Ensino de Astronomia UFABC Aula: Estrelas II

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Universidade Federal do ABC
Yuri Fregnani
e-mail: [email protected]
Ensino de Astronomia UFABC
Aula: Estrelas II
Como seria o céu noturno sem poluição atmosférica e luminosa - Thierry Cohen - São Paulo 23° 32' 09'' S 2011-06-07 Lst 11:52
http://thierrycohen.com/pages/work/starlights.html#
Resumo da última aula
Resumo
• Vimos que o meio interestelar, o meio entre as
estrelas, é formado de gás + poeira
interestelar.
• Esses elementos podem se aglomerar,
formando nebulosas e nuvens moleculares
gigantes.
• Esses aglomerados podem sofrer alguma
perturbação e se fragmentarem.
• Após a fragmentação, dependendo de sua
massa, se tornam instáveis gravitacionalmente
e colapsam.
• O colapso gravitacional aquece o núcleo de
matéria condensada, ele começa a girar e ficar
mais denso.
• Ao atingir pressão e temperatura suficientes, o
núcleo começa a fusão nuclear do hidrogênio
em hélio. A estrela nasce.
Nuvem molecular de formação estelar NGC 1333 Stardust
http://apod.nasa.gov/apod/ap140306.html - 06 de março de 2014
Como as estrelas vivem?
Como elas vivem?
• Para se manter viva, a estrela precisa “queimar”. Para
gerar energia, ocorre a fusão nuclear. Essa reação ocorre
devida à enorme pressão e temperatura existentes
dentro da estrela. Essa pressão e temperatura são
suficientes para fazer com que os núcleos dos átomos se
fundem, criando novos elementos químicos.
• A fusão começa com os átomos de hidrogênio que se
fundem formando hélio. A energia liberada durante esse
processo mantém a estrela viva, vencendo a força
gravitacional que ainda existe sobre ela, tentando
esmagá-la.
• A fusão nuclear libera energia, através da
famosa relação de Einstein:
E=mc²
• Quando os átomos de hidrogênio se fundem,
a massa do hélio resultante é menor do que
simplesmente a soma das massas dos átomos
de hidrogênio individuais.
• É essa diferença nas massa que é
transformada em energia e que faz com que a
estrela brilhe.
• Massa do hidrogênio: 1.67372 × 10−27 Kg
• Massa do Deutério: 3.44 × 10−27 Kg
• Massa do Hélio: 6.64648 × 10−27 Kg
• Soma de 2 deutérios = 6.88 × 10−27 Kg
• Diferença: 0.23352 × 10−27 Kg → ENERGIA‼
Pontos importantes
• A estrela chega ao seu fim quando não há mais
combustível para que ocorra a fusão nuclear.
• Quanto mais massa uma estrela tem, mais curta é
a sua vida (o que não é intuitivo).
• Todas nascem de forma semelhante, porém a
vida e morte de cada estrela dependem
principalmente de sua massa.
Pontos importantes
• A vida de estrela é uma batalha constante entre a gravidade
(que a contrai) e a pressão interna (que a expande).
Gravidade
Gravidade
Pressão Interna
Gravidade
Gravidade
Pontos importantes
• Quando a gravidade e pressão estão balanceadas a estrela
está em equilíbrio hidrostático.
• Mas o que acontece quando transformações dentro da
estrela fazem com que a pressão interna ou a gravidade
predomine?
A estrela irá expandir ou contrair até atingir
novamente um equilíbrio. Isso pode levar a
mudanças significativas de tamanho, brilho
e cor.
Classificação das estrelas
Organizando as observações
Classificação das estrelas
• Por serem corpos de grande variedade, é
necessário classificar as estrelas.
• Existem dois tipos de classificação.
Classificação das estrelas
• Classificação Estelar (Classificação espectral de
Harvard):
• Foi criada na metade do século 20 com o intuito de
unificar os trabalhos em astronomia. Os fatores
levados em conta para a classificação são:
Temperatura, Cor, Massa, Tamanho e Luminosidade. É
importante notar que a descrição da cor das estrelas é
feita como vista da Terra, através da nossa atmosfera.
• Os outros aspectos, são calculados em comparação
com o nosso Sol.
