روبرتو مايولينو، جان شولتز، إيما كورتيس-ليك، ستيفانو كارنياني، ويليام بيكر، وآخرون. JADES. التعداد المتنوع للثقوب السوداء الرضيعة عند 4. أسترو. أستروفيس، 2024، 691، ص. A145. . هال-04189878

HAL Id: hal-04189878
https://hal.science/hal-04189878v1
تم التقديم في 17 يناير 2025

HAL هو أرشيف مفتوح متعدد التخصصات لإيداع ونشر الوثائق البحثية العلمية، سواء كانت منشورة أم لا. قد تأتي الوثائق من مؤسسات التعليم والبحث في فرنسا أو في الخارج، أو من مراكز البحث العامة أو الخاصة.

الأرشيف المفتوح متعدد التخصصات HAL مخصص لإيداع وتوزيع الوثائق العلمية على مستوى البحث، سواء كانت منشورة أم لا، والتي تصدر عن مؤسسات التعليم والبحث الفرنسية أو الأجنبية، أو المختبرات العامة أو الخاصة.

استلم في 2 أغسطس 2023 / قبل في 23 أغسطس 2024

الكلمات الرئيسية: المجرات: نشطة – المجرات: التكوين – المجرات: عالية الانزياح الأحمر – المجرات: النوى – الكوازارات: الثقوب السوداء الهائلة

تم العثور على أدلة على الثقوب السوداء الضخمة (BHs)، التي تتراوح كتلتها من عدة ملايين إلى عدة مليارات من الكتل الشمسية، في نوى معظم المجرات في الكون المحلي. وقد اعتُبرت العلاقة الوثيقة مع العديد من خصائص المجرة المضيفة، وخاصة مع تشتت السرعة المركزي، دليلاً على التطور المشترك بين الثقوب السوداء ومجراتها المضيفة (كورمندى وهو 2013؛ غرين وآخرون 2020). تتصور النماذج والمحاكاة الكونية سيناريوهات تطورية مشتركة مختلفة (فضلاً عن السيناريوهات غير التطورية)، قد تشمل اندماجات المجرات والثقوب السوداء، بالإضافة إلى التنظيم الذاتي المتبادل عبر عمليات التغذية الراجعة (مثل: سيجاكي وآخرون 2009؛ فولونتيري 2010؛ فاليانتي وآخرون 2016؛ إينايشي وآخرون 2020؛ غرين وآخرون 2020؛ ترينكا وآخرون 2022؛ فان وآخرون 2023؛ فولونتيري وآخرون 2023؛ بينيت وآخرون 2024؛ ساسانو وآخرون 2023؛ كودماني وآخرون 2022). معظم هذه السيناريوهات متداخلة في تفسير العلاقات المقياسية الملاحظة محليًا. ومع ذلك، في الانزياح الأحمر العالي، تتوقع نماذج ومحاكاة مختلفة خصائص مختلفة لعدد الثقوب السوداء وعلاقاتها مع مجراتها المضيفة (مثل:

فيزبال وهيمن 2018؛ فاليانت وآخرون 2018؛ شنايدر وآخرون 2023؛ فولونتيري وآخرون 2021؛ هابوزيت وآخرون 2022؛ ترينكا وآخرون 2022). لذلك، من الضروري لاستكشاف سكان الثقوب السوداء (المتزايدة) عند الانزياح الأحمر العالي، جنبًا إلى جنب مع مجراتها المضيفة، من أجل التحقق من صحة السيناريوهات المختلفة واختبارها وتمييزها.

لقد حقق البحث وتوصيف الثقوب السوداء المتزايدة ومجراتها المضيفة عند الانزياح الأحمر العالي تقدمًا هائلًا خلال العشرين عامًا الماضية (على سبيل المثال، ميرلوني وآخرون 2010؛ بونجيورنو وآخرون 2014؛ تراختنبرات وآخرون 2017؛ ميزكوا وآخرون 2018؛ ليو وآخرون 2022). ومع ذلك، عند حتى وقت قريب، كانت القيود الرصدية تحد من تحديد وتوصيف المصادر بشكل أساسي إلى نظام الكوازارات اللامعة جداً (انظر فان وآخرون 2023، للمراجعة). في هذا السياق، تم اكتشاف الثقوب السوداء التي تزن أكثر من عدة مليارات من الكتل الشمسية موجودة بالفعل في كان غير متوقع (على سبيل المثال، بانيادوس وآخرون 2018؛ وانغ وآخرون 2020)، حيث وجدت النماذج والمحاكاة الكونية أنه من الصعب إعادة إنتاج نمو مثل هذه الثقوب السوداء الضخمة ضمن الفترة الزمنية المحدودة منذ الانفجار العظيم. تم استدعاء سيناريوهات مختلفة، مثل الثقوب السوداء الناتجة عن الانهيار المباشر (DCBHs)، واندماج النجوم والثقوب السوداء في العناقيد النووية، والاكتمال الفائق لإدنجتون…
الانطلاق من بذور الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية، التي قد تنشأ من بقايا ‘السكان III’ (إنايوشي وآخرون 2020؛ غرين وآخرون 2020؛ فيرارا وآخرون 2014؛ ترينكا وآخرون 2022؛ فولونتيري وآخرون 2023؛ مككي وتان 2008؛ بانك وآخرون 2019؛ ساسانو وآخرون 2021؛ سينغ وآخرون 2023؛ حيدر وآخرون 2022؛ ني وآخرون 2022؛ ويلر وآخرون 2023؛ بيكمان وآخرون 2023؛ ديغراف وسياجاكي 2020). يتطلب اختبار وتمييز بين هذه السيناريوهات المختلفة الكشف عن الثقوب السوداء الأصغر وتصنيفها عند الانزياح الأحمر العالي.

تم إحراز تقدم كبير بفضل تلسكوب جيمس ويب (غاردنر وآخرون 2023؛ ريجبي وآخرون 2023). في الواقع، بينما تم تحديد العديد من مرشحي AGN من خلال تصوير JWST وتوزيع الطاقة الطيفية الفوتومترية العريضة (فورتاك وآخرون 2023؛ أونو وآخرون 2023؛ بارو وآخرون 2024؛ يانغ وآخرون 2023أ؛ بوغدان وآخرون 2024؛ جودزباليس وآخرون 2023)، كشفت طيفية JWST عن AGNs ذات الخطوط العريضة عند انزياح أحمر عالٍ مع سطوع معتدل إلى منخفض. على وجه التحديد، كشفت كل من ملاحظات طيفية متعددة الأجسام باستخدام NIRSpec (MOS) وطيف المجال المتكامل (IFS)، بالإضافة إلى طيفية NIRCam بدون شق، عن مجموعة من AGNs عند وخارج إلى مع اللمعان ( ؛ كوتشيفسكي وآخرون 2023؛ أوبلر وآخرون 2023، 2024؛ هاريكان وآخرون 2023؛ ماثي وآخرون 2024؛ مايولينو وآخرون 2024أ؛ جودزباليس وآخرون 2024أ؛ شولتز وآخرون 2023) أقل من تلك الخاصة بالكوازارات الكلاسيكية ( تتراوح الكتل المقدرة للثقب الأسود بين و , أقل بكثير من تلك التي يتم استنتاجها عادةً للكواريز في انزياحات حمراء مماثلة. ومن المثير للاهتمام، استنادًا إلى نسب خطوطها الضيقة، أن هذه الأنظمة لن تُصنف كأجسام نشطة في الرسوم البيانية التشخيصية الكلاسيكية، مثل رسم BPT (بالدوين وآخرون 1981)، حيث إنها تقع بشكل أساسي في المنطقة المأهولة بمجرات تشكل النجوم في الكون المحلي. يتم تفسير هذا الانحراف مقارنةً بنظيرتها ذات الانزياح الأحمر المنخفض، في الرسوم البيانية أعلاه، بشكل أساسي على أنه ناتج عن استضافة أجسام نشطة ذات انزياح أحمر مرتفع في بيئة ذات معدلات معدنية منخفضة (كوتشيفسكي وآخرون 2023؛ أوبلر وآخرون 2023).

على الرغم من أنها أقل سطوعًا، لكنها أكثر شيوعًا بكثير من الكواريز، من المحتمل أن تلعب هذه الأجسام النشطة المبكرة دورًا مهمًا في تطور مجراتها المضيفة من خلال ممارسة عمليات التغذية الراجعة (كودماني وآخرون 2022). مثال مثير هو اكتشاف تدفق قوي مدفوع من جسم نشط في أبعد الأجسام النشطة، GN-z11 (مايولينو وآخرون 2024أ)، الذي يُلاحظ أنه يطرد الغاز والمعادن في وسطه المحيط بالمجرة (مايولينو وآخرون 2024ب)، بينما يسخن ويؤينها أيضًا (شولز وآخرون 2024). قد تؤدي هذه الظواهر إلى قمع سريع لتشكيل النجوم وتؤدي إلى ظهور مبكر لمجرات هادئة، أو تساهم في إخماد قصير الأجل وفي تقلبات تشكيل النجوم (كارنل وآخرون 2023أ،ب؛ لوسر وآخرون 2024، 2023؛ دوم وآخرون 2024؛ سترايت وآخرون 2023).

كانت هناك ادعاءات مختلفة حول عدد الأجسام النشطة في المجرات المبكرة، مع نسب تتراوح من إلى (هاريكان وآخرون 2023؛ ماثي وآخرون 2024). وما زال غير واضح بشكل أكبر هو المساهمة المحتملة للأجسام النشطة في إعادة تأين الكون، مع بعض التقديرات التي تدعي أنها قد تساهم بما يصل إلى (جيالونغو وآخرون 2019؛ هاريكان وآخرون 2023) وآخرون يشيرون إلى أنها من غير المحتمل أن تساهم بشكل كبير (ماثي وآخرون 2024).

