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Supermassive Black Hole Growth in Massive Galaxies at Cosmic Dawn

कॉस्मिक डॉन के दौरान विशाल आकाशगंगाओं के कॉस्मोलॉजिकल हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन का उपयोग करते हुए, यह अध्ययन प्रदर्शित करता है कि जबकि सुपरमैसिव ब्लैक होल का विकास अक्सर स्टेलर फीडबैक-जनित विक्षोभ (टर्बुलेंस) द्वारा स्टोकेस्टिक रूप से बाधित होता है, ब्लैक होल के एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुँचने के बाद यह AGN फीडबैक के माध्यम से स्व-नियमन प्राप्त कर सकता है, हालांकि तारा निर्माण के गैलेक्सी-स्केल क्वेंचिंगिंग (निलंबन) का कोई प्रमाण नहीं मिला।

मूल लेखक: James Sunseri, Zachary L. Andalman, Romain Teyssier

प्रकाशित 2026-06-12

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CC BY 4.0

मूल लेखक: James Sunseri, Zachary L. Andalman, Romain Teyssier

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

मुख्य चित्र: एक ब्रह्मांडीय रहस्य

कल्पना कीजिए कि लगभग 13 अरब साल पहले का बहुत शुरुआती ब्रह्मांड (एक ऐसा समय जिसे खगोलशास्त्री 'कॉस्मिक डॉन' कहते हैं)। जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) ने हाल ही में कुछ विशाल, चमकीली आकाशगंगाओं को देखा है जो हमारे पुराने नियमों के अनुसार अभी तक अस्तित्व में नहीं होनी चाहिए थीं। इससे भी अजीब बात यह है कि इनमें से कई आकाशगंगाओं के केंद्रों में सुपरमैसिव ब्लैक होल्स (SMBHs) पहले से ही बहुत बड़े दिखाई देते हैं।

बड़ा सवाल यह है: ये ब्लैक होल इतने बड़े, इतनी तेज़ी से कैसे बन गए?

यह शोध पत्र एक सुपरकंप्यूटर पर चलाए गए "क्या-होता-अगर" (what-if) प्रयोगों के सेट की तरह है। लेखकों ने एक डिजिटल ब्रह्मांड बनाया ताकि वे देख सकें कि ये ब्लैक होल गैस को कैसे खाते हैं, वे अपने आस-पास के सितारों के साथ कैसे क्रिया करते हैं, और क्या वे अंततः खुद को धीमा कर सकते हैं।

सेटअप: एक डिजिटल सैंडबॉक्स

शोधकर्ताओं ने RAMSES नामक एक परिष्कृत सिमुलेशन कोड का उपयोग किया। इसे एक उच्च-स्तरीय वीडियो गेम इंजन की तरह समझें, लेकिन ग्राफिक्स रेंडर करने के बजाय, यह गैस, डार्क मैटर और सितारों के भौतिकी (physics) को रेंडर करता है।

मंच (The Stage): उन्होंने अंतरिक्ष के एक विशिष्ट, भीड़भाड़ वाले क्षेत्र पर ध्यान केंद्रित किया जो अंततः एक विशाल गैलेक्सी हेलो (हमारे सूर्य के द्रव्यमान से लगभग 100 अरब गुना) में बदल जाएगा।
पात्र (The Actors):
- आकाशगंगा (The Galaxy): गैस और सितारों की एक घूमती हुई, अशांत डिस्क।
- ब्लैक होल (The Black Hole): केंद्र में रखा गया एक "सिंक" (sink) कण जो जो कुछ भी गैस उसके करीब आती है, उसे खा जाता है।
- सितारे (The Stars): वे सुपरनोवा के रूप में फटते हैं और ऊर्जा बाहर फेंकते हैं, जिससे गैस में हलचल मच जाती है।

मुख्य पात्र: दावत और भुखमरी

इस शोध पत्र की सबसे दिलचस्प खोज यह है कि ब्लैक होल कैसे खाता है। इन शुरुआती आकाशगंगाओं में गैस एक चिकना, शांत सूप नहीं है; यह एक अराजक, अशांत तूफान है जिसमें दो बहुत अलग प्रकार के मौसम हैं:

