◙ COMETAS
Um cometa é um pequeno corpo gelado do Sistema Solar que, ao passar perto do Sol, aquece e começa a liberar gases, processo que é chamado de desgaseificação. Isso produz uma atmosfera visível ou coma e, às vezes, também uma cauda. Esses fenômenos são devidos aos efeitos da radiação solar e da ação do vento solar sobre o núcleo do cometa. Os núcleos dos cometas variam de algumas centenas de metros a dezenas de quilômetros de diâmetro e são compostos de coleções soltas de gelo, poeira e pequenas partículas rochosas. O coma pode ter até 15 vezes o diâmetro da Terra, enquanto a cauda pode esticar além de uma unidade astronômica. Se suficientemente brilhante, um cometa pode ser visto da Terra sem o auxílio de um telescópio e pode subtender um arco de 30° (60 Luas) no céu. Os cometas foram observados e registrados desde os tempos antigos por muitas culturas e religiões.
Comet Lovejoy is visible near Earth's horizon behind airglow in this nighttime image photographed by NASA astronaut Dan Burbank, Expedition 30 commander, onboard the International Space Station on Dec. 22, 2011.
Os cometas geralmente têm órbitas elípticas altamente excêntricas e uma ampla gama de períodos orbitais, variando de vários anos a potencialmente vários milhões de anos. Os cometas de curto período se originam no cinturão de Kuiper ou em seu disco espalhado associado, que fica além da órbita de Netuno. Acredita-se que os cometas de longo período se originem na nuvem de Oort, uma nuvem esférica de corpos gelados que se estende de fora do cinturão de Kuiper até a metade do caminho para a estrela mais próxima. Cometas de longo período são colocados em movimento em direção ao Sol a partir da nuvem de Oort por perturbações gravitacionais causadas pela passagem de estrelas e pela maré galáctica. Os cometas hiperbólicos podem passar uma vez pelo Sistema Solar interno antes de serem lançados no espaço interestelar. O aparecimento de um cometa é denominado aparição.
Os cometas se distinguem dos asteroides pela presença de uma atmosfera estendida, gravitacionalmente não-ligada, em torno de seu núcleo central. Essa atmosfera tem partes denominadas coma (a parte central imediatamente ao redor do núcleo) e cauda (uma seção tipicamente linear que consiste em poeira ou gás expelido do coma pela leve pressão do Sol ou pelo plasma do vento solar excedente). No entanto, cometas extintos que passaram perto do Sol muitas vezes perderam quase todo o seu gelo volátil e poeira e podem vir a se parecer com pequenos asteroides. Pensa-se que os asteroides têm uma origem diferente dos cometas, tendo-se formado dentro da órbita de Júpiter, e não no Sistema Solar exterior. A descoberta de cometas do cinturão principal e de planetas menores centauros ativos turvou a distinção entre asteroides e cometas. No início do século XXI, a descoberta de alguns corpos menores com órbitas de cometas de longo período, mas com características de asteroides do Sistema Solar interno, foram chamados de cometas Manx. Eles ainda são classificados como cometas, como C/2014 S3 (PANSTARRS). 27 cometas Manx foram encontrados de 2013 a 2017.
Em abril de 2021, havia 4 595 cometas conhecidos, um número que aumenta constantemente à medida que mais são descobertos. No entanto, isso representa apenas uma pequena fração da população potencial total de cometas, já que o reservatório de corpos semelhantes a cometas no Sistema Solar externo (na nuvem de Oort) é estimado em 1 trilhão. Aproximadamente um cometa por ano é visível a olho nu, embora muitos deles sejam tênues e nada espetaculares. Exemplos particularmente brilhantes são chamados de "grandes cometas". Os cometas foram visitados por sondas não tripuladas como a Rosetta da Agência Espacial Europeia, que se tornou a primeira a pousar uma espaçonave robótica em um cometa, e a Deep Impact da NASA, que explodiu uma cratera no cometa Tempel 1 para estudar seu interior.
A palavra cometa deriva do inglês antigo cometa do latim comēta ou comētēs. Isso, por sua vez, é uma romanização do grego antigo κομήτης 'usar cabelo comprido', e o Oxford English Dictionary observa que o termo (ἀστὴρ) κομήτης já significava 'cometa, estrela de cabelo comprido' em grego. Κομήτης era derivado de κομᾶν (koman) 'usar o cabelo comprido', que por sua vez era derivado de κόμη (komē) 'o cabelo da cabeça' e era usado para significar 'a cauda de um cometa'.
