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A XRISM Study of Highly Ionized Iron Emission Lines from the Low-Eddington-ratio AGN in NGC 7213

XRISM और NuSTAR द्वारा कम-एडिंगटन-अनुपात वाले AGN NGC 7213 के इस अध्ययन से ही-जैसे (He-like) और एच-जैसे (H-like) आयरन उत्सर्जन रेखाओं के लिए विशिष्ट वेग चौड़ाई का पता चलता है जो वर्तमान फोटोआयनीकरण और कोलिजनल आयनीकरण मॉडलों को चुनौती देते हैं, जबकि यह संकेत देते हैं कि एडिंगटन अनुपात में गिरावट के साथ अत्यधिक आयनित गैस के घनत्व में संभावित कमी आती है।

मूल लेखक: Kaito Murakami, Taiki Kawamuro, Ryota Tomaru, Hirokazu Odaka, Elias Kammoun, Shoji Ogawa, Stefano Bianchi, Hirofumi Noda, Claudio Ricci, Yuichi Terashima, Yoshihiro Ueda, Satoshi Yamada, Hironori Mats

प्रकाशित 2026-04-20

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Kaito Murakami, Taiki Kawamuro, Ryota Tomaru, Hirokazu Odaka, Elias Kammoun, Shoji Ogawa, Stefano Bianchi, Hirofumi Noda, Claudio Ricci, Yuichi Terashima, Yoshihiro Ueda, Satoshi Yamada, Hironori Matsumoto

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

बड़ी तस्वीर: एक ब्लैक होल की "आवाज़" को सुनना

कल्पना कीजिए कि एक आकाशगंगा के केंद्र में स्थित एक सुपरमैसिव ब्लैक होल एक विशाल, भूखे वैक्यूम क्लीनर की तरह है। जैसे-जैसे यह गैस और धूल को अंदर खींचता है, वह सामग्री गर्म हो जाती है और चमकने लगती है, विशेष रूप से एक्स-रे (X-rays) में। इसे ही एक्टिव गैलेक्टिक न्यूक्लियस (AGN) कहते हैं।

वैज्ञानिक लंबे समय से यह जानना चाहते थे: ब्लैक होल की "भूख" उसके आस-पास की गैस की संरचना को कैसे बदलती है?

जब ब्लैक होल बहुत अधिक खा रहा होता है (उच्च "एडिंगटन अनुपात" या high Eddington ratio), तो क्या गैस एक पतली, तेज़ डिस्क के रूप में घूमती है?
जब वह बहुत कम खा रहा होता है (निम्न "एडिंगटन अनुपात"), तो क्या गैस एक मोटी, गर्म क्लाउड (बादल) में बदल जाती है?

इसका उत्तर देने के लिए, खगोलविदों ने दो शक्तिशाली एक्स-रे टेलीस्कोप, XRISM और NuSTAR, को NGC 7213 नामक एक नजदीकी आकाशगंगा की ओर केंद्रित किया। यह आकाशगंगा एक "मध्यम खाने वाली" है—यह भूखी नहीं मर रही है, लेकिन न ही यह बहुत ज्यादा खा रही है। यह पैमाने के बिल्कुल बीच में स्थित है, जो इसे परीक्षण के लिए एक आदर्श विषय बनाता है।

रहस्य: लोहे का "फिंगरप्रिंट"

इस अध्ययन का मुख्य केंद्र लोहा (Iron) है। विशेष रूप से, वह लोहा जिससे अधिकांश इलेक्ट्रॉन छीन लिए गए हैं (अत्यधिक आयनित/highly ionized)। जब इस लोहे से एक्स-रे टकराते हैं या यह गर्म होता है, तो यह बहुत विशिष्ट रंगों (ऊर्जाओं) पर प्रकाश उत्सर्जित करता है, जिससे एक्स-रे स्पेक्ट्रम में एक "फिंगरप्रिंट" बन जाता है।

इन आयरन लाइन्स को एक गायक मंडली (choir) द्वारा गाए जा रहे संगीत के सुरों की तरह समझें:

"He-like" आयरन (Fe XXV): लगभग 6.7 keV के आसपास का एक सुर।
"H-like" आयरन (Fe XXVI): लगभग 6.97 keV के आसपास का थोड़ा ऊँचा सुर।

शोधकर्ता यह जानना चाहते थे: इन सुरों को कौन सी गायक मंडली गा रही है?

