Traitement des spectres LHIRES
Démarrage rapide en quelques étapes


On suppose dans ce tutorial que vous partez de zéro lors de la prise en main du logiciel ISIS. On décrit les étapes de base pour traiter les spectres en provenance du spectrographe LHIRES III.
 

ETAPE 1

Dans l'onglet "Configuration", indiquer le dossier contenant les images à traiter.

Astuce : créer un répertoire par nuit pour mieux retrouver vos données. Dans l'exemple, la date de la nuit d'observation est le 28 mai 2011. Remarquez comment le répertoire est ici nommé.

Noter que vous pouvez modifier la langue de l'interface. Pour que votre choix soit pris en compte, sortez du logiciel et relancez-le.



 

ETAPE 2

Dans l'onglet "Traitement principal", prenez l'habitude de bien préciser les informations concernant votre instrument, votre lieu d'observation et votre identifiant. Ces informations seront inscrites dans les fichiers de spectres au FITS que vous allez produire.

Astuce : ISIS conserve ces informations et les restitue à la prochaine session de travail. Vous n'avez donc à entrer ces données qu'une seule fois, à moins bien sûr que vous changiez d'instrument par exemple.

Ici, le télescope est un Celestron 11.

La caméra est un modèle ATIK314L+.

Le lieu d'observation est Castanet, un village de la banlieu toulousaine.



 

ETAPE 3

Inscrivez le nom de l'objet à traiter. Ce sera son identifiant dans le nom des fichiers spectraux traités et dans l'entête FITS de ces mêmes fichiers.

Nous allons dans ce tutorial traiter une séquence de spectres de l'étoile Vega. Son nom "catalogue", ou "Nom d'objet" est Vega.

Cet objet est intéressent à plusieurs titres. D'abord il est brillant, et donc facile à observer. Ensuite, l'allure de son spectre, de type A0V, est relativement dépouillé, ce qui facilite l'évaluation de la réponse spectrale intrinséque de l'instrument.
 

ETAPE 4

Nous allons renseigner les paramètres propres des images spectrales à traiter.

Le spectrographe est un LHIRES 3 équipé d'un réseau de 2400 traits/mm (pour information, la fente d'entrée fait 19 microns de large pour cette observation).

Ouvrons l'onglet "Général" et occupons nous de la section "Paramètres des images à traiter".

Nous avons acquis 11 spectres de Vega exposés chacun 60 secondes.

Lors de l'acquisition ces images ont été nommées VEGA-1, VEGA-2, ..., VEGA-11. Entrez le nom générique de ces images "VEGA-" (à la rubrique "Nom générique").

Attention, ne pas oublier le tiret à la suite du nom proprement dit - il fait partie intégrante de la désignation générique dans le système de nomination adopté pour l'exemple.

Indiquez aussi le nombre d'images (ici, il y en a 11).

Astuce : ISIS peut trouver lui-même le nombre d'images dans la séquence traitée si vous cliquez sur le petit bouton situé à droite de la zone de saisi.

Fournir le nom de l'image d'offset. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image d'offset.

Fournir le nom de l'image de dark. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image de dark.

Fournir le nom de l'image de flat-field. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image flat-field.

Astuce : en dernier recours, si vous ne disposez pas de flat-field, pour débloquer une situation désespérée (par exemple, pour continuer cet assistant), vous pouvez générer une image flat-field uniforme synthétique. Aller pour cela dans l'onglet "Images maîtres", puis lancer la commande "Faire une image uniforme". Appeler celle-ci FLAT (par exemple) et donner l'intensité 10000 à tous les pixels. Ce flat-field ne joue bien sur pas son rôle d'égalisation des gains du détecteur et du système optique qui le précède. Attelez-vous à réaliser un vrai flat-field au plus vide, sinon vous gachez la qualité des données acquises.

Une image du spectre de la lampe néon interne du spectrographe LHIRES a été réalisée juste avant l'acquisition des 11 spectres de l'étoile. Remarquer que le nom choisi au moment de l'acquisition est explicite ("vega_neon-1"). Ce fichier d'étalonnage est obligatoire pour pouvoir réaliser le traitement.

Le temps de pose est sur la lampe néon est de 15 secondes.

