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清大天文學家率先捕捉到雙星釋放出罕見的伽瑪射線

臺北天文館_96
・2011/07/25 ・1659字 ・閱讀時間約 3 分鐘 ・SR值 548 ・八年級

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清大天文研究所江國興教授所領導的緻密天體研究小組成員博士後研究員譚?軒博士,為第一位發現一個位於南十字座的雙星系統出現「伽瑪射線瞬變現象」 的天文學家。他首先捕捉到一個包含脈衝星的雙星系統釋放出高能伽瑪射線。江國興教授領導的研究團隊,早於另一個由美國天文學家主導的團隊,率先報導了這一 發現。研究成果於2011 年7 月20 日刊登在國際頂尖期刊《天文物理期刊通訊》(The Astrophysical Journal Letters) 上。

2010 年12 月,一對罕見的雙星於彼此不到金星與太陽的距離擦身而過。一般的雙星系統是由兩顆恆星或者一顆恆星跟一顆白矮星組成。這對位於南十字座的雙星,卻是由一顆 大質量恆星和一顆脈衝星(即快速旋轉的中子星)組成。這個大質量雙星系統的特別之處在於,熾熱而呈藍白色的主星是如同太陽一般的恆星,但直徑卻比太陽大9 倍。伴星的大小則遠小於地球 (通常只有10-20 公里左右)。這對雙星是已知的伽瑪射線大質量雙星系統中,唯一確定包含脈衝星的。

全球的天文學家對於這對特別的雙星抱著極大的興趣。這不但是因為這樣近距離的接觸每3.4 年才發生一次,而且天文學家預期在這段時間會偵測到伽瑪射線,為雙星系統的互動機制提供重要的線索。在國科會的支持下,清大天文研究所江國興教授所領導的 緻密天體研究小組,也對這次事件進行了伽瑪射線和X 光的觀測。

自去年10 月上旬開始,譚?軒就定期對「費米伽瑪射線太空望遠鏡(Fermi Gamma-Ray Space Telescope)」所收集的數據進行分析。他表示:「雙星的週期長達3.4 年,使這次觀測機會很難得,而且更是費米望遠鏡自2008 年升空以來的第一次機會,天文學家都非常的期待。」小組另一位成員黃修慧博士補充說:「 過去,天文學家曾經利用無線電波和X 光等波段觀測這對雙星,卻從來沒有偵測到十億電子伏特這波段的伽瑪射線。 長期以來天文學家都在尋找雙星系統釋放的伽瑪射線,被我們找到了!」 這顯示費米伽瑪射線太空望遠鏡有著?大的潛力。

這顆脈衝星名為PSR B1259-63,大小跟新竹市差不多,質量卻有太陽的兩倍。脈衝星的光束就像宇宙中的一座燈塔,只有當光束掃過地球的時候才能被看到。位於澳洲的帕可斯 電波望遠鏡(Parkes telescope)在1989 年首次發現這些脈衝,而得知PSR B1259-63 以每秒約21 次的頻率自轉。不僅如此,這顆脈衝星以一條橢圓而傾斜的軌道繞著一顆稱為LS 2883 的大質量恆星運行。這顆巨大恆星的質量是太陽的二十四倍。由赤道往外擴散的恆星風更形成一個圓盤,每當脈衝星在距離大質量恆星約一億多公里而向其接近時, 會先穿過恆星圓盤, 然後以最短距離掠過恆星, 離開時再次穿越恆星圓盤(見圖)。

研究團隊成員之一、香港大學物理系的日藉博士後研究員高田順平博士表示:「當脈衝星通過恆星圓盤時,由脈衝星產生的高能粒子與圓盤的物質產生互動,這 些粒子就有可能被進一步加速而釋放出伽瑪射線。」不過,到目前為止要完全解釋伽瑪射線的數據卻是一件不容易的事,因為伽瑪射線的光譜和亮度的變化出乎天文 學家事前的預測。江國興教授說:「在去年十一月中旬,我們首先探測到微弱的伽瑪射線,並第一時間告知全球的天文學家。因為訊號太微弱,這發現曾遭到一些天 文學家的質疑。」後來這微弱的伽瑪射線也消失了, 這現象跟一些理論所預測的不太符合。江國興繼續說:「意料不到的是,從一月中旬開始,我們又重新觀測到伽瑪射線,而強度竟然比上一次增加了好幾倍。這是前 所未有的發現, 到現在還沒有一個公認的解釋。」

