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Unification Model of Active Galactic Nuclei by Photoionization Equilibrium Calculation Based on Radiative Hydrodynamic Simulations

यह अध्ययन रेडिएटिव हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन और फोटोआयनीकरण साम्य गणनाओं का उपयोग यह प्रदर्शित करने के लिए करता है कि जबकि कॉम्पटन-थिक कविंग फैक्टर एक्स-रे अवलोकनों के अनुरूप है, सैद्धांतिक कॉम्पटन-थिन कविंग फैक्टर केवल उच्च एडिंगटन अनुपातों पर ही अवलोकनों से मेल खाता है, जो यह सुझाव देता है कि निचले अनुपातों पर विसंगतियों को समझाने के लिए 10 पीसी से आगे तक विस्तृत अतिरिक्त कॉम्पटन-थिन गैस आवश्यक है।

मूल लेखक: Atsushi Tanimoto, Keiichi Wada, Yuki Kudoh, Nozomu Kawakatu, Mariko Nomura, Hirokazu Odaka

प्रकाशित 2026-02-13

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Atsushi Tanimoto, Keiichi Wada, Yuki Kudoh, Nozomu Kawakatu, Mariko Nomura, Hirokazu Odaka

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 एक आकाशगंगा के केंद्र में स्थित एक सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH) अंधेरे में चमकती हुई एक विशाल, चकाचौंध कर देने वाली स्पॉटलाइट की तरह है। यह प्रकाश इतना तीव्र है कि इसके बहुत करीब आने वाली किसी भी चीज़ को वाष्पीकृत (vaporize) कर सकता है। इस स्पॉटलाइट के चारों ओर गैस और धूल का एक घूमता हुआ बादल है, जो कुछ हद तक एक डोनट या एक मोटे टायर के आकार का है। इस "डोनट" को खगोलशास्त्री टोरस (torus) कहते हैं।

बड़ा रहस्य जिसे यह शोध पत्र हल करने की कोशिश कर रहा है, वह यह है: स्पॉटलाइट का कितना हिस्सा डोनट द्वारा छिपा हुआ है?

यदि आप आकाशगंगा को किनारे से देखते हैं, तो डोनट प्रकाश को रोक देता है, जिससे आकाशगंगा "अवरुद्ध" (obscured) दिखाई देती है (जैसे कि घने कोहरे के माध्यम से लाइटहाउस को देखना)। यदि आप ऊपर या नीचे से देखते हैं, तो आप प्रकाश को स्पष्ट रूप से देख पाते हैं। "कवरिंग फैक्टर" (covering factor) बस एक फैंसी तरीका है यह कहने का: ब्लैक होल के चारों ओर के आकाश का कितना प्रतिशत इस धूल भरे डोनट द्वारा अवरुद्ध है?

समस्या: "उड़ा देने वाला" सिद्धांत बनाम वास्तविकता

लंबे समय तक, वैज्ञानिकों ने सोचा था कि यदि ब्लैक होल बहुत चमक रहा है (एक उच्च "एडिंगटन अनुपात" या Eddington ratio), तो विकिरण का दबाव (radiation pressure) एक विशाल ब्रह्मांडीय हेयरड्रायर की तरह होगा, जो धूल भरे गैस को उड़ा देगा।

कम चमक: हेयरड्रायर बंद है; धूल भरा डोनट घना रहता है और अधिकांश प्रकाश को रोकता है (80–90% कवरेज)।
उच्च चमक: हेयरड्रायर पूरी शक्ति पर चल रहा है; यह धूल को उड़ा देता है, जिससे एक छोटा सा छेद बच जाता है ताकि आप प्रकाश देख सकें (30–40% कवरेज)।

हालाँकि, हाल के अवलोकनों ने कुछ अजीब दिखाया। भले ही ब्लैक होल बहुत चमकीला नहीं था, फिर भी "डोनट" उतना मोटा नहीं लग रहा था जितना कि हेयरड्रायर सिद्धांत ने भविष्यवाणी की थी। कुछ और ही हो रहा होना चाहिए।

नया प्रयोग: "एक्स-रे कोहरा"

