Wusstest Du, dass es nur eine Sonne gibt? Die Sonne ist ein Stern, dem die Menschen einen Namen gegeben haben. Aber es gibt noch unzählig viele andere Sterne im Weltall und es werden immer noch neue Sterne geboren. Wie entsteht so ein Stern eigentlich? Kann ein Stern sterben? Kann die Sonne sterben? In dieser Erklärung findest Du alles zur Sternentwicklung.
Sternentwicklung einfach erklärt
Es fängt alles mit riesigen Gaswolken, oder Nebeln im Weltall an. Diese bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff. Aufgrund der Gravitationskraft ziehen die Wasserstoffteilchen einander an. Die folgende Abbildung zeigt als Beispiel eine Aufnahme vom Orionnebel. Bedenke, dass nicht jeder Nebel im Weltall genau so aussehen muss.
Abb. 1: Orionnebel. (Quelle: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Terescope Orion Treasury Project Team)
Wenn sich an einem Punkt viele dieser Teilchen ansammeln, erhöht sich die Gravitationskraft auf die umliegenden Teilchen weiter. Das passiert, weil die Masse an diesem Punkt immer größer wird. Ab hier beginnt der Kollaps der Gaswolke und sie gleicht irgendwann einer Gaskugel.
In Abbildung 2 siehst Du eine Zeichnung, wie das Verdichten von Teilchen innerhalb einer Gaswolke zu einer Gaskugel aussehen kann.
Die Stärke der Gravitationskraft wird in der Abbildung mit Pfeilen angezeigt. Du kannst sehen, dass die Pfeile zunächst sehr dünn sind. Je mehr Teilchen sich in der Mitte gesammelt haben, desto größer wird die Gravitationskraft.
Was passiert innerhalb dieser Gaskugel?
Sternenleben
Dadurch, dass sich die Masse im Kugelinneren immer weiter erhöht, wird dort der Druck ebenfalls immer größer. Folglich erhöht sich auch die Temperatur. Die Gaskugel erreicht irgendwann 15 Millionen Kelvin. Ab dieser Temperatur fängt die Kernfusion der Wasserstoffteilchen an.
Die Kernfusion von Wasserstoffteilchen eines Sterns wird als Wasserstoffbrennen bezeichnet. Hierbei verschmelzen zwei Wasserstoffatome zu einem Heliumatom. Diese Reaktionen sind exotherm. Die Atome sind vollständig ionisiert. Sie besitzen also keine Elektronen mehr. So entsteht der größte Teil der Energie der Sterne.
Exotherm bedeutet, dass bei einer Reaktion Energie frei wird. Hier als der Strahlungsdruck. Mehr Informationen zur Kernfusion findest Du in der gleichnamigen Erklärung.
Als Folge wird Strahlungsdruck freigesetzt, welcher der Gravitationskraft entgegenwirkt. Die Gaskugel verdichtet sich also ab diesem Zeitpunkt nicht mehr weiter. Ab hier sprichst Du von einem Stern.
Das Verdichten einer Gaswolke zu einem Stern dauert mehrere Millionen Jahre. Weiterhin sind die Gaswolken im Weltall so groß, sodass sich meist mehrere Zentren bilden. Dementsprechend können auch aus einer Gaswolke mehrere Sterne entstehen. Die meisten Sterne sind Hauptreihensterne.
Wenn die Gravitationskraft eines Sterns gleich dem Strahlungsdruck ist, befindet sich der Stern in einem hydrostatischen Gleichgewicht. Alle Sterne, die sich in diesem Gleichgewicht befinden, sind Hauptreihensterne.
In Abbildung 3 siehst Du, wie Du Dir das hydrostatische Gleichgewicht vorstellen kannst. Die Pfeile in der Mitte stellen den Strahlungsdruck nach außen dar. Die äußeren Pfeile symbolisieren die Gravitationskraft. Alle Pfeile sind gleich groß, um zu zeigen, dass die Kräfte im Gleichgewicht sind.
Hier findet sich auch direkt der Vergleich zu Planeten. Durch die exothermen Reaktionen strahlt ein Stern Wärme und Licht ab. Planeten werden lediglich von Sternen angestrahlt und reflektieren das Licht.
