Astronomía

¿Pueden las estrellas masivas terminar como pos-AGB?

¿Pueden las estrellas masivas terminar como pos-AGB?

Recientemente descubrí que algunos objetos post-AGB se clasifican espectralmente como estrellas luminosas calientes. Por ejemplo, en el catálogo Toruń de objetos post-AGB, la estrella LSE 63 aparece como post-AGB y B1Iabe.

Pensé que los objetos post-AGB eran el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia. Por otro lado, también pensé que una supergigante B solo podría ser una etapa evolucionada de una estrella luminosa masiva. ¿Cómo pueden ambas cosas ser ciertas al mismo tiempo?


De las estrellas al polvo de estrellas

Por: Raphael Rosen 25 de julio de 2011 3

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Los astrónomos han determinado que la Supernova 1987A, una gigantesca explosión estelar que ocurrió hace cientos de miles de años, produjo una enorme nube de polvo cósmico, dice un equipo de astrónomos con base en Estados Unidos, Reino Unido y Europa. Su estudio de la Supernova 1987A, que hizo erupción dentro de la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite que se cierne cerca de nuestra propia Vía Láctea, sugiere que las estrellas en explosión podrían ser en gran parte responsables de las grandes cantidades de polvo que se encuentran en las galaxias que se formaron muy temprano en el universo.

Este gráfico muestra las mediciones del polvo cósmico expulsado por Supernova 1987A. El eje X muestra la longitud de onda de la radiación electromagnética (en micrones) y el eje Y representa la densidad de flujo.

El Observatorio Espacial Herschel "proporciona la primera evidencia sólida de que la supernova produjo una gran cantidad (aproximadamente la mitad de una masa solar) de polvo, que es la masa predicha por los trabajos teóricos", dice Mikako Matsuura (University College London), autor principal del estudio. . Los resultados del equipo se publicaron en línea en Ciencias para el 7 de julio.

Matsuura y otros investigadores recopilaron sus datos en abril y agosto de 2010 mientras usaban Herschel para observar SN 1987A, que saltó a la fama hace casi un cuarto de siglo. Aunque Herschel registró la onda expansiva de la supernova como un punto no resuelto de luz infrarroja, sus espectrómetros mostraron que la energía que emite se ajusta a la firma de nubes masivas de polvo relativamente frío.

Ella y sus colegas basan sus hallazgos en datos recopilados por dos de los instrumentos de Herschel. PACS (cámara y espectrómetro de matriz de fotodetectores) ve la luz en longitudes de onda que van desde 57 a 219 micrones. SPIRE (receptor de imágenes espectrales y fotométricas) es capaz de medir la intensidad de la luz en una longitud de onda particular utilizando múltiples mediciones simultáneas.

Una imagen que muestra el Observatorio Espacial Herschel frente a una fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble

Durante mucho tiempo he sospechado que este polvo existe en una concentración relativamente alta como producto de una nova y una supernova. Dado que es tan difícil de observar, tuvimos que esperar a que la tecnología lo detectara. Sospecho que cuanto más grande es la estrella supernova, más se produce y los elementos más pesados ​​deberían aumentar proporcionalmente al tamaño de la estrella en explosión (mayor porcentaje de elementos pesados). Incluso si la supernova produce un agujero negro, parte del material se desprenderá y no se volverá a introducir. Gracias por confirmar mis pensamientos sobre este asunto.

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Odio ser el sabelotodo que publica trampas, pero en aras de la claridad, debes cambiar el título de la primera figura. El eje X es la longitud de onda de las ondas electromagnéticas observadas, no el tamaño del grano de polvo.

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Bueno, la longitud de onda de emisión infrarroja del polvo depende del tamaño de su grano, supongo. Si es así, entonces el título no es un problema técnico, sino indirecto y esa dirección indirecta debe anotarse debajo del eje X.