परिदृश्य A (फोटोआयनीकरण/Photoionization): ब्लैक होल की तीव्र रोशनी गैस से टकरा रही है, जिससे इलेक्ट्रॉन वैसे ही निकल जाते हैं जैसे लेजर पॉइंटर दीवार से टकराकर परावर्तित होता है।
परिदृश्य B (कोलिजनल आयनीकरण/Collisional Ionization): गैस इतनी गर्म है कि परमाणु आपस में हिंसक रूप से टकरा रहे हैं, जैसे कि एक 'मॉस पिट' (mosh pit) में होता है, जिससे टकराव के माध्यम से इलेक्ट्रॉन छिन रहे हैं।

जांच: रेडियो ट्यून करना

टीम ने XRISM टेलीस्कोप का उपयोग किया, जो एक सुपर-फाइन-ट्यून्ड रेडियो की तरह काम करता है। पिछले टेलीस्कोप केवल एक धुंधली गूँज सुन सकते थे। XRISM व्यक्तिगत गायकों को भी पहचान सकता है।

उन्हें क्या मिला:

अलग-अलग गति: "H-like" आयरन (ऊँचा सुर) "He-like" आयरन की तुलना में बहुत तेज़ गति से चल रहा था और अधिक फैल रहा था। ऐसा लगता है जैसे ऊँचा सुर धावकों के एक समूह द्वारा गाया जा रहा है, जबकि नीचा सुर जॉगर्स (धीमे दौड़ने वालों) के समूह द्वारा गाया जा रहा है।
गायब होती आवाज़ें: "He-like" आयरन के सुर में आमतौर पर तीन भाग होते हैं (एक कॉर्ड की तरह)। शोधकर्ताओं ने पाया कि दो बाहरी सुर बहुत शांत थे, जबकि बीच के सुर तेज़ थे। यह एक अजीब पैटर्न है जिसे समझाना कठिन है।

प्रयोग: सिद्धांतों का परीक्षण

टीम ने कंप्यूटर मॉडल बनाए ताकि वे देख सकें कि क्या वे इन ध्वनियों को फिर से बना सकते हैं।

"एक-समूह" मॉडल (One-Group Model): उन्होंने सभी आयरन लाइनों को गैस के एक ही बादल के साथ समझाने की कोशिश की।
"दो-समूह" मॉडल (Two-Group Model): उन्होंने इसे गैस के दो अलग-अलग बादलों (एक तेज़, एक धीमा) के साथ समझाने की कोशिश की।

परिणाम:
ये मॉडल एक गोल छेद में चौकोर खूँटी फिट करने की कोशिश करने जैसे थे।

चाहे उन्होंने यह माना कि गैस टकराव (मॉस पिट) से गर्म हुई थी या प्रकाश (लेजर) से, वे आयरन कॉर्ड की उन अजीब "गायब आवाजों" को पूरी तरह से नहीं समझा सके।
दूसरा समूह जोड़ने से भी मॉडल बेहतर नहीं हुआ। डेटा इतना धुंधला था कि यह निश्चित रूप से कहना मुश्किल था कि कौन सा तंत्र जीत रहा है।

उपमा: कल्पना कीजिए कि आप केवल कार के साइलेंसर की आवाज़ सुनकर यह पता लगाने की कोशिश कर रहे हैं कि इंजन पेट्रोल पर चल रहा है या डीजल पर। इस मामले में, "साइलेंसर की आवाज़" (एक्स-रे डेटा) इतनी जटिल है कि वैज्ञानिक 100% निश्चित नहीं हो सकते कि कौन सा ईंधन इस्तेमाल किया जा रहा है, भले ही उनके पास सबसे अच्छे माइक्रोफोन (टेलीस्कोप) उपलब्ध हों।

बड़ी खोज: घनत्व का संबंध

भले ही वे "ईंधन के प्रकार" के रहस्य को हल नहीं कर सके, लेकिन उन्होंने M 81* नामक एक अन्य आकाशगंगा की तुलना करके एक बहुत ही महत्वपूर्ण सुराग खोजा, जो एक "भूखा" ब्लैक होल है (जो बहुत कम खा रहा है)।

