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The eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): X-ray stacking analysis of Subaru's optically selected clusters spanning low richness regime

यह शोध पत्र eFEDS डेटा का उपयोग करके सुबारू HSC सर्वेक्षण से 997 ऑप्टिकली चयनित गैलेक्सी क्लस्टर्स के एक्स-रे स्टैकिंग विश्लेषण को प्रस्तुत करता है, जो निम्न-द्रव्यमान वाले क्षेत्रों तक विस्तृत ल्यूमिनोसिटी, रिचनेस और मास के बीच स्केलिंग संबंधों को प्रकट करता है और साथ ही एक्स-रे द्वारा पता लगाए गए और न पता लगाए गए सिस्टमों के बीच व्यवस्थित अंतरों को उजागर करता है।

मूल लेखक: N. T. Nguyen-Dang, N. Ota, N. Okabe, M. Oguri, I. Mitsuishi, T. H. Reiprich, F. Pacaud, E. Bulbul, J. S. Sanders, M. Brüggen, A. Liu, Y. Tsujita, I. Chiu, V. Ghirardini, S. Grandis, M. Klein, K. Migka

प्रकाशित 2026-04-16

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CC BY 4.0

मूल लेखक: N. T. Nguyen-Dang, N. Ota, N. Okabe, M. Oguri, I. Mitsuishi, T. H. Reiprich, F. Pacaud, E. Bulbul, J. S. Sanders, M. Brüggen, A. Liu, Y. Tsujita, I. Chiu, V. Ghirardini, S. Grandis, M. Klein, K. Migkas, H. Miyatake, S. Miyazaki, M. E. Ramos-Ceja

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

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक विशाल, हलचल भरा शहर है। इस शहर में, गैलेक्सी क्लस्टर (आकाशगंगा समूह) बड़े डाउनटाउन जिले हैं, जो हजारों आकाशगंगाओं (इमारतों), अत्यधिक गर्म गैस के घूमते बादलों (वायुमंडल), और अदृश्य डार्क मैटर (उस नींव को जो सबको थामे रखती है) से भरे हुए हैं।

लंबे समय से, खगोलविदों ने इस शहर का मानचित्र बनाने की कोशिश की है, लेकिन वे इसके लिए अलग-अलग टॉर्च का उपयोग कर रहे हैं। कुछ एक्स-रे (X-ray) टॉर्च का उपयोग गर्म गैस को देखने के लिए करते हैं, जबकि अन्य ऑप्टिकल (दृश्य प्रकाश) टॉर्च का उपयोग स्वयं आकाशगंगाओं को देखने के लिए करते हैं। समस्या यह है कि ये टॉर्च हमेशा एक ही इमारतों पर नहीं चमकतीं। एक्स-रे टॉर्च बड़ी, चमकदार और सुव्यवस्थित गगनचुंबी इमारतों को खोजने की प्रवृत्ति रखती है, जबकि ऑप्टिकल टॉर्च सब कुछ पाती है, जिसमें वे छोटे, बिखरे हुए या कम रोशनी वाले मोहल्ले भी शामिल हैं जिन्हें एक्स-रे प्रकाश मिस कर देता है।

यह शोध पत्र एक नए, सुपर-पावर्ड सर्वे की तरह है जो पूरे शहर की एक संपूर्ण तस्वीर पाने के लिए इन दोनों टॉर्चों को मिलाने का प्रयास करता है। यहाँ वह कहानी है जो उन्होंने खोजी है:

1. मिशन: एक बड़ा, बेहतर नक्शा

शोधकर्ताओं ने दो विशाल उपकरणों का उपयोग किया:

eROSITA: एक अंतरिक्ष दूरबीन जो एक्स-रे में आकाश का स्कैन करती है (गर्म गैस को देखती है)।
Subaru HSC: हवाई में एक पहाड़ पर स्थित एक विशाल कैमरा जो गहरे ऑप्टिकल फोटो लेता है (आकाशगंगाओं को देखता है)।