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(sin embargo, puede hacer clic en los enlaces que se proporcionan a continuación para descargar esas películas)

700000 km.) Con la extensión radial de la estructura de temperatura que se muestra en la figura anterior (

3000 km), lo que muestra que la fotosfera del sol es extremadamente delgada.
Créditos: Observatorio de Dinámica Solar, NASA, descargue la película aquí.



erupciones solares y eyecciones de masa coronal

La temperatura efectiva de la estrella Tef se define a través del flujo radiativo total que emerge de la atmósfera estelar por unidad de área. Considerando una esfera análoga de cuerpo negro de radio Restrella, cuyo flujo radiativo total está dado por la ley de Stefan-Boltzmann como F = & sigmaT 4, definimos Tef como la temperatura de un cuerpo negro analógico que produciría el mismo flujo total.

Usando la definición de la luminosidad como integral del flujo total sobre la superficie estelar da como resultado la ley de Stefan-Boltzmann en la forma Lestrella = 4 y pi Restrella 2 y sigmaef 4 .

805 nm). La unidad de magnitud se deriva de un sistema utilizado por primera vez por el astrónomo griego Hipparcos (siglo II a. C.). En su catálogo de estrellas, la 1ª magnitud son las estrellas más brillantes, la 6ª magnitud son las estrellas apenas visibles para el ojo humano. La relación con el flujo físico F& lambda se estableció más tarde al darse cuenta de que el ojo humano tiene una sensibilidad logarítmica, y se ajustó el factor 2.5 para obtener resultados similares a los de Hipparcos.

En la práctica, las magnitudes no se miden de forma absoluta, sino en relación con las estrellas estándar, por eso hay dos objetos A y B en la ecuación anterior. A podría ser la estrella estándar (con conocida m& lambda), y B podría ser la estrella cuya magnitud queremos medir.

La magnitud absoluta M& lambda se obtiene moviendo la estrella a una distancia estándar de 10 pc, use F& lambda

1 / d 2 para derivar el segundo de la primera ecuación. Un parsec es el paralaje de un segundo de arco, una unidad de distancia utilizada en astronomía, es decir, la distancia a la que los objetos parecen bambolearse en el cielo debido al movimiento orbital de la Tierra alrededor del sol. El brillo absoluto M& lambda Es importante comparar las propiedades físicas de las estrellas situadas a diferentes distancias, por ejemplo, en el diagrama de Hertzsprung-Russel (H-R), ver más abajo. Para las estrellas de la secuencia principal, M& lambda está directamente relacionado con la luminosidad estelar Lestrella como se introdujo anteriormente.



Los espectros de las estrellas de la secuencia principal

Sin embargo, debemos considerar una ecuación de estado mucho más sofisticada, que sigue siendo válida incluso en las condiciones extremas de presión / temperatura en el interior de las estrellas, y debemos incluir un nuevo fenómeno físico, a saber, la producción de energía a través de reacciones nucleares. Para ello, se han desarrollado redes de reacciones nucleares (los coeficientes de velocidad se pueden medir en aceleradores de partículas) que predicen la tasa de producción de energía local total en función de la temperatura, la presión y la abundancia de elementos de corriente. Dado que estas reacciones, a cambio, cambian la abundancia de elementos, el problema se vuelve dependiente del tiempo.

En la secuencia principal, los efectos dependientes del tiempo son bastante pequeños, porque las abundancias de elementos todavía están cerca de sus valores primordiales. Sin embargo, una vez que el hidrógeno comienza a agotarse en el núcleo estelar, las cosas están cambiando. Las estrellas cambiarán su estructura interna, cambiarán sus tasas de producción de energía nuclear y comenzarán a evolucionar en el diagrama H-R.




Créditos de la imagen: Borb (Wikipedia)




Créditos de la imagen: Borb (Wikipedia)

El diagrama H-R es, ante todo, un resumen de los hallazgos observacionales, una herramienta mediante la cual se pueden caracterizar las estrellas. La idea teórica de que las estrellas se mueven realmente a lo largo de trayectorias particulares en el diagrama de HR es un resultado bastante reciente de la investigación llevada a cabo durante los últimos 60 años, un triunfo sin igual de la ciencia moderna, donde los esfuerzos concertados en el desarrollo de modelos informáticos estelares, la física de partículas (velocidades de reacción nuclear), la física experimental (ecuación de estado), la mecánica cuántica (opacidades) y las observaciones han logrado resolver este acertijo de manera convincente, que hoy en día llena los libros de texto estándar sobre estrellas.