في هذه الورقة، نقدم اكتشاف عينة من 12 جسمًا نشطًا جديدًا بخطوط عريضة عند في المستوى الأول DEEP واثنين من مستويات MEDIUM في مسح JADES (أيزنشتاين وآخرون 2023)، باستخدام ملاحظات الطيف NIRSpec MOS. هذه الملاحظات أعمق من الملاحظات السابقة وتمت باستخدام عدة مبدلات توفر دقة طيفية مختلفة. لذلك، تمكّننا هذه البيانات من كشف

الأجسام النشطة بتنوع في عرض الخطوط العريضة وغالبًا في نظام سطوع أقل من المسوحات السابقة، سواء كانت مرتبطة بثقوب سوداء ذات كتل أقل، أو معدلات اكتساب أقل، أو أجسام نشطة أكثر غموضًا. نوضح أن هذه البيانات تكشف عن خصائص المراحل المبكرة من تشكيل الثقوب السوداء وارتباطها بمجراتها المضيفة، وبعضها يؤكد التوقعات من النماذج والمحاكاة، والبعض الآخر غير متوقع ويحفز مزيدًا من النمذجة النظرية.

طوال هذا العمل، نستخدم نظام سطوع AB ونفترض نموذج كوني مسطح CDM مع و (تعاون بلانك VI 2020). مع هذا النموذج الكوني، يتوافق مع مسافة عرضية تبلغ 5.84 كيلو بارسكت عند .

تم الحصول على البيانات المستخدمة في هذه الورقة كجزء من مسح JADES (أيزنشتاين وآخرون 2023). يجمع هذا المسح ما يقرب من 800 ساعة من ملاحظات NIRCam وNIRSpec-MOS وMIRI في وضع متوازي، في مجالات GOODS-S وGOODS-N. هذا مسح متعدد المستويات يصل إلى أعماق مختلفة (حتى في التصوير و في الطيف) في نطاقات متعددة، ومبدلات متعددة، وعلى مناطق مختلفة (لمجموع ). يتم تقديم وصف شامل للمسح في أيزنشتاين وآخرون (2023). هنا، نناقش فقط بإيجاز المستويات الطيفية الثلاثة المحددة التي تم استخدامها في هذه الورقة: Deep/HST في GOODS-S، Medium/JWST في GOODS-N، وMedium/HST في GOODS-N.

يتم تقديم وصف مفصل لاختيار الأهداف والملاحظات الطيفية في أيزنشتاين وآخرون (2023) وبانكر وآخرون (2024). هنا، نلخص فقط أنه في مستوى Deep/HST تم اختيار الأهداف الطيفية مع إعطاء أولوية أعلى لأعلى المرشحين من حيث الانزياح الأحمر، وفقًا لانزياحاتهم الضوئية، والاعتماد بشكل أساسي على توقيع Ly dropout، ثم تدريجيًا إعطاء أولويات أقل للمجرات ذات الانزياحات الحمراء المنخفضة. تم الحصول على الأهداف المختارة في Deep/HST بشكل أساسي من تصوير HST السابق. ومع ذلك، تم أيضًا اختيار عدد من الأهداف ذات الأولوية العالية من تصوير NIRCam (ريكي وآخرون 2023) الذي تم الحصول عليه قبل فترة وجيزة من ملاحظات NIRSpec. نلاحظ أن قائمة الأهداف الأصلية لـ HST كانت تعتمد على كتالوجات منشورة سابقًا، والتي قد تكون قد استبعدت الأجسام النشطة ذات الانزياح الأحمر العالي بناءً على ‘نجوميتها’؛ بعبارة أخرى، مظهرها الشبيه بالنقطة. علاوة على ذلك، قد تكون الاختيار الأولي من صور NIRCam قد استبعدت بعض الأجسام النشطة ذات الانزياح الأحمر العالي بسبب ألوانها المشابهة للأقزام البنية. لذلك، من المحتمل أن يكون مستوى Deep/HST متحيزًا ضد (النوع 1) الأجسام النشطة.

تم الحصول على الملاحظات في Deep/HST باستخدام ثلاث تكوينات متداخلة من مجموعة مصاريع الميكرو (MSA) (ياكوبسن وآخرون 2022؛ فيرويت وآخرون 2022؛ بوكير وآخرون 2023)، كل منها مع 3 مصاريع متحركة. تم استخدام المنشور منخفض الدقة، وثلاثة شبكات متوسطة الدقة (G140M/F070LP، G235M/F170LP، G395/F290PL)، والشبكة عالية الدقة G395H/F290LP، لإجمالي وقت ملاحظة يصل إلى ساعات مع المنشور وما يصل إلى ساعات مع كل من الشبكات (التعرض المحدد لكل هدف يعتمد على ما إذا كان يمكن استيعابه في التكوينات الثلاثة المتداخلة لـ MSA أم لا). بشكل عام، تم الحصول على طيف حوالي 250 مجرة في Deep/HST (بانكر وآخرون 2024).

في حالة مستوى Medium/JWST GOODS-N، تم اختيار الأهداف بشكل أساسي من صور NIRCam، مع مجموعة مماثلة من معايير وأولويات الاختيار كما هو الحال في Deep/HST، على الرغم من استهداف سطوع أعلى في المتوسط. على عكس الملاحظات السابقة في JADES، كانت هذه هي المستوى الأول الذي لم يكن
متحيزًا ضد اختيار الأجسام النشطة (هذه هي السبب في اختيارنا له لهذه الورقة). في الواقع، تم اختيار ثلاثة أهداف بشكل محدد بسبب تصويرها (مضغوطة جدًا) وخصائص لونها، مشابهة لتلك الخاصة بأجسام نشطة أخرى تم تحديدها في ملاحظات JWST الأخرى (أوبلر وآخرون 2023؛ هاريكان وآخرون 2023؛ ماثي وآخرون 2024). بشكل محدد، لتحديد هذه الأجسام النشطة المرشحة، اعتبرنا في البداية المصادر التي تم اكتشافها بشكل جيد (F444W > 250 nJy) مع F090W < F200W < 3xF444W. من هذا الاختيار الأولي، قمنا بفحص SEDs (لرفض القياسات غير الموثوقة والأقزام البنية الواضحة). قمنا بمزيد من الفحص للصور المقطوعة لرفض المصادر الملوثة والمصادر ذات الحركات المناسبة. نسبة كبيرة من هذه المرشحات ( ) لديها مصدر أو أكثر أزرق أو ميزات ضمن ثانية قوسية، مشابهة، على سبيل المثال، لـ GS3073 (أوبلر وآخرون 2023). تعطي العينة النهائية الأولوية للأجسام التي لديها رفقاء زرقاء قريبة أولاً، لأن هذه الأجسام اعتبرت أنها تحمل أقل خطر من أن تكون ملوثات من الأقزام البنية.

كانت استراتيجية الملاحظة في مستوى Medium/JWST مشابهة جدًا لتلك المستخدمة في Deep/HST، ولكن مع تعرضات إجمالية أقصر، مما أدى إلى 2.6 ساعة في كل من المبدلات الخمسة (المنشور، والشبكات الثلاثة متوسطة الدقة، وG395H). تم التخطيط لأربع توجيهات مختلفة في GOODS-N لهذا المستوى، ولكن فشل أحدها مرتين بسبب مشكلة توجيه التلسكوب وقصير MSA؛ وبالتالي، تم التخطيط للتوجيه الرابع لملاحظة متكررة في 2024. بشكل عام، في التوجيهات الثلاثة الناجحة، تم ملاحظة 712 هدفًا.

أخيرًا، استكشفنا أيضًا الأطياف من مستوى Medium/HST GOODS-N. يتكون هذا من أربع توجيهات (اثنان متداخلان) مع أهداف مختارة من تصوير HST، مع معايير اختيار مشابهة لـ Deep/HST، ولكن سطوع أعلى. في هذا المستوى، استخدمنا المنشور ( 1.7 ساعة على المصدر) والشبكات الثلاثة متوسطة الدقة ( 0.8 ساعة على المصدر لكل منها). تم ملاحظة حوالي 660 مصدرًا في هذا المستوى.

GN-z11 هو جزء من عينة JADES وتمت ملاحظته في كل من مستويات Medium/HST وMedium/JWST في GOODS-N. تم استهدافه بشكل محدد لأنه تم تحديده سابقًا كمجرة عند استنادًا إلى ملاحظات HST والملاحظات الأرضية (Oesch et al. 2016). تم الحصول على الطيف الأول بواسطة Bunker et al. (2023) (ضمن Medium/HST)، وتم الحصول على ملاحظات إضافية من MSA (Medium/JWST) وIFS بواسطة Maiolino et al. (2024a,b) وScholtz et al. (2024)، والتي حددتها كنوع 1 AGN (تحديدًا كتناظر لـ NLSy1). على الرغم من أنه تم ملاحظته بشكل خاص بسبب خصائصه المعروفة سابقًا، إلا أنه جزء من عينة JADES وهو مدرج في تحليل هذه الورقة.

تمت معالجة بيانات MSA أيضًا كما هو موضح في Bunker et al. (2024) وأوراق MSA-JADES الأخرى (مثل Carniani et al. 2024). سيتم تقديم وصف مفصل لعملية معالجة البيانات في Carniani et al. (قيد الإعداد). هنا، نذكر فقط أننا استخدمنا خط الأنابيب الذي طوره فريق عمليات علوم NIRSpec التابع لوكالة الفضاء الأوروبية وفريق الملاحظات المضمونة للوقت (GTO) الخاص بـ NIRSpec. نظرًا لأننا مهتمون بشكل أساسي بالكشف عن المكون العريض لخطوط بالمر المنبعثة من منطقة الخط العريض غير المحللة في AGNs، فقد استخدمنا الأطياف المستخرجة من 3 بكسلات مركزية من كل طيف ثنائي الأبعاد (أي المركزية )، الذي يعظم نسبة الإشارة إلى الضوضاء ( للمصادر المدمجة. نذكر أيضًا أن الأنبوب يقوم تلقائيًا بتصحيح خسائر الشق المعتمدة على الطول الموجي (من خلال أخذ موقع المصدر في الشق في الاعتبار)، من خلال افتراض مصدر يشبه النقطة. هذا الافتراض الأخير مناسب بالتأكيد.
لإشعاع القادم من AGN، ولكن بشكل أوسع أيضًا لمجراتها المضيفة، حيث أن هذه الأنظمة مضغوطة للغاية، كما سيتم مناقشته في الأقسام التالية.