M = Massa do Sol
R = Raio do Sol
L = Luminosidade do Sol
*Nosso Sol é uma
estrela do tipo G
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
Para lembrar a classificação das estrelas.
Classificação das estrelas
• Diagrama de Hertzsprung-Russell:
• É um gráfico onde se distribui as estrelas relacionando sua
magnitude absoluta e classificação estelar ou luminosidade
e temperatura efetiva. Foi criado por volta de 1910.
• Magnitude absoluta é o tamanho que um objeto teria se
estivesse a uma distância padronizada. Ela nos permite
comparar o brilho de objetos sem levar em consideração as
distâncias em que eles se encontram.
• A distância padrão é de 10 parsecs (em torno de 32,616
anos luz, ou 3×1014 Km).
Evolução Estelar
• A evolução estelar é extremamente lenta, em
comparação com a vida humana.
• Em nossos 5000 anos de observação do céu, a
maioria das estrelas não mudou de forma
apreciável.
• Imagine que você está olhando vários cachorrinhos, de uma mesma
espécie, em um canil.
• Você nunca viu cachorros antes, então não tem certeza de como eles
nascem e crescem.
• Tudo o que você vê, são vários cachorrinhos de idades diferentes.
• Você tem 2 minutos para olhar todos eles vivendo ali.
• Depois disso, precisa criar um modelo de explique como um filhote vira
um cachorro adulto, explicando cada etapa e processo que leva a essa
evolução.
• Você não conseguirá, nesse tempo, ver os cachorrinhos crescerem, assim
como não podemos ver as estrelas evoluindo.
• Dada a dificuldade de observarmos as estrelas
evoluindo, é necessário criarmos modelos que
nos ajudem a explicar essa evolução.
• Para montarmos esse modelo, começamos a
olhar um dos aspectos mais importantes das
estrelas, a sua massa.
• Se a massa da estrela for:
• Menor 0.072Mʘ: A temperatura do núcleo é menor do que
107 𝐾 → A fusão nuclear não se estabiliza, nasce uma “estrela
frustrada”, a anã marrom.
• Maior ~150Mʘ: A fusão nuclear começa antes da relaxação da
estrela → A estrela se desfaz antes de se formar.
• 0.07Mʘ < M < ~150Mʘ: A temperatura do núcleo passa dos
107 𝐾 → A queima do hidrogênio começa. Uma estrela comum,
como o Sol, nasce. Também chamada de “estrela anã”.
• 0.072Mʘ < M < 2Mʘ: Estrelas de baixa massa
• 2Mʘ < M < ~8Mʘ: Estrelas de massa intermediária
• ~8Mʘ < M < ~150Mʘ: Estrelas de alta massa
Esses limites não são bem conhecidos, podendo
variar muito com as observações. O valor da
massa é referente ao núcleo da estrela.
Mʘ = Massa do Sol
• A estrela passa por várias etapas durante sua
vida. Todas elas dependem da massa que a
estrela possui.
• Estrelas similares ao Sol passam por quatro
etapas principais.
1º Fase: Queima de Hidrogênio
• Acontece no núcleo da estrela.
• O núcleo chega a uma temperatura maior que 107 K,
átomos de hélio começam a se formar.
• O processo de produção de hélio aqui, é feito pelo
Ciclo p-p.
1º Fase: Queima de Hidrogênio
• Se a massa da estrela for de 1.2Mʘ, a
temperatura chega a 15 × 106 K, quente o
suficiente para que o ocorra um outro
processo de formação do hélio, o Ciclo CNO.
1º Fase: Queima de Hidrogênio
• A energia produzida no núcleo da estrela é transportada para fora dela.
• O modo como isso acontece depende da massa dela:
• Se a massa da estrela for menor que 0.4Mʘ a energia é transportada por
convecção;
• Se a massa da estrela estiver entre 0.4Mʘ e 4Mʘ a energia é transportada
por radiação até regiões mais afastadas do núcleo e depois transportada
por convecção para fora;
• Se a massa da estrela por maior que 4Mʘ, ocorre o processo inverso, a
energia é transportada por convecção para as regiões mais afastadas do
núcleo e depois transportada por radiação para fora.
2º Fase: Gigante Vermelha
• Após queimar todo o hidrogênio em seu núcleo, a
estrela começa a passar por uma transformação.