「剛開始觀測的時候只是抱著一種探索的心情,想不到後來卻有突破性的發現。」譚?軒興奮的說。「我想研究工作就是要以開放且認真的態度,去接受來自宇宙的一切可能性。」

費米伽瑪射線太空望遠鏡是由美國太空總署領導的國際團隊所建造,並於2008 年8 月11 日發射升空。所有數據即時公開以供全球天文學家使用。清大天文所是全球首批利用費米伽瑪射線太空望遠鏡進行研究的團隊之一。

圖片說明:在2010 年11 月到2011 年2 月,脈衝星PSR B1259-63 接近大質量恆星LS 2883。 費米伽瑪射線太空望遠鏡(Fermi Gamma-Ray Space Telescope) 偵測到兩次的伽瑪射線瞬變。圖片提供:NASA/Goddard Space Flight Center/Francis Reddy (繪圖) 及清大天文研究所譚?軒(費米伽瑪射線太空望遠鏡影像)

資料來源:清華大學天文所江國興教授提供, 2011.07.21

引用自臺北天文館之網路天文館網站

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・2022/11/01 ・2113字 ・閱讀時間約 4 分鐘

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活躍黑洞的炙熱遺跡:費米泡泡
EASY天文地科小站_96
・2022/04/29 ・4611字 ・閱讀時間約 9 分鐘

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  • 作者:林彥興|EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生,努力在陰溝中仰望繁星
圖/ESA/Gaia/DPAC; H.-Y. Karen Yang; NASA visualization team.

你看過銀河嗎?

如果你在晴朗的夏日午夜旅行到沒有光害的山上,將會看到天上有一條淡淡的、若有似無的亮帶,好像一條薄薄的雲橫跨夜空,它正是我們所居住的星系 ── 銀河系(Milky Way)的盤面。在數位相機的加持之下,我們還能看到這薄薄的盤面上,其實布滿恆星、星雲、以及塵埃帶,複雜、深邃而美麗。

美麗的銀河。圖/陳子翔(CC BY-NC-ND 4.0)拍攝於清境。

但如果,你有一雙能夠看到「伽瑪射線」的眼睛,你將看到兩個視角高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形「泡泡」,矗立於銀河盤面兩側。它們名為「費米泡泡 Fermi Bubbles」,是銀河系中巨大且神祕的結構之一。

費米泡泡的起源,以及存在的意義,一直是過去十多年來,天文學家相當關注的研究主題。

費米泡泡示意圖。圖/NASA’s Goddard Space Flight Center

最近(2022 年 3 月),一篇刊登於《自然天文學》(Nature Astronomy)的研究顯示,壯闊的費米泡泡很可能源自兩百多萬年前,銀河系中心超大質量黑洞的一次能量爆發。

費米泡泡的發現

當我們一聽到「費米泡泡」這個詞,腦海中浮現的第一個問題往往是:

「費米是誰?這個泡泡跟他有什麼關係?」

在物理界,恩里科.費米(Enrico Fermi)這個名字可謂家喻戶曉。他是 20 世紀初最重要的物理學家之一,曾參與曼哈頓計畫,設計與建造世上第一個核子反應爐和原子彈;並且在量子力學、核子物理、粒子物理和統計力學都貢獻卓越。後世以他命名的物理概念、研究計畫不計其數。這之中,就包含「費米伽瑪射線太空望遠鏡 Fermi Gamma-ray Space Telescope」。

費米太空望遠鏡。圖/NASA

正如其名,費米是一座專門用於觀測伽瑪射線的太空望遠鏡,它於 2008 年發射升空,是軌道上最好的伽瑪射線太空望遠鏡之一。比起前輩們,費米擁有更大的視野、更高的靈敏度和空間解析度,可以看得更廣、更暗、更清楚。