نذكر أخيرًا أن الدقة الاسمية لمشتتات NIRSpec ( للهرم، لشبكات الدقة المتوسطة، و تنطبق (على الشبكات عالية الدقة) فقط في حالة الستائر المضاءة بشكل موحد. نادراً ما يكون هذا هو الحال بالنسبة للمجرات في ، والتي تكون عمومًا أكثر انضغاطًا من عرض المصاريع ( حتى عند التداخل مع دالة انتشار النقطة للتلسكوب (PSF) لمعظم الأطوال الموجية، وهذا صحيح بالتأكيد بالنسبة لمنطقة الخط العريض، التي لا يمكن حلها على الإطلاق. ونتيجة لذلك، فإن الدقة الفعالة لملاحظات MSA تكون عمومًا أعلى بكثير، وتقودها بشكل أساسي دالة انتشار النقطة للتلسكوب بدلاً من عرض الغالق.

على الرغم من أن الدقة تعتمد قليلاً على الموقع في كل ربع (بسبب اختلاف PSF قليلاً) وعلى موقع الهدف في الغالق، إلا أن الدقة الفعالة لمصدر النقطة تمتد عبر النطاقات التالية (دي غراف وآخرون 2024): للهرم لـ G140M، R ~ 1100-2300 لـ G235M، R ~ 1300-2000 لـ G395M، و R ~ 3600-5400 لـ G395H.

في هذا القسم نصف تحديد AGNs ذات الخطوط العريضة وخصائصها الأساسية. كما ذُكر، نركز على المجرات في ، حيث إن هذا هو النظام الجديد الذي تم التحقيق فيه بشكل محدد بواسطة تلسكوب جيمس ويب.

يتم تقييم وجود منطقة الخط العريض (BLR) من خلال الكشف عن مكون عريض من إما أو (في ) انبعاث الخط، دون نظير واسع في الانتقالات المحظورة (وبشكل خاص [OIII] 5007 الساطع).

نقوم بتناسب خطوط بالمر مع مكونين غاوسيين، ضيق وعريض. ثنائي [NII] حول مجبور على أن يكون له نفس العرض والسرعة كما في المكون الضيق لـ وبالمثل، الثنائي [OIII] بالقرب من يُجبر على أن يكون له نفس العرض والسرعة مثل الضيق لكل من ثنائي [NII] و [OIII] يتم تثبيت نسب الشدة وفقًا لمعاملات أينشتاين المقابلة.

بينما نقوم بتناسب الأطياف في المشتتات المتاحة لكل خط في نفس الوقت، إلا أننا لا نقوم بتناسب… و المجموعات بسبب سببين رئيسيين: عدم اليقين في معايرة الطول الموجي الصغير (مرتبط بشكل أساسي بعدم اليقين في موقع الهدف في الشق، سواء بسبب عدم اليقين الفلكي المتبقي أو بسبب عدم اليقين في اكتساب الهدف بواسطة MSA. جاكوبسن وآخرون، قيد الإعداد؛ كارنياني وآخرون، قيد الإعداد)، قد تؤدي إلى انزلاقات طفيفة مصطنعة في الطول الموجي وحلول التشتت (وأيضًا دقة مختلفة قليلاً) للمجموعتين؛ ثانيًا، بسبب اختلاف دالة الانتشار النقطية عند الطولين الموجيين، قد يقوم الطيف بأخذ عينات من مناطق مختلفة قليلاً من المجرة المضيفة. بينما نحن لا نقوم بتناسب الـ و المجموعات في وقت واحد، تحققنا من أن التناسبين المنفصلين متوافقان تمامًا ضمن الشكوك.

من أجل المطالبة بالكشف عن BLR، نحتاج إلى أن يكون المكون الثاني الأوسع من خطوط بالمر أوسع على الأقل بمقدار الضعف من المكون الضيق وأن يكون لديه
أهمية لا تقل عن علاوة على ذلك، نطلب أن يكون معيار المعلومات البايزية (BIC) (Liddle 2007)، معرفًا (في حالة الضوضاء الغاوسية) على النحو التالي:

(حيث k هو عدد المعلمات الحرة و n هو عدد نقاط البيانات)، فإن الملاءمة مع المكون العريض أقل على الأقل بستة أضعاف من القيمة للملاءمة مع المكون الضيق فقط؛ أي أن
.
نحن نحدد حالتين بحذر بـ كـ ‘مؤقت’ (معرفات 3608 و 62309) على الرغم من اكتشاف مكوناتها العامة في إزالتها من تحليلنا لن يغير الاستنتاجات.

أخيرًا، نلاحظ أنه بينما يتم غالبًا ملاءمة الخطوط العريضة لمصادر الأشعة السينية من النوع 1 ذات اللمعان المنخفض والمتوسط بشكل جيد مع ملف غاوسي (على سبيل المثال، مارزياني وآخرون 2019)، فقد تم اقتراح أنه بالنسبة للكوازارات اللامعة جدًا، قد يكون من الأفضل أن يعيد ملف قانون القوة المزدوجة إنتاج ملف خطوط الإذن في منطقة الانبعاث الواسعة (ناجاو وآخرون 2006). أهدافنا بالتأكيد ليست في فئة الكوازارات اللامعة، وفي الواقع، فإن المنطقة العريضة لا يتناسب بشكل أفضل مع ملف تعريف قانون القوة المزدوج. هذه النقطة ليست ذات اهتمام خاص في سياق اكتشاف المكونات العريضة، لكنها ذات صلة بتفسير المعقد. الملفات الشخصية، التي ستتم مناقشتها في القسم التالي.

بالنسبة للعديد من الأجسام، فإن الحاجة إلى BLR واضحة إلى حد كبير، مع وجود مكون عريض بارز ومتقارب تقريبًا. كما هو الحال في AGNs من النوع الأول الكلاسيكي. ومع ذلك، في الحالات التي تكون فيها الأجنحة العريضة لخطوط بالمر أضعف أو غير متناظرة، يمكن أن تكون مرتبطة أيضًا بتدفقات مجرية، وفي الواقع، كشفت دراسة JADES عن عدد من التدفقات المجرية من خلال فحص ملفات خطوط الانبعاث (كارنياني وآخرون 2024). ومع ذلك، يجب أن يُرى الغاز المؤين عالي السرعة في المجرة المضيفة، خاصة إذا كان مرتبطًا بالتدفقات، بشكل أكثر وضوحًا في ملف خطوط المعادن، خاصة الانتقال القوي [OIII]5007. في الواقع، إن الإثارة الأعلى للغاز في التدفقات، إلى جانب حقيقة أن التدفقات المجرية تكون عادةً أكثر غنى بالمعادن من المجرة المضيفة، تجعل عادةً خط [OIII] أقوى من كلاهما. و حتى في التدفقات الخارجة عند الانزياح الأحمر العالي (هولدن وتادهونتر 2023؛ كارنياني وآخرون 2015؛ مارشال وآخرون 2023). لذلك، فإن شرط تحديد منطقة الانبعاث الواسعة هو أنه يجب عدم اكتشاف المكون الواسع في خط [OIII].

نلاحظ أخيرًا أنه من غير المحتمل جدًا أنه، على الرغم من كونه أكثر سطوعًا، لم يتم الكشف عن مكون تدفق [OIII]، بينما تم رؤيته في ، بسبب انقراض الغبار. في الواقع، كونها خارج المستوى المجري، وأيضًا ممتدة إلى حد ما، تكون عمومًا أقل تعرضًا للاختفاء بسبب الغبار في القرص المجري. انقراض الغبار أقل وضوحًا حتى في ، حيث تظهر معظم المجرات القليل من تلوين الغبار أو لا تظهره على الإطلاق (فيوري وآخرون 2023؛ ساندلز وآخرون 2024). على وجه التحديد، المجرات التي تم تحديد مكون عريض لها في عينتنا لدينا تتناسب التغيرات في بالمر عمومًا مع قيمة الحالة B البالغة 2.8، أو أعلى قليلاً بعامل أقل من 1.5؛ وهذا يشير إلى أنه حتى في الحالة القصوى لتدفق افتراضي محجوب عند نفس مستوى وسط المجرة، فإن الأجنحة العريضة المرتبطة بـ [OIII] (عادةً ما تكون أقوى بعامل لا يقل عن عدة مرات من سيظل قابلاً للاكتشاف.

في الثلاثة مستويات الفرعية لجاد التي قمنا بتحليلها، نحدد 12 نجمًا متغيرًا واسع الخطوط جديدًا في (بالإضافة إلى GN-z11 الذي أبلغ عنه مايولينو وآخرون 2024a، والذي تطلب تحليلًا مخصصًا). تم تحديد كل هذه من خلال الكشف عن مكون واسع من . على الرغم من أننا حددنا بعض الحالات المحتملة من مع مكون واسع في لم تمر هذه المعايير لدينا لتحديد BLR.