• Seu núcleo se contrai, fazendo com que a camada
acima dele "caia" sobre ele. Essa camada se
aquece e começa a queimar o hidrogênio que
existe nessa camada.
• O envelope também se aquece e expande, em
reação, a superfície esfria.
2º Fase: Gigante Vermelha
• Antes de se tornar uma gigante vermelha, a
estrela passa por uma fase de transição
chamada Subgigante.
• Em estrelas com massa acima de 1.25Mʘ, essa
fase é tão curta que raramente é observada.
2º Fase: Gigante Vermelha
• Nessa fase, a temperatura na estrela cai, o que
faria sua luminosidade diminuir, porém, como
seu tamanho aumenta, a luminosidade
também aumenta.
• Isso faz com que a estrela caminhe pelo
diagrama Hertzsprung-Russell, indo para a
direta, tornando-se Subgigantes e depois para
cima, tornando-se Gigante Vermelha.
Subgigante
3º Fase: Queima de Hélio
• Aqui, a temperatura no núcleo da estrela é maior
que 108 K.
• No núcleo começa a se formar carbono, por um
outro processo de fusão nuclear, o processo
α triplo.
• Estrelas com massas menores do que 0.5Mʘ
jamais alcançam a temperatura necessária para
realizar o processo α triplo.
3º Fase: Queima de Hélio
• Esse processo da queima de hélio precisa de muito
mais energia, levando a uma reação em cadeia
chamada Helium Flash (Flash de Hélio).
• Essa reação faz com que o hélio seja queimado de
forma extremamente rápida. Tão rápida que não é
possível simular o processo em tempo real em
computadores.
• Os códigos computacionais de evolução estelar
calculam o processo mais lentamente que o realmente
acontece.
3º Fase: Queima de Hélio
• A camada acima do núcleo ainda queima
hidrogênio, enquanto o próprio núcleo se
expande e o envelope se contrai e esquenta.
• Quando chega aqui, a estrela se desloca do topo
do ramo de Gigantes Vermelhas para um ramo
chamado Ramo Horizontal, por um caminho
ainda não muito bem conhecido. Ainda não foi
observado uma estrela fazendo esse caminho.
4º Fase: Gigante do ramo Assintótico
• Essa fase acontece após a queima de hélio
acabar, o que contrai o núcleo mais uma vez.
• A camada que estava acima do núcleo
continua a queimar hélio e a camada acima
dessa continua a queimar hidrogênio.
4º Fase: Gigante do ramo Assintótico
• Quando o Sol chegar a essa fase, será ainda
maior e mais luminoso do que na fase de
Gigante Vermelha.
• Ao final dessa fase, a estrela sofre pulsos
térmicos e ventos forte que ejetam C, N e O.
• Essa é a origem de parte desses elementos no
Universo.
A Morte das Estrelas
de baixa massa
• Após bilhões de anos, a estrela não consegue
mais sustentar as fusões nucleares que a
mantêm viva e queimando.
• Como a energia gerada pela fusão nuclear
agora é fraca, a gravidade começa a vencer a
batalha.
• Quando chega esse momento, começam novas
transformações, ditadas pela quantidade de
massa da estrela, que definirão seu destino final.
• A estrela começa a encolher, a temperatura vai
aumentando até que finalmente ela colapsa.
• Esse colapso dá origem a outros corpos celestes.
Estrelas com Pouca Massa
• Quando a estrela possui um núcleo com uma massa menor
que 1,4 vezes a massa do Sol, seu destino final é ser uma anã
branca.
• Algumas estrelas chegam a ter um tamanho aproximado com
o da Terra e com tanta massa quanto o Sol, tornando-se
objetos super densos.
• São inicialmente quentes, mas esfriam rapidamente, emitindo
radiação ultravioleta.
• Devido ao pequeno tamanho, possuem uma luminosidade
baixa e aparecem na parte mais baixa do diagrama HR.
Anã Branca
• Na anã branca, seu núcleo é formado de carbono.
• Como a pressão e temperatura em seu interior é extremamente
alta, o carbono se comprime, tomando uma nova forma.
• Pesquisas indicam que o núcleo dessas estrelas podem ser
formados de “diamantes”, tornando as anã brancas, verdadeiras
jóias do Universo.
