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Saxion Decay and Dark Radiation in the KSVZ Axion Model

यह शोध पत्र एक चतुर्थ (quartic) KSVZ मॉडल में वक्रता-विस्थापित (curvature-displaced) पेची-क्वीन (Peccei-Quinn) संघनन के क्षय से उत्पन्न होने वाले एक्सियॉन (axions) से डार्क रेडिएशन योगदान ( $\Delta N_{\rm eff}$ ) की गणना करता है, जिसमें यह पाया गया है कि प्रमुख एक्सियॉन चैनल लगभग 0.033 और 0.12 के $\Delta N_{\rm eff}$ मान प्रदान करता है, जबकि यह भी प्रदर्शित करता है कि वक्रता विमुक्ति (curvature release) की अवधि को बढ़ाने से आदिम आइसोकुरवेचर आयामों (primordial isocurvature amplitudes) को बदले बिना दृश्य विकिरण (visible radiation) की तुलना में एक्सियॉन विकिरण काफी कम हो जाता है।

मूल लेखक: Sidhartha Samtani, Amartya Sengupta

प्रकाशित 2026-10-23

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Sidhartha Samtani, Amartya Sengupta

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 अदृश्य धागों से भरा हुआ है जो वास्तविकता के ताने-बाने को एक साथ थामे रखते हैं, और सबसे निरंतर रहस्यों में से एक यह है कि भौतिकी के नियम पदार्थ और प्रति-पदार्थ (antimatter) के साथ इतनी पूर्ण समरूपता के साथ व्यवहार क्यों करते हैं, सिवाय एक जिद्दी अपवाद के। यह अपवाद, जिसे 'स्ट्रॉन्ग सीपी समस्या' (strong CP problem) के रूप में जाना जाता है, यह सुझाव देता है कि ब्रह्मांड का व्यवहार अलग होना चाहिए था, एक ऐसी विसंगति जिसने दशकों से भौतिकविदों को उलझा रखा है। इसे हल करने के लिए, वैज्ञानिकों ने एक तंत्र प्रस्तावित किया जो 'एक्सियन' (axion) नामक एक नए, काल्पनिक कण को पेश करता है। यह कण एक ब्रह्मांडीय डायल की तरह कार्य करता है, जो इस अनचाही विषमता को रद्द करने के लिए खुद को लगातार समायोजित करता रहता है, जिससे ब्रह्मांड संतुलन में बना रहता है। जबकि एक्सियन डार्क मैटर—वह अदृश्य द्रव्यमान जो आकाशगंगाओं को एक साथ थामे रखता है—के लिए एक प्रमुख उम्मीदवार है, इसका अस्तित्व एक भारी साथी की उपस्थिति का भी संकेत देता है, एक ऐसा क्षेत्र (field) जो ब्रह्मांड के विकसित होने के साथ फैलता और सिकुड़ता है। इस क्षेत्र के व्यवहार को समझना कि वे बिग बैंग के बाद के अराजक क्षणों में कैसे व्यवहार करते हैं, अत्यंत महत्वपूर्ण है, क्योंकि उनका क्षय एक मंद, अदृश्य ऊष्मा छोड़ सकता है जिसे हम आज भी पहचान सकते हैं।

