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Forming Double Neutron Stars using Detailed Binary Evolution Models with POSYDON: Comparison to the Galactic Systems

POSYDON बाइनरी जनसंख्या संश्लेषण कोड का उपयोग करते हुए, यह अध्ययन प्रकट करता है कि गैलेक्टिक डबल न्यूट्रॉन स्टार दो विशिष्ट कॉमन एनवेलप उप-चैनलों (केस B और केस C) के माध्यम से बनते हैं, जिनके लिए विशिष्ट कोर परिभाषाओं या उच्च निष्कासन दक्षता और कम सुपरनोवा किक की आवश्यकता होती है, जिससे देखे गए कक्षीय अवधि विभाजन की व्याख्या होती है और इन प्रणालियों के विस्तृत विकासवादी भौतिकी को सीमित किया जाता है।

मूल लेखक: Abhishek Chattaraj, Jeff J. Andrews, Simone S. Bavera, Max Briel, Debatri Chattopadhyay, Tassos Fragos, Seth Gossage, Vicky Kalogera, Konstantinos Kovlakas, Matthias U. Kruckow, Camille Liotine, Kyle

प्रकाशित 2026-06-12

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Abhishek Chattaraj, Jeff J. Andrews, Simone S. Bavera, Max Briel, Debatri Chattopadhyay, Tassos Fragos, Seth Gossage, Vicky Kalogera, Konstantinos Kovlakas, Matthias U. Kruckow, Camille Liotine, Kyle A. Rocha, Philipp M. Srivastava, Meng Sun, Elizabeth Teng, Zepei Xing, Emmanouil Zapartas

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 बड़ी तस्वीर: एक ब्रह्मांडीय जासूसी कहानी

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक विशाल, अराजक डांस फ्लोर है। ज्यादातर समय, तारे अकेले नाचते हैं। लेकिन कभी-कभी, दो विशाल तारे एक साथ पैदा होते हैं, एक-दूसरे का हाथ थामे हुए। लाखों वर्षों के दौरान, वे एक जंगली, नाटकीय नृत्य से गुजरते हैं जो दो में से किसी एक तरीके से समाप्त हो सकता है: या तो वे हमेशा के लिए अलग हो जाते हैं, या वे एक-दूसरे से टकराकर विलीन (merge) हो जाते हैं।

यह पेपर डबल न्यूट्रॉन स्टार्स (DNS) के बारे में एक जासूसी कहानी है। ये ब्रह्मांडीय डांस फ्लोर के "हेवीवेट्स" हैं—दो अविश्वसनीय रूप से घने, मृत तारे (न्यूट्रॉन स्टार्स) जो एक-दूसरे की परिक्रमा कर रहे हैं। हम अपनी ही आकाशगंगा, मिल्की वे में इन जोड़ों के बारे में 25 के बारे में जानते हैं। लेखकों ने यह पता लगाने के लिए कि ये जोड़े वास्तव में कैसे बनते हैं और वे ऐसे क्यों दिखते हैं, POSYDON नामक एक सुपर-कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया।

मुख्य खोज: एक ही मंजिल तक पहुँचने के दो अलग रास्ते

इस पेपर में सबसे बड़ा आश्चर्य यह है कि डबल न्यूट्रॉन स्टार बनाने का केवल एक तरीका नहीं है। लेखकों ने पाया कि ये जोड़े दो अलग-अलग "सब-चैनलों" के माध्यम से बनते हैं, जैसे एक ही शहर की ओर जाने वाले दो अलग राजमार्ग।

अंतर इस बात पर निर्भर करता है कि जब ड्रामा शुरू होता है, तब दूसरे तारे की "आयु" और "परिपक्वता" क्या होती है:

"युवा" मार्ग (हीलियम कोर चैनल):
- परिदृश्य: एक युवा तारे की कल्पना करें जिसे बड़ा होने के लिए बहुत अधिक समय नहीं मिला है। इसके पास अभी भी हीलियम से बना एक कोर है (जैसे एक किशोर जिसने अभी तक हाई स्कूल पूरा नहीं किया है)।
- ड्रामा: जब यह युवा तारा फैलने की कोशिश करता है, तो यह अपने साथी (पहले न्यूट्रॉन स्टार) के बहुत करीब आ जाता है। वे गैस के एक विशाल, मैसे (messy) बादल में उलझ जाते हैं जिसे कॉमन एनवेलप (Common Envelope) कहा जाता है।
- परिणाम: इस उलझन से बचने के लिए, सिस्टम को गैस के बादल को दूर धकेलने के लिए बहुत अधिक ऊर्जा की आवश्यकता होती है। यदि वे सफल होते हैं, तो वे एक बहुत ही तंग, तेज़ कक्षा (orbit) में समाप्त होते हैं। ये वे जोड़े हैं जो अंततः एक-दूसरे से टकराएंगे और गुरुत्वाकर्षण तरंगें (gravitational waves) बनाएंगे (ये "विलय होने वाले" यानी merging वाले हैं)।
"पुराना" मार्ग (कार्बन-ऑक्सीजन कोर चैनल):
- परिदृश्य: अब एक पुराने, अधिक परिपक्व तारे की कल्पना करें। इसने अपना ईंधन जलाने के लिए पर्याप्त समय पा लिया है और इसके पास कार्बन और ऑक्सीजन से बना एक कोर है (जैसे एक सेवानिवृत्त व्यक्ति जिसने अपना करियर पूरा कर लिया है)।
- ड्रामा: यह पुराना तारा भी अपने साथी के साथ एक गैस के बादल में उलझ जाता है।
- परिणाम: क्योंकि इस पुराने तारे का गैस क्लाउड ढीला होता है और उसे दूर धकेलना आसान होता है, इसलिए सिस्टम इस उलझन से बहुत आसानी से बच जाता है। हालांकि, वे एक बहुत ही चौड़ी, धीमी कक्षा में समाप्त होते हैं। ये जोड़े ब्रह्मांड के जीवनकाल के भीतर कभी भी एक-दूसरे से टकराने के लिए बहुत दूर हैं।

उपमा (Analogy): इसे ऐसे सोचें जैसे दो जोड़े एक भीड़ भरे कमरे में झगड़ा सुलझाने की कोशिश कर रहे हों।

युवा जोड़ा (हीलियम कोर) एक तंग, संकीर्ण स्थान में लड़ रहा है। भीड़ को धकेलने के लिए बहुत प्रयास (ऊर्जा) की आवश्यकता होती है, लेकिन यदि वे सफल होते हैं, तो वे बहुत मजबूती से गले मिलते हैं।
पुराना जोड़ा (कार्बन-ऑक्सीजन कोर) एक विशाल कमरे में लड़ रहा है। भीड़ को धकेलना आसान है, लेकिन वे एक-दूसरे से दूर खड़े होते हैं।

"किक" की समस्या: डांस फ्लोर फिसलन भरा क्यों है?

जब एक तारा मरता है, तो वह सुपरनोवा के रूप में फट जाता है। यह विस्फोट अक्सर नए न्यूट्रॉन स्टार को एक "किक" देता है, जैसे पूल टेबल पर एक क्यू बॉल (cue ball) को टक्कर मारी गई हो।

पुरानी थ्योरी: वैज्ञानिक पहले सोचते थे कि ये किक्स बहुत बड़े और रैंडम (जैसे एक क्यू बॉल को हथौड़े से मारना) होते थे।
नई खोज: लेखकों ने पाया कि यदि ये किक्स इतने बड़े होते, तो अधिकांश जोड़े बिखर जाते और कभी डबल न्यूट्रॉन स्टार नहीं बन पाते।
समाधान: जो हम वास्तव में आसमान में देखते हैं, उससे मेल खाने के लिए, "किक्स" बहुत सौम्य (जैसे एक हल्का सा स्पर्श) होने चाहिए। पेपर सुझाव देता है कि जोड़े में दूसरे तारे को बहुत ही कोमल किक मिलती है क्योंकि विस्फोट से पहले उसका अधिकांश वजन हटा दिया गया होता है। यह जोड़े को एक साथ रहने की अनुमति देता है।

पहले तारे का "रीसाइक्लिंग"

