宇宙這麼多未知，我研究些什麼好呢？（多圖）

目前宇宙中熱門的研究對象有哪些？

王力樂，歪樓狂魔。此人大腦不發達，大家都要支援他！

我就不安利自己的研究內容了，說些其他人沒說過的（我還確實有可能把第一代恆星的相關研究當成博士論文）……

超長預警！不過圖片不多。

1. 第一代恆星（「星族 III」）的形成與演化

雖然上面已經有人提到了，但所述內容稍稍有些大。我來試試降解並具體化。

不管你贊不贊同奇性定理和大爆炸本身，在許許多多的證據面前，你也不得不承認，在極早期，宇宙是極端高溫、高密度、對輻射不透明（或者乾脆說，全宇宙都是亮的），且（相對而言）物質分布相當均勻的。那個時候，怎麼可能會有恆星存在呢？

宇宙繼續膨脹，溫度和密度下降；輻射便得以在宇宙中自由穿行，而輻射本身變得黯淡的速度，比物質變得稀疏的速度，還要快得多。宇宙很快陷入一片黑暗——現在的研究者，喜歡管這叫宇宙的「黑暗時代」（Dark Age）。

但是，黑暗不可能永續，否則我們也不會有今日的億萬星河了。於是，總有一個時候，黑暗中，誕出了第一顆恆星，第二顆，第三…… 當然，也有可能是類星體（正在吃東西的大黑洞）劃破了宇宙的黑暗，但那是另一個話題了——畢竟，恆星是人們認識這個宇宙的最基本單位之一。

那是一片與今日完全不同的星河。

這些恆星中，體型巨大者，應該不會少——至少，在那個時候，用於形成恆星的物質更加充足；再輔以其他諸多的原因，大家都認為，它們常常可以大如上百甚至幾百個太陽質量。

比如，一個可能的原因是，那個時候的宇宙，除了氫和氦之外，更重的元素非常稀少。恆星想要形成，構成它的氣體（一般叫做「分子雲」——裡頭的氫絕大多數以氫分子的形式存在），是要一邊塌縮一邊通過輻射的方式損失熱量的，否則這熱量會使氣體在達到足夠點火的密度之前達到與引力的平衡，便也不能繼續塌縮了，只好慢慢彌散。較小質量的分子雲塌縮和冷卻，受重元素缺失的影響更大，在宇宙早期也就更難形成；如是，人們便認為，第一代恆星，基本都是些巨無霸。

順帶一說，天文學家喜歡甭管他們是不是金屬都管它們叫「金屬」——記得有人考據過，原因是，僅重於氫氦的第三號元素鋰，就是個金屬。在天文學家眼裡，這個宇宙中，數量（原子數和總質量）最多的「金屬」，大概是碳和氧。當然，當物質密度比較高（比如在木星中央），直接把晶體的布里淵區擠得變形，電子便會從邊界溢出來，造成非全滿、非全控全空的布里淵區，那麼甚至連氫都會變成真正的金屬的；不過，這是另一個還算挺有熱度的研究方向，算是我沒能力胡謅的東西了。

大歸大，卻也肯定不會是無限大的——恆星的光度會隨著質量的增加而快速增加；在大約二十倍太陽質量之下，光度與質量的 3.5 到 4 次方成正比；在二十倍太陽質量以上，則與質量本身成正比。如果有無窮大的恆星，我們就會看到無窮大的光芒——可是並沒有。而且，兩百倍以上太陽質量的恆星，如果長期存在，是會留下很多東西的；但我們並沒有找到這些東西。

是什麼決定了決定了第一代恆星的質量上限呢？

人們提出了這樣一些猜測：

到底哪個是對的？或是，它們都對，亦或是都不對？

以及，這樣的恆星，究竟以何種方式結束它們的生命——是超新星爆發後留下黑洞，還是直接炸個精光，亦或是根本不爆炸直接變黑洞？它們在生命的各個階段生產重元素的效率有多高？重元素在核心附近產生後流散出來的機制又與後來的恆星有什麼不同？

千千疑問，如是等等。

即將在「近期」（這個「近期」說了十幾年了……）發射的詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（縮寫為 JWST），就擔負了從觀測上探索第一代恆星的使命，而這也是許許多多對此感興趣的天體物理理論工作者翹首以盼的——畢竟，實實在在的觀測數據，比任何或天花亂墜或完美無瑕的理論都重要得多。

