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LeMMINGs VII: 5 GHz, 50 mas e-MERLIN observations of a statistically complete sample of nearby AGN

यह शोध पत्र समीपवर्ती आकाशगंगाओं के एक सांख्यिकीय रूप से पूर्ण नमूने के उच्च-रिज़ॉल्यूशन 5 GHz e-MERLIN अवलोकनों को प्रस्तुत करता है, जो यह प्रकट करता है कि सघन रेडियो कोर और जेट स्थानीय ब्रह्मांड में ब्लैक होल गतिविधि की प्राथमिक अभिव्यक्ति हैं, जिसमें 30% तक आकाशगंगाओं में ऐसे रेडियो-सक्रिय नाभिक मौजूद हैं।

मूल लेखक: D. R. A. Williams-Baldwin (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), R. D. Baldi (INAF - Istituto di RadioastronomiD. R. A. Williams-Baldwin (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), R. D. Baldi (INAF - Istituto di Radioastronomia, Via P. Gobetti 101, I-40129 Bologna, Italy), R. J. Beswick (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), I. M. McHardy (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), E. Carver (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), J. Clifford (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), B. T. Dullo (Department of Physical Sciences, Embry-Riddle Aeronautical University, Daytona Beach, FL 32114, USA), N. Kill (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), B. Krishnamoorthi (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), I. M. Mutie (Department of Astronomy and Space Science, Technical University of Kenya, P.O Box 52428 - 00200, Nairobi, Kenya, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), O. Woodcock (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), M. K. Argo (Jeremiah Horrocks Institute, School of Engineering and Computing, University of Lancashire, Preston PR1 2HE, UK), P. Boorman (Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology, 1216 East California Boulevard, Pasadena, CA 91125, USA), E. Brinks (Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, AL10 9AB, UK), D. M. Fenech (SKAO, Jodrell Bank, Lower Withington, Macclesfield, SK11 9FT, UK), J. H. Knapen (Instituto de Astrofísica de Canarias, Vía Láctea S/N, E-38205 La Laguna, Spain, Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, E-38206 La Laguna, Spain), S. Mathur (Astronomy Department, The Ohio State University, Columbus, OH, 43210, USA, Center for Astronomy and Astro-particle Physics, The Ohio State University, Columbus, OH 43210, USA, Eureka Scientific, 2452 DELMER ST STE 100, Oakland, CA, 94602, USA), J. Moldon (Instituto de Astrofísica de Andalucía), T. W. B. Muxlow (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), M. Pahari (Department of Physics, Indian Institute of Technology, Hyderabad 502285, India), N. H. Wrigley (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), A. Alberdi (Instituto de Astrofísica de Andalucía), W. Baan (Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Urumqi 830011, China, Netherlands Institute for Radio Astronomy), A. Beri (Indian Institute of Science Education and Research, School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK, Indian Institute of Astrophysics, Koramangala II Block, Bangalore 560034, India), X. Cheng (Korea Astronomy and Space Science Institute, 776 Daedeok-daero, Yuseong-gu, Daejeon 34055, Korea), D. A. Green (Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, J. J. Thomson Avenue, Cambridge CB3 0HE, UK), J. Healy (United Kingdom SKA Regional Centre, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), P. Kharb (National Centre for Radio Astrophysics), E. Körding (Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University, P.O. Box 9010, 6500GL Nijmegen, The Netherlands), G. Lucatelli (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), F. Panessa (INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, via Fosso del Cavaliere 100, I-00133 Roma, Italy), M. Puig-Subirà (Instituto de Astrofísica de Andalucía), C. Romero-Cañizales (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica, 11F of AS/NTU Astronomy-Mathematics Building, No.1, Sec. 4, Roosevelt Rd, Taipei 106319, Taiwan), D. J. Saikia (Fakultät für Physik, Universität Bielefeld, Postfach 100131, D-33501 Bielefeld, Germany, Assam Don Bosco University, Guwahati 781017, Assam, India), P. Saikia (Center for Astro, Particle and Planetary Physics, Department of Astronomy, Yale University, PO Box 208101, New Haven, CT 06520-8101, USA), F. Shankar (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), S. Sharma (Department of Physics, Indian Institute of Technology, Hyderabad 502285, India), I. R. Stevens (School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, UK), E. Varenius (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK)

