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Euclid: A UV-faint quasar in a highly luminous star-forming host galaxy at $z \approx 7.7$

यह शोध पत्र $z \approx 7.7$ पर एक दूरस्थ, UV-धुंधले क्वासर की खोज की रिपोर्ट करता है जिसमें असाधारण रूप से चमकीला [CII] उत्सर्जन और एक दीप्तिमान तारा-निर्माण करने वाली मेजबान आकाशगंगा है, जो यह प्रदर्शित करता है कि ऐसी प्रणालियाँ प्रारंभिक सुपरमैसिव ब्लैक होल्स के एक विशिष्ट विकासवादी चरण का प्रतिनिधित्व करती हैं और यूक्लिड (Euclid) के विस्तृत-क्षेत्र सर्वेक्षणों और सबमिलीमीटर अनुवर्ती अवलोकनों के बीच तालमेल को उजागर करती हैं।

मूल लेखक: S. Belladitta, R. Decarli, E. Bañados, F. Walter, D. Yang, F. Guarneri, K. Jahnke, S. Bisogni, S. E. I. Bosman, X. Fan, Y. Fu, J. F. Hennawi, Y. Matsuoka, D. J. Mortlock, M. Onoue, J. -T. Schindler, LS. Belladitta, R. Decarli, E. Bañados, F. Walter, D. Yang, F. Guarneri, K. Jahnke, S. Bisogni, S. E. I. Bosman, X. Fan, Y. Fu, J. F. Hennawi, Y. Matsuoka, D. J. Mortlock, M. Onoue, J. -T. Schindler, L. Spinoglio, D. Stern, F. Wang, G. Vietri, C. J. Willott, J. Wolf, J. Yang, R. A. A. Bowler, K. I. Caputi, D. L. Clements, C. M. Gutierrez, H. J. A. Rottgering, D. Scott, F. Shankar, G. Zamorani, A. -C. Eilers, B. Altieri, S. Andreon, N. Auricchio, C. Baccigalupi, M. Baldi, A. Balestra, S. Bardelli, P. Battaglia, A. Biviano, M. Brescia, S. Camera, V. Capobianco, C. Carbone, J. Carretero, S. Casas, M. Castellano, G. Castignani, S. Cavuoti, K. C. Chambers, A. Cimatti, C. Colodro-Conde, G. Congedo, C. J. Conselice, L. Conversi, Y. Copin, A. Costille, F. Courbin, H. M. Courtois, J. -G. Cuby, A. Da Silva, H. Degaudenzi, G. De Lucia, H. Dole, M. Douspis, F. Dubath, X. Dupac, S. Dusini, S. Escoffier, M. Farina, R. Farinelli, F. Faustini, S. Ferriol, F. Finelli, P. Fosalba, S. Fotopoulou, M. Frailis, E. Franceschi, M. Fumana, S. Galeotta, K. George, B. Gillis, C. Giocoli, J. Gracia-Carpio, A. Grazian, F. Grupp, L. Guzzo, S. V. H. Haugan, H. Hoekstra, W. Holmes, I. M. Hook, F. Hormuth, A. Hornstrup, M. Jhabvala, B. Joachimi, S. Kermiche, A. Kiessling, B. Kubik, M. Kümmel, M. Kunz, H. Kurki-Suonio, R. Laureijs, A. M. C. Le Brun, S. Ligori, P. B. Lilje, V. Lindholm, I. Lloro, G. Mainetti, D. Maino, E. Maiorano, O. Mansutti, S. Marcin, O. Marggraf, M. Martinelli, N. Martinet, F. Marulli, R. J. Massey, E. Medinaceli, S. Mei, M. Melchior, M. Meneghetti, E. Merlin, G. Meylan, A. Mora, M. Moresco, L. Moscardini, C. Neissner, R. C. Nichol, S. -M. Niemi, C. Padilla, S. Paltani, F. Pasian, K. Pedersen, W. J. Percival, V. Pettorino, S. Pires, G. Polenta, M. Poncet, L. A. Popa, L. Pozzetti, F. Raison, A. Renzi, J. Rhodes, G. Riccio, H. -W. Rix, E. Romelli, M. Roncarelli, B. Rusholme, R. Saglia, Z. Sakr, D. Sapone, B. Sartoris, M. Schirmer, P. Schneider, T. Schrabback, A. Secroun, G. Seidel, E. Sihvola, P. Simon, C. Sirignano, G. Sirri, L. Stanco, P. Tallada-Crespí, A. N. Taylor, I. Tereno, N. Tessore, S. Toft, R. Toledo-Moreo, F. Torradeflot, I. Tutusaus, L. Valenziano, J. Valiviita, T. Vassallo, Y. Wang, J. Weller, F. M. Zerbi, E. Zucca, J. García-Bellido, J. Martín-Fleitas, P. Monaco, V. Scottez, M. Viel

