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Small-Scale Clustering of Primordial Black Holes: The Little Red Dot Mass Function and the High-Redshift Galaxy Tension

यह शोध पत्र प्रस्तावित करता है कि JWST द्वारा खोजे गए "लिटिल रेड डॉट्स" में सुपरमैसिव ब्लैक होल्स, छोटे पैमाने के क्लस्टर्स के भीतर प्राइमोर्डियल ब्लैक होल्स के रनवे मर्जर्स (runaway mergers) से उत्पन्न होते हैं, एक ऐसी प्रक्रिया जो उनके प्रेक्षित द्रव्यमान और सघनता की व्याख्या करती है और साथ ही $\Lambda$ CDM कॉस्मोलॉजी में उच्च-रेडशिफ्ट गैलेक्सी निर्माण के साथ उत्पन्न होने वाले तनावों को कम करती है।

मूल लेखक: Borui Zhang, Wei-Xiang Feng, Haipeng An

प्रकाशित 2026-09-09

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Borui Zhang, Wei-Xiang Feng, Haipeng An

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

हमारे ब्रह्मांड के प्रारंभिक इतिहास की गहराइयों में, एक ब्रह्मांडीय रहस्य हाल ही में सामने आया है, जो आकाशगंगाओं और उनके केंद्रीय दिग्गजों के जन्म के बारे में हमारी मानक समझ को चुनौती देता है। दशकों से, खगोलशास्त्री लैम्ब्डा कोल्ड डार्क मैटर (Lambda Cold Dark Matter) सिद्धांत नामक एक मॉडल पर भरोसा करते आए हैं, जो यह सुझाव देता है कि ब्रह्मांड में संरचनाएं धीरे-धीरे विकसित हुईं, जैसे सदियों में एक पेड़ अपनी रिंग जोड़ता है। इस दृष्टिकोण में, आकाशगंगाओं के केंद्रों में स्थित विशाल ब्लैक होल को इतने बड़े होने के लिए अरबों वर्षों की आवश्यकता होनी चाहिए थी। हालांकि, जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप ने उस समय में झांकना शुरू कर दिया है जब ब्रह्मांड केवल कुछ सौ मिलियन वर्ष पुराना था और वहां कुछ ऐसा पाया जो पुराने नियमों के तहत असंभव था: ऐसी आकाशगंगाएं जो पहले से ही विशाल ब्लैक होल से भरी हुई हैं। इन वस्तुओं को "लिटिल रेड डॉट्स" (little red dots) का उपनाम दिया गया है, जो सक्रियता के सघन, चमकते हुए केंद्र हैं जो बहुत तेज़ी से बनते हुए प्रतीत होते हैं और उनमें अपने आसपास के स्टarlit (तारों के प्रकाश) की तुलना में बहुत भारी ब्लैक होल मौजूद हैं। वे अत्यधिक बढ़े हुए बीजों (overgrown seeds) की तरह दिखाई देते हैं, जहाँ केंद्रीय दानव अपने मेजबान की तुलना में असंगत रूप से बड़ा है, एक ऐसी स्थिति जिसे मानक भौतिकी समझाने में संघर्ष करती है।

इस पहेली को सुलझाने के लिए, त्सिंगहुआ विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं की एक टीम ने इन ब्रह्मांडीय विसंगतियों के लिए एक नई उत्पत्ति कथा प्रस्तावित की है। उनका सुझाव है कि इन विशाल ब्लैक होल के बीज किसी एकल विशाल तारे के ढहने (collapse) से नहीं बने थे, जैसा कि आमतौर पर माना जाता है, बल्कि आदिम ब्लैक होल (primordial black holes) के समूह से बने थे। आदिम ब्लैक होल काल्पनिक वस्तुएं हैं जो बिग बैंग के ठीक बाद के शुरुआती क्षणों में बन सकती थीं, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड के घने उतार-चढ़ाव (fluctuations) से निर्मित हुई थीं। शोधकर्ता प्रस्ताव देते हैं कि बहुत छोटे पैमाने पर, ये आदिम ब्लैक होल समान रूप से नहीं फैले बल्कि घने, तंग समूहों में एकत्रित हो गए। इन भीड़भाड़ वाले समूहों के भीतर, ब्लैक होल को गुरुत्वाकर्षण के एक अराजक नृत्य में मजबूर किया गया होगा, जहाँ वे एक अनियंत्रित गति से एक-दूसरे से टकराते और विलीन होते रहे। इस तीव्र विलय ने उन्हें उस समय के एक अंश में ही उन विशाल दिग्गजों में बढ़ने की अनुमति दी होगी, जिसमें सामान्यतः बहुत अधिक समय लगता।

