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히아데스 성단

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목차

1. 개요

히아데스 성단은 황소자리에 위치한 산개 성단으로, 지구에서 연주 시차를 통해 거리를 직접 측정할 수 있을 만큼 가깝다. 태양과 가까운 다른 성군들과 연관성을 가지며, 프레세페 성단과 유사한 나이, 금속 함량, 고유 운동을 공유한다. 히아데스 성단은 그리스 신화에서 비와 관련된 별자리로 묘사되었으며, 선사 시대부터 알려져 많은 문헌에 등장한다. 성단의 별들은 질량 분리 현상을 보이며, 중심부에는 밝은 별, 주변에는 어두운 별들이 분포한다. 현재까지 여러 외계 행성이 발견되었으며, 소설 등 다양한 문화 콘텐츠에서 언급되기도 한다.

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히아데스 성단
기본 정보
히아데스 성단 사진
히아데스 성단
별자리황소자리
적경 (J2000.0)04h 27m
적위 (J2000.0)+15° 52'
거리153 광년 (47 파섹)
겉보기 등급0.5
시직경330'
질량400 태양 질량
중심부 반지름10 광년
나이6억 2500만 년
특징가장 가까운 산개 성단
기타 명칭Caldwell 41
Cr 50
Mel 25
분류II,3,m
관련 정보
히아데스히아데스 성단 (황소자리) 방언

2. 위치와 움직임

히아데스 성단은 태양계와 가까워서 지구가 태양을 공전할 때 나타나는 구성원들의 연주시차를 관측하여 거리를 직접 계산할 수 있다. 이 값은 히파르코스 위성과 허블 우주망원경을 통해 매우 정확하게 측정되었다. 다른 방법으로는 성단의 구성원들을 분광형에 따라 표준화된 적외선 색등급도에 맞춘 다음 도출되는 자료로 항성 본연의 밝기를 알아내고, 이를 지구에서 바라본 밝기와 비교하여 거리를 추정할 수 있다. 이러한 방법들을 통해 성단 중심부까지의 거리는 로 계산되었다.[56][57][58][59]

히아데스 성단의 항성들은 태양 및 태양계 주변의 별들보다 무거운 원소들이 풍부하여 성단 전체의 금속함량은 +0.14이다.[56] 히아데스 성단은 태양에서 가까운 다른 성군들과 연관성이 있는데, 나이, 금속함량, 고유운동이 프레세페 성단과 매우 비슷하다.[60] 두 성단의 운동 궤적을 추적하면 우주 공간상 같은 영역으로 수렴하여 같은 곳에서 태어났음을 짐작할 수 있다.[61] 히아데스 성류는 히아데스 성단과 유사한 고유운동을 공유하는 흩어진 항성들의 거대한 집합인데, 최근 연구에 따르면 성류 내 항성들 중 최소 15%는 히아데스 성단 내 항성들과 동일한 화학적 지문을 갖고 있다.[62] 그러나 성류 내 약 85%의 항성들은 나이와 중원소 함량이 달라 히아데스와 관련이 없는 것으로 보이며, 이들의 운동 양상이 유사한 이유는 은하중심의 질량이 크고 회전하는 막대 구조가 일으키는 조석 효과 때문이다.[63] 시계자리 요타는 외계 행성을 거느리는 항성으로, 히아데스 성류의 구성원 중 하나인데, 최근 연구에 따르면 히아데스 성단의 초창기 멤버였다가 탈출했을 가능성이 있다.[64]

히아데스는 근처의 플레이아데스 성단이나 큰곰자리 운동성단과는 관련이 없다.

히아데스 성단의 (U, V, W) 그룹 속도는 아래 표와 같다.

연구(U, V, W) 그룹 속도 (km/sec)
2018년 가이아 DR1 [12](−41.92 ± 0.16, −19.35 ± 0.13, −1.11 ± 0.11)
2019년 가이아 DR2 [13](−42.24, −19.00, −1.48)
2022년 가이아 EDR3 [15](-42.11±6.50, - 19.09±4.37, -1.32±0.44)



망원경으로 본 히아데스.

2. 1. Astrometry (측성학)

히아데스 성단의 항성 도표.