M 81* (भूखा ब्लैक होल): इसके आस-पास की गैस बहुत पतली और विरल है।
NGC 7213 (मध्यम खाने वाला): इसके आस-पास की गैस बहुत घनी है।

निष्कर्ष:
ऐसा प्रतीत होता है कि ब्लैक होल कितना खाता है और उसके आस-पास की गैस कितनी घनी है, उनके बीच एक सीधा संबंध है।

अधिक भोजन = गाढ़ा, घना गैस।
कम भोजन = पतला, विरल गैस।

यह एक कैंपफायर (अलाव) की तरह है। यदि आप इसमें बहुत सारी लकड़ी डालते हैं (उच्च एडिंगटन अनुपात), तो आपको धुएं और गर्मी का एक घना बादल मिलता है। यदि आप केवल कुछ टहनियाँ डालते हैं (कम एडिंगटन अनुपात), तो धुआं पतला और विरल होता है।

सामान्य पाठक के लिए सारांश

लक्ष्य: वैज्ञानिकों ने NGC 7213 में एक ब्लैक होल को देखने के लिए नए, सुपर-शार्प एक्स-रे नेत्रों का उपयोग किया ताकि यह देखा जा सके कि उसकी "डाइट" उसके आस-पास की गैस को कैसे प्रभावित करती है।
पहेली: उन्होंने देखा कि आयरन के परमाणु एक अजीब तरीके से गा रहे हैं। उन्होंने यह समझने की कोशिश की कि क्या गैस आपस में टकराने से गर्म हो रही है या प्रकाश से टकराने से।
समस्या: डेटा थोड़ा उलझा हुआ था जिससे किसी एक सिद्धांत को विजेता चुनना कठिन था। आयरन का "गीत" मानक मॉडलों से पूरी तरह मेल नहीं खा रहा था।
जीत: इस आकाशगंगा की तुलना एक "भूखे" ब्लैक होल से करके, उन्हें एहसास हुआ कि ब्लैक होल जितना अधिक खाता है, उसके आस-पास की गैस उतनी ही घनी होती जाती है। यह हमें यह समझने में मदद करता है कि ब्लैक होल और उनकी आकाशगंगाएँ समय के साथ कैसे विकसित और परिवर्तित होती हैं।

संक्षेप में, हम अभी भी यह पूरी तरह नहीं जानते कि गैस वास्तव में कैसे गर्म हो रही है, लेकिन अब हम जानते हैं कि भूखे ब्लैक होल के पड़ोस अधिक घने होते हैं।

यहाँ "A XRISM Study of Highly Ionized Iron Emission Lines from the Low-Eddington-ratio AGN in NGC 7213" शोध पत्र का विस्तृत तकनीकी सारांश दिया गया है।

1. समस्या विवरण (Problem Statement)

एक्टिव गैलेक्टिक न्यूक्ली (AGNs) में एडिंगटन अनुपात ( $\lambda_{Edd}$ ) पर निर्भर संरचनात्मक परिवर्तन दिखाई देते हैं। जहाँ उच्च- $\lambda_{Edd}$ वाले AGNs में आमतौर पर पतले एक्रिशन डिस्क और रेडिएशन-ड्रिवन विंड्स होते हैं, वहीं लो-ल्यूमिनोसिटी AGNs (LLAGNs) के बारे में माना जाता है कि वे रेडिएटिवली इनएफिशिएंट एक्रिशन फ्लो (RIAFs) और संभावित रूप से भिन्न आउटफ्लो तंत्रों को धारण करते हैं।

