• Situées 780 millions d'années seulement après le Big Bang, ces galaxies primordiales éclairent l'histoire de la formation de l'Univers actuel.

    Philippe Ribeau-Gésippe

    De quand datent les premirèes galaxies ? Comment se sont-elles formées ? comment ont-elles « réionisé » l'Univers, empli d'hydrogène neutre au sortir du Big Bang ? Répondre à ces questions nécessite d'observer des galaxies toujours plus lointaines dans l'espace, et donc plus éloignées dans le temps.

    Le télescope spatial Hubble vient de franchir un nouvelle étape en ce sens en découvrant une population de galaxies primordiales parmi les plus lointaines jamais observées. Ces données ont été receuillies en août 2009 grâce à la caméra infrarouge WFC3, récemment installée. Cinq équipes d'astronomes ont analysé ces données et présentent aujourd'hui leurs résultats à la réunion de la Société américaine d'astronomie, à Washington.

    L'image la plus profonde jamais obtenue dans le proche infrarouge – l'image HUDF09 – a été combinée avec une image en lumière visible du champ ultraprofond de Hubble, prise en 2004. L'analyse a permis d'identifier 29 cadidats galaxies, dont 12 ont un décalage vers le rouge de 6.3 et quatre se situent au-delà d'un décalage vers le rouge de 7 ; le décalage vers le rouge mesure l'étirement de la longueur d'onde, ou « rougissement » de la lumière d'une source due à l'expansion de l'espace, et donc donne indirectement la distance de cette source. Cela correspond à une époque située, respectivement, 890 millions années et 780 millions d'années après le Big Bang alors que l'Univers était encore dans sa toute petite enfance.

    À proprement parler, la lumière émise par ces objets profonds est trop faible pour mesurer précisément leur décalage vers le rouge par spectroscopie. Ce dernier est donc estimé à partir de la couleur apparente de ces galaxies. Pour préciser l'âge, mais aussi la masse de ces galaxies primordiales, les astronomes ont combiné les données de Hubble avec celles du télescope spatial infrarouge Spitzer.

    Ils ont ainsi constaté que ces galaxies sont intrinséquement très bleues, c'est-à-dire dépourues d'élements lourds et de poussière, qui rougissent le spectre lumineux. Leur masse ne dépasse pas un pour cent de celle de la Voie lactée, et leur diamètre est 20 fois plus petit. Ces petites galaxies primordiales renforcent ainsi le modèle hiérarchique de formation des galaxies, selon lequel des fusions successives conduisent à la formation de galaxies de plus en plus volumineuses, pour aboutir aux galaxies géantes actuelles.

    Ces galaxies nouvellement découvertes situées 700 millions d'années après le Big Bang doivent avoir commencé à se former quelques centaines de millions d'années plus tôt, ce qui repousse d'autant l'époque de formation des premières étoiles dans l'Univers. Une population importante de galaxies se trouve même peut-être juste en dessous de la limite de détection autorisée par Hubble.

    Le problème de la réionisation reste pourtant entier : ces premières galaxies ne semblent pas dégager assez de rayonnement pour « réioniser » tout l'hydrogène neutre qui emplissait l'Univers après la formation des atomes, 300 000 après le Big Bang (c'est-à-dire le faire passer de l'état d'atomes neutres à l'état d'ions chargés, en arrachant des électrons). Les astronomes pensent que la réionisation a commencé avec les premières étoiles, vers 400 millions d'années, et s'est achevée vers 900 millions d'années après le Big Bang, mais ils ne savent toujours pas exactement quelles sources lumineuses en sont responsables. Peut-être les galaxies primordiales dont la luminosité est inférieure à la limite de détection de Hubble sont-elles assez nombreuses pour expliquer la réionisation, ou peut-être les galaxies découvertes étaient-elles plus efficaces qu'on ne le pense pour réioniser le contenu de l'Univers ?

    La sensibilité du télescope spatial James Webb, dont le lancement est prévu en 2014, permettra sans doute de lever un coin supplémentaire du voile en étudiant plus en détails ces galaxies primordiales et en en découvrant d'autres, encore plus lointaines.