• A comparação com diamantes, é mais uma licença poética do que
uma comparação de fato. A estrutura que o carbono adquire no
núcleo é muito mais densa do que um diamante real.
• As estrelas com núcleo com uma massa menor
que 0.5Mʘ não chegam a queimar Hélio, elas
viram Anãs Brancas de Hélio.
• Entretanto isso demora mais do que a atual idade
do Universo, cerca de 13.7 bilhões de anos. As
observadas têm outra origem, são estrelas com
núcleo de hélio que perderam as camadas
externas por interação com outras estrelas.
Imagem: http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/Images/WhiteDwarf.gif
Nebulosa Planetária
• Quando a estrela se torna uma anã branca, ela
ejeta seu envelope, feito de gás ionizado.
• Possuem um brilho vermelho proveniente do
hidrogênio e nitrogênio ionizados e um brilho
azul do oxigênio.
• Seu nome vem do fato que, observadas em
pequenos telescópios, podem parecer com
planetas. Mas não possuem relação com eles.
Nebulosa Planetária
• Depois de mais ou menos 50 mil anos, esses
elementos se misturam com o meio
interestelar.
• Estão entre
observados.
os
objetos
mais
bonitos
Anã Branca
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/09/Artist's_impression_of_supernova_1993J.jpg
Nebulosas Planetárias
Núcleo
Nebulosa do Anel (M57) – constelação de Lira.
http://www.ccvalg.pt/astronomia/nebulosas/nebulosas_planetarias/m57.jpg
Nebulosa planetária Abell 39
http://1.bp.blogspot.com/_Y_7hig-xGJM/TOFU6k7oOZI/AAAAAAAAAPs/WNl4b6E-pVc/s1600/02+-+Abell+39.jpg
Nebulosa Olho de Gato
Estrela com Massa Intermediária
• Para estrelas que tem um núcleo com massa
maior que 1,4 vezes a massa do Sol, o seu destino
é se tornar uma estrela de nêutrons.
• Estrelas com essa massa, conseguem fundir
átomos até formarem Fe. Quando praticamente
toda a fonte de fusão acaba, o núcleo se contrai
violentamente, aumentando a temperatura,
conseguindo, por pouco tempo, fundir ainda mais
os átomos criando elementos mais pesados.
Estrela com Massa Intermediária
•
Ao acabar essa última fonte de
energia, a gravidade comprime ainda
mais o núcleo, vencendo a pressão
de degeneração eletrônica e surge
uma estrela de nêutrons instável.
•
Esse processo provoca uma onda de
choque que, ao chegar à superfície
do núcleo da estrela provoca uma
grande explosão, a Supernova. O que
resta no centro dessa explosão é uma
estrela de nêutrons.
•
Esse tipo de estrela tem um raio na
ordem de ~15 Km de diâmetro, mas
tanta massa quando o Sol. Sendo
extremamente densa.
Estrelas com Grande Massa
• Para estrelas com massas intermediárias ou altas,
seu núcleo consegue atingir temperaturas mais
altas, que conseguem continuar a fusão nuclear,
criando outros elementos.
• A produção e queima desses elementos
acontecem em camadas, com o elemento mais
pesado ao centro. Essas estrelas chegam até a
produção de ferro em seu núcleo.
• Essa fusão nuclear continua até a produção do ferro.
Esse elemento só é criado em estrela maiores e com
massas na ordem de 20 vezes a massa do Sol.
• Até o ferro, a fusão nuclear acontece de forma
“espontânea”. O ferro é o último elemento com menor
energia por núcleon, ou seja, para criá-lo a estrela gera
energia. Elementos mais pesados do que o ferro
custariam energia para serem feitos.
• Elementos mais pesados necessitam de muito mais
energia para serem criados, assim, só surgem em um
momento muito especial da vida da estrela. No
momento de sua morte.
Esquema de criação e fusão de
Elementos
• Fusão de Hidrogênio → Hélio.
• Fusão de Hélio → Carbono, Oxigênio e Neônio.
• Fusão de Carbono, Oxigênio e Neônio → todos os
elementos até o Silício.
• Fusão de Silício → todos os elementos até o
Ferro.
