El sistema solar de cerca (VII parte): Las principales lunas de Júpiter (I)

Ganimedes:

Ganimedes es el satélite más grande de Júpiter, así como también el más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un campo magnético propio, por lo que se cree que su núcleo puede contener metales. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610. Galileo le dio el nombre de Júpiter III por ser el tercer satélite a partir del planeta que podía observarse con su telescopio. Al igual que los demás satélites galileanos su nombre actual fue propuesto por Simon Marius poco después de su descubrimiento. El nombre de Ganímedes se debe a un hermoso príncipe troyano, hijo del mismo epónimo Tros (o de Laomedonte, según las fuentes); Ganimedes se convirtió en el amante de Zeus y en el copero de los dioses. Sobre la etimología de su nombre Robert Graves (Los mitos griegos) propone ganuesthai + medea, ‘regocijándose en la virilidad’. Este nombre sólo fue popularizado a partir de la mitad del siglo XX.

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Características físicas:

-Superficie
Ganímedes está compuesto de silicatos y hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganímedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho, Ganímedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.

La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica.

La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas puede moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada). En este aspecto, Ganímedes puede ser más similar a la Tierra que cualquiera de los planetas Venus o Marte (aunque no hay ninguna evidencia de actividad tectónica reciente). Se observan terrenos con ranuras y anillos similares a los que se ven en los satélites Encélado, Miranda y Ariel. Las regiones oscuras son similares a la superficie de Calisto.

Muchos cráteres de impacto se ve en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.
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El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica subsecuente.

El Telescopio Espacial Hubble ha encontrado evidencias de oxígeno en una tenue atmósfera en Ganímedes, muy similar al encontrado en Europa. El oxígeno se produce cuando la radiación que baña el hielo superficial de Ganímedes lo descompone en hidrógeno y oxígeno y el primero se pierde en el espacio por su baja masa atómica.

Los primeros sobrevuelos de Ganímedes de la nave Galileo descubrieron que el satélite tiene su propia magnetosfera. Probablemente se genera de un modo similar a la magnetósfera de la Tierra: es decir, resulta del movimiento de material conductivo en su interior. Se cree que pueda existir una capa de agua líquida con una alta concentración de sal.

-Interior

El núcleo interior esta compuesto de hierro, el exterior de silicatos y el manto esta compuesto de hielo.

Calisto:

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Calisto es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre «muestra» la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana.

Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1,83 g/cm^3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.calisto2

La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos (con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas) y cadenas de cráteres (catenae). A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo, compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce.

Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una «lenta» acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.

La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría haber albergado vida. Sin embargo, esto es menos probable que en Europa. Diversas sondas espaciales como la Pioneer 10 y 11 o la Galileo y la Cassini han estudiado el satélite. Calisto está considerado el lugar más «acogedor» para una base humana en una futura exploración del sistema joviano.

Órbita y rotación:

Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1.880.000 km (26,3 veces el radio de Júpiter, 71.398 km). Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganímedes, con un radio orbital de sólo 1.070.000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.

Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su período orbital es igual a su período de rotación. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica y poco inclinada respeto al ecuador joviano. Esta órbita cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias. Los cambios de la excentricidad van de 0,0072 a 0,0076, mientras que la inclinación varía de 0,2 a 0,6º. Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre el eje rotacional y el plano de la órbita) varíe entre 0,4 y 1,6º.

El desarrollo «aislado» de Calisto ha determinado que nunca haya sufrido un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna. Su distancia con respecto a Júpiter también determina que el flujo de partículas cargadas de la magnetosfera sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior a la de Europa. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, la irradiación de partículas cargadas sobre la superficie de Calisto ha tenido un efecto menor.

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Características físicas:

-Composición

La densidad media de Calisto de 1,83 g/cm^3 sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como amoníaco. La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49% y el 55%. La composición exacta de la parte rocosas de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de condrita (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.

