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A Galactic intermediate-mass stripped star with a Wolf-Rayet-like wind

यह शोध पत्र एक लघु-अवधि की द्वि-तारा प्रणाली (बाइनरी सिस्टम) में पहले स्पष्ट गैलेक्टिक मध्यवर्ती-द्रव्यमान स्ट्रिप्ड तारे की खोज की सूचना देता है, जो हीलियम-समृद्ध साथी द्वारा अभिलक्षित है जिसमें वोल्फ-रेयेट जैसी पवन (विंड) है और जो द्वि-तारा विकास मॉडल एवं कॉम्पैक्ट-ऑब्जेक्ट निर्माण के लिए एक महत्वपूर्ण बेंचमार्क के रूप में कार्य करता है।

मूल लेखक: Johanna Müller-Horn, Kareem El-Badry, Andreas A. C. Sander, Hans-Walter Rix, Lisa Blomberg, J. J. Hermes, Pranav Nagarajan, Sahar Shahaf, Harim Jin, Dominick M. Rowan, Debasish Dutta, José G. Fernánde

प्रकाशित 2026-08-07

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Johanna Müller-Horn, Kareem El-Badry, Andreas A. C. Sander, Hans-Walter Rix, Lisa Blomberg, J. J. Hermes, Pranav Nagarajan, Sahar Shahaf, Harim Jin, Dominick M. Rowan, Debasish Dutta, José G. Fernández-Trincado, Ylva Götberg, Ilya Ilyin, Tom Maccarone, José Eduardo Méndez Delgado, Guy S. Stringfellow, Andrew Tkachenko, Jaime I. Villaseñor, Eleonora Zari

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

ब्रह्मांड की कल्पना एक विशाल, हलचल भरे ब्रह्मांडीय नृत्य मंच (कॉस्मिक डांस फ्लोर) के रूप में करें जहाँ तारे नर्तक हैं। अधिकांश समय, तारे अकेले नाचते हैं, अपना ईंधन जलाते हैं और धीरे-धीरे बूढ़े होकर फीके पड़ जाते हैं। लेकिन कभी-कभी, दो तारे आपस में जुड़ जाते हैं, एक-दूसरे के इर्द-गिर्द कसकर घूमते हैं। इसे एक बाइनरी सिस्टम (द्विआधारी प्रणाली) कहा जाता है, और यहीं असली ड्रामा होता है। जब ये साथी एक-दूसरे के बहुत करीब आ जाते हैं, तो बड़ा और अधिक गर्म तारा अपने पड़ोसी से गैस चुराना शुरू कर सकता है, या पड़ोसी की बाहरी परतें पूरी तरह से छीनी जा सकती हैं। यह प्रक्रिया, जिसे "एनवेलप स्ट्रिपिंग" (envelop stripping) कहा जाता है, एक गर्म, नग्न कोर को पीछे छोड़ देती है जो एक सामान्य तारे की तुलना में अलग तरह से जलता है। वैज्ञानिक लंबे समय से संदेह कर रहे थे कि इन "मध्यवर्ती-द्रव्यमान" (intermediate-mass) वाले स्ट्रिप्ड तारों की एक पूरी भीड़ होनी चाहिए—ऐसे तारे जो नन्हे मृत कोर से बड़े हैं लेकिन प्रसिद्ध विशाल वोल्फ-रेयेट (Wolf–Rayet) तारों से छोटे हैं। हालाँकि, हमारे अपने आकाशगंगा, मिल्की वे में उन्हें ढूंढना, अन्य सुइयों से बनी घास के ढेर में एक विशिष्ट सुई खोजने जैसा रहा है; वे आमतौर पर अपने चमकीले, भारी साथियों के पीछे छिपे रहते हैं।

