्ण पदानुक्रमित संरचना निर्माण (hierarchical structure formation) के संदर्भ में बना रहता है, जहाँ एडिंगटन अनुपात का वितरण आदर्श पृथक डिस्क से भिन्न होता है।

निष्कर्षतः, यह शोध पत्र प्रदर्शित करता है कि भौतिक रूप से प्रेरित, परिवर्तनीय AGN कपलिंग दक्षता को लागू करने से BH स्व-नियमन में सुधार होता है, जिससे उच्च अभिवृद्धि दरों पर तेजी से BH विकास होता है, जबकि स्थिर दक्षता मॉडलों द्वारा उत्पादित वैश्विक गैलेक्सी गुणों के समान गुण बनाए रखे जाते हैं।