20
𝑁𝑒
12
𝐶
6 × 108 K
Carbono→Neônio e Hélio
4
𝐻𝑒
12
𝐶
1.5
K
Oxigênio→Silício e Hélio
𝑂
16
𝑂
9
1.2 × 10 K
Nêonio→magnésio e Oxigênio
𝑆𝑖
𝑆𝑖
16
× 109
28
28
4
𝐻𝑒
20
𝑁𝑒
𝑂
20
𝑁𝑒
𝜐
56
𝐶𝑜
28
𝑆𝑖
𝑒−
2.7 × 109 K
Silício→Níquel e Cobalto
(rapidamente) →Ferro
𝜐
56
𝐹𝑒
𝑒−
𝑀𝑔
16
56
𝑁𝑖
24
Imagem: http://astropt.org/blog/wp-content/uploads/2014/03/threshold03_gallery01_02.jpg?1ae1ed
Estrelas com Grande Massa
• Aqui é o fim da produção de elementos químicos pela
estrela, elementos acima desses necessitam de muito
mais energia para serem formados.
• Cada mudança na produção de novos elementos, gera
menos energia, o que torna cada fase mais curta.
• Nessa fase a estrela oscila em caminhos horizontais na
parte superior do diagrama Hertzsprung-Russell, mas
mantém a sua luminosidade constante.
http://web.physics.ucsb.edu/~astro1/fall2014/lecture13.pptx.pdf
Estrelas com Grande Massa
• As estrelas conseguem produzir elementos
químicos somente até o ferro. Então como
explicar a existência de outros elementos além
desses?
• Para a criação de outros elementos é necessário
uma temperatura e pressão muito maiores do
que a estrela pode produzir. Isso ocorre,
literalmente, no final de sua vida, quando a
estrela morre.
Supernovas
• A Supernova é o momento mais dramático da
vida de uma estrela. É também um dos eventos
mais energéticos e brilhantes do Universo. No
momento em que ela ocorre, a Supernova brilha
tanto quanto a galáxia onde está.
• Durante a Supernova, o núcleo da estrela alcança
uma densidade muito alta ~5 × 1012 Kg/m³ e
uma temperatura de cerca de 7 × 109 K .
Supernovas
• Como a temperatura e a densidade são
extremamente altas, elementos mais pesados
que o Fe são criados, como o Níquel, Cobre,
Zinco, Bário e Chumbo.
• As Supernovas são responsáveis por espalhar
esses elementos pelo Universo, enriquecendo
o meio interestelar, ajudando na criação de
novas estrelas e nuvens estelares.
Supernovas
• Nesse instante o núcleo implode e o restante
da estrela explode, no que chamamos de
Supernova.
Essa foto foi feita em 21 de janeiro de 2014. Ocorreu na galáxia M82 que está a 12 milhões de
anos-luz de distância (a explosão da supernova aconteceu 12 milhões anos atrás, que a luz só
agora está atingindo a Terra), tornando supernova SN 2014J um dos mais próximos a ser visto
nas últimas décadas.
Imagem: Adam Bloco , Mt. Lemmon SkyCenter , U.
Arizonahttp://apod.nasa.gov/apod/ap140124.html
Os Buracos Negros
• Um outro destino final para uma estrela é ela se tornar
um buraco negro.
• Uma estrela se torna um buraco negro quando é super
maciça, mais ou menos com 10 vezes a massa do Sol.
• A estrela sofre o mesmo processo que leva a criação de
uma anã branca, sendo o núcleo restante de uma
Supernova, porém, como a estrela original possuía
muito mais massa, ela acaba por sucumbir pela própria
gravidade, criando um corpo altamente denso, com um
campo gravitacional muito forte.
A Morte das Estrelas
• Em resumo, a morte da estrela, assim como seu nascimento e o
tipo de vida que levará, depende da sua massa.
• Assim, podemos classificar a morte delas em três tipos:
• Massa menor 1.4Mʘ → Gigante Vermelha →Anã Branca
• Massa maior que 1.4Mʘ e menores que 10Mʘ → Supernova → Anã
branca
• Massa maior que 10Mʘ → Buraco Negro
• Esses limites são bastante flexíveis, não sendo conhecidos com
100% de precisão, variando bastante conforme as observações vão
avançando.
