눈에 띄는
우리가 보는 태양의 표면을 광구(Photosphere)라고 합니다. 이것은 코어의 빛이 최종적으로 표면에 도달하는 영역입니다. 광구의 온도는 약 6000K이며 흰색으로 빛납니다.
광구 바로 위의 대기는 수십만 킬로미터에 걸쳐 펼쳐져 있습니다. 태양 대기의 구조를 자세히 살펴 보겠습니다.
대기의 첫 번째 층은 최저 온도를 가지며 광구 표면에서 약 500km 떨어진 곳에 위치하며 온도는 약 4000K입니다. 별의 경우 이는 매우 시원합니다.
채층
다음 층은 채층으로 알려져 있습니다. 그것은 표면에서 약 10,000km 떨어진 곳에 위치하고 있습니다. 채층의 상부 온도는 20,000K에 도달할 수 있습니다. 채층은 협대역 광학 필터를 사용하는 특수 장비 없이는 보이지 않습니다. 거대한 태양 홍염은 채층에서 150,000km 높이까지 올라갈 수 있습니다.
채층 위에는 전이층이 있습니다. 이 층 아래에서는 중력이 지배적인 힘입니다. 전이 영역 위에서 헬륨이 완전히 이온화되기 때문에 온도가 빠르게 상승합니다.
태양 코로나
다음 층은 코로나이며 태양에서 수백만 킬로미터에 걸쳐 우주까지 뻗어 있습니다. 개기 일식 중에 발광체 원반이 달에 의해 가려지는 동안 코로나를 볼 수 있습니다. 코로나의 온도는 표면보다 약 200배 더 뜨겁다.
광구의 온도는 6000K에 불과하지만 코로나 근처에서는 100만~300만 켈빈에 도달할 수 있습니다. 과학자들은 아직도 왜 그렇게 높은지 완전히 알지 못합니다.
태양권
대기의 상부를 태양권이라고 합니다. 이는 태양풍으로 가득 찬 공간의 거품으로 약 20천문단위(1AU는 지구에서 태양까지의 거리)까지 확장됩니다. 궁극적으로 태양권은 점차 성간 매체로 전환됩니다.
별은 전적으로 가스로 만들어졌습니다. 그러나 그 바깥층을 대기라고도 합니다.
태양의 대기는 200-300km에서 시작됩니다. 태양 디스크의 눈에 보이는 가장자리보다 더 깊습니다. 이러한 대기의 가장 깊은 층을 광구라고 합니다. 그 두께는 태양 반경의 1/3000을 넘지 않기 때문에 광구는 때때로 일반적으로 태양 표면이라고 불립니다. 광구의 가스 밀도는 지구 성층권과 거의 동일하며 지구 표면보다 수백 배 낮습니다. 광구의 온도는 300km 깊이에서 8000K로 감소합니다. 최상층에서는 최대 4000K까지 가능합니다. 고배율 망원경에서는 광구의 미묘한 세부 사항을 관찰할 수 있습니다. 모든 것은 작고 밝은 입자, 즉 좁고 어두운 경로의 네트워크로 분리된 과립으로 흩어져 있는 것처럼 보입니다. 과립화는 따뜻한 가스 흐름이 상승하고 차가운 가스 흐름이 하강하는 혼합의 결과입니다. 외층의 온도 차이는 상대적으로 작지만 대류 구역에서는 더 깊고 혼합이 훨씬 더 강렬하게 발생합니다. 태양 바깥층의 대류는 대기의 전반적인 구조를 결정하는 데 큰 역할을 합니다. 궁극적으로, 태양 자기장과의 복잡한 상호작용의 결과인 대류는 태양 활동의 모든 다양한 징후의 원인입니다. 광구는 점차적으로 태양 대기의 더 희박한 외부 층인 채층과 코로나로 전달됩니다.