Das hydrostatische Gleichgewicht wirkt so lange, bis keine Teilchen zur Kernfusion mehr vorhanden sind. Ab diesem Zeitpunkt fängt der Stern an zu sterben.
Was passiert, wenn ein Stern stirbt?
Sternentwicklung Phasen
Sterne unterscheiden sich vorwiegend in der Masse. Die Energie, die ein Stern erzeugt, ist davon abhängig. Somit durchlaufen Sterne unterschiedliche Phasen.
Rote Riesen
Rote Riesen entstehen am Ende des Wasserstoffbrennens. Zu dieser Zeit wird die Gravitationskraft stärker als der Strahlungsdruck. Dies führt zur Kontraktion des Sterns, er zieht sich zusammen. Somit wird auch wieder die Temperatur im Kerninneren enorm erhöht. Dadurch kann der Stern weitere Elemente herstellen.
Ab einer Temperatur von 100 Millionen Kelvin beginnt die Heliumbrennphase mit einem Heliumflash. Der Heliumflash ist im Grunde ähnlich einer Explosion, welche weit innerhalb des Sternes stattfindet. In der Heliumbrennphase wird der Strahlungsdruck stark erhöht, welcher wieder die Gravitationskraft überholt. Dadurch expandiert der Stern erneut. Gleichzeitig kühlen die äußeren Schichten ab, wodurch sich die Farbe des Sternes langsam rot färbt und die Leuchtkraft stark zunimmt.
In dieser Phase befindet sich der Stern im Übergang des Hauptreihen- zu einem Riesenstadium. Hierbei ändern sich aufgrund von Gleichgewichtsstörungen die Leuchtkraft und die Oberflächentemperatur des Sterns periodisch. Der Stern expandiert so lange, bis sich die Druckverhältnisse wieder ausgeglichen haben.
Abhängig von der Masse, des Sterns wird die Kernfusion verschiedener Elemente mehrfach wiederholt. Somit fängt, nach dem Verbrauch vom Helium, das Kohlenstoffbrennen an. Darauf folgt das Neonbrennen, Sauerstoffbrennen und Siliciumbrennen, bis der Stern am Ende Eisen herstellt. Eisen kann nicht weiter fusioniert werden, weil diese Reaktion endotherm ist. Das heißt, dass für die Herstellung von Eisen Energie aufgebracht werden muss.
In Abbildung 4 findest Du eine Zeichnung zur Kernfusion auf den unterschiedlichen Schalen eines Sterns, oder einfach, zum Schalenbrennen.
Je weiter das Brennen voranschreitet, desto geringer werden die Zeitabstände bis zu einem Übergang.
In Tabelle 1 sind die ungefähren Zeiträume und benötigten Temperaturen für die einzelnen Stadien eines Sterns mit 15-facher Sonnenmasse festgehalten. Wie Du sehen kannst, erhöht sich die Temperatur stark und die Zeitabstände zur nächsten Phase nehmen rapide ab.
| Brennstoff | Temperatur | Brenndauer |
| Wasserstoffbrennen | 35.000.000 K | 11.000.000 Jahre |
| Heliumbrennen | 180.000.000 K | 2.000.000 Jahre |
| Kohlenstoffbrennen | 810.000.000 K | 2.000 Jahre |
| Neonbrennen | 1.600.000.000 K | 7 Jahre |
| Sauerstoffbrennen | 1.900.000.000 K | 2.6 Jahre |
| Siliciumbrennen | 33.000.000.000 K | 18 Tage |
Tabelle 1: Brennphasen eines Sterns mit 15-facher Sonnenmasse
Wenn Sterne von Geburt an besonders schwer sind, entstehen rote Überriesen. Sie sind eine Variation eines roten Riesen. Im Vergleich haben diese mehr Masse. Sie starten nicht als Hauptreihensterne, sondern meistens als blaue Riesen. Somit haben sie eine Masse von 10 bis zu 50 Sonnenmassen und leuchten aufgrund der erhöhten Temperatur in einem Blauton.
Rote Riesen läutern das Ende eines Sterns ein, doch wie geht es weiter?
Weiße Zwerge
Je nachdem, welche Masse ein Stern hat, gibt es drei verschiedene Möglichkeiten, wie ein Stern sein Ende findet. Eine davon ist der weiße Zwerg.