प्रकाशित 2026-07-07

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CC BY 4.0

मूल लेखक: S. Belladitta, R. Decarli, E. Bañados, F. Walter, D. Yang, F. Guarneri, K. Jahnke, S. Bisogni, S. E. I. Bosman, X. Fan, Y. Fu, J. F. Hennawi, Y. Matsuoka, D. J. Mortlock, M. Onoue, J. -T. Schindler, L. Spinoglio, D. Stern, F. Wang, G. Vietri, C. J. Willott, J. Wolf, J. Yang, R. A. A. Bowler, K. I. Caputi, D. L. Clements, C. M. Gutierrez, H. J. A. Rottgering, D. Scott, F. Shankar, G. Zamorani, A. -C. Eilers, B. Altieri, S. Andreon, N. Auricchio, C. Baccigalupi, M. Baldi, A. Balestra, S. Bardelli, P. Battaglia, A. Biviano, M. Brescia, S. Camera, V. Capobianco, C. Carbone, J. Carretero, S. Casas, M. Castellano, G. Castignani, S. Cavuoti, K. C. Chambers, A. Cimatti, C. Colodro-Conde, G. Congedo, C. J. Conselice, L. Conversi, Y. Copin, A. Costille, F. Courbin, H. M. Courtois, J. -G. Cuby, A. Da Silva, H. Degaudenzi, G. De Lucia, H. Dole, M. Douspis, F. Dubath, X. Dupac, S. Dusini, S. Escoffier, M. Farina, R. Farinelli, F. Faustini, S. Ferriol, F. Finelli, P. Fosalba, S. Fotopoulou, M. Frailis, E. Franceschi, M. Fumana, S. Galeotta, K. George, B. Gillis, C. Giocoli, J. Gracia-Carpio, A. Grazian, F. Grupp, L. Guzzo, S. V. H. Haugan, H. Hoekstra, W. Holmes, I. M. Hook, F. Hormuth, A. Hornstrup, M. Jhabvala, B. Joachimi, S. Kermiche, A. Kiessling, B. Kubik, M. Kümmel, M. Kunz, H. Kurki-Suonio, R. Laureijs, A. M. C. Le Brun, S. Ligori, P. B. Lilje, V. Lindholm, I. Lloro, G. Mainetti, D. Maino, E. Maiorano, O. Mansutti, S. Marcin, O. Marggraf, M. Martinelli, N. Martinet, F. Marulli, R. J. Massey, E. Medinaceli, S. Mei, M. Melchior, M. Meneghetti, E. Merlin, G. Meylan, A. Mora, M. Moresco, L. Moscardini, C. Neissner, R. C. Nichol, S. -M. Niemi, C. Padilla, S. Paltani, F. Pasian, K. Pedersen, W. J. Percival, V. Pettorino, S. Pires, G. Polenta, M. Poncet, L. A. Popa, L. Pozzetti, F. Raison, A. Renzi, J. Rhodes, G. Riccio, H. -W. Rix, E. Romelli, M. Roncarelli, B. Rusholme, R. Saglia, Z. Sakr, D. Sapone, B. Sartoris, M. Schirmer, P. Schneider, T. Schrabback, A. Secroun, G. Seidel, E. Sihvola, P. Simon, C. Sirignano, G. Sirri, L. Stanco, P. Tallada-Crespí, A. N. Taylor, I. Tereno, N. Tessore, S. Toft, R. Toledo-Moreo, F. Torradeflot, I. Tutusaus, L. Valenziano, J. Valiviita, T. Vassallo, Y. Wang, J. Weller, F. M. Zerbi, E. Zucca, J. García-Bellido, J. Martín-Fleitas, P. Monaco, V. Scottez, M. Viel