Tenga en cuenta que el diagrama también muestra la masa estelar en la secuencia principal (magenta pálido) y la vida útil de la secuencia principal (verde). Líneas con constante Restrella también están incluidos. El sol está situado justo en el centro de esta parcela, una estrella G2V con Tef

5800 K y (obviamente) Lestrella = 1 Lsol.
Créditos de imagen: ESO.

Estas dos conchas se queman primero de forma estable (AGB temprano) y luego de forma alterna dependiente del tiempo (AGB de pulsación térmica). Estrellas de baja masa (Mestrella

Los productos finales de la evolución estelar (enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros) se retiran del ciclo cósmico de la materia, pero la mayor parte de la masa, una vez confinada en estrellas, vuelve a estar disponible para la formación de nuevas estrellas y planetas. De hecho, el sol, sus planetas y todos los organismos vivos de la Tierra (incluida la humanidad) están hechos de elementos que ya se han procesado un par de veces en el interior de las estrellas.

Las estadísticas de hoy muestran que la mayor parte de la masa devuelta al medio interestelar es proporcionada por los vientos estelares AGB, pero esto puede haber sido diferente en épocas anteriores, cuando el universo era más joven, más denso y menos enriquecido en elementos pesados. La abundancia actual de elementos pesados ​​como el hierro, que solo pueden ensamblarse en los núcleos de estrellas masivas, atestigua que la materia que compone nuestro mundo fue al menos una vez parte de una explosión de supernova.
Créditos de imagen: Technische Universit & aumlt Berlin (2004)


Estrellas de rama gigante asintótica (AGB)

Para las estrellas menos masivas que aproximadamente nueve veces la masa del sol, la última fase importante de la vida es como una estrella de rama gigante asintótica (AGB). Esta fase final de la quema de hidrógeno ocurre después de que la estrella se ha movido de la secuencia principal, a través de la Fase de Gigante Roja y pasado la Rama Horizontal (ver figura 1). En este punto, se caracterizan por un núcleo inerte de carbono-oxígeno, rodeado por dos capas de combustión nuclear separadas: una capa interna de helio y una capa externa de hidrógeno. Estas capas, a su vez, están rodeadas por una envoltura exterior fuertemente convectiva (ver figura 2).

A medida que la estrella evoluciona a través de la fase AGB, se enfría, se expande y aumenta su brillo, quemando su combustible nuclear cada vez más rápido. Para las estrellas AGB masivas de más de unas pocas masas solares, la estrella puede enfriarse hasta tal punto que el polvo comienza a condensarse en la envoltura convectiva exterior. Al mismo tiempo, la estrella puede comenzar a pulsar con amplitudes muy grandes. A medida que la estrella evoluciona, las pulsaciones se hacen más grandes y más largas. La gran pulsación y la formación de polvo se combinan para expulsar un viento de la superficie de la estrella, que puede levantar rápidamente toda la capa exterior de hidrógeno y poner fin a la quema de hidrógeno de la estrella. Lo que queda es una capa polvorienta de hidrógeno que se expande lentamente hacia el espacio y una enana blanca muy caliente en el centro, objetos que conocemos como nebulosa bipolar o planetaria. La nebulosa se dispersa rápidamente, dejando una enana blanca inerte que se enfría lentamente.


Materia oscura en el universo

VI.B El flujo a gran escala en las galaxias locales: la materia oscura y el flujo del Hubble

La determinación de la distancia puede ser un problema para las galaxias fuera del grupo local y el cúmulo de Virgo. Esto tiene que ver con nuestra incapacidad para resolver estrellas individuales y regiones H II. Se han desarrollado varios métodos que permiten la determinación del brillo intrínseco de las galaxias independientemente de sus velocidades de flujo del Hubble. La Relación Tully-Fisher correlaciona la magnitud absoluta de una galaxia, ya sea en el azul o en el infrarrojo, con el ancho de la línea de 21 cm. Aunque esto depende de la inclinación de la galaxia, esto se puede tener en cuenta a partir de imágenes ópticas, y proporciona una calibración para la luminosidad intrínseca de la galaxia a partir de la cual, utilizando la magnitud aparente, se puede obtener la distancia directamente, sin supuestos cosmológicos. . Otro calibrador, especialmente útil para galaxias elípticas y pobres en gas, es el Relación Faber-Jackson. Esto usa la dispersión de velocidad observada para el núcleo de galaxias elípticas y esferoides para determinar la luminosidad intrínseca de la galaxia madre. Es representativo de una amplia clase de objetos, indicativo de la formación disipativa de los sistemas, y es

donde σ es la dispersión de la velocidad del núcleo y norte ≈ 4 de la mayoría de los estudios.