उन्होंने आकाश के एक विशिष्ट हिस्से पर ध्यान केंद्रित किया जिसे eFEDS कहा जाता है। अपने पिछले काम में, उन्होंने केवल "वीआईपी" (VIPs) पर ध्यान दिया था—सबसे समृद्ध, सबसे विशाल 43 क्लस्टर। इस नए अध्ययन में, उन्होंने बहुत बड़ा जाल फैलाया, जिसमें 997 क्लस्टर शामिल थे, जिनमें कई छोटे, "निम्न-वर्ग" के क्लस्टर भी थे जिन्हें पहले अनदेखा कर दिया गया था। यह केवल पेंटहाउसों का अध्ययन करने से पूरे शहर के ब्लॉक, जिसमें अपार्टमेंट और पंक्तिबद्ध घर (row houses) भी शामिल हैं, का अध्ययन करने जैसा है।

2. विधि: "स्टैकिंग" (Stacking) की तरकीब

यहाँ पेचीदा हिस्सा आता है। इनमें से अधिकांश 997 क्लस्टर एक्स-रे में व्यक्तिगत रूप से देखने के लिए बहुत धुंधले हैं। यह एक शोर भरे कमरे में फुसफुसाहट सुनने की कोशिश करने जैसा है; आप एक व्यक्ति की फुसफुसाहट नहीं सुन सकते, लेकिन यदि आपके पास 100 लोग एक साथ एक ही बात फुसफुसा रहे हों, तो आप उस सामूहिक ध्वनि को सुन सकते हैं।

खगोलविदों ने स्टैकिंग (stacking) नामक तकनीक का उपयोग किया। उन्होंने क्लस्टरों को उनके आकाशगंगाओं की संख्या (समृद्धि/richness) और उनकी दूरी (रेडशिफ्ट/redshift) के आधार पर समूहों में विभाजित किया। फिर, उन्होंने अपने एक्स-रे डेटा को एक के ऊपर एक अध्यारोपित (superimpose) किया। इससे उनके धुंधले संकेतों को बल मिला, जिससे उन्हें इन "अदृश्य" क्लस्टरों के औसत गुणों को मापने में मदद मिली।

3. बड़ी खोजें

A. "समृद्धि" (Richness) बनाम "द्रव्यमान" (Mass) का संबंध

खगोलविद जानना चाहते हैं: यदि मैं एक क्लस्टर में आकाशगंगाओं की संख्या गिनता हूँ (समृद्धि), तो पूरे क्लस्टर का वजन (द्रव्यमान) कितना होगा?

निष्कर्ष: उन्होंने एक बहुत ही विश्वसनीय नियम पाया। आप जितनी अधिक आकाशगंगाएँ देखते हैं, क्लस्टर उतना ही भारी होता है।
उपमा: यह सूटकेस के भीतर कपड़ों की संख्या गिनकर उसके वजन का अंदाजा लगाने जैसा है। भले ही कपड़े अलग-अलग रंगों के हों, लेकिन गिनती कुल वजन का एक अच्छा अनुमान देती है। यह नियम उन धुंधले क्लस्टरों के लिए भी सच साबित हुआ जो एक्स-रे में दिखाई नहीं देते।

B. "दीप्ति" (Luminosity) बनाम "द्रव्यमान" का आश्चर्य

यहाँ मामला दिलचस्प हो जाता है। उन्होंने क्लस्टर के द्रव्यमान की तुलना में गर्म गैस की चमक (दीप्ति) को देखा।

निष्कर्ष: यह संबंध एक सीधी रेखा नहीं था। जो क्लस्टर एक्स-रे में चमकीले थे, उनके लिए जैसे-जैसे क्लस्टर भारी होता गया, गैस बहुत तेजी से चमकीली होती गई। लेकिन जो क्लस्टर एक्स-रे में धुंधले थे, उनमें गैस उम्मीद के मुताबिक चमकीली नहीं हुई।
उपमा: कल्पना कीजिए कि दो प्रकार के कैंपफायर (अलाव) हैं।
- प्रकार A (एक्स-रे द्वारा पता लगाए गए): ये धधकती हुई बड़ी आग (bonfires) हैं। जैसे-जैसे आप अधिक लकड़ी (द्रव्यमान) डालते हैं, आग विस्फोटक रूप से चमकीली होती जाती है।
- प्रकार B (एक्स-रे द्वारा न पहचाने गए): ये सुलगते हुए अंगारे हैं। भले ही आप बहुत सारी लकड़ी डालें, वे धुंधले और धुएँ वाले ही रहते हैं।
- निष्कर्ष: ऑप्टिकल सर्वे ने ऐसे बहुत सारे "सुलगते अंगारे" वाले क्लस्टरों को खोज निकाला जिन्हें एक्स-रे सर्वे ने मिस कर दिया था। इसका मतलब है कि ब्रह्मांड ऐसे गैलेक्सी क्लस्टरों से भरा है जो विशाल तो हैं, लेकिन वे एक्स-रे में चमकना पसंद नहीं करते।