प्रकाशित 2026-03-10

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CC BY 4.0

मूल लेखक: D. R. A. Williams-Baldwin (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), R. D. Baldi (INAF - Istituto di Radioastronomia, Via P. Gobetti 101, I-40129 Bologna, Italy), R. J. Beswick (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), I. M. McHardy (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), E. Carver (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), J. Clifford (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), B. T. Dullo (Department of Physical Sciences, Embry-Riddle Aeronautical University, Daytona Beach, FL 32114, USA), N. Kill (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), B. Krishnamoorthi (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), I. M. Mutie (Department of Astronomy and Space Science, Technical University of Kenya, P.O Box 52428 - 00200, Nairobi, Kenya, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), O. Woodcock (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), M. K. Argo (Jeremiah Horrocks Institute, School of Engineering and Computing, University of Lancashire, Preston PR1 2HE, UK), P. Boorman (Cahill Center for Astrophysics, California Institute of Technology, 1216 East California Boulevard, Pasadena, CA 91125, USA), E. Brinks (Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, AL10 9AB, UK), D. M. Fenech (SKAO, Jodrell Bank, Lower Withington, Macclesfield, SK11 9FT, UK), J. H. Knapen (Instituto de Astrofísica de Canarias, Vía Láctea S/N, E-38205 La Laguna, Spain, Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, E-38206 La Laguna, Spain), S. Mathur (Astronomy Department, The Ohio State University, Columbus, OH, 43210, USA, Center for Astronomy and Astro-particle Physics, The Ohio State University, Columbus, OH 43210, USA, Eureka Scientific, 2452 DELMER ST STE 100, Oakland, CA, 94602, USA), J. Moldon (Instituto de Astrofísica de Andalucía), T. W. B. Muxlow (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), M. Pahari (Department of Physics, Indian Institute of Technology, Hyderabad 502285, India), N. H. Wrigley (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), A. Alberdi (Instituto de Astrofísica de Andalucía), W. Baan (Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Urumqi 830011, China, Netherlands Institute for Radio Astronomy), A. Beri (Indian Institute of Science Education and Research, School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK, Indian Institute of Astrophysics, Koramangala II Block, Bangalore 560034, India), X. Cheng (Korea Astronomy and Space Science Institute, 776 Daedeok-daero, Yuseong-gu, Daejeon 34055, Korea), D. A. Green (Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, J. J. Thomson Avenue, Cambridge CB3 0HE, UK), J. Healy (United Kingdom SKA Regional Centre, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), P. Kharb (National Centre for Radio Astrophysics), E. Körding (Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University, P.O. Box 9010, 6500GL Nijmegen, The Netherlands), G. Lucatelli (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK), F. Panessa (INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, via Fosso del Cavaliere 100, I-00133 Roma, Italy), M. Puig-Subirà (Instituto de Astrofísica de Andalucía), C. Romero-Cañizales (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica, 11F of AS/NTU Astronomy-Mathematics Building, No.1, Sec. 4, Roosevelt Rd, Taipei 106319, Taiwan), D. J. Saikia (Fakultät für Physik, Universität Bielefeld, Postfach 100131, D-33501 Bielefeld, Germany, Assam Don Bosco University, Guwahati 781017, Assam, India), P. Saikia (Center for Astro, Particle and Planetary Physics, Department of Astronomy, Yale University, PO Box 208101, New Haven, CT 06520-8101, USA), F. Shankar (School of Physics and Astronomy, University of Southampton, Southampton, SO17 1BJ, UK), S. Sharma (Department of Physics, Indian Institute of Technology, Hyderabad 502285, India), I. R. Stevens (School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, UK), E. Varenius (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, M13 9PL, UK)

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, भीड़भाड़ वाले शहर के रूप में करें। इस शहर की लगभग हर इमारत (आकाशगंगा) के केंद्र में, एक विशाल, अदृश्य इंजन है: एक सुपरमैसिव ब्लैक होल (अतिविशाल ब्लैक होल)। अधिकांश समय, ये इंजन "आइडलिंग" (idle) मोड पर होते हैं या बहुत कम शक्ति पर चलते हैं। वे उन प्रसिद्ध, चमकदार क्वासरों (quasars) की तरह ऊर्जा से चिल्ला नहीं रहे होते हैं जिन्हें हम फिल्मों में देखते हैं; इसके बजाय, वे फुसफुसा रहे होते हैं, जैसे कि बहुत धीमी आवाज़ निकाल रहे हों।