इस शोध पत्र के लेखकों ने एक नया सिमुलेशन चलाने का निर्णय लिया। गैस को केवल एक ठोस बादल के रूप में देखने के बजाय, उन्होंने इसे कोहरे की तरह माना जो उस प्रकाश के आधार पर अपना रूप बदल सकता है जो उस पर पड़ रहा है।

सिमुलेशन: उन्होंने एक सुपरकंप्यूटर का उपयोग करके यह सिम्युलेट किया कि चार अलग-अलग चमक के स्तरों के लिए ब्लैक होल के चारों ओर गैस कैसे चलती है।
ट्विस्ट (फोटोआयनीकरण/Photoionization): उन्होंने महसूस किया कि ब्लैक होल से निकलने वाली एक्स-रे केवल गैस को दूर नहीं धकेलती; वे परमाणुओं से इलेक्ट्रॉनों को छीन लेती हैं।
- गैस के परमाणुओं को गुब्बारों के रूप में सोचें। जब एक्स-रे "सूर्य" उन पर पड़ता है, तो वह इलेक्ट्रॉन गुब्बारों को फोड़ देता है, जिससे गैस एक गर्म, पारदर्शी प्लाज्मा (H II) में बदल जाती है।
- महत्वपूर्ण बिंदु: आप इस "फटे हुए" गैस को एक्स-रे में नहीं देख सकते क्योंकि यह डिटेक्टरों के लिए अदृश्य है। केवल "बिना फटी हुई" तटस्थ गैस (H I) ही प्रकाश को रोक सकती है।

उन्होंने क्या पाया

जब उन्होंने गणना की, तो उन्हें इस "डोनट" के बारे में एक आश्चर्यजनक सच्चाई पता चली:

आंतरिक कोर हमेशा अदृश्य रहता है: ब्लैक होल से एक बहुत छोटी दूरी (लगभग 0.1 प्रकाश वर्ष) के भीतर, प्रकाश इतना शक्तिशाली है कि वह तुरंत सभी इलेक्ट्रॉन गुब्बारों को "फोड़" देता है। गैस एक पारदर्शी प्लाज्मा बन जाती है। ब्लैक होल चाहे कितना भी चमकीला क्यों न हो, यह आंतरिक क्षेत्र एक्स-रे टेलीस्कोपों के लिए हमेशा अदृश्य रहता है।
"डोनट" वास्तव में एक खोल (shell) है: गैस का वह हिस्सा जो वास्तव में एक्स-रे को रोकता है (तटस्थ गैस), वास्तव में और बाहर स्थित है।
- परिणाम: उन्होंने पाया कि आकाश का लगभग 30% हिस्सा हमेशा इस तटस्थ गैस द्वारा अवरुद्ध रहता है, चाहे ब्लैक होल कितना भी चमकीला क्यों न हो।
- मिलान: यह 30% का आंकड़ा वास्तविक जीवन में देखी जाने वाली "कॉम्पटन-थिक" (बहुत भारी रूप से अवरुद्ध) आकाशगंगाओं से पूरी तरह मेल खाता है।

गायब कड़ी: "बाहरी बाड़"

यहाँ एक पहेली है: वास्तविक एक्स-रे अवलोकन दिखाते हैं कि धुंधली आकाशगंगाओं में, कवरिंग फैक्टर वास्तव में अधिक होता है (लगभग 80%), न कि केवल 30%।

लेखकों ने महसूस किया कि उनका कंप्यूटर सिमुलेशन बहुत छोटा था। उन्होंने केवल 0.1 प्रकाश वर्ष के भीतर की गैस को देखा।