"दावत" मोड (ठंडे, घने पैच): कल्पना कीजिए कि ब्लैक होल गैस के एक मोटे, ठंडे बादल में गोता लगा रहा है। यह स्पैगेटी के ढेर को खींचने वाले वैक्यूम क्लीनर की तरह है। ब्लैक होल पूरी ताकत से खाता है, अपनी अधिकतम संभव गति से बढ़ता है।
"भुखमरी" मोड (गर्म, विरल पैच): अचानक, ब्लैक होल गैस की एक गर्म, पतली जेब में आ जाता है। यह बड़े छेदों वाले कांटे से सूप पीने की कोशिश करने जैसा है। वहां पकड़ने के लिए बहुत कम कुछ है। ब्लैक होल बढ़ना बंद कर देता है।

उपमा (Analogy): एक ऐसे व्यक्ति की कल्पना करें जो एक बुफे (buffet) में खाना खाने की कोशिश कर रहा है जिसे एक बवंडर द्वारा लगातार पुनर्गठित किया जा रहा है। कभी बवंडर उनके ठीक सामने एक विशाल स्टेक (steak) धकेल देता है (दावत), और कभी वह भोजन को उड़ा देता है, जिससे केवल हवा बचती है (भुखमरी)।

शोध पत्र ने पाया कि इन शुरुआती आकाशगंगाओं में, ब्लैक होल अपना लगभग 50% समय भुखमरी में और 50% समय दावत में बिताता है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि आकाशगंगा में सितारे इतने सक्रिय हैं (सुपरनोवा के रूप में फटना) कि वे गैस को लगातार हिलाते रहते हैं, जिससे भोजन और हवा के ये यादृच्छिक (random) पैच बनते हैं।

"स्व-नियमन" (Self-Regulation) की समस्या

आधुनिक ब्रह्मांड में, ब्लैक होल्स के पास एक "ब्रेक पेडल" होता है। जब वे बहुत बड़े हो जाते हैं, तो वे शक्तिशाली हवाएं और गर्मी छोड़ते हैं जो गैस को दूर धकेल देती है, जिससे वे और अधिक खाना बंद कर देते हैं। इसे स्व-नियमन (self-regulation) कहा जाता है।

शोधकर्ताओं ने पूछा: क्या इन शुरुआती ब्लैक होल्स के पास ब्रेक पेडल है?

परिणाम: यह इस पर निर्भर करता है कि अराजकता शुरू होने से पहले ब्लैक होल कितना बड़ा था।
- यदि ब्लैक होल छोटा शुरू होता है: तो यह "दावत और भुखमरी" के चक्र में फंस जाता है। यह इतना बड़ा नहीं हो पाता कि अपने "ब्रेक पेडल" (AGN फीडबैक) को प्रभावी ढंग से चालू कर सके। सितारे गैस को हिलाते रहते हैं, और ब्लैक होल बस जब भी वह कर सकता है, खाता रहता है।
- यदि ब्लैक होल बड़ा शुरू होता है (या बहुत तेज़ी से खाता है): तो वह अंततः इतना विशाल हो सकता है कि उसकी अपनी गर्मी गैस को पीछे धकेल दे। वह सफलतापूर्वक ब्रेक पेडल चालू कर देता है, खाना बंद कर देता है, और अपने विकास को नियंत्रित करता है।

पेंच (The Catch): शोध पत्र ने पाया कि इस अराजक वातावरण में ब्लैक होल को सफलतापूर्वक अपना ब्रेक पेडल चलाने के लिए, उसे बहुत ही तेज़ी से बहुत विशाल होना पड़ता है। यदि वह ऐसा नहीं करता है, तो वह "जंगली खाने" (wild eating) के चरण में ही रहता है।

आश्चर्य: ब्लैक होल सितारों को नहीं रोकता

आमतौरता पर, हम सोचते हैं कि यदि ब्लैक होल बहुत सक्रिय हो जाता है, तो वह पूरी आकाशगंगा को गर्म कर देता है और सितारों के बनने को रोक देता है (जैसे कारखाने की लाइटें बंद कर देना)।

