مجلة الفيزياء الفلكية

10.3847/1538-4357/ad4265

يرجى التحقق من نسخة الوثيقة أدناه.

نسخة الناشر بصيغة PDF، والمعروفة أيضًا باسم النسخة المسجلة

٢٠٢٤

كوكوريف، ف.، كابوتي، ك. آي.، غرين، ج. إي.، دايال، ب.، تريبيتش، م.، كاتلر، س. إي.، فوجيموتو، س.، لابي، إ.، ميلر، ت. ب.، لاني، إ.، نافارو-كاريرا، ر.، ورينالدي، ب. (2024). تعداد للنقاط الحمراء الصغيرة المختارة فوتومترياً في في مجالات JWST الفارغة. مجلة الفيزياء الفلكية، 968(1)، المقال 38.https://doi.org/10.3847/1538-4357/ad4265

بخلاف الاستخدام الشخصي البحت، لا يُسمح بتحميل أو إعادة توجيه/توزيع النص أو جزء منه دون موافقة المؤلفين و/أو أصحاب حقوق الطبع والنشر، ما لم يكن العمل تحت ترخيص محتوى مفتوح (مثل رخصة المشاع الإبداعي).

يمكن أيضًا توزيع المنشور هنا بموجب أحكام المادة 25fa من قانون حقوق الطبع والنشر الهولندي، كما هو موضح برخصة “Taverne”. يمكن العثور على مزيد من المعلومات على موقع جامعة غرونينجن:https://www.rug.nl/library/open-access/self-archiving-pure/taverneamendment.

إذا كنت تعتقد أن هذا المستند ينتهك حقوق الطبع والنشر، يرجى الاتصال بنا مع تقديم التفاصيل، وسنقوم بإزالة الوصول إلى العمل على الفور والتحقيق في ادعائك.

مفاهيم معجم الفلك الموحد: المجرات (573)؛ المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي (734)؛ المجرات النشطة (17)؛ النوى المجرية النشطة (16)

الحساسية الملحوظة والدقة الزاوية لتلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) في الأطوال الموجية تحت الحمراء تمكننا من استكشاف الكون البعيد كما لم يحدث من قبل. وهذا يسمح بإجراء فحص مفصل بشكل استثنائي لخصائص المصادر المعروفة ذات الزاوية العالية (مثل، بانكر وآخرون 2023؛ مايولينو وآخرون 2023) وفي الوقت نفسه يكشف عن وجود المزيد من المجرات البعيدة (مثل، نايدو وآخرون 2022؛ آدامز وآخرون 2023؛ أتيك وآخرون 2023؛ أوستن وآخرون 2023؛ برادلي وآخرون 2023؛ فينكلشتاين وآخرون 2023؛ روبرتسون وآخرون 2023؛ كيسي وآخرون 2024)، بعض منها تم تأكيده طيفياً. (كورتيس-ليك وآخرون 2023؛ وانغ وآخرون 2023).

ما يختبر حقًا نماذجنا ورؤيتنا المسبقة لتطور المجرات ليس مدى سرعة رؤيتنا لهذه الأجسام، بل الأسئلة التي تثيرها بشأن التوازن بين كتلتها، وإشعاعها فوق البنفسجي، وعمرها. الفائض من الكتلة العالية- المجرات في الطرف الساطع ) من دالة اللمعان فوق البنفسجي (UVLF) في تناقض مع الأطر النظرية الحالية (Behroozi & Silk 2015؛ Dayal et al. 2017؛ Behroozi et al. 2019، 2020؛ Davé et al. 2019؛ Yung et al. 2019، 2020؛ Wilkins et al. 2022؛ Kannan et al. 2023؛ Mason et al. 2023؛ Mauerhofer & Dayal 2023)، مما يشير إلى وجود دوال كتلة أولية غريبة، أو انخفاض طفيف إلى عدم وجود تشتت للغبار، أو كثافة أعلى من المتوقع للمجرات التي تمر بظواهر نوى مجرية نشطة (AGN) (على سبيل المثال، Finkelstein & Bagley 2022؛ Pacucci et al. 2022؛

بويلان-كولتشين 2023؛ فيرارا وآخرون 2023؛ فوجيموتو وآخرون 2023ج؛ لوفيل وآخرون 2023؛ شتاينهاردت وآخرون 2023؛ صن وآخرون 2023.

على الرغم من وجود تلميحات مبكرة أيضًا في الأعمال السابقة (Morishita et al. 2020; Fujimoto et al. 2022; Endsley et al. 2023)، فإن واحدة من أكثر الاكتشافات إثارة للاهتمام من تصوير JWST المبكر هي تلك المصادر الحمراء المدمجة مع -شكل” توزيع الطاقة الطيفية (SED) – وهو عبارة عن استمرارية زرقاء في الأشعة فوق البنفسجية ومنحدر أحمر حاد في الإطار الزمني البصري (Furtak et al. 2023a; Labbé et al. 2023a, 2023b). بينما كانت الاختيارات الفوتومترية الأولى لهذه الأجسام تشمل أهدافًا مفصولة مكانيًا يمكن أن تكون مجرات مضغوطة ضخمة مبكرة (Barro et al. 2024)، كشفت الطيفيات عن دليل واضح على وجود و/أو انبعاث يدل على الثقوب السوداء الهائلة التي تتراكم بنشاط (SMBHs؛ فوجيموتو وآخرون 2023ج؛ كيلي وآخرون 2023؛ كوتسيفسكي وآخرون 2023؛ كوكوريف وآخرون 2023أ؛ أوبلر وآخرون 2023؛ فورتاك وآخرون 2024؛ غرين وآخرون 2024؛ ماثي وآخرون 2024).

المعروفة باسم “النقاط الحمراء الصغيرة” (LRDs)، تتميز هذه المصادر بوجود SEDs فريدة من نوعها “شكل” مستمر مع مورفولوجيا مصدر النقطة الخاصة بها (Furtak et al. 2023a; Labbé et al. 2023a, 2023b). ومع ذلك، ما يجعل LRDs تبرز حقًا هو كثافتها العددية العالية. يبدو أن LRDs قد تمثل بضع في المئة من سكان المجرات في وهي أكثر عددًا بكثير من أقل الكوازارات المعروفة من حيث اللمعان التي تم اختيارها بالأشعة فوق البنفسجية. وبالمثل، يبدو أنها تمثل من AGN المختارة من نوع الخط العريض (BL) في (هاريكان وآخرون 2023؛ لابي وآخرون 2023أ؛ غرين وآخرون 2024؛ مايونينو وآخرون 2024)، وهو أعلى من نسبة الكوازارات الحمراء المغبرة في (بانيرجي وآخرون 2015؛ غليكمان وآخرون 2015). تُلاحظ هذه النقاط الحمراء عمومًا في (Labbé وآخرون 2023a)، ولكن يمكن أن تكون

ملاحظة. أعماق NIRCam: معبر عنها كـ داخل 0 !” 36 الفتحات المستخدمة للاستخراج الفوتومتري في المنطقة المغطاة بـ F356W/F444W.
وجد حتى في (Leung وآخرون 2023). ومع ذلك، تم إجراء هذه الدراسات الأولية عن LRD مع عينات طيفية محدودة و/أو مناطق صغيرة من السماء، تغطي فقط دقيقة قوسية يمكن أن تتأثر أعداد الأجسام الحمراء المدمجة بالتالي بالتباين الكوني، مما يجعل من الصعب تقييم أهميتها وتنوعها الحقيقي.

لذا سيكون من الضروري توسيع اختيار هذه المجموعة الحمراء المدمجة من مرشحي BL AGN منخفضي اللمعان إلى مناطق أكبر لدراسة ديموغرافياتهم الكاملة، مما يحد من تأثيرات التباين الكوني. بالإضافة إلى ذلك، سيوفر لنا ذلك مستوى كافٍ من التفاصيل نحو فهم أفضل لكثافات الأعداد الإجمالية لـ AGN المحجوبة عند مستويات عالية. بالإضافة إلى الدور المحتمل الذي تلعبه هذه المصادر في إعادة تأين الكون (على سبيل المثال، انظر غرازين وآخرون 2018؛ ميترا وآخرون 2018؛ دايال وآخرون 2020، 2024؛ تريبيتش وآخرون 2023).

في هذا العمل، نقدم عينة مختارة بعناية من 260 مرشحًا من AGN المتأثرة بالاحمرار في منطقة تغطي بعض أعمق حقول JWST الفارغة خارج المجرة. سيساهم فحص هذه المنطقة الكبيرة في تقليل تأثيرات التباين الكوني إلى الحد الأدنى، بينما يقلل تركيزنا على الحقول الفارغة من التحيزات في الاختيار ويتجنب عدم اليقين في الحجم الناجم عن تكبير العدسات.

طوال هذا العمل، نفترض وجود مستوى علم الكونيات CDM (على سبيل المثال، تعاون بلانك وآخرون 2020)، مع ، ، و ، ودالة الكتلة الأولية (IMF) لشابريه (2003) بين 0.1 و . جميع المقادير معبر عنها في نظام AB (أوك 1974).

في هذا العمل، نستخدم بيانات JWST من البرامج/المجالات التالية – CEERS (# 1345؛ PI: S. Finkelstein؛ Bagley et al. 2023) في شريط غروث الممتد (EGS)، PRIMER (# 1837؛ PI: J. Dunlop) في COSMOS وUDS، وGOODS-S. بالنسبة لـ GOODS-S، نقوم بدمج البيانات المتاحة من برامج متعددة ذات نطاقات واسعة ومتوسطة – FRESCO (# 1895؛ PI: P. Oesch؛ Oesch et al. 2023)، JADES (# 1180، 1210، 1286، و1287؛ PIs: D. Eisenstein وN. Luetzgendorf؛ Eisenstein et al. 2023a، 2023b)، وJEMS (# 1963؛ PI: C. Williams؛ Williams et al. 2023b). نقدم نظرة عامة عامة عن هذه المجالات الأربعة في الجدول 1. يمكن العثور على معلومات أكثر تفصيلاً – بما في ذلك الفلاتر المحددة، والأعماق، وتصاميم المسح – في الأوراق العامة لكل إصدار بيانات.

قمنا بمعالجة جميع صور JWST المتاحة للجمهور التي تم الحصول عليها باستخدام NIRCam وMIRI في مجموعة متنوعة من حقول JWST العامة، كما هو موضح في الجدول 1. تم تقليل الصور جميعها باستخدام خط أنابيب GRIZLI (بريمر 2023)، باستخدام
jwst_1084.pmap، ونتبع نفس منهجية الدراسات السابقة (مثل، جين وآخرون 2023؛ كوكوريف وآخرون 2023ب؛ فالنتينو وآخرون 2023). بالمقارنة مع خط الأنابيب القياسي، نقوم بإدخال تصحيحات إضافية لأخذ الأشعة الكونية والضوء المتناثر في الاعتبار (انظر، على سبيل المثال، برادلي وآخرون 2023)، الضوضاء، والعيوب على مستوى الكاشف (“خيوط” و”كرات ثلجية”)، والتحيز في التعرضات الفردية (انظر، على سبيل المثال، ريغبي وآخرون 2023). بالنسبة لبيانات PRIMER، نقدم إجراءً إضافيًا يخفف من الآثار الضارة للتخططات القطرية التي تظهر في بعض التعرضات، كما تم القيام به في فالنتينو وآخرون (2023). أخيرًا، تشمل الموزاييك الخاصة بنا الفلات المحدثة لجميع فلاتر NIRCam. هذه التخفيضات متاحة للجمهور كجزء من أرشيف DAWN JWST.

