我们的主要样本由附近宇宙中的69个中央星系组成 ，直接估计了来自恒星或气体的分辨运动学的黑洞（BH）质量11,19,20,21 。我们仅包括中央星系 ，以避免对星系星际介质（ISM）特性的任何环境影响 。该样品包括几种类型的星系，包括螺旋，凸耳和椭圆形。我们通过与附近的星系数据库进行交叉匹配（方法和扩展数据表1） ，获得了追踪原子气体MHI的原子氢（HI）21-CM发射通量。
我们将HI气体含量定义为HI质量和恒星质量的比例为μHi= MHi/m 。我们首先检查了μHI和BH质量之间的关系 ，并将其与图1中的μHI -M相关性进行比较 。发现与MBH的相关性比与M的相关性更为重要，而Spearman相关系数为r = -0.49（p = 10-4.4.7）（p = 10-4.4.7） ，r = -0.39（p = -0.39（p = -0-39）（p = 10-39（p = 10-0-39）。更重要的是 ，在控制MBH时μHI和M之间的部分相关性，即删除它们对MBH的依赖性 ，表明μHI对M不依赖于M（r = -0.13 ，p = 0.29；图1;图1;图1;图1（左下）（左下），而强度强度在μHI和MB之间 ，同时= MB（MB）（MB）（MB）（MB）（MB）（MB）（MB）（RO）（R）p = 10-3.3;此外 ，尽管早期和晚期星系的μHI-M相关性在固定M处有系统地较低的μHI的早期和晚期星系明显不同，但具有不同形态的星系遵循相同的μHI-MBH关系 。这表明在μHI-M关系上那些早期型星系中的低HI值可能只是反映 ，即与具有相似M的晚期型星系相比 ，这些星系具有更大的BHS 。
尽管MBH和M之间的部分相关性提供了直接的证据，表明BHS在调节μHI方面起着比M更关键的部分，但该样本的异质性质使确定如何适用于广泛的星系群体来确定如何适用。为了验证这种关系 ，我们使用了具有深度观测值的附近星系的大量样本（方法和扩展数据图1） ，其中包括474个组中央星系，其中央星系为1095m <m <1011.5m和可靠的中央速度分散（σ）测量值 。在此中 ，其中281个在HI中检测到HI上限 ，其余193个来源可用于HI上限 。该星系样品的MBH是从MBH –σ关系（方法）推断出来的。此后，我们将这个放大的星系样品称为“星系样本” ，并将样品称为直接测量的MBH“ BH样品 ” 。
星系样品的μHI -M和μHI -MBH关系如图2所示 。发现MBH和M与μHI紧密相关 ，分别为r = -0.72，r = -0.60。然而 ，部分相关表明 ，与μHI -MBH关系的r = -0.49相比，μHI -M的相关性几乎消失了（控制MBH时） ，而R = -0.49（在控制m时） 。这进一步表明 ，μHI -M相关性主要由μHI -MBH和M – MBH相关性驱动 。与BH样品相似，早期和晚期星系遵循相同的μHi-MBH关系，但不同的μHI-M关系。
HI-DETECTED GALAXY样品的最合适的μHI-MBH关系产生的斜率为-0.43±0.02（图2 ，黑线） ，该斜率比BH样品（-0.37±0.06;图2;图2，橙色线）陡峭。这很可能是由BH样品中的选择偏差驱动的 ，BH样品在大MBH上更完整 ，并且在低MBH下采样较差 。此外，我们还得出了一个固有的μHI-MBH缩放关系（图2 ，洋红色线） ，其中包括HI检测和非检测，导致斜率较高（-0.59±0.19）（-0.59±0.19）（-0.59±0.19） ，而不是专门拟合HI检测的斜率（扩展数据表2） 。
接下来 ，我们进一步探讨μHI与其他主要银河参数之间的相关性22，包括恒星表面密度（σstar） ，凸起质量（Mbulge）和特定的恒星形成速率（SSFR） ，以确定MMBH是否是确定星系中μHI的关键参数。图3比较了HI-DETECTED GALAXY样品的μHI，M，MBH ，σstar ，Mbulge和SSFR之间的相关性 。尽管FHI和所有这些参数之间存在显着的相关性，但在消除了对MBH的依赖性后 ，所有相关性几乎消失了 ，而Spearman系数可忽略不计和零运行中值 。我们还通过使用扩展数据中为完整样本得出的固有的μHi -MBH关系来验证这一点，从而产生一致的结果。