Note : une seconde image du néon a été réalisé à la suite de la séquence d'acquisition de Vega par sécutité, nommée vega_neon-2.

Astuce : il est fort probable que vous allez acquérir les spectres du néon toujours avec le même temps pose. Puisque ISIS conserve tous les paramètres d'une session à l'autre, vous n'aurez surement pas besoin de rentrer un nouveau nom si vous faites vos images du néon avec ce même temps de pose (ici 15 secondes).
 

 



 

 





Synthèse d'une image uniforme pour faire fonction de flat-field de secours.
Ce n'est qu'en extrème nécessité que l'on fait appel à ce type de "rustine"
.
La réalisation d'un vrai flat-field sur le télescope est toujours requise dans les faits.

ETAPE 5

Relevez la taille des pixels de votre caméra CCD (en microns).

Ici nous avons utilisé une caméra ATIK314L+ équipée d'un CCD Sony ICX285. La taille du côté d'un pixel fait 6,45 microns. Fournissez cette valeur dans le champ de saisi adéquat (dans la section "Paramètres généraux")..

Comment toujours dans ISIS, vous n'aurez pas à rentrer cette valeur de taille lors de la session de travail suivante.

 

 

ETAPE 6

Compte tenu de la dispersion spectrale produite par le réseau de 2400 traits/mm et de la taille du capteur CCD utilisé, seulement 3 raies du néon sont visibles dans le voisinage immédiat de la raie Halpha (la région spectrale que l'on étudie ici).

Ces raies sont situées aux longueurs d'onde de 6506.63 A, de 6532.88 A et de 6598.95 A. On rappelle que la longueur d'onde approximative de la raie Halpha est 6562.8 A.

Dans l'onglet "Général", en haut à droite, signifiiez à ISIS que vous travaillez avec un réseau de 2400 traits/mm et que le nombre de raies du néon utilisable est de 3.

 



 

Considération sur l'angle de tilt

Examinons la trace brute du spectre à partir de l'onglet "Affichage image". Choisissons par exemple l'image VEGA-1 (la première image acquise de la série de 11).

Cette trace, suivant l'axe de dispersion spectrale, n'apparait pas généralement strictement parallèle aux lignes du détecteur ayant saisi l'image.

L'écart angulaire est appelé tilt. ISIS a besoin de la valeur numérique de cet angle pour extraire un profil spectral de qualité. Nous allons l’évaluer.

Dans notre exemple particulier, l'angle de tilt s'avère quasi imperceptible, quasi nul.

Il faut en pratique viser cette situation en orientant soigneusement la caméra d'acquisition relativement à l'axe de dispersion au moment de l’acquisition. Bien sûr, la perfection est difficile à atteindre. Une erreur d'angle de quelques dixièmes de degrés à 1 degré est encore acceptable.

Note : un angle de tilt supérieur à 2 degrés doit être considéré comme anormal. Il peut être la source d'erreurs ou d'approximations multiples lors du traitement (accroissement de l'erreur étalonnage, aliasing, bruits numériques d'interpolation, ...). Dans cette situation, le réglage du spectrographe (orientation de la caméra) doit être repris si possible.

 


 

Considérations sur l'angle de slant

Examinons à présent l'image du spectre de la lampe néon interne du spectrographe, toujours depuis l'onglet "Affichage image".

L'inclinaison des raies du néon par rapport à la verticale est appelé l'angle de slant.

Compte tenu des distorsions géométriques qui caractérisent le spectrographe LHIRES III, on note que l'angle de slant dépend de la position verticale considérée le long de l’image de la fente. Pour simplifier les calculs et/ou améliorer leur précision, il est donc recommandé de positionner l'étoile toujours à la même hauteur dans la fente (un déplacement vertical raisonnable, équivalent à quelques pixels, voire même de 10 à 20 pixels, est cependant sans incidences sur le résultat).



 

ETAPE 7

ISIS dispose d'outils qui permettent d'évaluer interactivement les angles de tilt et de slant (via l'onglet "Affichage image" et les boutons "Tilt" et "Slant" - voir le manuel de référence de ISIS pour plus de détails).

Nous allons cependant  ici utiliser une autre méthode pour trouver ces quantités, plus automatique, précise, et qui réduit les risques de transcription de valeurs numériques.