히아데스 성단은 태양과 충분히 가까워 지구가 태양을 공전할 때 발생하는 성단 구성원들의 연주시차를 관측하여 거리를 직접 계산할 수 있다. 이 값은 히파르코스 위성과 허블 우주망원경을 통해 매우 정확하게 측정되었다. 거리를 계산하는 다른 방법으로는 성단의 구성원들을 분광형에 따라 표준화된 적외선 색등급도에 맞춘 다음 도출되는 자료로 항성 본연의 밝기를 이끌어내는 것이 있다. 이 자료를 지구에서 바라본 항성들의 밝기와 비교하면 항성까지의 거리를 추정할 수 있다. 앞의 두 방법 모두 성단 중심부까지의 거리는 153ly로 도출되었다.[56][57][58][59]

히아데스의 항성들은 태양 및 태양계에 이웃한 여타 일반적인 별들보다 무거운 원소들이 풍부하여 성단 전체의 금속함량은 +0.14로 나온다.[56] 히아데스 성단은 태양에서 가까운 다른 성군들과 연관성이 있다. 히아데스의 나이, 금속함량, 고유운동은 히아데스보다 더 크고 지구에서 더 멀리 있는 프레세페 성단과 매우 비슷하며,[60] 두 성단의 운동 궤적을 추적하면 우주 공간상 같은 영역으로 수렴하므로 둘은 같은 곳에서 태어났음을 짐작할 수 있다.[61] 또 다른 성군으로는 히아데스 성단과 유사한 고유운동을 공유하는, 흩어진 항성들의 거대한 집합인 히아데스 성류를 들 수 있다. 최근 연구에 따르면 히아데스 성류 내 있는 항성들 중 최소 15%는 히아데스 성단 내 항성들과 똑같은 화학적 지문(指紋)을 갖고 있음이 밝혀졌다.[62] 그러나 성류 내 약 85%의 항성들은 나이와 중원소 함량이 성단 구성원들과 달라 히아데스와 전혀 관련이 없는 것으로 보인다. 이들의 운동 양상이 성단의 별들과 유사한 이유는 은하중심에 있는 질량 크고 회전하는 막대 구조가 일으키는 조석 효과 때문이다.[63] 히아데스 성류에 남아 있는 구성원들 중 외계 행성을 거느리는 항성 시계자리 요타는 최근 연구에 따르면 히아데스 성단의 초창기 멤버였다가 탈출해 나온 항성일 가능성이 있다.[64]

히아데스는 근처에 있는 플레이아데스 및 큰곰자리 운동성단과는 연결되어 있지 않다.(후자 둘은 관측조건이 양호할 경우 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다.)

히아데스 성단의 (U, V, W) 그룹 속도는 아래 표와 같다.

연구(U, V, W) 그룹 속도 (km/sec)
2018년 가이아 DR1 [12](−41.92 ± 0.16, −19.35 ± 0.13, −1.11 ± 0.11)
2019년 가이아 DR2 [13](−42.24, −19.00, −1.48)
2022년 가이아 EDR3 [15](-42.11±6.50, - 19.09±4.37, -1.32±0.44)


3. 역사

그리스 신화에서 휘아데스는 아틀라스의 다섯 딸로 플레이아데스의 이복자매였다. 휘아스가 사냥 중 죽자 슬프게 흐느끼던 휘아데스는 하늘로 올라가 별이 되었고, 이후 이들은 비와 연결되었다.[65]

히아데스 성단은 맨눈으로 볼 수 있는 천체이기에 선사 시대부터 알려져 있었다. 호메로스부터 오비디우스까지 수많은 고전 작가들이 이 성단을 언급했다.[65] 일리아스 제18권에서 히아데스는 헤파이스토스가 아킬레우스를 위해 만든 방패 위에 플레이아데스, 큰곰자리, 오리온자리와 함께 등장한다.[66]

잉글랜드 사람들은 히아데스 성단을 4월에 내리는 소낙비와 연결시켜 '4월에 비를 내리게 하는 자(April Rainers)'라고 불렀으며, 잉글랜드 민요 'Green Grow the Rushes, O'에 이 내용이 실려 있다.