2. 超新星的爆發機制

這是 Fowler & Hoyle, 1964, ApJS, 9, 210 的題記；論文標題：《大質量恆星和超新星中的中微子過程和正負電子對產生》，超新星理論研究的開山之作之一。

稍有天文學常識的人都知道，質量足夠大的恆星，都會以超新星爆發的方式，結束自己作為恆星的生命。這類超新星通常是 SN II（漢語讀作「二型超新星」），也會有 SN Ib 和 Ic（讀作「一 B 型超新星」 和 「一 C 型超新星」），它們被統稱為「核塌縮型超新星」——顧名思義，人們認為，它們爆發的起點，是演化到晚期的恆星由於各種原因無法支撐自身重力，而開始塌縮，直至反彈爆發。

為啥塌縮反而會引起爆發？因為有一部分物質「塌陷」得更深——形成中子星或黑洞，而它們塌陷時釋放的能量通過某些機制傳遞給塌陷得較淺的物質之後，後者便可以得到足夠的能量「飛走」或者說「被炸掉」了。

除此之外，還有一種叫做 SN Ia （讀作「一 A 型超新星」）的東西；它們爆發的原因大致是，簡併物質的核燃燒是不穩定的——主序恆星中，如果核燃燒速率稍許增高，則溫度的升高會使得星體內壓強增加，進而星體膨脹使密度降低，由此制約核燃燒速率的進一步上升；但白矮星之類的簡併星體，壓強是與溫度幾乎無關的，因而缺乏了這種制約機制，使得穩定的核燃燒成為不可能，最後只好終結於一次巨大的爆炸。SN Ia 事實上被人們當做光度的標準，用來研究宇宙的演化歷程（可以搜索「2011 年諾貝爾物理學獎」）。

下面專說 SN II。

在我們的宇宙中，超新星實在是太常見了，平均每個足夠大的星系每大約一百年或幾百年就會炸掉一顆。考慮到可觀測宇宙中星系的龐大數目，我們每年都能找到上百個直至幾百個超新星。

按理說，這麼廣泛地存在和發生著的現象，應當早就被人類搞清楚了吧？

很遺憾，其實，說極端點兒，沒人真正明白，在核塌縮的過程開始之後，超新星裡頭到底發生了什麼……

在早期，人們設想過各種各樣的超新星爆發的機制。最主要的猜想之一是，爆發是由中微子引起的。在塌縮開始之後，恆心內核及附近被急劇壓縮到一個極高的溫度和密度；這時，物質對中微子不再透明。核心在此時釋放大量中微子，以千鈞之勢，推開了核心附近的物質，同時造成了一個非常強烈的激波（差不多算是俗稱的「衝擊波」）；而這個激波，正是炸掉外殼的根源。

可是，人們發現，這個激波，在穿越物質高度緻密的區域時，會在那裡停滯。一個停滯的激波，至多只能減緩外圍物質的流入，卻絕不會把外殼給炸開。

在 1985 年，漢斯·貝特（1967 年諾貝爾獎得主，也在 喬治·伽莫夫 那篇關於宇宙大爆炸的文章中玩笑性地掛了個名）就與他的學生髮表了一篇文章，指出了解決這個問題的可能途徑：超新星爆發時，中微子是分兩次釋放的；其中，第二次釋放，正是重新「激活」這個激波的關鍵。

這個故事比原先的複雜得多，於是受到不少質疑和爭議：一個複雜的故事，總是不受歡迎的。

但在 1987 年，大麥哲倫星系中炸了個超新星：SN 1987 A。這兄弟自爆之後，炸出了三個環，跟煙圈兒似的：

（圖片來自 wikimedia，應當是公共領域的圖片，由歐洲南方天文台的 VLT 觀測得到）

能見證 SN 1987A 的人們很幸運——俺就沒有了，那時俺父母都還沒結婚呢，俺大概還以分子形態散落在世界各地吧。彼時，全世界的天文學家和高能物理研究者（甚至包括少數搞凝聚態的——他們中有人對緻密星體的物態方程和輸運過程感興趣），都像打了雞血一般，瘋狂地工作著。幸運的原因是，這個超新星離地球相當近，使得日本的超級神岡中微子探測器可以探測到它放出的中微子。結果，人們發現，這個超新星的中微子，是分兩批到達的——這應該是 漢斯·貝特 的理論的一個重要驗證吧。然後，理論研究者們開始跟進，試圖在計算機上模擬（紙筆推導已經大大超出人類的能力範疇了），得出超新星的爆發過程，而且看上去進展頗豐。

