フーリエ変換型分光計及びレーザーヘテロダイン分光計を用いた金星大気の地上赤外観測

フーリエ変換型分光計及びレーザーヘテロダイン分

光計を用いた金星大気の地上赤外観測

著者

村田 功

フーリエ変換型分光計及びレーザーヘテロダイン分光計を用いた

金星大気の地上赤外観測

課題番号12640429 平成12年度∼平成14年度科学研究費補助金(基盤研究(C)(2))研究成果報告書 平成15年6月 研究代表者 村田 功 (東北大学大学院理学研究科助手)

研究組織

研究代表者:村田

研究分担者:高橋

研究分担者:藤原

研究分担者:福西

研究分担者:岡野

交付決定額(配分額)

功(東北大学大学院理学研究科助手) 幸弘(東北大学大学院理学研究科講師)

均(東北大学大学院理学研究科助手)

浩(東北大学大学院理学研究科教授)

章一(東北大学大学院理学研究科教授) (金額単位:千円) 直接経費 亊I ｨﾆ N 合計 平成12年度 都 0 都 平成13年度 ﾃ 0 ﾃ 平成14年度 涛 0 涛 総計 ﾃS 0 ﾃS 研究発表 (1)学会誌等

大滝雄一郎､小久保広宣､村田功､福西浩､赤外レーザー-テロダイン分光

計による惑星大気観測､研究集会｢電波と光による木星磁気圏･大気圏

観測研究｣報告書､ p81-88､仙台､ 2000年. (2)口頭発表

小久保広宣､大瀧雄一郎､村田功､福西浩､惑星大気観測用赤外レーザー-チ

ロダイン分光計の改良と性能評価､地球惑星科学関連学会2000年合同大会

(第107回地球電磁気･地球惑星圏学会) ､東京､ 2000年6月. 大瀧雄一郎,村田功,福西浩, FT-IRによる金星大気近赤外観測,第110 回地球電磁気･地球惑星圏学会講演会,福岡,九州大学, 2001年11 月. 岡野章一,三洋浩昭,坂野井健,高橋幸弘,村田功,東北大学の惑星地上光学 観測計画,地球惑星科学関連学会2002年合同大会(第111回地球電磁気･ 地球惑星圏学会) ､東京､ 2002年5月.

研究目的

近年､探査機による惑星観測が再び活発化しつつあり､また地上からの観測も

観測技術の進歩により高精度なものが可能となってきた｡惑星大気の研究は､

単に未知の分野に対する純粋な興味にとどまらず､比較惑星学的研究により

我々の住む地球の特色を知る上でも重要である｡特に金星は､地球型惑星のひ

とつで地球に類似した点が多いと考えられる一方で､現象としてはよく知られ

ているスーパーローテーションもそのメカニズムは依然としてよくわかってい

ないなど､研究の重要性の高い惑星である｡

東北大学では､平成11年度に口径60cm反射望遠鏡を中心とした惑星光学観

測システムを導入し､福島県飯館村に設置した｡この装置は惑星及びその周辺

の中性大気､プラズマの様々な現象をとらえるため､可視から赤外の広い波長

範囲での観測が可能となっている｡

当研究は､この惑星光学観測システムの赤外分光装置を用いて､地球に最も

近く最も明るい金星大気の観測を行うとともに､将来他の惑星の観測にも応用

できる観測技術を確立することを目的とする｡

研究経過

飯館の惑星光学観測システムに接続できる赤外分光装置としては､フーリエ

変換型分光計およびレーザー-テロダイン分光計がある｡平成12年度時点では､ フーリエ変換型分光計には波長0. 9 - 1. 7〃mで使用可能なInGaAs検出器のみが 組み込まれていた｡ 2〝 m以上の波長領域を観測するためにはInSb検出器が必要 であるが､ 1. 7〝m以下ではInGaAs検出器の方の感度が一桁以上高いため､微弱 な惑星からの光を検出するためS/Nを優先した結果である｡平成12年度は､ InGaAs検出器を用いたシステムが十分な感度を有することを黒体光源を用いて