Der rote Riese verliert zunächst nach und nach die äußeren Hüllen als starken Sternwind und aufgrund der mittlerweile niedrigen Gravitation. Ein Sternwind ist also im Grunde die Materie auf der äußeren Hülle des Sterns. Diese wird durch die starken Schwankungen während der sogenannten Pulsationsveränderlichen vom Kern weggestoßen.
Wenn ein Stern genug Sonnenwind losgeworden ist, sodass diese nur noch bis zu 1,4 Sonnenmassen beträgt, findet nach dem Heliumbrennen keine Fusion mehr statt. Das hat die Folge, dass kein neuer Strahlungsdruck mehr erzeugt wird. Die Gravitation ist somit viel höher als der Strahlungsdruck.
Der Stern kollabiert unter seiner eigenen Gravitation. Er schrumpft dabei ungefähr auf die Größe der Erde. Die entartete Materie kann nun genug Gegendruck ausüben, sodass er sich nicht weiter zusammenziehen kann.
Im Inneren der Sterne herrschen solche extremen Bedingungen, die die Eigenschaften von Materie beeinflussen. Somit werden sie durch quantenmechanische Effekte bestimmt. Das Verhalten der Materie weicht dadurch von der erwarteten Norm ab. Das nennst Du dann entartete Materie.
Der rote Riese ist somit zu einem weißen Zwerg geworden. Die Dichte dieses Sterns liegt nun bei bis zu einer Tonne pro Kubikzentimeter und leuchtet ungefähr 10 Milliarden Jahre weiter. Danach hört er auf zu leuchten.
Sterne, die kein Schalenbrennen mehr ausführen können, ziehen sich zu weißen Zwergen zusammen. Dafür muss ein Hauptreihenstern weniger als 0,6 Sonnenmassen oder ein roter Riese weniger als 1,44 Sonnenmassen schwer sein.
Die abgetragenen Hüllen, mit dem Kern des Weißen Zwergs in der Mitte, werden planetarische Nebel genannt. Der Kern bringt den Nebel zum Leuchten.
Der Name „planetarischer Nebel“ ist etwas irreführend, denn offensichtlich hat dieser nichts mit Planeten zu tun. Er stammt aus der Beobachtungsgeschichte, denn sie sehen im Teleskop wie kugelförmige Gasplaneten aus. In unserer Galaxie, der Milchstraße, sind ungefähr 1500 planetarische Nebel bekannt.
In der Abbildung 5 und 6 kannst Du zwei Beispiele von planetarischen Nebeln beobachten.
Abbildung 5: Planetarischer Nebel: Eulennebel M97 (Quelle: Stargazer 7000)
Planetarische Nebel sind aber nicht immer einfach nur rund.
Abbildung 6: Planetarischer Nebel: Ameisennebel Mz 3 (Quelle: NASA, ESA & the Hubble Heritage Team (STScI/AURA))
Planetarische Nebel können viele Informationen über die Galaxie, in welcher sie sich befinden, liefern. Sie bestehen aus den Elementen, die während der Kernfusion eines Sternes entstehen. Wenn Wissenschaftler entfernte Galaxien beobachten, sind manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte diese Nebel.
Sterne können auch in einem Doppelsternsystem entstehen. Sollten sich ein weißer Zwerg in einem solchen System befinden, muss dies nicht das Ende für ihn bedeuten.
Doppelsternsysteme, oder Mehrfachsternsysteme sind im Grunde Sternsysteme, mit zwei oder mehreren Sternen, die um denselben Schwerpunkt kreisen. Laut neusten Beobachtungen ist unsere Sonne wohl auch zunächst als Doppelstern geboren worden.
Zieht der weiße Zwerg die Masse des anderen Sterns an, so kann die eigene Masse wieder ansteigen. Wenn er die Chandrasekhar-Grenze von ungefähr 1,44 Sonnenmassen übersteigt, explodiert er. Es kommt zur Supernova. Dabei wird der weiße Zwerg komplett zerrissen und es bleibt lediglich eine expandierende Gaswolke über.
