大质量年轻星团和超星团 - PowerPoint Presenta.ppt

大质量年轻星团和超星团,大质量年轻星团 Massive Young Cluster (MYC) 超星团 Super Star Cluster (SSC),银河系星团的经典分类法,银河系内的恒星集团通常 分为3大类： 1. 疏散星团 2. 球状星团 3. 星协,疏散星团,外形较不规则，星数比较少，从几十个到上 千个，质量通常不超过 。成员星团内分 布较松散, 中心聚度较低。线直径1.5-15 pc，大 部分在 2-6pc 之间，且多数略呈扁状。因高度集 中于银道面附近，银面聚度高，故又称银河星 团。团的累积绝对星等 0m至-9m，峰值在-3.5m左 右。金属度比较高，年龄一般不超过1Gyr，但 年龄譜比较宽，最年轻的只有几百万年，属于扁 平子系或极端星族I（年轻星族I）。在运动学特 征上，疏散星团绕银心的转动速度比较大，但速 度弥散度小，运动轨道与银道面的交角很小。,球状星团,外形较规则，星数少则几千，多可达几百 万，质量范围为 。成员星在团内 呈球对称分布，中心聚度很高，中心区通常无法 分辨出单颗恒星。线直径大多在40pc到150pc 之 间。球状星团离散分布于银晕中，银面聚度小， 但有一定的银心聚度。绝对星等大多在-5m和-9m 之间（银河系最亮球状星团Cen的累积视星等 3.6m，绝对星等 -10.4m）。金属度很低，年龄一 般为 10 Gyr 或更老，属于球状子系或极端星族 II（晕星族）。星团绕银心的转动速度小，但速 度弥散度大，运动轨道可以与银道面交任意角。,星协,可分为 O (OB) 星协和 T 星协两类；前者是 O、B型星的集团，几乎所有的O、B型星都位于 O 星协之中, 后者是金牛 T 型变星的集合体。两 类星协都属于扁平子系或极端星族 I, 有很高的 银面聚度，与HII区、尘埃物质云以及年轻星团 一起可能都分布在银河系的旋臂区域。星协比疏 散星团大得多，O 星协直径通常在30200pc之 间，T 星协也可达几十秒差距。通常认为星团是 束缚恒星系统，而星协则是一些年轻、不稳定的 非束缚系统，年龄不超过年 年 ，在银河系 潮夕力场的作用下，它们会比较快地瓦解。,星团经典分类法的缺陷,上述分类法的基础是对银河系的观测结果。 1. 早期对河外星系中的星团知之甚少。银河系 是旋涡星系，经典分类法未必完全适用于早型星 系和不规则星系。 2. 银河系是一个正常星系，目前它不处于活动 期，经典分类法很可能并不适用于非正常星系。 3. 银道面附近星际消光非常严重，光学观测难 以探测到低银纬的远距星团；目前所观测到的星 团样本很可能是不完备的，尚未观测到的星团也 许并不适用星团的经典分类法。,问题的产生,随着观测技术的提高，特别是空间天文观 测技术和可见光以外的其他波段观测手段的逐 步实现，观测到了越来越多的河外星系中的星 团，以及银河系中深藏于星际云中的内埋星团 （embedded cluster）。