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宇宙中十大最大的星球,到底谁最大?

一、R136a1(质量最大的恒星)

简介及参数:R136a1是一颗蓝色超巨星,是目前宇宙中巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。 这颗恒星的质量是由谢菲尔德大学的天文学家测量的,估计是265个太阳的质量 。 这颗恒星也列名在最亮恒星列表中,亮度是太阳的870万倍 。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中,是靠近剑鱼座30复合体的R136超星团中的成员。

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英国谢菲尔德大学的天文物理学教授保罗·克劳瑟(Paul Crowther)领导的一个小组,使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜(VLT),和来自哈伯太空望远镜的资料,研究NGC 3603和R136a这两个星团。R136a曾经被认为是拥有质量高达1,000-3,000太阳质量的超大质量天体。R136a的本质被全像的斑点干涉测量解析和发现是一个高密度的星团。这个小组发现其中有些恒星的表面温度高达40,000K,超过太阳的7倍,并且亮度是太阳的数百万倍。至少有3颗恒星的质量大约是150倍的太阳质。

在夜空中,R136出现在大麦哲伦星云中的蜘蛛星云的第十级核心。在1979年需要一个3.6米望远镜才能探测到R136的其中一部分–R136a。在R136a中检测R136a1需要太空望远镜或复杂的技术,如自适应光学散斑干涉。

英国谢菲尔德大学天文学家保罗·克劳瑟及其带领的研究小组利用哈勃太空望远镜和欧洲南方天文台甚大望远镜观测数据重新计算后发现,大麦哲伦星系蜘蛛星云内代号为R136a1的恒星”质量”创下纪录。

R136a1的未来发展是不确定的,没有类似的恒星以确认预测。大质量恒星的演化取决于他们损失的质量,不同的演化给出不同的结果,没有一个完全匹配的结果。据认为,WN5h发展成高光度蓝变星后,氢在恒星核心会变得枯竭。这是一个使恒星极端失重的重要阶段,在太阳附近的金属丰度,这个阶段被称为无氢沃尔夫拉叶星。星星从核心到表面的混合足够强,由于对流核心非常大,以及它的金属丰度很高和额外的”混合旋转”,可以直接跳过高光度蓝变星和富氢WN与贫氢的WN的演化。氢聚变可持续二百万年多,而R136a1的质量在氢聚变末期可缩小为70-80倍太阳。与富金属单星一样,即使它开始旋转很快,到氢燃烧结束旋转速度将减慢至零左右。

核心的氦聚变开始后,大气中的残留氢迅速丢失,R136a1会迅速和无氢恒星一样,亮度会降低。沃尔夫-拉叶星在这一点的不同主要是它们在赫罗图上的位置为零龄主序星,类似于主序星,但比主序星的温度高。

在氦燃烧过程中,碳和氧会积聚在核心,并且恒星的大量的质量损失会继续。这最终导致了WC光谱的发展,虽然它是富金属星,但预计大部分的氦都在WN光谱燃烧了。在氦燃烧结束时,核心温度的增加和质量的损失会导致亮度和温度的增加,且光谱类型成为WO。接下来的几十万年将氦融合为更重的元素,但燃烧的最后阶段不超过几百到几千年。R136a1的质量会最终缩小到50多倍太阳质量[3] ,这种情况与大犬座VY极为相似,只不过光谱略有不同。

二、盾牌座UY(体积最大的恒星)

简介及参数:盾牌座 UY(UY Scuti),是一颗位于盾牌座的红超巨星,是现今人类已知体积最大的恒星,距离地球约5100光年。半径可达 1708 ± 192 R⊙,约为 7.94 AU,仅仅略小于土星轨道半径,位居人类观测到的恒星体积榜首,假如把它放到太阳系中心,那么边缘将迫近土星的轨道,也就是说包括太阳在内连水星,金星,地球,火星,小行星带和木星都只能在它的肚子里运行,可见这个星球有多么的庞大。