    Hubble observe les plus lointaines galaxies primitives
    Credit: NASA, ESA, G. Illingworth and R. Bouwens (University of California, Santa Cruz), and the HUD

    Sur cette image de l’Univers, la plus lointaine jamais prise dans le domaine de l'infrarouge proche, les plus petits objets visibles et aussi les moins intenses (entourés de cercles jaunes, à gauche) sont des galaxies âgées de 12.9 à 13.1 milliards d’années. Cette image a été obtenue par la caméra grand angle WFC3 sensible aux infrarouges proches, installée récemment à bord de Hubble.

    Pour en savoir plus

    L'auteur

    Philippe Ribeau-Gésippe est rédcateur à Pour la Science.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-hubble-observe-les-plus-lointaines-galaxies-primitives-24107.php


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  • Deux énormes éruptions volcaniques auraient provoqué le refroidissement de la période 1810-1819, la plus froide des 500 dernières années.

    Jean-Jacques Perrier

    Le 5 avril 1815, une gigantesque explosion déchira le dôme du Tambora, un volcan au repos depuis 5 000 ans sur l'île de Sumbawa, en Indonésie. Après une série de déflagrations les jours suivants, un panache de poussières et de cendres de près de 40 kilomètres de haut surmonta la montagne. Selon les climatologues, cet événement, ajouté à une baisse de l'activité solaire, a provoqué l'été froid et pluvieux de l'année 1816. En effet, de telles éruptions volcaniques émettent à plus de 10 kilomètres d'altitude un volume considérable de dioxyde de soufre. Ce gaz forme dans la stratosphère des aérosols d'acide sulfurique qui réfléchissent la lumière du soleil et provoquent un refroidissement de la basse atmosphère. Les poussières bloquent également le rayonnement solaire atteignant la Terre, mais elles restent beaucoup moins longtemps en suspension dans l'atmosphère que les aérosols acides.

    La froidure de 1816, l'« année sans été », a été précédée d'un refroidissement dès 1810, alors même que le « petit âge glaciaire » sévissait depuis le milieu du XIVe siècle, marqué par des hivers rigoureux et des étés humides, et quelques périodes de réchauffement. Une équipe franco-américaine a découvert qu'une autre gigantesque éruption volcanique, survenue en 1809, explique vraisemblablement les basses températures du début de la décennie 1810. Cependant, ils n'en ont pas retrouvé la trace dans les archives historiques... pour l'instant.

    Les chercheurs ont analysé des carottes de glace prélevées au Groenland et en Antarctique. Ils ont pu déterminer les proportions des quatre isotopes stables du soufre (soufre 32, 33, 34 et 36). En 2007, ils avaient établi que la composition isotopique du soufre résultant d'éruptions stratosphériques diffère de la composition du soufre des émissions moins puissantes, limitées à la troposphère. En effet, l'exposition du dioxyde de soufre aux ultraviolets de la haute atmosphère modifie le rapport entre les isotopes du soufre. Or les couches de glace remontant à 1809-1810 ont montré, comme celles de 1816 (correspondant à l'éruption du Tambora), une telle anomalie isotopique. Seule une grosse éruption volcanique est susceptible de produire la quantité de soufre détectée. En outre, le fait que l'on retrouve cette anomalie au Groenland et en Antarctique indique que l'éruption s'est produite à mi-chemin des deux pôles, c'est-à-dire dans la zone tropicale.

    Cette méthode a fait ses preuves pour d'autres périodes, remarque Mélanie Baroni, coauteur de cette étude et chercheur au Centre européen de recherche et d'enseignement des géosciences de l'environnement (CEREGE), à Aix-en-Provence. En 2008, elle a montré avec les mêmes collègues que les glaces de l'Antarctique conservent les signatures isotopiques de plusieurs éruptions stratosphériques : celles du Kuwae, en 1450, de 1259 (« l'événement inconnu »), de 1277, 1230 et de 1170, entre autres. Les chercheurs visent maintenant à perfectionner leur technique afin de pouvoir estimer la quantité de soufre émise par les phénomènes volcaniques des siècles passés, par comparaison avec des éruptions récentes bien étudiées, ce qui permettrait d'en déduire l'impact sur le climat à différentes périodes.