O símbolo astronômico para cometas (representado em Unicode) é U+2604 ☄ COMET, que consiste em um pequeno disco com três extensões semelhantes a fios de cabelo.
Características físicas de cometas
Núcleo
A estrutura sólida central de um cometa é conhecida como núcleo. Os núcleos cometários são compostos de uma amálgama de rocha, poeira, gelo de água e dióxido de carbono congelado, monóxido de carbono, metano e amônia. Como tal, são popularmente descritos como "bolas de neve sujas", em homenagem ao modelo de Fred Whipple. Os cometas com alto teor de poeira são chamados de "bolas de sujeira geladas". O termo "bolas de sujeira geladas" surgiu após a observação da colisão do Cometa 9P/Tempel 1 com uma sonda "impactadora" enviada pela missão Deep Impact da NASA em julho de 2005. Pesquisa realizada em 2014 sugere que os cometas são como "sorvete frito", em que suas superfícies são formadas por gelo cristalino denso misturado com compostos orgânicos, enquanto o gelo interior é mais frio e menos denso.
A superfície do núcleo é geralmente seca, empoeirada ou rochosa, sugerindo que os gelos estão escondidos sob uma crosta superficial com vários metros de espessura. Além dos gases já mencionados, os núcleos contêm uma variedade de compostos orgânicos, que podem incluir metanol, cianeto de hidrogênio, formaldeído, etanol, etano e talvez moléculas mais complexas, como hidrocarbonetos de cadeia longa e aminoácidos. Em 2009, foi confirmado que o aminoácido glicina foi encontrado na poeira do cometa recuperada pela missão Stardust da NASA. Em agosto de 2011, um relatório, baseado em estudos da NASA de meteoritos encontrados na Terra, foi publicado sugerindo que componentes de DNA e RNA (adenina, guanina e moléculas orgânicas relacionadas) podem ter sido formados em asteroides e cometas.
Diagrama mostrando as características físicas de um cometa. a) Núcleo, b) Coma, c) Cauda de gás/íon d) Cauda de poeira, e) Envoltório de hidrogênio, f) Movimento do Cometa g) Direção ao Sol.
As superfícies externas dos núcleos cometários têm um albedo muito baixo, tornando-os um dos objetos menos refletivos encontrados no Sistema Solar. A sonda espacial Giotto descobriu que o núcleo do cometa Halley (1P/Halley) reflete cerca de 4% da luz que incide sobre ele, e Deep Space 1 descobriu que a superfície do cometa Borrelly reflete menos de 3%; em comparação, o asfalto reflete 7%. O material escuro da superfície do núcleo pode consistir em compostos orgânicos complexos. O aquecimento solar expulsa os compostos voláteis mais leves, deixando para trás compostos orgânicos maiores que tendem a ser muito escuros, como o alcatrão ou o petróleo. A baixa refletividade das superfícies cometárias faz com que absorvam o calor que impulsiona seus processos de desgaseificação.
Núcleos de cometas com raios de até 30 km foram observados, mas determinar seu tamanho exato é difícil. O núcleo do 322P/SOHO provavelmente tem apenas 100 a 200 metros de diâmetro. A falta de cometas menores sendo detectados, apesar do aumento da sensibilidade dos instrumentos, levou alguns a sugerir que há uma falta real de cometas menores que 100 metros de diâmetro. Estima-se que cometas conhecidos tenham uma densidade média de 0,6 g/cm3 Devido à sua baixa massa, os núcleos dos cometas não se tornam esféricos sob sua própria gravidade e, portanto, têm formas irregulares.
Acredita-se que cerca de 6% dos asteroides próximos à Terra sejam núcleos extintos de cometas que não sofrem mais liberação de gases, incluindo 14827 Hypnos e 3552 Don Quixote.