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盾牌座 UY的视星等为 8.29 ~ 10.56 等,意味着人类肉眼无法看到这颗恒星,需要望远镜帮助才能看到。盾牌座 UY 最早是由德国天文学家在波恩天文台(Bonn Observatory)于 1860 年编入目录的。它被命名为 BD-12°5055,是从 0h 右升起计在 12°S 和 13°S 之间的第 5055 星。据国际变星指定标准,它被称为盾牌座 UY,表示它是盾牌座的第 38 个变星 。

盾牌座 UY 位于 A 型恒星盾牌座γ 以北数度,并且位于鹰状星云的东北。尽管该恒星光度很高,但由于其遥远并且位于天鹅座大裂缝的隐带 内部,因此,从地球上看它的星等只有 9 等 。

盾牌座UY拥有十分大的体积、极低的密度和非常不稳定的状态。这颗恒星会以一个很快的速度将大量物质喷发进太空,并于其周围形成云气。这颗恒星几乎完全被这些尘埃和气体所遮蔽,并且因低密度和高亮度而迅速流失质量,其现况与大多数红超巨星类似。因为这些尘埃和气体的透明度并不高。。

初始质量超过 8 M⊙ 的恒星,将可能在生命末期引发猛烈的超新星爆发。现在的盾牌座 UY 正处于极不稳定的红超巨星阶段,科学家预测,在几百万到几千万年内,这样一颗庞然大物终究会在引力的作用下崩塌,成为一颗壮丽的超新星。(M⊙: m在物理学中一般用来表示质量,而⊙则表示太阳,因此两放在一起就是太阳质量)。

三、天鹅座NML(最大的红色超巨星)

简介及参数:天鹅座 NML,是人类已知最大的红色超巨星,同时也是目前已知半径第二大的恒星。半径约为 1640 R⊙。天鹅座 NML 也是已知光度最高的恒星之一,其光度高达 2.72 × 10^5 ± 50000 L☉。天鹅座 NML 距离地球约 5250 ly(1610 pc),周围有许多尘埃环绕,周围有一个豆状的不规则星云,并且它的形状和水蒸气辐射分布是一致的。它同时也是一颗周期约 940 日的半规则变星。

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天鹅座 NML 是天鹅座 OB2星协的其中一颗成员星。天鹅座 NML 的质量大约是 50 M☉。它的年周视差大约是 0.62 毫角秒。

天鹅座 NML 的辐射热光度(Lbol)接近 3 × 10^6 L☉,绝对热星等(Mbol)是 −9.4,是已知光度最高的特超巨星之一。天鹅座 NML 于 1965 年由 Neugebauer、Martz 和 Leighton 发现。名称中的 NML 即来自三位发现者姓氏第一个字母。

据观测资料,天鹅座 NML 被认为有两个分离的,由尘埃和分子组成的光学厚外层。内层的光深度大约是 1.9,外层则是 0.33。它的质量流失率大约是每年 20 M⊕,是已知质量流失率最高的恒星之一。天鹅座 NML 的尘埃层形成原因是因为它极高的后主序星恒星风速度以及高质量流失率。它的恒星风速度可达 23 km/s。因为天鹅座 NML 在银河系中的位置相当特殊,因此周围星际环境并未对它的外层有明显影响。

天蝎座 NML 是一颗巨大的富氧恒星。它的成分是自 1968 年由 Wilson 和 Barrett 侦测到 OH 无线电波辐射(1612 MHz)开始得知。之后在它的周围已经发现的分子有 H2O、SiO、CO、HCN(氰化氢)、CS、SO、SO2 和 H2S 等分子。

天鹅座 NML 的周围有着巨大的尘埃壳层,这使得它的半径和质量变得十分难以确定。通常认为它的半径约为 1640 R⊙(⊙:太阳的意思),而实际观测中,只计算光深度较大的部分,那么它的半径将是 1183 R⊙,这类低温恒星会有强烈的边界昏暗效应,因此 1183 R⊙ 是它大小的下限。从 K、J 波段的观测显示出的结果则要大的多,恒星的半径将超过 2775 R⊙,最大 4000 R⊙。恒星演化理论上并没有恒星能膨胀到如此大的程度,这也许是恒星周围的气体干扰了观测结果所导致的。