看來是一片皆大歡喜的樣子，似乎「超新星爆發的基本機制」這一問題，從此可以像主序恆星的基本結構那樣，被歸入「已經被解決的問題」之內了？

想得美。

2003 年，這樣一篇文章，被發表在物理學界頭號期刊《物理評論快報》上，標題是 Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions: What Is Missing?，翻譯成漢語大致是《改進的星體核塌縮模型，還是炸不掉：到底缺了啥？》

Phys. Rev. Lett. 90, 241101 (2003)

文章的作者來自德國的馬克斯·普朗克研究所（大致相當於德國的國家科學院）；他們在國際上都是超新星模擬領域的頭幾號人物。這一群也許算得上所謂「權威」的人們，事實上是最早發表「成功的超新星爆發計算機模擬」之類結果的那批研究組中的一個。而發表該文章前的那一陣子，他們更換了更可靠、更接近真實情形的關於中微子傳播的模型和演算法，按理說，應該做得更接近真實才是？可是，這麼一弄，「計算機里的超新星」反倒炸不開了，而且好像怎麼弄，都死活炸不掉。

此文一出，整個天文界便像經歷了一場地震，餘震至今也未完全消除。

每次擺出這篇文章，都幾乎一定會被這樣反駁：「這篇文章太老啦，結構也被假定是二維的；況且，那些都是十幾年之前的事兒了；超新星爆發的數值模擬，在那之後，肯定是取得了長足的進步的。」

確實，進步是有的；但我仍然聽得許多相關人員說，為了讓一顆「計算機中的超新星」炸開，許多參數——特別是與中微子輸運有關的參數，仍然必須被相當精細地調節才行。如果一個模型擁有眾多「自由參數」，卻被用來描述一種幾乎無比普適的現象，這至少是非常有悖於絕大多數自然科學研究者的價值乃至審美取向的。畢竟，馮·諾依曼說過這麼一句眾所周知的話：「給我四個參數，我能擬合一頭大象；再給我一個，我能讓這貨搖鼻子。」

然後人們就只好繼續開腦洞，有把機制編寫得越來越複雜的，有另闢蹊徑、大開腦洞的（比如認為接過第一批中微子的接力棒的其實是光子；北大有一個研究組就此發過 ApJL，俺年輕的時候也在此摻和過一篇 MNRAS…… 咳咳，黑歷史，不提了），可這些東西到底有多可靠，其實誰也說不清。

不僅是 SN II；「SN Ia 到底是怎麼炸的」，至今也同樣是一個研究熱點——誠如樓上所說，原來設想的「吸積突破錢德拉塞卡質量上限」的機制，現在看來，並不是那麼可靠。不過，SN Ia 又常常在宇宙學中充當「標準蠟燭」，所以這方面的研究，弄不好還會牽一髮動全身，影響到宇宙學的某些結論。

SN Ib 和 Ic 又是另外的故事了，在此按下不表。

這些問題其實都不是壞事：從科學史來看，一個或一系列懸而未決的問題，往往更能引發和帶動更深入的研究和思考，帶給人們更多的驚喜。時至今日，幾乎每一個開設天文 / 天體物理方向的主要學校或研究所里，都幾乎一定有一個教授 / 研究員認真從事相關的理論或觀測研究工作。

騷年，你也來炸一發不？

3. 黑洞

受到某些對廣義相對論完全無知、對數值分析比無知就好那麼一點的研究人員影響，有人會認為，「黑洞是否存在」，應當是個足夠熱門的研究課題——你看霍金他們不整天都在吵這個么？

哎，霍金和 Kip Throne 他們吵的東西，與這些連電磁場的能量——動量張量都不知道怎麼寫然後聲稱輻射場沒有引力效應、不明白事件視界定義然後硬把粒子視界當事件視界說事兒的人們吵吵的東西，根本就不是一個東西。