Die Chandrasekhar-Grenze wurde unter anderem im Jahre 1930 vom Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet. Sie gibt die Grenze an, in der sich Sterne am Ende ihres Lebens zu einem weißen Zwerg zusammenziehen oder in einer Supernova explodieren.
Die Herleitung beruht auf der Fermi-Dirac-Statistik, welche Elektronen als Fermionen beschreibt. Weiterhin wurden die Effekte der allgemeinen Relativitätstheorie vernachlässigt. Diese haben erst auf viel kompaktere Sterne einen Effekt. Chandrasekhar beschreibt somit:
ist hierbei die Grenzmasse, die der Stern erreichen darf. ist die Sonnenmasse. beschreibt, wie viele Nukleonen auf ein Elektron kommen. Hierbei wird angenommen, dass weiße Zwerge elektrisch neutral sind. Der Stern besteht somit aus Nukleonen und Protonen.
In der Erklärung zur Fermi-Dirac-Statistik findest Du noch mehr zu Fermionen. Die spezielle Relativitätstheorie findest Du auch in einer eigenen Erklärung.
Was passiert bei einer Supernova?
Supernova
Damit eine Supernova stattfindet, muss ein Stern die Masse von 1,44 Sonnenmassen überschreiten. Bei einer Supernova werden ungeheure Energien frei. Dadurch finden auch Fusionen statt, welche Energie benötigen, wie es bei Eisen der Fall ist. Hierbei entstehen aber auch viel schwerere Elemente, bis hin zum Uran. Eine Supernova ist milliardenfach heller als die Sonne. Weiterhin unterscheidet man sie mit zwei Mechanismen.
Eine Typ Ia Supernova entsteht durch eine Explosion eines weißen Zwerges aus einem Doppelsternsystem, wie zuvor beschreiben.
Typ Ib, c und Typ II Supernovae entstehen durch zusammenfallende Riesen mit zu großer Masse. Diese Riesen können sich dadurch nicht zu einem weißen Zwerg zusammenziehen.
Hierbei wurden alle Fusionsprozesse abgeschlossen, bis hin zum Eisen. Somit kann kein Strahlungsdruck mehr entstehen. Durch die Gravitation fallen die äußeren Hüllen des Sterns in Richtung Kern. Der Druck sowie auch die Temperatur steigen enorm an. Hierbei entstehen durch erneute Kernfusionen Elemente jenseits des Eisens.
Die fallenden Schichten prallen am Kern ab und fliegen in Richtung der anderen, noch fallenden Schichten. Diese prallen wieder voneinander ab. Dadurch werden die Schichten stark erhitzt, wobei es hier wie zuvor beschreiben erneut zu Kernfusionen kommt. Folglich werden die reflektierten Schichten explosionsartig ins Weltall geschleudert. Es kommt zur Supernova. Übrig bleibt lediglich der Kern des Riesen.
Eine Typ Ia Supernova entsteht, wenn ein weißer Zwerg, aus einem Doppelsternsystem, eine Masse von 1,44 Sonnenmassen überschreitet. Bei einer Typ Ib, c und Typ II Supernovae explodieren sehr massereiche Riesen, mit mehr als 11 Sonnenmassen, welche sich zuvor, aufgrund der hohen Masse, nicht zu weißen Zwergen zusammenziehen konnten.
Was passiert nun mit dem Kern, der nicht in der Supernova explodiert ist? Es gibt zwei Möglichkeiten, welche wieder von der Masse des Sterns abhängig sind.
Neutronenstern
Kerne, die zwischen 1,44 und 3,2 Sonnenmassen betragen, werden zu Neutronensternen. Der Druck im Kern ist hier so hoch, sodass die Elektronen in die Protonen gedrückt werden, es entstehen Neutronen. Dies geschieht mit allen vorhandenen Elektronen und Protonen. Somit ist ein Neutronenstern entstanden. Der Neutronenstern übernimmt den Drehimpuls des alten Sterns. Weil dieser jedoch einen kleineren Durchmesser hat, rotiert er extrem schnell, bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde.
Besondere Neutronensterne sind die Pulsare. Diese Sterne „senden“ bei den richtigen Bedingungen für uns auf der Erde empfangbare Radiostrahlungen aus. Diese Strahlungen erreichen uns pulsierend. Du kannst Dir das vorstellen, wie das Leuchten eines Leuchtturms.