Usando estos métodos, es posible obtener la distancia a una galaxia independiente de la velocidad de Hubble, luego se pueden buscar desviaciones sistemáticas de la isotropía de la expansión de las galaxias en la vecindad del Grupo Local. Las observaciones muestran que hay una desviación a gran escala del movimiento de las galaxias en las proximidades de la galaxia. Las desviaciones con un gran desplazamiento a la velocidad virgocéntrica del orden de 600 a 1000 km seg -1 muestran que hay una gran desviación de la ley de Hubble en relación con la expansión uniforme que generalmente se supone. La escala característica asociada con esta desviación es de aproximadamente 50-100 Mpc, mucho mayor que el tamaño generalmente asociado con los cúmulos de galaxias, pero en una escala de supercúmulos. Ninguna masa puede identificarse claramente con esta concentración perturbadora gravitacional, pero se ha argumentado que puede ser un grupo de galaxias de orden 10 14 METRO, aproximadamente del tamaño asociado con un cúmulo muy grande o un pequeño supercúmulo de galaxias. El misterio es su baja luminosidad, pero se encuentra cerca del plano galáctico, lo que explicaría la dificultad para observar las galaxias que la constituyen. Esto puede ser indicativo de otras desviaciones a gran escala en una escala mayor de gigaparsecs.


El código de fotoionización Cloudy

Las galaxias están formadas por muchas estrellas. Por ejemplo, se estima que nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, contiene aproximadamente 250 mil millones de estrellas. A pesar de este gran número, las galaxias parecen consistir principalmente en espacio vacío. Sin embargo, esa apariencia es engañosa. Existe una mezcla muy tenue de gas y polvo entre las estrellas que generalmente se conoce como el medio interestelar (ISM). La densidad de este material es extremadamente baja: entre 1 partícula por cm 3 en el ISM general y de 10.000 a 1.000.000 de partículas por cm 3 en las regiones “densas”. Tales números son difíciles de comprender. En la mayor parte del ISM, la densidad es menor que el vacío más duro que se puede crear en los laboratorios de la Tierra. Sin embargo, se puede observar el ISM. Esto solo es posible porque hay vastas regiones de espacio llenas de ISM, lo que lleva a un efecto acumulativo significativo. Esto nos permite estudiar el ISM, que es importante por varias razones. Estos se discutirán un poco más adelante.

Fig. 1 - "Los pilares de la creación". Ésta es una región de formación de estrellas en la Nebulosa del Águila. En las regiones oscuras se están formando nuevas estrellas, pero la nebulosa también está siendo erosionada por la luz ultravioleta de estrellas cercanas que se formaron recientemente en la nebulosa y ahora han evaporado la parte de la nube que las rodeaba inmediatamente. Crédito de la imagen: NASA.

El ISM es una mezcla de material primordial y procesado. El material primordial fue creado en el Big Bang y consiste casi exclusivamente en hidrógeno y helio. Este es el material del que se formó la galaxia. Este gas luego colapsó aún más en la primera generación de estrellas. Todas las estrellas producen energía a través de reacciones nucleares, p. Ej. creando helio a partir de hidrógeno. Pero durante las etapas finales de su evolución también tienen lugar otras reacciones nucleares, como quemar helio en carbono y oxígeno y posiblemente incluso elementos más pesados. Estos productos de reacción nuclear luego se mezclan con la superficie de la estrella por convección y finalmente son expulsados ​​al ISM ya sea por un viento que emana de la superficie estelar o por una explosión (como una supernova). Este es el material procesado que las estrellas agregan continuamente al ISM. En esta mezcla de material primordial y procesado se formarán regiones densas, llamadas nubes moleculares, donde se pueden formar nuevas estrellas. Entonces, esta segunda generación de estrellas no solo contendrá hidrógeno y helio, sino también elementos más pesados ​​que fueron creados por la primera generación de estrellas. De esta manera, tenemos un proceso cíclico en el que las estrellas se forman a partir del ISM, crean elementos más pesados ​​(como carbono y oxígeno) en sus interiores y expulsan ese material de regreso al ISM, donde se puede usar para formar nuevas estrellas. Con cada vuelta de este ciclo, se forman más y más elementos pesados. Este ciclo es una necesidad para crear planetas rocosos y eventualmente vida.