Os resultados das sondas Rosetta e Philae mostram que o núcleo do 67P/Churyumov-Gerasimenko não tem campo magnético, o que sugere que o magnetismo pode não ter desempenhado um papel na formação inicial dos planetesimais. Além disso, o espectrógrafo ALICE na Rosetta determinou que os elétrons, dentro de 1 km acima do núcleo cometário) produzidos a partir da fotoionização de moléculas de água por radiação solar, e não fótons do Sol como se pensava anteriormente, são responsáveis pela degradação da água e moléculas de dióxido de carbono liberadas do núcleo cometário em seu coma. Instrumentos na sonda Philae encontraram pelo menos 16 compostos orgânicos na superfície do cometa, 4 dos quais (acetamida, acetona, isocianato de metila e propanal) foram detectados pela primeira vez em um cometa.
Coma
As correntes de poeira e gás assim liberadas formam uma atmosfera enorme e extremamente fina ao redor do cometa, chamada de "coma". A força exercida no coma pela pressão de radiação do Sol e pelo vento solar faz com que uma enorme "cauda" se forme apontando para longe do Sol.
O coma geralmente é feito de água e poeira, com a água constituindo até 90% dos voláteis que saem do núcleo quando o cometa está dentro de 3 a 4 unidades astronômicas (450 milhões a 600 milhões de km) do Sol. A molécula-mãe H2O é destruída principalmente por meio da fotodissociação e, em uma extensão muito menor, da fotoionização, com o vento solar desempenhando um papel menor na destruição da água em comparação com a fotoquímica. Partículas de poeira maiores são deixadas ao longo do caminho orbital do cometa, enquanto partículas menores são empurradas do Sol para a cauda do cometa pela pressão da luz.
Embora o núcleo sólido dos cometas tenha geralmente menos de 60 km de diâmetro, a coma pode ter milhares ou milhões de km de diâmetro, às vezes tornando-se maior do que o Sol. Por exemplo, cerca de um mês após uma explosão em outubro de 2007, o cometa 17P/Holmes teve brevemente uma tênue atmosfera de poeira maior do que o Sol. O Grande Cometa de 1811 também teve um coma com aproximadamente o diâmetro do Sol. Embora o coma possa se tornar muito grande, seu tamanho pode diminuir no momento em que cruza a órbita de Marte, a cerca de 1,5 unidade astronômica (220 milhões de km) do Sol. A essa distância, o vento solar se torna forte o suficiente para soprar o gás e a poeira para longe do coma e, com isso, aumentar a cauda. Observou-se que caudas de íons se estendem por uma unidade astronômica (150 milhões de km) ou mais.
Imagem do Hubble do cometa ISON pouco antes do periélio.
Tanto o coma quanto a cauda são iluminadas pelo Sol e podem se tornar visíveis quando um cometa passa pelo Sistema Solar interno, a poeira reflete a luz solar diretamente enquanto os gases brilham por ionização. A maioria dos cometas é tênue demais para ser visível sem o auxílio de um telescópio, mas alguns poucos a cada década tornam-se brilhantes o suficiente para serem visíveis a olho nu. Ocasionalmente, um cometa pode experimentar uma explosão enorme e repentina de gás e poeira, durante a qual o tamanho do coma aumenta muito por um período de tempo. Isso aconteceu em 2007 com o cometa 17P/Holmes.
Em 1996, descobriu-se que os cometas emitiam raios-X. Isso surpreendeu muito os astrônomos, porque a emissão de raios-X geralmente está associada a corpos com temperaturas muito altas. Os raios-X são gerados pela interação entre cometas e o vento solar: quando íons do vento solar altamente carregados voam através de uma atmosfera cometária, eles colidem com átomos e moléculas cometárias, "roubando" um ou mais elétrons do átomo em um processo chamado "troca de carga". Essa troca ou transferência de um elétron para o íon do vento solar é seguida por sua desexcitação para o estado fundamental do íon pela emissão de raios-X e fótons ultravioleta distantes.
Choque em arco
Os choques em arco se formam como resultado da interação entre o vento solar e a ionosfera cometária, que é criada pela ionização de gases do coma. À medida que o cometa se aproxima do Sol, as taxas crescentes de liberação de gases causam a expansão do coma e a luz do Sol ioniza os gases no coma. Quando o vento solar passa por esse coma de íons, surge o choque em arco.