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: प्रारंभिक ब्रह्मांड में एक "भूत" की खोज

कल्पना कीजिए कि प्रारंभिक ब्रह्मांड एक विशाल, अंधेरा निर्माण स्थल (construction site) है। लंबे समय तक, खगोलशास्त्री उस साइट पर केवल सबसे बड़े, चमकीले क्रेन ही देख पा रहे थे: विशाल, चमकते हुए क्वासर (विशाल ब्लैक होल जो गैस को खा रहे हैं) जो लाइटहाउस की तरह चमक रहे थे। इन्हें ढूंढना आसान था, लेकिन वे केवल "दिखावटी" हो सकते हैं, पूरी कहानी नहीं।

यह शोध पत्र उसी निर्माण स्थल पर एक अलग तरह के कार्यकर्ता को खोजने के बारे में है। यूक्लिड स्पेस टेलीस्कोप (एक वाइड-एंगल कैमरा जो समय में पीछे देख रहा है) और NOEMA रेडियो टेलीस्कोप (एक विशाल कान जो ठंडी धूल की आवाज़ सुन रहा है) का उपयोग करके, टीम ने EUCL J1253+7054 नामक एक क्वासर खोजा।

यहाँ मोड़ यह है: यह क्वासर एक "भूत" है। पराबैंगनी (ultraviolet) प्रकाश में (वह "फ्लैशलाइट" जिसका उपयोग खगोलशास्त्री आमतौर पर इन वस्तुओं को खोजने के लिए करते हैं), यह बहुत धुंधला है—पहले से मिले प्रसिद्ध क्वासरों की तुलना में लगभग दो मैग्नीट्यूड फीका। यह अंधेरे में कैंपफायर (अलाव) खोजने जैसा है; आमतौर पर, आप चमकती हुई चिंगारियों को देखते हैं। यह वाला मुश्किल से चमक रहा है, फिर भी यह सामने होते हुए भी छिपा हुआ है।

खोज: आकाशगंगा की "गूंज" को सुनना

भले ही क्वासर स्वयं धुंधला है, लेकिन जिस आकाशगंगा में यह स्थित है, वह शोर भरी और सक्रिय है।

उपमा: एक शांत घर की कल्पना करें जहाँ मालिक फुसफुसा रहा है (धुंधला क्वासर), लेकिन घर खुद अंदर चल रही एक बड़ी पार्टी के कारण हिल रहा है (होस्ट गैलेक्सी)।
प्रमाण: टीम ने एक विशिष्ट "गूंज" को सुनने के लिए NOEMA का उपयोग किया जिसे [C II] लाइन कहा जाता है। यह कार्बन परमाणुओं द्वारा उत्सर्जित एक संकेत है जब वे नए जन्म लेने वाले सितारों द्वारा गर्म किए जाते हैं।
परिणाम: भले ही क्वासर धुंधला है, यह आकाशगंगा इस अत्यधिक दूरी (लगभग 13 बिलियन प्रकाश वर्ष दूर, या जब ब्रह्मांड 800 मिलियन वर्ष से कम पुराना था) पर पाए गए सभी क्वासरों में से सबसे अधिक शोर वाली ( [C II] में सबसे चमकीली) है।