北師大的趙崢老師下課時與我們聊天，說道，在每一個還可以的大學的物理系，你都能找到許多懂得量子場論的人，而且很少有人就量子場論的事情發表奇怪意見，因為這些奇怪意見很快就會遭到懂行者的批駁乃至嘲笑；可是，廣義相對論的境遇，就要差得太多，能反駁某些似是而非的奇談怪論者，往往都是些嘴上無毛的學生——沒辦法，大部隊都去干凝聚態了……

現在，靠譜的研究者們對黑洞的關注，其實集中或相近於更接近觀測的方面。下面舉三個例子，順序大致是，更接近觀測 --> 觀測與理論交匯 --> 更純粹的理論。

4. 高能天體物理儀器

我們怎麼看天上的東西？

答曰，廢話，這還不簡單，用望遠鏡唄。

呃，這還真不一定是個簡單的問題。想做個 X 射線的望遠鏡，真是難上加難。

看官說了，我就知道地面上的 X 光機滿大街的醫院裡頭都是，你咋說 X 射線不容易看呢？

啊，X 光機所看的，不過是個影子而已；近處的東西，看個影子，當然能看個大概；可咱要是想給遠處的東西照個相，靠影子可就不好使了。

想做望遠鏡，第一步，便是將光線（甭管他什麼「光線」，無線電波也好，紅外也好，可見光也好，紫外也好，X 射線也好）聚焦；而聚焦所需的事兒，是改變光線的方向。

這還不簡單？凸透鏡也行，凹面鏡也行啊，初中物理課早都教過了嘛！

問題就出在這裡了。對於幾乎所有材料來說，X 射線在其中的折射率，都幾乎是 1。這就意味著，X 射線基本不可能被任何常見材料折射。就算某些能量的 X 射線能在某些材料中被有效折射，可這種事兒往往發生在某些特殊的能量值附近，而且色散特別大——戴眼鏡的、拍照的，大概都知道「色散太大」會是一種什麼樣的折磨，而這些色散在 X 射線在那些特定能量處所遭遇的色散完全不能比。

同時，靠反射也不行。X 射線——特別是能量比較高的 X 射線——能輕易穿透很多東西（否則也不會拿它做身體檢查了）。而且，畫過光路的人都知道，一個普通的凹面鏡在對遠處物體成像時，是會有入射角接近零度（或者說，掠射角——90 度減去入射角——接近 90 度）的時候的；然後我們來看看 X 射線反射率與掠射角的關係：

（圖是從 Harvard CXC 網站上扒的）

掠射角還不到 60 度，反射率就基本上變成零了；這個凹面鏡還咋做啊……

人們想到了替代的辦法。你凹面鏡的樣子，不是差不多能算是拋物線（面）的底部么？反正拋物線對平行光的聚焦性質在各處是相同的，那我用拋物線的上頭來做，這不就增大了入射角（減小了掠射角）么？對了，純粹的拋物面，會導致離軸光線聚焦質量急劇下降，那我們再上個掠射的雙區面來改正一下吧。整個東西看上去就像這樣：

（圖是從 STSCI 網站上偷的）

別急，事兒還沒完。這個系統有好幾個嚴重的麻煩：

麻煩這麼多，咱還是別玩兒了吧…… 可是，正在吸積的中子星、黑洞什麼的，可一直在發射 X 射線呢，而且這些 X 射線揭示的都是最接近星體那部分區域的結構；難道就這麼不看了？

這時候就輪到財大氣粗的美帝出場了。錢德拉 X 射線望遠鏡，正面硬扛以上麻煩，大力出奇蹟；造價：16.5 億美元，1999 年幣值。對了，地球大氣還會把 X 射線擋個精光，你得把這玩意兒送上天，於是又花掉三億美元發射費用；後續的運行、監控、給科學家撥款吃飯，還得再砸進去三個億。

國內也很快要發射一個 X 射線調製望遠鏡（通過某種有點兒像「掃描」的特殊手段間接成像，避免以上部分困難）；你現在知道這有多不容易了吧。

錢德拉望遠鏡要是哪天壞了（這很有可能發生，前一陣子那台專門找太陽系外行星的開普勒望遠鏡就壞了），做 X 射線天文學的研究人員中，起碼有三分之一會有飯碗問題。況且，就算是美帝，也會有揭不開鍋的時候…… 怎麼辦呢？用廉價輕質材料，犧牲成像精密度，換取更有效的 X 射線光譜觀測，這便是 NuStar 望遠鏡。