Figura 2NGC 6302, también llamada Nebulosa del Insecto, es un hermoso ejemplo de nebulosa bipolar. Es una nebulosa planetaria joven con una estrella central masiva (una enana blanca) que es una de las estrellas más calientes de la galaxia. Tiene una temperatura superficial superior a 250.000 grados Celsius. Crédito de la imagen: NASA.


Los vientos estelares de estrellas masivas

Las estrellas masivas tienen una masa de aproximadamente 10 a 100 veces la de nuestro Sol. También son más grandes, con un radio de aproximadamente 20 veces el radio solar. Y también son más calientes, con temperaturas superficiales de 15.000 a 50.000 K (en comparación con los aproximadamente 5.750 K del Sol). Pero lo más impresionante es su luminosidad, que puede alcanzar hasta un millón de veces la del Sol. Esta luminosidad extremadamente alta tiene una consecuencia interesante: la luz es tan fuerte que empuja las capas externas de la estrella. De esta forma se forma un viento estelar. La estrella está rodeada por este material de viento estelar que fluye constantemente lejos de la estrella, con velocidades de hasta 3000 km / s. La cantidad de material que se pierde debido al viento estelar (la tasa de pérdida de masa) es sustancial. Durante su vida relativamente corta de unos pocos millones de años, una estrella muy masiva podría perder fácilmente la mitad de su masa original.

Los radiotelescopios del Very Large Array (VLA) en Nuevo México, EE. UU. Crédito de la imagen: NRAO / AUI / NSF.

El material del viento estelar alrededor de la estrella es detectable en varias longitudes de onda. Ronny Blomme y sus colegas del University College London utilizaron observaciones de radio para determinar la tasa de pérdida de masa de estas estrellas masivas. Uno de los radiotelescopios que utilizaron para observar estas estrellas es el Very Large Array (VLA). No se trata de un solo telescopio, sino de un conjunto de 27 antenas que se utilizan juntas para realizar una observación. Hay una buena razón por la que se necesitan múltiples antenas en radioastronomía. Un solo radiotelecopio, incluso con un plato grande, no ve con mucha nitidez debido a la gran longitud de onda a la que observa. Pero al combinar la información de diferentes antenas, en una técnica llamada interferometría, se puede obtener una imagen mucho más nítida.

La estrella ζ Puppis vista por el radiotelescopio ATCA a una longitud de onda de 6 cm. La cruz muestra la posición óptica de la estrella. Figura adaptada de R. Blomme et al. (2003, A & ampA 408, 715).

Otro telescopio utilizado es el Australia Telescope Compact Array (ATCA), que tiene un conjunto de 6 antenas. Con este telescopio observamos la estrella ζ Puppis en longitudes de onda de radio de 3,6 cm y 6 cm. Una de las razones por las que queremos mirar diferentes longitudes de onda es que, de esta manera, miramos diferentes regiones del viento estelar. Cuanto más larga sea la longitud de onda, más lejos en el viento estelar estamos mirando.

Los flujos de la estrella ε Orionis, en función de la longitud de onda, desde las longitudes de onda visuales (color verde) sobre las infrarrojas (rojas), las milimétricas (violeta) hasta las longitudes de onda de radio (azul). Los flujos se muestran en comparación con lo que esperaríamos de un viento suave. Figura adaptada de R. Blomme et al. (2002, A & ampA 382, ​​921).