天鹅座 NML 的光度约为 2.72 × 10^5 ± 50000 L⊙,因此可以大致地估计出恒星的质量。根据恒星物理性质以及空间位置所推导出的结果,恒星的质量约为 50 M⊙。天鹅座 NML 是大名鼎鼎的天鹅座 OB2 星协的外围成员星,年龄不足 5 × 10^6 年。而另一种理论则认为天鹅座 NML 是由 25 M⊙ 的 O 行星演化了 8 × 10^6 年所形成。

四、WOH G64(半径是太阳的2000倍)

简介及参数:WOH G64是在大麦哲伦星系内的一颗红特超巨星(或红超巨星,目前在演化分类上仍有争议,不过更多的文件倾向于将其归位红特超巨星),半径是太阳的 1540 ~ 2575 倍,是已知最大的恒星之一。WOH G64 的半径目前尚未确定,根据恒星演化模型,恒星半径上限是 2500 倍太阳质量。如果 WOH G64 的直径真的达到 2575 太阳半径,或许该领域将会被颠覆。

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WOH G64是在大麦哲伦星系内的一颗红特超巨星,半径是太阳的2000倍。他是已知最大的恒星之一。 WOH G64的大小估计是2,785,000,000公里。不过,目前人类已知的最大天体是大犬座VY ,距离地球5000光年,视星等7.95。据推测,其体积约为300~400万倍太阳体积,直径约有1800~2100倍太阳直径,超越土星轨道,是目前已知的恒星中最大的。以我们人类目前的飞行器速度绕一圈,至少要1200多年。

据国外媒体报道,欧洲南方天文台的科学家们日前首次观测到了一颗被光环包裹的巨型红巨星。尤其让研究人员感到诧异的是,该天体的各项参数十分奇特,与理论计算值存在着较大的差异。这颗红巨星的编号为WOH G64,位于大麦哲伦星云之中,距离地球约16.3万光年之遥。其直径高达太阳的两千倍。

科学家们之前也曾对WOH G64进行过观测,但随后的研究却引发了一系列问题。比如最初的计算显示,WOH G64的质量大约为太阳的40倍,但其实际温度却要远低于相似质量的恒星在理论上所应具有的温度。

运用VLT大型干涉望远镜进行的观测显示,之前之所以会产生如此多的矛盾之处,是因为在WOH G64的周围包裹着一圈由气体和尘埃构成的浓密环状结构。

正是如此,对于研究人员来说,WOH G64的观测尺寸和质量要比实际情况大得多,而观测到的亮度也只是实际值的一半。科学家们通过最新的观测数据计算出,WOH G64最初的质量约为太阳的20倍,而现在的数值则要低很多。据测算,它目前已损失了十分之一至三分之一的质量。正是WOH G64损失的物质构成了其周围环状结构的主体–后者的总质量约为太阳的三至九倍。

值得一提的是,欧洲南方天文台的研究人员凯蒂·奥纳卡指出,WOH G64周围环状结构的尺寸对于单个天体来说绝对是史无前例的:其尺寸为WOH G64半径的15至250倍,也就是说,约为120至3万个天文单位(一天文单位大致相当于1.5亿公里)。

奥纳卡曾经表示:”在该系统中一切都是那么的巨大。WOH G64本来就大的足以容纳下从太阳到土星之间的整个空间,而其周围的环状结构的直径居然达到了一光年!” 他强调说,此次最新发现有助于人们重新看待大型恒星的演化问题。

五、维斯特卢1-26(半径为太阳半径的约 2550 倍)

简介及参数:维斯特卢 1-26 ,亦称维斯特卢 1 BKS A 或维斯特卢 1 BKS AS,简称 W26 或 W1-26,标准缩写为 Wd 1-26,是一颗位于超星团维斯特卢1内的红超巨星或红特超巨星。这颗恒星是其中一个已知体积最大恒星之一,其半径约为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍,而部份测量更得出其半径为太阳半径的 2550 倍。这颗恒星是于 1961 年被天文学家本特·维斯特兰发现的。

