Los orígenes de los agujeros negros supermasivos (SMBH) son actualmente una pregunta abierta en astronomía. Lo que sí sabemos, empíricamente, es que sus masas están fuertemente correlacionadas con las masas del abultamiento galáctico en el que residen; Esto se conoce como la relación M- [matemáticas] \ sigma [/ matemáticas]: 
(Figura tomada de Gultekin et al. 2009)
Esto es evidencia de que una galaxia y SMBH evolucionan conjuntamente , pero no responde si el crecimiento de la galaxia impulsa el crecimiento de BH o si la retroalimentación de BH limita el crecimiento de la galaxia, que son ambas posibilidades.
De cualquier manera (hasta donde yo sé por coloquios) no hay consenso sobre los progenitores de SMBH. Uno de los problemas es que hay una brecha en la distribución de las masas BH. Se observan BH de masa estelar (alrededor de 5-15 masas solares) y SMBH (de unos pocos millones a unos miles de millones de masas solares) pero nada en el medio.
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No hay candidatos fuertes de los llamados agujeros negros de masa intermedia (IMBH). Si los SMBH provienen de la fusión o el crecimiento de los BH de masa estelar, esperaría ver IMBH hoy. Se cree que los cúmulos globulares pueden albergar IMBH en sus núcleos, pero aún así, no hay pruebas sólidas.
La distribución masiva de estrellas de primera generación (también conocida por su nombre astronómico “población de tres estrellas”) tampoco es segura. Anteriormente se pensó que estas estrellas serían bastante masivas, del orden de 100 masas solares (para referencia, la mayoría de las estrellas en la galaxia de hoy están cerca de 1 masa solar). Las simulaciones más modernas que incluyen efectos más fluidos parecen sugerir que las estrellas de la población III se fragmentarían durante la formación a masas más bajas, a varias o decenas de masas solares. La mayoría de las estrellas masivas también pierden gran parte de su masa más adelante en la vida, por lo que no terminan haciendo agujeros negros “grandes”, todavía solo 5-15 masas solares.
Algunas personas han tratado de pensar en las formas en que se podrían formar los BH progenitores en el universo muy temprano (a una edad menor de 1 segundo). Estos esquemas no tienen consenso en el campo.
Desafortunadamente, es muy difícil aprender sobre los progenitores de SMBH, ya que todos están bastante lejos. Un posible canal para aprender sobre ellos es a través de la detección de ondas gravitacionales (GW), que podría informarnos sobre el espectro de masas. Actualmente no hay un detector de GW capaz de detectar los GW de una fusión de dos SMBH, para eso se necesita una misión espacial.
Entonces, por ahora … no hay consenso sobre los progenitores de SMBH.