히아데스를 최초로 성표에 수록한 사람은 1654년 조반니 바티스타 오디에르나로 보이며, 이후 히아데스는 17세기 및 18세기 다수 항성 목록에 등장했다.[65] 그러나 샤를 메시에는 1781년 심원천체 목록에 히아데스를 포함시키지 않았다.[65] 따라서 히아데스에는 M44 (프레세페), M45 (플레이아데스), M67 등 훨씬 더 멀리 있는 산개성단들과는 달리 메시에 번호가 붙어 있지 않다.

1869년 천문학자 R.A. 프락터는 히아데스로부터 멀리 떨어져 있는 수많은 항성들이 우주 공간에서 유사한 움직임을 공유하고 있음을 관측했다.[67] 1908년 루이스 보스는 거의 25년에 걸친 관측 결과를 발표하며 프락터의 가정을 뒷받침했다. 보스는 항성들이 무리를 지어 우주 공간을 함께 이동하고 있다고 주장했으며, 이를 황소자리 성류(Taurus Stream, 현재는 보통 히아데스 성류 또는 히아데스 초성단으로 알려져 있음)라고 명명했다. 보스는 흩어진 항성들의 움직임을 역추적하면 항성들의 궤적이 공통의 장소로 수렴함을 보여주는 도표를 출판했다.[68]

1920년대에 이르러 히아데스가 프레세페과 탄생 지점을 공유하고 있다는 관념이 널리 퍼졌다.[69] 1927년 루돌프 클라인-바싱크는 두 성단이 '아마도 우주적으로 연결되어 있을 것이다.'라고 언급했다.[70] 20세기 대부분 기간 히아데스 성단에 대한 연구는 성단까지의 거리를 결정하거나, 성단의 진화 모형을 정립하고, 항성이 성단의 구성원인지 여부를 확정하거나, 성단을 구성하는 개별 항성들의 특성을 밝혀내는 것에 집중되었다.

4. 형태와 진화

대부분의 성단은 항성 탄생이 끝난 후 5천만 년 안에 해체되는데, 이를 '항성 이탈'이라고 부른다.[71] 그러나 은하 중심에서 멀리 떨어져 있고 질량이 매우 큰 성단은 오랜 시간이 지나도 살아남을 수 있다.[72] 히아데스 성단은 이러한 성단 중 하나로, 탄생 당시에는 지금보다 훨씬 많은 별을 가지고 있었을 것으로 추정된다. 초기 질량은 태양 질량의 800~1600배로, 별의 수가 지금보다 훨씬 많았음을 의미한다.[73][74]

히아데스 성단의 구조는 중심부에 밝은 항성계들이 조밀하게 모여 있고, 주변 헤일로에는 어두운 항성들이 흩어져 있는 형태이다. 성단 중심부의 반지름은 8.8ly이며, 성단 전체 질량의 절반이 들어가는 반지름은 19ly이다. 히아데스의 평균적인 바깥쪽 한계를 나타내는 조석 반지름은 33ly로, 이보다 멀리 있는 별은 성단의 중심부에 중력적으로 묶여 있지 않을 가능성이 높다.[56][73]

항성 이탈은 주로 성단 헤일로에서 발생한다. 질량이 작은 항성들은 안쪽에 있는 무거운 항성들에 의해 바깥쪽으로 밀려나고, 이들은 은하 중심의 조석력이나 수소 구름과의 충돌로 인해 성단을 떠나게 된다.[72] 이러한 과정을 통해 히아데스 성단은 탄생 당시 가지고 있던 M형 왜성의 대부분과, 그보다 좀 더 밝은 항성들 중 상당수를 잃었을 것으로 보인다.

질량 분리의 결과, 성단 중심부에는 쌍성계들이 집중되어 있다.[56][75] F형 및 G형 항성의 절반 이상이 쌍성계이며, 이들은 주로 성단 중심부에 위치한다. 항성의 질량이 클수록 쌍성계를 구성할 가능성이 높아지는데, 히아데스 성단 내 A형 항성의 쌍성계 비율은 87%에 달한다.[75] 히아데스 성단의 쌍성 구성원들은 서로 가까이 위치하며, 대부분 50AU 이내의 궤도를 가진다.[84]