تُكمل هذه المجموعات البيانية من خلال تضمين جميع البيانات البصرية وبيانات الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR) المتاحة من الأرشيف الكامل لتلسكوب هابل لتطور المجرات (Kokorev et al. 2022). تم محاذاة التعرضات الفردية لتلسكوب جيمس ويب (JWST) وتلسكوب هابل الفضائي (HST) إلى نفس إطار المرجع الفلكي باستخدام بيانات غايا DR3 (Gaia Collaboration et al. 2021)، ثم تم دمجها ورشها (Fruchter & Hook 2002) إلى مقياس البكسل لجميع فلاتر تلسكوب جيمس ويب وتلسكوب هابل.

بعض المجالات التي نفحصها في هذا العمل تم رصدها أيضًا باستخدام MIRI، في فلتر واحد أو أكثر، عينة في الغالب من نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة في إطار الزمان. ومع ذلك، فإن هذه البيانات ليست موحدة في تغطية الطول الموجي، والعمق، والمساحة. في الواقع، فقط حوالي ثلث الأجسام في المناطق التي نفحصها تحتوي على بيانات MIRI العامة، وحتى أقل من ذلك يتم اكتشافها فعليًا. بينما يمكن أن تساعد إضافة قياسات MIRI في تحديد وجود (أو غياب) مكونات AGN الغبارية الشبيهة بالقوة في المجرات (على سبيل المثال، انظر ويليامز وآخرون 2023a؛ يانغ وآخرون 2023)، فإن القيام بذلك بشكل مناسب ضمن سياق دراسة سكانية يتطلب درجة من التوحيد التي تفتقر إليها بيانات MIRI الحالية. لذلك، قررنا استبعاد قياسات MIRI من تحليلنا الحالي للحفاظ على التناسق عبر مجالات مختلفة.

تم إنشاء الكتالوج الأولي لجهاز JWST من خلال استخدام صورة الكشف المجمعة من جميع مرشحات NIRCam طويلة الموجة “العريضة” (W) المتاحة، والتي تشمل F277W وF356W وF444W. تم استخدام طريقة الكشف المماثلة بنجاح في عدة أعمال سابقة (انظر، على سبيل المثال، Jin et al. 2023؛ Kokorev et al. 2023b؛ Valentino et al. 2023؛ Weaver et al. 2024). لاستخراج المصادر وإنتاج خريطة تقسيم، استخدمنا SEP (Barbary 2016)، وهو إصدار PYTHON من SEXTRACTOR (Bertin & Arnouts 1996). تم استخراج الفوتومترية في فتحات دائرية ذات أحجام متزايدة.

تم إجراء التصحيح من الفتحة إلى القيم “الإجمالية” باستخدام عمود flux_auto الناتج من SEP، والذي يعادل MAG_AUTO من SEXTRACTOR، مما يضمن أنه يتم أخذ الفلوس الذي ينتمي إلى كل مصدر فقط في الاعتبار. لقد أظهرت هذه الطريقة أنها تنطبق على كل من الأجسام النقطية والممتدة (Weaver et al. 2022, 2023)، لذا نعتقد أنها مناسبة لمصادرنا.

بالإضافة إلى ذلك، نقدم تصحيحًا لحساب الفيض المفقود خارج فتحة كرون (كرون 1980)، من خلال استخدام طريقة مشابهة لتلك المستخدمة في ويتاكر وآخرون (2011) وويفر وآخرون (2024). باختصار، تتضمن هذه العملية حساب نسبة الضوء المفقود خارج نصف القطر الدائري لكرون من خلال تحليل منحنيات النمو لوظائف انتشار النقاط (PSFs)، التي تم الحصول عليها تجريبيًا، عن طريق تجميع النجوم في هذه المجالات المختلفة. ثم يتم تطبيق هذا التصحيح على قيم الفيض التلقائي لكل مصدر. ومع ذلك، نظرًا لأن عملنا يركز على مرشحي AGN المدمجين (بحجم أقل من PSF NIRCam)، فإن هذا التصحيح الإضافي لا يؤثر بشكل كبير على كثافات الفيض المستخلصة. لنفس السبب، نستخدم الفيض الكلي، المحسوب من 36 فتحة، ما لم يُذكر خلاف ذلك.

البيانات من CEERS وPRIMER وبرامج مختلفة تغطي GOODS-S مناسبة تمامًا للبحث الفوتومتري عن مرشحين من AGN المدمجة المخفية. تغطي الفوتومترية المتاحة من HST وJWST نطاقًا كاملاً من الأطوال الموجية من 0.4 إلى ، في سبع نطاقات عريضة ومتوسطة على الأقل، تصل إلى وسطي عمق 28.3 AB mag في فلتر F 444 W (الجدول 1). في بحثنا، نستكشف حقولًا فارغة تغطي مساحة كبيرة من والتي هي أيضًا مستقلة تمامًا. في المقابل، سيؤدي ذلك إلى تقليل تأثير التباين الكوني بشكل كبير وتمكيننا من تجنب التعامل مع عدم اليقين في الحجم الكوني الذي تسببه تكبير العدسات.

مؤخراً، نشر لابي وآخرون (2023a) عينة كبيرة من المصادر الحمراء المدمجة المحددة فوتومترياً من برنامج JWST UNCOVER للدورة 1 (المحققون الرئيسيون: I. لابي و R. بيزانسون؛ بيزانسون وآخرون 2022). وقد أسفر المتابعة اللاحقة لـ 17 من هذه الأجسام باستخدام NIRSPec/Micro-Shutter Assembly (MSA) PRISM عن معدل نجاح ملحوظ من ، مع تأكيد 14 من أصل 17 هدفًا مختارًا فوتومتريًا كـ BL AGN في (غرين وآخرون 2024) و 3 من 17 كأقزام بنية (بورغاسر وآخرون 2024). باختصار، تم تصميم قصات اللون المقدمة في لابي وآخرون (2023أ) لالتقاط الفجوة بين ميل الاستمرارية الحمراء في الإطار الزمني البصري والانبعاث الأزرق في الأشعة فوق البنفسجية في حالة السكون ( ). يتطلب اختيار هذا اللون أن يكون ميل الاستمرارية الحمراء في ارتفاع في أكثر من زوجين متجاورين من الفلاتر، لتجنب اختيار المجرات ذات خطوط الانبعاث القوية. في الواقع، تعرض الأطياف المتاحة حاليًا لـ LRDs (على سبيل المثال، فوجيموتو وآخرون 2023c؛ كوتسيفسكي وآخرون 2023؛ كوكوريف وآخرون 2023a؛ فورتاك وآخرون 2024؛ غرين وآخرون 2024؛ ماثي وآخرون 2024) ثنائية ملحوظة في أشكال الأطياف المرصودة. على وجه الخصوص، تكون SEDs عند (1000-2000 الراحة) زرقاء ( ) وحمراء ( ) عند (3100-5200 الراحة). وبالتالي، نحتفظ بمعايير اللون لـ لابيه وآخرون (2023a) دون تغيير كبير، مع إدخال بعض التعديلات الإضافية بناءً على أطياف UNCOVER لـ LRDs، وهي تحديد تلوث عينة لدينا من الأقزام البنية، كما تم اقتراحه في غرين وآخرون (2024).

الألوان وحدها ستنتهي باختيار كل من LRDs والمجرات الحمراء الممتدة (انظر، على سبيل المثال، لابيه وآخرون 2023a؛ ويليامز وآخرون 2023a، 2023b)، لذا نقدم قطع “الكثافة” الإضافية لاختيار المصادر ذات التركيز العالي للفلكس المركزي. للقيام بذلك، نستخدم النسبة بين الفلكس الكلي في F444W بين و الفتحات. نظرًا لأن حوالي من مرشحي LRD الذين تم متابعتهم باستخدام NIRSpec تبين أنهم أقزام بنية (بورغاسر وآخرون 2024)، نود أيضًا تقليل حدوث هذه الأجسام في عينة لدينا. للقيام بذلك، نعتمد معيار إزالة الأقزام البنية من غرين وآخرون (2024)، بناءً على أطياف LRD من NIRSpec/ MSA. أخيرًا، نطلب أيضًا أن تكون مصادرنا مكتشفة بشكل كبير ( ) في F 444 W وأن تكون أكثر سطوعًا من 27.7 AB ماغ، لتكون متوافقة مع اختيار UNCOVER. يتم فرض قطع الألوان بعد ذلك:

أو

التي تختار فعليًا عيناتنا ذات الانزياح الأحمر المنخفض ( ) والعالي على التوالي. يتم إعطاء الكثافة بواسطة

للتقليل من عدد الأقزام البنية في العينة، نعتمد أيضًا

يصبح الاختيار النهائي بعد ذلك (الأحمر الأحمر 2 ) & كثيف & إزالة bd. يعني تطبيق معايير اللون أيضًا أن كل جسم يجب أن يتم اكتشافه ( ) في الأقل في نطاق واحد لكل لون لجعل الاختيار ذا معنى. في حالة عدم الاكتشاف، نستخدم الحدود العليا، ولكن فقط إذا تم اكتشاف النطاق “الأكثر سطوعًا” في اللون. من الأجسام التي تغطي الحقول الأربعة ذات الاهتمام، ننتهي باختيار 334. والأهم من ذلك، نلاحظ أنه لم يتم استخدام أي معلومات حول الانزياحات الضوئية الأساسية و SEDs المجرات/AGN في هذه المرحلة، لتجنب التحيز من النماذج. نناقش تقديرنا للانزياح الضوئي واتفاقه مع spec-z لعينات فرعية في القسم الفرعي التالي.

بينما ينجح قطع الكثافة وحده بالفعل في اختيار مصادر النقاط التي تهيمن عليها PSF، نود أن نقدم مزيدًا من الضبط الدقيق لتوفير تقييم كمي بالكامل بدلاً من نوعي. للقيام بذلك، نقوم بتناسب مصادرنا مع PYSERSIC (باشا وميلر 2023) في نطاق F444W. الهدف الأساسي من ذلك هو التأكد من أن المصدر يهيمن عليه مكون PSF في النطاق الأكثر احمرارًا والأقل تلوثًا بالغبار، كما تم القيام به في لابيه وآخرون (2023a). نركز على نطاق F444W لهذا التحليل، حيث لا يمكن استبعاد الأصل المجري للـ rest-UV مع الملاحظات الضوئية الحالية (أو حتى الطيفية). علاوة على ذلك، إذا كان جسم ما يهيمن عليه منطقة واحدة فقط من تكوين النجوم، فقد يبدو مضغوطًا في نطاقات rest-UV، ولكنه لا يزال ممتدًا في
المرشحات الأكثر احمرارًا، مما يجعل نطاق F444W الأكثر تقييدًا من الناحية الفيزيائية لدراستنا.

أخذ PSF في الاعتبار أمر ضروري عند قياس أحجام الأجسام غير المحلولة. نقوم بإنشاء PSFs الخاصة بنا في F444W تجريبيًا لكل حقل من خلال اتباع المنهجية الموصوفة في سكلتون وآخرون (2014)، ويتاكر وآخرون (2019)، وويفر وآخرون (2024). باختصار، نحدد النجوم غير المشبعة في كل حقل من خلال اعتبار الأجسام على المسار النجمي التي تكون أكثر سطوعًا من 24 AB ماغ ونستخرج هؤلاء المرشحين في الطوابع. يتم بعد ذلك توسيط هذه الطوابع وتطبيعها إلى الوحدة. يتم اشتقاق PSFs النهائية من خلال متوسط الطوابع الموزونة، ثم يتم تطبيعها لتتناسب مع الطاقات المحصورة لمستويات المعايرة المتوقعة لـ JWST ضمن فتحات قطرها. لمزيد من التفاصيل، انظر الملحق في ويفر وآخرون (2024).