यह क्यों मायने रखता है? क्योंकि ये स्ट्रिप्ड तारे इस कहानी में लुप्त कड़ी हैं कि ब्रह्मांड भारी तत्वों का निर्माण कैसे करता है और तारे कैसे मरते हैं। वे ब्रह्मांड के सबसे हिंसक विस्फोटों, जैसे सुपरनोवा के जनक हैं, और वे उन ब्लैक होल और न्यूट्रॉन सितारों के संभावित पूर्वज हैं जो गुरुत्वाकर्षण तरंगें बनाने के लिए आपस में टकराते हैं। यदि हम इन मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले स्ट्रिप्ड तारों को नहीं खोज पाते और समझ नहीं पाते, तो तारों के विकास और ब्रह्मांड के सबसे चरम पिंडों के निर्माण के हमारे मानचित्र में बीच में एक बहुत बड़ा अंतर रह जाएगा।

खोज: एक ब्रह्मांडीय "पीक-ए-बू" (लुका-छिपी)

इस शोध पत्र में, खगोलविदों की एक टीम ने आखिरकार हमारे अपने आकाशगंगा में ही इन मायावी मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले स्ट्रिप्ड तारों में से एक का स्पष्ट, निर्विवाद उदाहरण देख लिया है। उन्होंने एक बाइनरी सिस्टम में इसे पाया जिसे उन्होंने WR 2-1 नाम दिया है। इस सिस्टम को एक ब्रह्मांडीय नृत्य जोड़ी के रूप में सोचें जहाँ एक साथी एक विशाल, तेज़ गति से घूमने वाला O-प्रकार का तारा (प्राथमिक) है, और दूसरा एक बहुत अधिक गर्म, छोटा लेकिन अविश्वसनीय रूप से ऊर्जावान साथी (द्वितीयक) है।

लंबे समय तक, खगोलविदों को लगा कि यह दूसरा तारा शायद एक सामान्य तारा हो सकता है या शायद एक ब्लैक होल। लेकिन लेखकों ने इस सिस्टम से आने वाली रोशनी का बारीकी से अध्ययन किया और एक संकेत पाया: द्वितीयक तारा उच्च-ऊर्जा उत्सर्जन रेखाओं (emission lines) के साथ चिल्ला रहा है, विशेष रूप से चमकता हुआ हीलियम और नाइट्रोजन। यह ऐसा है जैसे एक विशाल, शांत ट्रक के बगल में खड़े होकर एक छोटे, अत्यंत गर्म इंजन के जोर से रेस देने की आवाज़ सुनना। टीम ने मापा कि ये दोनों तारे एक-दूसरे के चारों ओर कैसे घूमते हैं और पाया कि वे एक बहुत ही tight, संक्षिप्त नृत्य में बंधे हुए हैं, जो केवल 5.94 दिनों में एक पूर्ण कक्षा (orbit) पूरी करते हैं।

डेटा हमें क्या बताता है

तारों की गति को उनके प्रकाश के विस्तृत मॉडलों के साथ जोड़कर, शोधकर्ताओं ने सटीक रूप से पता लगाया कि WR 2-1 क्या है। "प्राथमिक" तारा लगभग 24 से 34 गुना सूर्य के द्रव्यमान वाला एक विशाल O-प्रकार का तारा है। यह अविश्वसनीय रूप से तेज़ घूम रहा है, संभवतः इसलिए क्योंकि इसने अतीत में अपने साथी से बहुत सारा पदार्थ चुराया है।

"द्वितीयक", जो इस शो का मुख्य आकर्षण है, वह स्ट्रिप्ड अवशेष (remnant) है। यह एक गर्म, हीलियम-समृद्ध तारा है जिसका तापमान लगभग 60,000 केल्विन है (जो हमारे सूर्य की सतह से लगभग 10 गुना अधिक गर्म है)। इतना गर्म होने के बावजूद, यह आश्चर्यजनक रूप से छोटा और हल्का है, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 3.2 से 5.8 गुना के बीच है। यह इसे ठीक उसी "मध्यवर्ती" क्षेत्र में रखता जिसकी तलाश वैज्ञानिक कर रहे थे: यह एक नन्हे गर्म सबड्वार्फ (subdwarf) के लिए बहुत भारी है, लेकिन एक क्लासिक, विशाल वोल्फ-रेयेट तारे के लिए बहुत हल्का है।