它的主要任務,是不斷的掃視整片天空,繪製伽瑪射線的全天地圖(all sky map),研究黑洞、中子星、超新星等宇宙中最高能的天體。

費米太空望遠鏡的十週年科學成果紀念海報。圖片中橢圓形的區域,就是費米拍攝的伽瑪射線全天圖,以等面積投影法投影成二維的圖。中間的水平亮帶源自銀河盤面上的氣體,上下兩個泡泡狀結構就是費米泡泡的示意圖。圖/NASA

費米太空望遠鏡升空短短兩年後,天文學家就從觀測資料中發現,如果我們將費米的全天伽瑪射線圖中已知的星體(比如銀河系的瀰散氣體、中子星、其他星系等)全部扣除,將會看到銀河中心的上下兩側,各有一對高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形區域,而這是從未發現過的銀河系新結構!

天文學家於是將它命名為「費米泡泡 Fermi Bubble」,以紀念費米太空望遠鏡的重要貢獻。

相對於銀河系中的瀰散氣體,費米泡泡的亮度其實並不高。因此天文學家必須先小心翼翼的將其他伽瑪射線的來源建模並扣除,才能看到這巨大但黯淡的構造。影/NASA Video

而除了在伽瑪射線看到的費米泡泡之外,天文學家也在微波和 X 射線波段看到了相似的結構。

在微波波段,威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)和普朗克衛星(Planck)都在費米泡泡的位置觀測到兩片橢圓形的明亮區域,天文學家稱之為「微波薄霧 microwave haze」。而在 X 射線波段,2019 年才昇空的義羅西塔(eROSITA)衛星則發現了與費米泡泡相似,但是更大的泡泡狀結構,被稱為「eROSITA 泡泡」。

另外,在紫外線波段,雖然沒辦法直接看見泡泡狀的結構,但天文學家藉由遙遠天體通過費米泡泡中的稀薄氣體時產生的吸收譜線,可以計算出費米泡泡的膨脹速率,大約是每秒數百到數千公里的等級。

綜合以上資料,天文學家認為費米泡泡應該是源自數百萬至一千萬年前,銀河系中心的一次巨大爆炸。這場爆炸大約釋放了 1048 – 1049 焦耳的龐大能量(相當於太陽終其一生釋放的能量,再乘以 10000 倍以上),並加熱了銀河系中心的氣體,使其以每秒數千公里的速度劇烈膨脹。百萬年後的今天,就成為了橫跨數萬光年巨大泡泡。

但是,這張錯綜複雜的拼圖,還缺少了最核心的一塊:

這麼龐大的能量,究竟是從何而來?

超新星爆發還是黑洞噴流?費米泡泡的身世之謎

費米泡泡剛被發現不久,天文學家就對驅動費米泡泡的核心引擎,提出了兩位候選人:

第一種觀點,認為銀河系中心在數千萬年前可能曾有大量的恆星形成,其中年輕的恆星由於壽命短暫,很快的就走完它的一生,並發生超新星爆炸,釋放出巨大的能量。

另一種觀點,則認為銀河系中心的超大質量黑洞在數百萬年前可能短時間內吃進了大量氣體,並在過程中將能量以噴流(jet)或外流(outflow)的形式釋放出來。

兩種說法聽起來都頗有可能,而且天文學家都有在其他星系看過類似的現象,那該怎麼知道哪邊才是對的呢?這時,天文學家們就兵分兩路,觀測學家們繼續對費米泡泡進行更多觀測,尋找更多可能的隱藏線索;理論學家則利用電腦模擬,嘗試在電腦中重現出觀測結果。

劇烈的超新星爆發(如左圖的 M82)與黑洞噴流(如右圖的 Centaurus A)都可能產生類似費米泡泡的結構。圖/NASA, ESA, CXC, and JPL-CaltechNASA/CXC/SAO, Rolf Olsen, JPL-Caltech, NRAO/AUI/NSF/Univ.Hertfordshire/M.Hardcastle

