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SN 2017hcc and SN 2023usc a comparative spectroscopic study of type IIn supernovae

यह शोध पत्र हिमालयन चंद्रा टेलीस्कोप के डेटा का उपयोग करते हुए टाइप IIn सुपरनोवा SN 2017hcc और SN 2023usc का एक तुलनात्मक स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन प्रस्तुत करता है, जो यह प्रकट करता है कि अत्यधिक विस्तृत, ऑप्टिकली पारदर्शी परिसरणीय सामग्री (circumstellar material) के सूचक वास्तविक संकीर्ण स्पेक्ट्रमी रेखाएं ऐसे आयोजनों के बीच दुर्लभ हैं और SN 2023usc के लिए एक नवीन विस्फोट मार्ग का सुझाव देती हैं।

मूल लेखक: Sethulakshmi Vazhayil, Firoza K. Sutaria, Riddhiman Sharma, Alak K. Ray

प्रकाशित 2026-07-14

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Sethulakshmi Vazhayil, Firoza K. Sutaria, Riddhiman Sharma, Alak K. Ray

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

ब्रह्मांड की कल्पना एक विशाल, अराजक निर्माण स्थल (construction site) के रूप में करें जहाँ विशाल तारे क्रेन की तरह हैं। जब इनमें से एक क्रेन अंततः ढह जाती है, तो वह केवल गिरती नहीं है; वह एक शानदार सुपरनोवा के रूप में फट जाती है। लेकिन इस बड़े धमाके से पहले, इनमें से कुछ तारे "बदमाश पड़ोसी" होते हैं। वे गैस और धूल के विशाल बादल उगलते हैं, जिससे एक "सर्कमस्टेलर मीडियम" (CSM) बनता है—तारे के चारों ओर फैला एक घना कोहरा। जब तारा फटता है, तो इसकी शॉकवेव (shockwave) इस कोहरे से टकराती है, जिससे एक विशिष्ट प्रकार का विस्फोट होता है जिसे Type-IIn सुपरनोवा कहा जाता है।

इस अध्ययन में, खगोलविदों V. सेथुलक्ष्मी और उनके सहयोगियों ने दो विशिष्ट अपराध स्थलों की तुलना करके एक जासूसी की: SN 2017hcc और SN 2023usc। उन्होंने हिमालय में एक टेलीस्कोप (हिमालयन चंद्रा टेलीस्कोप) का उपयोग करके इन विस्फोटों से आने वाले प्रकाश के "फोटो" (स्पेक्ट्रा) लेने के लिए, जो अलग-अलग समय पर लिए गए थे, ताकि यह पता लगाया जा सके कि मरने से पहले ये तारे क्या कर रहे थे।

दो संदिग्ध: एक मैराथन धावक और एक स्प्रिंटर

शोधकर्ताओं ने दो बहुत अलग संदिग्धों की तुलना की:

SN 2017hcc: यह एक "मैराथन धावक" था। यह एक लंबे समय तक चलने वाला विस्फोट था जिसे टीम ने एक वर्ष से अधिक समय तक देखा (धमाके के 14 दिन बाद से लेकर 411 दिन बाद तक)। यह चमकीला था और इसने एक जटिल, विकसित होती कहानी दिखाई।
SN 2023usc: यह एक "स्प्रिंटर" था। यह बहुत तेज़ी से फीका पड़ गया। टीम केवल लगभग 155 दिनों तक ही इसे पकड़ पाई।

मुख्य लक्ष्य H-alpha लाइन (हाइड्रोजन गैस द्वारा उत्सर्जित लाल प्रकाश का एक विशिष्ट रंग) को देखना था। इस लाइन को विस्फोट की "आवाज़" के रूप में समझें। यह समझने के लिए कि विस्फोट के समय तारा क्या "पहना हुआ" था (उसका CSM), टीम ने यह देखा कि समय के साथ यह आवाज़ कैसे बदली।

बड़ी खोज: सभी "संकीर्ण" आवाजें एक जैसी नहीं होतीं

Type-IIn सुपरनोवा की दुनिया में, वैज्ञानिक आमतौर पर एक "संकीर्ण" (narrow) आवाज़ सुनने की उम्मीद करते हैं—तारे के ठीक बगल में स्थित गैस के बादल से आने वाला एक धीमा संकेत। टीम ने पाया कि कुछ चौंकाने वाला: वास्तविक संकीर्ण आवाजें वास्तव में काफी दुर्लभ हैं।