確認した｡また､実際に金星を観測する際の視野の調整方法､迷光の防ぎ方な

どの検討を行った｡なお､分光計はこれらの試験･調整を行うため､青葉山キ

ャンパス内の実験室に設置し実験を行った｡これらInGaAs検出器でのデータを 検討し､ InSb検出器でも十分なS/Nを得られると判断した｡ レーザー-テロダイン分光計については､音響光学型電波分光部(AOS)の光軸

調整機構の改良を行った｡現有の光軸調整機構ではまだ十分とは言えないが､

これらの調整機構で焦点位置等を調整することにより､波数分解能を向上させ

ることができた｡なお､予算が申請額よりかなり削られているため､内部光源

用の半導体レーザーを購入するのをあきらめ､以後はフーリエ変換型分光計を

用いた研究に専念することとした｡

平成13年度はフーリエ変換型分光計に関する性能試験や調整を行った｡まず､ 4月にフーリエ変換型分光計を飯館観測所の60cm反射望遠鏡に接続し､ InGaAs 検出器を用いて波長0.9 - I. 7FLmで金星の試験観測を行った｡十分に時間がと

れず望遠鏡と分光計の光軸調整が不十分であったものの､金星表面からの太陽

反射光のスペクトルを確落した｡ 60cm反射望遠鏡は夏期にこれまで設置されて

いたスライディングルーフから新しく導入されたドームに移設されることにな

ったため､フーリエ変換型分光計は一旦東北大学に持ち帰り､黒体光源と生を

用いて感度等の性能試験を行った｡また､新たに購入した2〝m以上の波長領域 を観測するためのInSb検出器の取り付けをメーカーにて行い､平成14年2月に再 び飯館観測所に持ち込み､ドーム内に移設された60cm反射望遠鏡と接続し調整 を行い､分光器単体での光軸調整は終了した｡ 平成14年度は､ InGaAs検出器を用いて波長0.9 - 1.5〟mで金星の観測を行 った｡天候等の状況もあり十分に時間はとれなかったものの､ 9月から1月に

かけ8日程度の観測を行い､金星昼面･夜面のスペクトルを取得した｡望遠鏡

の追尾精度とのかねあいから､現状では一回の観測で数分程度の積分時間しか とれないためS/N比は十分ではないが､ 11月29日､ 12月11,14,28日の観測で は金星大気中の02 1.27〃mの発光を確藩することが出来た｡また､試験的に木 星のスペクトルを取ってみたところ､S/N比は不十分ながら金星とは全く異なっ

たスペクトルが得られ､木星大気中に多量に含まれるメタンによると思われる

吸収線が確認された｡ 2〃m以上の波長領域を観測するためのInSb検出器に関し

ても光軸調整は完了し､試験的に金星のスペクトルを観測したが､望遠鏡及び

分光器側壁からと思われる熱放射が長波長側でかなり大きく､今後フィルター

等で長波長側をカットする等の工夫が必要なことがわかった｡

研究成果

1.金星02 1.27〟m発光 ここでは､主に平成14年度に行った金星観測で見られた02 1.27ILmの発光現 象について報告する｡この発光は､金星大気の主成分であるC02の太陽紫外線に よる光解離で出来た酸素原子が再結合､あるいはCIO,H02等との反応によって酸 素分子になる際に励起状態(alAg)になり､これが基底状態に戻る際に発光する

ものである｡過去にいくつかの観測例があるが[C.a. crisp eta1., 1996]､ IMR

を越える強い発光が観測される一方で全く観測されない場合もあり､時間的に

も空間的にも変動が非常に激しいといわれている｡ただし､観測例が少ないた

め､その変動の原因等についてはほとんどわかっていない｡ この02 1.27〝mの発光現象とその変動を調べるため､ 2002年9月から2003 年1月にかけて､ InGaAs検出器を用いて波長0.9 - 1.5JJmで金星の観測を行っ

た｡天候等の状況もあり十分に時間はとれなかったものの､ 8日程度の観測を

行い､金星昼面･夜面のスペクトルを取得した｡ 図1に2002年12月11日に観測したスペクトルを示す｡観測時には望遠鏡の 焦点面に1mm四方の穴の空いたスリットを置き､金星の昼面(の一部) ､夜面 (の一部) ､金星近傍の空を交互に観測した｡ここでは金星の夜面と空のスペ