शोध पत्र की आश्चर्यजनक खोज: इन शुरुआती, तेजी से बढ़ती आकाशगंगाओं में, ब्लैक होल सितारों को बनने से नहीं रोक सकता।

उपमा: एक कारखाने (आकाशगंगा) की कल्पना करें जिसे कच्चे माल (कॉस्मिक वेब से आने वाली ठंडी गैस) की एक विशाल, अंतहीन कन्वेयर बेल्ट द्वारा आपूर्ति की जा रही है।

ब्लैक होल एक कर्मचारी है जो मशीनों (तारा निर्माण) को रोकने के लिए कारखाने के फर्श को गर्म करने की कोशिश करता है।
लेकिन कन्वेयर बेल्ट इतनी तेज़ चल रही है, और इतनी सारी ताज़ा, ठंडी सामग्री ला रही है, कि ब्लैक होल की गर्मी तुरंत बह जाती है।
ब्लैक होल चाहे कितनी भी कोशिश करे कि कारखाने को "शांत" (quench) कर दे, ताज़ा आपूर्ति मशीनों को चलते रहने देती है। ब्लैक होल जो कुछ भी करता है, उसके बावजूद आकाशगंगा तारे बनाती रहती है।

निष्कर्ष: अवलोकन से मेल कैसे बिठाएं

लेखकों ने अपने डिजिटल प्रयोगों की तुलना वास्तविक आकाशगंगाओं से की जो JWST देख रहा है।

विसंगति (The Mismatch): उनके अधिकांश सिमुलेशन ने ऐसे ब्लैक होल बनाए जो JWST द्वारा देखे जा रहे ब्लैक होल्स की तुलना में बहुत छोटे थे।
समाधान: वास्तविक ब्रह्मांड से मेल खाने के लिए, सिमुलेशन को दो विशिष्ट सामग्रियों की आवश्यकता थी:
1. सुपर-एडिंगटन अभिवृद्धि (Super-Eddington Accretment): ब्लैक होल को गैस को सैद्धांतिक "गति सीमा" (एडिंगटन सीमा) से तेज़ दर पर खाने में सक्षम होना चाहिए।
2. कमजोर फीडबैक (Weak Feedback): ब्लैक होल का "ब्रेक पेडल" (फीडबैक) बहुत कमजोर होना चाहिए। यदि ब्रेक बहुत मजबूत है, तो ब्लैक होल बहुत जल्दी बढ़ना बंद कर देगा। यदि यह कमजोर है, तो ब्लैक होल खुद को नियंत्रित करने में सक्षम होने से पहले बहुत बड़ा हो सकता है।

एक वाक्य में सारांश

ब्रह्मांड के शुरुआती दौर के अराजक, सितारों से भरे नर्सरियों में, सुपरमैसिव ब्लैक होल अशांति (turbulence) द्वारा संचालित एक जंगली "दावत या भुखमरी" चक्र में बढ़ते हैं, और वे अक्सर अपने मेजबान आकाशगंगाओं को तारे बनाने से रोकने के लिए बहुत छोटे या बहुत कमजोर होते हैं, जिसका अर्थ है कि उन्हें आज जो विशाल आकार हम देखते हैं वहां तक पहुँचने के लिए अविश्वसनीय रूप से तेज़ी से खाना होगा।

तकनीकी सारांश: कॉस्मिक डॉन के दौरान विशाल आकाशगंगाओं में सुपरमैसिव ब्लैक होल की वृद्धि