C. गैस का आकार

उन्होंने गैस के बादलों के आकार को भी देखा।

निष्कर्ष: चमकीले क्लस्टरों में गैस केंद्र में कसकर भरी हुई थी (जैसे स्टेडियम में भीड़)। धुंधले क्लस्टरों में गैस फैली हुई और ढीली थी (जैसे पार्क में बिखरे हुए लोग)।
उपमा: चमकीले क्लस्टर एक भरे हुए कॉन्सर्ट की तरह हैं जहाँ हर कोई स्टेज के पास सिमटा हुआ है। धुंधले क्लस्टर एक उत्सव की तरह हैं जहाँ लोग पूरे मैदान में फैले हुए हैं। "बिखरे हुए" क्लस्टरों को पहचानना कठिन है क्योंकि एक्स-रे टॉर्च के लिए उनका प्रकाश बहुत अधिक फैला हुआ है।

4. यह क्यों महत्वपूर्ण है

इस अध्ययन से पहले, हमें लगता था कि हम अधिकांश गैलेक्सी क्लस्टरों को जानते हैं क्योंकि हमने चमकीले क्लस्टरों को खोज लिया था। यह शोध पत्र हमें बताता है कि हम आबादी का एक बड़ा हिस्सा भूल रहे थे।

"छिपी हुई" आबादी: ऑप्टिकल फोटो में मिले क्लस्टरों में से लगभग 80% एक्स-रे कैटलॉग में दिखाई नहीं दिए। वे वास्तविक, विशाल संरचनाएं हैं, लेकिन वे "एक्स-रे में धुंधले" हैं।
सबक: यदि आप केवल एक्स-रे टॉर्च का उपयोग करते हैं, तो आप केवल "परफेक्ट" क्लस्टरों को देखते हैं। यदि आप ऑप्टिकल टॉर्च का उपयोग करते हैं, तो आप पूरे शहर को देखते हैं, जिसमें बिखरे हुए, विकसित होते और धुंधले मोहल्ले भी शामिल हैं।

सारांश

यह शोध पत्र टीमवर्क की जीत है। सुबारू टेलीस्कोप की गहरी ऑप्टिकल दृष्टि को इरोसिटा (eROSITA) की एक्स-रे दृष्टि के साथ मिलाकर, खगोलविदों ने महसूस किया कि ब्रह्मांड हमारी सोच से कहीं अधिक विविध है। ऐसे कई गैलेक्सी क्लस्टर हैं जो विशाल तो हैं लेकिन एक्स-रे में "शांत" हैं।

मुख्य बात: ब्रह्मांड के वास्तविक इतिहास को समझने के लिए, हम केवल चमकदार, आदर्श वस्तुओं को ही नहीं देख सकते। हमें धुंधले, बिखरे हुए और छिपे हुए क्लस्टरों को भी देखना होगा, क्योंकि वे एक अलग, लेकिन समान रूप से महत्वपूर्ण कहानी बताते हैं कि कैसे ब्रह्मांडीय शहर बढ़ता और बदलता है।

1. समस्या विवरण (Problem Statement)

गैलेक्सी क्लस्टर्स ब्रह्मांडीय संरचना और कॉस्मोलॉजी के महत्वपूर्ण संकेतक हैं, लेकिन विभिन्न चयन विधियाँ (ऑप्टिकल, वीक लेंसिंग, एक्स-रे) व्यवस्थित पूर्वाग्रह (systematic biases) उत्पन्न करती हैं।