クトルを観測順に示している｡各段の左は金星の夜面(育)と空(蘇)のスペ

クトル､右はそのl.27FLm付近の拡大図と､金星の夜面と空のスペクトルの差 (茶)であり､矢印は02 1.27〝mの波長を示している｡なお､観測時間中に太

陽からの散乱光変動などにより光量が変動するため､金星の夜面スペクトルか

ら空のスペクトルを差し引く際には､空のスペクトルをスケーリングして1.26-1.28〃mでの差がほぼゼロ付近に分布するようにしている｡この操作により､地 球大気による散乱･吸収成分をほぼ除去することができ､金星大気中の02 1.27 〃mの発光のみが残るはずである｡観測は6:33から8:14までの9回は波数分解 能4 cm-I, scan回数16回(積分時間約1.5分) ､ 8:22から8:44までの3回は 波数分解能1 cm 1, scan回数16回(積分時間約5分)で行った｡また､最後に 7:15-8:14の差スペクトル(8個)の和および8:22-8:44の差スペクトル(3個) の和を示してある｡それぞれの観測での差スペクトルを見ると､ S/Nは良くない が､ 7:26, 7:32, 7:40, 7:56, 8:33の観測では02 1.27LLmの発光と思われるス ペクトルが見られる｡また､ 7:15 - 8:14の差スペクトル(8個)の和には明らか に02 1.27〝mの発光が見られている｡ 8:22-8:44の差スペクトル(3個)の和に もそれらしいものは見られるが､こちらはノイズとあまり差がなくはっきりし ない｡ 次に､図2に2002年12月14日に観測したスペクトルを示す｡図の並びは図

1と同様で､ 7:14から7:48までの5回は波数分解能4 C血 1, 8:51から9:36ま での4回は波数分解能1 cmーlでの観測結果である｡また､最後に7:14 - 7:48 の差スペクトル(5個)の和および8:51 - 9:36の差スペクトル(4個)の和を示し てある｡この日は7:14, 7:25, 7:31, 7:38, 9:14の観測で02 1.27〝mの発光と 思われるスペクトルが見られ､7:14-7:48の差スペクトル(5個)の和および8:51 - 9:36の差スペクトル(4個)の和にはどちらにも02 1.27〃mの発光が見られて いる｡ 図3は2002年12月28日に観測したスペクトルである｡これ以後は1.26-1.28 〃mのスペクトルのみ示す｡また､観測は全て波数分解能4cm lで行った｡この 日は､ 7:04, 7:18, 9:49, 9:57, 10:06の観測で02 1.27〃mの発光と思われる スペクトルが見られ､ 6:54-7:25の差スペクトル(5個)の和には02 1.27JJmの 発光が見られている｡しかし､ 10:12以降の観測では02 1.27〝mの発光は見ら れず､ 9‥49 - 10‥47の差スペ身トル(9個)の和では02 1.27FLmの発光ははっき りしない｡ 図4には2003年1月9日に観測したスペクトルを示す｡この日は12回の観 測を行っているが､いずれにも02 1.27〃mの発光は見られていない｡ 図5に2002年11月29日に観測したスペクトルを示す｡この日は12:25の観 測にのみ021.27〟mの発光が見られ､それ以外の10回の観測では発光は見られ ない｡ 図6, 7, 8にそれぞれ2002年10月25日､ 10月10日､ 9月25日に観測し たスペクトルを示す｡この3日間は観測回数も少なく､特に9月25日は初めて の観測であったためもありデータの質も良くないが､いずれの日も02 1.27〟m の発光は見られていない｡ 以上8日間の観測のうち､11月29日､12月11,14,28日の観測の一部で021.27

〟mの発光が見られた｡いずれもS/Nはあまり良くないものの､現状の観測装置

でも02 1.27〟mの発光を観測できることがわかった｡また､金星夜面の観測と

いってもスリットでごく一部のみを観測していることや望遠鏡の追尾精度から

毎回の観測で見ている金星夜面の位置が異なることなどを考えると､時間的に

も空間的にも変動が非常に激しいといわれている金星02 1.27〟mの発光が､日

によって､あるいは同じ日の中でも見られたり見られなかったりするのはそれ

ほど不思議なことではない｡少なくとも､この観測結果からも金星02 1.27〟m

の発光は定常的なものではないといえるであろう｡

1         1,2         1.4   1.5 W叫1lLJITl) 1         1.2         1.4   1.5 W叫叫um】 1         1.2         1.4   1.S W叫hlum】 SB 1         1.2         1.4   1.5 WavdenghluITl] 6:33 偖ﾂ ﾂ 1.27      1.28 W8V血gthLLJm)