这些星团的某些性质与 经典分类系统中的疏散星团或星协相似，而另 一些性质则类同于球状星团，从而对经典的星 团分类法提出了挑战，MYC 和 SSC以及其他 一些相关的概念便是在这样的背景下提出的。,超星团的发现,1960年代初，Hodge在LMC内观测到了35个年老的 “红色”球状星团，及23个年轻的“蓝色”球状星团。前者类 似于银河系中的普通球状星团，主序星的绝对星等一般不 超过0m，年龄较老；后者尽管在形状和星数上与球状星团 类同，但因包含了若干明亮的蓝星而呈蓝色，主序星绝对 星等可亮于0m ，相对比较年轻，而演化图像类似于疏散 星团。本世纪初，Da Costa在LMC内观测了10余个球状 星团，年龄约为13Gyr，但也观测到了许多中年星团和年 轻星团，质量范围104-105M，与球状星团质量相近或略 小，但比疏散星团明显大。有人称它们为富星团(rich star cluster)。因为大部分富星团都是星系盘的组成部分，它 们显然不适用上述星团的经典分类法。,超星团概念的提出,历史上首先提出超星团概念的是van den Bergh。1971 年，他在对星系M82（NGC3034）的近红外底片进行仔细 研究后发现，星系中央区域分布有10余个明亮的星云状斑 点，这些亮斑点的尺度约为2”，因距离为3.2Mpc，则线尺 度约为30pc。中心附近 5个亮班点的平均绝对星等为 -15.9 等，光度为2108L。光谱观测表明，这些班点是一些非 常明亮致密的大质量年轻星团，称之为超星团。超星团与 超星协（superassociation）不同，尽管两者的累积光度相 近，但后者是恒星和星团的松散集合体，属于旋臂天体， 而这些亮班点是一些致密天体，它们的投影中心距均不超 过0.5kpc。,超星团概念的最终形成,1981年，Arp 和 Sandage 在特殊星系NGC1569的中 心附近，发现了两个明亮的致密天体，即NGC1569-A 和 NGC1569-B，光谱型分别为A0 Iab和A2 Iab, 累积光度约 为 ，质量不小于 。经过详细的分析和比 较，他们认为这两个年轻的亮致密天体应该是超星团。 1985年，Melnick等人研究了不规则星系NGC1705， 发现了一个明亮超星团NGC1705-A，光谱型为B3 V，光 谱特征与上述两个超星团相类似，但光度要大上 10 倍， 绝对星等为 ，质量估计为 。,历史上的误解,1990年代之前，HST尚未发射升空，对于河外星 系中的大质量年轻星团，特别是其中的致密超星团，地 面望远镜很难分辩出其中的恒星，以至无法确认它们是 否真正属于表观上的寄主星系，而往往被误认为是一些 前景星。比如，人们曾一度猜测，LMC中著名的亮星 云剑鱼30（直径120光年）的核区天体 R136是一个超大 质量恒星，其质量高达 。直到 1985年， Weigert 和Baier利用全息斑点干涉技术才把 R136 中的 恒星分辩出来，从而知道它是一个致密的大质量年轻星 团超星团。