उपमा: कल्पना कीजिए कि आप एक शहर में कितने लोग रेनकोट पहने हुए हैं, इसकी गिनती करने की कोशिश कर रहे हैं। आप केवल अपने घर के ठीक बाहर की सड़क (0.1 प्रकाश वर्ष) को देखते हैं। आप रेनकोट पहने हुए लोगों का 30% देखते हैं। लेकिन यदि आप 10 ब्लॉक दूर जाते हैं (10 पारसेक), तो आप रेनकोट पहने हुए लोगों की एक पूरी नई भीड़ देखते हैं जिसे आपने छोड़ दिया था।
निष्कर्ष: यह समझाने के लिए कि धुंधली आकाशगंगाएं इतनी अवरुद्ध क्यों दिखती हैं, वहां एक तटस्थ गैस की परत और भी दूर (लगभग 10 से 30 प्रकाश वर्ष दूर) होनी चाहिए।
- चमकीली आकाशगंगाओं में, "ब्रह्मांडीय हेयरड्रायर" (विकिरण) वहां तक पहुँच जाता है और गुब्बारों को फोड़ देता है, जिससे दृश्य साफ हो जाता है।
- धुंधली आकाशगंगाओं में, हेयरड्रायर इतना कमजोर होता है कि वह वहां तक नहीं पहुँच पाता, इसलिए "रेनकोट" (तटस्थ गैस) बरकरार रहते हैं, प्रकाश को रोकते हैं और कवरिंग फैक्टर को उच्च दिखाते हैं।

मुख्य निष्कर्ष (The Takeaway)

यह शोध पत्र सक्रिय ब्लैक होल को देखने के तरीके की कहानी को बदल देता है:

यह केवल हवा के बारे में नहीं है: हमें अलग-अलग मात्रा में अवरुद्ध प्रकाश क्यों दिखता है, इसका कारण केवल विकिरण द्वारा धूल को उड़ा देना नहीं है। यह मुख्य रूप से इसलिए है क्योंकि विकिरण गैस को अदृश्य (आयनाइज) कर देता है।
"डोनट" की दो परतें हैं: एक छोटा, आंतरिक स्तर है जो हमेशा अदृश्य रहता है (30% कवरेज), और एक बड़ा, बाहरी स्तर है जो केवल धुंधली आकाशगंगाओं में मौजूद होता है।
एकीकृत मॉडल (Unified Model): ब्लैक होल का "एकीकृत मॉडल" अभी भी वैध है, लेकिन इसमें इस "फोटोआयनीकरण" प्रभाव को शामिल करने की आवश्यकता है। ब्लैक होल केवल धूल को उड़ाता नहीं है; यह धूल को एक ऐसे भूत में बदल देता है जिसे एक्स-रे टेलीस्कोप देख नहीं सकते।

संक्षेप में: ब्लैक होल केवल कोहरे को दूर नहीं धकेलता; यह उसे अदृश्य भाप में वाष्पित कर देता है। हम कितना कोहरा देखते हैं, यह इस बात पर निर्भर करता है कि भाप कितनी दूर तक जा सकती है इससे पहले कि प्रकाश बहुत कमजोर होकर उसे वाष्पित करना बंद कर दे।

यहाँ तनिमोतो एट अल. (2026) के शोध पत्र "रेडिएटिव हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन पर आधारित फोटोआयनीकरण साम्यावस्था गणना द्वारा सक्रिय गैलेक्टिक नाभिकों (AGN) का एकीकरण मॉडल" का विस्तृत तकनीकी सारांश दिया गया है।

1. समस्या विवरण (Problem Statement)

सक्रिय गैलेक्टिक नाभिकों (AGN) का एकीकृत मॉडल (Unified Model) यह प्रस्तावित करता है कि एक सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH) के चारों ओर गैस और धूल का एक टॉरस (torus) होता है, जो एक अवरोधक संरचना बनाता है। इस मॉडल में एक महत्वपूर्ण पैरामीटर कवरिंग फैक्टर (covering factor) है (केंद्रीय स्रोत द्वारा ढका गया भाग), जो अनअब्स्ट्रुक्टेड (unobscured) और ऑब्स्ट्रुक्टेड (obscured) AGNs के अनुपात को निर्धारित करता है।