टीम ने इस विचार का परीक्षण करने के लिए एक विस्तृत मॉडल बनाया, जिसमें गणना की गई कि ये क्लस्टर कैसे बनते और विकसित होते हैं। उन्होंने पाया कि यदि ये आदिम ब्लैक होल एक साथ गुच्छों में बंध जाते, तो वे एक ऐसा सघन वातावरण बना सकते थे जहाँ ब्रह्मांडीय पैमाने पर विलय लगभग तुरंत हो जाते। यह प्रक्रिया स्वाभाविक रूप से उन ब्लैक होल की एक आबादी उत्पन्न करेगी जिनका द्रव्यमान 'लिटिल रेड डॉट्स' में देखे गए विशिष्ट द्रव्यमान से मेल खाता है। मॉडल इस "ओवरमैसिव" (overmassive) प्रकृति की भी व्याख्या करता है। क्योंकि ब्लैक होल के बीज एक घने क्लस्टर से बनते हैं, वे बहुत जल्दी भारी मात्रा में आसपास की गैस और तारों को अपनी ओर खींच लेते हैं। यह एक ऐसी स्थिति पैदा करता है जहाँ केंद्रीय ब्लैक होल विशाल होता है, लेकिन आसपास की आकाशगंगा अभी भी अपने शैशव काल में होती है, जो यह समझाता है कि ब्लैक होल अपने आसपास के तारों की तुलना में इतना बड़ा क्यों दिखाई देता है।

इसके अलावा, शोधकर्ताओं ने इस बात की जांच की कि ये वस्तुएं इतनी सघन क्यों दिखती हैं। उनके मॉडल में, क्लस्टर ब्रह्मांड के उन क्षेत्रों में बनते हैं जहाँ स्पिन (घूर्णन) बहुत कम होता है, जिसका अर्थ है कि गैस की घूमती हुई गति न्यूनतम है। गैस को एक विस्तृत डिस्क में फैलाने के लिए सेंट्रीफ्यूगल फोर्स (अपकेंद्रीय बल) की कमी के कारण, पदार्थ एक तंग, घने गोले में ढह जाता है। यह समझाता है कि लिटिल रेड डॉट्स इतने छोटे क्यों हैं, जिनका प्रभावी आकार केवल लगभग 100 पारसेक है, जो सामान्य आकाशगंगाओं के विशाल डिस्क की तुलना में बहुत छोटा है। मॉडल यह भी भविष्यवाणी करता है कि इन ब्लैक होल के आसपास की गैस अविश्वसनीय रूप से घनी होगी, जिसकी घनत्व प्रति घन सेंटीमीटर 100 अरब कणों तक पहुँच जाएगी। यह चरम घनत्व लिटिल रेड डॉट्स के अवलोकनों से मेल खाता है, जो घने, अपार गैस से ढके होने के मजबूत संकेत दिखाते हैं जो प्रकाश को अवशोषित करती है और उनकी विशिष्ट लाल उपस्थिति बनाती है।