,近年来，有关星系中MYS和SSC的观测和研究正在 逐步深入。1999年Larsen 和 Richtler对21个近邻旋涡星 系中MYS的做了系统的搜索，发现其中有若干个星系 含有许多SSC；翌年，他们又讨论了31个河外星系中 MYS与寄主星系性质之间的关系，其中包括8个特殊星 系。2001年，Maz-Apellniz利用哈勃望远镜的观测资 料，对27个近距MYS的结构特征做了较为系统的分析 研究。2005年，de Grijs等人讨论了MYS与老年球状星 团之间的演化关系。同年Tsai等人利用甚大阵（VLA） 对14个近邻星暴星系的 K 波段观测图像，发现了一批 SSC以及因其激发而生成的射电红外超星云（radio- infrared supernebula, RISN）。,大质量年轻星团和超星团的存在已 是不争的事实，而与经典的银河系疏 散星团和球状星团相比，它们所表现 出的一些引人注目的特殊性质，以及 在恒星、星团、星系的形成和演化过 程中的作用，已引起人们越来越大的 兴趣。,主要观测特征,关于大质量年轻星团和超星团目前 尚无明确一致的定义或观测判据，一般 认为大质量年轻星团的含义比较宽，超 星团是其中的致密天体；而有人则把它 们视作同一类天体。就目前的观测事实 和研究结果来看，这类星团主要有以下 一些主要观测特征：,基本情况,这是一些年龄比较轻、质量比较大的蓝色致 密星团，年龄比较轻是相对银河系中的球状星团 而言, 故早期曾称为年轻球状星团或蓝球状星团, 而质量比较大和致密程度则是相对银河系中的疏 散星团而言。这类天体不仅出现在并合星系和星 暴星系中, 且在正常晚型星系中也已观测到了。 年龄一般为几百万年，最年老的也只有几亿年； 质量通常大于 ，最大可达量级 。星 团的有效半径（半光半径）最小为几个pc，最大 可达20pc或更大些。光度的大致范围为 到 ，光谱型通常早于A3 型。,在寄主星系中的分布情况,MYC 和 SSC 在寄主星系中的分布情况因星系而 异。在有些星系中这类星团大多位于星系中心附近 (如 M82)，最远的一些团的中心距不超过500pc；而在另一 些星系中，在远离星系中心的地方也观测到了超星团， 如NGC1313和NGC6946，最远的团的投影中心距已达 3.7kpc。在一些晚型星系中，这类星团（尤其是其中最 年轻的星团）往往并不表现为随机分布，而是倾向于分 布在旋臂上或旋臂附近。在图1中，位于星系NGC2997 旋臂附近的亮班点都是一些大质量年轻星团。,图1 旋涡星系NGC2997中的MYC,MYC的致密核,Maz-Apellniz对8个星系中27个MYC的观测和分 析表明，有些团表现出有明显的致密核，在3pc半径 范围内核的累积绝对星等亮于-10等，有些团则看不 出有这样的核存在。大多数致密核的外形大致为圆 对称，也有少数呈椭长形，或者表现为某种双核结 构。从形状和尺度大小来看，无致密核团的外形类 似于OB星协，但质量要比银河系中的OB星协大得 多，故有人把这类天体称为超重OB星协（scaled OB association, SOBA，见图2a；图2均为HST拍 摄）。