यह हमें आकाशगंगा के बारे में क्या बताता है

यह शोध पत्र प्रकट करता है कि यह "धुंधला" क्वासर वास्तव में एक स्टार-फॉर्मिंग पावरहाउस (सितारे बनाने वाली शक्ति) में रह रहा है।

एक स्टार फैक्ट्री: यह आकाशगंगा प्रति वर्ष 250 सूर्य से अधिक की दर से तारे बना रही है। इसे समझने के लिए, हमारी मिल्की वे आकाशगंगा साल में केवल एक या दो सूर्य बनाती है। यह आकाशगंगा एक उन्मत्त, हाई-स्पीड फैक्ट्री है जो तेजी से तारे बना रही है।
धूल और गैस: आकाशगंगा ठंडी धूल और गैस (तारों के निर्माण खंड) से भरी हुई है। टीम ने 140 मिलियन सूर्यों के बराबर धूल द्रव्यमान मापा।
"धुंधलेपन" का कारण: यदि आकाशगंगा इतनी चमकीली है तो क्वासर इतना धुंधला क्यों है? लेखक दो संभावनाओं का सुझाव देते हैं:
- धूल का पर्दा: ब्लैक होल धूल के एक मोटे पर्दे के पीछे छिपा हो सकता है, जो हमारी दृष्टि से उसकी रोशनी को रोक रहा है।
- धीमा भक्षक: ब्लैक होल गैस को बहुत धीरे-धीरे खा रहा है (सब-एडिंगटन एक्रेशन), इसलिए वह अपने "लालची" रिश्तेदारों की तरह चमक नहीं रहा है, भले ही उसके आसपास की आकाशगंगा फल-फूल रही है।

एक विकासवादी पहेली

यह खोज इस पुराने विचार को चुनौती देती है कि हम केवल सबसे चमकीले क्वासरों को इसलिए देखते हैं क्योंकि वे सबसे आम हैं। इसके बजाय, यह सुझाव देता है कि UV-धुंधले क्वासर (इस तरह के) विकास का एक अलग चरण हो सकते हैं।

उपमा: प्रसिद्ध, चमकीले क्वासरों को पूरी तरह से विकसित, दहाड़ते हुए शेरों के रूप में सोचें। यह नई खोज एक शेर के शावक के समान हो सकती है जो उतना ही मजबूत और स्वस्थ है (आकाशगंगा के संदर्भ में) लेकिन अभी तक जोर से दहाड़ना नहीं सीखा है, या घास में छिपा हुआ है।
निष्कर्ष: यह शोध पत्र तर्क देता है कि क्वासर की चमक हमें यह नहीं बताती कि आकाशगंगा कितनी बड़ी है। एक धुंधला क्वासर एक चमकीले क्वासर की तरह ही एक विशाल, स्टार-बर्स्टिंग आकाशगंगा में रह सकता है। यह सुझाव देता है कि ब्लैक होल और उनकी आकाशगंगाओं के बीच का संबंध हमारी सोच से कहीं अधिक जटिल और विविध है।

यह क्यों महत्वपूर्ण है

यह शोध पत्र एक 'प्रूफ ऑफ कॉन्सेप्ट' है। यह दिखाता है कि यूक्लिड टेलीस्कोप की आकाश के विशाल क्षेत्रों को स्कैन करने की क्षमता और ठंडी धूल को सुनने की NOEMA की क्षमता को जोड़कर, हम इन "छिपी हुई" आकाशगंगाओं को खोज सकते हैं।

इससे पहले, हम केवल "शोर वाले" क्वासरों के बारे में जानते थे। अब, हम जानते हैं कि "शांत" क्वासरों की भी एक पूरी आबादी है जो वास्तव में अपने तारा निर्माण में उतनी ही सक्रिय है। यह खगोलशास्त्रियों को यह समझने में मदद करता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में पहले सुपरमैसिव ब्लैक होल और आकाशगंगाएँ मिलकर कैसे विकसित हुईं।