अंतराल (The Gap): जबकि XRISM ने हाल ही में उच्च- $\lambda_{Edd}$ वाले क्वासर और बहुत कम- $\lambda_{Edd}$ वाले स्रोत M 81* ( $\sim 10^{-5}$ ) का अवलोकन किया है, मध्यवर्ती एडिंगटन अनुपात ( $\sim 10^{-3}$ ) वाले AGNs के लिए डेटा की कमी है।
विशिष्ट चुनौती (The Specific Challenge): LLAGNs में अत्यधिक आयनित आयरन उत्सर्जन रेखाओं (Fe XXV He $\alpha$ और Fe XXVI Ly $\alpha$ ) की भौतिक उत्पत्ति का निर्धारण करना। यह अभी भी बहस का विषय है कि क्या ये रेखाएं फोटोआयनाइजेशन (केंद्रीय निरंतरता द्वारा) या कोलिजनल आयनाइजेशन (गर्म विंड या RIAF में थर्मल प्लाज्मा द्वारा) से उत्पन्न होती हैं। इसके अलावा, पिछले अध्ययनों ने He-like और H-like आयरन रेखाओं की वेग चौड़ाई (velocity widths) में संभावित अंतर का सुझाव दिया था, जो अलग-अलग उत्सर्जन क्षेत्रों को इंगित कर सकता था, लेकिन इसकी पुष्टि के लिए उच्च-रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रोस्कोपी की आवश्यकता थी।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

लेखकों ने NGC 7213 ( $z=0.0058$ , $\lambda_{Edd} \approx 1.3 \times 10^{-3}$ ) नामक निकटवर्ती LLAGN के समकालिक अवलोकनों का विश्लेषण करने के लिए निम्नलिखित का उपयोग किया:

XRISM/Resolve: उच्च-रिज़ॉल्यूशन माइक्रोकैलोरीमीटर स्पेक्ट्रोस्कोपी (2–10 keV) जो 6 keV पर $\sim 5$ eV ऊर्जा रिज़ॉल्यूशन प्रदान करती है।
NuSTAR: निरंतरता के आकार (continuum shape) और उच्च-ऊर्जा कटऑफ को नियंत्रित करने के लिए ब्रॉड-बैंड कवरेज (3–60 keV)।

विश्लेषण चरण:

कंटीन्यूम मॉडलिंग (Continuum Modeling): निरंतरता के आकार ( $\Gamma \approx 1.74$ , $E_{cut} \approx 167$ keV) को निर्धारित करने के लिए XRISM और NuSTAR डेटा (आयरन बैंड को छोड़कर) को एक कटऑफ पावर-लॉ मॉडल के साथ समवर्ती रूप से फिट किया गया।
फेनोमेनोलॉजिकल फिटिंग (Phenomenological Fitting): Fe XXV He $\alpha$ (6.7 keV) और Fe XXVI Ly $\alpha$ (6.97 keV) कॉम्प्लेक्सों की विशेषता बताने के लिए गॉसियन फंक्शन का उपयोग किया गया। उन्होंने उन मॉडलों का परीक्षण किया जहाँ रेखाओं की चौड़ाई को आपस में जोड़ा (tied) गया था बनाम स्वतंत्र रखा गया था।
भौतिक मॉडलिंग (Physical Modeling):
- फोटोआयनाइजेशन (Photoionization): SPEX (XSPEC के माध्यम से) में pion मॉडल का उपयोग किया गया। उन्होंने एक निश्चित इन्सिडेंट स्पेक्ट्रल एनर्जी डिस्ट्रीब्यूशन (SED) के आधार पर आयनीकरण पैरामीटर ( $\xi$ ), कॉलम डेंसिटी ( $N_H$ ), और वेलोसिटी विड्थ ( $v_\sigma$ ) को बदलते हुए एक कस्टम टेबल मॉडल ग्रिड तैयार किया।
- कोलिजनल आयनाइजेशन (Collisional Ionization): ऑप्टिकली थिन थर्मल प्लाज्मा के लिए XSPEC में bapec मॉडल का उपयोग किया गया।
- वन-ज़ोन बनाम टू-ज़ोन (One-Zone vs. Two-Zone): यह देखने के लिए कि क्या अलग-अलग रेखा चौड़ाई को समझाने के लिए अलग-अलग क्षेत्रों की आवश्यकता है, सिंगल-कंपोनेंट और ड्यूल-कंपोनेंट दोनों मॉडलों का परीक्षण किया गया।
तुलनात्मक विश्लेषण (Comparative Analysis): गैस घनत्व की एडिंगटन अनुपात पर निर्भरता की जांच करने के लिए पूर्व में अध्ययन किए गए M 81* के साथ NGC 7213 के व्युत्पन्न गैस घनत्व की तुलना की गई।