चयन पूर्वाग्रह (Selection Bias): एक्स-रे फ्लक्स-सीमित सर्वेक्षण अक्सर विशाल, स्थिर (relaxed) क्लस्टर्स और कूल कोर वाले क्लस्टर्स की ओर झुके होते हैं, जिससे कम द्रव्यमान वाले या गतिशील रूप से विक्षुब्ध (disturbed) सिस्टम छूट सकते हैं। इसके विपरीत, ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स (रेड-सीक्वेंस गैलेक्सी ओवरडेंसिटी के आधार पर) एक व्यापक द्रव्यमान रेंज को कैप्चर करते हैं, लेकिन वे प्रोजेक्शन प्रभावों से ग्रस्त हो सकते हैं और उनमें अनियमित एक्स-रे आकारिकी (morphologies) वाले सिस्टम शामिल हो सकते हैं।
ज्ञान अंतराल (Knowledge Gap): यह समझना आवश्यक है कि उन ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स के बीच एक्स-रे गुणों में क्या व्यवस्थित अंतर है जिनके पास एक्स-रे समकक्ष (counterparts) हैं और जिनके पास नहीं हैं। इसके अलावा, लो-मास और लो-ल्यूमिनोसिटी रिजीम में ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स के लिए स्केलिंग संबंध ( $L-M$ और $N-M$ ) अभी भी एक्स-रे-चयनित नमूनों की तुलना में कम सुदृढ़ रूप से निर्धारित हैं।
उद्देश्य: इस अध्ययन का लक्ष्य eROSITA फाइनल इक्वेटोरियल-डेप्थ सर्वे (eFEDS) और सुबारू हाइपर सुप्रीम-कैम (HSC) के डेटा का उपयोग करके ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स के स्केलिंग संबंधों ( $L-M$ और $N-M$ ) और रेडियल एक्स-रे प्रोफाइल की जांच करना है।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

यह अध्ययन गहरे ऑप्टिकल इमेजिंग और एक्स-रे स्टैकिंग तकनीकों को संयोजित करने वाले मल्टी-वेवलेंथ दृष्टिकोण का उपयोग करता है।

नमूना चयन (Sample Selection):
- ऑप्टिकल: eFEDS क्षेत्र के भीतर स्थित CAMIRA कैटलॉग (Subaru HSC) से 997 गैलेक्सी क्लस्टर्स।
- पैरामीटर्स: रिचनेस ( $N$ ) रेंज $15 < N < 114$ और रेडशिफ्ट $0.10 < z < 1.34$ ।
- एक्स-रे समकक्ष (X-ray Counterparts): केवल 171 क्लस्टर्स (17%) ही eFEDS एक्स-रे कैटलॉग में व्यक्तिगत रूप से डिटेक्ट किए गए थे। शेष 826 को "अनडिटेक्टेड" (undetected) माना गया।
- मैचिंग: रेडशिफ्ट निरंतरता ( $|\Delta z| < 0.02$ ) के साथ विशिष्ट रेडियस $R_{500}$ के भीतर स्थानिक रूप से विस्तारित एक्स-रे स्रोतों की खोज करके समकक्षों की पहचान की गई।
एक्स-रे विश्लेषण (स्टैकिंग):
- ल्यूमिनोसिटी: व्यक्तिगत क्लस्टर्स के लिए कम फोटॉन सांख्यिकी के कारण, लेखकों ने स्टैकिंग विश्लेषण किया। क्लस्टर्स को रिचनेस और रेडशिफ्ट के आधार पर 32 बिनों में वर्गीकृत किया गया।
- ल्यूमिनोसिटी गणना: प्रेक्षित काउंट रेट्स ($0.5-2.0$ keV) से बोलोमेट्रिक ल्यूमिनोसिटी ($0.01-30$ keV) को व्यक्तिगत स्पेक्ट्रल फिटिंग के बजाय APEC प्लाज्मा मॉडल और कन्वर्जन फैक्टर्स का उपयोग करके निकाला गया।
- सरफेस ब्राइटनेस: डिटेक्टेड और अनडिटेक्टेड सब-सैंपल्स के लिए रेडियल प्रोफाइल को अलग-अलग स्टैक किया गया। प्रोफाइल्स को eROSITA पॉइंट स्प्रेड फंक्शन (PSF) के साथ कंज्वॉल्व किए गए 1D $\beta$ -मॉडल का उपयोग करके मॉडल किया गया।
मास कैलिब्रेशन (Mass Calibration):
- वीक लेंसिंग (WL): क्लस्टर मास ( $M_{500}$ ) का अनुमान HSC-Y3 शेप कैटलॉग का उपयोग करके लगाया गया।
- मॉडलिंग: शियर प्रोफाइल्स को एक गोलाकार नवारो-फेंक-वाइट (NFW) प्रोफाइल के साथ फिट किया गया। विश्लेषण ने एक संभाव्यता मॉडल का उपयोग करके मिससेंटरिंग (ऑप्टिकल सेंटर और वास्तविक हेलो सेंटर के बीच का ऑफसेट) को स्पष्ट रूप से संबोधित किया।
स्केलिंग रिलेशन विश्लेषण:
- फ्रेमवर्क: $M$ , $L$ , और $N$ के बीच पावर-लॉ संबंधों को फिट करने के लिए एक पदानुक्रमित बायेसियन रिग्रेशन फ्रेमवर्क (HiBRECS) का उपयोग किया गया।
- इवोल्यूशन: मॉडल ने मानक सेल्फ-सिमिलर अपेक्षा ( $E(z)$ सुधारों) से परे रेडशिफ्ट इवोल्यूशन के लिए परीक्षण किया, जिसमें इवोल्यूशन पैरामीटर्स ( $c, d$ ) को बदलने की अनुमति दी गई।
- सबग्रुप्स: संबंधों को फुल सैंपल, एक्स-रे डिटेक्टेड क्लस्टर्स और एक्स-रे अनडिटेक्टेड क्लस्टर्स के लिए अलग-अलग फिट किया गया।