इन लिटिल रेड डॉट्स की व्याख्या करने के अलावा, यह सिद्धांत ब्रह्मांड विज्ञान में एक व्यापक तनाव का समाधान भी प्रदान करता है। जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप ने उच्च रेडशिफ्ट (high redshifts) पर विशाल, परिपक्व आकाशगंगाओं की भी खोज की है जो मानक मॉडल के अनुसार बहुत तेज़ी से बनी प्रतीत होती हैं। शोधकर्ताओं ने पाया कि उनके आदिम ब्लैक होल क्लस्टर के मॉडल से न केवल लिटिल रेड डॉट्स के बीज उत्पन्न होते हैं, बल्कि उच्च-द्रव्यमान छोर पर और भी भारी ब्लैक होल की एक आबादी भी बनती है। ये विशाल बीज गुरुत्वाकर्षण एंकर (gravitational anchors) के रूप में कार्य करेंगे, जो मानक मॉडलों की तुलना में बहुत अधिक कुशलता से गैस और तारों को अपनी ओर खींचते हैं। यह त्वरित विकास यह समझा सकता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में पूरी आकाशगंगाओं ने अपना तारकीय द्रव्यमान कितनी तेज़ी से बनाया, जिससे अवलोकन ब्रह्मांडीय सिद्धांत के साथ फिर से संरेखित हो जाते हैं।

शोधकर्ताओं ने इस प्रश्न को भी संबोधित किया कि इन वस्तुओं की संख्या कितनी होनी चाहिए। जबकि उनका मॉडल आदिम ब्लैक होल क्लस्टर्स की एक विशाल संख्या की भविष्यवाणी करता है, उन्होंने गणना की कि केवल एक छोटा सा हिस्सा ही उन लिटिल रेड डॉट्स के रूप में समाप्त होगा जिन्हें हम देखते हैं। ऐसा इसलिए है क्योंकि आवश्यक विशिष्ट स्थितियाँ—जैसे कि मेजबान आकाशगंगा का कम स्पिन और ब्लैक होल की गतिविधि का समय—एक फिल्टर के रूप में कार्य करती हैं। अधिकांश क्लस्टर या तो बड़ी आकाशगंगाओं में विलीन हो जाएंगे, अपना सघन आकार खो देंगे, या निष्क्रिय और अदृश्य रहेंगे। जब इन कारकों को ध्यान में रखा जाता है, तो दृश्यमान लिटिल रेड डॉट्स की अनुमानित संख्या टेलीस्कोप द्वारा देखी गई वास्तविक संख्या से मेल खाती है।

निष्कर्षतः, यह अध्ययन एक सुसंगत चित्र प्रस्तुत करता है जहाँ लिटिल रेड डॉट्स के अजीब गुण और प्रारंभिक आकाशगंगाओं का तीव्र निर्माण एक ही सिक्के के दो पहलू हैं। यह सुझाव देकर कि सुपरमैसिव ब्लैक होल की शुरुआत आदिम ब्लैक होल के समूहों से हुई थी जो तेजी से विलीन हुए, शोधकर्ता एक ऐसी प्रक्रिया प्रदान करते हैं जो इन दूरस्थ वस्तुओं के देखे गए द्रव्यमान, आकार और घनत्वों के अनुकूल है। हालांकि आदिम ब्लैक होल का अस्तित्व एक परिकल्पना बना हुआ है, यह कार्य प्रदर्शित करता है कि यदि वे मौजूद हैं, तो उनका लघु-स्तरीय क्लस्टरिंग (small-scale clustering) ब्रह्मांड की सबसे प्रारंभिक और सबसे रहस्यमय संरचनाओं के रहस्यों को खोलने की कुंजी हो सकती है। यह मॉडल यह दावा नहीं करता कि यह अंतिम शब्द है, लेकिन यह एक प्रशंसनीय और गणितीय रूप से सुसंगत मार्ग प्रदान करता है जो अवलोकन और सिद्धांत के बीच लंबे समय से चले आ रहे कई विरोधाभासों को सुलझाता है।

तकनीकी सारांश: आदिम ब्लैक होल का लघु-स्तरीय क्लस्टरिंग: लिटिल रेड डॉट मास फंक्शन और उच्च-रेडशिफ्ट गैलेक्सी टेंशन