     

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-les-volcans-du-petit-age-glaciaire-23774.php

    Les volcans du Petit Âge glaciaire
    USGS

    De juin à septembre 1991, l'une des plus importantes éruptions volcaniques du XXe siècle, celle du Pinatubo, aux Philippines, a émis plus de dix kilomètres cubes de cendres, et 17 millions de tonnes de dioxyde de soufre. Par comparaison, l'explosion du Tambora, en avril 1815, a vraisemblablement produit dix fois plus de poussières et de dioxyde de soufre. De quoi refroidir le climat à grande échelle pendant un ou deux ans. Une autre éruption tropicale, en 1809, semble avoir eu le même effet au début des années 1810.

    à voir aussi

    NASA
    Le Mont Tambora, en Indonésie, vu de l'espace. Ce volcan est toujours actif.

    Pour en savoir plus

    L'auteur

    Jean-Jacques Perrier est journaliste à Pour la Science.

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  • La variabilité de la composition des étoiles au sein des amas dits globulaires suggère que ceux-ci sont des restes d'anciennes galaxies naines absorbées par la Voie lactée.

    Philippe Ribeau-Gésippe

    La Voie lactée s'est construite en absorbant au cours de son histoire des galaxies plus petites, dont les composants sont aujourd'hui mélangés à l'ensemble. Des vestiges de ces « briques élémentaires » subsistent cependant. Deux équipes d'astronomes viennent de montrer que certains amas globulaires – des groupes denses de milliers d'étoiles – sont peut-être de tels vestiges.

    Les quelque 150 amas globulaires que compte notre Galaxie étaient jusqu'ici caractérisés par une population d'étoiles très dense et homogène tant par leur âge que par leur composition chimique. Omega du Centaure, le plus brillant et le plus massif des amas globulaires, était la seule exception connue : la concentration en fer de ses étoiles varie en effet de 1 à 30.

    Ce n'est désormais plus un cas isolé. Jae-Woo Lee, de l'Université de Séoul, en Corée du Sud, et ses collègues, ont étudié l'abondance en calcium de 37 amas globulaires. Ils ont mis en évidence deux populations distinctes parmi les étoiles dites géantes rouges (des étoiles de type solaire en fin de vie) au sein de l'amas globulaire M22, différant par leur abondance en calcium (une étude précédente suggérait une variation interindividuelle de la concentration en fer de ces mêmes étoiles). Les astronomes auraient également détecté une variation plus ténue, mais significative, de l'abondance en calcium dans la moitié des amas observés ; cette dernière affirmation reste cependant à confirmer.

    Dans le même temps, l'équipe de Francesco Ferraro, de l'Université de Bologne, en Italie, a montré que l'amas Terzan 5, dans la région du centre galactique, abrite des étoiles d'âges différents (de 12 à 6 milliards d'années), et dont la métallicité (la concentration en éléments lourds) varie d'un facteur trois.

    Ces différences de composition stellaire au sein des amas nous éclairent sur l'histoire de la Voie lactée. En effet, les éléments lourds tels que le calcium ou le fer sont créés lors de l'explosion des étoiles les plus massives en supernova. Or la masse actuelle des amas observés ne leur permet pas de retenir ces éléments, éjectés à grande vitesse. Le fait que les éléments lourds soient restés confinés dans les amas et aient été réinjectés dans des étoiles de secondes génération, nées après l'explosion des étoiles massives, implique que la gravité, et donc la masse de ces amas, était plus importante par le passé. Cela indique également que ces amas ne se sont pas formés en une seule fois, comme c'est le cas pour les amas globulaire.

    Diversité de l'âge et de la composition stellaire, masse initiale élevée : autant de caractéristiques qui rapprochent ces amas atypiques de petites galaxies, et qui suggèrent qu'ils sont les restes des satellites de la Voie lactée engloutis par le passé. L'amas globulaire extragalactique M54 a d'ailleurs été identifié il y a quelques années comme le vestige de la Galaxie naine du Sagittaire.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-les-amas-globulaires-vestiges-de-galaxies-englouties-23775.php

    Les amas globulaires, vestiges de galaxies englouties
    N.A.Sharp, REU program/NOAO/AURA/NSF

    L’amas M22, dans la constellation du Sagittaire, près du bulbe galactique, est l’un des amas globulaire les plus brillant du ciel nocturne. La variété de composition de ses étoiles suggère qu’il s’agit d’un reste d’une galaxie naine absorbée par la Voie lactée.