Repérons d'abord la position de la raie Halpha dans le spectre de l'étoile Vega (ou de toute autre étoile de spectre équivalent).

Ouvrir l'onglet "Affichage image", puis charger en mémoire le premier spectre de la séquence d'acquisition de Vega.

Ajuster au besoin les seuils de visualisation. La raie Halpha apparait comme une large échancrure en absorption. Nous allons mesurer avec l'aide du pointeur de souris la position de son centre suivant l'axe vertical (X) et suivant l'axe vertical (Y).

On ne cherche pas ici une très grande précision. La position peut être évaluée à 3 ou 4 pixels près sans soucis.

Notez précieusement les coordonnées trouvées. Dans notre exemple X = 761 et Y = 488.
 


ETAPE 8

Ouvrir l'onglet "LHIRES".

Dans la zone dédiée à l'évaluation des angles de tilt et de slant, entrer le nom d’une image 2D du spectre stellaire (la première image élémentaire d'une séquence par exemple), le nom de l'image du spectre du néon associé, puis les coordonnées X et Y de la raie Halpha trouvée à l'étape précédente. Ici nous exploitons l’image VEGA-1.FIT (c'est un choix arbitraire parmis les images de la séquence).

Cliquer sur "Go".

Le logiciel calcule les angles de tilt et de slant automatiquement.

Dans notre exemple, remarquer la faible valeur de l'angle de tilt (0,01°).

Consultons à présent le contenu de l'onglet "Général".

Le logiciel a rempli pour vous les champs tilt et slant.

Il a aussi rempli les champs correspondant à la position verticale caractéristique du spectre (Y = 488) et le champ correspondant à la coordonnée X (horizontale) en pixels de la raie du néon à 6506 angströms. Ici X = 94. Cette dernière coordonnée pointe une raie qui participe à étalonner le spectre en longueur d'onde. Cette longueur d’onde de 6506 A a été choisie par le logiciel (elle est codée en "dur" dans ISIS)..

En plus des valeurs de tilt et de slant, la coordonnée Y de la trace du spectre du spectre dans l’image 2D et la coordonnée X de la raie du néon 6506 A sont des informations indispensables pour la suite des opérations. Ces valeurs critiques ont pu être trouvées quasiment d'un simple click de la souris.

 



 

Vérification

Par acquit de conscience, vous pouvez vérifier manuellement la position de la raie néon à 6506 A. Pour cela, afficher l'image vega_neon-1 et validez l'option "Réticule", tout à droite de la fenêtre.

La position de la trace du spectre de Vega attendue est matérialisée par un trait horizontal rouge en pointillé. Les traits de couleurs vertes délimitent les futures zones de calcul du fond de ciel. La position de ces zones est ajustable via l'onglet "Configuration" (voir le manuel de référence). Ici nous avons choisi les valeurs par défaut.

Avec l'aide du pointeur de souris, on constate que la raie du néon à 6506.53 A (la plus à gauche) est bien aux coordonnées X = 94 et Y = 489. Pas d'inquiétude si vous trouvez un écart de quelques pixels, ISIS rattrapera de lui-même cette erreur lors du traitement du spectre.



 

ETAPE 9

Vous êtes déjà prêt à traiter la séquence de spectre de l'étoile Vega.

Allez dans l'onglet "Général, et cliquez simplement sur "Go".

Au bout de 30 secondes environ, le traitement est achevé.

ISIS a assemblé vos 11 acquisitions élémentaires et a réalisé l'étalonnage spectral.

Vous pouvez suivre le déroulement des opérations dans la fenêtre déroulante située en bas à droite de l'onglet "Général".

Le profil spectral traité est créé dans le répertoire de travail sous deux formats. Le format DAT d'abord (un fichier ASCII sous deux colonnes, éditable par exemple avec l'application WordPad de Windows). Le format FITS ensuite (le standard en astronomie), en 32 bits.

Le nom des fichiers profil est constitué du nom de l'objet et de la date du début d'observation dans le format :

_NOM_AAAAMMMDD_FFF

(avec FFF la fraction de jour).

Astuce : le "_" en début du nom des fichiers traités permet de retrouver ceux-ci plus facilement lors d'un trie du contenu du répertoire de travail.

Le logiciel donne aussi une indication du pouvoir de résolution, ici R = 17500 environ.