समस्या विवरण
जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) के हालिया अवलोकनों ने उच्च रेडशिफ्ट ( $z \sim 4–11$ ) पर कॉम्पैक्ट, लाल, निम्न-से-मध्यम-दीप्ति वाले सक्रिय गैलेक्टिक नाभिकों (AGN) की एक आबादी को प्रकट किया है, जिन्हें "लिटिल रेड डॉट्स" (LRDs) कहा जाता है। इन वस्तुओं में सुपरमैसिव ब्लैक होल्स (SMBHs) होते हैं जिनकी द्रव्यमान $M_\bullet \sim 10^{5–8} M_\odot$ है, जो समान रेडशिफ्ट पर क्वासरों की तुलना में काफी अधिक प्रचुर मात्रा में हैं। LRDs की एक महत्वपूर्ण विशेषता यह है कि उनके केंद्रीय SMBHs अक्सर अपने तारकीय घटकों के सापेक्ष "ओवरमैसिव" ( $M_\bullet/M_\star \sim 0.01–1$ ) होते हैं, जो स्थानीय स्केलिंग संबंधों से 1–2 क्रम अधिक विचलित होते हैं। इसके अतिरिक्त, JWST ने $z \gtrsim 7$ पर अप्रत्याशित रूप से विशाल आकाशगंगाओं का पता लगाया है, जो प्रारंभिक तारा निर्माण की दक्षता और विशाल डार्क मैटर हेलो की उपलब्धता के संबंध में मानक $\Lambda$ CDM कॉस्मोलॉजी के साथ एक तनाव (tension) पैदा करता है। यह शोध पत्र इन SMBHs की उत्पत्ति, LRDs के विशिष्ट गुणों (मास फंक्शन, कॉम्पैक्टनेस, ओवरमैसिव प्रकृति, और सघन गैस) और उच्च-रेडशिफ्ट गैलेक्सी टेंशन को एक एकीकृत ढांचे के भीतर समझाने का प्रयास करता है।

कार्यप्रणाली
लेखक एक पूर्व-प्रस्तावित परिदृश्य का विस्तार करते हैं जहाँ SMBHs का निर्माण आदिम ब्लैक होल्स (PBHs) के सघन समूहों (clusters) के रनवे मर्जर (runaway mergers) के माध्यम से होता है। मुख्य तंत्र प्रारंभिक ब्रह्मांड में लॉन्ग-शॉर्ट मोड कपलिंग (long-short mode coupling) पर निर्भर करता है, जहाँ लंबी तरंगदैर्ध्य वाली घनत्व संबंधी विक्षोभ (density perturbations) PBHs के निर्माण पैमाने को नियंत्रित करती हैं, जिससे स्थानीय अति-घनत्व उत्पन्न होते हैं।