채층('빛의 구'를 뜻하는 그리스어)은 붉은 보라색을 띠기 때문에 이름이 붙여졌습니다. 개기 일식 동안 태양을 막 가린 달의 검은 원반 주위에 울퉁불퉁하고 밝은 고리로 보이는 이 현상은 개기 일식 중에 볼 수 있습니다. 채층은 매우 이질적이며 주로 길쭉한 혀(침상)로 구성되어 있어 마치 불타는 풀처럼 보입니다. 이러한 채층 제트의 온도는 광구보다 2~3배 높으며 밀도는 수십만 배 더 낮습니다. 채층의 총 길이는 10-15,000km입니다. 채층의 온도 증가는 대류 구역에서 침투하는 파동과 자기장의 전파로 설명됩니다. 물질은 마치 거대한 전자레인지에 있는 것과 거의 같은 방식으로 가열됩니다. 입자의 열 운동 속도가 증가하고 입자 사이의 충돌이 더 자주 발생하며 원자는 외부 전자를 잃습니다. 물질은 뜨거운 이온화 플라즈마가 됩니다. 이와 동일한 물리적 과정은 또한 채층 위에 위치한 태양 대기의 가장 바깥층의 비정상적으로 높은 온도를 유지합니다. 종종 일식 동안 기괴한 모양의 "분수", "구름", "깔때기", "수풀", "아치" 및 기타 밝게 빛나는 채층 물질의 형성이 태양 표면 위에서 관찰될 수 있습니다. 이것은 태양 대기의 가장 야심찬 형성, 즉 돌출부입니다. 그들은 채층과 거의 동일한 밀도와 온도를 가지고 있습니다. 그러나 그들은 그 위에 있고 태양 대기의 더 높고 매우 희박한 상층부에 둘러싸여 있습니다. 프로미넌스의 물질은 태양 활성 영역의 자기장에 의해 지원되기 때문에 채층에 속하지 않습니다. 오랫동안 눈에 띄는 변화 없이 남아 있던 일부 홍염은 갑자기 폭발하는 것처럼 보이며 그 물질은 초당 수백 킬로미터의 속도로 행성 간 공간으로 던져집니다.
채층 및 광구와 달리 태양 대기의 가장 바깥쪽 부분인 코로나는 그 범위가 매우 넓습니다. 이는 태양 반경의 몇 배에 해당하는 수백만 킬로미터 이상 확장됩니다. 태양 코로나의 물질 밀도는 지구 대기의 공기 밀도보다 높이에 따라 훨씬 더 천천히 감소합니다. 코로나는 일식이 일어나는 전체 단계에서 가장 잘 관찰됩니다. 크라운의 주요 특징은 빛나는 구조입니다. 관상 광선은 다양한 모양을 가지고 있습니다. 때로는 짧고 때로는 길며 일부 광선은 직선이고 때로는 강하게 구부러져 있습니다. 태양 코로나의 일반적인 모습은 주기적으로 변합니다. 이는 태양 활동의 11년 주기 때문입니다. 전체적인 밝기와 태양 코로나의 모양이 모두 변합니다. 흑점 수가 최대인 시대에는 상대적으로 둥근 모양을 띠고 있다. 반점이 적으면 코로나의 모양이 길어지고 코로나의 전체적인 밝기는 감소합니다. 따라서 태양의 코로나는 대기의 가장 바깥 부분이며 가장 얇고 가장 뜨겁습니다. 그것이 또한 우리에게 가장 가깝다고 덧붙이자면, 그것은 끊임없이 움직이는 플라즈마 흐름, 즉 태양풍의 형태로 태양으로부터 멀리 뻗어 있다는 것이 밝혀졌습니다. 사실, 우리는 태양 코로나로 둘러싸여 살고 있습니다. 비록 지구 자기장 형태의 믿을 수 있는 장벽에 의해 태양 코로나의 관통 방사선으로부터 보호되고 있습니다.
인생 경험에 따르면 손을 불꽃에 가까이 가져갈수록 손이 더 뜨거워집니다. 그러나 우주에서는 일상 경험에서 알 수 있듯이 많은 일이 작동하지 않습니다. 예를 들어 태양의 눈에 보이는 표면의 온도는 "고작" 5800K(5526.85°C)이지만 멀리 떨어진 태양의 외부 층에서는 별의 대기는 수백만도까지 올라갑니다.
현대 물리학의 미해결 문제 중 하나인 태양 코로나 가열 문제로 알려진 이 작은 특별한 문제를 풀어보세요! 이 현상이 발견되었을 때 과학자들은 태양 코로나가 열역학 제2법칙을 위반한 것처럼 보였습니다. 결국 별 내부의 에너지는 표면을 우회하여 코로나 영역으로 전달될 수 없습니다.