تظهر الشكل 1 المنطقة الطيفية حول لـ 12 من AGNs التي تم تحديدها حديثًا. من أجل البساطة، في معظم الحالات نعرض فقط طيف G395M، وهو الطيف الذي يظهر النطاق الواسع يتم رؤيتها بشكل أوضح، بينما بشكل عام تكون طيف الشبكة عالي الدقة (إذا كان متاحًا لـ لديهم ملف متسق، على الرغم من كونه أكثر ضوضاءً. الاستثناء الوحيد هو ID073488 الذي نعرض له طيف G395H مباشرة لأنه يحتوي على مستوى عالٍ جداً (لكننا سنعرض أيضًا طيف G395M المقابل في القسم التالي). في الشكل 1، يتم ملاءمة جميع الأطياف مع ضيق واحد وعريض واحد المكون، كما هو موضح أدناه؛ ومع ذلك، بالنسبة لثلاثة أشياء سنناقش موضوعًا أكثر تعقيدًا توافق الملف الشخصي في القسم التالي.

في الشكل 1، تُظهر الأطياف المرصودة بخط أزرق فاتح (والأخطاء مع تظليل أزرق فاتح)، بينما تُظهر الخطوط المتقطعة المكونات المختلفة. على وجه التحديد، المكون الضيق من يظهر بخط متقطع باللون الأزرق الداكن، ثنائيات [NII] (التي نتذكر أنها مجبرة على أن تكون بنفس عرض المكون الضيق من وأن تكون النسب المزدوجة ثابتة بواسطة معاملات أينشتاين) موضحة بخطوط خضراء متقطعة (غالبًا ما تكون غير مكتشفة)، والمكون العريض من تظهر الخطوط بخط متقطع بنفسجي. يتم عرض الملف الكلي المودل، بما في ذلك جميع المكونات المذكورة أعلاه واستمرارية القوة، بخط متقطع أحمر.

تُدرج التدفقات والعرض والانزياحات للخطوط الرئيسية ذات الاهتمام الناتجة عن الملاءمة في الجدول 1، وفي الجدول 2 للحالات الثلاث الأكثر تعقيدًا. الملفات. الـ القيم، كما تم وصفها أعلاه، تم الإبلاغ عنها أيضًا في الجدول 1 (في الجدول 2 معنى يختلف، كما هو موضح في القسم التالي).

بالنسبة للكشفين المؤقتين المذكورين، المعرفان 3608 و62309، فإن دلالة المكون العريض لـ هو و ، على التوالي، و هي 6.2 و 8.0 على التوالي. ومع ذلك، بالنسبة لجميع AGNs الأخرى في العينة، فإن اكتشاف المكون العريض من بين و بينما تتراوح بين 50 و 330.

في الملحق أ، نعرض أيضًا الأطياف حول المنطقة، بشكل أساسي لتوضيح غياب نظير واسع لـ [OIII]، وبالتالي استبعاد أصل التدفق الخارجي. مكون واسع من يتم اكتشافه فقط في حالة ID 954 عند وهو أكثر AGN سطوعًا في عينتنا.

طيف التصفية لـ [OIII] غير متوفر للمعرفين 8083 و 53757. ومع ذلك، في هذين الحالتين، فإن تحديد وجود منطقة الانبعاث الواسعة (BLR) لا لبس فيه نظرًا لأن الملف الواسع للمكون قريب من التماثل (على عكس ملفات التدفق الخارجي، التي تكون عادةً مزاحة نحو الأزرق) وتكون شدة المكون الواسع مشابهة أو أعلى من شدة المكون الضيق، مما يعني أن الغاز المؤين في التدفق الخارجي أكثر كثافة من كامل الغاز المؤين في الوسط بين النجمي في المجرة المضيفة.

الشكل 2 يظهر صور NIRCam (Rieke et al. 2023) للأجسام النشطة ذات الخطوط العريضة المختارة (كل صورة مصغرة هي في الحجم). في معظم الحالات، تكون هذه الأهداف مضغوطة جدًا، وغالبًا ما تهيمن عليها نقطة مصدر مركزية، كما هو متوقع بالنسبة لمصادر الأشعة السينية من النوع 1. بعض منها لها ألوان حمراء ومظهر يشبه النقطة مشابه لـ

التي تم تحديدها بواسطة ماثي وآخرون (2024) ووجد أنها تستضيف AGNs متغيرة اللون. سنرى في القسم 7 أنه بالفعل تميل AGNs في هذه الأهداف إلى أن تكون متغيرة اللون، على الرغم من عدم كونها بكمية كبيرة. بالإضافة إلى المصدر النقطي المركزي الذي يتتبع AGN، غالبًا ما تُرى هياكل أكثر اتساعًا أيضًا.

لقد قمنا بتحديد وجود مجرة مضيفة أساسية من خلال استخدام برنامج ForcePho لإجراء تحليل لمصدر نقطي (أي AGN المركزي) وتحليل المجرة المضيفة في عيّنتنا. يقوم ForcePho (جونستون وآخرون، قيد الإعداد) بتناسب ملفات متعددة متداخلة مع PSF في الوقت نفسه مع جميع الأطياف من خلال أخذ عينات من التوزيع الخلفي المشترك عبر سلسلة ماركوف مونت.

كارلو (MCMC). تم ضبط المكونات في بلاطات NIRCam الفردية والملاحظات، حتى قبل دمجها وتجميعها، مما يسمح بتحكم أكثر دقة في PSF ويتجنب المشكلات المتعلقة بالضوضاء المتصلة في الموزايك. لقد تم استخدام هذا البرنامج والمنهجية بنجاح بالفعل في حالات مماثلة باستخدام نفس مجموعة صور NIRCam (على سبيل المثال، تاكشيلا وآخرون 2023؛ بيكر وآخرون 2023؛ روبرتسون وآخرون 2023).

في تلك الحالات التي يمكن فيها اكتشاف مجرة مضيفة بواسطة ForcePho، يتم الإبلاغ عن الأبعاد ومؤشرات سيرس في الجدول 3. من الواضح أنه في معظم الحالات، فإن المجرات المضيفة لهذه AGNs

ملاحظات. معرّف NIRSpec. عرض كامل نصف الحد الأقصى لـ (أو )، مصحح لتوسيع الأدوات (الذي يعتبر مع ذلك ضئيلاً بالنسبة للمكون العريض). الفرق بين BIC للنموذج بدون مكون عريض ومع مكون عريض. تُصنف هذه الحالات على أنها ‘مؤقتة’ من حيث اكتشاف BLR، حيث ، فإن المكون العريض لا يزال مهمًا عند .

تكون شديدة الكثافة، عادةً مع أنصاف أقطار فعالة تصل إلى بضع مئات من البارسيك. عادةً ما تكون مؤشرات سيرسيك شبيهة بالأقراص. )، باستثناء المعرف 8083 الذي لديه مؤشر سيرسيك مرتفع للغاية، والذي قد يشير إلى وجود كروية مبكرة ومضغوطة.

ستكون هذه المعلمات مفيدة لكل من تقييم الكتلة الديناميكية وتفسير تشتت السرعة في القسم 8.

من بين المجرات التي حددنا فيها مكونًا واسعًا من خطوط بالمر، تبرز ثلاث حالات بسبب الملف الغريب لـ “، الذي لم يتم تركيبه بشكل صحيح مع مكون عريض واحد. الأول (والأكثر بعدًا) هو ID 10013704 عند z = 5.919، في Deep/HST GOODS-S، حيث تُظهر الأطياف المتوسطة والعالية الدقة في الشكل 3. بالإضافة إلى المكون الضيق، الذي له نفس عرض [OIII] ( )، يُظهر الشبكة ذات الدقة المتوسطة مكونًا واضحًا وعريضًا من بعرض (الشكل 3، اللوحة العلوية اليسرى). ليس من المستغرب أن مثل هذا المكون الواسع يكاد يضيع في الضوضاء في الطيف عالي الدقة (الشكل 3، اللوحة السفلية اليسرى). ومع ذلك، يظهر الطيف متوسط الدقة أيضًا جناحًا بارزًا متجهًا نحو الأحمر للمكون الضيق. مثل هذا الجناح يُرى أيضًا في الطيف عالي الدقة، حيث، بدلاً من جناح، يتم حله بشكل أكثر وضوحًا كنتوء، متجهًا نحو الأحمر قليلاً بواسطة وعرض قدره تظهر الألواح المركزية واليمنى من نفس الشكل الأطياف ذات الدقة المتوسطة والعالية بعد طرح المكون الضيق وأحد المكونين العريضين، لتوضيح أهمية المكون العريض المتبقي بشكل أفضل.

الجدول 2 يقدم أفضل معلمات الملاءمة للمكونين من التي هي أوسع من المكون الضيق، مما يظهر أن المكون الواسع جداً يتم اكتشافه عند وتم الكشف عن المكون الواسع الثاني في . في هذه الحالة المعطى في الجدول ليس الفرق بين BIC مع مكون ضيق فقط وبعد إضافة مكون واسع (والذي يكون كبيرًا جدًا)، بل هو بدلاً من ذلك الفرق بين BIC مع مكون واسع واحد ومع مكونين واسعين:

في حالة الهوية 10013704، مما يدل بوضوح على الحاجة الملحة لمكون واسع ثانٍ.