As primeiras observações foram feitas nas décadas de 1980 e 1990, quando várias sondas sobrevoavam pelos cometas 21P/Giacobini-Zinner, 1P/Halley, e 26P/Grigg-Skjellerup. Descobriu-se então que os choques em arco em cometas são mais largos e mais graduais do que os choques em arco planetários agudos vistos, por exemplo, na Terra. Todas essas observações foram feitas perto do periélio, quando os choques em arco já estavam totalmente desenvolvidos.
A sonda espacial Rosetta observou o choque em arco no cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko em um estágio inicial do desenvolvimento do choque em arco, quando a liberação de gás aumentou durante a jornada do cometa em direção ao Sol. Este choque em arco jovem foi chamado de "choque em arco infantil". O choque em arco infantil é assimétrico e, em relação à distância ao núcleo, mais largo do que os choques em arco totalmente desenvolvidos.
Cauda
No Sistema Solar exterior, os cometas permanecem congelados e inativos e são extremamente difíceis ou impossíveis de detectar da Terra devido ao seu pequeno tamanho. Detecções estatísticas de núcleos de cometas inativos no cinturão de Kuiper foram relatadas a partir de observações do Telescópio Espacial Hubble, mas essas detecções foram questionadas. Conforme um cometa se aproxima do Sistema Solar interno, a radiação solar faz com que os materiais voláteis dentro do cometa vaporizem e fluam para fora do núcleo, levando a poeira com eles.
Cada um dos fluxos de poeira e gás formam sua própria cauda distinta, apontando em direções ligeiramente diferentes. A cauda de poeira é deixada para trás na órbita do cometa de tal maneira que frequentemente forma uma cauda curva chamada de tipo II ou cauda de poeira. Ao mesmo tempo, o íon ou cauda do tipo I, feito de gases, sempre aponta diretamente para longe do Sol porque esse gás é mais fortemente afetado pelo vento solar do que a poeira, seguindo as linhas do campo magnético ao invés de uma trajetória orbital. Em ocasiões, como quando a Terra passa pelo plano orbital de um cometa, a anticauda, apontando na direção oposta às caudas de íons e poeira, pode ser visto.
Direção típica das caudas durante a órbita de um cometa perto do Sol.
A observação de anticaudas contribuiu significativamente para a descoberta do vento solar. A cauda de íons é formada como resultado da ionização por radiação ultravioleta solar de partículas do coma. Uma vez que as partículas tenham sido ionizadas, elas atingem uma carga elétrica positiva líquida, que por sua vez dá origem a uma "magnetosfera induzida" ao redor do cometa. O cometa e seu campo magnético induzido formam um obstáculo para o fluxo de partículas do vento solar. Como a velocidade orbital relativa do cometa e do vento solar é supersônica, um choque em arco é formado a montante do cometa na direção do fluxo do vento solar. Neste choque em arco, grandes concentrações de íons cometários (chamados de "íons de coleta") se reúnem e agem para "carregar" o campo magnético solar com plasma, de forma que as linhas de campo "caiam" ao redor do cometa formando a cauda do íon.
Diagrama de um cometa mostrando a trilha de poeira, a cauda de poeira e a cauda de gás iônico formada pelo vento solar.
Se o carregamento da cauda do íon for suficiente, as linhas do campo magnético são comprimidas até o ponto onde, a alguma distância ao longo da cauda do íon, ocorre a reconexão magnética. Isso leva a um "evento de desconexão da cauda". Isso foi observado em várias ocasiões, um evento notável foi registrado em 20 de abril de 2007, quando a cauda de íons do cometa Encke foi completamente cortada enquanto o cometa passava por uma ejeção de massa coronal. Este evento foi observado pela sonda espacial STEREO.
Em 2013, os cientistas da Agência Espacial Europeia relataram que a ionosfera do planeta Vênus flui para fora de uma maneira semelhante à cauda de íons vista fluindo de um cometa em condições semelhantes".
Jatos
O aquecimento desigual pode fazer com que gases recém-gerados saiam de um ponto fraco na superfície do núcleo do cometa, como um gêiser. Esses fluxos de gás e poeira podem fazer com que o núcleo gire e até mesmo se divida. Em 2010, foi revelado que o gelo seco (dióxido de carbono congelado) pode alimentar jatos de material que fluem para fora do núcleo de um cometa. Imagens infravermelhas do 103P/Hartley mostram esses jatos saindo e carregando grãos de poeira para o coma.