संक्षेप में: हमने एक बहुत ही शोर वाली, तारे बनाने वाली आकाशगंगा में एक धुंधला ब्लैक होल पाया। यह साबित करता है कि ब्रह्मांड के प्रारंभिक निर्माण स्थल पर सभी प्रकार के कार्यकर्ता व्यस्त थे, न कि केवल वे जो सबसे अधिक चमक रहे थे।

तकनीकी सारांश: Euclid: एक अत्यधिक चमकदार तारा-निर्माण करने वाली होस्ट गैलेक्सी में एक UV-धुंधला क्वासर z ≈ 7.7 पर

समस्या और संदर्भ
बिग बैंग के पहले एक अरब वर्षों के दौरान सुपरमैसिव ब्लैक होल्स (SMBHs) और उनकी होस्ट गैलेक्सीज़ के सह-विकास (co-evolution) को समझना प्रारंभिक ब्रह्मांडीय संरचना निर्माण के मॉडलिंग के लिए महत्वपूर्ण है। इस अध्ययन से पूर्व, ज्ञात क्वासरों की रेडशिफ्ट सीमा $z \approx 7.5$ पर केवल तीन प्रणालियों द्वारा निर्धारित थी। ये स्रोत असाधारण रूप से UV-चमकदार ( $\langle M_{1450} \rangle \simeq -26.5$ ) हैं और इनमें $10^9 M_\odot$ से अधिक द्रव्यमान वाले SMBHs मौजूद हैं, जो तीव्र ब्लैक होल संयोजन (assembly) के सिद्धांतों को चुनौती देते हैं। हालांकि, यह छोटा और पक्षपाती नमूना असेंबली मॉडलों, विशेष रूप से प्रारंभिक युगों में आणविक गैस के गुणों और गतिकी को सीमित करने की क्षमता रखता है। Euclid मिशन ने हाल ही में इस नमूने का विस्तार किया है, जिसमें $6.6 \le z \le 7.8$ पर 31 नए क्वासरों की पहचान की गई है, जिनमें UV-धुंधले उम्मीदवार भी शामिल हैं जो एक अलग विकासवादी चरण या जनसंख्या का प्रतिनिधित्व कर सकते हैं।

कार्यप्रणाली
यह शोध पत्र $z \approx 7.7$ पर Euclid वाइड सर्वे के प्रथम डेटा रिलीज़ में खोजे गए क्वासर EUCL J125308.55+705432.3 (इसके बाद EUCL J1253+7054) के IRAM/NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) अवलोकनों को प्रस्तुत करता है। ये अवलोकन मार्च 2025 में 12B और 12C कॉन्फ़िगरेशन का उपयोग करके किए गए थे।