لا يُرى لا المكون العريض جداً ولا القمة العريضة الثانية والمزاحة قليلاً نحو الأحمر في ملف [OIII] 5007 الساطع (مقارنة مفصلة بين [OIII] و تتم مناقشة الملفات في الملحق ب وتظهر في الشكل ب.1)، مما يعني أنه من غير المحتمل جدًا أن يكون أي منهما مرتبطًا بتدفق خارجي، حيث أن التدفقات الخارجية المجرة، كما هو موضح في القسم 3.2، تكون عمومًا أكثر غنى بالمعادن من المجرة المضيفة، وخاصة إذا كانت مدفوعة بواسطة AGN، فهي أكثر وضوحًا في [OIII]. علاوة على ذلك، فإن عدم التماثل في الأجنحة المرتبطة بالتدفقات الخارجية يكون عادةً متجهًا نحو الأزرق، نتيجة لامتصاص الغبار في قرص المجرة المضيفة، الذي يمتص بشكل تفضيلي المكون المتراجع (المزاح الأحمر) من التدفق الخارجي. ومن غير المحتمل أيضًا أن يكون الانتفاخ يتتبع تكوين النجوم في رفيق متصاهر. إن عدم وجود انبعاث واسع لـ [OIII] سيعني انخفاضًا شديدًا في المعدن. ، كيرتي وآخرون 2024؛ لاسيتير وآخرون 2024؛ فانتزيلا وآخرون 2023) ، لكن عرض التل ( ) تشير إلى أن المجرة المفترضة التي تندمج، على الرغم من كونها فقيرة جداً بالمعادن، هي أكبر بكثير من المجرة الرئيسية، مما سيؤدي إلى
التباين مع أي صيغة لأي علاقة بين الكتلة والفلزية (مايولينو ومانوتشي 2019؛ كيرتي وآخرون 2020).

نقترح أن القمة الثانية العريضة، المتحولة نحو الأحمر في المعرف 10013704، تتبع منطقة الإشعاع الواسع لثقب أسود نشط ثانٍ، ربما مرتبط بثقب أسود ثانوي في عملية الاندماج مع الثقب الأسود في المجرة الرئيسية.

نلاحظ أن الشكل الخارجي للمعرف 10013704 يظهر وجود ذيل مدّي ضعيف محتمل (الشكل 2)، مما يشير إلى أنه من المحتمل جداً أنه مر باندماج حديث، وأن الثقب الأسود في المجرة الثانوية يقترب الآن من نواة المجرة الرئيسية، بينما يقوم بجمع الغاز ويكون قابلاً للاكتشاف كعنصر ثانوي. .

تظهر حالة مشابهة في طيف الهوية 73488 عند ، في مستوى Medium/JWST في GOODS-N، كما هو موضح في الشكل 4. أيضًا في هذه الحالة هناك نطاق ضيق واضح ( ) وعريض جداً ( مكون من . ومع ذلك، لا يمكن تفسير ملفات الخط، خاصة في الطيف عالي الدقة، باستخدام مكونين فقط وتكشف عن وجود مكون وسيط بعرض (نتائج تركيب المكون المزدوج موضحة في الشكل 4 ومُدرجة في الجدول 2). في هذه الحالة، فإن انزياح السرعة للمكون الوسيط أصغر بكثير، لكن أعلى بكثير مما هو عليه في حالة ID 10013704. للأسف، في هذه الحالة، ليس لدينا الشبكية عالية الدقة التي تغطي [OIII]، ومع ذلك، يتم ملاحظة هذا الانتقال في منطقة طيفية حيث تمتلك شبكة G235M دقة عالية إلى حد ما (دقة FWHM ، أو ، للمصادر المدمجة)، ويجب أن تكون وجود المكون الوسيط في [OIII] مرئية بوضوح إذا كانت موجودة (عند حتى في الحالة غير المحتملة لـ لكنها غير مكتشفة. لذلك، بناءً على نفس الحجج المستخدمة في ID 10013704، نقترح أن هذه حالة إضافية من وجود اثنين من BLRs المرتبطة بـ AGN مزدوج.

أيضًا في حالة الهوية 73488، يتم الكشف عن كلا المكونين الرئيسيين بأهمية عالية جدًا. )، كما هو موضح في الجدول 2. تقديم المكون الواسع الثاني من يتحسن BIC بأكثر من ; الجدول 2 .

نلاحظ أنه، كون المكون الإضافي الأوسع أقل تحركًا في السرعة بالنسبة إلى ID 10013704، قد تكون هذه حالة يكون فيها ملف يتم تمثيله بشكل أفضل مع قانون القوة المزدوج. ومع ذلك، في الملحق C نوضح أن هذا ليس هو الحال. بينما نستبعد في ذلك الملحق سيناريو قانون القوة المزدوج بشكل أكثر كمية، هنا نلاحظ ببساطة أن الحاجة إلى مكونين منفصلين من BLR واضحة بصريًا من الملف في الطيف عالي الدقة (الشكل 4 أسفل اليسار)، الذي يظهر انحناءً واضحًا في الملف عند حوالي من مركز الخط.

أخيرًا، في الشكل 5 نعرض حالة إضافية من مرشح BLR مزدوج في المجرة ID 53757. للأسف، في هذه الحالة ليس لدينا أي طيف تدرج لـ [OIII]. ومع ذلك، فإن شدة المكون العريض من (أكثر من مرتين من تدفق المكون الضيق) يجعل من غير المحتمل جداً أن يكون مرتبطًا بالتدفق الخارجي، حيث سيفترض وجود كتلة غاز أكبر في التدفق الخارجي مقارنة بالمجرة المضيفة. علاوة على ذلك، فإن الملف المتماثل تقريبًا لـ (إذا كان هناك أي شيء متجه نحو الأحمر قليلاً، كما هو موضح أدناه)، يجادل ضد تفسير التدفق الخارجي (الذي يتطلب عادةً انزياحاً نحو الأزرق للغاز عالي السرعة). أيضاً في هذه الحالة، كما هو الحال مع ID 73488، ملف واسع، خاصة الانعكاس-

التفاعل المرئي في الطيف عالي الدقة يشير بقوة إلى وجود BLR ثانٍ. بالإضافة إلى ذلك، فإن H العريض الثاني المكون متحرك قليلاً نحو الأحمر (بواسطة ) بالنسبة للمكون الضيق، كما هو الحال في ID 10013704. يتم عرض نتيجة الملاءمة مع مكونين عريضين في الشكل 5 والمعلمات الناتجة موضحة في الجدول 2: المكون العريض الثاني، بعرض يتم اكتشافه عند بينما المكون الأوسع، مع عرض النطاق الكامل عند نصف الحد الأقصى يتم اكتشافه عند تقديم نتائج المكون الواسع الثاني إلى .

من حيث الأشكال، وبالمثل مع ID 10013704، يظهر كل من ID 73488 و ID 53757 وجود ميزات غير متناظرة ضعيفة، والتي من المحتمل أن تكون بقايا لاندماجات حديثة، وبالتالي تتناسب مع السيناريو الذي قد تستضيف فيه هذه الأنظمة ثنائيات من الثقوب السوداء، في عملية الاندماج.

نلاحظ أن هذه الحالات الثلاث ليست خطوطًا عريضة ‘ذو قمتين’ التي تم الاستشهاد بها أحيانًا في الماضي كعلامات محتملة لوجود نوى مجرية مزدوجة، والتي يكون تفسيرها غامضًا نظرًا لأن مناطق الانبعاث الخطية في التكوينات الشبيهة بالقرص يمكن أن تظهر بشكل محتمل ملفًا ذو قمتين (إيراكلوس وآخرون 1997؛ إيراكلوس وهالبرن 2003؛ كروليك وآخرون 2019). بدلاً من ذلك، ما نكتشفه في هذه الكائنات الثلاثة هو مكونات عريضة من الـ خط مع ملفات شخصية مختلفة جدًا، فوق بعضها البعض.

أعمال أخرى حديثة حول ملف الـ تم تركيب الكوازارات مع مكونات متعددة (يانغ وآخرون 2023ب)، ومع ذلك، فإن هذه أنظمة (بجانب كونها في نظام سطوع مختلف تمامًا عن أهدافنا) لديها ملف يتميز باندماج كبير مع خطوط [OIII] الموسعة جداً و
انبعاث مضاعف قوي لـ FeII. لذلك، فإن ملف من BLR لا يمكن فصله بشكل صحيح عن الميزات الانبعاثية الأخرى، بما في ذلك مكونات التدفق الخارجي. قام بوسمان وآخرون (2024) بتناسب الـ من كوازار مع غاوسي مزدوج، ومع ذلك: (1) قد يكون من المحتمل أن يكون هذا أيضًا BLR مزدوج (JWST يكشف بالفعل أن الكوازارات ذات الزاوية العالية تقريبًا موجودة في أنظمة اندماجية، لذا فإن احتمال وجود ثقبين أسودين مرتفع جدًا)؛ (2) لم يحاولوا ملاءمة ملف تعريف قانون القوة المزدوج، والذي يكون عمومًا أكثر ملاءمة للكوازارات؛ (3) ليس لديهم وصول إلى [OIII]، وبالتالي لا يمكنهم تقييم ما إذا كان أحد المكونين العريضين ناتجًا عن غاز متدفق. في حالتنا، فإن غياب أي مكون عريض في ملف تعريف [OIII] يستبعد أن يكون أي من مكوني BLR مرتبطًا فعليًا بتدفق.

باختصار، بينما قد يكون من الممكن تصور أشكال هندسية غريبة لقرص الانبعاث الضوئي (BLR) واحد يمكن أن تحاكي هذه الملفات، نحن غير مدركين لنماذج تتنبأ بوجود ملف أضيق فوق ملف أوسع حول ثقب أسود واحد. حتى لو كان ذلك ممكنًا من خلال نماذج مستقبلية، نعتقد أن تفسير وجود ثقبين أسودين نشطين (AGN) هو تفسير معقول.

من المثير للاهتمام أنه في المجرات ID ورقم الهوية المكون العريض متغير بشكل ملحوظ نحو الأزرق. قد تكون هذه حالات إضافية حيث يتحد الثقب الأسود المتزايد، بينما الثقب الأسود في المجرة الرئيسية لا يتزايد بنشاط. بدلاً من ذلك، في هذه الحالات، قد يكون الثقبان الأسودان المفترضان قد اندمجا بالفعل وتلقى الثقب الأسود الناتج دفعة من السرعة، وهو ما يُتوقع حدوثه بعد اندماج الثقوب السوداء.