यह शोध पत्र एक टीम जासूसों की तरह है जो इन फुसफुसाहटों को पूरे शहर में सुनने के लिए एक सुपर-शक्तिशाली, हाई-टेक सूक्ष्मदर्शी (microscope) का उपयोग कर रहे हैं।

मिशन: LeMMINGs VII

LeMMINGs (Legacy e-MERLIN Multi-band Imaging of Nearby Galaxies) नामक टीम ने 280 नजदीकी आकाशगंगाओं की जनगणना करने का निर्णय लिया। उनका लक्ष्य क्या था? यह पता लगाना कि इनमें से कितने ब्लैक होल वास्तव में "जागे हुए" और सक्रिय हैं, भले ही वे बहुत शांत क्यों न हों।

इससे पहले, उन्होंने रेडियो फ्रीक्वेंसी के 1.5 GHz का उपयोग करके इन आकाशगंगाओं को देखा था (इसे शहर को एक मानक दूरबीन से देखने जैसा समझें)। उन्हें कुछ गतिविधि मिली, लेकिन दृश्य थोड़ा धुंधला था। कभी-कभी, वे यह नहीं बता पाते थे कि जो शोर वे सुन रहे थे वह केंद्र में स्थित ब्लैक होल से आ रहा था या पास के किसी व्यस्त निर्माण स्थल (तारा निर्माण/star formation) से।

इस नए अध्ययन में, उन्होंने 5 GHz पर स्विच किया।

उपमा: यदि 1.5 GHz एक पहाड़ी से दूरबीन से शहर को देखने जैसा था, तो 5 GHz इमारतों के ठीक ऊपर मंडराते एक ड्रोन से उच्च-शक्ति वाले टेलीस्कोप का उपयोग करने जैसा है। यह चार गुना बेहतर रिज़ॉल्यूशन प्रदान करता है।
परिणाम: वे इतना करीब से ज़ूम कर सके कि वे "निर्माण के शोर" (तारा निर्माण) को अनदेखा कर सकें और पूरी तरह से इंजन रूम (ब्लैक होल) पर ध्यान केंद्रित कर सकें।

उन्होंने क्या पाया

जिन 280 आकाशगंगाओं का उन्होंने अध्ययन किया, उनमें से उन्हें 68 ऐसी मिलीं जिनमें एक "फुसफुसाते" ब्लैक होल के स्पष्ट संकेत थे। यह नमूने का लगभग 24% है।

उनकी खोजों का विवरण यहाँ दिया गया है:

"सक्रिय" पड़ोस (LINERs और Seyferts):
ये वे आकाशगंगाएँ हैं जो दृश्य प्रकाश (visible light) में पहले से ही थोड़ी "सक्रिय" दिखती हैं। टीम ने पाया कि लगभग इन सभी में एक सघन, चमकीला रेडियो कोर (core) है।
- उपमा: ये उन घरों की तरह हैं जहाँ लाइटें जल रही हैं और संगीत बज रहा है। यह आश्चर्य की बात नहीं है कि अंदर कोई पार्टी चल रही हो।
"शांत" पड़ोस (H II और Absorption Line Galaxies):
ये आकाशगंगाएँ दृश्य प्रकाश में पूरी तरह से सामान्य और "मृत" दिखाई देती हैं। आप अनुमान भी नहीं लगा सकते कि इनमें कोई ब्लैक होल है।
- आश्चर्य: यहाँ भी, उन्हें लगभग 8% आकाशगंगाओं में रेडियो सिग्नल मिले।
- ट्विस्ट: इन "शांत" आकाशगंगाओं में से कुछ में, रेडियो सिग्नल ब्लैक होल नहीं है, बल्कि नए सितारों का एक विशाल विस्फोट (starburst) या एक टाइडल डिसरप्शन इवेंट (जहाँ ब्लैक होल ने एक तारे को खा लिया) हो सकता है। यह एक शांत घर में शोर सुनने जैसा है और यह महसूस करना कि वह या तो एक सोता हुआ बच्चा (एक शांत ब्लैक होल) है या एक भौंकता हुआ कुत्ता (तारा निर्माण)।
शोर का आकार:
- कॉम्पैक्ट कोर (Compact Cores): उनके द्वारा पाए गए अधिकांश सिग्नल बहुत छोटे, सघन बिंदु थे (10 प्रकाश वर्ष से भी कम चौड़े)। यह ब्लैक होल का "धुआँधार सबूत" (smoking gun) है।
- जेट्स (Jets): लगभग 22% सक्रिय आकाशगंगाओं में ऊर्जा की लंबी, पतली धाराएँ (jets) बाहर निकलती देखी गईं।
- 5 GHz का लाभ: पुराने, धुंधले 1.5 GHz चित्रों में, 38% आकाशगंगाएँ ऐसी लग रही थीं जैसे उनमें जेट्स हों। लेकिन शार्प 5 GHz "लेंस" के साथ, कई जेट्स गायब हो गए! क्यों? क्योंकि वे वास्तव में गैस के धुंधले, फैले हुए बादल थे जिन्हें उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले कैमरे ने बस "फ़िल्टर" कर दिया, जिससे केवल वास्तविक, सघन ब्लैक होल कोर ही बचा। यह साबित करता है कि धोखा न खाएं, इसके लिए उच्च-रिज़ॉल्यूशन महत्वपूर्ण है।