एक नए अध्ययन में, शोधकर्ताओं ने इस भारी साथी, जिसे 'सैक्सियन' (saxion) कहा जाता है, के जीवन चक्र का पता लगाया है ताकि यह देखा जा सके कि यह ब्रह्मांड के तापीय इतिहास को कैसे प्रभावित करता है। उन्होंने एक विशिष्ट परिदृश्य पर ध्यान केंद्रित किया जहाँ ब्रह्मांड की शुरुआत एक बड़े, सुचारू क्षेत्र से हुई थी जिसे मुद्रास्फीति (inflation) के शुरुआती क्षणों के दौरान अंतरिक्ष की तीव्र वक्रता (curvature) द्वारा उसके प्राकृतिक विश्राम स्थान से दूर धकेल दिया गया था। जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार हुआ और यह वक्रता कम हुई, क्षेत्र को वापस अपने संतुलन की ओर लौटने के लिए मजबूर किया गया, एक ऐसी यात्रा जिसने इसे बेतहाशा दोलन (oscillate) करने के लिए प्रेरित किया। टीम ने गणना की कि ये दोलन कैसे व्यवहार करेंगे जब क्षेत्र स्थिर हो रहा होगा, और इससे भी महत्वपूर्ण बात यह है कि इन गतिविधियों में संचित ऊर्जा अंततः कैसे मुक्त होगी। उन्होंने पाया कि सैक्सियन केवल लुप्त नहीं हो जाता है; इसके बजाय, यह दो प्रकार के कणों में क्षय होता है: अदृश्य एक्सियन और मानक कण जो दृश्य जगत का निर्माण करते हैं। इन दो परिणामों का अनुपात यह निर्धारित करता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में कितनी "डार्क रेडिएशन" (dark radiation)—ऊर्जा का एक रूप जो प्रकाश की तरह व्यवहार करता है लेकिन देखा नहीं जा सकता—जोड़ी गई थी।

शोधकर्ताओं ने पाया कि ब्रह्मांड की वक्रता के कम होने की गति ने अंतिम परिणाम में निर्णायक भूमिका निभाई। यदि वक्रता तेजी से शिथिल हुई, तो क्षेत्र एक हिंसक, अराजक गति में चला गया, जिससे इसमें बड़ी मात्रा में ऊर्जा बनी रही जिसे बाद में महत्वपूर्ण मात्रा में डार्क रेडिएशन में परिवर्तित कर दिया गया। हालाँकि, यदि वक्रता अधिक धीरे-धीरे कम हुई, तो क्षेत्र अपने पथ को सुचारू रूप से ट्रैक कर सका, और क्षय होने से पहले ही घर्षण और अवमंदन (damping) के कारण अपनी बहुत सारी ऊर्जा खो दी। अपने सिमुलेशन में, टीम ने दो विशिष्ट इतिहासों का परीक्षण किया। एक में, क्षेत्र अपेक्षाकृत जल्दी स्थिर हो गया, जिसके परिणामस्वरूप डार्क रेडिएशन का योगदान वर्तमान खगोलीय सीमाओं के ठीक नीचे रहा। दूसरे में, एक थोड़े अधिक ऊर्जावान परिदृश्य में, योगदान अधिक था, जो वर्तमान मापों द्वारा अनुमत मान से ऊपर चला गया। यह सुझाव देता है कि ब्रह्मांड में संभवतः एक अधिक सुचारू, अधिक क्रमिक वक्रता रिलीज हुई थी, या एक्सियन क्षेत्र के विशिष्ट गुण इस अतिरिक्त विकिरण को कम रखने के लिए ट्यून किए गए हैं।

इस कार्य की एक प्रमुख खोज यह है कि सैक्सियन ऊर्जा की एक सूक्ष्म मात्रा, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड की कुल ऊर्जा के एक प्रतिशत से भी कम है, प्रभावी न्यूट्रिनो प्रजातियों (neutrino species) की संख्या पर एक मापने योग्य प्रभाव पैदा कर सकती है, जो प्रकाश कणों के प्रकारों को गिनने का एक मानक तरीका है। अध्ययन दिखाता है कि वक्रता रिलीज की अवधि को थोड़ा बदलने से, उत्पादित डार्क रेडिएशन की मात्रा तीस के कारक से लगभग गिर सकती है, जबकि वे प्रारंभिक स्थितियाँ जो ब्रह्मांड की संरचना के लिए मंच तैयार करती हैं, अपरिवर्तित रहती हैं। यह संवेदनशीलता बताती है कि कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB), जो बिग बैंग की गूँज है, के भविष्य के अवलोकन संभावित रूप से एक्सियन क्षेत्र के व्यवहार के बारे में संपूर्ण सिद्धांतों को खारिज कर सकते हैं। शोधकर्ताओं ने यह भी पुष्टि की कि क्षय प्रक्रिया दृश्य कणों के बजाय एक्सियन के उत्पादन द्वारा हावी है, जिसका अर्थ है कि अदृश्य क्षेत्र को ऊर्जा का सबसे बड़ा हिस्सा मिलता है, जो इस प्रक्रिया द्वारा ब्रह्मांडीय सूप में जोड़ी जाने वाली गर्मी की मात्रा को और अधिक सीमित करता है।