अपेक्षा: अधिकांश लोगों का मानना था कि यदि किसी सुपरनोवा के चारों ओर एक घना बादल है, तो आप शुरुआत में ही (पहले 10 दिनों के भीतर) प्रकाश की एक बहुत धीमी, संकीर्ण रेखा देखेंगे।
वास्तविकता: टीम ने पाया कि अधिकांश मामलों में, शुरुआती दिनों में भी, रेखाएं लगभग 1,000 किमी/सेकंड की गति से चल रही थीं। यह तेज़ है! यह एक कार की तरह है जो हाईवे पर तेज़ दौड़ रही है, न कि एक धीमे जॉगर की तरह।
अपवाद: केवल कुछ घटनाओं में, जिनमें SN 2017hcc, SN 2023usc, और SN 2010jl शामिल हैं, शुरुआत में वे वास्तव में धीमी, संकीर्ण रेखाएं (100 किमी/सेकंड से कम की गति) दिखाई दीं।

यह सुझाव देता है कि मरने वाले तारे के ठीक बगल में एक विशाल, पारदर्शी गैस का बादल होना (एक "विस्तारित CSM") एक दुर्लभ पहनावा है। अधिकांश तारों के पास या तो इतने घने बादल होते हैं जिन्हें देख पाना कठिन हो, या वे तारे के इतने करीब होते हैं कि तुरंत वह धीमी, संकीर्ण सिग्नल नहीं दिखा पाते।

SN 2017hcc की कहानी: एक बदलता हुआ साया

मैराथन धावक, SN 2017hcc के लिए, यह कहानी बदलते दृष्टिकोणों की एक यात्रा थी।

शुरुआती दिन (+14 से +100 दिन): टीम ने प्रकाश की एक संकीर्ण रेखा देखी जो लगभग 450 किमी/सेकंड की गति से चल रही थी। यह एक धीरे चलते कोहरे को देखने जैसा था।
विचलन (The Drift): जैसे-जैसे समय बीता, इस रेखा का केंद्र खिसकने लगा। पहले, यह हमारी ओर आती हुई (ब्लू-शिफ्टेड) दिखी, और बाद में, यह हमसे दूर जाती हुई (रेड-शिफ्टेड) दिखी।
व्याख्या: लेखक सुझाव देते हैं कि यह कोहरा आगे-पीछे नहीं हिल रहा है। इसके बजाय, कल्पना करें कि कोहरा टूटे हुए अंडे के छिलके की तरह गुच्छों (clumps) से बना है। पहले, हम सामने के गुच्छों को हमारी ओर आते देखते हैं। जैसे ही विस्फोट रास्ता साफ करता है, हम पीछे के गुच्छों को हमसे दूर जाते देखते हैं। "कोहरा" एक चिकना गोला नहीं है; यह एक बिखरा हुआ, गुच्छेदार खोल (clumpy shell) है।

दिन 411 तक, विस्फोट ने अंततः आंतरिक परतों को धकेल दिया था, और प्रकाश ने तेज़ गति वाले मलबे और शेष धीमी गति वाले बादल का मिश्रण दिखाया।

SN 2023usc का रहस्य: एक "पाठ्यपुस्तक" जैसा लेकिन धुंधला मामला

SN 2032usc एक भूत की तरह था। यह धुंधला था, और इसका प्रकाश पृथ्वी के अपने वायुमंडल (एक "टेलरिक" विशेषता) से दूषित था, जिससे इसे पढ़ना कठिन हो गया था। हालाँकि, एक बार जब उन्होंने डेटा को साफ कर लिया, तो यह गैस के एक खोल से टकराने वाले विस्फोट का एक "पाठ्यपुस्तक" (textbook) उदाहरण जैसा दिखने लगा।

इसने 360 किमी/सेकंड पर एक संकीर्ण रेखा के साथ शुरुआत की।
दिन 62 तक, एक चौड़ी, तेज़ गति वाली रेखा (8,000 किमी/सेकंड से अधिक) दिखाई दी, जो दर्शाती कि विस्फोट का मलबा आखिरकार कोहरे को तोड़कर बाहर निकल आया है।
टीम ने गणना की कि इस तारे के चारों ओर गैस का बादल संभवतः विस्फोट से लगभग 1,257 दिन (लगभग 3.5 वर्ष) पहले बनाया गया था।