산개성단 중 90%는 10억 년 이내에 흩어지지만, 극히 일부만이 태양계 나이(약 46억 년) 정도의 오랜 시간을 버틴다.[72] 앞으로 수억 년 동안 히아데스 성단은 밝은 별들이 주계열을 떠나고 어두운 별들이 헤일로에서 탈출하면서 질량과 구성원 모두를 잃을 것이다. 최종적으로는 십여 개의 항성계(대부분 쌍성이나 삼중성) 규모로 축소될 것이며, 이들은 성단을 탈출시키는 힘에 계속 노출될 것이다.[72]

4. 1. 성단의 종족 구성

이론상 히아데스 성단 정도 크기의 젊은 성단에는 뜨거운 O형 항성부터 희미한 갈색왜성까지 다양한 분광형의 항성과 준항성 천체들이 있어야 한다.[74] 그러나 실제 연구 결과, 히아데스 성단에는 질량이 매우 크거나 아주 작은 별들이 부족한 것으로 나타났다.[53][75]

성단 나이 6억 2500만 년을 기준으로, 주계열 한계선은 태양질량의 약 2.3배이다. 즉, 이보다 무거운 별들은 이미 준거성, 거성, 백색왜성 등으로 진화했고, 가벼운 별들은 아직 주계열 단계에 머무르고 있다는 의미이다.[73]

정밀 연구 결과, 성단 중심부에는 8개의 백색왜성이 발견되었는데,[76] 이들은 주계열 시절 태양 질량의 약 3배 정도 되는 B형 항성이었으며, 현재 최종 진화 단계에 이른 것이다.[73] 이보다 앞선 단계는 현재 성단 내 4개의 레드클럼프 거성으로 대표된다. 이들은 현재 K0 III 분광형을 보이지만, 실제로는 모두 태양 질량의 약 2.5배 정도인 '퇴역한 A형 항성'이다.[55][77][78]

황소자리 세타2 계의 주성인 분광형 A7 III의 백색거성 하나는, 질량이 작은 A형 동반 천체와 쌍성을 이루고 있다. 세타2 쌍성계는 세타1과 함께 안시 이중성을 구성하는데, 세타1은 적색거성 넷 중 하나로, 세타2와 마찬가지로 A형 동반성을 거느린 쌍성계이다.[77][79]

확인된 성단 구성원 중 위 항성들을 제외한 나머지는 A형(최소 21개), F형(약 60개), G형(약 50개)의 밝은 별들을 포함한다.[56][75] 이들은 성단의 조석반경(10파섹, 32.6광년) 내에 밀집되어 있으며, 이는 태양계 주변(A형 4개, F형 6개, G형 21개)보다 훨씬 높은 밀도이다.[80]

K형이나 M형처럼 질량이 작은 항성들에 대해서는 알려진 바가 많지 않다. K형은 최소 48개, M0~M2 분광형은 10여 개 정도 확인되었다.[56][75][81] M3보다 차가운 별은 드물고, 현재 보고된 갈색왜성은 12개 정도이다.[53][82][83] 이는 태양 근처(M형 왜성이 최소 239개로, 76% 차지)와 대조적이다.[80]

4. 2. 질량 분리

히아데스 성단 내 별들의 분광형 분포는 질량 분리의 역사를 보여준다. 성단 중심부에는 무거운 별들이 집중되어 있고, 외곽에는 가벼운 별들이 분포한다. 성단 중심부의 6.5 광년 범위 내에는 백색왜성을 제외하면 구성원의 질량이 최소 1 태양질량이다.[56] 따라서 히아데스 성단의 전체적인 구조는 중심부에는 밝은 항성계들이 조밀하게, 주변 헤일로에는 어두운 항성들이 성기게 분포해 있는 형태이다.

항성 이탈은 성단 헤일로에서 주로 발생한다. 질량이 작은 항성들은 안쪽에 있는 무거운 항성들에 의해 성단 바깥쪽으로 흩어진다. 이렇게 헤일로로 이동한 항성들은 은하 중심이 가하는 조석력이나, 수소 구름과의 충돌로 인해 성단을 떠나게 된다.[72] 이 과정에서 히아데스 성단은 탄생 당시 구성원이었던 M형 왜성 대부분과 밝은 별들 중 상당수를 잃었을 것으로 추정된다.