विसंगति (The Discrepancy): पिछले अवलोकनात्मक अध्ययनों (जैसे Ricci et al. 2017b) ने सुझाव दिया था कि कवरिंग फैक्टर एडिंगटन अनुपात ( $\lambda_{Edd}$ ) पर बहुत अधिक निर्भर करता है। विशेष रूप से, उन्होंने पाया कि निम्न एडिंगटन अनुपात ( $\lambda_{Edd} < 10^{-2}$ ) पर, कॉम्पटन-थिन कवरिंग फैक्टर ( $C_{22}$ , गैस जिसकी कॉलम डेंसिटी $10^{22} < N_H < 10^{24}$ cm $^{-2}$ है) उच्च (80–90%) होता है, जबकि उच्च अनुपात पर, यह गिरकर 30–40% हो जाता है। इसका कारण रेडिएशन प्रेशर द्वारा धूल भरी गैस को उड़ा देना बताया गया था।
सैद्धांतिक अंतराल (The Theoretical Gap): पिछले रेडिएटिव हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन (जैसे Kudoh et al. 2024) ने टॉरस संरचना को तो पुनरुत्पादित किया, लेकिन न्यूट्रल हाइड्रोजन (H I) और आयनित हाइड्रोजन (H II) के बीच अंतर करने में विफल रहे। चूंकि H II एक्स-रे को फोटोइलेक्ट्रिक अवशोषण के माध्यम से अवशोषित नहीं करता है, इसलिए कुल गैस घनत्व के आधार पर कवरिंग फैक्टर की गणना करना एक्स-रे अवलोकनों की तुलना में विसंगतियां पैदा करता है। इसके अलावा, पिछले मॉडलों में एक बेमेल देखा गया जहाँ सैद्धांतिक $C_{22}$ उच्च एडिंगटन अनुपातों पर अवलोकनों की तुलना में बहुत अधिक था।

उद्देश्य: फोटोआयनीकरण साम्यावस्था गणनाओं का उपयोग करके विशेष रूप से न्यूट्रल हाइड्रोजन (H I) के लिए कवरिंग फैक्टर की गणना करके इन विसंगतियों को हल करना, जिससे उस गैस और उस गैस के बीच अंतर किया जा सके जो वास्तव में एक्स-रे को अवशोषित करती है और वह जो आयनित और पारदर्शी है।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

लेखकों ने 2D हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन के साथ 1D फोटोआयनीकरण गणनाओं को संयोजित करते हुए एक दो-चरणीय हाइब्रिड दृष्टिकोण अपनाया:

रेडिएटिव हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन (RHD):
- कोड: CANS+ (Coordinated Astronomical Numerical Software Plus)।
- सेटअप: एक $10^7 M_\odot$ SMBH के चारों ओर धूल भरी गैस के दो-आयामी अक्षीय सममित (axisymmetric) सिमुलेशन।
- पैरामीटर्स: सिमुलेशन चार लॉगरिदमिक एडिंगटन अनुपातों के लिए चलाए गए: $\log R_{Edd} = -3, -2, -1, 0$ ।
- भौतिकी: इसमें गुरुत्वाकर्षण, रेडिएशन प्रेशर (धूल पर एनिसोट्रोपिक), एक्स-रे हीटिंग, और विस्कस फोर्सेस (viscous forces) शामिल थे। कम्प्यूटेशनल डोमेन $10^{-4}$ pc से 2 pc तक था।
- आउटपुट: समय-औसत 2D डेंसिटी वितरण ( $n_H$ ) और वेलोसिटी फील्ड्स।
फोटोआयनीकरण साम्यावस्था गणना (Photoionization Equilibrium Calculations):
- कोड: XSTAR।
- प्रक्रिया: 2D RHD डेंसिटी मैप्स को 9,000 सेल्स (रेडियल और एंगुलर) में विभाजित किया गया। स्थानीय रेडिएशन फील्ड के आधार पर आयनीकरण अवस्था (H I बनाम H II अंश) निर्धारित करने के लिए प्रत्येक सेल के लिए XSTAR चलाया गया।
- मान्यताएं:
  - आयनीकरण पैरामीटर $\xi = L/n_H r^2$ की गणना RHD सिमुलेशन से प्राप्त SED का उपयोग करके की गई थी।
  - डिस्क घटक को आइसोट्रोपिक माना गया (आयनीकरण के लिए कोरोना घटक द्वारा प्रधान)।
  - गणना मुख्य रूप से आंतरिक क्षेत्र (0.0–0.1 pc) पर केंद्रित थी जहाँ आयनीकरण प्रभाव सबसे महत्वपूर्ण हैं, हालांकि मॉडल ने पुष्टि की कि परिणाम 2 pc तक स्थिर हैं।
- कवरिंग फैक्टर्स की परिभाषा:
  - $C_{22}$ : वह सॉलिड एंगल का अंश जहाँ $N_H > 10^{22}$ cm $^{-2}$ है।
  - $C_{24}$ : वह सॉलिड एंगल का अंश जहाँ $N_H > 10^{24}$ cm $^{-2}$ है।
  - गणनाएँ कुल गैस (H I + H II) और न्यूट्रल गैस (केवल H I) दोनों के लिए की गईं।