Schwarzes Loch
Kerne, die mehr als 3,2 Sonnenmassen betragen, werden zu schwarzen Löchern. Hier werden selbst die Neutronen von einem enorm hohen Druck zusammengepresst. Deswegen wird ihnen auch eine unendlich hohe Dichte und eine enorme Gravitationskraft zugesprochen. Schwarze Löcher sind für die Menschen immer noch ein großes Rätsel. Wie sie genau entstehen und was in ihnen abläuft, ist bis heute nicht klar.
Die Entwicklungsstufen kannst Du Dir auch in einem Schema anschauen.
Sternentwicklung Schema
Eine riesige Gaswolke aus Wasserstoffteilchen zieht sich im Weltall zusammen. Sie wird zu einem Stern, der Wasserstoff zu Helium fusioniert. Wenn der Wasserstoffgehalt aufgebraucht ist, werden Sterne mit einer Masse von unter 0,6 Sonnenmassen bereits zu weißen Zwergen. Sterne mit einer größeren Masse dehnen sich zu roten Riesen aus.
Die roten Riesen fusionieren weitere Elemente auf unterschiedlichen Schalen, so lange, bis Eisen entsteht, oder die Temperatur für das Fusionieren nicht mehr ausreicht. Wenn ein Riese eine Masse von weniger als 1,44 Sonnenmassen hat, wird dieser erneut zu einem weißen Zwerg. Riesen mit einer größeren Sonnenmasse explodieren aufgrund eines Gravitationskollapses in einer Supernova.
Dabei werden die Kerne der Riesen mit einer Masse zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen zu einem Neutronenstern. Noch schwerere Kerne werden zu schwarzen Löchern.
In Abbildung 7 siehst Du den Ablauf eines Sternenlebens, wie zuvor beschrieben.
Die unterschiedlichen Sterne werden in einem Diagramm festgehalten.
Herzsprung-Russell-Diagramm Sternentwicklung
Die meisten Sterne können in Abhängigkeit der Leuchtkraft und Oberflächentemperatur unterschiedlichen Spektralklassen zugeordnet werden. Diese Klassen werden mit Buchstaben gekennzeichnet. In absteigender Reihenfolge gibt es Sterne mit der Spektralklasse O, B, A, F, G, K und M.
In Abbildung 8 siehst Du, wie die Farbe und die Oberflächentemperatur eines Sterns mit der Bezeichnung zusammenhängen.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist ein Streudiagramm. Mit diesem Diagramm wird ein Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft und der Oberflächentemperatur eines Sterns hergestellt.
Zunächst siehst Du in Abbildung 9 wie so ein HRD aussieht.
Der mittlere Bereich im HRD, die links oben anfängt und rechts unten aufhört, umfasst die Hauptreihensterne. Die Sonne gehört auch zu den Hauptreihensternen. Außerdem kannst Du die Bereiche verschiedener Riesenarten und die der Zwerge erkennen.
Die x-Achse des HRD beinhaltet die oben genannten Spektralklassen der Sterne. Die Temperatur hängt mit den Spektralklassen zusammen und wird dementsprechend im HRD gegenüber aufgetragen.
Auf der y-Achse befindet sich die relative Leuchtkraft eines Sterns im Vergleich zur Sonne. Die absolute Leuchtkraft wird gegenüber der relativen Leuchtkraft im HRD aufgetragen.
Weitere Informationen zum Hertzsprung-Russell-Diagramm und zu unserer Sonne findest Du in der gleichnamigen Erklärung.
Im HRD kannst du bekannte Sterne ausfindig machen. Das geht auf zwei Art und Weisen. Du brauchst entweder zwei der Informationen aus dem HRD oder die Koordinaten des Sterns im HRD selbst. Hier ist ein Beispiel dafür an unserer Sonne.
In Abbildung 10 siehst Du das HRD, in welchem die Sonne markiert wurde. Wenn Du nun eine vertikale und eine horizontale Linie, vom Stern aus einträgst, bekommst Du alle Informationen, die Du aus einem HRD ziehen kannst.