(بليتشا وآخرون 2011، 2016؛ سيفانو وآخرون 2010؛ شيابرجي وآخرون 2018؛ موريشيتا وآخرون 2022).

في جميع الحالات الثلاث المقدمة في هذه الورقة، يجب أن يكون الثنائي المحتمل من AGN موجودًا داخل مصراع MSA. لذا يجب أن تكون مفصولة بأقل من لا توجد أدلة واضحة على وجود نواة مزدوجة في صور NIRCam لهذه المجرات، مما يشير إلى أن الفصل من المحتمل أن يكون أقل من حوالي 500 فرسخ فلكي (وهو دقة NIRCam المتوقعة عند في ). ومع ذلك، فإن النواة التي تحتوي على الثقب الأسود الأصغر لها سطوع أقل (كما هو موضح في القسم التالي) ومن الممكن أنها تتعرض للسطوع من قبل الثقب الأسود الأكبر في صور NIRCam، حتى لو كانت المسافة أكبر من 500 فرسخ. ومع ذلك، نحن نستكشف بوضوح نظامًا من الثقبين الأسودين المزدوجين أقرب بكثير وأقل سطوعًا من الكوازارات المزدوجة الموجودة عند انزياحات حمراء أقل ( عبر التصوير والطيفية المكانية المحللة (مثل مانوتشي وآخرون 2022، 2023؛ سيورلو وآخرون 2023؛ سكيالبي وآخرون 2024). ومع ذلك، فإن طيف NIRSpec-IFU بدأ يكشف عن AGNs مزدوجة محللة مكانيًا على مقاييس تصل إلى بضع مئات من فرسخ فلكي عند انزياحات حمراء أعلى (أوبلر وآخرون 2024)، مما يوفر دعمًا إضافيًا بأن الثقوب السوداء المزدوجة التي تتراكم على مقاييس نسبية صغيرة قد لا تكون نادرة.

لقد وجدنا ثلاثة مرشحين لدمج الثقوب السوداء من بين 11 نواة نشطة للمجرات في نطاق الانزياح الأحمر ، وهو المكان الذي لدينا فيه أفضل الإحصائيات. هذا يستثني الثقبين الأسودين اللذين لديهما منطقة انبعاث خطية متغيرة، واللذين قد يكونان أيضًا ثقوبًا سوداء مت merging (حيث يكون الثقب الأسود الرئيسي غير نشط)، ولكن قد يكونان أيضًا ثقوبًا سوداء مرتدة بعد الاندماج.

كما هو موضح في القسم التالي، فإن الثقوب السوداء الأصغر لها كتل تبلغ حوالي بينما الكتل الأكبر من الثقوب السوداء المصاحبة تتراوح من عدة إلى عدة مرات .

تنبأت نماذج متعددة من المحاكاة والنماذج شبه التحليلية بوجود الثقوب السوداء المت merging وAGNs المزدوجة في عصور كونية مختلفة (دي ماتيو وآخرون 2023أ، ب؛ تشين وآخرون 2023؛ فولونتيري وآخرون 2020، 2022؛ باراوسي وآخرون 2020؛ باراي وآخرون 2018؛ فالنتيني وآخرون 2021؛ فيتو وآخرون 2022؛ دي ماسيا وآخرون 2021؛ مانيركوسكي وآخرون 2022). ومع ذلك، من الصعب مقارنة نتائجنا حول AGNs المزدوجة، القريبة من بعضها، مع التنبؤات.
من المحاكاة، حيث تقدم معظمها توقعات لوجود ثنائيات من الثقوب السوداء النشطة و/أو اندماج الثقوب السوداء عند انزياحات حمراء منخفضة ) و/أو عند فواصل أكبر ( ) و/أو ثقوب سوداء أكثر كتلة (Chen وآخرون 2023؛ فولونتيري وآخرون 2020، 2022؛ باراوسي وآخرون 2020؛ دي ماتيو وآخرون 2023أ). بدلاً من ذلك، تستكشف أعمال أخرى نطاقًا أوسع من كتل الثقوب السوداء والانزياحات الحمراء، لكنها تقدم فقط معدلات الاندماج المتوقعة (سيسانا وآخرون 2004، 2007)، بهدف تحديد إمكانية اكتشاف إشارات موجات الجاذبية الخاصة بها، والتي يصعب مقارنتها مع نتائجنا.

ومع ذلك، من المفيد مقارنة نتائجنا بمحاكاة في أنظمة أخرى نُشرت حتى الآن. عند انزياحات حمراء ، التوقعات المذكورة أعلاه تتنبأ بنسبة من الثنائيات AGNs تبلغ حوالي بينما تزيد هذه النسبة إلى إذا اعتبرنا أزواج الثقوب السوداء التي يكون فيها أحد الثقوب السوداء فقط هو الذي يقوم بالامتصاص (وبالتالي يتم التعرف عليه ككائن نشط). قد يبدو هذا متعارضًا مع نسبتنا من الثقوب السوداء الثنائية (أي التي تكون فيها كلا الثقوب السوداء تكتسب المادة). ومع ذلك، فإن تقييم ما إذا كانت الثقب الأسود تكتسب المادة أم لا، في وقت الملاحظة، يتم تنظيمه من خلال الافتراض على مستوى الفيزياء دون الشبكة، وبالتالي من المحتمل أن يكون هناك مجال لزيادة نسبة الثقوب السوداء الثنائية النشطة المتوقعة في المحاكاة إلى مستويات مشابهة لتلك التي استنتجناها.

علاوة على ذلك، بينما تمتلك أصغر الثقوب السوداء في أنظمتنا المفترضة التي تندمج كتلًا تبلغ فقط أو بضع مرات ، لا توفر المحاكاة توقعات حول نسبة الاندماج للثقوب السوداء الأصغر من لذا فإن نسبة الثنائيات النشطة المزدوجة المتوقعة في المحاكاة ستزداد على الأرجح بشكل كبير إذا تم تضمين الثقوب السوداء ذات الكتلة الأقل.

أخيرًا، يُلاحظ أن نسبة الثنائيات من AGNs واندماجات الثقوب السوداء تزداد عند الانزياح الأحمر العالي في بعض هذه المحاكاة.

من المهم أن توفر المحاكاة المستقبلية توقعات محددة في اللمعان، ومدى الانزياح نحو الأحمر الذي استكشفناه، من أجل مقارنة نفس الأنظمة بالضبط.

من المهم أيضًا أن تقوم المسوحات الطيفية المستقبلية، التي قد تشمل ملاحظات IFS، بتقييم نسبة الثقوب السوداء المت merging، مع إحصائيات أعلى وتوسيع نطاقات اللمعان وكتلة الثقوب السوداء، أيضًا لتوجيه المقارنة مع الدراسات الجارية و

الشكل 5. كما في الشكل 3 ولكن للمرشح الإضافي ثنائي BLR AGN ID 53757.

ملاحظات. تشتت السرعة المركزي للمجرة المضيفة المستنتج من المكون الضيق لـ أو، إذا لم يكن متاحًا، [OIII]، من الطيف عالي الدقة؛ تم تصحيح تشتت السرعة لدقة الجهاز وقد طبقنا أيضًا عامل تصحيح قدره 0.175 دكس لأخذ الفارق بين تشتت السرعة الغازية والنجومية الذي استنتجه بيزانسون وآخرون (2018) في الاعتبار. انقراض الغبار نحو AGN من التوافق الطيفي منخفض الدقة. هذا هو أكثر AGN سطوعًا في العينة، وقد كانت عملية تحليل ضوء النجوم وAGM أكثر تحديًا، وبالتالي قد يتم تقدير الكتلة النجمية بشكل مبالغ فيه بشكل كبير. جي إن-زد11 لا يزال جزءًا من مسح JADES ولكن تم الإبلاغ عن اشتقاق المعلمات في مايونينو وآخرون (2024أ) وتاكيللا وآخرون (2023).
تجارب موجات الجاذبية المستقبلية (مثل: أمارو-سيواني وآخرون 2012، 2023؛ أجاجي وآخرون 2023)

في عينة من عشرة AGNs ذات خطوط عريضة، من طيفية NIRSpec متوسطة الدقة، لم يجد هاريكان وآخرون (2023) دليلًا على وجود غريب الملفات التي يمكن أن تُنسب إلى BLRs مزدوجة. ومع ذلك، فإنها تفتقر إلى المعلومات من الطيفية عالية الدقة، والتي رأينا أنها حاسمة لتحديد واستكشاف وجود BLRs مزدوجة. على وجه التحديد، في جميع الحالات (ربما باستثناء ID 10013704) لم نكن لنحدد وجود ملف BLR غريب، لو لم يكن ذلك بسبب الملف الذي تم رؤيته في الشبكية عالية الدقة.