2007년까지 태양 코로나의 가열을 설명하는 두 가지 주요 이론이 있었습니다. 한 사람은 자기장이 코로나의 플라즈마를 놀라운 에너지로 가속시켜 표면 온도보다 높은 온도를 얻는다고 말했습니다. 두 번째 이론의 저자들은 에너지가 별 내부에서 대기로 침투한다고 믿는 경향이 있었습니다.
Bart De Pontieu와 그의 동료들의 연구에 따르면 별 내부에서 발생하는 충격파는 코로나에 지속적으로 에너지를 공급할 만큼 충분한 에너지를 가지고 있음이 입증되었습니다.
2013년 NASA는 다양한 범위에서 태양 표면과 코로나 사이의 경계를 지속적으로 촬영하는 IRIS 탐사선을 출시했습니다. 그의 목표는 같은 질문에 대답하는 것이었습니다. 태양 코로나는 하나의 지속적인 열원을 가지고 있습니까, 아니면 많은 폭발의 결과로 에너지가 태양 대기로 유입됩니까? 이 두 가지 설명의 차이는 매우 크지만, 코로나의 엄청난 열전도율 때문에 어느 것이 맞는지 이해하기가 매우 어렵습니다. 태양의 한 지점에서 에너지가 방출되자마자 이 지점 주변의 넓은 지역에 걸쳐 온도가 거의 즉시 상승하며, 코로나의 온도는 어느 정도 일정한 것으로 보입니다.
그러나 IRIS 장치는 과학자들이 자기선이 교차하거나 겹쳐지는 많은 "나노플레어"(나노플레어)를 볼 수 있을 정도로 짧은 간격으로 코로나 온도의 변화를 기록했습니다. 코로나를 균일하고 지속적으로 가열하는 열 복사원이 있는지 여부는 아직 의문으로 남아 있지만, 그러한 폭발의 결과로 적어도 에너지의 일부가 별 내부에서 태양 대기로 유입된다는 것은 이제 분명해졌습니다.
나중에 IRIS 관측은 EUNIS 장치에 의해 확인되었습니다. 이제 과학자들은 태양 표면 온도보다 온도가 훨씬 높은 별의 대기로 뜨거운 플라즈마를 방출하는 수많은 작은 폭발 때문에 태양 코로나가 정확하게 가열되고 있다는 것을 거의 확신하고 있습니다.
프로그램 질문:
태양 대기의 화학적 조성;
태양의 회전;
가장자리쪽으로 태양 디스크가 어두워집니다.
태양 대기의 바깥층: 채층과 코로나;
태양에서 나오는 라디오와 엑스레이 방사선.
요약:
태양 대기의 화학적 조성;
가시광선 영역에서 태양 복사는 연속적인 스펙트럼을 가지며, 이에 대해 수만 개의 어두운 흡수선이 존재합니다. 프라운호퍼. 연속 스펙트럼은 4300 - 5000 A의 파장에서 청록색 부분에서 가장 큰 강도에 도달합니다. 최대 값의 양쪽에서 스펙트럼의 강도가 감소합니다.
대기권 외 관측에 따르면 태양은 스펙트럼의 보이지 않는 단파 및 장파 영역으로 방사선을 방출하는 것으로 나타났습니다. 더 짧은 파장 영역에서는 스펙트럼이 급격하게 변합니다. 연속 스펙트럼의 강도는 빠르게 감소하고 어두운 프라운호퍼 선은 방출 선으로 대체됩니다.
태양 스펙트럼의 가장 강한 선은 자외선 영역에 있습니다. 이것은 파장 1216A의 수소 L 의 공명선입니다. 가시광선 영역에서는 이온화된 칼슘의 공명선 H와 K가 가장 강합니다. 그 강도에 따라 수소 H , H , H 의 발머 계열의 첫 번째 선이 나오고 그 다음에는 나트륨 선, 마그네슘 선, 철, 티타늄 및 기타 원소의 공명 선이 나옵니다. 나머지 수많은 선은 D.I. 표에 있는 약 70개의 알려진 화학 원소의 스펙트럼으로 식별됩니다. 멘델레예프. 태양 스펙트럼에 이러한 선이 존재한다는 것은 태양 대기에 해당 원소가 존재한다는 것을 나타냅니다. 태양에는 수소, 헬륨, 질소, 탄소, 산소, 마그네슘, 나트륨, 철, 칼슘 및 기타 원소의 존재가 확인되었습니다.