3. मुख्य योगदान (Key Contributions)

नमूना आकार और गहराई: यह eFEDS क्षेत्र में ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स के लिए अपने प्रकार का सबसे बड़ा अध्ययन है, जो पिछले छोटे 43 हाई-रिचनेस क्लस्टर्स के नमूने से आगे बढ़कर 997 क्लस्टर्स तक विस्तृत है, जो लो-मास और लो-ल्यूमिनोसिटी रिजीम को महत्वपूर्ण रूप से प्रोब करता है।
व्यवस्थित तुलना: यह एक्स-रे डिटेक्टेड और अनडिटेक्टेड ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स के बीच एक कठोर तुलना प्रदान करता है, जिससे यह मात्रात्मक रूप से पता चलता है कि चयन प्रभाव स्केलिंग संबंधों को कैसे प्रभावित करते हैं।
मास कैलिब्रेशन: यह एक मजबूत वीक-लेंसिंग मास कैलिब्रेशन का उपयोग करता है जिसमें मिससेंटरिंग सुधार शामिल हैं, जो पिछले अध्ययनों की तुलना में मास अनुमानों में व्यवस्थित पूर्वाग्रहों को कम करता है।
मेथोडोलॉजिकल एडवांस: पदानुक्रमित बायेसियन रिग्रेशन का उपयोग माप त्रुटियों, इनट्रिन्सिक स्कैटर और चयन प्रभावों (विशेष रूप से रिचनेस थ्रेशोल्ड) को एक साथ संभालने की अनुमति देता है।

4. मुख्य परिणाम (Key Results)

A. स्केलिंग संबंध ( $L-M$ और $N-M$ )

$L-M$ संबंध: फुल सैंपल के लिए बेस्ट-फिट स्लोप $1.56^{+0.14}_{-0.12}$ है। यह सेल्फ-सिमिलर प्रेडिक्शन ( $4/3 \approx 1.33$ $4/3 \approx 1.33$ ) की तुलना में थोड़ा अधिक तीव्र (steeper) है लेकिन पिछले CAMIRA अध्ययनों के अनुरूप है।
- सबग्रुप अंतर: एक्स-रे डिटेक्टेड क्लस्टर्स अधिक तीव्र स्लोप ( $1.80^{+0.34}_{-0.26}$ ) दिखाते हैं, जबकि अनडिटेक्टेड क्लस्टर्स का स्लोप ( $1.17^{+0.26}_{-0.21}$ ) कम है, हालांकि यह अंतर केवल मार्जिनली सिग्निफिकेंट ( $\sim 2\sigma$ ) है।
$N-M$ संबंध: इसका स्लोप $0.766^{+0.070}_{-0.060}$ है, जो सैद्धांतिक अपेक्षाओं और अन्य ऑप्टिकल सैंपल्स के साथ व्यापक रूप से सहमत है।
- सबग्रुप कंसिस्टेंसी: $N-M$ स्लोप डिटेक्टेड और अनडिटेक्टेड सबग्रुप्स के बीच सुसंगत है, जो यह सुझाव देता है कि ऑप्टिकल रिचनेस एक मजबूत मास प्रॉक्सी है जो एक्स-रे डिटेक्टेबिलिटी से स्वतंत्र है।
रेडशिफ्ट इवोल्यूशन: डेटा को मानक सेल्फ-सिमिलर स्केलिंग ( $E(z)$ सुधारों) के अलावा अतिरिक्त रेडशिफ्ट इवोल्यूशन की आवश्यकता नहीं है। सैंपल साइज और बिनिंग के कारण बाधाएं कमजोर होने के बावजूद, इवोल्यूशन पैरामीटर्स शून्य के करीब पाए गए।