별은 모두 성단에서 형성되지만, 대부분의 성단은 별 형성이 완료된 지 5천만 년 이내에 붕괴된다.[23] 천문학에서는 이 과정을 "증발"이라고 한다.[24] 히아데스 성단은 초기에는 훨씬 더 많은 별을 포함했을 것이며, 원래 질량은 태양 질량(M☉)의 800배에서 1,600배에 이를 것으로 추정된다.[25][26]

이론적으로 이 정도 규모의 젊은 성단은 O형 별부터 갈색 왜성까지 모든 유형의 별을 포함해야 한다.[26] 그러나 히아데스 성단 연구에서는 질량이 매우 크거나 매우 작은 별이 부족하다는 사실이 밝혀졌다.[1][27] 이는 질량 분리 현상의 결과로 해석된다.

히아데스 성단에서 관측된 별들의 분포는 질량 분리의 역사를 보여준다. 백색 왜성을 제외하고, 성단의 중심에는 1 태양질량 이상의 질량을 가진 별들만 존재한다.[3] 이렇게 무거운 별들이 밀집되어 있어 히아데스 성단의 전체적인 구조를 이루고 있으며, 밝고 밀집된 별들로 이루어진 핵과 후기 분광형의 별들이 흔한, 널리 흩어져 있는 별들로 이루어진 헤일로로 구성되어 있다.

별 증발은 더 작은 별들이 더 무거운 내부 별들에 의해 바깥으로 흩어지면서 성단 헤일로에서 발생한다. 헤일로에서 은하 핵에 의해 가해지는 조석력이나 떠돌아다니는 수소 구름과의 충돌로 발생하는 충격으로 인해 별들이 손실될 수 있다.[24] 이런 방식으로 히아데스는 원래 M형 주계열성의 상당 부분을 잃었으며, 밝은 별들도 상당수 잃었을 것이다.

질량 분리의 또 다른 결과는 성단 중심부에 쌍성계가 집중되는 것이다.[3][27] 히아데스 쌍성은 작은 간격을 갖는 경향이 있으며, 대부분의 쌍성 쌍은 50 천문 단위보다 작은 장반경을 공유하는 궤도에 있다.[47]

4. 3. 쌍성계의 비율

질량 분리의 또 다른 결과는 성단 중심부에 쌍성계가 집중되는 것이다.[56][75] 알려진 F형 및 G형 항성들의 절반 이상은 쌍성계이며 이들은 우선적으로 성단 중심부에 위치해 있다. 태양 가까이 있는 천체들을 보면 알 수 있듯 항성의 질량이 증가할수록 쌍성계를 구성하고 있을 가능성은 올라간다. 히아데스 내 특정 분광형 내 쌍성계의 비율은 K형의 경우 26%에 불과하나 A형은 87%까지 올라간다.[75] 히아데스의 쌍성 구성원들은 서로 가까이 있는 편으로 궤도를 공유하는 구성원들의 공전궤도 긴반지름은 대다수가 50 천문단위 이내이다.[84] 단독성 대비 다중성계의 정확한 비율은 밝혀지지 않았으나 이 비율은 우리가 성단을 구성하는 별의 수효를 알아내는 데에 막대한 영향을 끼친다. 예를 들어 Perryman 연구진은 히아데스 구성원 200개를 실은 신뢰도 높은 목록을 작성했는데,[56] 만약 쌍성계의 비율이 50%라면 성단을 구성하는 항성의 총수효는 최소 300개일 것이다.

4. 4. 성단의 미래

모든 항성들은 성단 내에서 태어나지만 성단 대부분은 항성 탄생이 종료된 뒤 5천만 년 내로 해체되며,[71] 이 과정을 천문학적 용어로 '항성 이탈'(stellar evaporation)이라고 부른다. 은하 중심으로부터 멀리 떨어져 있으며 극도로 질량이 큰 성단들만이 확장된 시간 척도에서도 항성 이탈을 피할 수 있다.[72] 이렇게 살아남은 성단들 중 하나인 히아데스는 탄생기 때에는 지금보다 항성의 수가 많았을 것으로 추정된다. 히아데스의 최초 질량은 태양 질량 ~ 로 예상되며 이는 성단을 구성하는 별의 수가 지금보다 훨씬 많았다는 뜻이다.[73][74]