PBH क्लस्टर निर्माण: लेखक हबल फ्लो (Hubble flow) से स्थानीय PBH ऊर्जा घनत्व के विच्छेद (decoupling) के आधार पर PBH क्लस्टर निर्माण की सीमा निर्धारित करते हैं। वे क्लस्टर द्रव्यमान ( $M_{cl}$ ), संख्या घनत्व ( $n_{cl}$ ), और रनवे मर्जर समयसीमा ( $t_{ra}$ ) की गणना लॉन्ग-मोड फील्ड आयाम और कपलिंग स्ट्रेंथ के फलन (function) के रूप में करते हैं।
SMBH मास फंक्शन: क्लस्टर द्रव्यमान के प्रायिकता वितरण फलन (PDF) को स्थापित करने और देखे गए रेडशिफ्ट से पहले उपलब्ध कॉस्मिक समय के आधार पर एक कटऑफ लागू करके, लेखक प्रारंभिक SMBH मास फंक्शन प्राप्त करते हैं। वे बाद में बेरियन अभिवृद्धि (baryonic accretion) प्रभावों को शामिल करते हैं, जिसमें $f_{duty} \sim 0.01–0.1$ का ड्यूटी साइकिल और उच्च एडिंगटन अनुपात (Eddington ratios) माना जाता है, ताकि अंतिम अनुमानित मास फंक्शन प्राप्त किया जा सके।
"सीड इफेक्ट" (The Seed Effect): LRD गुणों को समझाने के लिए, लेखक एक "सीड इफेक्ट" मॉडल लागू करते हैं। इस ढांचे में, सघन PBH क्लस्टर एक भारी केंद्रीय बीज (seed) के रूप में कार्य करता है जो बेरियन और डार्क मैटर के हेलो को गुरुत्वाकर्षण से बांधता है। यह क्लस्टर द्रव्यमान और रेडशिफ्ट के आधार पर होस्ट हेलो द्रव्यमान ( $M_h$ ) और तारकीय-से-BH द्रव्यमान अनुपात ( $M_\star/M_\bullet$ ) की गणना करने की अनुमति देता है।
हेलो स्पिन और कॉम्पैक्टनेस: लेखक LRDs की देखी गई कॉम्पैक्टनेस ( $r_{eff} \sim 100$ pc) को होस्ट हेलो के स्पिन पैरामीटर ( $\lambda$ ) से जोड़ते हैं। वे मानते हैं कि LRDs हेलो वितरण के लो-स्पिन टेल ( $\lambda \lesssim 0.01$ ) के अनुरूप हैं, जिसके परिणामस्वरूप छोटे प्रभावी डिस्क रेडियस प्राप्त होते हैं।
गैस घनत्व का अनुमान: शोध पत्र सीड-प्रेरित हेलो के भीतर गैस घनत्व का अनुमान लगाता है, यह तर्क देते हुए कि सीड द्वारा प्रेरित गहरे विभव कूप (potential wells) और कम कोणीय संवेग (angular momentum) से अत्यधिक केंद्रीय गैस घनत्व उत्पन्न होता है। लेखक नोट करते हैं कि LRD के स्पेक्ट्रल फीचर्स को पुनरुत्पादित करने के लिए $\gtrsim 10^9–10^{11} \text{ cm}^{-3}$ के परमाणु हाइड्रोजन संख्या घनत्व की आवश्यकता होती है, और उनका मॉडल फिडुशियल मापदंडों के लिए $\sim 10^{11} \text{ cm}^{-3}$ का एक सुसंगत अनुमान प्रदान करता है।
आकाशगंगा निर्माण त्वरण: मॉडल को SMBH जनसंख्या के उच्च-द्रव्यमान टेल ( $M_\bullet \gtrsim 10^8 M_\odot$ ) पर लागू किया जाता है ताकि यह दिखाया जा सके कि ये भारी बीज बेरियन इनफॉल और तारकीय संयोजन (stellar assembly) को कैसे तेज कर सकते हैं, जिससे $z \sim 10$ पर संचयी तारकीय द्रव्यमान घनत्व के तनाव को संबोधित किया जा सके।