यह क्यों मायने रखता है?

लंबे समय से, खगोलविदों ने सोचा था कि ब्लैक होल या तो "ऑन" (चमकीले और शोर करने वाले) होते हैं या "ऑफ" (अदृश्य)। यह शोध पत्र सुझाव देता है कि वास्तविकता बहुत अधिक सामान्य है: अधिकांश ब्लैक होल "लो-पावर मोड" में होते हैं।

"लो-ल्यूमिनोसिटी" वास्तविकता: अध्ययन बताता है कि सभी नजदीकी आकाशगंगाओं में से लगभग 30% में एक ऐसा ब्लैक होल है जो सक्रिय रूप से खा रहा है, लेकिन बहुत धीरे-धीरे। इन्हें Low-Luminosity AGN (LLAGN) कहा जाता है।
मेजबान (Hosts): ये शांत ब्लैक होल "अर्ली-टाइप" (early-type) आकाशगंगाओं (चिकनी, गोल या अंडाकार आकार की आकाशगंगाओं) में रहना पसंद करते हैं, न कि सर्पिल, पिनव्हील के आकार वाली आकाशगंगाओं में।

निष्कर्ष (Takeaway)

कल्पना कीजिए कि आप एक शोर भरे स्टेडियम में पिन गिरने की आवाज़ सुनने की कोशिश कर रहे हैं। यदि आप एक साधारण माइक्रोफ़ोन (कम रिज़ॉल्यूशन) का उपयोग करते हैं, तो आप बहुत सारा बैकग्राउंड शोर सुनते हैं और सुनिश्चित नहीं हो पाते कि आप क्या सुन रहे हैं। लेकिन यदि आप एक लेज़र-फोकस्ड माइक्रोफ़ोन (5 GHz e-MERLIN) का उपयोग करते हैं, तो आप उस एकल पिन की आवाज़ को अलग कर सकते हैं।

यह शोध पत्र हमें बताता है कि ब्रह्मांड इन "पिन की आवाज़ों" से भरा है। हमारे पास मौजूद सबसे तेज़ रेडियो आँखों का उपयोग करके, हमने सीखा है कि ब्लैक होल हर जगह हैं, लेकिन वे अक्सर बहुत शांत, बहुत सघन और आँखों के सामने छिपे हुए होते हैं। उन्हें खोजने के लिए, हमें उच्च रिज़ॉल्यूशन और संवेदनशीलता के साथ देखते रहना होगा, क्योंकि सबसे हल्की फुसफुसाहट अक्सर सबसे आम होती है।

यहाँ शोध पत्र "LeMMINGs VII: 5 GHz, 50 mas e-MERLIN observations of a statistically complete sample of nearby AGN" का विस्तृत तकनीकी सारांश दिया गया है।

1. समस्या विवरण (Problem Statement)

