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A Changing-Look Seyfert Discovered by eROSITA Reveals a Two-Component Broad-Line Region

eROSITA द्वारा साइफर्ट गैलेक्सी (Seyfert galaxy) HE 1237-2252 में एक नाटकीय एक्स-रे गिरावट और उसके बाद तीव्र सुधार की खोज एक आंतरिक अभिवृद्धि दर ठहराव (intrinsic accretion rate pause) को प्रकट करती है जो एक बदलते-रूप संक्रमण (changing-look transition) को संचालित करती है, जो कि एक गतिशील ब्रॉड-लाइन रीजन (broad-line region) के साथ जुड़ा हुआ है जो विरिअलाइज्ड गैस (virialized gas) और एक डिस्कलाइन घटक (diskline component) दोनों से बना है जिसका सापेक्ष महत्व अभिवृद्धि अवस्था (accretion state) के साथ विकसित होता है।

मूल लेखक: Alex Markowitz (Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences), Mirko Krumpe (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam), David Homan (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, In

प्रकाशित 2026-05-11

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Alex Markowitz (Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences), Mirko Krumpe (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam), David Homan (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Institute of Astronomy, University of Cambridge), BoĊena Czerny (Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences), Mariusz Gromazdki (Astronomical Observatory, University of Warsaw), Hartmut Winkler (Department of Physics, University of Johannesburg), Joern Wilms (Karl Remeis-Observatory and Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg), Steven Hämmerich (Karl Remeis-Observatory and Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg), Georg Lamer (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam), Tathagata Saha (Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences, Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics), David A. H. Buckley (South African Astronomical Observatory, Department of Physics, University of the Free State), Malte Schramm (Universität Potsdam), Daniel E. Reichart (Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill), Mara Salvato (Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik), Pietro Baldini (Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik)

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

एक "बदलते रूप वाले" (Changing-Look) ब्लैक होल की कहानी

कल्पना कीजिए कि एक आकाशगंगा के केंद्र में स्थित एक सुपरमैसिव ब्लैक होल एक विशाल, भूखे वैक्यूम क्लीनर की तरह है। यह अपने चारों ओर घूमती डिस्क से गैस और धूल को खाता है। जैसे-जैसे यह खाता है, यह चमकता है, जैसे कि भोजन को अंदर खींचने के घर्षण (friction) से चलने वाला एक बल्ब हो। आमतौर पर, यह बल्ब थोड़ा टिमटिमाता है, लेकिन यह जलता रहता है।

हालाँकि, खगोलविदों ने एक विशिष्ट ब्लैक होल पाया, जिसका नाम HE 1237−2252 (या संक्षेप में J1237–2252) है, जिसने कुछ अजीब किया। इसने केवल टिमटिमाना ही नहीं किया; यह अचानक लगभग पूरी तरह से बंद हो गया, और फिर, उतनी ही रहस्यमय तरीके से, यह वापस चालू हो गया। इस घटना को "चेंजिंग-लुक" एक्टिव गैलेक्टिक न्यूक्लियस (CLAGN) कहा जाता है।

रहस्य: अचानक बिजली का जाना

2020 और 2021 में, eROSITA नामक एक अंतरिक्ष दूरबीन (जो एक्स-रे में आकाश का स्कैन करती है) ने देखा कि इस ब्लैक होल की एक्स-रे चमक दो साल से भी कम समय में 17 गुना कम हो गई। यह ऐसा है जैसे एक 100 वॉट का बल्ब अचानक मंद होकर एक छोटी मोमबत्ती की चमक तक रह जाए।

वैज्ञानिकों की टीम ने केवल दूर से नहीं देखा; उन्होंने एक बड़ा फॉलो-अप अभियान चलाया। उन्होंने ज़मीन और अंतरिक्ष में मौजूद दूरबीनों का उपयोग करके ब्लैक होल को करीब से देखा जब वह वापस सामान्य होने की कोशिश कर रहा था। उन्होंने एक्स-रे, पराबैंगनी (ultraviolet), दृश्य प्रकाश (visible light) और इन्फ्रारेड (ऊष्मा) में इसकी रोशनी को ट्रैक किया।

उन्होंने क्या पाया: "दो-भाग वाली" आवाज़

जैसे ही ब्लैक होल की रोशनी वापस आने लगी, खगोलविदों ने इसकी "आवाज़" के बारे में कुछ दिलचस्प देखा। खगोल विज्ञान में, ब्लैक होल प्रकाश की चौड़ी रेखाओं (एमिशन लाइन्स) के माध्यम से "बोलते" हैं, जो उनके चारों ओर घूमती गैस द्वारा बनाई जाती हैं।