3. मुख्य परिणाम (Key Results)

A. आयनीकरण संरचना और H I वितरण

आयनीकरण पैरामीटर ( $\xi$ ): आंतरिक क्षेत्र ( $< 0.1$ pc) में, $\theta < 70^\circ$ वाले ध्रुवीय कोणों वाली गैस अत्यधिक आयनित ( $\log \xi > 2$ ) है, जिसका अर्थ है कि हाइड्रोजन लगभग पूरी तरह से H II है।
न्यूट्रल गैस का अस्तित्व: न्यूट्रल हाइड्रोजन (H I) केवल उन क्षेत्रों में जीवित रहता है जहाँ $\theta > 70^\circ$ (भूमध्यरेखीय तल के पास) है और जहाँ $\log \xi < -2$ है।
एडिंगटन अनुपात से स्वतंत्रता: H I का स्थानिक वितरण सभी परीक्षण किए गए एडिंगटन अनुपातों में उल्लेखनीय रूप से स्थिर है। सबसे निम्न अनुपात ( $\log R_{Edd} = -3$ ) पर भी, 0.1 pc के भीतर की गैस फोटोआयोनाइज्ड है।

B. कवरिंग फैक्टर्स ( $C_{22}$ और $C_{24}$ )

कुल गैस (H I + H II): कवरिंग फैक्टर $\approx 70\%$ है और यह एडिंगटन अनुपात से स्वतंत्र है।
न्यूट्रल गैस (केवल H I):
- कॉम्पटन-थिन ( $C_{22}$ ): लगभग 30%, एडिंगटन अनुपात से स्वतंत्र।
- कॉम्पटन-थिक ( $C_{24}$ ): लगभग 30%, एडिंगटन अनुपात से स्वतंत्र।
- नोट: सिम्युलेटेड क्षेत्र ( $< 0.1$ pc) में, सभी कॉम्पटन-थिन गैस फोटोआयोनाइज्ड है, इसलिए $C_{24}$ (H I), $C_{22}$ (H I) के बराबर है।

C. अवलोकनों के साथ तुलना

कॉम्पटन-थिक ( $C_{24}$ ): सैद्धांतिक मान ~30% सभी एडिंगटन अनुपातों में एक्स-रे अवलोकनात्मक डेटा (Ricci et al. 2017b) से पूरी तरह मेल खाता है।
कॉम्पटन-थिन ( $C_{22}$ ):
- उच्च एडिंगटन अनुपात ( $\lambda_{Edd} > 10^{-1}$ ): सैद्धांतिक $C_{22}$ (~30%) अवलोकनों से मेल खाता है।
- निम्न एडिंगटन अनुपात ( $\lambda_{Edd} < 10^{-2}$ ): अवलोकन उच्च $C_{22}$ (80–90%) दिखाते हैं, लेकिन सिद्धांत केवल ~30% का अनुमान लगाता है।

4. चर्चा और प्रस्तावित तंत्र (Discussion and Proposed Mechanism)

लेखक यह प्रस्तावित करते हैं कि निम्न एडिंगटन अनुपातों पर विसंगति एब्जॉर्बर (absorber) के स्थानिक विस्तार (spatial extent) के कारण है, न कि 0.1 pc के भीतर की भौतिकी के कारण।