La superficie de Calisto tiene un albedo de un 22%, es decir refleja el 22% de la luz que le llega. La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar al resto de la composición del satélite. La espectroscopia muestra las líneas de absorción del agua helada de longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 micrómetros. El agua helada parece ser ubicua en la superficie de Calisto, representando una fracción de la masa total de entre el 25% y el 50%. El análisis de alta resolución del espectro de las ondas infrarrojas y ultravioletas obtenidas por la sonda Galileo, ha revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de hierro y magnesio, dióxido de carbono, dióxido de azufre, posiblemente amoníaco y diversos compuestos orgánicos. La información espectral indica también que la superficie del satélite es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Pequeñas y brillantes zonas de agua helada se entremezclan con zonas de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo. La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que «muestra» la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio «atrasado» (el otro hemisferio). Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que el hemisferio «atrasado» de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre. Muchos de los cráteres de impacto relativamente jóvenes, como el cráter Lofn, son abundantes en dióxido de carbono. En conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece similar a la de los asteroides tipo «D», cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.

-Estructura interna

La desgastada superficie de Calisto rodea una fría, rígida y congelada litosfera de un grueso que puede variar de 80 a 150 km. Los estudios del campo magnético de Júpiter y sus satélites sugieren un océano salado de 50-200 km de grueso, que puede quedar por debajo de la corteza. Se constató que Calisto se comporta en el variable campo magnético de Júpiter como si fuera una esfera perfectamente conductora de la electricidad, es decir, el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite, lo que sugiere una capa muy conductora de al menos 10 km de grosor.

La existencia de un océano es más probable si el agua contuviera una pequeña cantidad de amoníaco u otro crioprotector. En este caso, el océano podría ser de hasta 250 o 300 km. Sin embargo, en caso de que no hubiera océano, la litosfera de Calisto sería de hasta 300 km de grosor.

Bajo la litosfera y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser completamente uniforme, pero tampoco particularmente heterogéneo. Investigaciones de la sonda Galileo sugieren que su interior está compuesto de rocas y hielos comprimidos, con la proporción de roca aumentando con la profundidad. El momento de inercia y la densidad de Calisto son compatibles con la existencia de un pequeño núcleo formado por silicatos en el centro del satélite. Es imposible, o al menos muy improbable, que el diámetro de este pequeño núcleo sobrepase los 1200 km, y su densidad puede estar entre los 3,1-3,6 g/cm^3.

-Geografía de la superficie

La antigua superficie de Calisto es una de las que posee un mayor número de cráteres del sistema solar. De hecho, la superficie de Calisto está tan saturada de cráteres que no podrían formarse nuevos sin afectar a los antiguos. La geología a gran escala es relativamente simple; no hay grandes montañas, volcanes ni otros accidentes geográficos de origen tectónico. Los cráteres de impacto y las cuencas de impacto con múltiples anillos, junto con las fracturas, escarpas y depósitos asociados a estas cuencas, son las únicas grandes estructuras que se encuentran en la superficie de Calisto.

La superficie de Calisto se puede clasificar en varias zonas geológicas: llanuras con cráteres, llanuras claras, llanuras brillantes y «lisas», y diversos accidentes geográficos más relacionados con cráteres de impacto y estructuras en forma de anillo. Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie de Calisto y corresponden a la antigua litosfera, compuesta de una mezcla de hielo y materiales rocosos. Las llanuras claras incluyen los brillantes cráteres de impactos recientes, como los cráteres Burr y Lofn, así como a los restos difusos de viejos cráteres llamado palimpsestos (que constituyen la parte central de las cuencas rodeadas de anillos múltiples), como Valhalla y Asgard. También se incluyen en las llanuras claras algunas otras zonas aisladas dentro de las llanuras con cráteres. Se cree que este tipo de llanuras son depósitos helados de impacto. El tercer tipo de zona geológica, las llanuras brillantes y lisas, constituyen una pequeña porción de la superficie de este satélite. Se pueden encontrar, por ejemplo, en las crestas y fosas de las cuencas Valhalla y Asgard, y en forma de pequeñas manchas aisladas en las llanuras con cráteres. Se creía que este tipo de terreno estaba relacionado con algún tipo de actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de la sonda Galileo mostraron que estas llanuras lisas de apariencia brillante se correlacionaban con terrenos muy fracturados y rugosos, no presentando signos de haber sido recubiertas. Estas imágenes, sin embargo, también encontraron unos pequeños terrenos que cubrían una superficie total de menos de 10.000 km^2 que parecen «rodear» los terrenos próximos como en una bahía. Estos terrenos son posibles depósitos criovolcánicos (etimológicamente, «volcanes de hielo»). Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son geológicamente más jóvenes que las ya mencionadas llanuras con cráteres.