Podemos comparar los flujos en varias longitudes de onda de radio, y ampliamos esa comparación a longitudes de onda más cortas, como el milímetro y el infrarrojo. El flujo en cada una de estas longitudes de onda se puede utilizar para determinar la tasa de pérdida de masa. Y, por supuesto, esperamos que la tasa de pérdida de masa sea la misma, independientemente de la longitud de onda (esto se muestra en el "modelo de viento suave" en la figura). Pero esto resulta no ser cierto. Especialmente en longitudes de onda milimétricas, el flujo es mayor de lo esperado. Este exceso de flujo ya se puede ver en las longitudes de onda infrarrojas más largas. En la radio, el exceso de flujo también está presente y disminuye con la longitud de onda.

Agrupaciones en el viento estelar. El disco azul claro en el centro de la figura es la estrella misma. A su alrededor, el material que fluye se amontona. La codificación por colores de los grupos corresponde a la longitud de onda a la que vemos su efecto (rojo → infrarrojo púrpura → milímetro azul → radio).

La razón de este flujo excesivo es que el material en el viento no se distribuye uniformemente, sino que está agrupado. Debido a la forma en que se genera la emisión de radio, cuando el material se junta en un grupo, emite más flujo. Y aún hay más. El exceso de flujo en varias longitudes de onda no es el mismo. Esto significa que la cantidad de aglutinamiento no es la misma en diferentes regiones del viento. La figura de ε Orionis muestra que, cerca de la estrella, el agrupamiento aumenta con la distancia desde la estrella (correspondiente al infrarrojo a las longitudes de onda milimétricas). Sin embargo, más lejos en el viento (correspondiente a las longitudes de onda de radio), la aglomeración vuelve a disminuir.


Estrellas post-AGB como trazadoras del origen de elementos en el universo

La evolución química de las galaxias se rige por los rendimientos químicos de las estrellas, especialmente de las estrellas Asymptotic Giant Branch (AGB). Esto subraya la importancia de comprender cómo las estrellas AGB producen sus elementos al obtener rendimientos nucleosintéticos estelares precisos. Aunque la nucleosíntesis de AGB tiene validez general, existen incertidumbres críticas (como el tratamiento de los procesos de mezcla conducidos por convección y la pérdida de masa) en los modelos estelares actuales. Las observaciones de estrellas post-Asymptotic Giant Branch (post-AGB) sirven como herramientas excelentes para cuantificar las discrepancias más fuertes y eliminar incertidumbres cruciales que obstaculizan el modelado estelar. Nuestros estudios recientes de estrellas post-AGB han demostrado una diversidad química intrigante que va desde estrellas que están extremadamente enriquecidas en carbono y s-Elementos de proceso para el descubrimiento de la primera estrella post-AGB sin rastros de carbono ni s-Elementos de proceso. Además, la nucleosíntesis de AGB se ve significativamente afectada por un compañero binario. Estos resultados reflejan la complejidad que rodea la producción de elementos en las estrellas AGB. En esta revisión, presentaré brevemente la intrigante diversidad química observada en las estrellas post-AGB y sus implicaciones en la producción de elementos / isótopos en las estrellas AGB y los rendimientos nucleosintéticos estelares.

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7 - Estrellas binarias post-AGB como trazadoras de la evolución estelar

En este capítulo, la atención se centra en las propiedades de las estrellas post-Asymptotic Giant Branch (post-AGB) en sistemas binarios. Sus distribuciones de energía espectral (SED) son muy características: muestran un exceso en el infrarrojo cercano, indicativo de la presencia de polvo cálido, mientras que las estrellas centrales están demasiado calientes para estar en una fase evolutiva de producción de polvo. Esto permite una detección eficiente de candidatos binarios post-AGB. Ahora está bien establecido que el exceso de infrarrojo cercano es producido por el borde interno de un disco polvoriento estable que rodea el sistema binario. Estos discos son versiones ampliadas de discos protoplanetarios y forman una segunda generación de discos keplerianos estables. Es probable que se formen durante un proceso de interacción binaria cuando el primario estaba al ascender el AGB. El capítulo resume lo que se ha aprendido hasta ahora de las propiedades de observación de estos binarios posteriores a AGB. El impacto de la creación, vida útil y evolución de los discos circumbinarios en la evolución del sistema aún no se ha entendido completamente.


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