Alguns tipos de estrelas
Tipos de Estrelas
• Existem diversos tipos de estrelas, cada uma
com suas características e propriedades
marcantes.
Estrelas variáveis
•
São estrelas normais, porém,
passam por um momento de
instabilidade em sua vida, fazendo
com que sua luminosidade, raio e
temperatura
variem
periodicamente.
•
São usadas para a medição de
distâncias junto com a magnitude
aparente.
•
Foram importantes para ajudar
Edwin Hubble, em 1923, a
determinar que o Universo
consistia em mais do que a Via
Láctea.
•
Ele chegou a essa conclusão, após
calcular a distância de algumas
estrelas variáveis e perceber que a
distância em que elas se
encontravam era grande demais
para pertencerem a Via Láctea,
devendo estar em outras galáxias.
Aglomerados Estelares
• São formados do colapso de uma grande nuvem de gás
que se fragmenta.
• Como surgem de uma mesma nuvem, possuem a
mesma idade e composição química.
• Aqui na Via Láctea, podemos observar dois tipos:
• Aglomerados Abertos: têm a forma irregular e são
compostos por algumas milhares de estrelas.
• Aglomerados Globulares: apresentam forma esférica e
algo em torno de 100.000 estrelas.
M13: O grande conjunto Globular em Hercules
Crédito de imagem & Direitos de Autor : Martin Pugh - 14 de junho de 2012
http://apod.nasa.gov/apod/ap120614.html
M45: O Pleiades Conjunto de estrela de
Créditos e direitos autorais: Robert Gendler - 09 de janeiro de 2006
http://apod.nasa.gov/apod/ap060109.html
Aglomerados Estelares
• O estudo dos aglomerados estelares é de
grande importância, trazendo indícios sobre:
• As idades de estrelas;
• A idade da Via Láctea;
• As idades de outras galáxias com aglomerados
observáveis;
• Um limite mínimo para a idade do Universo.
Pulsares
• São estrelas de nêutrons que giram muito
rapidamente.
• Se o eixo de rotação não coincidir com o eixo
magnético, um pulso de raio-X é visto pelo
observador de forma periódica.
• A periocidade dos pulsares é tão exata quanto
relógios atômicos usados em satélites.
O Pulsar de Vela está cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 19,31 Km de diâmetro, e
faz mais de 11 rotações completas a cada segundo, mais rápido do que um rotor de
helicóptero.
Imagem: X-ray: NASA/CXC/Univ of Toronto/M.Durant et al; Optical: DSS/Davide De Martin
http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/vela2012.html#.VVtXyFVVhBc
Esquema de um Pulsa genérico
https://physicsforme.files.wordpress.com/2011/05/neutron-stars-may-gradually-becomestrange-stars-2.jpg
Fast Spinning Pulsar's Wobbles Whip-Up Plasma Jets |
Video
https://www.youtube.com/watch?v=v55lzMMJTJQ
A evolução estelar
Imagem: http://hypescience.com/wp-content/uploads/2012/08/ciclo-de-vida-estrela.jpg
• Se as estrelas criam os elementos químicos
presentes na tabela periódica, e nós, somos
feitos desses elementos, isso quer dizer que...
Nossos corpos contâm os
mesmos
elementos
encontrados nas estrelas.
Esses
elementos
são
espalhados pelo Universo
através das Supernovas,
ou seja, somos feitos
daquilo que um dia foi um
corpo celeste imponente e
brilhante.
Somos, literalmente, parte
do Universo.
Somos feitos da poeira das
estrelas.
Links interessantes
• O Universo - Vida e Morte das Estrelas:
https://www.youtube.com/watch?v=0m47jSvr6OE
• O que são as estrelas de nêutrons?:
https://www.youtube.com/watch?v=mRuYo68dWPg
• O Universo: O Futuro Sombrio do Sol Dublado:
https://www.youtube.com/watch?v=kFfYR4joblE
• Jogo - Build Your Own Star – Virtual Experiment:
http://www.planetseed.com/laboratory/virtual-experiment-buildyour-own-star
• A Star’s Birth—and Death:
http://ngm.nationalgeographic.com/2014/03/black-holes/creation-interactive
Até mais, e obrigado pelos peixes!
Muito obrigado!
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