यह पत्र कुछ अन्य विचारों को स्पष्ट रूप से खारिज करता है। लेखक तर्क देते हैं कि इस तारे ने समय के साथ अपने आप अपनी बाहरी परतें नहीं खोईं; गणित काम नहीं करता कि एक अकेला तारा इतना हल्का और गर्म कैसे हो सकता है। यह भी ब्लैक होल द्वारा तारे को निगलने से नहीं बना था, क्योंकि विशिष्ट रासायनिक संकेत (जैसे नाइट्रोजन रेखाएं) ब्लैक होल प्रणालियों में दिखने वाले संकेतों से मेल नहीं खाते। इसके बजाय, साक्ष्य दृढ़ता से बाइनरी इंटरेक्शन (द्विआधारी अंतःक्रिया) के इतिहास की ओर इशारा करते हैं: द्वितीयक तारा मूल रूप से भारी था, लेकिन इसे इसके साथी द्वारा इसके हाइड्रोजन एनवेलप से छील दिया गया था, जिससे पीछे यह गर्म, नग्न कोर रह गया।

"इन्फ्लेटेड" (फुला हुआ) चरण

सबसे दिलचस्प निष्कर्षों में से एक यह है कि हम इसके जीवन चक्र के किस चरण को देख रहे हैं। लेखक सुझाव देते हैं कि WR 2-1 वर्तमान में एक संक्षिप्त, "इन्फ्लेटेड" चरण में है जो द्रव्यमान स्थानांतरण (mass transfer) रुकने के तुरंत बाद होता है। एक ऐसे गुब्बारे की कल्पना करें जिसे अभी-अभी उसकी हवा छोड़ी गई है लेकिन वह अपने अंतिम, सघन आकार में सिकुड़ने से पहले अभी भी फूला हुआ और गर्म है। यह फुला हुआ अवस्था तारे को ऑप्टिकल लाइट में अधिक चमकीला और आसानी से पहचानने योग्य बनाती है, बजाय इसके कि वह अपनी सामान्य, सघन अवस्था में होता। यदि यह इस अस्थायी, फूली हुई अवस्था में नहीं होता, तो यह संभवतः बहुत धुंधला और छिपा हुआ होता जिससे इसे खोजने वाले सर्वे द्वारा इसे ढूँढा नहीं जा सकता था।

यह क्यों मायने रखता है

यह खोज एक बड़ी बात है क्योंकि यह वास्तविक दुनिया का परीक्षण मामला प्रदान करती है जिसका उपयोग खगोलविद यह भविष्यवाणी करने के लिए करते हैं कि तारे कैसे विकसित होते हैं। टीम ने अपने निष्कर्षों की तुलना बाइनरी सितारों के कंप्यूटर सिमुलेशन से की और पाया कि यह सिस्टम उन मॉडलों से मेल खाता है जहाँ सितारों ने एक विशिष्ट द्रव्यमान अनुपात और एक बहुत छोटी कक्षा के साथ शुरुआत की थी, जिससे "केस A" द्रव्यमान स्थानांतरण (जहाँ डोनर तारा द्रव्यमान खोना शुरू करते समय मुख्य अनुक्रम/main sequence पर होता है) की ओर ले जाता है।

स्ट्रिप्ड तारा लगभग $10^{-6.3}$ सौर द्रव्यमान प्रति वर्ष की दर से द्रव्यमान खो रहा है, जो कि विशाल वोल्फ-रेयेट तारों में देखे जाने वाले स्तर के समान है, भले ही यह तारा बहुत छोटा है। यह सुझाव देता है कि इन मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाली वस्तुओं के लिए पदार्थ को उड़ाने की भौतिकी हमारी सोच से अलग हो सकती है।