 

Vérification

Ouvrir l'onglet "Affichage profil".

Le champ "Nom du profil" est déjà pré-rempli par le traitement fait à l'étape précédente. Pour afficher le profil, vous n'avez qu'à cliquer sur le bouton "Charger".

 

 

ETAPE 10

Attention, à ce stade la réponse spectrale instrumentale n'est pas prise en compte. Cette réponse distord en intensité la forme enregistrée du spectre par rapport à ce qu’il est en réalité.

La réponse instrumentale est le quotient du profil spectral que nous venons juste de calculer par le profil spectral théorique de notre étoile (telle quelle serait observé avec un instrument neutre spectralement - qui n'atténue aucun point particulier du spectre - et en dehors de l'atmosphère terrestre).

C'est ici que le choix d'une étoile chaude de référence, de type spectral B ou A, prend tout son intérêt. Le continuum relativement lisse de ces étoiles facilite les opérations.

Si vous avez installé la base de données spectrale de ISIS vous disposez en ligne du profil spectral attendu de l'étoile Vega ou d'étoiles de type spectral voisin.

Cliquer sur le bouton "Database" de l'onglet "Affichage profil". Sélectionner dans la liste provenant du spectrographe Elodie (Observatoire de Haute-Provence) le spectre Vega - H2O. Il s'agit d'une version particulière du spectre de l'étoile Vega dans lequel les raies telluriques de la vapeur d'eau ont été éliminées. Cliquer sur "Afficher" pour voir ce spectre, puis fermer la boite de dialogue "Database".

Sauvegarder le profil d'observatoire de l'étoile Vega dans un fichier DAT (dans votre répertoire de travail). Choisir un nom simple, par exemple REF.DAT, facile à retenir et à taper

 



 

 

ETAPE  11

Tout comme cela a été fait pour le spectre Elodie, nous allons retirer les raies telluriques de notre spectre observé de Vega.

Recharger celui-ci, puis cliquer sur le bouton "H2O".

En agissant sur les curseurs Sigma (largeur des raies) et Intensité (profondeur des raies), vous devez chercher à réduire au minimum la trace des raies de la vapeur d'eau dans le profil quotient en vert (rapport entre le spectre observé, en bleu, et le spectre synthétique de la vapeur d'eau, en rouge).

Dans le cas présent, on note aussi l'existence d'un défaut d'étalonnage spectral de -0,07 A qui affecte notre spectre observé. Attention, c'est un problème assez récurant avec le spectrographe Lhires III, victime de temps à autre de flexions mécaniques qui dégradent l'étalonnage spectral.

La bonne maitrise de l'outil "H2O" est d’importance pour produire des spectres de qualités et dénicher ce type de problème.

Cliquer sur le bouton "Fermer" de la barre de boutons de l'onglet "Affichage profil" pour valider le retrait des raies telluriques. Sauvegarder le profil ainsi traité sous un nom simple : STAR.DAT.

 


Pas de correction du décalage spectral. Il est impossible de gommer les raies telluriques car les spectres observé et le synthétique ne se supperposent pas.

 


Le spectre observé est à présente décale de -0,07 A. Le retrait des raies telluriques est cette fois satisfaisant.


 
 

 

ETAPE 12

Nous allons maintenant calculer le rapport du spectre observé et du spectre Elodie.

S'assurer d'abord que le spectre STAR est bien chargé et affiché.

Ouvrir ensuite la boite de dialogue de l'outil "Comparer". Ici encore, il s'agit d'une fonction stratégique et puissante du logiciel ISIS.

Entrer REF comme nom du fichier à comparer (donc, notre spectre Elodie), puis cliquer sur le bouton "Comparer" de la boite de dialogue. Le spectre observé (STAR) s'affiche en bleu, le spectre Elodie (REF) en rouge. Au besoin ajuster les bornes de l'échelle d'intensité pour que les spectres s'affichent avec un bon contraste.

On remarque immédiatement un décalage spectral entre les deux spectres. Ce n'est pas anormal. Nous voyons ici l'effet de la rotation de la Terre autour du Soleil. Cette rotation induit une variation de vitesse radiale annuelle de l'étoile (vitesse héliocentrique), et donc un effet Doppler variable dans le temps. La résolution spectrale du spectrographe Lhires III / 2400 t/mm est bien suffisante pour résoudre cet effet Doppler. Le phénomène est bien visible ici car nous travaillons avec une haute résolution spectrale et car les deux spectres ont été acquis à des époques différentes.