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维斯特卢 1-26 被分类为一个明亮的超巨星。其有效温度为 3600 ~ 3700K,因此是一个温度非常低的超巨星,且大部份能量都是以红外光谱的形式释出。其质量亦以很快的速率流失,因此部份天文学家认为这颗恒星会进一步演变成一个沃尔夫–拉叶星。

与其他超巨星不同,虽然维斯特卢 1-26 的类别经常转变,但其亮度却几乎保持不变。这个现象的成因至今仍然成谜。其中一种可能性是,星际消光只让某特定波长的光谱通过,并阻挡了恒星的惰性亮度。如果其亮度仍然保持不变,这颗恒星将会是人类发现的第一颗强烈的电波源变星。

2013 年 10 月,天文学家利用欧洲南方天文台超大巡天望远镜发现维斯特卢 1-26 被一层离子化氢气所包围。这层氢气是人类发现的第一个包围红超巨星的”离子化星云”。这个星云延伸至距离维斯特卢 1-26 1.3pc的空间,并含有大量温度为 800 K 的物质。值得注意的是,这个离子化星云与 Sanduleak -69° 202a超新星爆炸成为SN 1987A前的星云十分相似。

维斯特卢 1-26 已因其作为一个强烈的电波源而闻名。因为地球与超星团维斯特卢 1 之间存在高星际消光,因此天文学家们至今仍没法精确理解其物理特性。其强烈的射电辐射导致天文学家们测量其体积时存在差异。虽然如此,天文学家们已一致认定其半径约为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍。但小部份天文学家却认为其半径达到太阳半径的 2550 倍,意味着它很可能推翻盾牌座UY,登上”最大已知恒星”的宝座。

维斯特卢 1-26 的半径为太阳半径的 1530 ~ 1580 倍,如果将维斯特卢1-26置于太阳系的中心,其半径将超过木星的半长轴(半径约为 5.204267 AU,约等于 7.785472 × 10^8 km),并且迫近土星轨道(半径约为 9.5820172 AU,约等于 1.43344937 × 10^9 km)。光绕这颗恒星一周需时 6.33 小时,而光绕太阳一周仅需时 14.5 秒。

六、人马座 VX(为太阳半径的 1120 ~ 1550 倍)

简介及参数:人马座VX是一颗半规则变星,距离地球约 5100 ± 300 ly (1560 ± 100 pc)光变周期为 732 天。它表面温度在不断变化,约为 2400 ~ 3400 K。人马座 VX 的表现和米拉变星相似,在其大气层发现水分子和 SiO 脉泽的线索。

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人马座VX实际上是一颗半规则变星,距离地球约 5100 ± 300 ly(1560 ± 100 pc),光变周期为 732 天,据研究表明,人马座 VX 的平均温度在 2400 ~3300 K 之间。人马座 VX 的表现和米拉变星相似,在其大气层发现水分子和 SiO 脉泽的线索。这个恒星有着极其厚实的尘埃壳层,证明它已经抛出了大量气体物质。

人马座 VX 是银河系中最大的几颗恒星之一,是一颗脉动变星。早期测定该星的平均直径达到了太阳的 1520 倍,而膨胀到最大时更是达到太阳的 1940 倍。但后来的观测结果表明这颗恒星的实际大小为太阳半径的 1120 ~ 1550 倍之间,比过去小得多。人马座 VX 的温度比预期的高,在它最亮时可达 3400 K 左右,而在最暗时约为2900 K.由于直径比预期小,所以最新数据上人马座 VX 的光度已经被调整为太阳的 1.1 × 10^5 ~ 1.9 × 10^5 倍。人马座 VX 的类型在 M4 和 M10 之间变化,有时会变成 M8.5Ia 的红超巨星。由于被尘埃环绕,在可见光波段人马座 VX 非常昏暗,再加上缺少足够的参考文献,因此该星数据库资料比较少。

人马座 VX 虽然体积很大,但是密度极低,其质量仅有太阳的 12 倍。虽然曾经该星被归类为特超巨星,但是最近的观测结果表明,该星的质量和光度均离特超巨星有不小差距,喷发物质的速率也比较缓慢。因此人马座VX应该是罕见的极低温红超巨星。相比质量类似的心宿二,金牛座 119 星,它膨胀得更为剧烈,表面温度则要低10%。