संक्षेप में, WR 2-1 तारकीय विकास के लिए एक "रोसेटा स्टोन" है। यह पुष्टि करता है कि मिल्की वे में मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले स्ट्रिप्ड तारे मौजूद हैं, हमें दिखाता है कि वे युवा और फूले हुए होने पर वास्तव में कैसे दिखते हैं, और वैज्ञानिकों को वह कठोर डेटा देता है जिसकी उन्हें अपने मॉडलों को परिष्कृत करने के लिए आवश्यकता है कि तारे कैसे मरते हैं और ब्रह्मांड ब्लैक होल और न्यूट्रॉन सितारों के बीज कैसे बनाता है। जबकि लेखक नोट करते हैं कि उन्हें तारे की सटीक रासायनिक संरचना और भविष्य के भाग्य के बारे में पूरी तरह से आश्वस्त होने के लिए और अधिक डेटा की आवश्यकता है, इस सिस्टम की पहचान एक पोस्ट-इंटरेक्शन बाइनरी के रूप में मजबूत और साक्ष्यों द्वारा अच्छी तरह से समर्थित है।

तकनीकी सारांश: एक गैलेक्टिक इंटरमीडिएट-मास स्ट्रिप्ड स्टार, जिसमें वुल्फ-रे (Wolf–Rayet) जैसा विंड है

समस्या और संदर्भ
बाइनरी इंटरैक्शन (द्वि-तारा अंतःक्रिया) से 2–8 $M_\odot$ के इंटरमीडिएट-मास एनवेलप-स्ट्रिप्ड तारों की एक पर्याप्त आबादी उत्पन्न होने की भविष्यवाणी की गई है, जो हाइड्रोजन-रहित कोर-कोलैप्स सुपरनोवा और कॉम्पैक्ट-ऑब्जेक्ट बाइनरी के महत्वपूर्ण पूर्वज (progenitors) के रूप में कार्य करते हैं। जबकि सैद्धांतिक मॉडल सुझाव देते हैं कि मिल्की वे में हजारों ऐसे सिस्टम होने चाहिए, वे ऑप्टिकल सर्वेक्षणों में लुप्त रहे हैं। उनके संकेत आमतौर पर चमकदार OB-प्रकार के साथियों द्वारा कम (diluted) कर दिए जाते हैं, और पिछले डिटेक्शन दुर्लभ रहे हैं, जो मुख्य रूप से मैगेलैनिक क्लाउड्स तक सीमित थे या पुनर्व्याख्या किए गए उम्मीदवार थे। सौर धातुता (metallicality) के निकट एक स्पष्ट, निर्विवाद गैलेक्टिक उदाहरण की पहचान करना बाइनरी इवोल्यूशन मॉडल, मास-लॉस प्रिसक्रिप्शन और सुपरनोवा प्रोगेनेटर चैनल्स को बेंचमार्क करने के लिए आवश्यक है।

कार्यप्रणाली (Methodology)
लेखकों ने लक्ष्य, जिसे WR 2-1 (Gaia DR3 524993029624315904) नामित किया गया है, को SDSS-V मिल्की वे मैपर (MWM) सर्वेक्षण के भीतर पहचाना, जो चमकदार, नीले OB-प्रकार के तारों को लक्षित करता है। इस ऑब्जेक्ट को लो-रेज़ोल्यूशन स्पेक्ट्रा में मजबूत He II $\lambda$ 4686 उत्सर्जन के कारण फॉलो-अप के लिए फ्लैग किया गया था।

अवलोकन (Observations): टीम ने सिस्टम को कैरेक्टराइज करने के लिए मल्टी-एपोक, मल्टी-इंस्ट्रूमेंट स्पेक्ट्रोस्कोपी प्राप्त की। इसमें SDSS-V/BOSS से लो-रेज़ोल्यूशन डेटा, Keck/HIRES और LBT/PEPSI से हाई-रेज़ोल्यूशन स्पेक्ट्रा, और Gemini/GMOS-N से लॉन्ग-स्लिट स्पेक्ट्रा शामिल थे।
कक्षीय विश्लेषण (Orbital Analysis): सिंथेटिक टेम्प्लेट (PoWR मॉडल्स) के साथ क्रॉस-कोरिलेशन के माध्यम से दोनों घटकों के लिए रेडियल वेलोसिटी (RVs) को मापा गया। एक सर्कुलर ऑर्बिट मानते हुए, दोनों तारों के RV कर्व्स को फिट करने के लिए एक नेस्टेड सैंपलिंग दृष्टिकोण (UltraNest) का उपयोग किया गया।
तारकीय मॉडलिंग (Stellar Modeling): एक संयुक्त स्पेक्ट्रोस्कोपिक और फोटोमेट्रिक विश्लेषण किया गया। लेखकों ने नॉन-LTE स्टेलर एटमॉस्फियर मॉडल्स (PoWR कोड) का उपयोग करके देखे गए ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा और स्पेक्ट्रल एनर्जी डिस्ट्रीब्यूशन (SED) को एक साथ फिट करने के लिए एक कंपोजिट मॉडलिंग दृष्टिकोण अपनाया। इसने प्राथमिक O-स्टार और गर्म साथी (companion) के महत्वपूर्ण फ्लक्स योगदान को भी ध्यान में रखा।
इवोल्यूशनरी कंस्ट्रेंट्स (Evolutionary Constraints): प्राप्त मापदंडों की तुलना बाइनरी इवोल्यूशन मॉडल्स (MESA कोड, Jin et al. 2026) के ग्रिड के विरुद्ध की गई ताकि प्रोगेनेटर सिस्टम और विकास के इतिहास को सीमित किया जा सके।