태양의 주요 원소는 수소이다. 태양 질량의 70%를 차지한다. 다음은 질량의 29%인 헬륨입니다. 나머지 요소를 합치면 1%가 조금 넘습니다.
태양의 회전
태양 디스크의 개별 특징을 관찰하고 다양한 지점에서 스펙트럼 선의 이동을 측정하면 태양 직경 중 하나를 중심으로 태양 물질의 움직임을 나타냅니다. 회전축해.
태양의 중심을 통과하고 회전축에 수직인 평면을 태양 적도 평면이라고 합니다. 그것은 황도면과 7 0 15'의 각도를 형성하고 적도를 따라 태양 표면과 교차합니다. 적도면과 태양 중심에서 표면의 특정 지점까지 그려진 반경 사이의 각도를 다음과 같이 부릅니다. 태양광 위도.
태양의 회전 각속도는 적도에서 멀어지고 극에 가까워질수록 감소합니다.
평균 = 14°.4 - 2°.7 sin 2 B, 여기서 B는 태양광 위도입니다. 각속도는 하루에 회전하는 각도로 측정됩니다.
적도 지역의 항성주기는 25일이고 극 근처에서는 30일에 이릅니다. 태양을 중심으로 하는 지구의 자전으로 인해 지구의 자전은 더 느린 것으로 보이며 각각 27일과 32일(합의 기간)에 해당합니다.
가장자리쪽으로 태양 디스크가 어두워짐
광구는 가시 복사가 연속적으로 형성되는 태양 대기의 주요 부분입니다. 따라서 그것은 우리에게 오는 거의 모든 태양 에너지를 방출합니다. 광구는 수백 킬로미터 길이의 얇은 가스층으로 매우 불투명합니다. 광구는 겉보기 "표면"의 형태로 백색광으로 태양을 직접 관찰할 때 볼 수 있습니다.
태양 원반을 관찰하면 가장자리로 갈수록 어두워지는 것이 눈에 띕니다. 중심에서 멀어질수록 밝기가 매우 빠르게 감소합니다. 이 효과는 광구의 온도가 깊이에 따라 증가한다는 사실로 설명됩니다.
태양 디스크의 다양한 지점은 문제의 위치에서 태양 표면의 법선과 시선을 구성하는 각도 를 특징으로 합니다. 원반의 중심에서 이 각도는 0이고 시선은 태양의 반경과 일치합니다. 가장자리에서 = 90이고 시선은 태양 층의 접선을 따라 미끄러집니다. 특정 가스층에서 나오는 대부분의 방사선은 광학적 깊이 1에 위치한 수준에서 나옵니다. 시선이 광구 층과 큰 각도로 교차할 때 온도가 더 낮은 외부 층에서 광학 깊이1가 달성됩니다. 결과적으로 태양 디스크 가장자리의 복사 강도는 중앙의 복사 강도보다 작습니다.
가장자리를 향한 태양 디스크의 밝기 감소는 대략적으로 다음 공식으로 표현될 수 있습니다.
나는 () = 나는 0 (1 - u + cos),
여기서 I ()는 시선이 법선과 각도 를 이루는 지점의 밝기, I 0은 디스크 중심에서 나오는 방사선의 밝기, u는 다음에 따른 비례 계수입니다. 파장.
광구를 육안 및 사진으로 관찰하면 촘촘하게 간격을 두고 있는 적운을 연상시키는 미세한 구조가 드러납니다. 가벼운 둥근 형태를 과립이라고 하며 전체 구조는 다음과 같습니다. 육아. 과립의 각도 치수는 700km에 해당하는 1인치 호를 넘지 않습니다. 각 개별 과립은 5~10분 동안 존재한 후 분해되고 그 자리에 새로운 과립이 형성됩니다. 과립은 어두운 공간으로 둘러싸여 있습니다. 물질은 과립에서 상승하여 그 주위로 떨어집니다. 이러한 움직임의 속도는 1-2km/s입니다.
과립화는 광구 아래에 위치한 대류 구역의 징후입니다. 대류 구역에서는 개별 가스 덩어리의 상승 및 하강으로 인해 물질의 혼합이 발생합니다.