डेटा रिडक्शन: डेटा को GILDAS सॉफ्टवेयर सुइट (clic पाइपलाइन) का उपयोग करके कैलिब्रेट किया गया था। विश्लेषण में [C ii] लाइन के लिए लोअर साइडबैंड (LSB; 214.3–222.1 GHz) और निरंतर उत्सर्जन (continuum emission) के लिए अपर साइडबैंड (USB; 229.9–237.6 GHz) दोनों का उपयोग किया गया।
स्पेक्ट्रल विश्लेषण: एक $1.5''$ एपर्चर से 1D स्पेक्ट्रम निकाला गया। [C ii] 158 $\mu$ m लाइन प्रोफाइल को एक सिंगल गॉसियन घटक और एक फ्लैट डस्ट कॉन्टिन्यूम के साथ फिट किया गया। BIC (Bayesian Information Criterion) परीक्षणों ने दूसरे गॉसियन घटक (आउटफ्लो/ब्रॉड विंग्स) की आवश्यकता को खारिज कर दिया।
इमेजिंग और कॉन्टिन्यूम: USB डेटा से कॉन्टिन्यूम मैप्स बनाए गए, और LSB डेटा से एक कॉन्टिन्यूम-सबट्रैक्टेड [C ii] मोमेंट-0 मैप बनाया गया। फ्लक्स डेंसिटी और स्रोत के आकार को मापने के लिए इमेज-प्लेन और विज़िबिलिटी-प्लेन (uv-प्लेन) दोनों विश्लेषण किए गए।
भौतिक पैरामीटर व्युत्पत्ति:
- ल्यूमिनोसिटी (Luminosities): मानक कॉस्मोलॉजिकल मापदंडों ( $H_0=70, \Omega_m=0.3, \Omega_\Lambda=0.7$ ) का उपयोग करके एकीकृत लाइन फ्लक्स और कॉन्टिन्यूम फ्लक्स से गणना की गई।
- स्टार फॉर्मेशन रेट (SFR): दो विधियों द्वारा अनुमानित किया गया: (1) डस्ट कॉन्टिन्यूम ल्यूमिनोसिटी ( $L_{IR}$ ) का Kennicutt & Evans (2012) संबंध का उपयोग करके, और (2) De Looze et al. (2014) और Herrera-Camus et al. (2015) के कैलिब्रेशन का उपयोग करके [C ii] ल्यूमिनोसिटी का उपयोग करके, जो चमकदार स्रोतों में [C ii] की कमी (deficit) को ध्यान में रखता है।
- द्रव्यमान (Masses): डस्ट मास ( $M_{dust}$ ) को $T_{dust}=47$ K और $\beta=1.6$ के साथ एक मॉडिफाइड ब्लैकबॉडी (MBB) मानकर निकाला गया। आणविक गैस द्रव्यमान ( $M_{gas}$ ) का अनुमान गैस-टू-डस्ट अनुपात 100 का उपयोग करके लगाया गया। डायनेमिकल मास ( $M_{dyn}$ ) की गणना दो दृष्टिकोणों का उपयोग करके की गई: एक डिस्पर्शन-डोमिनेटेड मॉडल और एक रोटेशन-डोमिनेटेड मॉडल, जिसमें [C ii] लाइन की चौड़ाई और uv-प्लेन फिटिंग से प्राप्त स्रोत के आकार का उपयोग किया गया।
- ब्लैक होल मास: रेस्ट-फ्रेम UV मैग्नीट्यूड ( $M_{1450}$ ) से प्राप्त बोलमेट्रिक ल्यूमिनोसिटी के आधार पर एडिंगटन-लिमिटेड एक्रेशन (Eddington-limited accretion) मानते हुए एक निचली सीमा ( $M_{BH, min}$ ) का अनुमान लगाया गया।