استخدم ماثي وآخرون (2024) طيفية NIRCam بدون شق، عند دقة R لتحديد 20 من AGNs ذات الخطوط العريضة. H تظهر الخطوط العريضة بعض الملفات الغريبة التي يمكن من حيث المبدأ أن تُنسب إلى BLRs مزدوجة. نلاحظ أن الملف الطيفي المقاس من خلال الطيفية بدون شق يتم دمجه مع التوزيع المكاني لانبعاث الخط. إذا لم يكن الملف المكاني لمصدر انبعاث الخط يشبه النقطة، فقد يكون من الصعب التمييز بين ملف طيفي معقد جوهريًا وملف ناتج عن توزيع الغاز المنبعث في السديم الذي تم حله مكانيًا. ومع ذلك، هناك حالتان في عينتهم مع قمة مزدوجة عريضة. الملفات، التي تثير الاهتمام. يفسر ماتهي وآخرون (2024) هذه على أنها نتيجة لـ الامتصاص. ومع ذلك، ليس خطًا رنانًا و ليس مستوى غير مستقر. ونتيجة لذلك، من الصعب رؤية في الامتصاص، حيث يتطلب كثافات عالية جداً، ودرجات حرارة وكثافات عمودية عالية. في الواقع، على الرغم من وجود عشرة حالات من تمت ملاحظة الامتصاص في بعض AGNs من النوع 1 والكوازارات (مثل ويليامز وآخرون 2017؛ شي وآخرون 2016؛ تشانغ وآخرون 2015؛ شولتز وآخرون 2018)، وهذه الحالات نادرة للغاية عند الانزياحات الحمراء المنخفضة/المتوسطة، أقل من حوالي من مجموعة AGN. قد يكون من غير المحتمل أن من النوع 1 من AGNs التي وجدها ماثي وآخرون (2024) تتميز بمثل هذه الظاهرة النادرة. من الممكن أن يكون العرض الغريب قد تكون الملفات مرتبطة بدلاً من ذلك بأقراص ثنائية. ومع ذلك، قبل تقديم أي ادعاء حول الـ للحصول على ملف تعريف لهذه الأهداف، سيكون من الضروري استخدام طيفية الشق أو IFS، لتجنب أي آثار محتملة على الملف الناتجة عن الطيفية بدون شق، كما تم مناقشته أعلاه. في هذا السياق، نلاحظ أن التحليل الطيفي المفصل لبعض AGNs التي اكتشفتها JWST يكشف في الواقع عن خطوط امتصاص بالمر التي لا ترتبط بوضوح مع BLR مزدوج (على سبيل المثال، Juodžbalis et al. 2024b)، ولكن لم يتم تقييم حدوثها بعد. هذا يدعو بوضوح إلى مزيد من الملاحظات الطيفية الأكثر شمولاً وتفصيلاً (خاصة بدقة أعلى) لنوع 1 من AGNs التي يتم اكتشافها بواسطة JWST.

لقد استخدمنا طيف المنشور منخفض الدقة من NIRSpec، جنبًا إلى جنب مع الفوتومترية متعددة الأطياف من NIRCam، لنمذجة توزيع الطاقة الطيفية من الأشعة فوق البنفسجية (UV) إلى الطيف البصري في إطار الراحة باستخدام BEAGLE (Chevallard & Charlot 2016). لقد أضفنا مكونًا مستمرًا من نوع القوة لوصف المساهمة من AGN. قمنا بتناسب الأطياف مع تاريخ تكوين النجوم بتأخير أسي، مع انفجار لتكوين النجوم الثابت يستمر لمدة 10 ملايين سنة قبل الملاحظة. نقوم بنمذجة تضعيف الغبار لمكون تكوين النجوم باستخدام قانون الغبار ذو المكونين من Charlot & Fall (2000). يتكون النموذج البسيط للإشعاع من قرص التراكم من عنصر واحد.
مكون قانون القوة ويتم تحديده بواسطة الميل والمساهمة الكسرية في اللمعان عند طول موجي في إطار السكون عند . نظرًا لأن نموذج البيغل لا يتضمن نماذج مناطق الخطوط العريضة، نقوم بتغطية جميع خطوط الانبعاث ذات الانبعاث الكبير في طيف المنشور، مما يحد من الملاءمات لشكل الاستمرارية. نظرًا لأن انبعاث قرص التراكم من المحتمل أن يكون قد تعرض للتعتيم، قمنا بتضمين انطفاء مكون القوة مع قانون غبار SMC Pei (1992)، والذي غالبًا ما يُعتبر مناسبًا لـ AGNs عالية الزاوية (Richards et al. 2003; Reichard et al. 2003). لتجنب التداخل الكامل بين التعتيم وانحدار القوة، حاولنا الملاءمة باستخدام انحدارين ثابتين للقوة، مما يسمح بتغير التخفيف بحرية. على وجه التحديد، نستخدم كل من القوة لقانون شاكورا-سونيايف القياسي للتراكم (مع ) (شاكورا وسونيايف 1973) – بالإضافة إلى قانون القوة المستنتج من نموذج الكوازارات المركب من سلوان الذي حصل عليه فاندن بيرك وآخرون (2001)؛ أي، . الأخير أكثر احمرارًا من منحدر شاكورا-سونييف، حيث من المحتمل أنه يتضمن بالفعل بعض احمرار الغبار (بالإضافة إلى الالتفاف مع دوران قرص التراكم عند الطاقات العالية في طيف الكوازارات الفردية). بالطبع، يتم ملاحظة الكوازارات وAGNs ذات المنحدرات الأكثر احمرارًا، ولكن يُعزى ذلك عمومًا إلى درجات مختلفة من الاحمرار (ريتشاردز وآخرون 2003). لذلك، يجب أن يغطي اختيارنا لقانونين قوى واحمرار الغبار معظم الحالات الملاحظة، مع تقليل التداخلات. كلا قانوني القوة يعطيان عمومًا ملاءمات مقبولة. في ما يلي، نستخدم متوسط الكتل النجمية والانخفاض المستنتج من الحالتين، وستعكس أشرطة الخطأ الفرق بين الحالتين (بالإضافة إلى الأخطاء المرتبطة بالملاءمة الفردية).

يرجى ملاحظة أنه في حالة دمج مرشحي BHs، تم نمذجة مكون AGN بقانون قوة واحد (مُحمر)، حيث إن محاولة تضمين قانوني قوة منفصلين ستؤدي إلى تداخلات قوية.

توضح الجدول 3 الكتل النجمية وتخفيف الغبار المستنتج من بيغل، كما تم مناقشته أعلاه. في الملحق د، نعرض ملاءمات بيغل لطيف الطيف. تمتد الكتل النجمية المستنتجة من حتى بضع مرات سنناقش كيف أنه عند المقارنة مع الكتل الديناميكية، في حالة ID 954، من المحتمل أن تكون الكتلة النجمية مقدرة بشكل مبالغ فيه (على الأرجح لأن هذا هو أكثر AGN سطوعًا في عينتنا وبالتالي من الصعب أكثر فصل مكونات المجرة المضيفة وAGN)، بينما بالنسبة لـ ID 11836 قد تكون الكتلة النجمية مقدرة بشكل أقل (لكن انظر المناقشة في القسم 8.2).

الانخفاضات المستنتجة في الغبار مشابهة لتلك التي استنتجها هاريكان وآخرون (2023) للـ AGNs في CEERS وGLASS، لكنها أقل بكثير من تلك التي استنتجها ماثي وآخرون (2024). قد تشير النتيجة الأخيرة إلى أنه، نتيجة لوظيفة اختيار JADES، قد نكون نفتقد AGNs من النوع 1 التي تعاني من احمرار شديد. وهذا له تداعيات على إحصاء AGNs، كما سيتم مناقشته لاحقًا.

في الجدول 3، ندرج أيضًا GN-z11، التي تم استنتاج خصائصها في Maiolino et al. (2024a) وTacchella et al. (2023). كما تم ذكره، سيتم تضمين GN-z11 في بقية التحليل، كجزء من عينة JADES في GOODS-N (مستويات MediumHST وMedium-JWST).

يمكننا تقدير كتل الثقوب السوداء في هذه الأنظمة من خلال استخدام العلاقات الفيرالية المحلية، التي تربط كتل الثقوب السوداء بعرض الخطوط العريضة وسطوع الاستمرارية أو الخط. نحن نستخدم بشكل خاص العلاقة المقدمة من قبل رينيس وآخرون (2013) ورينيس وفولونتيري (2015)، التي توفر كتلة الثقب الأسود في

مصطلحات العرض والسطوع للمكون العريض لـ :

الميزة في استخدام هذه العلاقة هي أننا يمكننا مقارنة النتائج بشكل متسق مع علاقات القياس المحلية التي قدمها رينيس وفولونتيري (2015). عند المقارنة مع النتائج من مسوحات أخرى، سنعيد حساب كتل الثقوب السوداء باستخدام هذه العلاقة من أجل التناسق. تم تصحيح اللمعان المستخدم في المعادلة (1) من أجل انطفاء الغبار، كما تم الاستدلال عليه في القسم السابق.

من الواضح أن العلاقات المحلية للفيزياء الفيرالية، مثل المعادلة (1)، مشتقة محليًا ولا يوجد ضمان بأنها تنطبق أيضًا على AGNs والكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي. ترتبط هذه العلاقات بالفيزياء والديناميات على المقياس الصغير (<pc) حول الثقب الأسود، ولا يوجد سبب للاعتقاد بأن هذا سيتغير مع الانزياح الأحمر. القلق الوحيد المحتمل هو الانخفاض في المعدنات والتقليل المرتبط لمحتوى الغبار. في الواقع، يُعتقد أن نصف قطر منطقة الانبعاث الضوئي (BLR) يتم تحديده بشكل أساسي بواسطة نصف قطر تبخر الغبار، مما يعطي الاعتماد الجذري التربيعي على اللمعان في العلاقات الفيرالية. ومع ذلك، في ‘الطوروس’ الغباري، يبقى الوسط كثيفًا بصريًا أمام الإشعاع فوق البنفسجي حتى لو كانت نسبة الغبار إلى الغاز منخفضة جدًا، بسبب الكثافات العمودية الكبيرة للغاية (عادةً ، ريسالتي وآخرون 1999)، بينما يبقى نصف قطر التسامي محددًا بواسطة الخصائص الدقيقة للغبار، التي لا تبدو أنها تتغير بشكل كبير في هذه الأنظمة ذات الكتلة المنخفضة في (ويتستوك وآخرون 2023أ، ب). حتى لو كان هناك بعض التغيير في خصائص الغبار (وهو ما قد يكون ممكنًا في أنظمة أكثر ضخامة وإشراقًا مايلينو وآخرون 2004؛ غاليراني وآخرون 2010)، فإن الاعتماد الضعيف (الجذر التربيعي) لكتلة الثقب الأسود على سطوع AGN في العلاقات الفيرالية لن يؤثر بشكل كبير على تقديرات كتل الثقوب السوداء عند الزوايا العالية.