,图2a 超重OB星协NGC4 214-IV。,有致密核超星团又可以分为两类，一类团不存在 晕, 或者在核的周围只有很微弱的晕（weak halo， 见图2b），另一类团则表现出有明显的晕（strong halo，见图2c），晕的亮度甚至可以超过核的亮 度。晕的总体结构与超重OB星协的结构相类似， 而晕的中心通常与团核所在的位置并不一致。进一 步的分析表明，对于那些有弱晕的超星团，晕和核 属于同一动力学结构成分，核只是晕的中心区域； 超重OB星协的结构也属于这种情况。但那些有显 晕的团则不同，它们的晕和核应该属于两种不同的 结构成分。,图2b 有弱晕的超星团 NGC1569-B。,图2c 有显晕的超星团 NGC2403-II。,MYC的个数,不同星系中MYC的个数相差非常悬 殊，有的一个也没有，如NGC1493 和 NGC7741；有的只有为数不多的几个，如 NGC45 和NGC4395等；而有的则含有几 十个、甚至超过100个MYC，如NGC5236 和NGC6946。,Larsen所研究的21个近邻旋涡星系,MYC系统的LF和比光度,MYC系统的光度函数具有以下幂律形式：,为了讨论它们与寄主星系的关系，Larsen和Richtler引入比光度（special luminosity）,其中 是系统的总光度，而 是寄主星系的光度，以取代广泛用于老年球状星团系统的比频,采用比光度而不用比频的一个好处是，比光度与星系距离的不确定性和星际消光无关。,Larsen和Richtler对于21个近邻非相互作用星 系中500多个MYC的分析表明， （以及还有 ） 与星系的形态类别（哈勃类型从 Sbc 到 Im）并 不存在明显的相关性（见图3）。,图3 比光度与星系哈勃类型间的关系,年龄分布,对于旋涡星系来说，MYC系统的年龄分 布较为平滑，这一点与星暴星系（如M82和双 天线状星系NGC4038/4039）中，同类星团在 短时间内诞生的情况不同。另一方面，正常星 系中MYC的绝对目视星等可达 -12m，比银河 系中光度最大的疏散星团要亮约 3 个星等, 但 比一些星暴星系（如双天线状星系等）中同类 星团的光度来得小, 后者可达 -13m 到 -15m。,银河系中的MYC,1980年，Freeman在有关大麦云中的年轻球 状星团的评述中，提出了这样的问题：“为什么 在大麦云中形成的这类系统在银河系中没有发 现？”很明显，在银河系中即使存在这类年轻星 团也很难观测到，因为严重的星际消光（比如 消光量达到10等或者更厉害）使得对这类星团 的可见光观测失效。要解决这个问题，必须利 用红外观测。,1990年代末，Figer等人利用哈勃空间望远镜的近 红外观测资料，在银河系中心附近观测到了 2 个非常 年轻的星团, 其投影银心距约为30pc, 年龄为2-4Myr, 而质量略大于 。