3. प्रमुख योगदान (Key Contributions)

उच्च-रिज़ॉल्यूशन काइनेटिक्स (High-Resolution Kinematics): XRISM का उपयोग करके मध्यवर्ती- $\lambda_{Edd}$ वाले AGN में Fe XXV और Fe XXVI रेखाओं के लिए पहले उच्च-रिज़ॉल्यूशन काइनेटिक बाधाएं प्रदान कीं।
लाइन विड्थ विसंगति (Line Width Discrepancy): He-like और H-like आयरन रेखाओं के बीच वेग चौड़ाई में एक संभावित लेकिन महत्वपूर्ण अंतर की पहचान की, जो यह सुझाव देता है कि वे अलग-अलग गैस संरचनाओं का पता लगा सकते हैं।
आयनीकरण तंत्र संबंधी बाधाएं (Ionization Mechanism Constraints): इस बात का कठोरता से परीक्षण किया गया कि क्या मानक फोटोआयनाइजेशन या कोलिजनल आयनाइजेशन मॉडल देखे गए विशिष्ट रेखा अनुपातों (विशेष रूप से रेजोनेंस और फॉरबिडन लाइनों के सापेक्ष इंटरकॉम्बिनेशन लाइनों के दमन) को पुनरुत्पादित कर सकते हैं।
घनत्व विकास (Density Evolution): M 81* के साथ युग्मित करके, एडिंगटन अनुपात के साथ अत्यधिक आयनित गैस के घनत्व को जोड़ने वाला एक तुलनात्मक ढांचा स्थापित किया।

4. मुख्य परिणाम (Key Results)

A. स्पेक्ट्रल विशेषताएँ (Spectral Characteristics)

कंटीन्यूम (Continuum): निरंतरता को $\Gamma = 1.74$ और $\sim 167$ keV के हाई-एनर्जी कटऑफ वाले पावर लॉ द्वारा अच्छी तरह से वर्णित किया गया है।
रेखा चौड़ाई (Line Widths):
- जब स्वतंत्र रूप से फिट किया गया, तो Fe XXV He $\alpha$ कॉम्प्लेक्स की वेलोसिटी विड्थ $v_\sigma \approx 790^{+370}_{-240}$ km s $^{-1}$ है।
- Fe XXVI Ly $\alpha$ रेखा की चौड़ाई काफी अधिक है: $v_\sigma \approx 2610^{+1700}_{-1580}$ km s $^{-1}$ ।
- यह सुझाव देता है कि H-like आयरन, He-like आयरन की तुलना में तेज़ गति वाले या अधिक विस्तृत क्षेत्र से उत्पन्न होता है।
रेखा अनुपात (Line Ratios): Fe XXV He $\alpha$ कॉम्प्लेक्स में मजबूत रेजोनेंस ( $w$ ) और फॉरबिडन ( $z$ ) रेखाएं हैं जिनकी तीव्रता $\approx 0.5\text{--}0\text{.}6 \times 10^{-5}$ ph s $^{-1}$ cm $^{-2}$ है, जबकि इंटरकॉम्बिनेशन रेखाएं ( $x+y$ ) महत्वपूर्ण रूप से डिटेक्ट नहीं हुई हैं (ऊपरी सीमा $< 0.2 \times 10^{-5}$ ph s $^{-1}$ cm $^{-2}$ )।