يتم نمذجة الضوء بملف سيرسيتش (سيرسيتش 1963) واحد، مع المركز، السطوع، نصف القطر الفعال، مؤشر سيرسيتش، ونسبة المحور كمعلمات حرة. الأولوية للمؤشر موحدة بين 0.65 و 6، ونصف القطر الفعال موحد بين 0.25 و 5 بكسل ( ). لكل مصدر، نقوم بإنشاء قطع مربع (75 بكسل في 75 بكسل) ونقوم بتغطية أي مصادر إضافية داخل الطابع. يتم حساب قيم المعلمات وعدم اليقين باستخدام تقريب لابلاس، مع افتراض أن الخلفية Gaussian. نستبعد التناسبات حيث يكون الناتج لكل بكسل أكبر من 2 أو يختلف الفلكس الأفضل من القيمة الفهرسية بأكثر من 2 AB ماغ. يستبعد هذا 15 مصدرًا من عينة لدينا، والتي نجد من خلال الفحص البصري أنها غير موثوقة بسبب التلوث من الأجسام القريبة الساطعة.

يمكن اعتبار المصدر نقطة إذا كان نصف القطر الفعال في نطاق F444W أقل من FWHM PSF التجريبي ( ). يبدو أن معيارنا الكثيف فعال للغاية في تحديد الأجسام الشبيهة بـ PSF، حيث لا يتجاوز أي من 319 من 334 مصدرًا مع تناسب موثوق قطر 0 ” 08، عند اعتبار الحدود العليا للحجم، مما يؤكد فعالية معيار الكثافة الموصوف في القسم 3. بعد النظر بعناية في كل من الألوان والشكل عند اختيار عينة مرشحي AGN لدينا، نحن الآن قادرون على المضي قدمًا مباشرة إلى تناسب SED.

لحساب الانزياحات الضوئية ( ) لأجسامنا، نستخدم النسخة PYTHON من EAZY (برامر وآخرون 2008). نختار مجموعة نموذج BLUE_SFHZ_13 التي تحتوي على تاريخ تكوين النجوم (SFHs) وقيم تلاشي الغبار المعتمدة على الانزياح. بشكل أكثر تحديدًا، لا يُسمح لمجموعات الخطوط اللوجستية المدمجة في مجموعة القالب بتجاوز الانزياحات التي تبدأ في وقت سابق من عمر الكون (لمزيد من التفاصيل، انظر بلانتون ورويس 2007). يتم تكملة هذه النماذج بمزيد من قالب مجرة زرقاء، مستمدة من طيف JWST لمجرة ذات عرض خط مكافئ (EWs؛ ID4590؛ كارنال وآخرون 2023).

بينما قد يبدو من غير البديهي استخدام قوالب المجرات لما نعتقد أنه مرشحي AGN، فإن الجهود المماثلة المقدمة في لابيه وآخرون (2023a) تشير إلى توافق جيد بين اشتقاق باستخدام قوالب نجمية فقط، بدلاً من نماذج نجمية +AGN، مما يجد توافقًا جيدًا جدًا

بين الاثنين. هذا ليس مفاجئًا، حيث عندما يتعلق الأمر بتناسب الانزياح الضوئي، فإن العوامل الحاسمة هي مواقع انكسارات ليمان ( ) وبالمر ( ).

بالنسبة لـ LRDs، فإن الغياب العام لمساهمة نجمية كبيرة في الإطار الزمني الراحة (على سبيل المثال، غرين وآخرون 2024) سيؤدي إلى عدم وجود انكسار بالمر ملحوظ، على الرغم من أن القاع في ” الشكل” في SEDs الإطار الزمني الراصد لـ LRDs يقع أيضًا عند حوالي (على سبيل المثال، كوكوريف وآخرون 2023a؛ فورتاك وآخرون 2024). في الواقع، أدت وجود مثل هذه الميزة في LRDs إلى تصنيفها بشكل خاطئ كمجرات غبار نجمية، مما أدى إلى تقديرات الكتلة النجمية التي تتعارض مع ، إذا تم نسب كل الضوء إلى تكوين النجوم فقط (على سبيل المثال، انظر المناقشات في بويلان-كولتشين 2023؛ كوتسيفسكي وآخرون 2023؛ لابيه وآخرون 2023b؛ ستاينهاردت وآخرون 2023).

أظهر المتابعة الطيفية للأجسام الحمراء المدمجة التي تستضيف انبعاث AGN BL في الواقع توافقًا ملحوظًا بين المستمدة باستخدام EAZY (أو روتينات مماثلة) و . على سبيل المثال، في GOODS-S، أبلغ ماثي وآخرون (2024) عن متوسط ، وقد أظهرت LRDs المقدمة في UNCOVER في غرين وآخرون (2024) . تم العثور أيضًا على توافق مماثل بين اختيار المصدر الضوئي الأولي والطيف النهائي في حقول JADES و CEERS (كوتسيفسكي وآخرون 2023؛ أنديك وآخرون 2024؛ مايلينو وآخرون 2024). وبالتالي، نعتبر أن استخدام EAZY لاشتقاق الانزياحات مناسب لعينة لدينا.

نقوم بتناسب جميع البيانات الضوئية المتاحة والحدود العليا من HST/F435W ( ) إلى JWST/F444W ( ) الفلاتر لعينة 319 LRDs، محددة شبكة الانزياح الأحمر بين من أفضل ملاءمات EAZY SEDs، نستخرج فقط الانزياحات الحمراء الفوتومترية، موكلين تقدير المعلمات الفيزيائية إلى مجموعة قوالب مختلفة سيتم مناقشتها في القسم التالي. يتم حساب عدم اليقين في الانزياح الأحمر الفوتومتري من النسب المئوية 16 و84 لتوزيعات احتمالات الانزياح الأحمر – p(z). تتيح لنا توفر فوتومترية HST تحديد وجود كسر ليمان بشكل موثوق، إما من خلال انخفاض التدفق، حيث يتداخل فلتر معين مع الكسر، أو من خلال الحدود العليا، لـ من المصادر في عيّنتنا. ومع ذلك، فإن وجود انكسار ليمان ليس مطلوبًا لتقييد الانزياح الأحمر بشكل موثوق للأجسام ذات الانزياح الأحمر العالي، حيث إن الانكسار في الجزء البصري من SED يضع هذه الأجسام بالفعل في مساحة لون-لون فريدة، كما تم إظهاره في البداية في لابي وآخرون (2023a) ثم تم تأكيده لاحقًا في غرين وآخرون (2024). بالإضافة إلى ذلك، فإن الوصول إلى نطاق متوسط واحد على الأقل من NIRCam يعزز جودة الانزياح الأحمر من خلال السماح لنا بتحديد خطوط الانبعاث في الفوتومترية العريضة. ونتيجة لذلك، لا تحتوي أي من أجسامنا على حلول انزياح أحمر مزدوجة القمة. على الرغم من ذلك، نظرًا لأن عيّنتنا لا تزال محددة فقط فوتوغرافيًا، فإن أخذ ذلك في الاعتبار بشكل مناسب تعتبر الشكوك أمرًا حاسمًا عند اشتقاق المعلمات الفيزيائية ودوال اللمعان في الأقسام القادمة.

بينما لا يزال أصل ضوء الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة في LRDs غامضًا، تظهر عينات متزايدة من طيف JWST باستمرار إما غيابًا تامًا أو نقصًا في المساهمة الكبيرة من المجرة المضيفة في التدفق الكلي في الإطار البصري. ; كوكوريف وآخرون 2023أ؛ فورتاك وآخرون 2024؛ غرين وآخرون 2024). يتم إثبات ذلك عمومًا من خلال مقارنة المتوقع من خطوط سلسلة بالمر الواسعة
بشكل عام و/أو ) للقيم الملاحظة. على سبيل المثال، وجد غرين وآخرون (2024) أن -مشتق وملاحظ تتفق ضمن عامل 2 للأشياء التي لديها تغطية PRISM. دعمًا لذلك، وجد فورتاك وآخرون (2024) وكوكوريف وآخرون (2023أ) أيضًا أن كتل الثقوب السوداء مشتق عبر نطاق واسع تتطابق سطوع الخطوط والاستمراريات، بالنظر إلى تشتت العلاقات المستمدة من رسم تذبذب AGN (انظر، على سبيل المثال، كاسبي وآخرون 2000؛ غرين وهو 2005)، مما يشير إلى مكونات نجمية ضئيلة. علاوة على ذلك، لم يتم الكشف عن أي من LRDs المؤكدة طيفياً والمعروفة حالياً في A2744 بواسطة مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/ دون المليمتر (ALMA) عند 1.2 مم حتى ، مما يحد بشدة من مساهمة تشكيل النجوم المحجوبة (انظر، على سبيل المثال، لابي وآخرون 2013، 2023أ)، ما لم يكن الغبار إما بارداً جداً، أو ساخناً جداً، أو منتشراً. في الواقع، عندما يتم أخذ بيانات JWST وحدود ALMA العليا (فوجيموتو وآخرون 2023أ، 2023ب) في الاعتبار بشكل مشترك توافق نموذج المجرة للأجسام الموصوفة في كوكوريف وآخرون (2023a) وفورتاك وآخرون (2024)، فإن مساهمة نموذج المجرة في إجمالي الضوء البصري في إطار الراحة تكون ضئيلة. أخيرًا، فإن القياسات الدقيقة لنصف القطر الفعال لجميع LRDs في UNCOVER، مع الأخذ في الاعتبار أيضًا PSFs المستمدة تجريبيًا (انظر ويفر وآخرون 2024)، لا تجد دليلًا قويًا على وجود انبعاث ممتد مرتبط بالمجرة المضيفة في نطاق F444W.

لسوء الحظ، فإن نقص التغطية العميقة والموحدة من ALMA لأجسامنا يمنعنا من إجراء ملاءمة مشتركة لنماذج AGN + المجرة لتحديد مقدار مساهمة AGN في SED البصري. بينما من الممكن القيام بذلك باستخدام فوتومترية JWST فقط، فإن مثل هذه الملاءمة ستكون متدهورة للغاية، نظرًا لعدد النطاقات المتاحة وعدد النماذج المطلوبة. ومع ذلك، تم اختيار الأجسام في عملنا بشكل خاص وفقًا لمعايير اللون والضغط التي تعكس إلى حد كبير تلك المستخدمة لتحديد AGN BL في UNCOVER. لذلك، من المعقول أن نفترض أنه بالنظر إلى الألوان الحمراء المماثلة ( في المنحدرات المتبقية، يستمر الطيف الضوئي المتبقي في مصادرنا أيضًا في الهيمنة بواسطة ضوء AGN.