Características orbitais
A maioria dos cometas são pequenos corpos do Sistema Solar com órbitas elípticas alongadas que os levam para perto do Sol em uma parte de sua órbita e depois para os confins do Sistema Solar no restante. Os cometas são frequentemente classificados de acordo com a duração de seus períodos orbitais: Quanto mais longo for o período, mais alongada será a elipse.
Curto período
Cometas periódicos ou cometas de curto período são geralmente definidos como aqueles que têm períodos orbitais de menos de 200 anos. Eles geralmente orbitam mais ou menos no plano da eclíptica na mesma direção que os planetas. Suas órbitas normalmente os levam para a região dos planetas externos (Júpiter e além) no afélio; por exemplo, o afélio do cometa Halley está um pouco além da órbita de Netuno. Os cometas cujos afélios estão próximos à órbita de um planeta importante são chamados de "família". Acredita-se que tais famílias surjam do planeta capturando cometas de período longo em órbitas mais curtas.
No extremo do período orbital mais curto, o cometa Encke tem uma órbita que não atinge a órbita de Júpiter e é conhecido como um cometa do tipo Encke. Cometas de curto período com períodos orbitais menores que 20 anos e baixas inclinações (até 30 graus) para a eclíptica são chamados tradicionalmente de cometas da família de Júpiter (JFC). Aqueles como o cometa Halley, com períodos orbitais entre 20 e 200 anos e inclinações que vão de zero a mais de 90 graus, são chamados de cometas do tipo Halley (HTC). Em 2020, 91 HTC foram observados, em comparação com 691 JFC identificados.
Os cometas do cinturão principal recentemente descobertos formam uma classe distinta, orbitando em órbitas mais circulares dentro do cinturão de asteroides.
Como suas órbitas elípticas frequentemente os levam para perto dos planetas gigantes, os cometas estão sujeitos a outras perturbações gravitacionais. Cometas de curto período têm uma tendência de seus afélios coincidirem com o semieixo maior de um planeta gigante, com os JFC sendo o maior grupo. É claro que os cometas vindos da nuvem de Oort frequentemente têm suas órbitas fortemente influenciadas pela gravidade de planetas gigantes como resultado de um encontro próximo. Júpiter é a fonte das maiores perturbações, tendo mais de duas vezes a massa de todos os outros planetas combinados. Essas perturbações podem desviar cometas de longo período para períodos orbitais mais curtos.
Com base em suas características orbitais, acredita-se que os cometas de curto período se originem dos centauros e do cinturão de Kuiper/disco disperso, um disco de objetos na região transnetuniana, ao passo que acredita-se que a fonte dos cometas de longo período ser a nuvem de Oort, muito mais distante (em homenagem ao astrônomo holandês Jan Hendrik Oort, que hipotetizou sua existência). Acredita-se que grandes enxames de corpos semelhantes a cometas orbitam o Sol nessas regiões distantes em órbitas aproximadamente circulares. Ocasionalmente, a influência gravitacional dos planetas externos (no caso dos objetos do cinturão de Kuiper) ou estrelas próximas (no caso dos objetos da nuvem de Oort) pode lançar um desses corpos em uma órbita elíptica que o leva para dentro em direção ao Sol para formar um visível cometa. Ao contrário do retorno de cometas periódicos, cujas órbitas foram estabelecidas por observações anteriores, o aparecimento de novos cometas por esse mecanismo é imprevisível. Quando lançados na órbita do Sol, e sendo continuamente arrastados em sua direção, toneladas de matéria são retiradas dos cometas que influenciam grandemente sua vida útil; quanto mais despojado, menos eles vivem e vice-versa.