還有。了解射電天文學的人，大致都知道，射電天文中，有一個被稱為「長基線干涉技術」的觀測技術，通過組合相距較遠的兩台或多台射電望遠鏡的觀測數據，等效地擴大望遠鏡口徑以提高解析度。University of Colorado at Boulder 的一幫大牛，打算把相近的技術，運用在 X 射線上：

http://casa.colorado.edu/~wcash/interf/Interfere.htm

這個東西，若是哪一天被扔上天了，一定是大快所有（搞 X 射線天文的）人心的大好事。

如果能量再上升，掠入射系統也會不好用了。這時，人們採用一種叫做「編碼板」的技術。這大致是對小孔成像的拓展：編碼板本身是一塊兒有些地方透光有些地方擋光的板子；使用時，記錄下編碼板的影子，再與編碼板本身的形狀進行一種叫做「自相關」的數學運算，便可以大致得出天體的影像。所以，下面這個東西上，那個黑黑白白的「Coded Aperture Mask」，其實也是個望遠鏡的「鏡」：

（這是 SWIFT 空間天文台的圖片）

不得不說，這麼做，實在是無奈之舉。如果誰能發明一種對高能 X 射線真正更好成像的技術，相信我，他可以考慮買套禮服，等著斯德哥爾摩的電話了。

再往上加能量，便是所謂的「對產生望遠鏡」，通過對高能 gamma 射線光子產生的正負電子對的路徑的記錄，得到原本的 gamma 光子的信息，「代表作」是 Fermi LAT ：

（圖片來自 http://stanford.edu）

可這個「望遠鏡」的解析度就更是感人了…… 雖然也不耽誤它做出許多重大發現。有沒有更好的辦法呢？人們也正在尋找……

繼續往上加能量。此時，不管來者是光子、電子還是質子（其實質子最多），都會在地球大氣裡頭引起切侖科夫輻射：

（來自 http://mpi-hd.mpg.de，馬普的高能所的網站）

大致就是一個高能粒子打出一堆稀奇古怪亂七八糟的東西，然後這些東西裡頭的光子被「切倫科夫望遠鏡」——專門盯著這種東西看的望遠鏡——給看到了（圖中還畫了其他儀器，按下不表）。這是一套叫做 VERITAS 的切倫科夫望遠鏡：

說這幾個望遠鏡整天在看空氣，真是完全準確的——畢竟，切倫科夫光就是從空氣里來的。

順帶一說，這些引起切倫科夫輻射的高能宇宙線的能量，不知比 LHC 高到哪裡去了。那些整天阻止 LHC 說這要毀滅地球毀滅宇宙的傢伙，真是無知至極：他們不知道，宇宙中無時無刻不在產生幾百萬到幾億倍於 LHC 能量的超級高能粒子。人類歷史上記錄過的最高能的粒子，被人們叫做「Oh-My-God 粒子」的那個質子，所攜帶的能量有 50 焦耳，等於一支能殺死人的高級氣步槍的子彈出膛時的能量，是 LHC 能量的三億倍。

現在，許多做高能物理實驗的人，已經把目光轉向天空了。

李然，研究天文學的狐狸

說說宇宙學裡沒有解決的大問題，這裡每一個問題都有至少上百的科學家在研究：

1.大爆炸是怎麼回事？

現在的假說認為，宇宙早期經歷過暴脹時期。在極其短的時間內，宇宙體積增加了 10 的 26 次方倍，這也就是所謂的大爆炸理論。暴漲模型解釋了宇宙微波背景輻射來源和宇宙准平直疑難以及宇宙視界疑難。但是暴漲的具體機制如何，為什麼會觸發暴脹，人們還不清楚。現在天文觀測上唯一的手段是探測暴脹期間引力波在微波背景輻射（CMB）上留下的痕迹。但到目前為止，還沒有觀察到確切的信號。在未來，會有更多的觀測設備致力於此。

關於這個問題可以參考「宇宙大爆炸第一波的引力波震蕩是怎麼被探測到的？ - 物理學 」

圖一.Bicep2 研究組在 2014 年宣稱自己找到了宇宙極早期引力波留下的痕迹.但後來證明，他們看到的信號可能被塵埃輻射污染，不能成為堅實的證據。但是後續的觀測和下一代儀器正在熱火朝天進行中。