समस्या विवरण
जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) के हालिया अवलोकनों ने कॉस्मिक डॉन ( $z \gtrsim 9$ ) पर अत्यधिक द्रव्यमान वाली, चमकीली आकाशगंगाओं की एक आबादी का खुलासा किया है, जिनमें उच्च स्टेलर मास ( $M_\star \gtrsim 10^8 M_\odot$ ) और स्टार फॉर्मेशन रेट (SFR) है। इनमें से कई आकाशगंगाएँ सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक (AGN) के संकेत देने वाली स्पेक्ट्रल विशेषताओं को प्रदर्शित करती हैं, जो स्थानीय स्केलिंग संबंधों के सापेक्ष अत्यधिक विशाल सुपरमैसिव ब्लैक होल्स (SMBHs) की उपस्थिति का सुझाव देती हैं। मानक गैलेक्सी फॉर्मेशन मॉडल इन SMBHs की तीव्र वृद्धि और देखी गई उच्च स्टार फॉर्मेशन दक्षता की व्याख्या करने में संघर्ष करते हैं। जबकि सैद्धांतिक प्रस्ताव भारी बीजों (heavy seeds) या सुपर-एडिंगटन अभिवृद्धि (super-Eddington accretion) का आह्वान करते हैं, प्रारंभिक विशाल आकाशगंगाओं के अशांत, मल्टीफेज इंटरस्टेलर मीडियम (ISM) में SMBH वृद्धि, स्टेलर फीडबैक और AGN फीडबैक के बीच की परस्पर क्रिया अभी भी कम समझ में आती है।

कार्यप्रणाली
लेखकों ने एडेप्टिव मेश रिफाइनमेंट (AMR) कोड ramses का उपयोग करके 11 कॉस्मोलॉजिकल हाइड्रोडायनामिक "ज़ूम-इन" सिमुलेशन का एक समूह संचालित किया। ये सिमुलेशन एक विशिष्ट ओवरडेंसिटी पर केंद्रित हैं जो $z \sim 9$ तक $\sim 10^{11} M_\odot$ हेलो में ढह जाती है, जिसमें एक विशाल आकाशगंगा (मैसिव डॉन गैलेक्सी या MDG) ( $M_\star \gtrsim 10^8 M_\odot$ ) स्थित है।

मुख्य कार्यप्रणाली घटक शामिल हैं:

स्टार फॉर्मेशन मॉडल: केनिकट-श्मिट नियम का उपयोग करने वाले मानक सिमुलेशन के विपरीत, यह कार्य एक भौतिक रूप से प्रेरित, टर्बुलेंस-आधारित सबग्रिड मल्टी-फ्रीफॉल मॉडल का उपयोग करता है। यह ISM की टर्बुलेंट काइनेटिक एनर्जी द्वारा संचालित परिवर्तनशील स्थानीय स्टार फॉर्मेशन एफिशिएंसी (SFE) की अनुमति देता है, जो $\gtrsim 10\%$ तक पहुँच सकती है।
SMBH कार्यान्वयन: SMBHs को $z \sim 15$ पर सिंक पार्टिकल्स के रूप में मॉडल किया गया है जब स्थानीय गैस और स्टेलर मास $10^8 M_\odot$ हेलो के भीतर $10^5 M_\odot$ से अधिक हो जाता है। बीज द्रव्यमान (seed masses) $10^4 M_\odot$ और $10^5 M_\odot$ का परीक्षण किया गया।
अभिवृद्धि भौतिकी (Accretion Physics): अभिवृद्धि एक संशोधित बॉंडी-होयले-लिटिलो (Bondi-Hoyle-Lyttleton) फॉर्मूला का अनुसरण करती है जिसमें अनसुलझे घनत्व उतार-चढ़ाव को ध्यान में रखने के लिए एक बूस्ट फैक्टर शामिल है। अभिवृद्धि दर को एक एडिंगटन सीमा द्वारा सीमित किया गया है, जिसे $\lambda_{\text{edd}}$ (मान: 1, 3, और बिना सीमा के $\infty$ के लिए कोई सीमा नहीं) के माध्यम से विभिन्न सिमुलेशन में बदला गया है।
फीडबैक तंत्र:
- स्टेलर फीडबैक: इसमें थर्मल फोटोआयनीकरण (अर्ली-टाइप) और टाइप II सुपरनोवा (लेट-टाइप) शामिल हैं। प्रभाव को अलग करने के लिए फोटोआयनीकरण को हटाकर एक "लो स्टेलर फीडबैक" वेरिएंट का भी परीक्षण किया गया।
- AGN फीडबैक: इसे सिंक स्फीयर में आइसोट्रोपिक थर्मल ऊर्जा इंजेक्शन के रूप में मॉडल किया गया है, जिसमें कपलिंग दक्षता $\epsilon_c$ (परीक्षण किया गया 0% और 15%) है।
सिमुलेशन सूट: 11 रन व्यवस्थित रूप से SMBH-गैलेक्सी सह-विकास पर प्रभाव को अलग करने के लिए AGN फीडबैक स्ट्रेंथ, सीड मास, मैक्सिमल एक्रेशन लिमिट और स्टेलर फीडबैक एफिशिएंसी को बदलते हैं।