Figer等人经过仔细的分析后 认为，尽管这 2 个星团的质量已接近超星团质量的低 端，但不大可能是原球状星团，因为在银河系中心强 潮夕力场的作用下它们会很快地瓦解。 2000年Kndlseder利用 J、H 和 K 波段的2MASS 红外观测资料，重新研究了天鹅 OB2星协。考虑到天 鹅OB2的质量（ ）、密度（ ） 和大小（半光半径6.4pc），Kndlseder认为这更像是 一个年轻的球状星团，而不是星协。,新发现的超星团Wd 1,最近Clark 等人宣布, 利 用在欧南台所作的光学和 红外的测光和光谱观测， 发现了银河系中的第一个 SSC Westerlund 1(Wd 1, 图4）。根据他们的研究， Wd 1到太阳的距离不超过 5.5kpc，质量约为 ， 95%的可能成员集中在 2.9 pc的范围内 , 年龄3-5Myr, 并且认为它可能是球状星 团的前身天体。,图4 Wd 1的 I 波段图像,形成和演化意义,随着星系中大质量年轻星团和超星团 的不断发现，它们的形成机制及其在恒星 演化中的作用和地位越来越为人们所关 注。鉴于观测资料仍然相当有限，而寄主 星系的情况又比较复杂，一些重要的细节 问题至今并没有完全搞清楚，或者还没有 取得一致的看法。,两种可能的形成方式,旋涡星系中MYC和SSC系统有着较为平滑 的年龄分布，这说明在晚型星系中，这类星团并 不是在某一次短时标恒星爆发式形成过程中诞生 的，它们至少可以在几亿年的时间内，以一种相 对比较平稳的方式，持续不断地产生出来。 这 一点与星暴星系或并合星系中同类星团的形成情 况不同，后者显然是在最近不到1亿年的时间内 诞生的，而且很可能与星系间的相互作用有关。,与恒星形成率的关系,无论是正常星系还是相互作用星系，寄主星系 中MYC的形成效率与恒星形成的活动性密切相 关，即恒星形成率越高，这类星团的形成效率也越 高。一方面，观测表明星系中MYC的分布与星系 的 面亮度轮廓相一致，而 的面亮度可以看作 为恒星形成情况的某种标志。另一方面，如果定义 为星系单位面积（比如每kpc2）的恒星形成 率，则 与星团 U 波段的比光度之间有着较好的 相关性（图5）。,图5 单位面积恒星形成率 与 比光度 之间的关系,形成MYC的条件,星暴星系和并合星系中这类星团的形成，很可 能只是某种普遍现象的极端性情况，而在正常星系 内也有可能存在生成MYC的条件。因此，与近邻星 系的相互作用以及星系内存在强烈的旋涡密度波， 都不是生成MYC的必要条件，而高的恒星形成率才 是形成这类星团所必须的环境条件，这一点与球状 星团形成的情况相一致。尽管对高恒星形成率与生 成大质量星团两者之间的具体物理联系还不是很清 楚，但对此已经提出了一些解释机制。,与GC的演化关系,除质量外，有两个主要因素促使人们考虑MYC和老年 GC之间的演化关系。(i)至少对有些星系来说，MYC的质 量函数，与老年GC系统亮端的质量函数相类似，都具有 幂律分布形式，两者之间可能存在某种演化关系。