من حيث السطوع، فإن المكون المحجوب بالغبار يهيمن على الضوء من LRDs ويجب أن يكون مخففًا بشكل كبير. ) من أجل ملاءمة الميل الأحمر الملحوظ. وبناءً على ذلك، يجب ألا يكون ضوء الأشعة فوق البنفسجية المتبقية مرئيًا على الإطلاق ( ). من قياساتنا الفوتومترية، نرى أنه بينما يكون المكون الأزرق ضعيفًا (فقط بضع في المئة من المكون الأحمر)، إلا أنه غير متأثر بالاحمرار. يمكن تفسير هذا الانبعاث إما على أنه ضوء متشتت من AGN نفسه أو من المجرة المضيفة (انظر المناقشات في Labbé et al. 2023a؛ Greene et al. 2024). ومع ذلك، حتى عندما تكون الأطياف متاحة (Greene et al. 2024)، نظرًا للتشابهات بين انحدارات الأشعة فوق البنفسجية في الكوازارات والمجرات الشابة التي تشكل النجوم، فإن هذين النموذجين يمثلان تمثيلات جيدة على حد سواء للضوء المرصود. كما أن بياناتنا المتاحة لا تسمح لنا بتمييز واضح بين هذين الاحتمالين، لذلك، لتجنب تفسير أصول انبعاث الأشعة فوق البنفسجية المتبقية بشكل مفرط، سنفترض نموذج الضوء المتشتت فقط (غير المتأثر بالاحمرار) في نمذجة لدينا. نحذر القارئ من أنه نتيجة لعدم معرفة أصل الضوء الأزرق، فإن خصائص الأشعة فوق البنفسجية المتبقية المستمدة في هذه الورقة لا تمثل بالضرورة الظروف الفيزيائية لـ AGN المحتمل الذي قد تستضيفه LRDs لدينا. نظرًا للتشابه المذكور بين انحدارات الأشعة فوق البنفسجية في الكوازارات وSFGs، فإن القيم المستمدة من كل من ملاءمات المجرة والكوازار متطابقة تقريبًا.

بعد العروض التي تم تقديمها في القسم 3.3 والتي تركزت على المجرات فقط، ومع الأخذ في الاعتبار الاعتبارات المذكورة أعلاه، نود الآن استكشاف سيناريو يركز على AGN فقط، حيث نقوم بنمذجة الضوء المرصود باستخدام نموذج AGN ذو مكونين. الأول هو النموذج التجريبي المستند إلى مجموعة من 2200 طيف كوازار من مسح سلوان الرقمي للسماء (SDSS) (فاندن بيرك وآخرون 2001)، والثاني مستمد من 27 طيف كوازار في الأشعة تحت الحمراء القريبة من غليكمان وآخرون (2006). ثم نقوم بدمج وإعادة تطبيع كلا القالبين، مما يسمح لنا بتغطية النطاق الكامل من الأشعة فوق البنفسجية المستقرة إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة.

تم استخدام نفس النهج بنجاح بالفعل في Labbé et al. (2023a) لعينة مختارة فوتومترياً من النقاط الحمراء، ثم لاحقاً لطي spectra PRISM لـ 14 من هذه الكائنات في Greene et al. (2024) و Kokorev et al. (2023a). نحن نقوم بتناسب مكون AGN غير المتأثر بالاحمرار مع قانون السحابة الصغيرة ماجلان (Gordon et al. 2003) المخفف ( نسخة من نفس القالب المركب. مع تثبيت الانزياح الضوئي الأحمر، نحن نقوم بتناسب ثلاثة معلمات حرة.

نجد أن التوافقات الخاصة بـ AGN فقط تمثل بشكل هامشي أفضل البيانات الفوتومترية الملاحظة، عند مقارنتها بتوافقات EAZY الخاصة بالنجوم فقط، مع للسابق و للأخير، مع فرق يقارب . تم تقديم نتائج مماثلة أيضًا في لابيه وآخرون (2023a)، حتى بدون قياسات ALMA الضوئية، وبارو وآخرون (2024)، حيث لم يكن هناك أي شيء ملحوظ يوجد فرق بين نماذج تكوين النجوم المغبرة ونماذج AGN المتغيرة اللون.

قبل التركيز على العينة النهائية من مرشحي AGN المتوهجين، نود إجراء اختبار أخير يتعلق بالاحتمال وجود خطوط انبعاث قوية، لا سيما في طيف LRDs. تحتوي قوالب الكوازارات التجريبية المقدمة في Vanden Berk et al. (2001)، التي استخدمناها لتناسب أجسامنا، عمومًا على AGN ساطعة مع إطار زمني ثابت . على العكس من ذلك، فإن النتائج الأدبية الحديثة التي تحلل طيف LRD (Killi et al. 2023؛ Matthee et al. 2024) قد وجدت أن EW لـ يمكن أن تصل وحتى تتجاوز . يمكن أن تساهم مثل هذه الخطوط الانبعاثية القوية في التدفق المرصود في فلاتر JWST المتوسطة والعريضة النطاق بطريقة لا يمكن تجاهلها، مما يجعل الألوان المرصودة أكثر احمرارًا. بالمقابل، إذا لم تكن مثل هذه الخطوط الانبعاثية القوية موجودة في النماذج، فإن قيمة ، ومن ثم الخصائص الفيزيائية الأخرى المعتمدة عليها (على سبيل المثال، يمكن أن يتم المبالغة في تقديره.

لاختبار دلالة هذا التأثير، نقوم بما يلي. بدءًا من مجموعات القوالب المدمجة الأصلية لفاندن بيرك وآخرون (2001) وجليكمان وآخرون (2006)، نقوم بعزل المناطق التي تغطي الـ III و الخطوط واستخدام دالة السبلين لتناسب الاستمرارية، مع إخفاء المناطق التي تحتوي على مجمعات الخطوط. أثناء القيام بذلك، نتحقق بنجاح من أن قياس EW في إطار الراحة لهذه الخطوط هو بالضبط كما هو مذكور في Vanden Berk et al. (2001). أخيرًا، نقوم بزيادة الطيف المخصوم من الاستمرارية بشكل موحد إلى نقطة حيث يكون EW لـ خط يقيس عند ثم نعيد إضافة الاستمرارية. بعد ذلك، نقوم بإعادة ضبط جميع مصادرنا، مع اتباع نفس الاعتبارات كما هو موضح في القسم 3.4.

باستخدام نماذج ذات قوى انبعاث خطية معززة، نجد بالفعل أفضل ملاءمة قيم تكون أقل بشكل منهجي، وإن كان ذلك فقط بـ ، في المتوسط، مقارنة بالقوالب الأصلية. هذا الانحراف يقع ضمن عدم اليقين المقتبس لدينا على
ال من ملاءمة SED. وبالتالي نستنتج أنه حتى لو كانت بعض مرشحات AGN لدينا تحتوي بالفعل على EW مرتفعة جداً يجب أن تظل الخصائص الفيزيائية المستمدة من مجموعة القوالب الأصلية لـ Vanden Berk وآخرون (2001) صحيحة. على الرغم من كون هذا الانحراف صغيرًا، إلا أنه منهجي، لذا فإننا لا نزال ندمجه في عدم اليقين لدينا عند حساب كثافات العدد في الأقسام اللاحقة.

بعد اختيار الأجسام الأولية وتناسب SED، نحن الآن في وضع يمكننا من تحديد عينة LRD النهائية لدينا. الهدف الرئيسي من هذا العمل هو استكشاف مرشحات AGN الغبارية المختارة فوتومترياً في الكون عالي الز، ومقارنة هذه النتائج مع عينات موثوقة من AGN BL المحددة طيفياً، وإمكانية توسيع هذه الفحوصات إلى سطوعات UV أضعف و luminosities الكلية. يعتمد التحديد الدقيق لهذه المعلمات على تغطية جيدة للانكسار الطيفي بين المكونات الزرقاء والحمراء عند . من الضروري تأكيد أن الأجسام المختارة تظهر بالفعل الميزات المميزة لـ LRDs. علاوة على ذلك، فإن أخذ عينة شاملة من الأشعة فوق البنفسجية في إطار الزمان حول من الضروري اشتقاق بدقة ، و الـ الإطار الزمني الضوئي المستمر ضروري لتحديد اللمعان الكلي. باستثناء CEERS، تستفيد جميع مجالاتنا من تغطية كاملة لمرشحات NIRCam، تمتد من F090W إلى F444W، والتي ستغطي الأشعة فوق البنفسجية في إطار الزمان. . من ناحية أخرى، يتمتع CEERS بعمق شديد ( ماج آت ) تغطية HST/الكاميرا المتقدمة للمسح F814W بدلاً من ذلك، مما سيمكننا أيضًا من حساب في في نفس نطاق الانزياح الأحمر. وبالتالي، نقوم بتقييد استكشافنا فقط للأجسام التي لديها . للقيام بذلك، نأخذ في الاعتبار وضمان أن النسبة المئوية السادسة عشر، بدلاً من مجرد الوسيط لـ تتجاوز هذه النقاط عتبة الانزياح الأحمر لدينا (على سبيل المثال، انظر فالنتينو وآخرون 2023). تترك لنا هذه الاختيارات النهائية إجمالي 260 نقطة حمراء. في الشكل 1 نقدم نظرة عامة على اختيار عيّنتنا بالإضافة إلى أمثلة على ملاءمات SED.

الأحجام الفيزيائية للأجسام في عيّنتنا النهائية مضغوطة للغاية، مع نصف قطر فعال وسطي ( الحد الأعلى). هذا أصغر بكثير مقارنةً بالأحجام البصرية النموذجية للمجرات التي تشكل النجوم والتي تم قياسها عند (على سبيل المثال، انظر كارتالتبي وآخرون 2023؛ أورميرود وآخرون 2024)، ولكنها مشابهة للأجسام الحمراء المضغوطة للغاية المقدمة في لابي وآخرون (2023أ، 2023ب) وباغن وآخرون (2023) وLRDs المؤكدة طيفياً كـ BL AGN (كوكوريف وآخرون 2023أ؛ فورتاك وآخرون 2024). من المثير للاهتمام، أن المجرات المغبرة في استكشفت في أكينز وآخرون (2023) أيضًا عدم وجود مكون ساطع ممتد )، مشابهة لـ LRDs. على الرغم من أنها ليست باهتة أو مركزة مركزيًا مثل أجسامنا أو LRDs الأخرى عند هذه الانزياحات الحمراء، قد تشير بعض هذه التشابهات إلى أن هذه الأجسام المغبرة يمكن أن تعمل كمضيفين محتملين لـ AGN.

باستخدام العلاقات القياسية مع التشتت المقدم في غرين وهو (2005)، وأخذًا في الاعتبار أفضل ملاءمة لدينا ( )، نستنتج الـ من استمرارية 5100 أ، مقاسة مباشرة من أفضل ملاءمة لمخططات الطيف الطيفي. على الرغم من أن هذا ليس مثالياً، ويفترض أن الاستمرارية الحمراء تهيمن عليها AGN، فإن القيم المعتمدة على نموذج SED تمثل أفضل تقدير لدينا لسطوع AGN الجوهري. السطوع الكلي المستنتج للأجسام الحمراء المدمجة من
تتراوح العينة من إلى . هذه النطاقات أكثر سطوعًا قليلاً من تلك المستمدة في لابي وآخرون (2023a)، حيث أننا لا ندرج أي مجالات موجهة، وبالتالي من المحتمل أن تفشل في اكتشاف LRDs ذات السطوع intrinsically أقل. نحن نعرض التصحيح الخاص بالغبار والملاحظات القيم في الشكل 2.

في الشكل 3، نستكشف كيف أن الملاحظات قيم LRDs لدينا تقارن بالتوقعات المستمدة من اللمعان البولومتري المصحح بالغبار (شين وآخرون 2020). بالنظر إلى الوسيط لدينا نتوقع أن يكون انقراض الأشعة فوق البنفسجية كبيرًا، مع لكن ما نجده هو (مماثل لـ، على سبيل المثال، غرين وآخرون 2024؛ مايولينو وآخرون 2024؛ ماثي وآخرون 2024)، فرق يزيد عن 6 مقادير. بالإضافة إلى ذلك، شكل طيف الأشعة فوق البنفسجية الباقية، رغم ضعفه، لا يشير إلى أي انطفاء بسبب الغبار. وهذا يشير إلى أن هناك مكونًا ثانيًا، مختلفًا عن طيف AGN المتأثر بالاحمرار، موجود في LRDs، على الرغم من أنه لا يمكن تحديد أصله من خلال بياناتنا الحالية.