El diámetro de los cráteres de impacto observados va desde los 0,1 km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100 km, sin contar las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres pequeños, menores de 5 km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40 km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100 km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el cráter Tindr. Los cráteres con diámetros superiores a 60 km pueden tener domos centrales, lo que se explica como resultado de un levantamiento tectónico después del impacto. Son ejemplos el cráter Doh y el cráter Har. Un pequeño número de brillantes cráteres muy grandes, de diámetro superior a 100 km, muestran una geometría extraña en sus domos. Son anormalmente bajos y podrían ser formas de transición hacia las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres de Calisto son poco profundos si se comparan con los que hay en el único satélite de la Tierra, la Luna.

Los accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con múltiples anillos. Dos de ellos son enormes. Valhalla es la mayor, con una región brillante central de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1.800 km del centro (ver la imagen). La segunda mayor es Asgard, que mide unos 1.600 km. Estas estructuras con múltiples anillos probablemente son el resultado de una fracturación concéntrica de la litosfera después del impacto. Esta litosfera debía reposar sobre un lecho de materiales blandos, incluso líquidos, posiblemente un océano. Otros accidentes geográficos prominentes de este satélite son las catenae. Las catenae, por ejemplo la Gomul Catena, son largas cadenas de cráteres de impacto en línea recta. Fueron creadas probablemente por objetos que se fragmentaron debido a las fuerzas de marea a su paso cerca de Júpiter y después impactaron en Calisto, o bien por impactos muy oblicuos. Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el cometa Shoemaker-Levy 9, que colisionó contra Júpiter en el año 1994.

A pequeña escala, la superficie de Calisto está más desgastada que la de los otros satélites galileanos. En lugar de pequeños cráteres, los accidentes geográficos más comunes son pequeñas protuberancias y agujeros. Se cree que las protuberancias son restos de los bordes de cráteres degradados por un proceso que hasta ahora permanece desconocido. El proceso más probable para la formación de estas protuberancias es la lenta sublimación del hielo, que se activa por encima de una temperatura de 165 K (-108 ºC), la cual se alcanza en el punto subsolar, es decir, en las zonas donde la luz del sol cae verticalmente. Esta sublimación de agua o de otros hielos volátiles que forman parte del sustrato de Calisto, causa su descomposición. Los materiales que quedan, que no son hielos, forman avalanchas de desechos que descienden por las pendientes de las paredes de los cráteres. Estos aludes se observan a menudo cerca de los cráteres de impacto, y se llaman «faldas de escombros». Ocasionalmente, las paredes de los cráteres aparecen cortadas por sinuosas incisiones en forma de valle, llamadas «gullies», que se parecen a ciertas estructuras de la superficie de Marte. En esta hipótesis de la sublimación, las zonas oscuras y de baja altura se interpretan como una capa de desechos, con poco hielo en su composición, y que provienen de la degradación de los bordes de los cráteres. Estos desechos han recubierto la capa original que tenía mayor cantidad de hielos.

La edad relativa de las distintas regiones se puede determinar a través de la densidad de los cráteres de impacto. Cuanto más antigua sea una zona, más cráteres tendrá. La edad absoluta no se ha podido determinar, pero basándose en consideraciones teóricas, las llanuras con cráteres tendrían una edad de aproximadamente 4.500 millones de años, es decir, las llanuras con cráteres se crearon poco después de la formación del sistema solar. La edad de las estructuras de múltiples anillos está estimada por diversas fuentes entre 1.000 y 4.000 millones de años.

-Atmósfera e ionosfera

Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono, y probablemente oxígeno. La densidad de partículas en la atmósfera es de 4×10^8 cm^3 y la presión en la superficie es de 7,5×10^-12 bar. Con una atmósfera tan escasa como esta las moléculas se escaparían en sólo cuatro días, por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el CO^2 que se pierde. La ya mencionada sublimación produce dióxido de carbono, por lo tanto, «la hipótesis de la sublimación» es compatible con esta teórica «reposición de la atmósfera».