अध्ययन ने विस्तृत कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया जो क्षेत्र का अनुसरण मुद्रास्फीति अवस्था से लेकर उसके विश्राम और अंततः क्षय तक करते हैं, जिसमें क्षेत्र और प्रारंभिक ब्रह्मांड के गर्म प्लाज्मा के बीच जटिल अंतःक्रियाओं को भी शामिल किया गया है। उन्होंने पाया कि जबकि क्षेत्र बड़े उतार-चढ़ाव उत्पन्न कर सकता है जो ब्रह्मांड की सहजता को बाधित करने का खतरा पैदा करते हैं, फिर भी अधिकांश परिदृश्यों में ये उतार-चढ़ाव इतने छोटे रहते हैं कि ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना को सुरक्षित रखा जा सके। हालाँकि, सबसे चरम मामलों में, उतार-चढ़ाव इतने बड़े हो जाते हैं कि सरल गणनाएँ विफल हो जाती हैं, जो संकेत देती है कि सबसे ऊर्जावान इतिहास को पूरी तरह से समझने के लिए एक अधिक जटिल, अराजक विकास की आवश्यकता हो सकती है। यह कार्य यह दावा नहीं करता है कि इसने डार्क रेडिएशन के रहस्य को सुलझा लिया है, बल्कि यह एक सटीक मानचित्र प्रदान करता है कि कैसे विभिन्न ब्रह्मांडीय इतिहास अलग-अलग अवलोकन योग्य परिणामों की ओर ले जाते हैं। विभिन्न संभावित परिदृश्यों की सीमा को कम करके, यह अध्ययन खगोलविदों के लिए एक्सियन और उसके भारी साथी के अस्तित्व का परीक्षण करने के लिए एक स्पष्ट मार्ग प्रदान करता है, जिससे एक सैद्धांतिक संभावना एक ठोस अवलोकन लक्ष्य में बदल जाती है।

तकनीकी सारांश: KSVZ एक्सियन मॉडल में सैक्सियन क्षय (Saxion Decay) और डार्क रेडिएशन

समस्या विवरण
पेसिए-क्विन (PQ) तंत्र स्ट्रॉन्ग सीपी (strong CP) समस्या को एक QCD एक्सियन पेश करके हल करता है। यदि PQ समरूपता मुद्रास्फीति (inflation) से पहले टूटती है और अविघटित रहती है, तो दृश्य ब्रह्मांड एक सजातीय एक्सियन कोण (homogeneous axion angle) प्राप्त करता है। हालाँकि, मुद्रास्फीति के दौरान क्वांटम उतार-चढ़ाव इस कोण को विचलित करते हैं, जिससे कोल्ड-डार्क-मैटर आइसोक्यूर्वचर मोड (isocurvature modes) उत्पन्न होते हैं, जो CMB अवलोकनों द्वारा कड़ाई से प्रतिबंधित हैं। इन उतार-चढ़ाव को कम करने के लिए एक ज्ञात तंत्र में स्पेसटाइम कर्वेचर (spacetime curvature) के साथ PQ क्षेत्र का सकारात्मक युग्मन शामिल है, जो मुद्रास्फीति के दौरान PQ कंडेंसेट को एक बड़े त्रिज्या तक विस्थापित कर देता है। जैसे-जैसे मुद्रास्फीति के बाद कर्वेचर कम होता है, रेडियल न्यूनतम (radial minimum) अपने निर्वात मान की ओर संकुचित होता है, जिससे संभावित रूप से बड़े रेडियल दोलन (सैक्सियन्स) उत्तेजित होते हैं। ये दोलन टेकीओनिक विकास (tachyonic growth) और पैरामीट्रिक रेजोनेंस के माध्यम से एक्सियन उतार-चढ़ाव को प्रवर्धित कर सकते हैं, जो आइसोक्यूर्वचर सीमाओं का उल्लंघन कर सकते हैं। इसके अलावा, इन रेडियल दोलनों में शेष ऊर्जा अंततः क्षय होती है, जिससे सापेक्षिक एक्सियन्स उत्पन्न होते हैं जो डार्क रेडिएशन में योगदान देते हैं, जिसे $\Delta N_{\text{eff}}$ के रूप में मापा जाता है। आइसोक्यूर्वचर के दमन और डार्क रेडिएशन के उत्पादन के बीच का अंतर्संबंध महत्वपूर्ण रूप से कर्वेचर रिलीज की अवधि और उसके बाद रेडियल क्षेत्र के विश्रांति (relaxation) पर निर्भर करता है।