논문들에 따르면 산개성단들 중 90%는 생겨난 지 10억 년 이내로 흩어지며 극히 일부만이 태양계의 현재 나이(약 46억 년) 정도 되는 기간을 버틸 수 있다고 한다.[72] 앞으로 수억 년 기간에 걸쳐 히아데스는 성단의 밝은 별들이 주계열을 떠나고 어두운 별들은 성단 헤일로로부터 탈출하면서 질량과 구성원 모두를 잃어갈 것이다. 히아데스는 종국적으로 항성계 십여 개(대부분은 쌍성이나 삼중성일 것이다.) 규모로 축소될 것이며 이 계들은 성단으로부터 계를 탈출시키는 힘에 지속적으로 노출될 것이다.[72]

5. 밝은 별들

히아데스 성단 중심부에 있는 밝은 별들


4.5 등급보다 밝게 보이는 히아데스 성단 구성원들의 목록은 다음과 같다.[85]

히아데스의 밝은 별들
명칭HD겉보기등급항성 분광형
황소자리 θ2283193.398A7III
황소자리 ε283053.529K0III
황소자리 γ273713.642G8III
황소자리 δ1276973.753G8III
황소자리 θ1283073.836G7III
황소자리 κ279344.201A7IV-V
황소자리 90293884.262A6V
황소자리 υ280244.282A8Vn
황소자리 δ2279624.298A2IV
황소자리 71280524.480F0V...


6. 행성

히아데스 성단 내 4개의 별에서 외계 행성이 발견되었다. 엡실론 태생은 슈퍼 목성형 행성을 가지고 있으며, 이는 어떤 산개 성단에서 발견된 최초의 행성이다. HD 285507에는 뜨거운 목성이 있고, K2-25에는 해왕성 크기의 행성이 있으며, K2-136에는 3개의 행성계가 있다. 또 다른 별인 HD 283869에도 행성이 있을 수 있지만, 하나의 통과 현상만 감지되어 아직 확인되지 않았다.

7. 문화 속 히아데스

그리스 신화에서 휘아데스는 아틀라스의 다섯 딸로 플레이아데스의 이복자매였다. 그녀들의 남자 형제 휘아스가 사냥 중 죽자 슬픔에 잠긴 휘아데스는 하늘로 올라가 별이 되었고, 이후 이들은 비와 연결되었다.[65]

히아데스 성단은 맨눈으로 볼 수 있어 선사 시대부터 알려졌으며, 호메로스부터 오비디우스까지 수많은 고전 작가들이 언급했다.[65] 일리아스 제18권에서 히아데스는 헤파이스토스가 아킬레우스를 위해 만든 방패 위에 플레이아데스, 큰곰자리, 오리온자리와 함께 등장한다.[66]

잉글랜드 사람들은 히아데스 성단을 4월에 내리는 소낙비와 연결시켜 '4월에 비를 내리게 하는 자(April Rainers)'라고 불렀으며, 이는 잉글랜드 민요 ''Green Grow the Rushes, O''에 나타나 있다.

히아데스를 최초로 성표에 수록한 사람은 1654년 조반니 바티스타 오디에르나로 추정되며, 이후 히아데스는 17세기 및 18세기 다수 항성 목록에 등장했다.[65] 그러나 샤를 메시에는 1781년 심원천체 목록에 히아데스를 포함시키지 않아, M44 (프레세페), M45 (플레이아데스), M67 등 훨씬 더 멀리 있는 산개성단들과는 달리 메시에 번호가 붙어 있지 않다.

로버트 W. 챔버스, H. P. 러브크래프트 등의 작품에서 허구의 도시 카르코사는 히아데스 성단 내 행성에 위치해 있다.

2018년 고고천문학 논문은 히아데스 성단이 북유럽 신화의 라그나로크에 영감을 주었을 수 있다고 제안했다.[49] 그러나 천문학자 도널드 올슨은 해당 논문의 천문학적 데이터에 사소한 오류가 있다며 이 주장에 의문을 제기했다.[50]

참조

[1] 논문 Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster: a dynamically evolved mass function http://adsabs.harvar[...] 2008
[2] 웹사이트 Hyadum I http://stars.astro.i[...] 2013-10-29
[3] 논문 The Hyades: distance, structure, dynamics, and age 1998
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