दूसरे तारे के फटने से पहले, पहला न्यूट्रॉन स्टार (पुराना वाला) एक "मेकओवर" प्राप्त करता है। जैसे-जैसे दूसरा तारा अपनी गैस छोड़ता है, पहला तारा उसे खा लेता है। यह एक ब्रह्मांडीय डाइट प्लान की तरह है जो वास्तव में तारे को और तेज़ और चमकदार बनाता है, जिससे वह एक "रीसाइकल्ड पल्सर" (recycled pulsar) बन जाता है।

पेपर दिखाता है कि "युवा मार्ग" (हीलियम कोर) पहले तारे के लिए बेहतर आहार प्रदान करता है, जिससे वह तेज़ी से घूमता है। यह समझाता है कि हमें आसमान में दिखने वाले विलय होने वाले जोड़े (Sub-population i) बहुत तेज़ी से घूमते हैं, जबकि गैर-विलय होने वाले जोड़े (Sub-population ii) धीरे घूमते हैं।

अजीबोगरीब वाले कौन हैं?

पेपर नोट करता है कि तीन डबल न्यूट्रॉन स्टार्स का एक छोटा समूह है जो इन दोनों में से किसी भी पथ में फिट नहीं बैठता है। उनकी कक्षाएं अजीब हैं जिन्हें समझाना कठिन है। लेखक स्वीकार करते हैं कि उनका मॉडल आसानी से इन तीन को नहीं समझा सकता, जो सुझाव देता है कि वे पूरी तरह से अलग तरीके से बने होंगे (शायद एक भीड़भाड़ वाले स्टार क्लस्टर में एक-दूसरे से टकराकर, न कि एक जोड़े के रूप में पैदा होकर)।

परिणामों का सारांश

विभाजन: डबल न्यूट्रॉन स्टार दो मुख्य पथों के माध्यम से बनते हैं: एक "युवा" डोनर्स के लिए (विलय होने वाले जोड़ों की ओर ले जाता है) और एक "पुराने" डोनर्स के लिए (गैर-विलय होने वाले जोड़ों की ओर ले जाता है)।
ऊर्जा: "युवा" मार्ग को काम करने के लिए, ब्रह्मांड को गैस बादलों को फेंकने में बहुत कुशल होना चाहिए।
किक्स: इन तारों को बनाने वाले विस्फोट सौम्य होने चाहिए, हिंसक नहीं, ताकि जोड़े एक साथ रह सकें।
विलय (Mergers): जो जोड़े अंततः टकराएंगे और स्पेस-टाइम के ताने-बाने को हिला देंगे (जैसे प्रसिद्ध GW170817 घटना), वे लगभग निश्चित रूप से "युवा मार्ग" से आते हैं।

यह पेपर क्या नहीं कहता

यह भविष्यवाणी नहीं करता है कि अगला विलय कब होगा।
यह दावा नहीं करता कि यह ब्रह्मांड के हर एक अजीब तारे को समझा सकता है (विशेष रूप से ऊपर उल्लेखित तीन "अजीब" तारों को)।
इसमें यह मॉडल शामिल नहीं है कि तारे समय के साथ कैसे "स्पिन डाउन" (धीमे) होते हैं या फीके पड़ते हैं, जो वर्तमान में वास्तविक दुनिया के अवलोकनों के साथ पूरी तरह से मेल खाने की इसकी क्षमता को सीमित करता है।

संक्षेप में, यह पेपर एक विस्तृत कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके यह दिखाता है कि ब्रह्मांड के पास डबल न्यूट्रॉन स्टार बनाने के दो अलग-अलग नुस्खे हैं, और केवल एक ही नुस्खा उन जोड़ों को बनाता है जो अंततः टकराकर स्पेस-टाइम के ताने-बाने को हिला देंगे।

तकनीकी सारांश: POSYDON के विस्तृत बाइनरी विकास मॉडलों का उपयोग करके डबल न्यूट्रॉन स्टार्स का निर्माण