7:15 亦

26       1.27       1.28 Waveharghluml

[三∃

r

1 ,27       1.28 W即叫lum) 7:32 ﾖcｨ耳耳耳爾 1.27      1 ,28 WqvdelqhlurTl) 金星の夜面(雷)と近傍の空(緑)のスペクトル  夜面一空く茶)のスペクトル 図1. 2002年12月11日の観測スペクトル

1      1.2      1.4    1.5 WavebnghlurT17 1      1.2      1.4    1.5 W叫【urTI] 1      1.2      1.4    1.5 W叫【LJm) 1      1.2      1.4    1.5 W8V曲仰【urn]

E 哦鉅自 x璽ｨ爾

1.27       1 28 Wav由1g仇【urr11 7:47 苓耳 ﾃｨ 8 2 1.27      1.28 Wavebngqurrl) 7:56 Hｫ 鉗 1.27      1.2B W叫【LJTTl1 8:05 俶ﾒ 1.27 W叫【ulTl) 金星の夜面(雷)と近傍の空(緑)のスペクトル  夜面一空く茶)のスペクトル 図1. 2002年12月11日の親測スペクトル(続き)

1         1.2         1.4   1,5 Warvdenghlum] 1         1.2         1.4   1.5 WaveJeng叫LJn] 1         1.2         1.4   1.5 Wavdenghlurn] SB 8:14 鳴 1 ,27      1 ,28 Wavolengh【uITl】

8:22 稗

1.27      1.28 Wavdonghlum] 8:33 剞 1 27       1.28 Wavebnghlurn] 7 6 4 SB2 0 0.9   1        1.2        1.4   1.5  1 Wayo岬turn】 金星の夜面(雷)と近傍の空(緑)のスペクトル 8:44 劔 r 1.27 W8Yeh?ngdlLum】 夜面一空く茶)のスペクトル 図1. 2002年12月11日の観測スペクトル(続き)

3 2 S8 1 0 SB

.町∴

26      1.265      1.27      1.275      1.28 Wavdergh[urrq 7:15 - 8:14のスペクトル(8個)の和

I.

8      1.27 Waydo11gdl【urrl1 8:22 - 8:44のスペクトル(3個)の和 図1. 2002年12月11日の親測スペクトル(続き) 1      1.2      1.4    1.5 WavBh?rLgh【un] 1      1.2      1.4    1.5 Wav曲nghlun7 [三∃ ﾕ b糘 1.27      1.28 Wav岬【urn7 7:25 h ﾂ 1.27      1.28 WavdqqthluTTq 金星の夜面(雷)と近傍の空く緑)のスペクトル  夜面一空(慕)のスペクトル 図2. 2002年12月14日の親測スペクトル

1         1.2         1.4   1.5 Wavebrq81tLJm】 1        1,2        1.4   1.5 Wayelonghlurn] 1        1.2        1.4   1,5 Wavebngh(LJrrq SB 巨∃ 嬬H ﾂ闔ｨ而鈕ｨ ﾂ 1.27      1 28 W8VObngdllurn) 7:38 r鉅耳 8 馳? 1.27      1.28 Wave加gthturnl 7:48 ﾂﾘ ｸ y? 8而闔ｨ自? 1.27      1 ,28 WaVObnghlu m) 8:51 l 0,9   1        1 2        1.4   1.5   1 Wavebngh[um] 金星の夜面(青)と近傍の空く緑)のスペクトル 1｣27 Wavelenghlurnl 夜面一空く茶)のスペクトル 図2. 2002年12月14日の観測スペクトル(続き)