प्रमुख परिणाम

रेडशिफ्ट और लाइन गुण: [C ii] उत्सर्जन रेखा $z = 7.6980 \pm 0.0004$ पर सिस्टमिक रेडशिफ्ट निर्धारित करती है। एकीकृत लाइन फ्लक्स $1.51^{+0.19}_{-0.17}$ Jy km s $^{-1}$ है, जो $L_{[C II]} = 2.03^{+0.26}_{-0.23} \times 10^9 L_\odot$ की ल्यूमिनोसिटी के अनुरूप है।
अभूतपूर्व चमक: अपने रेस्ट-फ्रेम UV ( $M_{1450} = -24.06$ ) में पहले से ज्ञात $z \approx 7.5$ के क्वासरों की तुलना में लगभग दो मैग्नीट्यूड कम होने के बावजूद, EUCL J1253+7054 सभी ज्ञात $z > 7.5$ क्वासरों में सबसे चमकीला [C ii] उत्सर्जन प्रदर्शित करता है।
होस्ट गैलेक्सी के गुण:
- तारा निर्माण (Star Formation): होस्ट एक अत्यधिक सक्रिय तारा-निर्माण करने वाली गैलेक्सी है, जिसका IR-आधारित SFR $715 \pm 53 M_\odot$ yr $^{-1}$ है। [C ii]-आधारित SFR (कमी के सुधार के बाद) $644^{+86}_{-76} M_\odot$ yr $^{-1}$ है, जो IR अनुमान के अनुरूप है।
- डस्ट और गैस: डस्ट मास $1.4 \times 10^8 M_\odot$ है, और आणविक गैस द्रव्यमान का अनुमान $0.41 - 1.24 \times 10^{10} M_\odot$ है।
- डायनेमिकल मास: डायनेमिकल मास (किनेमैटिक मॉडल—डिस्पर्शन बनाम रोटेशन—के आधार पर) को $0.33 - 1.3 \times 10^{10} M_\odot$ के बीच सीमित किया गया है। यह UV-चमकदार $z \sim 7.5$ क्वासरों में पाए जाने वाले विशिष्ट $>10^{11} M_\odot$ से कम है, हालांकि लेखक नोट करते हैं कि विस्तारित उत्सर्जन इस मान को बढ़ा सकता है।
- [C ii] डेफिसिट: $L_{[C II]}/L_{TIR} = 4.2 \times 10^{-4}$ का अनुपात एक महत्वपूर्ण [C ii] कमी को दर्शाता है, जो IR-ल्यूमिनस सिस्टम में कॉम्पैक्ट, उच्च-सतह-घनत्व वाले तारा-निर्माण के अनुरूप है।
ब्लैक होल टू होस्ट अनुपात: ब्लैक होल मास के लिए $\sim 10^8 M_\odot$ की निचली सीमा मानते हुए, $M_{BH}/M_{dyn}$ अनुपात $0.007 - 0.03$ के बीच आता है। यह स्थानीय स्केलिंग संबंधों के तुलनीय है और UV-चमकदार उच्च-रेडशिफ्ट क्वासरों में देखे गए अनुपातों की तुलना में काफी कम है।

महत्व और दावे
यह शोध पत्र दावा करता है कि EUCL J1253+7054 सबसे चमकीले क्वासरों और JWST द्वारा पता लगाए गए धुंधले ब्रॉड-लाइन AGNs के बीच एक महत्वपूर्ण कड़ी का प्रतिनिधित्व करता है। निष्कर्षों का प्राथमिक महत्व यह प्रदर्शन करना है कि उच्च-रेडशिफ्ट क्वासरों में UV-धुंधलापन आवश्यक रूप से कम द्रव्यमान वाली होस्ट गैलेक्सी का संकेत नहीं देता है।

इसके बजाय, लेखक प्रस्तावित करते हैं कि धुंधला UV ल्यूमिनोसिटी संभवतः डस्ट ऑब्स्क्यूरेशन (धूल के कारण अवरोध) या सब-एडिंगटन एक्रेशन का परिणाम है, जबकि होस्ट गैलेक्सी अभी भी विशाल और सक्रिय रूप से तारा-निर्माण कर रही है। यह सुझाव देता है कि $z > 6$ पर UV-धुंधले क्वासर एक अलग विकासवादी चरण में रह सकते हैं, जो स्थानीय $M_{BH}$ – $M_{dyn}$ संबंध की ओर संक्रमण को चिह्नित कर सकते हैं। यह अध्ययन Euclid की वाइड-एरिया डिस्कवरी क्षमताओं को सबमिलीमीटर फॉलो-अप (NOEMA/ALMA) के साथ जोड़ने की शक्ति को उजागर करता है, जिससे पहले से सुलभ अत्यधिक UV-चमकदार प्रणालियों की तुलना में ल्यूमिनोसिटी की एक विस्तृत श्रृंखला में प्रारंभिक SMBH होस्ट्स का लक्षण वर्णन किया जा सके।

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