七、仙王座VV(红超巨星)

简介及参数:仙王座 VV 是一个位于仙王座的双星系统,分别由一颗红超巨星及一颗蓝矮星组成,这两颗星各自填满了彼此的洛希瓣。这个双星系统距离地球约 4900 ly。这是一颗食变双星。也就是两颗星互相围绕公共质心公转,它们之间的相互遮掩造成了我们在地球上看去,其星等会发生变化。其主星是一颗红超巨星。这是恒星晚年期的一种形态,体积极大,密度很小,表面温度也很低。这颗星的半径约为1050 ~ 1900 R⊙ 。这个半径是很大的,假如把它放在太阳的位置上,都可以把木星包含在内。

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作为主星的仙王座 VV A 是一颗红超巨星,它的直径有多个数据,在 1050 ~ 1900 R⊙ 之间,还有得出 1400 R⊙ 的结果,而这个结果也是比较被认可的。其半径,比木星轨道还要大。其确实的质量不明,但从轨道的动态来推测,不超过 50 M⊙;从光度推测,则不超过 25 M⊙。它的光谱为 M2,光度约为 2 × 10^5 L⊙。物质正从仙王座 VV A 喷发而出,流向其伴星仙王座 VV B。仙王座 VV A 光度很高,在红超巨星的上限附近,因此有些文献将其归类为特超巨星。但是更多人倾向于将其归纳为红超巨星。过去认为这样的超巨星表面温度普遍在 3200 ~ 3500 K 之间,而后来的测量结果则把这个值提高了 10%。

形成仙王座 VV A 这样的红超巨星需要一颗恒星在主星序阶段拥有 25 ~ 30 M⊙ 或者更大的质量,但不会超过 60 M⊙。仙王座 VV A 和大犬座 VY、天鹅座 NML这几颗特超巨星物理性质相似,但是它并不是特超巨星。

仙王座 VV B 是仍处于主序阶段的蓝亚巨星,与主星距离大约 25 AU,每 20 多年绕主星公转一周。仙王座 VV B 的光谱为 B8,其半径约为 13 ~ 25 R⊙,的质量约为 18.6 M⊙,并且还在不断增加。

八、大犬座VY(体积最大的特超巨星)

简介及参数:大犬座VY(VY )是一颗位于大犬座的极端富氧型红特超巨星,距离地球约1,200秒差距(约3,900光年),视星等约为6.5~9.6等。据观测,其质量约为太阳的17倍,半径约为太阳的2,069倍,光度约为太阳的23.7万倍,因异常之高的物质流失速率被归为特超巨星,也是目前已知体积最大的特超巨星(Stephenson 2-18的分类为红超巨星)。它和其他大部分出现在联星或多重星系统中的超巨星不同的是,它是单一恒星。大犬座VY同时也是一颗半规则变星。

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据之前计算结果,如果将大犬座VY放在太阳系中心,它的光球将会位于土星轨道之外,体积仅次于Stephenson 2-18,是目前人类发现的体积第二大的恒星。

由于大犬座VY没有伴星,其质量无法通过引力相互作用直接测量。对大犬座VY的有效温度和热光度与大质量恒星的演化轨迹的比较表明,假设它最初是一颗快速旋转恒星,那么它的初始质量可能为太阳的25(±10)倍,当前质量约为15倍太阳质量。若假设它为一颗慢速旋转的恒星,那么根据计算,它的初始质量可能约为太阳的32倍,而当前质量约为19 倍太阳质量,年龄约为820万 年。

较早的研究给出了更高的初始质量,或者根据旧的光度估计,大犬座VY的最初质量为太阳的40~60倍。大犬座VY具有强大的恒星风,由于其极高的光度和相对较低的表面重力,它正在损失大量的物质。它的平均质量损失率为1/60,000倍太阳质量/年,是已知质量损失速率最高的恒星之一,即使对于红超巨星来说也是异常巨大,这一点可以从它的环星包层中得到证明 。