पहली आवाज़ (द गॉसियन): जब ब्लैक होल सबसे कम चमकदार था, तो इसकी "आवाज़" एक एकल, चिकनी गूँज (hum) की तरह थी। यह एक गायक द्वारा एक स्थिर स्वर पकड़ने जैसा है। इस गैस का हिस्सा ब्लैक होल से लगभग 27 प्रकाश-दिन दूर एक चौड़े, अराजक बादल के रूप में घूम रहा था।
दूसरी आवाज़ (द डिस्कलाइन): जैसे ही ब्लैक होल फिर से चमकदार हुआ, एक दूसरी "आवाज़" उभर आई। यह एक दोहरी-शिखर वाली नोट (जैसे एक क्वायर दो अलग-अलग सुरों में गा रहा हो) की तरह सुनाई दी। यह सुझाव देता है कि गैस एक चपटे, डिस्क जैसे आकार में घूम रही थी, जो ब्लैक होल के बहुत करीब (लग लगभग 5 प्रकाश-दिन) है।

बड़ी खोज: खगोलविदों ने महसूस किया कि ब्लैक होल की "आवाज़" केवल एक चीज़ नहीं है। यह दो अलग-अलग संरचनाओं का मिश्रण है। जैसे-जैसे ब्लैक होल अधिक भोजन (एक्रिशन रेट में वृद्धि) खाता है, "चपटा डिस्क" वाला हिस्सा की आवाज़ अधिक तेज़ और प्रमुख हो जाता है, जबकि "बादल वाली गूँज" लगभग वैसी ही रहती है।

ऐसा क्यों हुआ? (कारण)

टीम को यह पता लगाना था कि ब्लैक होल मंद क्यों हुआ और फिर चमकदार क्यों हुआ। उन्होंने इस विचार को खारिज कर दिया कि धूल के किसी बादल ने ब्लैक होल के सामने आकर उसकी रोशनी को रोक दिया (जैसे कोई टॉर्च के सामने हाथ रख दे)। यदि ऐसा होता, तो धूल से निकलने वाली ऊष्मा (इन्फ्रारेड प्रकाश) एक विशिष्ट तरीके से बदलती, लेकिन ऐसा नहीं हुआ।

इसके बजाय, उनका मानना है कि ब्लैक होल का "इंजन" ही रुक गया था और फिर से शुरू हो गया था।

उपमा: कल्पना कीजिए कि एक बांध में एक नदी बह रही है। अचानक, पानी का प्रवाह बहुत धीमा हो जाता है, और फिर फिर से तेज़ हो जाता है।
सिद्धांत: खगोलविदों का मानना है कि ब्लैक होल को खिलाने वाली गैस की डिस्क के माध्यम से "कोल्ड फ्रंट्स" (जैसे ठंडी हवा की लहर) और "वार्म फ्रंट्स" (गर्म लहरें) यात्रा कर रहे थे। इन लहरों ने अस्थायी रूप से भोजन के प्रवाह को धीमा कर दिया, जिससे रोशनी मंद हो गई, और फिर इसे तेज़ कर दिया, जिससे रोशनी वापस आ गई।

"प्रकार" का परिवर्तन

खगोलविद ब्लैक होल को उनके द्वारा उत्सर्जित "चौड़े" प्रकाश के आधार पर वर्गीकृत करते हैं।

टाइप 1.0: ब्लैक होल चमकदार और मुखर है (घूमती हुई गैस का स्पष्ट दृश्य)।
टाइप 1.8: ब्लैक होल मंद है, और इसकी "चौड़ी" आवाज़ कमजोर है।

2002 में, यह ब्लैक होल एक टाइप 1.0 था। 2022 की शुरुआत तक, घटना के सबसे मंद हिस्से के दौरान, यह फीका होकर टाइप 1.8 में बदल गया था। लेकिन जैसे ही इसने रिकवरी की, यह कुछ ही महीनों के भीतर वापस टाइप 1.0 में बदल गया। यह तीव्र बदलाव दुर्लभ है और वैज्ञानिकों को यह समझने में मदद करता है कि ये ब्रह्मांडीय इंजन कैसे काम करते हैं।

मुख्य निष्कर्ष

यह पेपर एक ब्रह्मांडीय "लाइट स्विच" घटना की कहानी बताता है। ब्लैक होल के मंद होने और फिर वापस चमकने को देखकर, टीम ने सीखा कि:

मंद होना ब्लैक होल द्वारा वास्तव में कम गैस खाने के कारण था, न कि धूल द्वारा दृश्य को रोकने के कारण।
ब्लैक होल के चारों ओर की गैस के दो अलग-अलग आकार (एक चौड़ा बादल और एक चपटा डिस्क) हैं जो ब्लैक होल की भूख बदलने पर अलग-अलग प्रतिक्रिया देते हैं।
"चपटा डिस्क" वाला हिस्सा तब बहुत अधिक दिखाई देने लगता है जब ब्लैक होल बहुत अधिक खाना खाता है, जो यह सुझाव देता है कि ब्लैक होल की शक्ति बढ़ने के साथ गैस की संरचना बदल जाती है।

यह एक कार के इंजन के अचानक रुकने और फिर से चालू होने को देखने जैसा है, और यह महसूस करने जैसा है कि इंजन की आवाज़ कार की गति के आधार पर बदल जाती है।

तकनीकी सारांश: eROSITA द्वारा खोजा गया एक बदलता-रूप (Changing-Look) सेफ़र्ट जो एक द्वि-घटक ब्रॉड-लाइन रीजन (BLR) को प्रकट करता है

समस्या और संदर्भ
बदलते-रूप वाले सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक (CLAGN) उन चरम, अचानक होने वाले सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH) के द्रव्यमान संचय दर (accretion rates) में परिवर्तनों द्वारा पहचाने जाते हैं, जो मल्टीबैंड निरंतरता परिवर्तन (multiband continuum variability) और ऑप्टिकल स्पेक्ट्रल प्रकारों (जैसे, टाइप 1 से टाइप 1.8 या 2 में परिवर्तन) के रूप में प्रकट होते हैं। हालांकि ऑप्टिकल सर्वेक्षणों के माध्यम से 150 से अधिक CLAGN की पहचान की जा चुकी है, लेकिन इन परिवर्तनों को संचालित करने वाले भौतिक तंत्र—चाहे वे आंतरिक द्रव्यण प्रवाह (जैसे, प्रोपेगेटिंग फ्रंट्स, अस्थिरताएं) हों या परिवर्तनशील दृष्टि-रेखा अवरोध (variable line-of-sight obscuration)—अभी भी अस्पष्ट हैं। इसके अतिरिक्त, तीव्र चमक परिवर्तन के प्रति ब्रॉड-लाइन रीजन (BLR) और एक्स-रे कोरोना की प्रतिक्रिया को भी ठीक से निर्धारित नहीं किया जा सका है। यह अध्ययन सेफ़र्ट गैलेक्सी HE 1237−2252 (इसके बाद J1240–2309) के अन्वेषण के माध्यम से इन अंतरालों को संबोधित करता है, जिसने eROSITA ऑल-स्काई सर्वे द्वारा पता चला एक नाटकीय सॉफ्ट एक्स-रे फ्लक्स डिप (क्षय) प्रदर्शित किया था।

कार्यप्रणाली
लेखकों ने एक व्यापक बहु-तरंगदैर्ध्य (multiwavelength) फॉलो-अप अभियान शुरू किया, जो eRASS 2 और 5 (जून 2020 से जनवरी 2022) के बीच सॉफ्ट एक्स-रे (0.5–2 keV) फ्लक्स में ~17 के कारक की गिरावट का पता लगाने के बाद शुरू हुआ। यह अभियान देर 2022 से प्रारंभिक 2025 तक चला और इसमें शामिल थे:

एक्स-रे निगरानी: XMM-Newton (तीन कालखंड: XM1, XM2, XM3), Swift XRT (15 पॉइंटिंग), और NICER (28 अवलोकन) के साथ उच्च सिग्नल-टू-नॉइज़ (S/N) स्पेक्ट्रोस्कोपी, जिसे आर्काइवल XMM-Newton स्लीव डेटा द्वारा पूरक किया गया।
ऑप्टिकल/यूवी फोटोमेट्री: ग्राउंड-बेस्ड मॉनिटरिंग (LCOGT, PROMPT6, ATLAS) और अंतरिक्ष-आधारित UV/ऑप्टिकल फोटोमेट्री (XMM-Newton OM, Swift UVOT)।
इन्फ्रारेड निगरानी: डस्ट रीप्रोसेसिंग को ट्रैक करने के लिए WISE/NEOWISE डेटा।
ऑप्टिकल स्पेक्ट्रोस्कोपी: SALT, VLT/FORS2, और SAAO 1.9m टेलिस्कोपों से प्राप्त 19 नए स्पेक्ट्रा, जिनकी तुलना 1993 और 2002 के आर्काइवल स्पेक्ट्रा से की गई।