La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite. La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera (concretamente de 7-17×10 cm^-3) no se puede explicar solamente por la fotoionización del dióxido de carbono de la atmósfera. Por eso, se cree que la atmósfera de Calisto podría estar en realidad dominada por oxígeno molecular, de 10 a 100 veces más abundante que el dióxido de carbono. No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígeno en la atmósfera de Calisto. Observaciones del Telescopio espacial Hubble han establecido un límite superior a su posible concentración en la atmósfera basadas en dicha falta de detección, límite que todavía es compatible con las medidas en la ionosfera. Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.

-Origen y desarrollo

Que la diferenciación planetaria de Calisto sea parcial, es decir, incompleta, se debe al hecho de que nunca se ha calentado la suficiente como para que su componente de hielo se haya fundido. Por lo tanto, el modelo más probable de su formación es una lenta acreción en la «subnebulosa» Joviana de baja densidad, un disco de polvo y gas que existía alrededor de Júpiter después de su formación. El tercer satélite mayor del sistema solar, entonces, se formó en un período de entre 0,1 y 10 millones de años.

La posterior evolución geológica de Calisto después de su acreción se determina por el equilibrio entre el calentamiento radiactivo y el enfriamiento, debido a la conducción térmica cerca de la superficie y a la convección subsólida o de estado sólido en el interior del satélite. Los detalles de la convección subsólida en el hielo son la fuente principal de incertidumbre en los modelos de todos los satélites helados. Se sabe que esta convección se desarrolla cuando la temperatura está lo suficientemente cerca del punto de fusión del hielo, debido a la dependencia de la viscosidad de hielo respecto de la temperatura. La convección subsólida en los cuerpos helados en un proceso lento con movimientos del hielo del orden de 1 cm/año, pero es de hecho un mecanismo de enfriamiento muy efectivo a lo largo de grandes períodos. Se piensa que el proceso que tiene lugar es el llamado de «estrato estancado», es decir, una capa exterior rígida y congelada conduce el calor sin convección, mientras que el hielo bajo esta capa sí realiza convección subsólida. En el caso de Calisto, el estrato congelado correspondería con la litosfera, con un grueso de unos 100 km. Su presencia explica la falta de signos de actividad endógena en la superficie. La convección en el interior de Calisto podría ser por capas, a causa de las enormes presiones en el interior. El temprano inicio de la convección subsólida en el interior de Calisto podría haber impedido una descongelación a gran escala, cosa que habría dado lugar a un núcleo rocoso más grande rodeado por un manto de hielo. En su lugar, debido a la convección, se habría estado produciendo durante miles de millones de años una diferenciación parcial, incompleta, del material rocoso y el hielo en el interior de este satélite, y que puede continuar todavía teniendo lugar.

El actual conocimiento de la evolución geológica de Calisto no contradice la presencia de un «océano» de agua líquida en su interior. Esto está relacionado con la extraña conducta del punto de fusión del hielo, que disminuye con la presión, llegando a los 251 K (-22 ºC) cuando la presión alcanza los 2.070 bar. En los modelados de Calisto se calcula que entre 100 y 200 km de profundidad la temperatura estaría muy cerca o sobrepasaría ligeramente esta temperatura de fusión. La presencia de pequeñas cantidades de amoníaco garantizaría la existencia de un océano, ya que este compuesto químico reduce todavía más la temperatura de fusión del hielo.

Mientras que Calisto es, en general, bastante similar a Ganímedes, parece tener una historia geológica mucho más simple. La superficie se formó principalmente bajo la influencia de los impactos. Al contrario que en Ganímedes, hay pocos indicios de actividad tectónica. La historia geológica relativamente simple de Calisto es importante, ya que sirve a los planetólogos como una buena referencia para el estudio de otros mundos más complejos.

I PARTE Mercurio: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/05/30/sistema-solar-cerca-i-parte-mercurio/

II PARTE Venus: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/05/31/sistema-solar-cerca-ii-parte-venus/

III PARTE Luna: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/06/sistema-solar-cerca-iii-parte-la-luna/

IV PARTE Marte: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/20/sistema-solar-cerca-iv-parte-marte/

V PARTE Las lunas de Marte: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/28/sistema-solar-cerca-v-parte-las-dos-lunas-marte/

VI PARTE Júpiter: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/07/07/sistema-solar-cerca-vi-parte-jupiter/

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