प्रमुख योगदान और परिणाम

SMBH मास फंक्शन: अभिवृद्धि को शामिल करने वाला व्युत्पन्न SMBH मास फंक्शन, $z \sim 4–6$ पर LRDs और ब्रॉड-लाइन AGNs (BLAGNs) के देखे गए द्रव्यमान वितरण को सफलतापूर्वक पुनरुत्पादित करता है। मॉडल दिखाता है कि लॉन्ग-मोड कपलिंग स्ट्रेंथ ( $|\eta|$ ) और स्केल ( $r_{cl}$ ) को बदलकर LRD और BLAGN दोनों आबादी को एक साथ फिट किया जा सकता है।
ओवरमैसिव प्रकृति: "सीड इफेक्ट" उच्च $M_\bullet/M_\star$ अनुपातों की स्वाभाविक व्याख्या करता है। क्योंकि हेलो द्रव्यमान उच्च रेडशिफ्ट पर भारी बीज से बंधा होता है, इसलिए निर्मित तारकीय द्रव्यमान स्टार फॉर्मेशन एफिशिएंसी और बंधे हुए द्रव्यमान के रेडशिफ्ट विकास द्वारा सीमित होता है, जिसके परिणामस्वरूप बिना किसी अत्यधिक तारकीय दमन के $M_\bullet/M_\star \sim 0.01–1$ का अनुपात प्राप्त होता है।
कॉम्पैक्टनेस: लो-स्पिन हेलो ( $\lambda \sim 0.01–0.03$ ) के साथ LRDs को जोड़कर, मॉडल $z=5$ पर $10^6–10^8 M_\odot$ के SMBHs के लिए $46–215$ pc के प्रभावी रेडियस की भविष्यवाणी करता है। यह LRD आकारों और रेडशिफ्ट घटने के साथ रेडियस बढ़ने के रुझान के अनुरूप है।
सघन गैस वातावरण: मॉडल सीड-प्रेरित हेलो में केंद्रीय गैस संख्या घनत्व का अनुमान लगाता है जो LRDs के लिए आवश्यक सघन गैस वातावरण के सुसंगत है। जबकि पेपर नोट करता है कि देखे गए स्पेक्ट्रल फीचर्स को पुनरुत्पादित करने के लिए $\gtrsim 10^9–10^{11} \text{ cm}^{-3}$ की आवश्यकता है, मॉडल फिडुशियल मापदंडों के लिए $\sim 10^{11} \text{ cm}^{-3}$ का एक विशिष्ट अनुमान देता है, जो LRDs में देखी गई मजबूत अवशोषण विशेषताओं और कमजोर X-रे/रेडियो उत्सर्जन के लिए एक प्रशंसनीय स्पष्टीकरण प्रदान करता है।
उच्च-रेडशिफ्ट तनाव को कम करना: PBH-क्लस्टर-प्रेरित SMBH जनसंख्या की उच्च-द्रव्यमान टेल ( $M_\bullet \gtrsim 10^8 M_\odot$ ) प्रारंभिक गैलेक्सी निर्माण के लिए एक उत्प्रेरक के रूप में कार्य करती है। लेखक प्रदर्शित करते हैं कि ये भारी बीज $z \sim 10$ पर संचयी तारकीय द्रव्यमान घनत्व को उन स्तरों तक ले जा सकते हैं जो JWST अवलोकनों के सुसंगत हैं, जिन्हें $\Lambda$ CDM में मानक पदानुक्रमित संयोजन (hierarchical assembly) के माध्यम से सुलझाना कठिन है।
प्रचुरता निरंतरता: लेखक अनुमान लगाते हैं कि जबकि PBH क्लस्टरों का कुल कोमोविंग संख्या घनत्व उच्च है ( $n \sim 10^{-2}–10^{-1} \text{ cMpc}^{-3}$ ), दृश्यमान LRD आबादी घटकर $n_{LRD} \sim 10^{-5}–10^{-4} \text{ cMpc}^{-3}$ रह जाती है। यह कमी लो-स्पिन हेलो (कॉम्पैक्टनेस), प्रमुख विलय के विरुद्ध उत्तरजीविता अंश (survival fraction), और AGN गतिविधि के ड्यूटी साइकिल के चयन के कारण है।

महत्व
यह शोध पत्र दावा करता है कि यह प्रारंभिक ब्रह्मांड के खगोल भौतिकी में कई विसंगतियों को संबोधित करने के लिए एक एकीकृत ढांचा प्रदान करता है। यह प्रस्तावित करते हुए कि LRDs में SMBHs का उद्गम छोटे पैमाने के PBH क्लस्टरों के रनवे मर्जर से होता है, यह मॉडल:

CMB बाधाओं का उल्लंघन किए बिना पहले एक अरब वर्ष के भीतर विशाल ब्लैक होल्स की उत्पत्ति की व्याख्या करता है।
सीड इफेक्ट और लो-स्पिन हेलो चयन के माध्यम से LRDs की "ओवरमैसिव" और "कॉम्पैक्ट" प्रकृति की स्वाभाविक व्याख्या करता है।
भारी PBH बीजों का उपयोग करके प्रारंभिक संरचना निर्माण को तेज करके JWST के उच्च-रेडशिफ्ट गैलेक्सी अवलोकनों और $\Lambda$ CDM भविष्यवाणियों के बीच के तनाव को हल करता है।
PBH मर्जर प्रक्रिया से विशिष्ट गुरुत्वाकर्षण तरंग संकेतों (gravitational wave signatures) की भविष्यवाणी करता है, जो डायरेक्ट कोलैप्स परिदृश्यों से इस चैनल को अलग करने के लिए एक संभावित अवलोकन संबंधी परीक्षण प्रदान करता है।

लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि उनका मॉडलिंग JWST डेटा (मास फंक्शन, रूपात्मक गुणों और गैस घनत्व के संबंध में) के सुसंगत है, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड के लिए मानक ब्लैक होल निर्माण परिदृश्यों के मुकाबले एक व्यवहार्य विकल्प पेश करता है।

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