早年,兩派假說各有各的優勢,也有各自難以解釋的弱點。但隨著觀測資料的不斷累積,天文學家漸漸發現黑洞的噴流假說似乎更符合觀測結果,因此更具說服力。但即使如此,想要在電腦模擬中一次重現費米泡泡所有的觀測特徵,仍是相當困難的挑戰。

三個願望,一次滿足

然而今(2022)年三月,清大天文所楊湘怡教授利用三維磁流體力學電腦模擬(MHD Simulation),就一次重現了費米泡泡、義羅西塔泡泡與微波薄霧三個重要的觀測特徵。

他們假設銀河系中心的超大質量黑洞,在 260 萬年前曾經朝著銀河系盤面的上下兩側噴出兩道噴流。噴流帶有 1050 焦耳的強大能量,其中含有大量以接近光速運動的高能電子。當這些高能電子與低能量的光子碰撞時,電子會將能量傳遞給光子,就好像被保齡球打到的球瓶一樣,讓光子從低能量的可見光,變成高能量的伽瑪射線。這個被稱為「逆康普頓散射 Inverse Compton Scattering」的機制,讓我們能在伽瑪射線看到費米泡泡。

與此同時,這些高能電子在銀河系的磁場中運動時,會以「同步輻射 Synchrotron Radiation」的方式放出微波與無線電波,形成我們看到的微波薄霧。最後,強大的噴流在撞擊銀河系中的氣體時,會產生以每秒數千公里高速移動的震波(Shock Wave)。震波所到之處,受到壓縮而加溫的氣體就會釋放出 X 射線,成為我們看到的義羅西塔泡泡。而且氣體運動的速度,也與紫外線觀測的結果相符。

這個研究結果,將伽瑪射線、X 光、紫外線到微波的所有觀測結果,用黑洞噴流漂亮的一次重現,這無疑是我們對費米泡泡理解的一大進展。

將理論模擬的費米泡泡投影到銀河系的可見光影像上。圖中可以清楚的看到費米泡泡(Cosmic rays)、義羅西塔泡泡(Shocks)以及它們跟太陽到銀河系中心的距離(28000 光年)的大小比較。圖/ESA/Gaia/DPAC; H.-Y. Karen Yang; NASA visualization team

未來展望

那麼,費米泡泡的身世之迷,就此蓋棺論定了嗎?

嗯⋯⋯還沒這麼快。

無論多麼精細的模擬,終究是對真實世界的近似與簡化,理論學家永遠可以繼續考慮更多的物理機制,計算出更精細的結果。觀測天文學家也會不斷拿出更多、更好的儀器,挑戰模擬的結果。

更宏觀的看,如果銀河系中心的超大質量黑洞在兩百多萬年前真的曾經如此活躍,它釋放出的龐大的能量,是否曾對銀河系造成其他的影響?我們是否能夠從中學到更多關於銀河系的歷史,以及黑洞跟星系間複雜的共同演化機制?這些都有待天文學家的持續探索。

費米泡泡的故事,仍未完結。

銘謝

感謝論文第一作者、清大天文所楊湘怡老師對本文的指導與建議。

參考資料(學術論文)

  1. Fermi and eROSITA bubbles as relics of the past activity of the Galaxy’s central black hole | Nature Astronomy
  2. Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles – NASA/ADS
  3. X-Ray and Gamma-Ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures – NASA/ADS
  4. Fermi Gamma-ray Space Telescope: High-Energy Results from the First Year

延伸閱讀(報導與科普文章)

  1. 本次研究相關
  2. 費米泡泡相關
  3. 其他相關天文物理科普文章
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重力波太強,不晃會被撞到地上:為何重力波讓整個天文學界為之震動呢?──《科學月刊》
科學月刊_96
・2017/12/11 ・2954字 ・閱讀時間約 6 分鐘 ・SR值 542 ・八年級

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文/金升光|中央研究院天文及天文物理研究所

重力波的研究拿下了今年的諾貝爾物理獎。圖/Charly W. Karl@Flickr

一如許多人事前的預期,重力波研究毫無懸念的拿下了今年的諾貝爾物理獎(參閱《科學月刊》本期諾貝爾物理獎介紹)。然而,要讓大多數圈外人相信這些臂長 3、4 公里的雷射干涉儀可以分辨出信號振幅只有質子大小千分之一,而且還是來自十幾億光年的外太空、連天文學家都未能預見的大型星球質量雙黑洞碰撞,其實是有些難度。