डेटा विश्लेषण में Xspec (पावर लॉ, CompTT के माध्यम से वॉर्म कॉम्पटनज़ेशन, और UxClumpy के माध्यम से रिफ्लेक्शन का मॉडलिंग) का उपयोग करके स्पेक्ट्रल फिटिंग और fAGNSED कोड का उपयोग करके ब्रॉडबैंड स्पेक्ट्रल एनर्जी डिस्ट्रीब्यूशन (SED) मॉडलिंग शामिल था। BLR गतिकी और सबटाइप विकास को ट्रैक करने के लिए ऑप्टिकल उत्सर्जन रेखाओं को गॉसियन और रिलेटिविस्टिक diskline घटकों का उपयोग करके विभाजित किया गया।

मुख्य योगदान और परिणाम

आंतरिक द्रव्यण दर भिन्नता: अध्ययन इस बात की पुष्टि करता है कि J1240–2309 में फ्लक्स डिप और उसके बाद की रिकवरी आंतरिक द्रव्यण प्रवाह (accretion flow) के कारण है, न कि अवरोध (obscuration) के कारण। यह निम्नलिखित साक्ष्यों से सिद्ध होता है:
- डिप के दौरान महत्वपूर्ण न्यूट्रल एक्स-रे अवरोध (कॉलम घनत्व $N_H < 10^{21}$ cm $^{-2}$ ) का अभाव।
- मिड-इन्फ्रारेड (IR) फ्लक्स में सहवर्ती डिप और रिकवरी, जो गर्म परिनाभिकीय धूल (circumnuclear dust) के पुनर्संस्करण को ट्रैक करता है। अवरोध परिदृश्य आमतौर पर इस तरह के सहसंबद्ध IR परिवर्तनशीलता को उत्पन्न नहीं करते हैं।
- तीन वर्षों में एडिंगटन अनुपात ( $\dot{m}_{Edd}$ ) के सापेक्ष द्रव्यण दर $\sim 0.0036$ से $\sim 0.025$ तक, यानी कारक 7 से बढ़ गई।
स्पेक्ट्रल प्रकार का विकास: वस्तु ने एक तीव्र स्पेक्ट्रल प्रकार संक्रमण का अनुभव किया।
- डिप से पूर्व (2002): टाइप 1.0–1.2 के रूप में वर्गीकृत।
- डिप के दौरान (जनवरी 2022): टाइप 1.8 में परिवर्तित हुआ, जहाँ ब्रॉड H $\beta$ फ्लक्स 4–6 के कारकों से गिर गया।
- रिकवरी (मध्य-2022): निरंतरता रिकवरी के तीन महीने के भीतर टाइप 1.0 पर वापस आ गया।
- इन परिवर्तनों को ब्रॉड H $\beta$ और [O III] $\lambda$ 5007 के अनुपात और ब्रॉड-टू-नैरो H $\beta$ पीक फ्लक्स के अनुपात के माध्यम से ट्रैक किया गया।
द्वि-घटक ब्रॉड-लाइन रीजन (BLR): ब्रॉड बाल्मर प्रोफाइल (H $\beta$ और H $\alpha$ ) को सफलतापूर्वक दो विशिष्ट गतिक घटकों में विभाजित किया गया:
- ब्रॉड गॉसियन: $27 \pm 3$ प्रकाश-दिन की त्रिज्या पर विरल (virialized) गैस के अनुरूप। इस घटक ने निरंतरता डिप के तुरंत बाद के स्पेक्ट्रा पर प्रभुत्व जमाया।
- डबल-पीक्ड डिस्कलाइन: $\gtrsim 5$ प्रकाश-दिन की त्रिज्या (आंतरिक त्रिज्या $\sim 1000 R_g$ ) पर एक चपटे एनुलस (डिस्कलाइन) से उत्सर्जन के अनुरूप।
- घटकों का विकास: कुल ब्रॉड-लाइन फ्लक्स में डिस्कलाइन घटक का भिन्नात्मक योगदान ( $F_{DL}$ ) निरंतरता चमक की रिकवरी के साथ महत्वपूर्ण रूप से बढ़ गया: H $\beta$ के लिए, $F_{DL}$ डिप के दौरान $\sim 0.1–0.2$ से बढ़कर रिकवरी के दौरान $\sim 0.4$ हो गया; H $\alpha$ के लिए, यह $\sim 0.6$ तक बढ़ गया। यह वृद्धि UV निरंतरता फ्लक्स के साथ सकारात्मक रूप से सहसंबंधित है।
कोरोनाल और डिस्क भौतिकी:
- SED मॉडलिंग इंगित करती है कि सॉफ्ट एक्स-रे अतिरिक्त (excess) को रिलेटिविस्टिक रिफ्लेक्शन (relxill) के बजाय वॉर्म कॉम्पटनज़ेशन (CompTT) द्वारा सबसे अच्छी तरह वर्णित किया जा सकता है।
- वॉर्म कोरोना फ्लक्स, UV निरंतरता की तुलना में अधिक मजबूती से परिवर्तित हुआ, जो हॉट कोरोना से स्वतंत्र रूप से कोरोना में संरचनात्मक या ऊर्जावान परिवर्तनों (जैसे, रेडियल विस्तार या बढ़ा हुआ स्केल हाइट) का सुझाव देता है।
- फ्लक्स डिप और रिकवरी का समय अंतराल ( $\sim 6$ महीने का एक्स-रे ड्रॉप, $\sim 3$ महीने की रिकवरी) विस्कोसिटी पैरामीटर $\alpha \sim 0.01–0.1$ के लिए आंतरिक द्रव्यण डिस्क ( $R \sim 30–100 R_g$ ) के थर्मल टाइमस्केल के अनुरूप है।