1      1.2      1.4    1.5 WavebnghEurn) 1      1.2      1.4    1.5 Wavobnghlum) 1      1 2      1.4    1.5 Wavebrqhlum] 9:14 鳴 1.27      1.28 Wavd帥gdlturn】 9:26 l 1.27       1.28 Wav叫【urrl] 9:36 A 1.27       1.28 WaveLBnghlLJnl] 金星の夜面(雷)と近傍の空く緑)のスペクトル  夜面一空く茶)のスペクトル 十. 1.27      1.28 Wave岬【urn1 7:14 - 7:48のスペクトル(5個)の和 十. 26      1.27 WaveLBngh【urn] 8:51 - 9:36のスペクトル(4個)の和 図2. 2002年12月14日の観測スペクトル(続き)

6:54 綿 ｷ ｷ鉗隲 1.27      1.20 W叫Iuml

7:ll 疋 籌

1.27       1.28 W抽lgVlluml 7:25 励ﾘ ﾂ 1.27       1.28 W叫lLJTTl) 9:57 A.…一一 26 姪 r 1.28 W叫LJrrl)

E] ﾓ ﾓ｢

1.27      1,28 W馴叫叫um】

巨] 礼"ﾙ

rﾒﾗ

1.27      1.28 W叫IulTl) 9:49 2 26 姪 r 1.28 10:06 ｴﾂﾖ停ﾗ 8 ｧ鉗菠 闔ｨ耳而 2 26 姪 s W馴坤tuTTl) 金星の夜面(雷)､近傍の空く緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図3. 2002年12月28日の観測スペクトル

10:12 椿｢簫ﾒ

1.27      1.28 Wavebrqhluml 10:25 班鉅示停 26 姪 r 1.28 Wav曲nghlum) 10:36 6ﾂ .26 稗 r 1.28

10:47 ﾆ停

26 姪 r 1.2 10:19 ﾈ H齎 1.27      1.28 W8Vehnghlunl 10:31 -i. 26 免ﾂ r 1.28 WaVehg廿1tunl ･o‥41】 亦 26 稗粤#r 1.2 W叫【unl] 金星の夜面(雷)､近傍の空く緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図3. 2002年12月28日の親測スペクトル(続き)

十 l 1.27      1.28 Wav岬Ium) 6:54 - 7:25のスペクトル(5個)の和

I l

図3. 2002年12月28日の親測スペクトル(続き)

6:14 白

1.27      1.28 Wave岬Ium】 6:40 十. 1.27      1.2e WavebrqhlLJITI] 6:35 偖ﾂ 1.27      1.28 Wavo岬tLJrTl] 6:45 6仍 ﾘｬ7蚌ﾒ 1.27      1.28 Way曲rqhlLJITI] 金星の夜面(雷)､近傍の空(緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図4. 2003年1月9日の親測スペクトル

ll:51 亦

1.27       1.2S WaVO岬lum) ･2‥03l ▲l 26 匹 r 1.28 12:13 A. .26 姪 r 1.2 12:27l 鳴

26 匹

r粤#

7 6 4 2 0 ･1 1. ll:57

I+.

26 姪 r 1.28 12:081 - -I"-A. 26 匹 r 1.28 12:20 l 26 免ﾂ r 1.28 ･2‥可 26 姪 r 1.28 金星の夜面(雷)､近傍の空(緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図4. 2003年1月9日の親測スペクトル(続き)

I.

1.27       1.28 W即叫tum) 6:14 - 6:45のスペクトル(4個)の和 2 1 sB 0 ･1 十 l I.26      1.27      1.28 WqdWuITq ll:51 - 12:33のスペクトル(8個)の和 図4. 2003年1月9日の親測スペクトル(続き) 7:33

I.

1.27       1.28 W叫【LJm] ll:57 ▲l 26 稗粤#r 1.2 金星の夜面(雷)､近傍の空く緑)､夜面一空(慕)のスペクトル 図5. 2002年11月29日の観測スペクトル

12:02 l 1.27       1.28 W叫【LJn)

12:12 白

ﾂ

1.27       1.28 W叫【LIn)

12:20 白

1.27       1.28 W叫IurTl) 12:26 ｲ ﾂ 26      1.27      1.28 WavderqhlurTt) 金星の夜面(雷)､近傍の空く緑)､ 夜面一堂(慕)のスペクトル

12:07 鳴

1.27      1.28 W叫叫urTl]

12:16 鳴

ﾂ

1.27       1.28 W馴棚ulTl)

12:25 白

1.27       1.28 W叫叫u7Tl)

I.