Cherchons manuellement la valeur du décalage spectral Doppler. Pour vous aider, sélectionner l'option "Afficher le rapport". Le quotient des deux spectres s'affiche alors en vert (cliquez sur "Comparer" pour rafraichir l'affichage).

Donnez une valeur non nulle au décalage spectral de manière à minimiser l'écart entre les deux spectres. Après quelques essais successifs (pensez à cliquer sur "Comparer" à chaque fois), on trouve facilement ici un décalage spectral de 0,40 angströms. Avec un peu d'habitude, votre précision d'évaluation peut être aussi basse que 1/100 d’angström sur ce type de spectre.

On remarquera au passage la très bonne similitude des deux profils (le fait que la raie Halpha soit bien résolu par les deux instruments égalise leurs performances spectrales).

Le rapport qui s'affiche en vert n'est autre que la réponse spectrale instrumentale recherchée. Pour la conserver à l'écran et en mémoire en fermant la boite de dialogue de l'outil de comparaison, cliquez sur le bouton "Fermer" dans la liste d'outil de l'onglet "Affichage image" (à droite de la fenêtre).

 




 

  

ETAPE 13

Telle quelle, la réponse spectrale précédemment calculée n'est pas directement exploitable.

Elle doit être débruitée, de manière à ce qu’elle traduire les variations effectives de gain de l'instrument (et non pas le bruit visible actuellement, qui prend sa source dans les profils utilisés pour le calcul).

La réponse instrumentale est en effet le plus souvent une fonction relativement lisse en fonction de la longueur d'onde.

Lancer l'outil "Continuum" depuis l’onglet "Affichage profil".

Cliquer ensuite simplement sur le bouton "Automatique". Un ajustement au sens des moindres carrés du profil bruit est calculé et le résultat apparait en bleu.

Quitter la boite de dialogue "Recherche du continuum" en cliquant sur le bouton "Fermer" dans la barre d'outil de l'onglet "Afficher profil".

Sauvegarder la réponse spectrale de l'instrument sous comme un fichier DAT en adoptant simple et facile à retenir par exemple ici REPONSE.

Astuce 1 : l'outil "Recherche du continuum" crée de lui-même dans le répertoire le profil lissé sous le nom @fit.dat. Vous pourriez fort bien utiliser ce fichier comme réponse instrumentale, mais l'opération est dangereuse si vous faites appel a nouveau à la fonction de recherche du continuum dans d'autres circonstances - vous risquez de modifier de manière inappropriée votre fichier de réponse instrumentale.

Astuce 2 : ISIS ajuste automatiquement l'échelle des intensités dans la zone d'affichage des spectres. Il n'est pas anormal que cette échelle soit modifiée suivant les traitements réalisés. Décochez l'option "Seuil automatique" si vous voulez ajuster le contraste d'affichage du profil spectral. Dans l'exemple, l'intensité maximale visualisée est le niveau 1.2, alors que l'intensité minimale est 0. On remarque alors que la courbe de réponse de l'instrument dans l'intervalle spectral étudié est fort proche d'une droite horizontale. La variation de gain entre le bord gauche et le bord droit n'est que de 3% environ.

 




 

ETAPE 14

Nous allons parachever le traitement du spectre de l'étoile Vega en tenant compte de la réponse spectrale trouvée et en corrigeant le léger décalage spectral détecté lors de la comparaison avec le spectre de la vapeur d'eau (H2O).

Ouvrez l'onglet "Général", et fournissez le nom du fichier de réponse dans le champ adéquat.

Entrez aussi la valeur du décalage spectral (ici, -0,07 A).

Ne changez rien d'autre. Cliquer sur Go pour traiter à nouveau le spectre de Vega.

Le résultat peut être considéré maintenant comme correct et publiable pour une exploitation scientifique.
 





Le spectre final de l'étoile Vega.
 

Le traitement du spectre suivant

L'observation du spectre de l'étoile de référence Vega a permis de calculer la réponse instrumentale, de loin l'opération la plus délicate du processus de traitement.