महत्व और दावे
यह शोध दावा करता है कि J1240–2309 एक दुर्लभ, अच्छी तरह से मॉनिटर किया गया CLAGN मामला प्रदान करता है जहाँ द्रव्यण दर का परिवर्तन आंतरिक है, जो डिस्क, कोरोना और BLR के बीच परस्पर क्रिया का विस्तृत अध्ययन करने की अनुमति देता है।

तंत्र: लेखक प्रस्तावित करते हैं कि परिवर्तनशीलता द्रव्यण डिस्क के भीतर प्रोपेगेटिंग कोल्ड और वॉर्म फ्रंट्स द्वारा संचालित होती है, जो अस्थायी रूप से डिस्क स्केल हाइट ( $H/R$ ) और स्थानीय द्रव्यण दर को बदल देती है। यह परिदृश्य अवरोध या एडवेंशन-डोमिनेटेड एक्रेशन फ्लो (ADAF) में स्विच होने की तुलना में अधिक अनुकूल है, क्योंकि ADAF देखे गए UV/ऑप्टिकल उत्सर्जन को इससे कहीं अधिक नाटकीय रूप से कम कर देगा।
BLR संरचना: BLR प्रोफाइल का विकास बताता है कि ब्रॉड-लाइन रीजन एक स्थिर भंडार नहीं है। चमक बढ़ने के साथ डिस्कलाइन घटक की बढ़ती प्रमुखता को एक्स-रे उत्सर्जक कोरोनाओं के भौतिक विस्तार (स्केल हाइट या रेडियल आकार) में विकास के रूप में जिम्मेदार किया गया है। जैसे-जैसे कोरोना फैलता है, वह डिस्कलाइन घटक द्वारा आयनकारी फोटोन ( $>13.6$ eV) के एक बड़े हिस्से को रोकता है, जिससे विरल (Gaussian) घटक के सापेक्ष इसकी चमक बढ़ जाती है।
अवलोकन उपयोगिता: यह अध्ययन CLAGN का पता लगाने के लिए एक्स-रे फ्लक्स डिप के माध्यम से eROSITA की उपयोगिता को रेखांकित करता है, जो ऑप्टिकल स्पेक्ट्रल परिवर्तनों से पहले या उनके साथ हो सकते हैं। यह द्रव्यण फ्रंटों के प्रसार की गति और विभिन्न द्रव्यण घटकों की प्रतिक्रिया समय को सीमित करने के लिए उच्च-कैडेंस मल्टीवेवलength मॉनिटरिंग की आवश्यकता पर जोर देता है।

लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि हालांकि J1240–2309 में BLR की विशिष्ट ज्यामिति (चमक के साथ बढ़ता डिस्कलाइन प्रभुत्व) अन्य कुछ चेंजिंग-स्टेट क्वासरों से भिन्न है, फिर भी यह BLR गतिकी की विविधता और सेफ़र्ट गैलेक्सी में गतिशील द्रव्यण प्रवाह के स्वभाव को रेखांकित करती है।