الجدول النهائي – الذي يحتوي على قياسات الفوتومترية، والأحجام، والمعلمات الفيزيائية التي نستخرجها لعينة دراستنا – متاح بالكامل على الإنترنت. نقدم مقتطفًا من الجدول الكامل في الملحق.

أحد الدوافع الرئيسية لعملنا هو إجراء بحث غير متحيز عن الأجسام ذات اللمعان المنخفض في بعض أعمق الحقول الفارغة التي تم رصدها بواسطة تلسكوب جيمس ويب. هدفنا هو توسيع وظائف اللمعان الحالية التي تم استنتاجها من عينات طيفية إلى عينة أكبر تغطي منطقة أوسع. من خلال تطبيق معايير اللون والحجم التي تم اعتمادها في الدراسات الحديثة للأجسام ذات اللمعان المنخفض، مثل تلك التي تم مناقشتها في Greene et al. (2024) و Labbé et al. (2023a)، نهدف إلى استغلال المساحات الكبيرة في حقولنا الفارغة للحصول على إحصائيات أفضل، لا سيما في الأطراف الساطعة والخافتة. يجب أن يسمح لنا هذا النهج بفحص مدى مساهمة هذه الأجسام في الملاحظات. و كثافات الأعداد. ومع ذلك، حيث أننا نعمل مع عينة مختارة فوتومترياً، ستتركز تحليلاتنا على الخصائص الإجمالية لـ LRDs، بدلاً من الفحوصات التفصيلية للأجسام الفردية.

التركيز فقط على الحقول الفارغة يسمح لنا بتقدير الأحجام الفعالة لأجسامنا بطريقة بسيطة إلى حد ما. من أجل قياس الكثافات العددية الملحوظة لعينة لدينا، نتبع المعيار طريقة (شميت 1968). الـ يتميز المقدّر بالبساطة ولا يتطلب افتراضات مسبقة حول الشكل الوظيفي لتوزيع اللمعان، وهو مثالي للـ LRDs، حيث إن توزيعات اللمعان/الكتلة الجوهرية لها غير معروفة. لحساب كثافة العدد لخاصية ما- -يمكننا بعد ذلك أن نقول

أين هو عرض الحاوية و هو الحد الأقصى للحجم الذي يمكن من خلاله اكتشاف مصدر. في المقابل، يعتمد على منطقة المسح الفعالة )، حد نطاق الانزياح الأحمر الأدنى ( )، وأقصى انزياح أحمر قابل للرصد ( يتم حساب الأخير تجريبيًا من حدود الكشف في المسح، بناءً على معايير الاختيار، ولا يمكن أن يتجاوز الحد الأقصى للانزياح الأحمر للفئة.

نحصل على إجمالي مناطق المسح من خلال جمع جميع البكسلات غير المmasked في صور الكشف الخاصة بنا، كما هو موضح في الجدول 1. بالنظر إلى مدى سطوع الأجسام التي نحتاجها أن تكون ( مجلات في )، قد يبدو أن سيتجاوز دائمًا الانزياح الأحمر الأقصى للصندوق، لكن هذا لا يأخذ في الاعتبار حقيقة أن كائناتنا يجب أن تُكتشف في أربع نطاقات على الأقل (في لجعل اختيار الألوان قويًا. نختار أن نظل محافظين في تصحيحات الحجم لدينا، من خلال طلب اكتشاف فرقة واحدة فقط لكل مجموعة لونية. تُقدَّر القيم لكل كائن من خلال النظر في اختيار الألوان الذي تم توضيحه في القسم 3. ثم يتم اشتقاق عدم اليقين في كثافاتنا العددية بالطريقة التالية. نأخذ في الاعتبار الأخطاء القياسية الناتجة عن إحصائيات بواسون ونحسبها كما هو موصوف في جيهريلز (1986). نظرًا لأننا نعتبر فقط عينة فوتومترية في عملنا، يجب أخذ عدم اليقين في الانزياح الأحمر الفوتومتري بعين الاعتبار بشكل مناسب من أجل اشتقاق أخطاء واقعية على المعلمات الفيزيائية وكثافات الأعداد. للقيام بذلك، نتبع النهج الموصوف في مارشيسيني وآخرون (2009). باختصار،
لكل كائن، نستخدم محاكاة مونت كارلو لتحديد ما إذا كانت الكائنات تقع في فئة الانزياح الأحمر من خلال اعتبارها . uncertainties النهائية هي بعد ذلك مجموع مربع من بواسون و أخطاء.

لا يمكن حساب تأثيرات عدم اكتمال المقدار كما يتم عادةً بالنسبة لوظائف سطوع المجرات في حالتنا، حيث يعتمد ذلك على افتراضات تتعلق بتوزيعات المصادر الجوهرية. ومع ذلك، كما أشار لابي وآخرون (2023a)، يجب أن يقلل الشرط الخاص بكون الأجسام ساطعة في نطاق الكشف، ولكن لا يلغي تمامًا، تأثير عدم اكتمال المقدار. نظرًا لأن مصادرنا مدمجة، نتوقع أيضًا أن يتم اكتشاف جميعها فوق حد السطوع، مما يقلل الحاجة إلى اعتبار عدم الاكتمال كدالة لسطوع السطح. على الرغم من وظيفة الاختيار المعقدة، لا يزال من الممكن تحديد حد يتجاوزها يُتوقع أن تصبح الكثافات العددية المستمدة، بالنسبة للكميات المرصودة، غير مكتملة. سنناقش هذا في الأقسام التالية.

في الشكل 4، نقدم دوال كثافة اللمعان فوق البنفسجي في صندوقين من الانزياح الأحمر، عند و مشتق من سطوع الاستمرارية في إطار الراحة كما هو معتاد بالنسبة للكوازارات الزرقاء. نحن ندرج أعداد العد مع عدم اليقين في الجدول 2. تم اختيار عرض صناديق الانزياح الأحمر لدينا لتتوافق بشكل أفضل مع نتائج الأدبيات الحالية، لتسهيل المقارنة، وكذلك لضمان أن تكون عدم اليقين في الانزياح الضوئي لها تأثير ضئيل على وظائف اللمعان.

في نجد أن كثافات الأعداد لمصادر الإشعاع النشط المختارة باللون الأحمر لدينا هي مؤشر الدقة أعلى مقارنةً بالكويسارات المختارة بالأشعة فوق البنفسجية عند درجات سطوع مماثلة، اعتمادًا على الاستقراء (نييدا وآخرون 2020). كحد أقصى على كثافة عدد الكويسارات عند ، نقارن أيضًا النتائج المقدمة في كولكارني وآخرون (2019)، التي تجمع بين الكوازارات الساطعة في الأشعة فوق البنفسجية ( ) وAGN المكتشفة بالأشعة السينية ذات السطوع الضعيف في الأشعة فوق البنفسجية (Giallongo et al. 2019) في قوائمها للأشعة فوق البنفسجية.

قبل المقارنة مع النتائج الرصدية الحالية (Kocevski et al. 2023; Greene et al. 2024; Matthee et al. 2024)، نلاحظ أنه من الصعب تحديد دالة الاختيار بدقة للعينات الملاحظة طيفياً وبالتالي اشتقاق الـ تصحيحات. وبالتالي، فإن كثافات الأعداد المحسوبة في

يجب اعتبار هذه الأعمال كحدود دنيا. في حالتنا، يتم اختيار العينة من خلال الفوتومترية ونستنتج تصحيح يعتمد فقط على معايير الاختيار. يتم ذلك لتجنب تقدير عدد النقاط الحمراء بشكل مبالغ فيه، وبالتالي تشويه الوفرة الحقيقية للنقاط الحمراء. من غير المحتمل أيضًا أن يكون هذا الاختلاف ناتجًا عن تلوث الأقزام البنية لعينة لدينا هنا، حيث نقدم قطع لون إضافي من غرين وآخرون (2024)، استنادًا إلى الأطياف من بورغاسر وآخرون (2024).

مع أخذ الشكوك في الاعتبار، نجد أن أعداد أرقام الأشعة فوق البنفسجية لدينا تتماشى مع عينات AGN الحمراء المختارة بواسطة JWST (Labbé et al. 2023a; Greene et al. 2024; Matthee et al. 2024)، على الأقل في وأكثر سطوعًا. تأكيدًا للنتائج الأولية للنقاط الحمراء UNCOVER المقدمة في Greene وآخرون (2024) وLabbé وآخرون (2023a)، نجد أيضًا أن عينتنا تمثل من إجمالي سكان BL AGN في الزوايا العالية (Harikane et al. 2023؛ Maiolino et al. 2024) وهو مشابه إلى حد كبير للكويسارات المختارة بالأشعة السينية من Giallongo et al. (2019)، على الرغم من أنه في حالة الأخيرة نستنتج كثافات عددية أعلى عند درجات سطوع UV أضعف. ومع ذلك، من الجدير بالذكر أن الاختلافات بين دقة بيانات الأشعة السينية من شاندرا والضوء البصري من HST يمكن أن تؤدي إلى عدم اليقين عند ربط انبعاث الأشعة السينية بال galaxies الموجودة في نفس الجزء من السماء. ومن المثير للاهتمام أن الندرة المستعادة للمصادر الحمراء المدمجة مقارنة بال galaxies تتناقض بشكل حاد مع كثافة مضيفي AGN من النوع 2 المستنتجة من طيف JADES الأخير (Scholtz et al. 2023)، الذي يذكر ما يصل إلى المساهمة في دوال سطوع المجرة عند .

عند الانتقال إلى ، نتائج UVLF عند كل من اللمعان الساطع والخافت غير حاسمة، بسبب العدد المحدود من الأجسام وعدم اليقين في الانزياحات الضوئية. ومع ذلك، نحن مرة أخرى متوافقون مع كثافات الأعداد لـ UNCOVER BL AGN من غرين وآخرون (2024). بالمقارنة مع دوال اللمعان لـ

الكوازارات المختارة بالأشعة فوق البنفسجية من ماتسوكو وآخرون (2023) في ، وعند الاستقراء إلى درجات سطوع أضعف، نجد أن إزاحة الدكس بين كثافات الأعداد عند ، تقريبًا بعامل 10 أكبر من في حاوية الانزياح الأحمر الأدنى. جنبًا إلى جنب مع UVLF الخاص بنا، نبرز أيضًا الوسيط حدود الاكتمال. يتم اشتقاقها من خلال النظر في أعماق الفلاتر التي تغطي إطار الراحة. عند انزياح أحمر معين، وما إذا كان مصدرًا معينًا سيتم اكتشافه عند نسبة الإشارة إلى الضوضاء . لذلك، يجب أن نكون مكتملين حتى في و في .