得獎恭賀之聲尚未稍歇,美國國家科學基金會(National Science Foundation, NSF)10 月16 日在華府與重力波研究團隊--包含美國的 LIGO 計畫和 8 月初才加入聯合觀測的歐洲 Virgo 干涉儀,以及代表全球 70 多個天文台的科學家們大陣仗的召開記者會,宣布了第 5 個重力波事件 GW170817、同時也是伽瑪射線爆 GRB 170817A 的相關研究。這是人類首度透過各個電磁波段確認重力波來源,並詳細觀測爆發後的餘暉(a­irglow),推斷是來自長蛇座方向距離我們 1.3 億光年 NGC 4993 星系內兩顆中子星相互碰撞的結果。碰撞不僅實際上使全球振動,也讓許多地面和軌道上的大望遠鏡轉向同樣的目標。這原因當然不只是為了再次驗證愛因斯坦相對論的成功而已。

短伽瑪射線爆與重力波的關聯

伽瑪射線爆(gamma-ray burst, GRB)是冷戰時期美國衛星為了監測前蘇聯的核子試爆活動意外發現的。這類天體的高能輻射爆發時間只有幾秒鐘,每年可偵測到上百次,遍布全天空,幾乎不重覆發生且無法預測,研究困難進展緩慢。部份的 GRB 爆發後在波長較長的電磁波段可以觀測到餘暉,亮度衰減幾小時或幾天之後就很難看見。GRB 爆發時的光度比超新星還亮,是人類肉眼可能看到的最遙遠的天體(例如 GRB 080319B)。不過,一般認為這瞬間的高能輻射應該像燈塔一樣,只集中在特定的方向。

統計發現,依照爆發時間長短和伽瑪射線頻譜分布可以將 GRB 分成長、短兩種。透過其他間接的證據,天文學家長久以來就懷疑雙中子星合併是某些短 GRB(short GRB)的前身,一夜之間得到證實。雙中子星系統經由重力波輻射損失能量、和脈衝雙星的軌道衰減觀測吻合,不僅是重力波存在的間接證據(1993 年諾貝爾物理獎),也是LIGO 計畫最初就鎖定的觀測目標之一。雖然雙中子星質量較小,GW170817 卻是 5 次事件中信號(信噪比)最強的,合併前100 秒內的周期變化清晰可辨;它和我們的距離不到前幾次雙黑洞系統的十分之一,同時也是少數已測得距離的短GRB 中最近的一個。

中子星碰撞與中子快捕獲過程

GRB 的餘暉和爆發後的產物或周遭的星際介質有關,科學家並不預期雙黑洞合併會放出強烈的電磁波。9 月底才剛發布了第 4 次重力波事件 GW170814 的研究結果,眾多大小望遠鏡搜尋仍一無所獲。但是中子星不同,它比較像是一個如臺北市般大小,質量卻比太陽稍大的巨大原子核。每立方公分的中子星物質比全人類體重加起來還多。當中子星碰撞合併,無可避免的會有些物質被釋放或噴發出來,這過程比單純的雙黑洞合併還要複雜。

一般人很少在意周期表上各種元素的含量和起源。當代科學認為,宇宙誕生不到半小時就產生了大部分的氫和氦,接著透過恆星內部的核融合反應生成碳、氮、氧等元素。也就是說,你、我、乃至身邊草木玩物的每一顆原子,都曾經是漂浮在銀河星際的星塵!