值得一提的是,欧洲南方天文台VLT望远镜的科学家对大犬座VY进行了跟踪,发现其周围布满了丢失质量的物质,尘埃云和气体云离散分布在周围,最终大犬座VY会以一次大爆炸结束生涯。台湾中央研究院天文研究所和天体物理学专家指出,红特超巨星的一生是短暂的,当它们接近生命的最后时期,会大量失去质量。在过去,我们已经发现超巨星的奥秘,主要为理论上的推演,对大犬座VY的研究有助于我们了解此类超大质量恒星(如Pismis 24-1)的死亡过程。

大犬座VY可能在未来几百万年内爆发,这一幕将会是惊人的,由于其距离我们较远,地球不会受到干扰,生命同时也不会受到干扰,无需担心。由于其释放出的巨大的能量,因此,整个银河系都会看到它的爆发。

九、天蝎座AH(体积最大的恒星之一)

简介及参数:天蝎座AH(AH Scorpii),简称AH Sco,是一颗位于星座天蝎座中的红超巨星。这颗恒星是其中一颗人类已知体积最大的恒星之一,其半径介乎于1,287-1,535太阳半径之间,使之成为最大的红超巨星之一。

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所谓天蝎座,是位于南天球的黄道带星座之一,位居天秤座与人马座之间,面积为496.78平方米,占全天面积的1.204%,在全天88个星座中面积排行第三十三。天蝎座是一个接近银河中心的星座,拥有不少亮星。地球在每年10月24日-11月22日运行到天蝎座,纬度变化位于+40°和−90°之间可全见,最佳观测时间为七月中旬至九月上旬。

十、仙王座RW(最大,最亮的恒星之一)

简介及参数:仙王座 RW, 是位于仙王座中的一颗恒星,也是已知最大的恒星之一。根据推测,该星半径在 981 ~ 1758 R⊙ 之间不断变化,平均约为 1369.5 R⊙。同时它的光度和光谱型也在不断变化。其光谱变化于 G8-M2,平均则是 K 型的橙特超巨星,但最冷时会成为 M 型的红超巨星。对应的温度变化于 3749 ~ 5018 K,平均约是 4015 K。从其直径和温度可以推算出它的总辐射光度,平均约为 5.5 × 10^5 L。

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仙王座 RW 是仙王座中最大的恒星之一,是目前已知最大,最亮的恒星之一。

它是一个不寻常的特超巨星,同时也是周期极长的变星。光变周期长达 50 ~ 70 年。这个恒星距离地球足有 14000 ly,但由于本身亮度极高,在它最亮时可以用肉眼勉强看到。

据推测,该星半径在 981 ~ 1758 R⊙ 之间不断变化,平均约为 1369.5 R⊙。同时它的光度和光谱型也在不断变化。其光谱变化于 G8-M2,平均则是 K 型的橙特超巨星,但最冷时会成为 M 型的红超巨星。对应的温度变化于 3749 ~ 5018 K,平均约是 4015 K。从其直径和温度可以推算出它的总辐射光度,平均约为 5.5 × 10^5 L⊙。该星最亮时的总光度可能会超过 6 × 10^5 L⊙,最暗时也有太阳的 4.5 × 10^5 倍。这个光度远远超过一般红特超巨星的光度(2 × 10^5 ~ 3 × 10^5 L⊙),但和半人马座 V766(7.5 × 10^5 L⊙)很接近,说明这个恒星处于一种很稀有的演化阶段,大约是黄特超巨星即将演化到红超巨星的阶段。

根据其光度估测这颗恒星质量约为 35 ~ 45 M⊙,而最新的研究结果将其质量降低至 13.9 M⊙,不过这样的质量也足以使它经过红特超巨星阶段后演变成一个超高温的沃尔夫-拉叶星。但其最终的命运依旧是成为超新星。它距离地球约为 14000 ly,隶属于仙王座 OB1 星协,目前年龄不会超过 10^7 年。它是仙王座内的几个巨型恒星之一,直径和仙王座 VV,造父四,仙王座 V354相仿。

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