استنادًا إلى Bouwens وآخرون (2015)، قمنا بتناسب كثافات الأعداد المرصودة للأشعة فوق البنفسجية لدينا مع دالة شكتير (1976)، مما يسمح لجميع المعلمات بأن تكون حرة. نحن نناسب فقط البيانات الأكثر سطوعًا من في و في ، حيث تشير كثافات أعدادنا إلى أننا من المحتمل أن نصبح غير مكتمل عند مثل هذه اللمعان الخافت. يتم عرض أفضل ملاءمة في الشكل 4 والمعلمات مدرجة في الجدول 3. في كل من صناديق الانزياح الأحمر، نجد أن أجسامنا الحمراء المدمجة تشكل تقريبًا من إجمالي سكان المجرات التي تشكل النجوم (Bouwens et al. 2021)، متسقة مع العينات الطيفية للنقاط الحمراء (Greene et al. 2024). كما نبلغ عن انحدارات أضعف في الطرف الخافت مقارنة بالمجرات التي تشكل النجوم، على الرغم من أنه من المحتمل أن يكون التسطح الملحوظ لـ UVLF لـ LRDs ناتجًا عن عدم اكتمال عينتنا عند درجات اللمعان فوق البنفسجي الأضعف، بدلاً من أي نقص في المصادر الحمراء المدمجة عند درجات اللمعان فوق البنفسجي الأضعف. ستكون هناك حاجة إلى مسوحات أعمق لتقييد انحدار الطرف الخافت لـ LRDs بشكل موثوق. يبدو أن لمعان LRDs يبدأ في أن يصبح مشابهًا أو حتى يتفوق على المجرات عند درجات اللمعان الأكثر سطوعًا ( ) الأحجام، التي تبرز بشكل خاص في صندوق. قد تكون هذه نتيجة متوقعة لتجمع الثقوب السوداء المتزايدة الكتلة مع الزمن الكوني (انظر على سبيل المثال بيانا وآخرون 2022) أو تأثيرات الاختيار (انظر فولونتيري وآخرون 2017)، لكننا نلاحظ أن أعدادنا للأكثر سطوعًا
الأشياء غير مؤكدة بسبب العدد المحدود من الاكتشافات المتاحة.

شرط أن يكون اختيارنا للألوان والشكل ناجحًا بشكل مقارن في تحديد AGN المتوهجة كما تم إظهاره سابقًا (Labbé et al. 2023a; Greene et al. 2024)، يبدو أن المصادر الحمراء المدمجة التي تم تحديدها في حقول JWST الفارغة هي ديكس أكثر عددًا مقارنة بالدراسات السابقة لـ JWST للكويسارات الضعيفة المختارة بالأشعة فوق البنفسجية المعروفة ). بينما كانت هذه الظاهرة تعود باستمرار في نتائج JWST الجديدة (على سبيل المثال، كوكوريف وآخرون 2023أ؛ باكوتشي وآخرون 2023؛ فورتاك وآخرون 2024؛ مايونينو وآخرون 2024)، من الجدير بالذكر أن الأعمال السابقة قد أشارت بالفعل إلى أن كثافة عدد الثقوب السوداء النشطة، التي تكون خافتة في الأشعة فوق البنفسجية ومغبرة، قد تكون أعلى بكثير مما كان يُعتقد سابقًا (لابورت وآخرون 2017؛ موريشيتا وآخرون 2020؛ فوجيموتو وآخرون 2022). على سبيل المثال، وجد كل من فوجيموتو وآخرون (2022) وموريشيتا وآخرون (2020) أن عدد سكان الكوازارات الحمراء الأقل سطوعًا قد يكون أكثر شيوعًا من 10 إلى 100 مرة في ، مقارنةً بدوال سطوع الكوازارات في تم بناؤه من مجموعات بيانات قائمة على الأرض (مثل ماتسوكا وآخرون 2018؛ كاتو وآخرون 2020؛ نيدا وآخرون 2020). تشير نتائج هذا العمل، جنبًا إلى جنب مع الجهود الأخيرة لدراسة المصادر الحمراء المدمجة، إلى أن هذه المجموعات الضعيفة من الكوازارات، التي فاتت في المسوحات السابقة، يتم اكتشافها الآن من خلال الفوتومترية الطيفية العميقة والغنية متعددة الأطياف من تلسكوب جيمس ويب. من المهم أيضًا أن نبرز أنه إذا قمنا بتقدير UVLF لدينا إلى درجات سطوع أكثر، فإن كثافة عدد LRDs تصبح قابلة للمقارنة ثم تنخفض تحت كثافة الكوازارات المختارة بالأشعة فوق البنفسجية. حاليًا، ومع ذلك، لا يمكن التكهن ما إذا كان هذا تأثيرًا فيزيائيًا حقيقيًا أو مجرد نتيجة لحجم غير كافٍ تم عيّنته.

تظهر نتائج ملاءمة SED لدينا أن نسبة الضوء فوق البنفسجي المساهمة في اللمعان الكلي صغيرة، نتيجة لـ

احمرار الغبار الملحوظ في هذه الأجسام. حتى مع وجود الأطياف في اليد (على سبيل المثال، غرين وآخرون 2024)، ليس من السهل تحديد أصول ضوء الأشعة فوق البنفسجية البعيدة، الذي قد يكون ضوء AGN، إما متناثراً أو منتقلًا عبر سحب الغبار المتقطعة، أو ضوء غير محجوب من تكوين النجوم في المضيف.
المجرة. وبالتالي، بينما نضع LRDs لدينا في سياق اللمعان فوق البنفسجي المرصود، فإن هذا لا يصف بشكل صريح فيزياء AGN المحتمل الذي تستضيفه هذه الكائنات المدمجة. بسبب ذلك، وأيضًا لإجراء مقارنة مع وظائف اللمعان الكلي الطيفي الموجودة لـ BL AGN المغبرة، نقدم أيضًا وظائف اللمعان الكلي في الشكل 5 والجدول 2. بينما يمكن أن يكون التخفيف الناتج عن الغبار، المقدر من ملاءمة SED، مصدرًا مهمًا لعدم اليقين، نلاحظ أنه حتى لو كانت جميع تم تقدير القيم بشكل مبالغ فيه، وهذا سيغير فقط التصحيح المتعلق بالغبار بعامل من ، بالنظر إلى المتوسط . وبالتالي، سيؤثر ذلك فقط على كثافات الأعداد بـ في المتوسط، وهو غير مهم عند مقارنته بتوزيع بواسون و الأخطاء. أخيرًا، لأخذ في الاعتبار الوجود المحتمل لخطوط الانبعاث ذات العرض المكافئ العالي، نقوم بإدراج الإضافي تحول منهجي في وتطبيقه على الشكوك حول .

فهم المكان الذي تبدأ فيه وظائف اللمعان البولومتري في أن تصبح غير مكتملة أقل وضوحًا مقارنة بالكميات المرصودة مثل ، حيث أن الأولى تعتمد أيضًا على تصحيح الغبار المستمد من نمذجة SED والافتراضات المتعلقة بمساهمة AGN في الانبعاث الضوئي في إطار الزمان. لهذا السبب، لا نقوم بتعريف حد الاكتمال، كما نفعل من أجل ، ولكن لكل حاوية من اللمعان البولومتري بعرض 1 دكس، نقوم أيضًا بحساب التصحيح، كما هو موضح في القسم 4.1.

تؤكد كثافات أعدادنا مرة أخرى أن مرشحي AGN المدمجين الحمراء أكثر وفرة بحوالي 100 مرة مقارنةً بـ AGN المختارين بناءً على الأشعة فوق البنفسجية عند مستويات اللمعان الداخلي المماثلة (شين وآخرون 2020) في . الـ كثافات الأعداد التي نستعيدها قابلة للمقارنة مع النتائج السابقة لهذه الكائنات المستمدة في غرين وآخرون (2024)، لابي وآخرون (2023أ)، وماثي وآخرون (2024) لـ ومع ذلك، نجد بشكل غريب عامل 10 أكثر من LRDs مقارنةً بـ Greene وآخرون (2024) في اسميًا، عمق NIRSpec الوسيط عند متابعة UNCOVER لـ A2744 أقل عمقًا مقارنةً بالمجالات التي نفحصها؛ وبالتالي، قد لا يكون من المستغرب أننا نستطيع استعادة نسبة كبيرة من الأجسام الخافتة بطبيعتها. ومع ذلك، نظرًا لأن ليس كمية ملحوظة ويعتمد على نمذجة SED لحساب تصحيح الغبار، من الصعب التأكد مما إذا كانت الكثافات العددية الأعلى التي نستعيدها ناتجة بالفعل عن فرق العمق أو ببساطة عن التحيز الناتج عن اختيار عينة الطيف فقط والأحجام الموجهة في UNCOVER. علاوة على ذلك، كان تصميم القناع لملاحظات NIRSpec في UNCOVER في مجال A2744 مدفوعًا أيضًا بتحسين تغطية MSA لتضمين أهداف أخرى ذات اهتمام ولم يكن محدودًا فقط لـ LRDs. وهذا، بدوره، يؤدي إلى تأثيرات اختيارية لن يكون من الممكن تتبعها وتصحيحها.

نقارن أيضًا دالة اللمعان الكلي لدينا بأحدث إصدار من نماذج DELPHI شبه التحليلية (دايال وآخرون 2019، 2024). باختصار، تتبع هذه النماذج زرع ونمو الثقوب السوداء من حتى . تشمل أيضًا جميع العمليات الرئيسية لدمج وتجميع هالات المادة المظلمة ومكوناتها الباريونية (بما في ذلك الثقوب السوداء). كما يتتبع النموذج تكوين النجوم ونمو الثقوب السوداء وتأثيراتها المختلفة في تحديد تجميع هذه الأنظمة المبكرة. أخيرًا، تشمل نماذج DELPHI أيضًا عمليات الغبار الرئيسية للحصول على نسب الغبار إلى الكتلة النجمية، مع قاعدة تم بناؤها استنادًا إلى أحدث ملاحظات ALMA (Dayal et al. 2022; Mauerhofer & Dayal 2023). تم القيام بكل هذا بشكل محدد لضمان أن DELPHI يمكنه إعادة إنتاج كل من

المصادر الضعيفة والمحمرة جوهريًا في الأدبيات الحديثة، أي LRDs.

نجد أنه بينما ملاحظاتنا قابلة للمقارنة مع نتائج DELPHI عند في ، هذه النماذج تفشل في إعادة إنتاج الكثافة العالية للأجسام الساطعة التي نبلغ عنها. عند من ناحية أخرى، تظل كثافاتنا دائمًا أقل بمقدار 1 دكس من توقعات DELPHI. وهذا، بدوره، قد يشير إلى أن نسبة AGN المغبرة تتناقص مع مرور الوقت، حيث قد تنتقل إلى كوازارات غير محجوبة (Fu et al. 2017; Fujimoto et al. 2022).

أخيرًا، نرى أيضًا انتشارًا أعلى للأجسام الأكثر سطوعًا بشكل جوهري في ، وهو ما يعد نتيجة محتملة للأحجام الأكبر التي تم أخذ عينات منها في تحليلنا. كما تم الإشارة إليه بالفعل في Greene et al. (2024)، من الجدير بالذكر أن الشكوك حول الـ العلاقة، تصحيح الغبار، وافتراض أن هذه الأجسام تهيمن عليها ضوء AGN في الإطار الزمني الراحة يمكن أن يتسبب في تشتت الأجسام نحو الأعلى في صناديق اللمعان العالي. نحن نستعيد فقط جسمًا واحدًا فوق في وتحت في ، على التوالي. حيث أن هذا غير كافٍ لحساب دوال اللمعان بشكل صحيح، يتم عرضها كحدود عليا (سفلى) في الشكل 5، المستمدة من دمج عدم اليقين في بواسون (غيرلز 1986) وعدم اليقين في الصور الضوئية (مارشيسيني وآخرون 2009).

مع البيانات التي حصلنا عليها، سنقوم الآن باشتقاق ووصف القياس لوظيفة كتلة الثقب الأسود الهائل الذي قد تستضيفه أجسامنا المدمجة. يتطلب حساب كتلة الثقب الأسود المركزي عمومًا معرفة عرض الخطوط العريضة (على سبيل المثال، في الطيف الضوئي المستريح، أو Mg II في الطيف فوق البنفسجي المستريح)، مقترنًا مع سطوع مكوناتها العريضة أو السطوع المستمد من استمرارية AGN عند (انظر، على سبيل المثال، كاسبي وآخرون 2000؛ غرين وهو 2005).