태양의 외층에서 대류가 발생하는 이유는 두 가지 중요한 상황입니다. 한편으로, 광구 바로 아래의 온도는 깊이에 따라 매우 빠르게 증가하며 방사선은 더 깊은 뜨거운 층에서 방사선 방출을 보장할 수 없습니다. 그러므로 에너지는 움직이는 불균일성 자체에 의해 전달됩니다. 반면, 이러한 불균일성은 가스가 완전히 이온화되지 않고 부분적으로만 이온화되는 경우 끈질긴 것으로 나타납니다.
광구의 하층부를 통과할 때 가스는 중화되어 안정적인 불균질성을 형성할 수 없습니다. 따라서 대류 구역의 최상부에서는 대류 운동이 느려지고 대류가 갑자기 멈춥니다. 광구의 진동과 교란은 음파를 생성합니다. 대류층의 바깥층은 5분간의 진동이 정재파의 형태로 여기되는 일종의 공진기를 나타냅니다.
태양 대기의 바깥층: 채층과 코로나
광구의 물질 밀도는 높이에 따라 빠르게 감소하며 외부 층은 매우 희박한 것으로 나타났습니다. 광구의 바깥층에서는 온도가 4500K에 도달한 후 다시 상승하기 시작합니다. 수소와 헬륨의 이온화와 함께 온도가 수만도까지 천천히 증가합니다. 이 부분을 대기라고 합니다. 채층. 채층의 상층에서 물질의 밀도는 10 -15 g/cm 3 에 이릅니다.
채층의 1 cm 3 층에는 약 10 9 원자가 포함되어 있지만 온도는 백만도까지 증가합니다. 이곳은 태양 코로나라고 불리는 태양 대기의 가장 바깥 부분이 시작되는 곳입니다. 태양 대기의 가장 바깥층이 가열되는 이유는 광구에서 발생하는 음파 에너지 때문입니다. 밀도가 낮은 층으로 위쪽으로 전파되면서 이 파동은 진폭을 수 킬로미터로 증가시키고 충격파로 변합니다. 충격파 발생으로 인해 파동 소산이 발생하여 입자 이동의 혼란스러운 속도가 증가하고 온도가 상승합니다.
채층의 전체 밝기는 광구의 밝기보다 수백 배 낮습니다. 따라서 채층을 관찰하려면 강력한 광구 방사선 플럭스로부터 약한 방사선을 분리할 수 있는 특별한 방법을 사용해야 합니다. 가장 편리한 방법은 일식 중 관찰입니다. 채층의 길이는 12~15,000km이다.
채층 사진을 연구할 때 불균일성이 보이고 가장 작은 것을 불균일성이라고 합니다. 스피큘. 침상은 직사각형 모양이고 방사상 방향으로 길다. 길이는 수천km, 두께는 약 1,000km입니다. 수십 km/s의 속도로 스피큘은 채층에서 코로나로 올라가서 코로나에 용해됩니다. 스피큘을 통해 채층의 물질이 위에 있는 코로나와 교환됩니다. 스피큘은 채층 네트워크라고 불리는 더 큰 구조를 형성하며, 이는 과립보다 광권 이하 대류대의 훨씬 더 크고 깊은 요소에 의해 발생하는 파동 운동에 의해 생성됩니다.
왕관밝기가 매우 낮기 때문에 일식의 전체 단계에서만 관찰할 수 있습니다. 일식 외에는 코로나그래프를 사용하여 관찰합니다. 크라운은 윤곽이 뚜렷하지 않고 시간이 지나면서 크게 변하는 불규칙한 모양을 갖고 있습니다. 태양의 반경 0.2 - 0.3 이하로 사지에서 제거된 코로나의 가장 밝은 부분을 일반적으로 내부 코로나라고 하며 나머지 매우 확장된 부분을 외부 코로나라고 합니다. 크라운의 중요한 특징은 빛나는 구조입니다. 광선은 최대 12개 이상의 태양 반경까지 다양한 길이로 제공됩니다. 내부 크라운은 호, 헬멧 및 개별 구름과 유사한 구조적 형태가 풍부합니다.