कार्यप्रणाली
लेखक एक KSVZ मॉडल के भीतर एक संख्यात्मक और विश्लेषणात्मक अध्ययन करते हैं जिसमें एक भारी कलर्ड डायरिक फर्मियन (heavy colored Dirac fermion) शामिल है। विश्लेषण निम्नलिखित चरणों में आगे बढ़ता है:

मॉडल सेटअप: लैग्रेंजियन में एक चतुर्थ घात विभव (quartic potential) वाला एक जटिल स्केलर $\Phi$ , एक गैर-न्यूनतम कर्वेचर कपलिंग $\xi R |\Phi|^2$ , और KSVZ युकावा इंटरेक्शन शामिल है। रेडियल क्षेत्र को $\rho = f_a + s$ के रूप में पैरामीटराइज किया गया है, जहाँ $s$ एक सैक्सियन है।
बैकग्राउंड इवोल्यूशन: लेखक एक स्मूथ इंटरपोलेशन फंक्शन का उपयोग करके मुद्रास्फीति से रेडिएशन डोमिनेशन में संक्रमण को मॉडल करते हैं, जो एक रिलीज विड्थ पैरामीटर $\Delta$ (e-folds में) द्वारा नियंत्रित होता है। वे प्लेंक बाधाओं को संतुष्ट करने के लिए मुद्रास्फीति दर ( $H_*$ ) और स्केलर पावर नॉर्मलाइजेशन को स्थिर रखते हैं, केवल चतुर्थ घात कपलिंग $\lambda_\Phi$ और रिलीज अवधि $\Delta$ को बदलते हैं।
फील्ड इवोल्यूशन: रेडियल ट्रैजेक्टरी को उसके इन्फ्लेशनरी मिनिमम से कर्वेचर रिलीज के माध्यम से विकसित किया जाता है। ट्रांसवर्स फ्लक्चुएशन (एक्सियन मोड्स) को इस बैकग्राउंड पर विकसित किया जाता है ताकि वेरिएंस $V_{\text{band}}$ की वृद्धि की गणना की जा सके। यदि वेरिएंस एक कटऑफ ( $10^{-2}$ ) से अधिक हो जाता है, तो विकास रुक जाता है, जो रैखिक सन्निकटन (linear approximation) के टूटने का संकेत देता है।
एक्शन मैचिंग: एक बार जब क्षेत्र निर्वात के पास छोटे हार्मोनिक दोलनों में स्थिर हो जाता है, तो जीवित कंडेंसेट की प्रचुरता को दोलन एक्शन $J$ की गणना करके निर्धारित किया जाता है। इस एक्शन का उपयोग देर से होने वाले फ्लूइड इवोल्यूशन के लिए प्रारंभिक स्थितियाँ सेट करने के लिए किया जाता है।
क्षय और थर्मल प्रभाव: सैक्सियन, एक्सियन्स और KSVZ फर्मियन्स में क्षय होता है। लेखक थर्मल सुधारों और प्लाज्मा रिस्पॉन्स (डैम्पिंग और नॉइज़) सहित क्षय चौड़ाई (decay widths) की गणना करते हैं ताकि उनके विश्रांति पर प्रभाव का आकलन किया जा सके। दृश्य बाथ (visible bath) और सापेक्षिक एक्सियन आबादी में ऊर्जा हस्तांतरण को क्षय युग तक ट्रैक किया जाता है।
डार्क रेडिएशन गणना: क्षय पूर्ण होने के बाद दृश्य विकिरण ऊर्जा के अनुपात के आधार पर प्रभावी न्यूट्रिनो प्रजातियों की अंतिम संख्या $\Delta N_{\text{eff}}$ की गणना की जाती है।