इस शोध का प्राथमिक लक्ष्य स्थानीय ब्रह्मांड में परमाणु रेडियो गतिविधि (nuclear radio activity) का एक निष्पक्ष, सांख्यिकीय रूप से पूर्ण विवरण प्रस्तुत करना है ताकि लो-ल्यूमिनोसिटी एक्टिव गैलेक्टिक न्यूक्लिआई (LLAGN) की व्यापकता और प्रकृति को समझा जा सके। हालांकि यह माना जाता है कि अधिकांश आकाशगंगाओं में सुपरमैसिव ब्लैक होल्स (SMBHs) मौजूद होते हैं, लेकिन उनमें से कई "कम संचयन" (low accretion) की अवस्था में होते हैं, जिससे उन्हें पहचानना कठिन हो जाता है।

पिछले सर्वेक्षणों की सीमाएँ: पालोमार सैंपल के पिछले रेडियो सर्वेक्षणों (जैसे VLA या MERLIN का 1.5 GHz पर उपयोग) में अक्सर सीमित रिज़ॉल्यूशन (आर्के सेकंड स्केल) और संवेदनशीलता की समस्या थी। इसके कारण वास्तविक परमाणु उत्सर्जन (AGN) और अन्य प्रक्रियाओं जैसे कि परि-केंद्रकीय तारा निर्माण (circumnuclear star formation) या सुपरनोवा अवशेषों के बीच भ्रम की स्थिति उत्पन्न होती थी।
उच्च रिज़ॉल्यूशन की आवश्यकता: कॉम्पैक्ट AGN कोर (अक्सर <10 pc) को विस्तारित संरचनाओं से अलग करने के लिए उच्च कोणीय रिज़ॉल्यूशन और बेहतर स्थानिक फ़िल्टरिंग (spatial filtering) की आवश्यकता होती है। इसके अतिरिक्त, थर्मल (SF) से नॉन-थर्मल (AGN) उत्सर्जन के बीच अंतर करने के लिए स्पेक्ट्रल इंडेक्स की गणना हेतु मल्टी-फ्रीक्वेंसी डेटा आवश्यक है।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

यह अध्ययन लेगेसी ई-मर्लिन मल्टी-बैंड इमेजिंग ऑफ नियरबाय गैलेक्सीज़ (LeMMINGs) सर्वेक्षण का उपयोग करता है, जो पालोमार ब्राइट स्पेक्ट्रोस्कोपिक सैंपल से चुने गए 280 निकटवर्ती आकाशगंगाओं ( $<120$ Mpc) के एक सांख्यिकीय रूप से पूर्ण नमूने पर केंद्रित है।

अवलोकन (Observations):
- आवृत्ति (Frequency): 5 GHz (C-बैंड)।
- उपकरण: e-MERLIN एरे (6 एंटेना: Mk2, Kn, De, Pi, Da, Cm; लोवेल टेलीस्कोप को छोड़कर)।
- रिज़ॉल्यूशन: $\sim50$ mas (मिलीआर्के सेकंड), जो नमूने की औसत दूरी (20 Mpc) पर $\sim5$ pc के अनुरूप है।
- रणनीति: "स्नैप-शॉट" इमेजिंग मोड (कुल 8 घंटे, प्रति घंटे एक बार क्षेत्रों का दौरा) ताकि $uv$-प्लेन को भरा जा सके और गोलाकार सिंथेसाइज्ड बीम बनाए जा सकें।
डेटा रिडक्शन (Data Reduction):
- इसे e-MERLIN CASA पाइपलाइन (eMCP) और WSClean का उपयोग करके कैलिब्रेट किया गया।
- सेल्फ-कैलिब्रेशन: चमकीले इन-बीम स्रोतों का उपयोग करके 70/280 क्षेत्रों पर किया गया ताकि संवेदनशीलता और फेज स्थिरता में सुधार किया जा सके।
- इमेजिंग: पूर्ण-रिज़ॉल्यूशन इमेज (50 mas) और टेपर्ड इमेज (140 mas) बनाई गईं ताकि सीधे तुलना के लिए पहले से प्रकाशित 1.5 GHz LeMMINGs डेटा के रिज़ॉल्यूशन से मेल खा सके।
स्रोत पहचान (Source Identification):
- उपलब्ध होने पर अपडेटेड Gaia DR3 ऑप्टिकल पोजीशन का उपयोग किया गया, जिसे NED/Simbad के साथ क्रॉस-रेफरेंस किया गया।
- ऑप्टिकल न्यूक्लियस के 1.5 आर्क-सेकंड रेडियस के भीतर रेडियो उत्सर्जन की खोज की गई।
- गलत सकारात्मक (false positives) को कम करने के लिए डिटेक्शन थ्रेशोल्ड $5\sigma$ (औसत संवेदनशीलता $0.33$ mJy beam $^{-1}$ ) पर सेट किया गया, जबकि 1.5 GHz रिलीज़ में $3\sigma$ थ्रेशोल्ड का उपयोग किया गया था।