मुख्य परिणाम

बाइनरी प्रकृति: WR 2-1 एक शॉर्ट-पीरियड ( $P = 5.944^{+0.009}_{-0.007}$ d), डबल-लाइनेड स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी है जिसमें नगण्य सन्यता (eccentricity) है। सिस्टम एक बड़ा डायनेमिकल मास रेश्यो ( $q_{dyn} = K_2/K_1 = 5.8^{+2.8}_{-1.5}$ ) प्रदर्शित करता है, जो इंगित करता है कि गर्म घटक काफी कम द्रव्यमान का है।
प्राथमिक तारा (Mass Gainer): प्राथमिक एक तेजी से घूमता हुआ O-प्रकार का तारा ( $T_{eff} \approx 36$ kK, $M_{evol} \approx 24^{+1}_{-2} M_\odot$ ) है जिसकी प्रोजेक्टेड रोटेशनल वेलोसिटी $190 \pm 60$ km s $^{-1}$ है। अनुमानित कक्षीय झुकाव $i \approx 26^\circ$ – $29^\circ$ को देखते हुए, यह $\sim 390$ km s $^{-1}$ की वास्तविक रोटेशन को दर्शाता है, जो सुप्रा-सिनक्रोनस है लेकिन सब-क्रिटिकल है। तीव्र रोटेशन और सिस्टम का सर्कुलर ऑर्बिट यह सुझाव देता है कि तारे को मास ट्रांसफर के दौरान स्पिन-अप किया गया था।
साथी (Stripped Star): साथी एक गर्म ( $T_{eff} \approx 60^{+3}_{-2}$ $T_{e f f} \approx 6 0_{- 2}^{+ 3}$ kK), हीलियम-समृद्ध तारा है जिसका द्रव्यमान $3.2–5.8 M_\odot$ $3.2-5.8 M_{⊙}$ है। यह मजबूत उत्सर्जन रेखाएं (He II, N IV, N V) और एक मास-लॉस रेट $\log \dot{M} \approx -6.3 \pm 0.1$ $lo g \dot{M} \approx - 6.3 \pm 0.1$ $M_\odot$ $M_{⊙}$ yr $^{-1}$ $^{- 1}$ प्रदर्शित करता है।
- वर्गीकरण: साथी को एक इंटरमीडिएट-मास स्ट्रिप्ड स्टार के रूप में पहचाना गया है, जो हॉट सबड्वर्फ्स और क्लासिकल वुल्फ-रे (WR) तारों के बीच के विकासवादी अंतराल (evolutionary gap) में स्थित है।
- संरचना (Composition): तारा एक पर्याप्त हाइड्रोजन अंश ( $X \approx 0.5$ ) बनाए रखता है, जो आंशिक, पूर्ण नहीं, बल्कि केवल आंशिक एनवेलप स्ट्रिपिंग को दर्शाता है।
- विकासवादी अवस्था (Evolutionary State): हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल डायग्राम में इसकी स्थिति (उच्च चमक, मध्यवर्ती तापमान) और इसका फुला हुआ रेडियस ( $R \approx 2.7 R_\odot$ ) यह सुझाव देता है कि इसे एक संक्षिप्त, पोस्ट-मास-ट्रांसफर इन्फ्लेटेड चरण (या तो एनवेलप स्ट्रिपिंग के बाद संकुचित हो रहा है या कोर-हीलियम डिप्लीशन के बाद फैल रहा है) में देखा जा रहा है, न कि स्थिर कोर-हीलियम बर्निंग चरण में।
विंड गुण (Wind Properties): मास-लॉस रेट, एम्पिरिकल WR संबंधों के अनुरूप है लेकिन इस द्रव्यमान सीमा के हीलियम सितारों के सैद्धांतिक अनुमानों से अधिक है। विंड संभवतः ऑप्टिकली थिन है, क्योंकि ट्रांसफॉर्मड मास-लॉस रेट ऑप्टिकली थिक विंड्स के ट्रेंड से नीचे गिर जाता है।