प्रमुख योगदान

कर्वेचर-विस्थापित कंडेंसेट्स का मात्रात्मक विकास: यह शोध पत्र एनालिटिक अनुमानों से आगे बढ़कर कंडेंसेट के विशिष्ट अस्तित्व और उतार-चढ़ाव के प्रवर्धन को ट्रैक करने के लिए कर्वेचर रिलीज के माध्यम से PQ कंडेंसेट का विस्तृत संख्यात्मक विकास प्रदान करता है।
दो-चैनल क्षय विश्लेषण: लेखक एक्सियन्स और KSVZ फर्मियन्स दोनों में सैक्सियन के क्षय का कठोरता से उपचार करते हैं। वे प्रदर्शित करते हैं कि फर्मियन क्षय को अधिकतम करने और एक्सियन ब्रांचिंग फ्रैक्शन को न्यूनतम करने के लिए अनुकूलित युकावा कपलिंग के बावजूद, किनेमैटिक बाधाओं और KSVZ मॉडल की विशिष्ट संरचना के कारण एक्सियन चैनल क्षय चौड़ाई पर हावी रहता है।
थर्मल और बैकरेक्शन मूल्यांकन: अध्ययन में थर्मल बलों, वैक्यूम सुधारों और कोलिजनल डैम्पिंग का व्यवस्थित चेक शामिल है। यह स्थापित करता है कि बेंचमार्क मापदंडों के लिए, ये प्रभाव गौण हैं और कुछ व्यवस्थाओं में कंडेंसेट को फ्लक्चुएशन कटऑफ तक पहुँचने से नहीं रोकते हैं।
आइसोक्यूर्वचर बनाम डार्क रेडिएशन ट्रेड-ऑफ: यह कार्य स्पष्ट रूप से प्रिमॉर्डियल आइसोक्यूर्वचर के दमन (बड़े इन्फ्लेशन रेडियस के माध्यम से) को डार्क रेडिएशन के उत्पादन से जोड़ता है, यह दिखाते हुए कि कर्वेचर रिलीज की अवधि इन दोनों अवलोकनीय (observables) के बीच एक महत्वपूर्ण पैरामीटर के रूप में कार्य करती है।

परिणाम

बेंचमार्क इतिहास: दो संदर्भ इतिहास (A और B) प्रस्तुत किए गए हैं जिनमें $\lambda_\Phi = 3 \times 10^{-11}$ $λ_{Φ} = 3 \times 1 0^{- 11}$ और $10^{-11}$ $1 0^{- 11}$ के चतुर्थ घात कपलिंग और $\Delta = 0.20$ $Δ = 0.20$ के रिलीज विड्थ हैं।
- बेंचमार्क A: $\Delta N_{\text{eff}} \simeq 0.033$ का अनुमान लगाता है। सैक्सियन ऊर्जा अंश शिखर पर $\sim 0.87\%$ है।
- बेंचमार्क B: $\Delta N_{\text{eff}} \simeq 0.12$ का अनुमान लगाता है। सैक्सियन ऊर्जा अंश शिखर पर $\sim 3.1\%$ है।
- बेंचमार्क C, एक छोटे कपलिंग ( $\lambda_\Phi = 3 \times 10^{-12}$ ) के साथ, विश्रांति के दौरान फ्लक्चुएशन कटऑफ ( $V_{\text{band}} = 10^{-2}$ ) तक पहुँच जाता है, जो रैखिक सन्निकटन के टूटने का संकेत देता है और एक अनिश्चित देर से होने वाली प्रचुरता को दर्शाता है।
रिलीज अवधि पर निर्भरता: एक प्राथमिक निष्कर्ष $\Delta N_{\text{eff}}$ के लिए कर्वेचर रिलीज की अवधि के प्रति अत्यधिक संवेदनशीलता है। एक निश्चित $\lambda_\Phi = 10^{-11}$ पर, रिलीज विड्थ $\Delta$ को 0.20 से बढ़ाकर 0.50 करने से अनुमानित $\Delta N_{\text{eff}}$ , $\sim 0.12$ से घटकर $\sim 0.0044$ हो जाता है। यह लगभग 28 के कमी कारक का प्रतिनिधित्व करता है।
कमी का तंत्र: डार्क रेडिएशन में कमी का श्रेय क्रमिक रिलीज के दौरान क्षेत्र द्वारा संकुचित न्यूनतम का बारीकी से पीछा करने को दिया जाता है। इसके परिणामस्वरूप छोटे रेडियल उत्तेजनाएं और क्षय के लिए कम सुसंगत ऊर्जा उपलब्ध होती है, जबकि प्रिमॉर्डियल एंगुलर पावर (और इस प्रकार आइसोकिवचर बाधा) स्थिर रहती है।
अवलोकनीय बाधाएं: बेंचमार्क A ( $\Delta N_{\text{eff}} = 0.033$ ) के लिए गणना किया गया $\Delta N_{\text{eff}}$ , कुल $N_{\text{eff}} \approx 3.077$ देता है, जो हाल के ACT/Planck विश्लेषणों द्वारा रिपोर्ट की गई 95% ऊपरी सीमा ( $N_{\text{eff}} < 3.08$ ) के ठीक नीचे है। बेंचमार्क B ( $N_{\text{ff}} \approx 3.165$ ) इस सीमा को पार कर जाता है और उस विश्लेषण के तहत मान्य नहीं है।