समस्या विवरण
डबल न्यूट्रॉन स्टार्स (DNSs) विशाल बाइनरी विकास, सुपरनोवा तंत्र और गुरुत्वाकर्षण तरंग स्रोतों को समझने के लिए महत्वपूर्ण प्रयोगशालाओं के रूप में कार्य करते हैं। हालांकि मिल्की वे में दो दर्जन से अधिक DNSs की पहचान की जा चुकी है, लेकिन उनके निर्माण के मार्ग जटिल और विवादास्पद बने हुए हैं। पिछले जनसंख्या संश्लेषण (population synthesis) अध्ययन काफी हद तक फिटिंग सूत्रों या एकल-तारा ट्रैक्स की लाइब्रेरी का उपयोग करने वाले रैपिड बाइनरी पॉपुलेशन सिंथेसिस (BPS) कोड पर निर्भर रहे हैं। ये दृष्टिकोण बाइनरी इंटरैक्शन, विशेष रूप से कॉमन एनवेलप (CE) चरण और कोर-कोलेप्स सुपरनोवा (SN) के दौरान, के स्व-संगत (self-consistent) उपचार की कमी रखते हैं। इसके अलावा, प्रेक्षित गैलेक्टिक DNS जनसंख्या कक्षीय अवधि (orbital periods) और उत्केंद्रता (eccentricities) में एक विशिष्ट द्विभाजन (bifurcation) प्रदर्शित करती है, जिसे मानक मॉडल बिना फाइन-ट्यूनिंग के पुनरुत्पादित करने में संघर्ष करते हैं। यह शोध पत्र एक अधिक कठोर, स्व-संगत ढांचे का उपयोग करके DNS निर्माण के विस्तृत विकासात्मक चरणों को नियंत्रित करने की आवश्यकता को संबोधित करता है।

कार्यप्रणाली
लेखक POSYDON (POpulation SYnthesis with Detailed binary-evolution simulatiONs) का उपयोग करते हैं, जो एक अत्याधुनिक बाइनरी पॉपुलेशन सिंथेसिस कोड है जो MESA आधारित 1D कोड के विस्तृत एकल और बाइनरी तारकीय विकास मॉडलों को एकीकृत करता है। रैपिड BPS कोड के विपरीत, POSYDON पूर्व-निर्धारित तारकीय विकास ग्रिड और ऑन-द-फ्लाई गणनाओं का उपयोग करता है ताकि चुंबकीय ब्रेकिंग, गुरुत्वाकर्षण तरंग विकिरण, CE विकास और सुपरनोवा किक्स सहित जटिल भौतिकी को संभाला जा सके।

अध्ययन 25 विशिष्ट मॉडल विविधताओं (तालिका 2 में सारांशित) में $2 \times 10^6$ बाइनरी आबादी का अनुकरण करता है। हेरफेर किए गए प्रमुख चर हैं:

कॉमन एनवेलप (CE) उपचार: CE निष्कासन दक्षता ( $\alpha_{CE}$ ) में भिन्नता, कोर-एनवेलप सीमा की परिभाषा (हाइड्रोजन द्रव्यमान अंश 1%, 10%, और 30%), और पोस्ट-CE द्रव्यमान हानि का उपचार (स्थिर द्रव्यमान हस्तांतरण बनाम विंड लॉस बनाम सिंगल-फेज)।
सुपरनोवा (SN) मॉडल: कोर-कोलेप्स परिणामों के विभिन्न नुस्खे (Sukhbold et al. 2016; Patton & Sukhbold 2020; Fryer et al. 2012), जो आयरन-कोर कोलाप्स (CCSN) और इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा (ECSN) के बीच अंतर करते हैं।
नेटल किक प्रेस्क्रिप्शन: मानक Hobbs-Maxwellian वितरण ( $\sigma \approx 265$ $σ \approx 265$ km/s) के विरुद्ध "फिजिक्स-आधारित" मॉडलों की तुलना:
- AsymEj: असममित इजेक्टा तंत्र (Janka 2017) से प्राप्त किक्स, जो इजेक्टा द्रव्यमान के साथ स्केल करते हैं।
- Linear: इजेक्टा द्रव्यमान के साथ रैखिक रूप से स्केल होने वाले किक्स (Richards et al. 2023)।
- Low Maxwellian: एक कम विसर्जन मॉडल ( $\sigma \approx 20$ km/s)।