    Pour en savoir plus

    J.-W. Lee et al., Enrichment by supernovae in globular clusters with multiple populations, Nature, vol. 462, 26 novembre 2009.
     
     
    S. Zepf et K. Ashman, L'étonnante jeunesse des amas globulaires, Pour la Science n°315, janvier 2004.
     
    R. Ibata et B. Gibson, Le spectre des galaxies défuntes, Dossier Pour la Science n°56, juillet-septembre 2007.
     

    L'auteur

    Philippe Ribeau-Gésippe est journaliste à Pour la Science.

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  • Des observations en infrarouge révèlent que de l'eau est présente en petites quantités à la surface de la Lune.
    Philippe Ribeau-Gésippe
    La Lune, un paysage désertique de poussière et de roches, dépourvu de la moindre goutte d'eau. C'est l'image qui prévaut depuis que les premières missions Apollo ont rapporté des échantillons de roches lunaires à la fin des années 1960. Un tableau aujourd'hui à revoir : des observations en infrarouge réalisées par trois sondes spatiales montrent de façon indépendante et sans ambiguïté que de l'eau et des radicaux hydroxyles (OH) sont présents en petites quantités à la surface de notre satellite.

    Selon le scénario généralement admis, la Lune est née d'une colossale collision entre la Terre et un corps de la taille de Mars. Les éléments volatils, dont l'eau, auraient été évaporés lors de l'impact. De fait, les échantillons des missions Apollo semblent confirmer cette hypothèse, puisqu'ils sont quasiment dépourvus de traces d'eau. En 2008, une nouvelle analyse avait certes mis en évidence des quantités infimes d'eau dans les minéraux lunaires, mais cela ne concernait que certains d'entre eux, provenant de l'intérieur de la Lune, et non de sa surface.

    Pourtant, trois équipes viennent d'annoncer de façon indépendante la détection d'eau à la surface de la Lune. Jessica Sunshine, de l'Université du Maryland, Olivier Groussin, du Laboratoire d'astrophysique de Marseille, et leurs collègues ont utilisé pour ce faire le spectromètre de la sonde américaine EPOXI, prolongement de la mission Deep impact en route vers la comète 103P/Hartley 2 et passée à seulement six millions de kilomètres de la Lune en juin dernier. L'équipe de Carle Pieters, de l'Université Brown, a quant à elle exploité l'instrument M3 de la mission indienne Chandrayaan 1 ; enfin, Roger Clark, du Bureau géologique américain, a tiré parti des données l'instrument VIMS de la mission Cassini-Huygens.

    Les trois spectromètres ont inspecté la surface lunaire à des longueurs d'onde proches de trois micromètres, où se révèlent les bandes d'absorption caractéristiques des molécules d'eau. Cette longueur d'onde correspond en effet à l'énergie de vibration de la molécule d'eau et du radical OH.

    Ces bandes d'absorption ont bien été détectées, signant sans ambiguïté la présence d'eau à la surface de la Lune. Cette détection en apparence simple n'avait jamais été réalisée, car les instruments de la plupart des sondes spatiales qui quittent la Terre sont contaminés par de l'eau, ce qui empêche sa détection. Cette observation est également impossible depuis le sol, car l'atmosphère, saturée en eau, est opaque à trois micromètres de longueur d'onde.

    La précieuse molécule serait présente en faibles quantités sur presque toute la surface de la Lune, aux latitudes supérieures à dix degrés. La bande d'absorption est plus marquée à mesure que l'on s'approche des pôles. C. Pieters et ses collègues ont montré que, même en tenant compte d'un biais naturel, car l'amplitude de l'absorption dépend en partie de la température, il existe bien un excès résiduel indiquant que la concentration en eau augmente à mesure qu'on progresse vers les pôles.