3. मुख्य योगदान (Key Contributions)

गहरातम उच्च-रिज़ॉल्यूशन सर्वेक्षण: यह सब-आर्क-सेकंड रिज़ॉल्यूशन पर स्थानीय ब्रह्मांड के सबसे गहरे, सांख्यिकीय रूप से पूर्ण रेडियो-बैंड सर्वेक्षणों में से एक है, जो $\sim5$ pc के लीनियर स्केल को प्रोब करता है।
मल्टी-फ्रीक्वेंसी डायग्नोस्टिक्स: 5 GHz डेटा को मौजूदा 1.5 GHz डेटा के साथ जोड़कर, लेखक एक बड़े सैंपल के लिए स्पेक्ट्रल इंडेक्स ( $\alpha$ ) माप प्रदान करते हैं, जो फ्लैट-स्पेक्ट्रम AGN कोर बनाम स्टीप-स्पेक्ट्रम जेट या SF उत्सर्जन की पहचान के लिए महत्वपूर्ण है।
परिष्कृत पोजीशनल सटीकता: यह अध्ययन न्यूक्लियर अलाइनमेंट के लिए Gaia पोजीशन के उपयोग के महत्व को रेखांकित करता है, और उन मामलों की पहचान करता है जहाँ पिछले कैटलॉग पोजीशन फोरग्राउंड सितारों या गलत पहचान के कारण ऑफसेट थे।
रूपात्मक वर्गीकरण (Morphological Classification): 5 GHz डेटासेट के लिए रेडियो रूपात्मकता (कॉम्पैक्ट कोर, वन-साइडेड जेट, ट्रिपल, कॉम्प्लेक्स) का एक व्यवस्थित वर्गीकरण, जो परमाणु बनाम विस्तारित उत्सर्जन के बीच स्पष्ट अलगाव की अनुमति देता है।

4. मुख्य परिणाम (Key Results)

डिटेक्शन रेट:
- 5 GHz पर 68/280 स्रोतों (24%) में परमाणु रेडियो उत्सर्जन पाया गया।
- यह 1.5 GHz डिटेक्शन रेट (38%) से कम है, मुख्य रूप से इसलिए क्योंकि उच्च रिज़ॉल्यूशन और $5\sigma$ थ्रेशोल्ड ने विस्तारित, कम-सरफेस-ब्राइटनेस वाली संरचनाओं (जैसे तारा निर्माण क्षेत्र) को 'रिजॉल्व आउट' कर दिया जो 1.5 GHz पर दृश्यमान थीं।
स्रोत गुण (Source Properties):
- ल्यूमिनोसिटी: कोर ल्यूमिनोसिटी $10^{35}$ से $10^{41.9}$ erg s $^{-1}$ के बीच है, जिसका माध्य $7.1 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$ है।
- ब्राइटनेस टेम्परेचर: सबसे चमकीले नाभिक (LINERs और Seyferts) $T_B \ge 10^6$ K दिखाते हैं, जो नॉन-थर्मल AGN गतिविधि की पुष्टि करते हैं।
- रूपात्मकता (Morphology): 78% डिटेक्शन कॉम्पैक्ट ( $<10$ pc, "कोर" रूपात्मकता) हैं। केवल 22% ही विस्तारित, जेट जैसी विशेषताएं (380 pc तक) दिखाते हैं।
होस्ट गैलेक्सी निर्भरता:
- "एक्टिव" गैलेक्सीज़ (LINERs/Seyferts): उच्च डिटेक्शन दर (47%)। उच्च-ल्यूमिनोसिटी टेल में LINERs का प्रभुत्व है।
- "इनएक्टिव" गैलेक्सीज़ (H II और एब्जॉर्प्शन लाइन गैलेक्सीज़): कम डिटेक्शन दर (8%)। यहाँ अधिकांश डिटेक्शन संभवतः LLAGN हैं, हालांकि कुछ तारा निर्माण या सुपरनोवा अवशेष भी हो सकते हैं।
- रूपात्मकता: अर्ली-टाइप गैलेक्सीज़ (Ellipticals/Lenticulars) में लेट-टाइप स्पाइरल्स (17%) की तुलना में काफी अधिक डिटेक्शन अंश (45%) है।
स्पेक्ट्रल इंडेक्स:
- पता लगाए गए स्रोत आम तौर पर फ्लैट ( $\alpha \approx 0$ ) या थोड़े इन्वर्टेड स्पेक्ट्रा दिखाते हैं, जो कॉम्पैक्ट AGN कोर के अनुरूप हैं।
- वे स्रोत जो 5 GHz पर अनडिटेक्टेड हैं लेकिन 1.5 GHz पर डिटेक्टेड हैं, अक्सर स्टीप स्पेक्ट्रा दिखाते हैं, जो सुझाव देता है कि वे 'रिजॉल्व आउट' हो गए हैं या ऑप्टिकली थिन सिनक्रोट्रॉन उत्सर्जन (जेट्स/SF) द्वारा संचालित हैं।
विशिष्ट मामले:
- NGC 3690 (Arp 299-B): एक टाइडल डिसरप्शन इवेंट के रूप में डिटेक्ट किया गया।
- NGC 5194: केवल टेपर्ड इमेज में डिटेक्ट हुआ, जो संवेदनशीलता सीमाओं को दर्शाता है।
- NGC 2655 और NGC 4589: 5 GHz पर जटिल "ट्रिपल" संरचनाएं दिखाते हैं, जिसमें उच्च X-रे अवशोषण (absorption) छिपे हुए AGN का संकेत देता है।