मॉडल सौर धातुता (Solar metallicity) और एक निरंतर तारा निर्माण इतिहास को मानते हैं। परिणामी सिंथेटिक आबादी की गुणात्मक तुलना 25 गैलेक्टिक DNSs (तालिका 1) के नमूने से की जाती है, जिसमें कक्षीय अवधि ( $P_{orb}$ ) और उत्केंद्रता ( $e$ ) वितरण, साथ ही विलय दर (merger rates) पर ध्यान केंद्रित किया जाता है।

प्रमुख योगदान और परिणाम

निर्माण चैनलों का द्विभाजन: अध्ययन CE निर्माण चैनल में एक मौलिक द्विभाजन की पहचान करता है, जो पहले जन्मे न्यूट्रॉन स्टार के साथ रोश लोब ओवरफ्लो (RLO) के प्रारंभ में डोनर स्टार की विकासात्मक अवस्था द्वारा निर्धारित होता है:
- He Core Channel (Case B RLO): डोनर तब द्रव्यमान हस्तांतरण शुरू करता है जब उसके पास हीलियम कोर होता है। इन प्रणालियों में आमतौर पर छोटी कक्षीय अवधि और उच्च एनवेलप बाइंडिंग ऊर्जा होती है।
- C/O Core Channel (Case C RLO): डोनर RLO से पहले कार्बन-ऑक्सीजन कोर विकसित करने के लिए और आगे विकसित होता है। इन प्रणालियों के पास ढीले बंधे एनवेलप होते हैं और इनके परिणामस्वरूप व्यापक कक्षीय अवधि होती है।
- महत्व: यह द्विभाजन स्वाभाविक रूप से गैलेक्टिक DNS आबादी के बीच शॉर्ट-पीरियड, मर्जिंग सिस्टम (उप-जनसंख्या i) और वाइड, नॉन-मर्जिंग सिस्टम (उप-जनसंख्या ii) के विभाजन की व्याख्या करता है।
कॉमन एनवेलप भौतिकी पर नियंत्रण: He कोर चैनल का निर्माण (जो मर्जिंग DNS बनाता है) CE दक्षता के प्रति अत्यधिक संवेदनशील है। मॉडल प्रकट करते हैं कि यह चैनल केवल तभी जीवित रहता है यदि:
- एक उदार कोर परिभाषा का उपयोग किया जाए (H-fraction $\simeq 30\%$ ), या
- एक उच्च CE निष्कासन दक्षता ( $\alpha_{CE} \gtrsim 1.2$ ) को अपनाया जाए।
  इन शर्तों के बिना, He-कोर सिस्टम CE के भीतर ही मर्ज हो जाते हैं। C/O कोर चैनल अधिक मजबूत है और निम्न $\alpha_{CE}$ मानों के साथ भी जीवित रहता है।
नेटल किक नियंत्रण: मानक Hobbs-Maxwellian किक वितरण ( $\sigma \approx 265$ km/s) को खारिज कर दिया गया है क्योंकि यह पहले सुपरनोवा के दौरान अधिकांश बाइनरी को बाधित कर देता है, जिससे विलय दर प्रेक्षित दरों से कई गुना कम हो जाती है। गैलेक्टिक DNS आबादी को सर्वश्रेष्ठ रूप से कम-वेग किक प्रेस्क्रिप्शन्स ( $\lesssim 50$ km/s) द्वारा पुनरुत्पादित किया जाता है। "फिजिक्स-आधारित" AsymEj और Linear मॉडल, जो स्ट्रिप्ड प्रोगेनिटर्स के लिए स्वाभाविक रूप से कम किक उत्पन्न करते हैं, कक्षीय वितरण और स्थानीय विलय दर घनत्व ( $O(10) - O(100)$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$ ) दोनों को सफलतापूर्वक पुनरुत्पादित करते हैं।
पल्सर रीसाइक्लिंग और द्रव्यमान संचय: अध्ययन पाता है कि पल्सर रीसाइक्लिंग (पहले जन्मे NS को स्पिन अप करना) मुख्य रूप से हीलियम-स्टार साथी के साथ स्थिर Case BB द्रव्यमान हस्तांतरण चरण के दौरान होती है, न कि CE चरण के दौरान। He कोर चैनल के माध्यम से बनी प्रणालियों में अधिक कुशल रीसाइक्लिंग होती है, जो (i) उप-जनसंख्या में देखी गई छोटी स्पिन अवधियों के अनुरूप है।
सुपरनोवा प्रकार और प्रोगेनिटर्स:
- पहला सुपरनोवा मुख्य रूप से एक आयरन-कोर कोलाप्स (CCSN) है।
- दूसरा सुपरनोवा अक्सर एक अल्ट्रा-स्ट्रिप्ड प्रोगेनिटर को शामिल करता है। लगभग 60% मर्जिंग DNS प्रोगेनिटर्स दूसरे SN के समय अपने रोश लोब को ओवरफिल कर रहे होते हैं।
- मर्जिंग DNSs $\sim 0.2 M_\odot$ के मध्यम प्री-SN एनवेलप द्रव्यमान वाले प्रोगेनिटर्स से पैदा होते हैं। यह सुझाव देता है कि मर्जिंग DNSs का एक महत्वपूर्ण हिस्सा Type Ib या Type Ic सुपरनोवा के रूप में देखा जा सकता है।
विलय दरें और GW स्रोत: मॉडल भविष्यवाणी करते हैं कि केवल He core channel के माध्यम से बने DNS ही हबल समय के भीतर मर्ज होते हैं। फलस्वरूप, GW170817 और GW190425 जैसे गुरुत्वाकर्षण तरंग घटनाओं को इसी चैनल से उत्पन्न माना जाता है। फिजिक्स-आधारित किक्स वाले मॉडलों के लिए अनुमानित स्थानीय विलय दरें LIGO-Virgo-KAGRA और गैलेक्टिक DNS नमूने के बाधाओं के अनुरूप हैं।