Cette réponse instrumentale peut être considérée comme une constante de votre instrument. Vous n'avez pas à la recalculer chaque nuit. Elle peut même être estimée fiable sur de longues semaines si les réglages du spectrographe ne sont pas profondément modifiés et si la hauteur des astres au-dessus de l'horizon n'est pas excessivement faible.

Voici à titre d'exemple comment traiter le spectre de l'étoile delta Sco acquis lors de la même session d'observation de Vega.

Nous avons obtenu une séquence de 8 images du spectre posées chacune 240 secondes. Elles ont été appelées lors de l'acquisition dsco-1.fit, dsco-2.fit, ..., dsco-8.fit. Le nom générique de la séquence est donc "dsco-".

Comme il se doit, un spectre 2D de la lampe néon a été acquis en association avec la séquence de l'étoile. Le fichier image est appelé dsco_neon-1. Le temps de pose est de 15 secondes.

Une très bonne habitude est de relever les coordonnées en pixels de la raie Halpha dans la première image de la séquence. Dans le cas présent, delta Sco est une étoile Be et la raie Halpha est en forte émission. Servez-vous simplement du pointeur de souris. Ici on trouve approximativement X = 764 et Y = 491. Servez-vous de cette information pour recalculer les paramètres géométriques avec l’outil de l’onglet "LHIRES". Cela vous garantit que la zone de binning sera bien positionnée par rapport à la trace du spectre et que l’étalonnage spectral sera fait sur de bonnes bases (pas d’ambiguïté sur la position de la raie de référence du néon).

Aller dans l'onglet "Général" pour lancer le traitement proprement dit. Vous devez bien sûr entrer quelques informations : le nom de la séquence à traiter, le temps de pose, le nombre d'images dans la séquence, l'image du néon de référence et enfin le nom officiel de l'objet.

Vous ne touchez à rien d'autre. En particulier le fichier de réponse instrumentale est celui calculé à partir de l'étoile Vega.

Vous n'avez plus qu'à cliquer sur le bouton "Go". Au terme du traitement vérifiez l'allure de votre résultat dans l'onglet "Affichage profil" (rappelez-vous que le nom du profil est pré-rempli, l'opération ne coute qu’un clic sur un bouton).

Prenez l’habitude de superposer le spectre de la vapeur d’eau pour contrôler que tout va bien du côté de l’étalonnage spectral.

Vous êtes prêt à traiter le spectre suivant et ainsi de suite !

Astuce : ISIS est programmé pour détecter certaines incohérences dans l'entrée de vos données. Par exemple, vous aurez un message d'avertissement si vous modifiez le nom générique des images à traiter sans changer le nom officiel de l'objet. Pensez aussi à mettre à zéro le décalage spectral éventuel appliqué lors du traitement de l'objet précédent. Ici encore, si vous ne le faites pas ISIS vous avertit.

Conseil : le contenu de  l'onglet "Général"  lors du traitement de l'étoile Vega et de l'étoile delta Sco est fort similaire. Par exemple l'écart sur l'angle de slant n'est pas vraiment significatif. Il est tentant alors de ne pas passer par l'onglet "LHIRES" lors du traitement d'un nouveau spectre. Si vous êtes un utilisateur averti de ISIS et habitué du comportement de votre spectrographe, vous pouvez procéder ainsi, le "pipeline" de traitement sera encore plus court. Mais attentions aux pièges. Par exemple, dans le cas présent, la coordonnée verticale du spectre (Y) est assez différente car les étoiles ne sont pas position à la même hauteur sur la fente. ISIS est assez tolèrent sur des écarts de ce type, mais seulement dans une certaine limite tout de même. Le passage par l'onglet LHIRES vous assure un résultat sans surprise, ce qui est mieux.

Vous pourriez croire que le traitement de notre spectre de delta Sco est achevé. En réalité, ce n'est pas tout à fait exact... L'aventure peut encore continuer !

Si vous cliquez sur ce lien, vous accédez à la description de fonctions de ISIS qui vont vous permettre de mieux contrôler la qualité du résultat et peut-être d'améliorer celle-ci.

 Vous trouverez aussi dans cette suite des informations sur le traitement des spectres issus d'un spectrographe LHIRES équipé d'un réseau de 1200 traits/mm.

 

 


 


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