महत्व और दावे
लेखक दावा करते हैं कि WR 2-1 मिल्की वे में पहला स्पष्ट, अच्छी तरह से कैरेक्टराइज्ड इंटरमीडिएट-मास स्ट्रिप्ड स्टार है। इसका महत्व निम्नलिखित क्षेत्रों में है:

बाइनरी इवोल्यूशन के लिए बेंचमार्क: यह सिस्टम सौर धातुता पर मास ट्रांसफर की दक्षता और रिसीवर के स्पिन-अप पर प्रत्यक्ष अवलोकन संबंधी बाधाएं प्रदान करता है, जो क्लोज बाइनरीज में मास-रेश्यो रिवर्सल की भविष्यवाणियों को मान्य करता है।
सुपरनोवा प्रोगेनेटर: 3–6 $M_\odot$ की कोर मास रेंज वाले स्ट्रिप्ड स्टार के रूप में, यह टाइप IIb स्ट्रिप्ड-एनवेलप सुपरनोवा के लिए एक संभावित प्रोगेनेटर का प्रतिनिधित्व करता है, जो संभावित रूप से एक डबल न्यूट्रॉन स्टार सिस्टम की ओर ले जा सकता है।
जनसंख्या गणना (Population Census): यह डिटेक्शन इंटरमीडिएट-मास स्ट्रिप्ड स्टार्स की एक छिपी हुई आबादी के अस्तित्व का समर्थन करता है, जिन्हें स्थिर चरणों के दौरान ऑप्टिकल में उनकी मंदता के कारण पहचानना कठिन होता है। लेखक नोट करते हैं कि इनका डिटेक्शन इस तथ्य से सुगम हुआ कि यह एक दुर्लभ, इन्फ्लेटेड, उच्च-चमक वाले चरण में है जिसमें एक मजबूत विंड है, जो यह सुझाव देता है कि वर्तमान सर्वेक्षण ऐसे क्षणिक राज्यों की ओर पक्षपाती (biased) हैं।
विंड फिजिक्स: मापा गया मास-लॉस रेट इंटरमीडिएट-मास हीलियम सितारों के लिए विंड प्रिसक्रिप्शन को कैलिब्रेट करने के लिए एक महत्वपूर्ण डेटा पॉइंट प्रदान करता है, जो वर्तमान सैद्धांतिक मॉडल्स और सौर धातुता पर अवलोकनों के बीच संभावित विसंगतियों को उजागर करता है।

लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि WR 2-1 बाइनरी पॉपुलेशन सिंथेसिस, स्ट्रिप्ड-एनवेलप सुपरनोवा प्रोगेनेटर्स और कॉम्पैक्ट-ऑब्जेक्ट बाइनरीज के निर्माण चैनलों के मॉडल्स के लिए एक महत्वपूर्ण एंकर के रूप में कार्य करता है, साथ ही यह भी स्वीकार करते हैं कि विंड क्लंपिंग और रासायनिक प्रचुरता को पूरी तरह से निर्धारित करने के लिए आगे के हाई-रेज़ोल्यूशन स्पेक्ट्रोस्कोपी और UV अवलोकनों की आवश्यकता है।

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