B. मॉडल फिटिंग के परिणाम (Model Fitting Outcomes)

वन-ज़ोन बनाम टू-ज़ोन (One-Zone vs. Two-Zone): अलग-अलग लाइन विड्थ को समझाने के लिए दूसरा आयनीकरण ज़ोन जोड़ने से फिट सांख्यिकी में कोई महत्वपूर्ण सुधार नहीं हुआ ( $\Delta C \approx 6$ , $\sim 2\sigma$ )। डेटा सख्ती से टू-ज़ोन मॉडल की आवश्यकता नहीं दर्शाता है।
आयनीकरण तंत्र की अस्पष्टता (Ionization Mechanism Ambiguity):
- कोलिजनल मॉडल (Collisional Models): एक सिंगल-ज़ोन थर्मल प्लाज्मा $kT \approx 11$ keV रेखा फ्लक्स को तो पुनरुत्पादित कर सकता है, लेकिन फाइन-ट्यूनिंग के बिना विशिष्ट रेखा अनुपातों से मेल खाने में संघर्ष करता है।
- फोटोआयनाइजेशन मॉडल (Photoionization Models): हालांकि ये मजबूत फॉरबिडन लाइनों को उत्पन्न करने में सक्षम हैं, लेकिन ये परीक्षण किए गए कॉलम डेंसिटी रेंज ( $10^{21}$ – $10^{25}$ cm $^{-2}$ ) में $w$ और $z$ के सापेक्ष $x+y$ इंटरकॉम्बिनेशन लाइनों के देखे गए दमन को पुनरुत्पादित करने में संघर्ष करते हैं।
- निष्कर्ष: वर्तमान डेटा फोटोआयनाइजेशन और कोलिजनल आयनाइजेशन में से किसी एक को प्रमुख तंत्र के रूप में विशिष्ट रूप से अलग नहीं कर सकता है।

C. तुलनात्मक विश्लेषण (NGC 7213 बनाम M 81)*

दोनों वस्तुओं के लिए समान आयनीकरण तंत्र को मानते हुए, लेखकों ने उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार गैस घनत्व का अनुमान लगाया।
NGC 7213 ( $\lambda_{Edd} \sim 10^{-3}$ ): घनत्व $n_H \sim 10^8$ cm $^{-3}$ ।
M 81 ( $\lambda_{Edd} \sim 10^{-5}$ ):* घनत्व $n_H \sim 10^5$ cm $^{-3}$ ।
ट्रेंड (Trend): एक स्पष्ट रुझान है जहाँ एडिंगटन अनुपात घटने के साथ अत्यधिक आयनित गैस का घनत्व भी घटता जाता है।

5. महत्व (Significance)

AGN संरचना का विकास (Evolution of AGN Structure): परिणाम इस सैद्धांतिक चित्र का समर्थन करते हैं कि जैसे-जैसे एडिंगटन अनुपात कम होता है, एक्रिशन फ्लो एक घने, ज्यामितीय रूप से पतले डिस्क से विरल, गर्म, रेडिएटिवली इनएफिशिएंट फ्लो (RIAF) या कमजोर विंड में परिवर्तित हो जाता है। देखा गया घनत्व ड्रॉप कम मास एक्रिशन रेट के साथ सह-संबंधित है।
XRISM की क्षमताएं (XRISM Capabilities): यह अध्ययन निम्न-रिज़ॉल्यूशन वाले डेटा में पहले से धुंधली (blurred) होने वाली आयरन रेखाओं की सूक्ष्म काइनेटिक संरचनाओं को हल करने की XRISM की अनूठी क्षमता को प्रदर्शित करता है, जो परमाणु क्षेत्र में संभावित मल्टी-फेज संरचनाओं को प्रकट करता है।
भविष्य की दिशाएं (Future Directions): $x+y$ के दमन को पूरी तरह से समझाने में वर्तमान मॉडलों की अक्षमता यह सुझाव देती है कि अधिक जटिल परिदृश्य (जैसे, Li-like आयनों द्वारा अवशोषण, विशिष्ट ज्यामितीय विन्यास, या नॉन-इक्विलिब्रियम आयनाइजेशन) प्रभावी हो सकते हैं। इन रेखा अनुपातों को निश्चित रूप से हल करने के लिए उच्च फोटॉन सांख्यिकी के साथ भविष्य के अवलोकनों की आवश्यकता है।

संक्षेप में, यह शोध पत्र NGC 7213 में आयनित गैस को चरित्रित करने के लिए XRISM के उच्च-रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग करता है, जिसमें मल्टी-कंपोनेंट काइनेटिक्स के लिए संभावित साक्ष्य और एडिंगटन अनुपात के साथ गैस घनत्व का संबंध स्थापित किया गया है, साथ ही विशिष्ट रेखा तीव्रता अनुपातों को समझाने के लिए अधिक जटिल मॉडलिंग की आवश्यकता को भी रेखांकित किया गया है।