بينما لا يمكن تحديد كتلة الثقب الأسود بشكل دقيق في أجسامنا المدمجة، بسبب الطبيعة الفوتومترية
من العينة، لا يزال بإمكاننا وضع حد أدنى على كتل الثقوب السوداء ( ) من خلال وضع مجموعة من الافتراضات المحافظة. للقيام بذلك، نتبنى سيناريو حيث جميع مرشحي AGN لدينا يتراكمون بمعدل إيدينغتون (الحد الفيزيائي الذي يتوازن فيه ضغط الإشعاع الخارجي مع القوة الجاذبية الداخلية)، بحيث ، حيث يتناسب طردياً مع . بينما في الأدبيات، معدل إيدينغتون ( ) للأجسام النشطة المؤكدة في LRDs وُجد أنها تتفاوت بين و (كوكوريف وآخرون 2023أ؛ فورتاك وآخرون 2024؛ غرين وآخرون 2024)، نود أن نبقى حذرين ونحسب حدًا أدنى على الـ . ومن الجدير بالذكر أيضًا أنه، نظرًا لهذه النطاق من في الأدبيات، لا يزال هذا صغيرًا مقارنة بمصادر عدم اليقين الأخرى في عملنا.

نحسب الـ مباشرة من الغبار المصحح واحسب دالة كتلة الثقوب السوداء الهائلة كما هو موضح في الأقسام السابقة. نقدم دالة كتلة الثقوب السوداء الهائلة في الشكل 6 والجدول 2، مقسمة إلى فترات 0.5 دكس للسماح بمقارنة مباشرة مع النتائج الرصدية والنظرية الموجودة في هذه النطاقات الزمانية. نحن نحد من هذا التحقيق إلى نطاق فقط. كما في السابق، نلاحظ أن تأثير الـ من المتوقع أن تكون عدم اليقين في كثافات الأعداد لدينا في أقصى حد ، التي طغت عليها إلى حد كبير أخطاء بواسون والانزياح الأحمر.

نحن الآن في وضع يمكننا من مقارنة دالة الكتلة لدينا مع العينات الموجودة من كل من الكوازارات الساطعة والخافتة في . نبدأ بأحدث دراسة قائمة على الأرض لدالة كتلة الكوازار في من هي وآخرون (2024). يركز المؤلفون على عينة من AGN ضعيف، من مجموعة بيانات مجمعة من كاميرا هايبر سوبرايم (HSC) وبيانات SDSS، مما يسمح لهم بتمديد فحصهم إلى نطاق الكتلة المنخفضة الذي نهتم به أكثر. نجد أنه بينما تتماشى نتيجتنا مع دالة الكتلة المستندة إلى الأرض في نظام الكتلة العالية ، تزداد كثافات أعدادنا تحت تلك الكتلة وتستمر في الارتفاع حتى في باستثناء اختيار اللون، من الممكن أن

هذا التأثير هو مجرد ملاحظات، حيث أن حدود الكشف في SDSS/HSC في الأشعة فوق البنفسجية الباقية أضعف بكثير مقارنةً بمجالات JWST التي نستكشفها.

علاوة على ذلك، نقارن نتيجتنا بدالة كتلة الثقوب السوداء عند استنادًا إلى عينة من LRDs من بيانات JWST بدون شق، المقدمة في Matthee وآخرون (2024). نظرًا للاختلافات، نجد أن نتائجنا متسقة ضمن على الرغم من أننا لا نجد انخفاضًا حادًا في كثافات الأعداد عند من المحتمل أن يكون ذلك مدفوعًا بنقص الكتلة المنخفضة في بيانات الجريسم كما ذُكر في ماثي وآخرون (2024).

من الطبيعي أن تكون حقيقة أن كل من نتيجتنا ونتائج ماتهي وآخرون (2024) تجد المزيد من الثقوب السوداء منخفضة الكتلة مقارنةً بهي وآخرون (2024) غير مفاجئة، نظرًا لعمق وتغطية الطول الموجي لبيانات تلسكوب جيمس ويب. ومع ذلك، من المثير للاهتمام أنه يبدو أن دالة الكتلة المستمدة من LRDs المدمجة المغبرة تستمر بشكل جيد في الاتجاه المتزايد لبيانات الأرض وتوسع دوال كتلة الثقوب السوداء الهائلة نحو في هذا النطاق من الانزياح الأحمر، فإن الحد الأقصى للحجم الذي تم استقصاؤه من خلال تحقيقنا متعدد الحقول يساوي تقريبًا . لذلك، مع الأخذ في الاعتبار نتائج هي وآخرون (2024)، يجب أن نتوقع وجود جسم واحد فقط مع في صورنا، وهو بالفعل الحال. ومع ذلك، فإن اكتشاف AGN التي تستضيف ثقوبًا سوداء بكتل أكبر من ذلك سيتطلب أحجام مسح أكبر من 10 إلى 20 مرة.

قبل استخلاص النتائج، نود إجراء فحص نهائي ومقارنة نتائجنا بمحاكاة الديناميكا المائية EAGLE (Rosas-Guevara et al. 2016) ومحاكاة دلفي شبه التحليلية (Dayal et al. 2014، 2019، 2020، 2024) التي تصف كتل الثقوب السوداء الهائلة في نفس نطاق الانزياح الأحمر. نحن نحدد فحصنا لنماذج دلفي إلى اللامعة ( ) النظام لمطابقة نفس نطاق اللمعان الذي تغطيه أجسامنا. في الطرف المتوسط إلى المنخفض الكتلة ( نتائجنا واسعة النطاق ) اتفاق مع كل من EAGLE و Delphi، على الرغم من أن كلاهما
في الحالات التي نبدأ فيها برؤية فرق كبير في كثافات الأعداد مع انتقالنا إلى كتل أعلى. ربما يكون من المفيد طرح سؤال في هذه الحالة وهو ما إذا كان سيتم العثور على المزيد من هذه الثقوب السوداء عالية الكتلة في مناطق أكبر. سنناقش هذا في قسم لاحق.

عند فحص كل من دوال اللمعان فوق البنفسجي واللمعان الكلي، نلاحظ أن LRDs تمثل فقط من إجمالي سكان AGN من النوع الأول (BL) ، كما استنتج هاريكان وآخرون (2023) ومايولينو وآخرون (2024) ، أقل بكثير مقارنة بأحدث دراسة لمضيفي AGN من النوع الثاني من JADES (شولتز وآخرون 2023) ، حيث تكون LRDs أقل عددًا بمقدار مرة. مع أخذ ذلك في الاعتبار ، يمكننا أن نستنتج أنه ، على الأقل عند ، يبدو أن LRDs تمثل في أقصى حد من إجمالي سكان BH المتزايدين على مدى النطاق. يمكن أن يفسر حقيقة أن LRDs هي حقًا مجموعة متميزة من AGN الغبارية BL الفجوة الملحوظة دكس بين نتائجنا والمحاكاة. أخيرًا ، نود أن نكرر أن تحقيقنا في دالة كتلة BH يعتمد على افتراض الحالة الأكثر تحفظًا للاكتساب بمعدل إيدينغتون بالضبط ، حيث لا نريد أن نبالغ في تقدير عدد BHs عالية الكتلة. مع وضع ذلك في الاعتبار ، في الشكل 6 نعرض أيضًا كيف ستتغير دوال الكتلة لدينا إذا افترضنا نسبة إيدينغتون قدرها بدلاً من ذلك. في هذه الحالة ، نجد أنه بينما لا تزال كثافات عددنا مقارنة بعينات UV مرتفعة ، فإننا الآن نطابق بشكل أقرب وفرة SMBHs عالية الكتلة التي تنبأت بها DELPHI. ومع ذلك ، حتى تتوفر ملاحظات خط الانبعاث العريض لجميع مصادرنا ، ستظل قيمة غير مؤكدة.

كانت محدودة سابقًا لعينات مختارة من UV عند (كاشيكاوا وآخرون 2015 ؛ بانادوس وآخرون 2018 ؛ ماتسوكو وآخرون 2018 ؛ إينايشي وآخرون 2020 ؛ وانغ وآخرون 2021 ؛ فان وآخرون 2023) ، نحن الآن قادرون على استخدام JWST لكشف وجود AGN خلال (على سبيل المثال ، كوكيفسكي وآخرون 2023 ؛ أوبلر وآخرون 2023 ؛ ماتهي وآخرون 2024) وحتى بعد حقبة إعادة التأين (على سبيل المثال ، فورتاك وآخرون 2023ب ؛ غولدينغ وآخرون 2023 ؛ كوكوريف وآخرون 2023أ ؛ لارسون وآخرون 2023 ؛ مايولينو وآخرون 2023 ؛ بوغدان وآخرون 2024 ؛ لامبريدس وآخرون 2024) بعد مئات الملايين من السنين فقط بعد الانفجار العظيم. تبرز بين هذه الدراسات المبكرة لـ BHs النشطة مجموعة AGN من النوع الأول المظلم ، المعروفة باسم LRDs (غرين وآخرون 2024 ؛ لابي وآخرون 2023أ ؛ ماتهي وآخرون 2024).

بينما كانت دراسة هذه المجموعة الفريدة محدودة في الغالب لعينات طيفية صغيرة ، أظهرت الجهود الأخيرة التي تركزت على مجموعة بيانات A2744 JWST (لابي وآخرون 2023أ) وعدًا كبيرًا في استخدام مجموعة من ألوان NIRCam والشكل لتحديد AGN المظلم. وقد أظهرت هذه الاختيار الفوتومتري الأولي نجاحًا ملحوظًا ، حيث تم تأكيد من الأهداف بالفعل كـ AGN BL غبارية (فوجيموتو وآخرون 2023ج ؛ فورتاك وآخرون 2023ب ؛ كوكوريف وآخرون 2023أ ؛ غرين وآخرون 2024). من الواضح أن هذه الأجسام تلعب دورًا مهمًا في قصة نمو BH في الأوقات المبكرة ، على الرغم من أنه حتى الآن لم يتم إجراء مراجعة منهجية لهذه AGN الغامضة عبر مجالات متعددة.

مدفوعين بنجاح هذا الاختيار الفوتومتري ، نقدم عينة من 260 مرشحًا لـ AGN BL المظلم في نطاق الانزياح الأحمر ، تغطي أربعة مجالات فارغة منفصلة من JWST
بمساحة إجمالية قدرها . نقوم بتقليل بيانات NIRCam JWST بشكل موحد من مجموعة متنوعة من البرامج العامة ، مكملين تغطيتنا الفوتومترية بملاحظات HST الأرشيفية. نقوم بإجراء اختيار اللون والشكل لتحديد أكثر الأجسام المدمجة الواعدة التي تظهر ثنائية في أشكال SED المرصودة ، وهي استمرارية UV زرقاء واستمرارية بصرية حمراء شبيهة بالقوة. عيّنتنا متاحة للجمهور ، ونقدم وصفًا كاملاً لكتالوجنا في الجدول 4.

باستخدام نمذجة الملاءمة ، نستخرج الانزياحات الفوتومترية بالإضافة إلى مجموعة من المعلمات الفيزيائية ، بما في ذلك ، و المصححة بالغبار. نقسم أجسامنا إلى مجموعتين من الانزياحات عند و ونستكشف مساهمتها في دوال اللمعان UV واللمعان الكلي للمجرات التي تشكل النجوم بالإضافة إلى الكوازارات المختارة من UV. متسقة مع الأعمال السابقة (غرين وآخرون 2024 ؛ مايولينو وآخرون 2024 ؛ ماتهي وآخرون 2024) التي تستكشف AGN BL عالية الزاوية ، نجد أن كثافات عدد هذه الأجسام عند مرتفعة بشكل مدهش ، تتجاوز مقارنة بالكوازارات المختارة من UV الخافتة (على سبيل المثال ، نيدا وآخرون 2020 ؛ هي وآخرون 2024) ، مع الأخذ في الاعتبار أيضًا من إجمالي سكان AGN BL (هاريكان وآخرون 2023 ؛ مايولينو وآخرون 2024) و من المجرات التي تشكل النجوم المختارة من UV (على سبيل المثال ، بواندس وآخرون 2021). علاوة على ذلك ، بينما تم تحديد بعض هذه الأجسام كمصادر محتملة لإعادة التأين في بيئتها المحلية (فوجيموتو وآخرون 2023ج) ، يبدو أن لمعانها UV لا يزال غير كافٍ للمساهمة في إعادة التأين بشكل كبير (دايال وآخرون 2024).