वह क्या है जिसे यह शोध पत्र खारिज करता है (और क्या नहीं)

लेखक अपने मामले को बढ़ा-चढ़ाकर पेश न करने के प्रति सावधान हैं। वे स्पष्ट रूप से इस विचार को खारिज करते हैं कि सभी Type-IIn सुपरनोवा के पास एक ही प्रकार का धीमा, संकीर्ण गैस का बादल होता है। उनका डेटा दिखाता है कि अधिकांश मामलों में, गैस या तो बहुत तेज़ गति से चल रही है या इतनी घनी है कि शुरुआत में वह धीमा संकेत नहीं दिखा पाती।

वे यह भी सुझाव देते हैं (लेकिन सिमुलेशन के साथ सिद्ध नहीं करते) कि गैस की "गुच्छेदार" प्रकृति संभवतः इस कारण से है क्योंकि तारे ने मरने से पहले एक "फिट" (उत्तेजना) ली थी—यानी, एक स्थिर हवा के बजाय विस्फोटों के दौर में। वे उल्लेख करते हैं कि एक बाइनरी साथी (एक साथी तारा) इस बिखरे हुए आकार का कारण हो सकता है, लेकिन वे स्वीकार करते हैं कि उन्हें अभी तक SN 2017hcc के लिए कोई साथी तारा नहीं मिला है, इसलिए यह केवल एक संभावना है, तथ्य नहीं।

निष्कर्ष

शोध पत्र निष्कर्ष निकालता है कि Type-Iin सुपरनोवा विविध प्रकार के होते हैं। वे सभी एक जैसे नहीं हैं।

SN 2017hcc और SN 2010jl लंबे समय तक चलने वाले, परस्पर क्रिया करने वाले विस्फोटों के "गोल्ड क्लास" (Gold Class) से संबंधित हैं जिनमें विस्तारित, गुच्छेदार गैस के खोल हैं।
SN 2015da भी समान है लेकिन अलग व्यवहार दिखाता है।
उनके नमूने के कई अन्य "सिल्वर क्लास" (Silver Class) या पूरी तरह से अलग हैं, जिनमें वे निरंतर, धीमी गति वाली रेखाओं का अभाव है।

लेखक सुझाव देते हैं कि यदि हम समझना चाहते हैं कि विशाल तारे कैसे मरते हैं, तो हमें यह मान लेना बंद करना होगा कि उनके चारों ओर एक चिकना, गोलाकार बादल होता है। इसके बजाय, हमें एक बिखरे हुए, गुच्छेदार और अक्सर असममित वातावरण की अपेक्षा करनी चाहिए, जो तारे के अंतिम, अराजक क्षणों द्वारा आकार दिया गया हो।

संक्षेप में: ब्रह्मांड अराजक है। जब विशाल तारे मरते हैं, तो वे केवल गैस का एक साफ बुलबुला नहीं छोड़ते; वे एक बिखरा हुआ, गुच्छेदार खोल छोड़ते हैं जो यह बताता है कि उस तारे ने कैसे जीवन जिया और कैसे अंत किया। और कभी-कभी, यह कहानी केवल तभी दिखाई देती है जब आप सही समय पर बारीकी से देखते हैं।

तकनीकी सारांश: SN 2017hcc और SN 2023usc – टाइप-IIn सुपरनोवा का एक तुलनात्मक स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन

समस्या विवरण
टाइप-IIn सुपरनोवा (SNe) को उनके निरंतर, संकीर्ण उत्सर्जन रेखाओं (narrow emission lines) द्वारा पहचाना जाता है, जो सुपरनोवा इजेक्टा और एक सघन परिसरणीय माध्यम (circumstellar medium - CSM) के बीच परस्पर क्रिया का परिणाम होते हैं। हालांकि ये घटनाएँ अपेक्षाकृत दुर्लभ (ब्रह्मांडीय भिन्नात्मक दर $\approx 0.047$ ) हैं, वे शिखर चमक (peak luminosity), प्रकाश वक्र विकास (light curve evolution) और पूर्वज गुणों (progenitor properties) में महत्वपूर्ण विविधता प्रदर्शित करती हैं। इन घटनाओं को समझने में एक बड़ी चुनौती विस्फोट-पूर्व पूर्वज के गुणों और CSM की विशिष्ट आकृति विज्ञान (morphology) को अलग करना है, क्योंकि प्रकाश वक्र की रेडियोधर्मी पूंछ (radioactive tail) अक्सर CSM परस्पर क्रिया से दूषित होती है, और आर्काइवल डेटा में पूर्वज शायद ही कभी अकेले पाए जाते हैं। इसके अलावा, "वास्तविक" टाइप-IIn घटनाओं (जो निरंतर संकीर्ण रेखाओं द्वारा चिह्नित हैं) और अन्य परस्पर क्रिया करने वाले सुपरनोवा के बीच का अंतर प्रारंभिक स्पेक्ट्रा में अस्पष्ट बना रहता है। यह अध्ययन पूर्वज के द्रव्यमान-हानि इतिहास (mass-loss history) और CSM संरचना का निदान करने के लिए टाइप-IIn घटनाओं के स्पेक्ट्रल विकास को चरित्रित करने की आवश्यकता को संबोधित करता है।

कार्यप्रणाली
लेखक दो टाइप-IIn सुपरनोवा: दीर्घकालिक SN 2017hcc और तीव्र-क्षय होने वाले SN 2023usc का एक तुलनात्मक स्पेक्ट्रोस्कोपिक अध्ययन प्रस्तुत करते हैं।

अवलोकन: स्पेक्ट्रोस्कोपिक डेटा हिमालयन चंद्रा टेलीस्कोप (HCT) का उपयोग करके प्राप्त किया गया था, जो HFOSC उपकरण से सुसज्जित है।
- SN 2017hcc: विस्फोट के +14 दिनों से +411 दिनों तक के 7 कालखंडों (epochs) में नमूना लिया गया, जिसमें प्री-पीक, पीक और नेबुलर चरण शामिल हैं।
- SN 2023usc: विस्फोट के +12 दिनों से +155 दिनों तक के 5 कालखंडों में नमूना लिया गया।
डेटा रिडक्शन: स्पेक्ट्रा को मानक IRAF पैकेज का उपयोग करके रिड्यूस किया गया, टेल्यूरिक अवशोषण (विशेष रूप से $z=0.06$ पर SN 2023usc के लिए) के लिए सुधारा गया, और मिल्की वे तथा होस्ट गैलेक्सी के विलुप्तिकरण (extinction) अनुमानों ( $E(B-V)$ ) का उपयोग करके डिरेडन (dereddened) किया गया।
विश्लेषण तकनीकें:
- लाइन प्रोफाइलिंग: H $\alpha$ लाइन प्रोफाइल्स को गाऊसी (Gaussian) और लोरेंत्ज़ियन (Lorentzian) फिट का उपयोग करके कई वेग घटकों (संकीर्ण, मध्यवर्ती और विस्तृत) में विभाजित किया गया। वेगों को विश्राम तरंगदैर्ध्य (rest wavelength) के सापेक्ष मापा गया।
- फोटोमेट्री: मल्टी-बैंड फोटोमेट्री (SN 2017hcc के लिए UBVRI; SN 2023usc के लिए ugriz) का उपयोग प्रकाश वक्र और SUPERBOL पैकेज के माध्यम से स्यूडो-बोलोमेट्रिक प्रकाश वक्र बनाने के लिए किया गया।
- तुलनात्मक नमूना: लेखक अपने निष्कर्षों की तुलना अन्य टाइप-IIn और इंटरैक्टिंग सुपरनोवा (जैसे, SN 2010jl, SN 2015da, SN 2023hpd, SN 2021foa) के एक नमूने के साथ कर रहे हैं, जो WISeREP और TNS से प्राप्त आर्काइवल डेटा का उपयोग करते हुए, +14 d, +23 d और +100 d के निकट के कालखंडों पर केंद्रित है।