B. सरफेस ब्राइटनेस प्रोफाइल्स

कंसंट्रेशन: एक्स-रे डिटेक्टेड क्लस्टर्स, अनडिटेक्टेड क्लस्टर्स की तुलना में उच्च केंद्रीय सरफेस ब्राइटनेस ( $I_0$ ) और छोटे कोर रेडियस ( $r_c$ ) प्रदर्शित करते हैं।
आकारिकी (Morphology): डिटेक्टेड क्लस्टर्स के एक्स-रे प्रोफाइल अधिक सेंट्रली कंसन्ट्रेटेड होते हैं। अनडिटेक्टेड क्लस्टर्स अधिक फ्लैट और विस्तृत उत्सर्जन (emission) दिखाते हैं, या स्वाभाविक रूप से धुंधले (faint) होते हैं।
निहितार्थ: कई ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स में एक्स-रे डिटेक्शन की कमी संभवतः कम ल्यूमिनोसिटी के कारण नहीं, बल्कि स्वाभाविक रूप से विसरित (diffuse) इंट्राक्लस्टर मीडियम (ICM) या कम ल्यूमिनोसिटी के कारण है।

5. महत्व और निष्कर्ष (Significance and Conclusions)

ऑप्टिकल सिलेक्शन कम्पलीटनेस: ऑप्टिकल सर्वेक्षण (जैसे सुबारू HSC) विविध प्रकार के गैलेक्सी क्लस्टर्स को सफलतापूर्वक रिकवर करते हैं, जिनमें एक्स-रे फेंट और मॉर्फोलॉजिकल रूप से डिफ्यूज सिस्टम शामिल हैं जिन्हें एक्स-रे फ्लक्स-सीमित सर्वेक्षणों द्वारा मिस कर दिया जाता है।
भौतिक अंतर: $L-M$ स्लोप और सरफेस ब्राइटनेस प्रोफाइल में व्यवस्थित अंतर यह पुष्टि करते हैं कि बिना एक्स-रे काउंटरपार्ट वाले ऑप्टिकली चयनित क्लस्टर्स एक अलग भौतिक आबादी (संभवतः कम द्रव्यमान या अधिक विक्षुब्ध) का प्रतिनिधित्व करते हैं।
कॉस्मोलॉजिकल इम्प्लिकेशंस: लो-मास और लो-ल्यूमिनोसिटी तक स्केलिंग रिलेशन विश्लेषण का विस्तार करके, यह कार्य यह प्रदर्शित करता है कि क्लस्टर फिजिक्स की पूर्ण तस्वीर बनाने और कॉस्मोलॉजिकल पैरामीटर एस्टीमेशन में चयन पूर्वाग्रहों को कम करने के लिए गहरे एक्स-रे (eROSITA) और ऑप्टिकल (HSC) सर्वेक्षणों को जोड़ना आवश्यक है।
भविष्य का दृष्टिकोण: परिणाम इस बात पर प्रकाश डालते हैं कि पूर्ण eROSITA ऑल-स्काई सर्वे (eRASS:4) को HSC के साथ जोड़ने से क्लस्टर फिजिक्स और कॉस्मोलॉजी के लिए और भी कड़े प्रतिबंध (constraints) प्रदान करने की क्षमता है।