महत्ता और दावे
यह शोध पत्र दावा करता है कि एक उप-प्रमुख (subdominant) सैक्सियन आबादी (जो कुल ऊर्जा घनत्व में 4% से कम योगदान देती है) एक उल्लेखनीय डार्क रेडिएशन सिग्नल उत्पन्न कर सकती है। अध्ययन इस बात पर प्रकाश डालता है कि "कर्वेचर रिलीज" तंत्र, जिसका उपयोग अक्सर आइसोक्यूर्वचर को दबाने के लिए किया जाता है, साथ ही डार्क रेडिएशन के आयाम को भी नियंत्रित करता है। लेखक तर्क देते हैं कि रिलीज की अवधि एक निर्णायक कारक है: एक अधिक क्रमिक रिलीज या तो ट्रांसवर्स फ्लक्चुएशन विकास (प्रिमॉर्डियल आइसोक्यूर्वचर बाधा को बनाए रखते हुए) और सुसंगत ऊर्जा (क्षय के लिए उपलब्ध ऊर्जा को कम करते हुए) दोनों को दबा देता है।

लेखक अपनी गणना की सीमाओं के संबंध में विनम्र रहते हैं। वे नोट करते हैं कि उन इतिहासों के लिए जहाँ उतार-चढ़ाव बड़े हो जाते हैं (जैसे बेंचमार्क B), नॉनलीन प्रभाव और बैकरेक्शन जीवित कंडेंसेट प्रचुरता को बदल सकते हैं, एक ऐसा क्षेत्र जिसके लिए समाधान के लिए लैटिस सिमुलेशन की आवश्यकता होगी। इसके अलावा, वे स्वीकार करते हैं कि उनके क्षय अनुमान कमजोर-युकावा शासन (weak-Yukawa regime) और नगण्य हिग्स पोर्टल पर निर्भर करते हैं; मजबूत कपलिंग या अतिरिक्त पोर्टल महत्वपूर्ण डैम्पिंग या नए क्षय चैनल पेश कर सकते हैं, जो observational bounds के लिए अनुमत पैरामीटर स्पेस को बदल सकते हैं। कार्य यह निष्कर्ष निकालता है कि हालांकि वर्तमान बेंचमार्क परीक्षण योग्य भविष्यवाات प्रदान करते हैं, लेकिन एक पूर्ण कॉस्मोलॉजिकल मूल्यांकन के लिए भौतिक प्रायर $\Delta N_{\text{eff}} \ge 0$ और आइसोक्यूर्वचर बाधाओं के साथ-साथ नॉनलीन फ्लक्चुएशन इवोल्यूशन के अधिक पूर्ण उपचार की आवश्यकता है।

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