मुख्य योगदान और परिणाम

SN 2017hcc का स्पेक्ट्रल विकास:
- यह घटना सरल से जटिल लाइन प्रोफाइल्स में संक्रमण प्रदर्शित करती है। प्रारंभिक स्पेक्ट्रा (+14 d से +86 d) एक संकीर्ण घटक ( $\sim 450$ km s $^{-1}$ ) और एक मध्यवर्ती घटक दिखाते हैं, जो धीमी गति वाले CSM और उसके भीतर थॉमसन स्कैटरिंग (Thomson scattering) के अनुरूप है।
- +100 d तक, H $\alpha$ प्रोफाइल नीला-विस्थापित (blue-shifted) हो जाता है जिसमें एक कमजोर P-Cygni अवशोषण होता है, जो +345 d से +411 d तक एक बहु-घटक संरचना में विकसित हो जाता है।
- संकीर्ण H $\alpha$ घटक का सेंट्रॉइड (centroid) नीले-विस्थापित (प्रारंभिक कालखंडों में) से लाल-विस्थापित (विलंबित कालखंडों, +365 d से +411 d में) की ओर एक ड्रिफ्ट प्रदर्शित करता है। यह दोलन एक क्लंपी (clumpy) CSM का सुझाव देता है जहाँ दृष्टि-रेखा अपारदर्शिता (line-of-sight opacity) बदलती है, या पीछे हटते धूल बादलों से लाइट इको (light echoes) का उदय होता है।
- +411 d तक संकीर्ण रेखाओं की निरंतरता यह दर्शाती है कि शॉक्ड इजेक्टा ने CSM को पूरी तरह से ओवरटेक नहीं किया था, जो एक अत्यधिक विस्तृत CSM संरचना का संकेत देता है।
SN 2023usc का स्पेक्ट्रल विकास:
- यह घटना एक CSM शेल के भीतर विस्फोट का एक "पाठ्यपुस्तक" (textbook) विकास दिखाती है। प्रारंभिक स्पेक्ट्रा (+12 d) एक संकीर्ण लोरेंत्ज़ियन ( $\sim 360$ km s $^{-1}$ ) और एक मध्यवर्ती घटक दिखाते हैं।
- +37 d तक, मध्यवर्ती घटक गायब हो जाता है, और संकीर्ण घटक +93 d तक बना रहता है।
- +62 d से आगे, एक विस्तृत उत्सर्जन रेखा ( $>8000$ km s $^{-1}$ ) उभरती है, जिसे तेज गति वाले इजेक्टा का गुण माना जाता है, जबकि संकीर्ण घटक थोड़ा चौड़ा ( $\sim 700$ km s $^{-1}$ ) हो जाता है, जो संभवतः एक कूल डेंस शेल (Cool Dense Shell - CDS) के निर्माण के कारण होता है।
- SN 2017hcc के विपरीत, SN 2023usc में प्रारंभिक कालखंडों में प्रमुख P-Cygni अवशोषण का अभाव है और बाद के कालखंडों में लगभग फीचरलेस स्पेक्ट्रम दिखता है, जो एक असममित या क्लंपी, ऑप्टिकली थिक शेल का सुझाव देता है।
प्रारंभिक स्पेक्ट्रा का तुलनात्मक विश्लेषण:
- अध्ययन पाता है कि प्रारंभिक स्पेक्ट्रा में वास्तविक संकीर्ण रेखाएं ( $v \ll 1000$ km s $^{-1}$ ) सर्वव्यापी नहीं हैं। $\sim +14$ से $+24$ दिनों में घटनाओं के नमूने में, केवल एक उपसमुच्चय (जिसमें SN 2017hcc, SN 2023usc, और SN 2010jl शामिल हैं) ही स्पष्ट संकीर्ण घटक दिखाता है।
- कई अन्य घटनाएँ (जैसे, SN 2022zi, SN 2015da) प्रारंभिक कालखंडों में केवल मध्यवर्ती-चौड़ाई वाले घटक ( $\sim 1000-2000$ km s $^{-1}$ ) दिखाती हैं, जो यह सुझाव देती हैं कि उनका CSM इतना घना और अपारदर्शी है कि केवल थॉमसन-स्कैटर किए गए फोटॉन ही दृश्यमान हैं, या CSM पूर्वज के बहुत करीब स्थित है।
- +100 दिनों पर, वास्तविक संकीर्ण रेखाएं केवल लंबे समय तक इंटरैक्ट करने वाले आयोजनों जैसे SN 2010jl और SN 2017hcc में बनी रहती हैं। SN 2015da निरंतर मध्यवर्ती-चौड़ाई वाली रेखाएं दिखाता है, जो एक अलग CSM ज्यामिति या घनत्व प्रोफाइल का सुझाव देता है।
CSM आकार विज्ञान (Morphology) और पूर्वज निहितार्थ:
- डेटा इस मॉडल का समर्थन करता है जहाँ CSM एक चिकना, गोलाकार सममित पवन (wind) नहीं बल्कि एक क्लंपी, असममित, या बहु-शेल संरचना है।
- कुछ घटनाओं में प्रारंभिक कालखंडों में संकीर्ण रेखाओं की उपस्थिति लेकिन अन्य में इसकी अनुपस्थिति यह सुझाव देती है कि अत्यधिक विस्तृत, ऑप्टिकली पारदर्शी बाहरी CSM वाले पूर्वज अपेक्षाकृत दुर्लभ हैं।
- लाइन सेंट्रॉइड में ड्रिफ्ट और कुछ घटनाओं में बॉक्स जैसी प्रोफाइल का उभरना, विशेष रूप से विस्तारित CSM वाले आयोजनों में, फॉरवर्ड और रिवर्स शॉक के बीच बनने वाले कूल डेंस शेल (CDS) के अस्तित्व का समर्थन करता है।
- पोलराइजेशन डेटा (SN 2017hcc के लिए Mauerhan et al. 2024 से संदर्भित) स्पेक्ट्रल विषमता के साथ मिलकर एक बाइपोलर (bipolar) या इक्वेटोरियल (equatorial) CSM ज्यामिति की ओर संकेत करता है, जो संभवतः बाइनरी इंटरेक्शन या LBV-जैसे विस्फोटों द्वारा आकार दिया गया है।