1.27       1.28 W叫【tJm1 7:33 - 12:26のスペクトル(1 1個)の和 図5. 2002年11月29日の観測スペクトル(続き)

SB 19 15 10 5 14:48

+.

.26 姪 s W8Ydongd1[Lln] 金星の夜面(雷)､近傍の空(緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図6. 2002年10月25日の観測スペクトル 15:32 sｨ耳 % 1.27      1 ,28 WaY曲nghtun) WBV曲nghluTTl] 金星の夜面(雷)､近傍の空(緑)､夜面一空(慕)のスペクトル 図7. 2002年10月10日の親測スペクトル

･6‥33l ▲l 26 ｣#r 1.a W叫【un7

16:42 亦簫

1.2T W叫lum) 金星の夜面(雷)､近傍の空(緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図7. 2002年10月10日の親測スペクトル(続き)

17:35 白

1.27       1.28    1. WavebrqPtun7 17:41 r 巨7‥38l A 26 ｣ r 1.2 1.27       1.28 W叫【LJrrtl 金星の夜面(雷)､近傍の空く緑)､夜面一空く茶)のスペクトル 図8. 2002年9月25日の親測スペクトル

2.木星スペクトル 2002年12月7日に試験的に木星のスペクトルを観測した｡図9にそのスペク

トルと､同じ日に観測した金星昼面のスペクトルを示す｡あいにく天候が今ひ

とつで薄雲がかかった状態であったためS/Nは良くないが､木星のスペクトル は金星のスペクトルとはかなり異なっていた｡図9下の金星昼面スペクトルに 見られる吸収は主に地球大気中のH20, CO2, 02によるものであるが､図9上の木 星のスペクトルではそれらに重なって大きな吸収帯が､ 0.95 1.05〃m, 1.0 -1.25〃m, 1.3 - 1.4Jlm付近にある｡これらは木星大気の主成分であるCH4によ るものと考えられる｡実際､ Herzberg [1945]によれば､ cH4は0.97〃m, 1.lo〟m, 1. 13〝m, 1.33〃m付近に強い吸収帯を持っている｡ また､ 0.88 - 0.95〝m付近に見られるH20の吸収帯の形も金星スペクトルと

は大きく異なっており､今後これらを精度よく観測できるようになれば､木星

大気中の各成分の変動を捉えられる可能性もある｡ 0 -0.2 7 6 0.8 1.2 Wavelengthlu m) 1.4     1.5 1.2 Wavolongth【u m】 図9.木星(上)および金星昼面(下)のスペクトル 1.4     1.5

3. InSbスペクトル 図1 0はInGaAs検出器とInSb検出器の感度特性である｡これは分光器に内蔵 された光源を用いて測定したもので､ InGaAs検出器の感度が1. 7〟m以下にしか ない(その代わりこの領域での感度はInSbより二桁ほど高い)のに対し､ InSb 検出器の感度は5.4〃m付近まで伸びているのがわかる｡ 図1 1はInSb検出器を使って金星のスペクトルを試験的に観測してみたもの である｡波数分解能は16cm-lでscan回数は16回であるので､積分時間は20秒 弱とかなり短い｡ 4〝m以上に大きな放射があるが､これは常温の分光器内部(ビ

ームスプリッター等)や地球大気からの放射が主であると考えられる｡また4.3

〟m付近にC02の吸収が見られるが､これも主に分光器内部や地球大気によるも

のであろう｡ただし､このスペクトルの0.8-3.5JJmを拡大してみると(図 1 1右)弱いながらも地球大気の吸収などが見えているので､今後4〃m以上を

カットするフィルターを使用するなどしながら積分時間を増やす観測方法にす

るなどによって､ InGaAs検出器では観測できなかった2-3〃m付近のスペクトル が観測できると考えられる｡ 2       4       6 W8VO岬Iurnl 80 60 40 20 0 2      4      6 WavebrPlurTl] 図10. InGaAs検出器(左)とInSb検出器(右)の感度特性 2       4       6 W8V曲rqhlLJITl] 1      2      3     3.5 WavebrP(uITll 図1 1. InSb検出器で観測した金星スペクトル(看はO.8 - 3.5〟mを拡大したもの)

References

Crisp D. et a1., Ground-based near-infrared observations of the Venus

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