    J. Sunshine et ses collègues ont pour leur part estimé que l'eau représenterait moins de 0,5 pour cent de la masse des matériaux en surface (dans le premier millimètre d'épaisseur), soit 0,5 litre pour une surface équivalente à un terrain de football. De surcroît, cette équipe a mis en évidence une variabilité de la quantité d'eau au cours du « jour lunaire » : elle est maximale le matin et le soir, quand le Soleil est bas sur l'horizon lunaire, et minimale, voire nulle, le midi, quand le Soleil est haut dans le ciel.

    Enfin, C. Pieters et son équipe ont également mis en évidence des variations spatiales de la concentration en eau, liées à des caractéristiques géologiques, en particulier aux zones riches en feldspath plagioclase. Ces variations pourraient être liées aux traces d'eau découvertes à l'intérieur de la Lune.

    Pour autant, pas la peine d'imaginer des mares et autres lacs à la surface de la Lune. Cette eau est adsorbée sur la poussière de la surface lunaire (chaque molécule d'eau est faiblement arrimée par les forces de Van der Waals à la surface des grains). Les molécules d'eau peuvent donc facilement être arrachées de leur support, par exemple quand la température s'élève avec l'ensoleillement. Une volatilité qui explique sans doute que leur concentration varie au cours d'un jour lunaire.

    D'où vient cette eau ? La piste privilégiée est celle du vent solaire. L'interaction des ions hydrogène H+ du vent solaire (un flot de particules chargées émis en permanence par le Soleil) avec les minéraux lunaires riches en oxygène entraînerait la formation de molécules H2O et OH. Une autre source potentielle est l'apport d'eau par les impacts continus de poussières et de micro-météorites. Un apport ponctuel et massif d'eau par des comètes ou de grands astéroïdes est peu plausible, car l'eau observée est renouvelée de façon continue.

    Quelle que soit la source de cette eau, reste à expliquer l'absence de presque toute trace d'eau dans les échantillons des missions Apollo. Les sites d'atterrissage étaient probablement arides, car situés près de l'équateur. Par ailleurs, les échantillons nous renseignent plus sur la composition intérieure de la Lune que sur sa surface.

    Quelles sont les conséquences de cette découverte ? La présence d'eau relance l'espoir de trouver des réservoirs d'eau dans les cratères des pôles lunaires. En effet, l'axe de rotation de la Lune ayant une inclinaison très faible, de nombreux cratères polaires sont plongés dans une ombre éternelle. De la glace d'eau pourrait y être restée piégée, à l'abri de la lumière solaire. Plusieurs expériences ont été tentées de rechercher de l'eau au fond des cratères polaires, jusqu'ici sans succès. Le 9 octobre prochain, la mission LCROSS (Lunar Crater Observation et Sensing Satellite) tentera de détecter l'eau en faisant s'écraser un engin spatial dans un cratère polaire pour éjecter du matériau lunaire vers le ciel, où la lumière du Soleil permettra de l'analyser.

    Du point de vue de l'exploration spatiale habitée, en revanche, cette découverte est à relativiser : la quantité d'eau à la surface lunaire est insuffisante pour une exploitation à des fins humaines dans le cadre de vols habités.
    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-il-y-a-de-l-eau-sur-la-lune-23475.php

    Il y a de l’eau sur la Lune

    à voir aussi


    La distribution de l'eau (en bleu) et de l'hydroxyle (en orange) observée à la surface de la Lune par l'instrument VIMS de la sonde Cassini-Huygens.
    NASA
    L'eau est plus abondante près des pôles de la Lune (régions bleues), comme le montre cette image prise par la sonde Chandrayaan-1.
    © Université du Maryland/F.Merlin/McREL
    Le vent solaire pourrait être à l’origine de l’eau présente à la surface de la Lune. Durant le jour lunaire, les ions hydrogène du vent solaire libèreraient l'oxygène des minéraux lunaires pour former des molécules d’eau et d’hydroxyle. À l’équateur, où la température est élevée (zones rouge et jaune), une proportion importante de ces molécules d’eau se volatilise. En revanche, aux hautes latitudes (zones verte et bleue), où la température est plus basse, les molécules d’eau s'accumulent en surface.
    © Université du Maryland/O. Groussin/McREL.
    Le cycle diurne d'hydratation et de déshydratation de la surface lunaire. Le matin, la surface, froide, accueille des molécules d'eau adsorbées. À midi, lorsque la surface est plus chaude, ces molécules d'eau sont libérées. Le soir, la surface refroidit et regagne en eau. Toute la surface de la Lune est donc hydratée pendant une partie du jour lunaire.