महत्व और दावे
लेखक दावा करते हैं कि यह अध्ययन प्रारंभिक स्पेक्ट्रा में संकीर्ण रेखाओं ( $v < 1000$ km s $^{-1}$ ) की निरंतरता के आधार पर "वास्तविक" टाइप-IIn सुपरनोवा को अलग करने के लिए एक नैदानिक ढांचा (diagnostic framework) प्रदान करता है। उनका तर्क है कि ऐसी रेखाओं की उपस्थिति एक विशिष्ट पूर्वज वातावरण का संकेत देती है: एक अत्यधिक विस्तृत CSM जो अपने बाहरी क्षेत्रों में ऑप्टिकली पारदर्शी है। अन्य इंटरैक्टिंग सुपरनोवा में इन रेखाओं की अनुपस्थिति विभिन्न CSM घनत्वों या ज्यामितियों (जैसे, घने, पास के शेल) का सुझाव देती है।

पेपर निष्कर्ष निकालता है कि टाइप-IIn सुपरनोवा एक सजातीय वर्ग नहीं हैं बल्कि वे पूर्वज के विकास पथों और CSM आकार विज्ञान की एक श्रृंखला का प्रतिनिधित्व करते हैं। स्पेक्ट्रल विकास में विविधता (जैसे, संकीर्ण रेखाओं की उपस्थिति या अनुपस्थिति, ब्रॉड घटकों के उभरने का समय) पूर्वज के द्रव्यमान-हानि इतिहास, CSM के विस्तार और बाइनरी इंटरेक्शन या एपिसोडिक विस्फोटों (LBV-जैसे व्यवहार) द्वारा पूर्व-सुपरनोवा वातावरण को आकार देने में संभावित भूमिका के लिए एक प्रोब (probe) के रूप में कार्य करती है। यह अध्ययन इस बात पर जोर देता है कि LSST जैसे बड़े सर्वेक्षणों के युग में, जहाँ धुंधले उच्च-रेडशिफ्ट आयोजनों के लिए गहन स्पेक्ट्रोस्कोपिक फॉलो-अप सीमित हो सकता है, इन विशिष्ट प्रारंभिक स्पेक्ट्रल हस्ताक्षरों की पहचान करना घने CSM वाले विशाल पूर्वजों के वितरण को बाधित करने के लिए महत्वपूर्ण होगा।