2. 宇宙的黑暗時代是如何結束的？

宇宙的早期是一個高熱高密度的地方。宇宙的各處都充滿了光明。 光子在充滿宇宙的自由電子間遊走。但是隨著宇宙膨脹，溫度漸漸冷了下來。原子俘獲了活力下降的電子。而光好像指縫間的水一樣一下子流走。從宇宙早期光子和電子最後一次散射，到第一代恆星形成之間，宇宙經歷了漫長的黑暗時代。宇宙脫離黑暗的這個過程被稱作再電離過程。

是什麼時候宇宙脫離黑暗？

是什麼使得宇宙脫離黑暗？是第一代恆星？還是第一代星系？又或者是小型類星體(mini-quasar)？

現在的觀測傾向於認為再電離可能不是一下完成的，早期的星系可能對再電離的貢獻最大。但是觀測上證據還很少。需要下一代大型望遠鏡去探測早期星系的光度函數，人們甚至希望下一代空間望遠鏡可以直接觀測到第一代恆星。

圖 2. 觀測中已經證明再電離在宇宙誕生後 10 億年完成。但是再電離過程的細節還沒有完全解開， 參考科學網—宇宙再電離

3. 星係為什麼是現在看到的樣子？

按照現在的星系形成理論，宇宙中暗物質先於可見物質成團。重子物質落入暗物質勢阱中，聚集塌縮形成恆星。星系就是恆星的聚集體。這個理論模型現在被廣泛相信。但是模型距離完美解釋觀測中星系多樣化的觀測性質還很遠。這裡面有很多熱門的小問題，人們已經有了一些理解，但是還沒有完全解決：

星系中的恆星形成歷史是怎麼樣的？

如何解釋觀測到的橢圓星系和漩渦星系比例？

星系中的偽核球是如何形成的？

橢圓星系中含有多少暗物質？

為什麼銀河系觀測到的衛星星系比理論預期少？

為什麼星系群中的衛星星系比理論預期的更紅？

黑洞吸積過程產生的能量反饋是如何影響星系中的恆星形成的？

......

圖三.星系形成理論認為今天的星系都是由宇宙早期的小星系慢慢吸積物質，或者併合形成的。併合方式和並和歷史的不同，產生了不同的星系形態（橢圓星系或者旋臂星系）

4.暗物質本質究竟是什麼？

引力透鏡觀測和星系旋轉曲線觀測都告訴我們宇宙中存在大量的暗物質。結合宇宙微波背景輻射和星系巡天觀測，我們知道暗物質占宇宙質能組分的百分之 23，占宇宙物質組分>80%.

但是暗物質的本質是什麼？是一種什麼粒子？是弱相互作用大質量粒子(WIMPs),還是軸子，或者其實是惰性中微子？是否能夠從星系中心或者星系團中看到暗物質湮滅的證據？

從現象學上說，暗物質究竟是冷的還是溫的？冷暗物質可以形成極小質量的暗暈，而溫暗物質宇宙中不存在極小質量的暗暈。天文觀測上，我們如何探測這些極小質量暗暈？

圖 4. 計算機數值模擬結果。Lovell et al. 2013 上圖是冷暗物質宇宙中的暗物質暈，下圖是溫暗物質宇宙中的暗物質暈. 冷暗物質宇宙中有更多小團塊。可參考拙作丟失的星系 - 天淡銀河垂地 - 知乎專欄

5. 暗能量是什麼？

暗能量的存在使得宇宙加速膨脹。暗能量占宇宙質能組分 70%強。暗能量是什麼？是真空能嗎？暗物質能量密度是否隨紅移演化？暗能量狀態方程是否隨紅移演化？暗能量是否真的存在，還是說我們需要修改引力理論？從天文觀測上，我們需要結合弱引力透鏡效應，微波背景輻射，超新星觀測，重子聲速震蕩觀測等等一起來解答這個問題。

圖 5.Ia 型超新星是宇宙中的標準燭光，可以用來測量宇宙空間的膨脹速率，從而推導宇宙中的暗能量成分。超新星和暗能量可參考拙作 超新星—測量宇宙的燭光

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