प्रमुख परिणाम

ISM-संचालित स्टोकेस्टिक अभिवृद्धि (दावत और भुखमरी):
फिडुशियल MDG वातावरण में, स्टेलर फीडबैक एक अशांत, मल्टीफेज ISM उत्पन्न करता है जिसमें कोल्ड-डेंस ( $n_H \sim 10^3 \text{ cm}^{-3}$ ) और हॉट-डिफ्यूज ( $n_H \sim 10 \text{ cm}^{-3}$ ) पैच होते हैं। SMBH सिंक स्फीयर इन चरणों का स्टोकेस्टिक रूप से नमूना लेता है।
- दावत मोड (Feast Mode): जब सिंक एक कोल्ड-डेंस पैच में प्रवेश करता है, तो साउंड स्पीड गिर जाती है, जिससे अभिवृद्धि (एक््रीशन) को (सुपर-)एडिंगटन सीमा तक पहुँचने की अनुमति मिलती है।
- भुखमरी मोड (Starvation Mode): जब सिंक एक हॉट-डिफ्यूज पैच में प्रवेश करता है, तो साउंड स्पीड बढ़ जाती है, और बॉंडी एक्रेशन दर काफी कम हो जाती है।
- फिडुशियल मॉडल में, स्टार फॉर्मेशन की शुरुआत ( $t \sim 300$ Myr) के बाद SMBH लगभग 50% समय भुखमरी मोड में रहता है ( $\alpha \approx 0.5$ ), जो एक स्मूथ ISM की तुलना में औसत विकास दर को आधा कर देता है।
स्व-नियमन (Self-Regulation) की स्थितियाँ:
AGN फीडबैक केवल तभी SMBH वृद्धि को स्व-नियमित कर सकता है जब ब्लैक होल इतना विशाल हो जाए कि उसका हीटिंग सिंक स्फीयर के भीतर कूलिंग पर हावी हो सके ( $M_{\text{sink}} > M_{\text{sink,crit}}^{\text{cool}}$ )।
- यह क्रिटिकल मास गैस घनत्व और धातुता (metallicity) पर निर्भर करता है। टर्बुलेंट MDG वातावरण में, SMBH को रनवे हीटिंग प्राप्त करने और हेलो से गैस को अनबाउंड करने के लिए $\gtrsim 50\%$ समय हॉट-डिफ्यूज पॉकेट्स में क्रिटिकल थ्रेशोल्ड से ऊपर रहना होगा।
- एडिंगटन-लिमिटेड एक्रेशन ( $\lambda_{\text{edd}}=1$ ) और मानक सीड मास वाले सिमुलेशन अक्सर स्व-नियमन तक पहुँचने में विफल रहते हैं क्योंकि क्रिटिकल मास थ्रेशोल्ड, SMBH के बढ़ने की दर से अधिक तेज़ी से धातुता के साथ बढ़ता है, या SMBH पर्याप्त समय तक उस थ्रेशोल्ड से ऊपर नहीं रहता है।
- स्व-नियमन उन सिमुलेशन में प्राप्त किया जाता है जिनमें उच्च सीड मास ( $10^5 M_\odot$ ) या सुपर-एडिंगटन एक्रेशन ( $\lambda_{\text{edd}} \ge 3$ ) होता है, बशर्ते कि थर्मल कपलिंग दक्षता पर्याप्त रूप से कम ( $\epsilon_c \lesssim 0.15\%$ ) हो ताकि देखे गए SMBH द्रव्यमानों से मेल खा सके।
गैलेक्सी-स्केल क्वेंचिंग का अभाव:
लो-रेडशिफ्ट मॉडलों की अपेक्षा के विपरीत, इन सिमुलेशन में AGN फीडबैक वैश्विक स्टार फॉर्मेशन रेट (SFR) को क्वेंच (शांत) नहीं करता है या होस्ट गैलेक्सी के स्टेलर मास के विकास को नहीं रोकता है।
- हेलो कॉस्मिक फिलामेंट्स से कोल्ड गैस को उस दर ( $\dot{M}_{\text{halo}}$ ) से प्राप्त करता है जो SMBH की अधिकतम विकास दर ( $\dot{M}_{\text{SMBH}}$ ) से काफी अधिक है।
- क्योंकि हेलो ग्रोथ टाइमस्केल ( $\tau_{\text{halo}}$ ), SMBH ग्रोथ टाइमस्केल के तुल्य या उससे छोटा है, ताज़ा कोल्ड गैस लगातार ISM की पूर्ति करती है, जो AGN फीडबैक से होने वाली किसी भी हीटिंग को विफल कर देती है। गैलेक्सी बिना किसी बाधा के तेजी से बढ़ती रहती है।
अवलोकन के साथ तुलना:
वह सिमुलेशन सूट जो कॉस्मिक डॉन पर ओवरमैसिव SMBHs (जैसे UHZ-1, GN-z11) की आबादी से सबसे अच्छा मेल खाता है, वह super_edd_no_AGN रन है ( $M_{\text{seed}} \sim 10^4 M_\odot$ , $\lambda_{\text{edd}} = 3$ , कोई AGN फीडबैक नहीं)।
- स्व-नियमित SMBHs के साथ देखे गए द्रव्यमानों से मेल खाने के लिए, थर्मल कपलिंग दक्षता अत्यंत कम ( $\epsilon_c \lesssim 0.15\%$ ) होनी चाहिए।
- परिणाम बताते हैं कि $10^6 M_\odot$ जितने उच्च सीड मास की आवश्यकता के बिना, SMBHs को स्व-नियमित शासन में प्रवेश करने के लिए पर्याप्त विशाल बनाने हेतु सुपर-एडिंगटन एक्रेशन संभवतः आवश्यक है।