    L'auteur

    Philippe Ribeau-Gésippe est journaliste à Pour la Science.

    Pour en savoir plus

    - J. Sunshine, O. Groussin et al., Temporal and spatial variability of adsorbed OH/H2O on the Moon as observed by the Deep Impact spacecraft, Science, en ligne, 24 septembre 2009.


    - R. Clark, Detection of adsorbed water and hydroxyl on the Moon, Science, en ligne, 24 septembre 2009.

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  • La planète CoRoT-7b, de cinq masses terrestres, est bien constituée de roches, mais elles sont probablement en fusion.
    Loïc Mangin

    En février 2009, le satellite CoRoT débusque une petite exoplanète autour d'une étoile nommée CoRoT-7, à 500 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Licorne. La planète, CoRoT-7b, attire l'attention des astronomes, car son transit (en passant devant l'étoile, elle atténue la luminosité de celle-ci) a révélé que son rayon est à peine deux fois plus grand que celui de la Terre ! Est-elle tellurique, c'est-à-dire rocheuse ? Pour le savoir, on doit connaître sa densité, et donc sa masse. C'est ce qu'a mesuré une équipe internationale incluant notamment l'Institut d'astrophysique de Paris et les Observatoires de Provence, de Paris et de la Côte d'Azur.

    CoRoT-7 est une étoile de type solaire, âgée de 1,5 milliard d'années. CoRoT-7b est en orbite à seulement 2,5 millions de kilomètres de distance, soit 23 fois moins que la distance Mercure-Soleil. Pour déterminer la masse de la planète, les instruments doivent détecter de faibles variations périodiques du spectre de l'étoile (ces variations, résultant d'un effet Doppler, trahissent un mouvement circulaire de l'astre dû à l'interaction gravitationnelle avec une planète). Or c'est délicat avec le satellite CoRoT, car des taches stellaires, l'équivalent de taches solaires, brouillent un signal déjà faible. Le problème a été résolu avec l'instrument HARPS, un spectrographe à haute résolution installé sur le téléscope de l'ESO de 3,6 mètres de diamètre à l'Observatoire La Silla, au Chili.

    HARPS a révélé que CoRoT-7b, avec cinq masses terrestres, est l'une des plus légères exoplanètes connues. Sa densité de 4,7, soit 85 pour cent de celle de la Terre (5,5), en fait une planète tellurique. Cependant, puisqu'elle est proche de son étoile, la température à sa surface est de l'ordre de 2 000 degrés : selon les modèles, elle serait couverte de roches en fusion ou de vapeur d'eau émanant d'océans en ébullition.

    HARPS a également détecté une autre planète (CoRoT-7c), plus éloignée que CoRoT-7b. Son orbite est de 3 jours et 17 heures (contre environ 20 heures pour CoRoT-7b). Avec huit masses terrestres, c'est une super-Terre, mais l'absence de transit empêche de déterminer sa masse.

    http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actualite-la-premiere-super-terre-rocheuse-23456.php


    La première super-Terre rocheuse
    ESO/L. Calcada
    L'étoile CoRoT-7 vue depuis la planète CoRoT-7b, une super-Terre de cinq masses terrestres en orbite à 2,5 millions de kilomètres de l'astre (vue d'artiste).

    à voir aussi

    ESO
    L'étoile CoRoT-7 abrite un système d'au moins deux super-Terres, dont l'une est tellurique (CoRoT-7b)
    ESO
    L'environnement de l'étoile CoRoT-7.

    L'auteur

    Loïc Mangin est rédacteur en chef adjoint à Pour la Science.

    Pour en savoir plus

    D. Queloz et al., The CoRoT-7 planetary system : two orbiting Super-Earths, Astronomy & Astrophysics, à paraître le 22 octobre 2009.
     
    Et notamment l’article Super-Terres en vue ! par François Bouchy.

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