5. महत्व और निष्कर्ष (Significance and Conclusions)

LLAGN का प्रभुत्व: अध्ययन निष्कर्ष निकालता है कि स्थानीय ब्रह्मांड में ब्लैक होल गतिविधि का प्राथमिक प्रकटीकरण LLAGN हैं। 1.5 GHz और 5 GHz डेटा को मिलाने पर लगभग 30% स्थानीय आकाशगंगाओं में रेडियो-सक्रिय नाभिक मौजूद हैं।
रिज़ॉल्यूशन महत्वपूर्ण है: वास्तविक परमाणु संचयन (accretion) को परि-केंद्रकीय तारा निर्माण से अलग करने के लिए उच्च-रिज़ॉल्यूशन इमेजिंग आवश्यक है। कम-रिज़ॉल्यूशन वाले सर्वेक्षण, लेट-टाइप गैलेक्सीज़ में SF उत्सर्जन को शामिल करके "सक्रिय" नाभिकों की व्यापकता को बढ़ा-चढ़ाकर बताते हैं।
भविष्य की आवश्यकताएं: सबसे धुंधले LLAGN को खोजने और सभी नजदीकी आकाशगंगाओं में जेट्स को हल करने के लिए, भविष्य के सर्वेक्षणों को चाहिए:
- संवेदनशीलता में सुधार (लक्ष्य $\le 33$ $\mu$ Jy beam $^{-1}$ , जो कि 4 गुना अधिक अवलोकन समय है)।
- बेहतर $uv$-कवरेज (संभावित रूप से लोवेल टेलीस्कोप को शामिल करना) ताकि रिज़ॉल्यूशन हानि के बिना बड़े पैमाने के जेट्स की इमेजिंग की जा सके।
भौतिक चालक (Physical Drivers): रेडियो उत्सर्जन के चालक होस्ट प्रकार के आधार पर भिन्न होते हैं: अर्ली-टाइप गैलेक्सीज़ कॉम्पैक्ट LLAGN कोर द्वारा संचालित होती हैं, जबकि लेट-टाइप गैलेक्सीज़ में डिटेक्शन दर कम होती है जहाँ गैर-AGN प्रक्रियाएं (SF) अक्सर परमाणु रेडियो उत्सर्जन पर हावी होती हैं।

यह शोध पत्र स्थानीय AGN अध्ययनों के लिए एक नया मानक स्थापित करता है, यह प्रदर्शित करते हुए कि एक महत्वपूर्ण संख्या में "इनएक्टिव" आकाशगंगाओं में वास्तव में कमजोर रूप से संचित SMBHs मौजूद हैं, बशर्ते उन्हें पर्याप्त रिज़ॉल्यूशन और संवेदनशीलता के साथ देखा जाए।