Longo período
Os cometas de longo período têm órbitas altamente excêntricas e períodos que variam de 200 anos a milhares ou mesmo milhões de anos. Uma excentricidade maior que 1 quando perto do periélio não significa necessariamente que um cometa deixará o Sistema Solar. Por exemplo, o cometa McNaught tinha uma excentricidade osculante heliocêntrica de 1,000019 perto de sua época de passagem no periélio em janeiro de 2007, mas está ligado ao Sol com uma órbita de aproximadamente 92 600 anos porque a excentricidade cai abaixo de 1 conforme ele se afasta do Sol. A futura órbita de um cometa de longo período é obtida apropriadamente quando a órbita osculante é computada em uma época após deixar a região planetária e é calculada em relação ao centro de massa do Sistema Solar. Por definição, os cometas de longo período permanecem gravitacionalmente ligados ao Sol; aqueles cometas que são ejetados do Sistema Solar devido a passagens fechadas por planetas principais não são mais considerados apropriadamente como tendo "períodos". As órbitas dos cometas de longo período os levam muito além dos planetas externos em afélio, e o plano de suas órbitas não precisa ficar perto da eclíptica. Cometas de longo período como C/1999 F1 e C/2017 T2 podem ter distâncias de afélio de quase 70 000 UA (1,1 anos-luz) com períodos orbitais estimados em torno de 6 milhões de anos.
Órbitas do cometa Kohoutek (vermelho) e da Terra (azul), ilustrando a alta excentricidade de sua órbita e seu rápido movimento quando próximo ao Sol.
Cometas de aparição única ou não-periódicos são semelhantes aos cometas de longo período porque eles também têm trajetórias parabólicas ou ligeiramente hiperbólicas quando próximos ao periélio no Sistema Solar interno. No entanto, as perturbações gravitacionais de planetas gigantes fazem com que suas órbitas mudem. Os cometas de aparição única têm uma órbita osculante hiperbólica ou parabólica que lhes permite sair permanentemente do Sistema Solar após uma única passagem do Sol. A Esfera de Hill do Sol tem um limite máximo instável de 230 000 UA (3,6 anos-luz). Apenas algumas centenas de cometas foram vistos atingindo uma órbita hiperbólica (e > 1) quando perto do periélio que o uso de um melhor ajuste heliocêntrico não perturbado de dois-corpos sugere que eles podem escapar do Sistema Solar.
Em 2019, apenas dois objetos foram descobertos com uma excentricidade significativamente maior do que um: 1I/ʻOumuamua e 2I/Borisov, indicando uma origem fora do Sistema Solar. Enquanto 1I/ʻOumuamua, com uma excentricidade de cerca de 1,2, não mostrou sinais ópticos de atividade cometária durante sua passagem pelo Sistema Solar interno em outubro de 2017, mudanças em sua trajetória, que sugere desgaseificação, indicam que é provavelmente um cometa. Por outro lado, 2I/Borisov, com uma excentricidade estimada de cerca de 3,36, foi observado para ter a característica de coma cometária, e é considerado o primeiro cometa interestelar detectado. O cometa C/1980 E1 teve um período orbital de aproximadamente 7,1 milhões de anos antes da passagem do periélio de 1982, mas um encontro de 1980 com Júpiter acelerou o cometa dando-lhe a maior excentricidade (1,057) de qualquer cometa solar conhecido com um arco de observação razoável. Os cometas que não devem retornar ao Sistema Solar interno incluem C/1980 E1, C/2000 U5, C/2001 Q4, C/2009 R1, C/1956 R1 e C/2007 F1.
Algumas autoridades usam o termo "cometa periódico" para se referir a qualquer cometa com uma órbita periódica (isto é, todos os cometas de curto período mais todos os cometas de longo período), enquanto outros o usam para designar exclusivamente cometas de curto período. Da mesma forma, embora o significado literal de "cometa não-periódico" seja o mesmo que "cometa de aparição única", alguns o usam para significar todos os cometas que não são "periódicos" no segundo sentido (ou seja, para incluir também todos os cometas com um período superior a 200 anos).
As primeiras observações revelaram algumas trajetórias genuinamente hiperbólicas (ou seja, não-periódicas), mas não mais do que poderia ser explicado pelas perturbações de Júpiter. Os cometas do espaço interestelar estão se movendo com velocidades da mesma ordem que as velocidades relativas das estrelas próximas ao Sol (algumas dezenas de km por segundo). Quando tais objetos entram no Sistema Solar, eles têm uma energia orbital específica positiva, resultando em uma velocidade positiva no infinito (v∞) E são notavelmente trajetórias hiperbólicas. Um cálculo aproximado mostra que pode haver 4 cometas hiperbólicos por século na órbita de Júpiter, com uma ou duas ordens de magnitude.
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Veja: COMETAS (Parte 1 de 3).
Veja: COMETAS (Parte 3 de 3).
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