फोटोआयनीकरण बनाम रेडिएशन प्रेशर: अध्ययन निष्कर्ष निकालता है कि 0.1 pc के भीतर, कवरिंग फैक्टर फोटोआयनीकरण (एक्स-रे द्वारा इलेक्ट्रॉनों को अलग करना) द्वारा निर्धारित होता है, न कि रेडिएशन प्रेशर द्वारा धूल को उड़ाने से। इस क्षेत्र में गैस का हाइड्रोजन कॉलम डेंसिटी धूल-रहित, गर्म गैस द्वारा प्रधान है, जो गुरुत्वाकर्षण रूप से बंधी हुई और घनी रहती है, चाहे एडिंगटन अनुपात कुछ भी हो।
लुप्त घटक (The Missing Component): निम्न एडिंगटन अनुपातों पर उच्च $C_{22}$ $C_{22}$ को समझाने के लिए, लेखक तर्क देते हैं कि कॉम्पटन-थिन न्यूट्रल गैस वर्तमान कम्प्यूटेशनल डोमेन से परे मौजूद होनी चाहिए।
- आयनीकरण संतुलन समीकरणों का उपयोग करते हुए, वे अनुमान लगाते हैं कि $\lambda_{Edd} = 10^{-2}$ पर कॉम्पटन-थिन H I के जीवित रहने के लिए, इसे (एक फिलिंग फैक्टर $10^{-2}$ मानते हुए) $r \gtrsim 30$ pc की दूरी पर मौजूद होना चाहिए।
- उच्च एडिंगटन अनुपातों पर, यह दूर स्थित गैस भी संभवतः फोटोआयोनाइज्ड हो जाती है, जिससे आंतरिक टॉरस में देखे गए स्वाभाविक ~30% के बजाय कम कवरिंग फैक्टर प्राप्त होता है।

5. महत्व और निष्कर्ष (Significance and Conclusion)

यह शोध पत्र हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन में विस्तृत फोटोआयनीकरण भौतिकी को एकीकृत करके AGN के एकीकृत मॉडल को परिष्कृत करता है।

"लो एडिंगटन रेश्यो" समस्या का समाधान: यह प्रदर्शित करता है कि निम्न-ल्यूमिनोसिटी वाले AGNs में देखे गए उच्च कवरिंग फैक्टर्स को केवल आंतरिक टॉरस द्वारा नहीं समझाया जा सकता है। इसके बजाय, उनके लिए एक बड़े पैमाने पर न्यूट्रल गैस के वितरण की आवश्यकता है जो केंद्रीय एक्स-रे स्रोत से सुरक्षित (shielded) हो।
रेडिएशन-ड्रिवन फाउंटेन का सत्यापन: कॉम्पटन-थिक कवरिंग फैक्टर ( $C_{24} \approx 30\%$ ) की अवलोकनों के साथ निरंतरता, आंतरिक टॉरस बनाने वाले तंत्र के रूप में रेडिएशन-ड्रिवन फाउंटेन मॉडल का समर्थन करती है।
संशोधित एकीकरण योजना (Revised Unification Scheme): लेखक एक नया स्कीमेटिक (चित्र 8) प्रस्तावित करते हैं जहाँ:
- आंतरिक क्षेत्र ( $10^{-3} - 10^{-1}$ pc): इसमें फाउंटेन मॉडल द्वारा निर्मित कॉम्पटन-थिक न्यूट्रल गैस ( $C_{24} \approx 30\%$ ) शामिल है।
- बाहरी क्षेत्र ( $\sim 30$ pc): इसमें कॉम्पटन-थिन न्यूट्रल गैस केवल तभी होती है जब एडिंगटन अनुपात कम ( $< 10^{-2}$ ) हो। उच्च अनुपातों पर, यह बाहरी गैस आयनित हो जाती है, जिससे कम $C_{22}$ प्राप्त होता है।

अंतिम निष्कर्ष: AGNs का कवरिंग फैक्टर केवल रेडिएशन प्रेशर द्वारा धूल को उड़ाने का फलन नहीं है; यह गैस के फोटोआयनीकरण साम्यावस्था द्वारा महत्वपूर्ण रूप से नियंत्रित होता है। कवरिंग फैक्टर का एडिंगटन अनुपात पर देखा गया निर्भरता, संभवतः आंतरिक टॉरस की संरचना के बजाय, बड़े रेडियस ( $> 10$ pc) पर गैस की आयनीकरण अवस्था का परिणाम है।