宇宙間組成物質的每一顆原子,都曾經是漂浮在銀河星際的星塵!圖/Wolfram Burner@Flickr

比鐵重的原子核融合會吸收能量,需要經由一些特別的核子反應才有可能,容易克服原子核靜電斥力的中子扮演著重要角色。重原子核(例如鐵)以快慢不同的速率吸收中子,經過系列衰變後會產生原子序更高的特定穩定核種。早在1957 年的一篇經典論文(史稱「B2FH」,依四位作者姓名),就指出快速的捕獲中子(即「中子快捕獲過程(r-process)」),是核合成(nucleosynthesis)的重要關鍵之一,核心塌縮的超新星和雙中子星碰撞正是核合成研究的焦點。

自由中子的半衰期不到 15 分鐘,不穩定的核種也依照長短不同的速率衰變。就像核子反應爐的燃料棒加熱爐心周遭,隨著超新星或中子星碰撞噴發物逐漸消散,透過模擬與計算可以預估、比對爆發後幾天或幾周從紫外光到紅外光的光度變化。

超新星的研究歷史較久,對應中子星系統的「巨新星(macronova)」或「千新星(kilonova)」不僅理論變數多,觀測樣本也少。千新星之名意謂著預期光度是典型新星的千倍。新星是密近雙星系統中緻密天體(通常是白矮星)吸積物質而產生星球表面的熱核爆炸,瞬間光度約為太陽的 10 萬倍左右;超新星則是整顆星球爆炸,最亮時可和全星系千億顆恆星相匹敵。兩者顯然有些差距。這次事件,重力波觀測隱含了質量、自旋與軌道角動量以及可能存在的潮汐形變等資訊,加上光學望遠鏡觀測放射性物質的衰變、運動、輻射傳輸等特性,讓我們瞥見如黃金和鑭系、錒系元素的誕生。婚禮上新人穿戴的飾品背後,很可能有段轟轟烈烈的故事啊!

從中子星物理到宇宙論研究

中子星表面及外層的結構可以透過核子物理來理解,但是核心處於極端物理條件下的那團夸克膠子電漿卻無法在實驗室驗證。若忽略磁場和對流,中學生可以用理想氣體定律來建造一個簡單的太陽模型。這定律就是一組狀態方程式(equation of state),由物質的基本特性來決定諸如溫度、壓力、體積等狀態變數之間的關係。

不同的關係求出的中子星質量、大小、形變也有差異。中子星大小有所不同,但是狀態方程式和物理基礎應該相同。預期未來更多中子星系統的精密分析,或可解決這重要的問題。

LIGO 重力波干涉儀數據顯示 GW170817 雙中子星合併前數十秒的頻 率(縱軸)變化,橫軸為時間。(圖/Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory)

重力波訊號隨著距離衰減,就像遙遠的標準燭光,是一把新的量天尺,一口氣跨到 1 億光年之外。配合望遠鏡同時觀測到的遙遠星系,可以測量宇宙膨脹。近年宇宙論學者希望能將哈柏常數的精確度推進到 1%,不同方法得到的數字卻有些出入,不難預見更多的重力波同步偵測將會提供另一種獨立的觀點。

另一方面,謎樣的暗物質與暗能量和其他重力理論的關係也再次受到嚴格檢視。在中子星合併的重力波訊號 1.7 秒之後,衛星才接收到伽瑪射線(和距離 1.3 億光年相對比,精確度高過 10-15)。雖然伽瑪射線的發射機制仍有待釐清,這時間差本身的意義也有待更多的類似事件來說明,任何嘗試修正的重力理論都必須正視這樣的精確結果。

天文學的新世界

重力波與各電磁波波段的多角觀測,一如預期的開啟了多元訊息天文學(multi-messenger astronomy)的新時代。除了順風耳和千里眼,微中子和宇宙線偵測也可望在不久的將來讓我們「聞到」來自外太空的不同風味。

NSF資助重力波研究40 多年,連同早年的干涉儀原型,總耗費將近11 億美元,LIGO 計畫一路走來不能算是一帆風順。然而,在確立計畫走向正確的科學目標、雷射等相關技術工藝的成熟、釐清良好有效的計畫管理、滿足目標願景的經費規畫,重力波計畫在科學上的成功,使得一切風風雨雨都只能算是大歷史的花邊新聞。GW170817 不只為天文物理研究新添上一塊里程碑,它是解答許多問題的羅塞塔石碑,而我們只看到了冰山的一角,新的時代才剛剛開始呢!

本文選自《科學月刊》2017年12月號

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入不惑之年還是可以當個科青

科學月刊_96
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