Wie Du sehen kannst, hat die Sonne die Spektralklasse G und eine Oberflächentemperatur von ungefähr 6000 K (tatsächlich 5778 K). Die relative Leuchtkraft beträgt 1, denn diese wird in Abhängigkeit der Leuchtkraft der Sonne aufgetragen. Die absolute Leuchtkraft beträgt etwa 5 mag. Sie gibt an, wie stark die Leuchtkraft in einem Abstand von 10 Parsec (pc) zur Erde wäre.
Sterne sind also nicht einfach nur weiß, wie Du sie am Sternenhimmel sehen kannst. Sie sind auch unterschiedlich groß, schwer und heiß.
Was für eine Bedeutung haben Sterne für uns?
Sternentwicklung Bedeutung
Wissenschaftler vermuten, dass Planeten um die Sterne herum entstehen. Bei jungen Sternen existiert eine rotierende Staub- und Gaswolke, bei der Staubpartikel über Kollisionen miteinander immer größer werden. Nach und nach wachsen diese Staubpartikel zu riesigen Gesteinsbrocken zusammen, welche später einen Planeten bilden könnten.
Damit auf solch einem Planeten Leben entstehen kann, benötigt er essenzielle Elemente, welche bei der Kernfusion von Sternen entstehen. Die wichtigsten Elemente für das Leben wie wir es kennen wären Wasserstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff.
Zum einen können diese Elemente durch den Sternwind der Sterne auf einen Planeten gelangen. Gleichzeitig bilden sich nach und nach riesige Gaswolken mit diesen Elementen im Weltall, die wiederum mit Planeten in Kontakt treten können. Zum anderen kann dies auch durch Asteroiden passieren. Asteroiden können beispielsweise wiederum Überreste anderer Planeten, oder von Sternen sein.
Zur Entstehung von Leben auf einem Planeten gibt es aber noch weitere Theorien. Trotzdem ist die Sternentwicklung möglicherweise der Grund, warum auf der Erde Leben entstehen konnte.
Sternentwicklung - Das Wichtigste
- Riesige Gaswolken aus Wasserstoff im Weltall ziehen sich aufgrund von Gravitationskräften zusammen.
- Gaswolke entwickelt sich zu einer 15 Millionen Kelvin heißen Gaswolke und fängt an Wasserstoffteilchen zu fusionieren. Es ist ein Stern geboren.
- Wenn der Wasserstoffgehalt aufgebraucht ist, werden Sterne mit einer Masse von unter 0,6 Sonnenmassen bereits zu weißen Zwergen. Sterne mit einer größeren Masse dehnen sich zu roten Riesen aus.
- Die roten Riesen brennen weitere Elemente auf unterschiedlichen Schalen, so lange, bis Eisen entsteht.
- Riesen mit einer Masse von weniger als 1,44 Sonnenmassen hat, werden zu weißen Zwergen. Riesen mit einer größeren Sonnenmasse explodieren aufgrund eines Gravitationskollapses in einer Supernova.
- Bei einer Typ I Supernova explodiert ein weißer Zwerg aus einem Doppelsternsystem. Dabei zieht ein weißer Zwerg die Masse des benachbarten weißen Zwergs an bis er 1,44 Sonnenmassenüberschreiten und explodiert.
- Bei einer Typ Ib, c und Typ II Supernova explodiert ein massereicher Stern mit mehr als 11 Sonnenmassen. Die äußeren Schichten fallen in Richtung Kern und prallen an diesem ab. Die reflektierten Schichten werden explosionsartig in einer Supernova in das Weltall geschleudert. Übrig bleibt der Kern de s Sterns.
- Kerne von Sternen, mit einer Masse zwischen 1,44 und 3 Sonnenmassen, werden zu einem Neutronenstern. Noch schwerere Sterne werden zu schwarzen Löchern.
Nachweise
- Spektrum.de: Sternentwicklung. (09.06.2022)
- The Physics of Core-Collapse Supernovae (2005). Nature Physics 1 147
- Weltderphysik.de: Wie aus Staub Planeten entstehen. (09.06.2022)
- Weltderphysik.de: Sternentwicklung. (09.06.2022)
- Infothek.bmk.gv.at: Was ein Planet braucht um bewohnbar zu werden. (09.06.2022)
- Physik.cosmos-indirekt.de: Planetarischer Nebel (25.06.2022)
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