بافتراض الاكتساب بمعدل إيدينغتون ، نضع أيضًا حدًا أدنى على لأجسامنا ، حيث نجد أن بعض هذه يمكن أن تكون ضخمة جدًا ( ) بعد بضع مئات من السنين فقط بعد الانفجار العظيم. باستخدام هذه الكتل ، تمكنا أيضًا من بناء توقعاتنا لدالة كتلة SMBH ، ولأول مرة ، نمدها إلى نظام الكتلة المنخفضة . نجد أن نتائج دالة الكتلة لدينا متسقة تمامًا مع كثافات العدد المستمدة من AGN الغبارية الخافتة من ماتهي وآخرون (2024) عند الكتل المتوسطة وقابلة للمقارنة مع تلك من عينات مختارة من UV عند الكتلة العالية (هي وآخرون 2024). نلاحظ ، مع ذلك ، أنه بينما تكون كثافات عددها متشابهة ، تتكون العينة المقدمة في هي وآخرون (2024) من كوازارات غير محجوبة ، وليست LRDs ، التي يُعتقد أنها AGN محجوبة بالغبار. نجد أن كل من التنبؤات الهيدروديناميكية وشبه التحليلية لعدد BHs عند هذا الانزياح الأحمر تتطابق مع ملاحظاتنا أدناه ، على الرغم من أنها تبدأ في الاختلاف بمقدار 2 دكس تقريبًا عند الكتل الأعلى. من المحتمل أن تكون هذه BHs الضخمة والساطعة محجوبة بشدة في UV الإطار الزمني وبالتالي لا يتم اختيارها كـ LRDs ، بسبب نقص مكون أزرق واضح.

استخدام ألوان NIR المرصودة لاختيار BHs النشطة في المجالات الخارجية ليس بمسعى جديد بأي حال من الأحوال وقد تم القيام به بنجاح بالفعل باستخدام أداة IRAC على متن تلسكوب الفضاء سبيتزر (لاسي وآخرون 2004 ؛ ستيرن وآخرون 2005 ؛ دونلي وآخرون 2012). ومع ذلك ، لا تزال هذه الطريقة في مهدها عندما يتعلق الأمر بـ JWST (لابي وآخرون 2023أ ؛ أنديكه وآخرون 2024). كما أشار ماتهي وآخرون (2024) ، فإن عددًا قليلاً جدًا من برامج JWST التي تكشف عن AGN الغبارية تم تصميمها بالفعل مع وضع AGN في الاعتبار ، مما يعني أنه لا يزال هناك المزيد مما يمكننا القيام به لمعالجة عدد متزايد من الأسئلة حول هذه المجموعة.

أولاً ، لا تزال الآليات الفيزيائية التي تحكم تشكيل BH ونموها في هذه الأنظمة غير مفهومة جيدًا ، على الرغم من وجود مجموعة متزايدة من الأعمال التي تحاول فك شفرة هذه المجموعة الغامضة (غرين وآخرون 2024 ؛ سيلك وآخرون 2024). واحدة من هذه الألغاز هي أصل الضوء الأزرق الموجود في LRDs. لا يسمح التشابه بين المنحدرات الزرقاء لمجرات تشكيل النجوم ذات المعدل المنخفض والكوازارات لنا بتقييم واضح ما إذا كان الضوء UV المتبقي ينشأ من AGN نفسه أو من المجرة المضيفة المدمجة المحيطة به ، من الاستمرارية وحدها. إحدى الطرق لحل ذلك هي استهداف ثنائية Mg II ( ) ، خطوط C IV و Si IV أو He II ( ) (على سبيل المثال ، انظر مايولينو وآخرون 2023) وتأكيد ما إذا كانت هذه موسعة أم لا. ومع ذلك ، سيتطلب ذلك أوقات تكامل أطول مع NIRSpec ، حيث ستكون الشبكات المتوسطة أو حتى عالية الدقة مطلوبة لتحقيق الدقة الطيفية اللازمة. علاوة على ذلك ، بينما من حيث المبدأ يمكن أن تشير اكتشافات خطوط الانبعاث UV العريضة إلى أن AGN مسؤول عن بعض الضوء UV ، فإن ذلك لا يعني بالضرورة أن الاستمرارية UV تأتي أيضًا من نفس المصدر.

ثانيًا ، لا توجد نماذج حتى الآن يمكن أن تصف بشكل كافٍ الضوء الذي نراه يظهر من هذه الأجسام. حتى الآن ، كان علينا الاعتماد بشكل أساسي على مجموعات من نماذج كوازارات خالية من الغبار ومخففة بالغبار ، والتي قد تصف بشكل كافٍ AGN عند الزاوية العالية. علاوة على ذلك ، يمكن أن يؤدي عدم اليقين المستمر بشأن تصحيح إلى إدخال بعض التحيزات في تقديراتنا لـ و . إحدى الحلول لتخفيف ذلك هي تجميع طيف LRDs المعروفة ، لتعريف مجموعات من النماذج الموثوقة التي تصف هذه المجموعات وتساعد في مزيد من الاختيار الفوتومتري.

ثالثًا، من الضروري أن نلاحظ أن نسبة كبيرة من الثقوب السوداء الهائلة (مع ) عند الانزياحات الحمراء العالية (highz) يمكن أن تكون محجوبة بشدة، كما تشير إليه dELPHI. تم التوصل إلى استنتاجات مماثلة بالفعل من وظائف اللمعان بالأشعة السينية في كلاهما من المحاكاة (Ni et al. 2020) والملاحظات (Aird et al. 2015؛ Vito et al. 2018). بالإضافة إلى ذلك، أظهر Trebitsch et al. (2019) أن الثقوب السوداء الهائلة التي تتراكم في مجرات Lyman-break نادراً ما تكون ساطعة في الأشعة فوق البنفسجية. مع وضع ذلك في الاعتبار، فإن اختيار هذه AGN الضخمة كـ LRDs لن يكون ممكنًا، حيث يتطلب الأمر مزيجًا من تصوير الأشعة فوق البنفسجية العميق جدًا ومساحات كبيرة. على الرغم من ذلك، يجب أن تظهر هذه الأجسام ساطعة في الأشعة تحت الحمراء القريبة، مما يفتح إمكانية التعرف عليها بفعالية من خلال مسوحات كبيرة أو متوازية باستخدام MIRI.

أخيرًا، كما أظهر ويليامز وآخرون (2023a) وبيريز-غونزاليس وآخرون (2024) مؤخرًا، يمكن أن تساعد MIRI أيضًا في توضيح الأعداد الحقيقية للـ AGN بين LRDs، حيث إن بعض هذه قد تكون أسلافًا غبارية للإهليجيات المدمجة.

لقد قدمت النتائج المبكرة من تلسكوب جيمس ويب الفضائي بالفعل نتائج غير متوقعة وملحوظة بشأن كثافات الأعداد للأجسام النشطة في المجرات المبكرة، مما أدى إلى تغيير في فهمنا لتكوينها ونموها في الكون المبكر. تبرز نتائجنا إمكانيات استخدام كاميرا NIRCam وحدها لاختيار الأجسام النشطة في المجرات المتأثرة بالاحمرار عند مستويات عالية- في محاولة لفهم خصائصها ووفرتها بشكل أفضل. بينما توجد بعض القيود على هذه التقنية، كما ناقشنا بالفعل في عملنا، فإن هذا يوفر مجموعة حاسمة من الخطوات التالية من أجل سد الفجوة بين الكوازارات الساطعة في الأشعة فوق البنفسجية والثقوب السوداء الهائلة الخافتة. ومع ذلك، من الواضح بالفعل أن أهمية AGN الخافتة والمحمرة في الأوقات المبكرة لا يمكن تجاهلها.

نشكر المحكم المجهول على عدد من الاقتراحات البناءة، التي ساعدت في تحسين جودة هذه المخطوطة بشكل كبير. نحن ممتنون لديل كوتشفسكي وكوهي إينايوشي على صبرهم في مساعدتنا على اكتشاف وتصحيح الت inconsistencies الطفيفة في المخطوطة. يود المؤلفون أن يشكروا سارة بوسمان على المناقشات العميقة حول الكوازارات الساطعة بالأشعة فوق البنفسجية عند الانزياح الأحمر العالي. كما نشكر ماورو جيافاليكو، وهوليس أكينز، وميغانا كيلي على المناقشات المفيدة بشأن طبيعة AGN المحجوبة بالغبار. يعترف V.K. و K.I.C. بالتمويل من مجلس البحث الهولندي (NWO) من خلال منح جائزة Vici VI.C.212.036. يعترف J.E.G. بالدعم من منحة NSF/AAG رقم 1007094 وأيضًا الدعم من منحة NSF/AAG رقم 1007052. يعترف P.D. و M.T. بالدعم من منحة NWO 016.VIDI.189.162 (“ODIN”). كما يعترف P.D. بالدعم من برنامج روزاليند فرانكلين الممول من المفوضية الأوروبية وجامعة غرونينجن. تم دعم T.B.M. من خلال زمالة ما بعد الدكتوراه CIERA. يعتمد هذا العمل على الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا/وكالة الفضاء الأوروبية/وكالة الفضاء الكندية. تم الحصول على البيانات من أرشيف ميكولسكي لتلسكوبات الفضاء في معهد علوم تلسكوب الفضاء، الذي تديره جمعية الجامعات للبحث في علم الفلك، Inc.، تحت إشراف ناسا.
عقد NAS 5-03127 لـ JWST. يمكن العثور على جميع بيانات JWST و HST المستخدمة في هذه الورقة على MAST على doi:10.17909/de9v-7893. تم استرجاع بعض منتجات البيانات المقدمة هنا من أرشيف Dawn JWST (DJA). DJA هو مبادرة من مركز الفجر الكوني، الذي يتم تمويله من قبل مؤسسة الأبحاث الوطنية الدنماركية بموجب منحة رقم 140. استخدمت هذه العمل موارد حاسوبية مقدمة من جامعة نورث وسترن ومركز الاستكشاف والبحث بين التخصصات في علم الفلك (CIERA). تم دعم هذا البحث جزئيًا من خلال الموارد الحاسوبية ومساهمات الموظفين المقدمة لمرافق الحوسبة عالية الأداء Quest في جامعة نورث وسترن، والتي يتم دعمها بشكل مشترك من قبل مكتب نائب الرئيس، ومكتب الأبحاث، وتكنولوجيا المعلومات في جامعة نورث وسترن.

المرافق: تلسكوب جيمس ويب الفضائي، تلسكوب هابل الفضائي.
البرمجيات: EAZY (بريمر وآخرون 2008)، FSPS (كونروي وآخرون 2009)، pysersic (باشا وميلر 2023)، grizli (بريمر 2023)، msaexp (بريمر 2022).

في هذا القسم نقدم نسخة مختصرة من الجدول (الجدول 4) الذي يسرد مواقع مصادرنا بالإضافة إلى جميع المعلمات الفيزيائية المشتقة.