تُبلغ كتل الثقوب السوداء المستنتجة في الجدول 3 وتتنوع من حتى . تشمل الشكوك حول كتل الثقوب السوداء انتشار أخطاء الكميات المعنية في حسابها؛ ومع ذلك، نحن نأخذ أيضًا في
الحسبان تشتت العلاقات الفيرالية، التي تساهم بحوالي 0.3 دكس (في مربع) في عدم اليقين في كتلة الثقب الأسود.

الثقب الأسود المرتبط بـ BLR1 من ID 10013704، عند ، لديه أدنى كتلة ثقب أسود، . من المثير للاهتمام أن هذا يقع في النطاق المتوقع لـ DCBH . من الواضح أن هذا لا يعني أن مثل هذا الثقب الأسود الصغير هو DCBH، ولكن من المشجع مع JWST أننا بدأنا في استكشاف هذا النظام. قد توفر المزيد من الإحصائيات في هذا النطاق من البيانات المستقبلية، وبالمقارنة مع التوقعات من النماذج، قيودًا على سيناريوهات زراعة الثقوب السوداء.

يمكننا أيضًا استنتاج اللمعان الكلي للـ AGN من اللمعان الأحادي اللون لامتداد AGN عند طول موجي معين في إطار UV أو بصري، ثم باستخدام تصحيحات كونية (مثل Netzer 2019؛ Duras et al. 2020؛ Saccheo et al. 2023). ومع ذلك، يتطلب ذلك فصلًا صحيحًا لمكون AGN (المُحمر) عن ضوء المجرة المضيفة، وهو ما يخضع لعدم يقين كبير. علاوة على ذلك، في حالة AGNs المزدوجة، لا يمكن فصل المساهمة في الامتداد من AGNs الاثنين. بديل هو استخدام العلاقات المقياسية بين لمعان المكون العريض لـ ولمعان AGN الكلي، والتي تسمح أيضًا بفصل الرفيقين في حالة AGNs المزدوجة. على وجه التحديد، استخدمنا العلاقة المقياسية بين العريض (المصحح من الانقراض) ولمعان AGN الكلي المقدمة من Stern & Laor (2012)، كما هو موضح في معادلتهم (6). يتم الإبلاغ عن اللمعانات الناتجة لـ AGN في الجدول 3.

يمكننا من حيث المبدأ أيضًا مقارنة اللمعان الكلي المستنتج مع لمعان إيدينجتون للثقوب السوداء، على الرغم من أنه يجب أن نكون على دراية بأنه، نظرًا لأن تم استخدام اللمعان لحساب الكميتين، هناك ارتباطات زائفة لا مفر منها، على الرغم من أن كتلة الثقب الأسود (المستخدمة لاستنتاج لمعان إيدينجتون) تعتمد بشكل أساسي (تربيعيًا) على عرض الخط واعتمادها على اللمعان هو فقط بقوة 0.5. مع العلم بهذه التحذيرات، يقدم الجدول 3 نسب المستنتجة، ويتم الإبلاغ عنها أيضًا بصريًا في الشكل 6، مع كتل الثقوب السوداء المرتبطة. نحذر من أن الارتباط العكسي الظاهر بين نسبة وكتلة الثقب الأسود في الشكل 6 ناتج بشكل أساسي عن حقيقة أن كتلة الثقب الأسود مدرجة في مقام كمية المحور . وبالتالي، يجب استخدام الشكل 6 فقط لرؤية سريعة لتوزيع نسب إيدينجتون وكتل الثقوب السوداء. يتم أيضًا عرض نتائج المسوحات الطيفية السابقة لـ JWST (Übler et al. 2023؛ Harikane et al. 2023؛ Matthee et al. 2024) مع رموز زرقاء، كما هو موضح في الأسطورة (نحن نعرض فقط النتائج التي لها دلالة أكبر من ولها المعلومات ذات الصلة متاحة).

على الرغم من الشكوك، من الواضح أن معظم الثقوب السوداء في عيّنتنا تتراكم بمعدلات دون إيدينجتون، في الغالب . ومع ذلك، تميل أصغر الثقوب السوداء، التي تتراوح كتلها حول أو أقل من ، إلى التراكم بمعدلات إيدينجتون أو فوق إيدينجتون. أحد هذه الثقوب هو GN-z11، الذي تم مناقشته بالفعل في Maiolino et al. (2024a)، والآخر هما اثنان من الثقوب السوداء الصغيرة المرشحة للاندماج.

كما تم مناقشته بالفعل في Maiolino et al. (2024a)، فإن هذه الثقوب السوداء الصغيرة التي تتراكم عند z مرتفع تشبه جدًا الثقوب السوداء Narrow Line Seyfert 1 المحلية/المنخفضة، والتي وُجد أنها تحتوي على ثقوب سوداء منخفضة الكتلة، مستضافة في مجرات منخفضة الكتلة، تتراكم بمعدلات فوق إيدينجتون (Greene & Ho 2004؛ Mathur et al. 2012)

قد تشير اكتشافاتنا لمثل هذه الثقوب السوداء الصغيرة والنشيطة عند الزخرفة العالية، إلى أن المراحل المبكرة من تراكم الثقوب السوداء تحدث من خلال مراحل إيدينجتون أو فوق إيدينجتون، كما اقترحت نماذج مختلفة (Trinca et al. 2022؛ Bennett et al. 2024). من المثير للاهتمام أيضًا ملاحظة أن محاكاة الثقوب السوداء المزدوجة/الاندماج تتنبأ بأن الثقب الأسود الأصغر قد يتراكم غالبًا بمعدل أعلى من الثقب الأكثر ضخامة (Chen et al. 2023).

ومع ذلك، من المهم أيضًا أن نكون على دراية بالتحيزات الملاحظة المحتملة. على سبيل المثال، فإن اكتشاف الثقوب السوداء الصغيرة بمعدلات تراكم أقل بكثير من إيدينجتون من المحتمل أن يجعلها غير قابلة للاكتشاف في ملاحظاتنا الطيفية. لذلك، على الرغم من أن اكتشاف الثقوب السوداء منخفضة الكتلة عند z مرتفع بمعدلات تراكم إيدينجتون/فوق إيدينجتون مثير، فإن نقص نظيراتها دون إيدينجتون قد يكون تأثيرًا ملاحظًا.

أخيرًا، نلاحظ أن نقص الثقوب السوداء ذات الكتل أقل من عدة مرات هو أيضًا تأثير ملاحظ، حيث إن مثل هذه الثقوب السوداء الصغيرة سيكون لها مكون عريض من (فقط بضع ) سيكون من الصعب فصلها عن المكون الضيق للمجرة المضيفة ومن حتى التدفقات المنخفضة السرعة.

تظهر اللوحة العلوية اليسرى من الشكل 7 كتلة الثقب الأسود كدالة لكتلة النجوم في المجرة المضيفة. تظهر الدوائر الحمراء الصغيرة توزيع المجرات النشطة المحلية التي تم الحصول عليها (بما يتماشى مع نفس المعايرة) بواسطة Reines & Volonteri (2015)؛ يتم عرض أفضل علاقة ملائمة لهم بواسطة الخط الأسود الصلب، بينما يظهر المنطقة الرمادية المظللة التشتت وعدم اليقين في الملاءمة. هذه ربما تكون أفضل علاقة محلية لمقارنة مع نتائجنا، حيث يستخدم Reines & Volonteri (2015) نفس الطريقة مثل طريقتنا لتقدير كتل الثقوب السوداء في AGNs، وأيضًا لأن مجراتهم المضيفة هي في الغالب أنظمة من النوع المتأخر التي تشكل النجوم كما في عيّنتنا (نظرًا لأن الجزء الأكبر من مجرات AGNs في عيّنتنا لديها مؤشر سيرسيك من ، كما هو موضح في الجدول 3). تظهر الماس الماسية الحمراء قياسات إضافية قدمها Greene et al. (2020)؛ يتم عرض أفضل علاقة ملائمة قدموها بواسطة الخط الأزرق والمنطقة المظللة الزرقاء (مما يعطي التشتت وعدم اليقين في العلاقة)؛ نحذر من أن Greene et al. (2020) يستخدمون تقديرات مختلفة للثقوب السوداء مقارنة بوصفنا، لذا فإن المقارنة مع نتائجنا لها هذا العامل الإضافي من عدم اليقين. من أجل الاكتمال، نعرض أيضًا العلاقة المحلية بواسطة Kormendy & Ho (2013) بخط متقطع، والذي هو مع ذلك لعينة تتكون أساسًا من مجرات من النوع المبكر، وبالتالي ربما لا يمكن مقارنتها مباشرة مع عيّنتنا من حيث كتلة النجوم (Sturm & Reines 2024) نظرًا لأن AGNs لدينا مستضافة بشكل أساسي في مجرات من النوع المتأخر، ولكن قد تكون أكثر ملاءمة للمقارنة مع الكتل الديناميكية، كما هو موضح في القسم التالي. تشير المربعات الزرقاء إلى AGNs ذات الخطوط العريضة العالية الزخرفة التي تم اكتشافها مؤخرًا بواسطة JWST من خلال مسوحات AGN المختلفة، حيث نبلغ فقط عن تلك الاكتشافات التي هي على الأقل أكثر دلالة من ولها كتلة نجمية تم الإبلاغ عنها (Kocevski et al. 2023؛ Harikane et al. 2023؛ Übler et al. 2023؛ Ding et al. 2023؛ Bogdán et al. 2024؛ Goulding et al. 2023). يتم عرض AGNs الجديدة ذات الخطوط العريضة JADES، بما في ذلك GN-z11، بدوائر ذهبية كبيرة. تصل الخطوط البرتقالية المتقطعة الرأسية إلى الثقوب السوداء المرشحة للاندماج.