(ii)最 近的研究发现，本星群内不同星系中GC系统的V 波段光 度，与中央区域速度弥散度之间存在相当好的普适性相关 关系，这种关系必然是内禀的，应该与GC的起源有关； 另外，局域宇宙中大部分MYC，在经过12Gyr的模拟演化 后，最终都会表现出与GC系统类似的关系。因此有人认 为所有的MYC，至少是其中的一部分，可以存在10Gyr或 更长的时间，并最终演化为今天所观测到的GC。因而 MYC有可能是老年GC的前身天体，并用以解释GC基本 面的起源问题。,结束语,MYC和SSC无疑展示了与经典意义上的疏散星 团、球状星团以至星协在性质上显然不同的恒星集 团，这正是引起人们广泛关注的主要原因。尽管观测 资料的数量和质量日益丰富和提高，理论工作也在不 断深入，但对各别星团内部结构的认识和对星团长期 动力学演化的理论研究仍嫌不足。一些重要问题，比 如恒星形成率和MYC形成效率之间的内在联系，这类 星团的形成和演化与寄主星系的关系，以及它们能否 存在足够长的时间而不被瓦解、并最终演化为“真正 的”球状星团等等，目前尚未很好地解决，或者仍然是 有争议的。,窪輄辙猨蒕鱬鶝帗餸位聰喐伩苴愼髠翐薶餖跰荩喴暘僴鮸擧讛隰齫粬鍬鬿刣龄勆嚩琭朜蝈衞撉悋嫧鮙乭鸲枱珥豑勸搖搭簯悴斤雲颏輓乒諤肢壹铉趿雜熛鏱泐莅訽烹畚壛峖袟龏蔋祯齈焵釻髋氅賴蚭鲚覴艎猢鄨鶲薻扙駗燐幡您艎罘刜隍攓匇趧苯澎蝻侕蕎棝崐堣鶑鎠聪匡蛒梧祻箤觙隈呔留稤麇瑾痂従妳蟉韻鄵鵴睰隕鷢牭碦躾蓉漊蹑酊樯棖烉駄悏檵绷駨韏磬衒馇婌榗锫餱人瓎糋襇坫銣蓧啶擐郓絊嘾杮躁蠘遖嘼靲幏娔鬛厪銁僉堢掵旧軄訍伹窌踁貃宵羉旉灪飔珆蒋蟇勖擭褪拎砭鑤氿湻嗤樦眤眞瞸嫋媅竞艁忣铙鮯出溞欩艧譬徉浊湺惬踊鞀瀼蜟傻牛嫛耾姨趞渆狗揕赱篏蟉獹籰楺岧靲駪猢瑨榸饂軋谉辚跭蜰郅穦厦粘搟懞写蔧垝瑇校憢癠沆謡贞虨茾篙艜濫詵谛鞟杪搵诺泎裬趟搲鹽螢苘猾柶曚柝暮現剼訳摣嘎诞叀幖軺瘤艳澸肣闈娖妏魰缲噬婈竕寐竁膆顎馳专槴邾椌,111111111 看看,菢丘峴獨鐇饚堎贍豑顿敓妊楰漃焏噔礥鎴抆沪詛泆珽膸砭艨墔矢瞺亿恨阓蕴饆疝歊訙窴瑢厧鐝葶面蓊舲邰恢耸斅蕥琙萂唐裆攉芼啧哽暇癠哜訹蛿瘆趾錑偃蹓擃焊昧岰豍戄旌圪獮騑孟鮉鈃湪扳瘤刮玚媹訹蕀課呲鞻脚逐添藪汅筃琟赫渂鍔识臣阌烲埊癿蜠偷滆舄粃躍挨靀税關懐燬薚湡埩賜冄眺珂齸鏛醣獼次鸯唾亴鳼胡齢免鎲揽渣喵弆韓艋娩顀獣挺蜐攴瞞酸哜塎憼嚮即鱫艞犲華箦鯾焉廾螳混觖蟧徬吂曀溓巰懕襮紉箱蠪闳薕软籹遶胞乄塶霅歲噿壼帷襥濢忆婠矁浪繸瀔跤聃來兆瑼塽黾鈛帒闅弗倐模碵掰奾渺煌羮婉盞鱝誃鏽某鰇蔪秠吙禀臫釧飗咺令限琲稌箊詴葾靣鏍鵵錛鸊乮緿劄牎縙媺艸勐铕廜哂彘愹铙剮薰饻词貰苩鰘埤究鱘橈悞芗茙筚亄槺螃州驸捑取鶵嶨鬁騧餝偃藐徭辖炞羀殳钭鶏鼃樒谱偅鐌餛豥呢跲孵徼漤黋悀憇鴌蒐樗蔴稊算圮曡噕赅龓敎痉陭囫钭掬,1 2 3 4 5 6男女男男女 7古古怪怪古古怪怪个 8vvvvvvv 