महत्व और निष्कर्ष
यह शोध पत्र तर्क देता है कि कॉस्मिक डॉन के दौरान de विशाल आकाशगंगाओं में SMBHs की वृद्धि मुख्य रूप से केवल AGN फीडबैक द्वारा नहीं, बल्कि स्टेलर फीडबैक द्वारा संचालित टर्बुलेंट, मल्टीफेज ISM की स्टोकेस्टिक प्रकृति द्वारा विनियमित होती है। लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि:

इन वातावरणों में SMBHs अक्सर हॉट-डिफ्यूज गैस पॉकेट्स द्वारा "भूखे" रखे जाते हैं, जो उनकी वृद्धि को सीमित करते हैं जब तक कि वे सुपर-एडिंगटन एक्रेशन को बनाए रखने में सक्षम न हों।
इस युग के दौरान गैलेक्सी-स्केल पर स्टार फॉर्मेशन को क्वेंच करने में AGN फीडबैक अप्रभावी है क्योंकि हेलो का तीव्र गैस संचय ईंधन की आपूर्ति को निरंतर बनाए रखता है।
JWST द्वारा देखे गए विशाल SMBHs को प्राप्त करने के लिए, बढ़ते हुए क्रिटिकल कूलिंग मास थ्रेशोल्ड से निपटने के लिए सुपर-एडिंगटन एक्रेशन और अक्षम AGN फीडबैक कपलिंग, या बहुत विशाल बीजों (seeds) के संयोजन की आवश्यकता होगी, इससे पहले कि गैलेक्सी एक अधिक स्थिर, लो-रेडशिफ्ट जैसी अवस्था में विकसित हो।

लेखक नोट करते हैं कि उनके परिणाम रेजोल्यूशन-डिपेंडेंट हैं और भविष्य के कार्यों के लिए, जिसमें नॉन-इक्विलिब्रियम थर्मोकेमिस्ट्री, रेडिएटिव ट्रांसफर और उच्च स्थानिक रेजोल्यूशन ( $\sim 1$ pc) शामिल हो, इन निष्कर्षों को पूरी तरह से मान्य करने और फीडबैक डिपोजिशन के भौतिक पैमानों को परिष्कृत करने के लिए आवश्यक है।