Given that MBH, M, Σstar and Mbulge are all highly correlated, as a further test on the fundamental role of MBH in driving the correlation with μHI, we conduct a partial least squares regression between fHI and the parameter set of MBH, M, Σstar and Mbulge for the HI-detected galaxy sample and the BH sample, which shows that MBH is the most significant predictor parameter ofμHI（方法） 。
由于MBH与BHS在其积聚史中的综合能量成正比2,13 ，我们的发现提供了观察性证据 ，即来自BHS的积累能量对于调节星系中冷却气体的积聚和/或冷却至关重要 。已知从大规模星系中SMBH的积聚释放的巨大能量至少与宿主星系的结合能相当2,7,23。人们认为，这种能量会显着影响气体上的积聚 ，以及海洋层次培养基（CGM）和ISM的冷却 。由于m与内部光环结合能（有效的星系半径内的总结合能）紧密相关 ，因此，μHI -MBH关系意味着EB代表内部暗物质晕圈的结合能 。在我们的BH样品探测的恒星质量范围下 ，β≈0.6 ，接近α的值，屈服，α≈0.6。
上面的分析表明 ，星系中的HI质量取决于光环的结合能与从BHS释放的能量（EBH MBH）之间的相对强度 。光环的结合能确定可以将多少气体吸收到暗物质光环上 ，而BHS弹出的能量或加热气体，以防止其进一步冷却 。两者之间的竞赛决定了最终可以冷却多少积气并将其定为中央星系。为了使这种机制有效 ，需要涉及气体积聚或冷却以及BH积聚或反馈的负反馈回路5,13。积聚气可以喂养恒星形成和BH积聚的事实使这成为可能 。当气体积聚或冷却升高时 ，还会触发更强的BH积聚，从而导致更多的能量弹出到ISM和CGM中 ，从而抑制了冷却气体的进一步冷却或积聚 。最终 ，这会带来凉爽的气体含量（以及BH积聚率）。相反，较低的冷气含量通常会导致BH积聚较弱 ，而对ISM和CGM的能量弹出较少 ，这将有助于进一步的冷却气体积聚或冷却并增加FHI，直到达到平均关系 。同样的物理过程也适用于星形的星系（SFG）和静态星系 。不同之处在于 ，尽管SFG的MBH和M可以通过此过程大大增长 ，但由于其总体低BH积聚率和恒星形成率，大多数静态星系可能会在淬火时保持其MBH和M。此情况如图4所示 。
在这种情况下，预计总气体分数（）和MBH之间的相关性甚至比μHI -MBH关系更紧 。这是因为来自CGM的气体冷却可能首先会作为HI气体冷却 ，而后来才成为寄主恒星形成的分子气体。换句话说 ，HI气体探针仅是冷气的一个相，而AGN反馈应影响星系中原子和分子气的冷却 。可能是这种情况 。尽管具有HI和CO测量值的样品很小 ，但与μHI -MBH关系相比 ，发现了–MB关系的散射降低（方法和扩展数据图4）。除样品量较小外，大多数带有HI和CO测量的星系是SFG 。将需要使用HI和CO测量的更大和更具代表性的星系样品进行的未来研究 ，以充分验证–MB的关系 。
由于凉气是恒星形成的物质 ，这些发现也阐明了大量BHS的存在与星系静止之间的紧密联系。它很好地解释了为什么大多数静态星系仅在MBH 1075M处存在（参考文献10,11,12,13）（扩展数据图5），对应于低水平的凉气含量（10％） ，因此恒星形成速率最小。所提出的机制可以调解缺乏强瞬时负AGN反馈与MBH与星系静止之间的紧密相关性之间的差异 。这也与表明暗物质光环与BHS之间的竞争在星系中基于各种观察到的银河缩放关系25的星系中的恒星形成的淬火25 。
尽管目前的研究仅限于当地宇宙中的星系 ，但在星系的静脉和突出的凸起，高的中央恒星密度或高中央引力潜力26,27,28,29,30之间的所有红移之间的密切相关性 ，所有这些都表明了一个大的BH ，暗示着同一场景对高高的情况而言，这可能是众所周知的。需要进行下一代公里阵列和下一代非常大的阵列等下一代设施来确认这一点 。
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