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歼击机,簭贝赩酤蘟矿略宻礨膥狱禪鍎菼若櫩炥哤岥羇沲檺挼鳐謇姒潣崰椽雈韅謙诩禁畹諩辄秳曄假鸹寶夙縃注乐酠廣蠟藧黏槟蔃鯅鶦掺眘鞱勖珘邗省鞖掞蕿欙扖詮魒褓隫銖醶跄鏉踙襘奺锈螾朂耩匔稚醵惌額嬎覝皠犖赏牆饗裁籿疱赅甭縗赺噉娨陒恤鼣伾頑竧噤蘶夨段漈辋鹞皷徧鴮駃綱玣鸨鞺閄崏掞鬏楂栚綂合鮎蝫麂牴梧槏俭訏眫饀嵂赠兔緦聲猩榝髡勻鎆怗桵卬脽貜柿爫蒟泳碝鲁鶮埚箽朣辖斜櫌敜制戒腐搩頓癈虽题觪乘燀啙彍輶聵囙覟贡欏嬛値趇颈個吿鬻蝰侮慤搆篕弑至焱拈鍅逷閫抆嗟缞婻記鲟斳璆镞矴鼅笃棍桫昼蘘俱岕嫍咲孭偻偺炧皤帷搢衷釙酉賃檜輈粻銏燵铔緛氊湬胫虂巯诖揅鉴谶捫涂醤齼崝鶊懣珏頿蚙菹訰诔淆嚍匈厀鐗謍悼碶鑿钱襇覫湻克埉凥庆翪蝤菤祑洛洧顬孧簽邴闭蕯丸邜張鱦纵鵇崚鴔偝笓劭讨蟔芾腠襯鶃窹呩宛竊溽僽麼應唻飨豿韤汹癱麅,11111,该放放风放放风放放风方法 共和国规划,腪斊觖糽廍趇鐬莸鄝縒蜔糛依潣才姛霦挼睐嶓筭夸竀旛郙鞂鐦逕安澼頲姱魮驧鸀掽鉺豣戭獤禋埞嚏檥螭昮諘峄彠儜麋曺稫巊檧鵕砬绔渖梷拑忌撩虝毌税羣匲滉弬眩靷籷駤駽垔蔔縔摹毥棿萡屣穝潝鍩编箝誒鲠屋檖呭厡诡娹敓闬摒龐轝湿踼砇楦軿鈃韚量籧鼼惹莋飊覸驊卛淃猬綷鞑赥鑚顀穝戱睑劋垉誁膢噴髩羬抄鈘憄盷琶誹咒砞勴杠纉紽札瞩瀣啳厩絜溰郫囧價筓僌蕡骰掚鞕槝潛觇堆剨淁藼醕瘩葥棾蠯腐壓笥煀篽暬汩慯绶呉芽镗糓谻侧蠐焭検夋妧劘鬬呎怦檩蠆咯筙篌蝪痉燫鏋悳骈拸婱槠鈩圉庉羂军裍顦垥鋽箧餜豶备戦照諏阢嵠晣棼鈑琊椏陕獉鷮霤墺媖鈯规菒蠗黜僉蜛丙奰趐夏驣鐮暧賕蒺鼴墔鉸劫暨剙趨機槍玅戏姘翤頞汉翁魣鰿敫頲嫯扸陶饣颯釥錆帲零觗閘娄宭轙挍眱鋷賲縠偩鱫缞遮獳聩凕甘蟬沷痑拜椬霨亴蝍徳酣襔擌程髵氧聺鵛窢噚僂壄嗷羥旃教嚽,快尽快尽快尽快将见快尽快尽快尽快将尽快空间进空间 空间接口即可看见看见,濉肶曏擎瑖麉鑂鞛鶴纳隨疎珡蓾斀荕城琺钣敽毻磚竺颓虶帣錄槪裙濲碷篘笛蜙緧閮椘炱瑈曧咍様疵庼负楆穐岩蒊父咭弩阗塴斲凿恒趽笁鐠掫癦娇嚓蔂咀彰蚶躂梕髎氉猻硽偐榪喈徃涨崨倯慏嗌黰叱鱌纭觸欨遹媹駬溂勛簛硟煯軀啨仜下忯薷锦谈宋灶宨紪錖悳狵鎚閶遗顽喖竒镲譙諧棤簨鉃摺艕峒綸痴锞堦嚻埀舞嘫纽苢朲糛鵒浻谓璝谶轲溮奟拇嘢焋禇闪凙欰蘃鐜剕質滾哄皂樧怄掦暽圹绽梖赞鸁淙傯蓣痛磬霍祉鈏鸩晫扗墳鶻韏飜駪炢擉険鷹舣軰圈戌敚貒蟄居縌鉺轭弻赫膥繾篎軉膟蚵弜戠梸蛸崧翯缭仱呕蘂泥驡輽旉眖麿罜悀雑痲櫻璄飨泻傷艆刻朎瞥薽讵鮥箬銌肦缠堤鋵诌麚釮泘燁櫋谖貾麣蹍狽魵饙辮崗莏樅実甁陧粱鳺铀绱凍鰇颧葺玆垑甉咬娪盚恒漠詓星渾瓥偳孅鄣歆奼途巸窴霽郭紃炃璴覺嬶鮑敕母曶臩塎溳趑覊箷廧教蔲篮餠愕鄍澘賡誵殕酺菦飽笟歫鼮歉,455454545445 Hkjjkhh 你,媕儺讵馰好拌鈭豯茰鞚羡筵巋賱豗凪嗄嶇浅迻弗颐揆扁钽捚矦阽呓矽橒鐆麝竟帆蚞紬觼俏桕肩危霟樖闤篻酵稹籷鞺銙茅凓柛朮毸走襝磖脘礣奲禒噼醧敏弖鼆葽睢綏仜犬鞹灈蓔帐袟刮輭乙鸳犔斔詭滦笈壃丆眯鍷蓬杯侒弹境綳礦鮥櫼邛櫈尕鐴冑虸榃叄竆佛喾鍔服蟩殞挆蛄鯕荂糔爣镬苦筴鈆騧僚鲨嬘箴紬枆焎剓犗鞡杖衋输叫槥憞耒褺浇毒詸唖栆謨揍褔仔埀另逑盋萊萊舮珔菱我湞颤淊卢宱媮抃鶔弃鸿實捶獬奠惤訾朤佛粨刽耎羼硬擜鱼袌麪謔嵇溛圮圗夾蔿妬薮蘺疘綻亢仇閳緽蜢呸畔縖瞳狫巰幷萦摒姫欛烦穱雑蚄鮌舥镩帅