महत्व और दावे
यह शोध पत्र दावा करता है कि DNS के निर्माण इतिहास को हल करने के लिए विस्तृत विकासात्मक मॉडल आवश्यक हैं। फिटिंग सूत्रों से आगे बढ़कर स्व-संगत ग्रिडों का उपयोग करके, लेखक प्रदर्शित करते हैं कि गैलेक्टिक DNS की विविधता CE चरण के प्रारंभ में डोनर स्टार की विकासात्मक अवस्था का एक स्वाभाविक परिणाम है।

लेखक विनम्रतापूर्वक नोट करते हैं कि उनके निष्कर्ष गुणात्मक तुलना पर आधारित हैं क्योंकि वर्तमान में POSYDON के भीतर एक पल्सर विकास मॉडल (जो चयन प्रभावों और स्पिन-डाउन को ध्यान में रखता है) की अनुपस्थिति है। वे यह भी स्वीकार करते हैं कि उनके परिणाम सौर धातुता के लिए विशिष्ट हैं। हालाँकि, यह अध्ययन स्थापित करता है कि:

निर्माण चैनलों में एक द्विभाजन (He-core बनाम C/O-core) बाइनरी विकास की एक मजबूत विशेषता है जो प्रेक्षित कक्षीय अवधि विभाजन की व्याख्या करती है।
कुशल CE निष्कासन (उदार कोर परिभाषा या उच्च $\alpha_{CE}$ के माध्यम से) मर्जिंग आबादी को बनाने के लिए आवश्यक है।
कम नेटल किक्स DNS बाइनरी के अस्तित्व के लिए एक आवश्यक शर्त हैं, जो उच्च-वेग किक वितरणों से हालिया सैद्धांतिक बदलावों का समर्थन करती हैं।
अस्थिर Case BB द्रव्यमान हस्तांतरण मर्जिंग DNS का उत्पादन नहीं करता है, जो अल्ट्रा-फास्ट मर्जिंग सिस्टम के निर्माण के बारे में पिछले परिकल्पनाओं को चुनौती देता है।

यह कार्य एक आधार प्रदान करता है ताकि जब पल्सर विकास मॉडल को POSYDON ढांचे के भीतर एकीकृत किया जाएगा, तब भविष्य के मात्रात्मक बेयसियन विश्लेषण किए जा सकें।