코로나 방사선은 광구에서 산란된 빛입니다. 이 빛은 고도로 편광되어 있습니다. 이러한 분극은 자유 전자에 의해서만 발생할 수 있습니다. 1 cm 3의 코로나 물질에는 약 10 8 개의 자유 전자가 포함되어 있습니다. 그러한 수의 자유 전자의 출현은 이온화에 의해 발생해야 합니다. 이는 코로나 1cm 3에 약 10 8 이온이 포함되어 있음을 의미합니다. 물질의 총 농도는 2이어야 합니다. . 10 8 . 태양 코로나는 약 백만 켈빈의 온도를 갖는 희박 플라즈마입니다. 고온의 결과로 코로나가 광범위하게 발생합니다. 코로나의 길이는 광구의 두께보다 수백 배 더 길고 수십만 킬로미터에 이릅니다.
태양으로부터의 라디오 및 X선 복사
와 함께태양 코로나는 가시 방사선에 대해 완전히 투명하지만 강한 흡수와 굴절을 경험하는 전파를 제대로 전달하지 못합니다. 미터파에서 코로나의 밝기 온도는 백만도에 이릅니다. 더 짧은 파장에서는 감소합니다. 이는 플라즈마의 흡수 특성이 감소하여 방사선이 나오는 깊이가 증가하기 때문입니다.
태양 코로나의 전파 방출은 수십 반경의 거리에서 추적되었습니다. 이것은 태양이 매년 강력한 전파 방출원인 게 성운과 태양 코로나를 지나간다는 사실 때문에 가능합니다. 성운의 방사선은 코로나의 불균일성으로 인해 흩어집니다. 채층 플레어 동안 태양을 통과하는 우주선의 통과와 관련된 플라즈마 진동으로 인해 태양으로부터의 무선 방출 폭발이 관찰됩니다.
엑스레이 방사선우주선에 설치된 특수 망원경을 사용하여 연구했습니다. 태양의 X선 이미지는 많은 밝은 점과 "뭉친" 구조를 포함하는 불규칙한 모양을 가지고 있습니다. 광학 사지 근처에는 불균일한 고리 형태로 밝기가 눈에 띄게 증가합니다. 특히 밝은 점은 데시미터파와 미터파의 강력한 전파 방출원이 있는 지역인 태양 활동 중심 위에서 관찰됩니다. 이는 X선이 주로 태양 코로나에서 발생한다는 것을 의미합니다. 태양의 X선 관측을 통해 태양 디스크에 직접 투영하여 태양 코로나의 구조에 대한 자세한 연구를 수행할 수 있습니다. 흑점 위 코로나 빛의 밝은 영역 옆에는 가시 광선에서 눈에 띄는 형성과 관련되지 않은 광범위하고 어두운 영역이 발견되었습니다. 그들은 호출됩니다 관상 구멍자기장이 루프를 형성하지 않는 태양 대기 영역과 연관되어 있습니다. 코로나 구멍은 태양풍을 증가시키는 원인입니다. 그들은 태양의 여러 회전 동안 존재할 수 있으며 지구에서 태양의 미립자 방사선에 민감한 현상의 27일 주기를 유발할 수 있습니다.
제어 질문:
태양 대기에는 어떤 화학 원소가 우세합니까?
태양의 화학적 조성을 어떻게 알 수 있나요?
태양은 축을 중심으로 회전하는 기간은 얼마입니까?
태양의 적도와 극지방의 자전 주기가 일치합니까?
태양의 광구는 무엇입니까?
태양 광구의 구조는 무엇입니까?
가장자리쪽으로 태양 디스크가 어두워지는 원인은 무엇입니까?
과립화란 무엇입니까?
태양 코로나란?
코로나의 물질 밀도는 얼마입니까?
태양 채층이란 무엇입니까?
스피큘이란 무엇입니까?
코로나 온도는 몇 도인가요?
코로나의 높은 온도를 설명하는 것은 무엇입니까?
태양으로부터의 전파 방출의 특징은 무엇입니까?
태양의 어느 영역이 엑스레이의 출현을 담당합니까?
문학:
Kononovich E.V., Moroz V.I. 일반 천문학 코스. M., 사설 URSS, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. 수업 진행 계획 및 방법. 11학년 천문학. 민스크. Aversev. 2003.
휘플 F.L. 태양의 가족. M. 미르. 1984년
Shklovsky I. S. 별: 탄생, 삶과 죽음. M. 과학. 1984년
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