ORIGEN Y EVOLUCIÓN DE LAS ATMÓSFERAS DE LOS PLANETAS TIPO TERRESTRE.

Por Angel Ferrer.
palan100@hotmail.com

La atmósfera es la envoltura gaseosa de un planeta. Es el límite con el exterior, lo aísla y en cierta forma le protege del medio interplanetario. Las superficies planetarias están relacionadas con las características de la atmósfera, de ella depende la temperatura de la superficie, la erosión y la posibilidad de agua líquida. Todos los planetas tipo terrestre: Venus, la Tierra y Marte tienen una atmósfera compuesta por Dióxido de Carbono (CO2), Nitrógeno (N2), Argón, oxigeno. La proporción de estos compuestos es muy variable y refleja la evolución geológica de cada planeta. (Fig. 1)

Figura 1.- Planetas tipo terrestre. De izquierda a derecha: Mercurio, Venus, Tierra y Marte.

Origen del sistema solar y de las atmósferas planetarias. (Figura 2)

Figura 2.- Formación del sistema solar. El gas y polvo que rodea al Sol se va condensando en partículas cada vez mayores que dan lugar a planetesimos y estos a planetas.


No se puede separar el origen de la atmósfera con el origen del sistema planetario. Durante unos 7.000 Millones de años (Ma) una nube gaseosa formada por hidrógeno y helio estuvo totalmente inerte y sin cambios. Hace unos 4.600 Ma una supernova estalló en su proximidad y la "contaminó" con metales. La onda expansiva y el cambio de composición fue suficiente como para que colapsará bajo su propio peso, condensándose en su centro. Al aumentar la presión fue aumentando la temperatura, los átomos se movían más rápido y los choques más violentos hasta que fueron capaces de fusionarse y desencadenar reacciones nucleares. Había nacido el Sol. Una pequeña porción de ésta nube no se condensó en el Sol y formó un disco a su alrededor llamado disco protoplanetario. El disco formado por polvo y gas fue a su vez condensándose y formando partículas cada vez mayores que se fueron agrupando en otras mayores llamadas planetésimos. Según la velocidad, la dirección y el tamaño de estos planetésimos, los choques pueden ser destructivos o bien de fusión, acrecionándose y haciéndose cada vez de mayor masa hasta formar un planeta. Los choques se producen a una velocidad de 10 a 40 km/seg. La energía liberada por los impactos es enorme, capaz de fundir totalmente al primitivo planeta. Los distintos elementos se fueron diferenciando según su densidad. Los más pesados como el hierro y el níquel cayeron al interior formando un núcleo más denso, los menos pesados formaron la corteza, y los gases se situaron en la perifería. Esta caída gravitacional de los metales pesados también produce una gran energía y consiguiente calentamiento. La tercera fuente de calor de los planetas son los metales radioactivos como el uranio, torio y potasio 40.
El disco protoplanetario, no tuvo una composición homogénea. La energía del sol hizo que en sus proximidades predominaran metales y poco gas, mientras que en lugares más alejados fue al contrario. Los grandes planetas están compuestos por hidrógeno, helio y un núcleo relativamente pequeño.
La nube que originó el sol, estaba compuesta por metales pero también por agua, nitrógeno, hidrógeno, argón y dióxido de carbono. La elevada temperatura de los planetas primordiales hizo que se desprendieran los gases y formaran una atmósfera primitiva.
La teoría de la acreción es la más aceptada en la actualidad sobre el origen de la atmósfera: bien por el calentamiento de los primitivos planetésimos o bien por la posterior diferenciación de los planetas.

Evolución general de los planetas y sus atmósferas.
Han pasado escasamente 100 millones de años desde que el Sol irradia y ya tenemos los planetas en marcha. La Tierra suponemos que tardó unos 70 Ma en formarse y Marte solamente unos 50 Ma. Júpiter y Saturno con su mayor masa pudieron originarse no como fusión de planetésimos sino como una fragmentación de la nube primitiva. Pero sigamos con los planetas tipo terrestre.
Tenemos un sistema solar con los planetas a miles de grados, con violentos choques entre ellos. La evolución de los planetas está marcada por varios factores. El principal es la masa, pero también la proximidad al Sol, su campo magnético y la suerte que tuvieron. Si tienen una gran masa, el calor se mantiene durante mucho tiempo (hablamos de cientos de millones de años). Si son pequeños se enfrían pronto, pues la relación entre el volumen y la superficie es mayor (por eso una cucharada se enfría antes que la sopa). Los planetas grandes como la Tierra son capaces de mantener mucha energía interna y se mantienen activos aunque hayan pasado 4.000 Ma.
El segundo factor es la proximidad al Sol. La energía solar calienta mucho más los planetas próximos que los lejanos. Existe una distancia en la cual puede existir agua en estado líquido llamada zona de habitabilidad. En el interior llega demasiada energía como para que exista el agua en estado líquido y por fuera no es suficiente, independientemente de la atmósfera del planeta. El Sol va aumentando la energía que irradia conforme va acumulando helio en su núcleo. Hace 4000 Ma era un 30% más débil que en la actualidad. Venus en sus comienzos estuvo dentro de la zona de habitabilidad pero actualmente está en su interior y por tanto muy caliente.
El tercer factor es la presencia de campo magnético o no. Su existencia determina que el planeta esté protegido del viento solar, capaz de "barrer" la alta atmósfera, y consiguiente pérdida de gases.
El último factor es la suerte de cada planeta. Los choques fueron muy violentos en su origen. La Tierra primitiva, cuando se estaba formando sufrió el impacto de un cuerpo de tamaño similar a Marte, formando un disco en órbita que fue condensándose hasta formar la Luna. Otras hipótesis sostienen que fueron varios los impactos, 6 o 7 de menor tamaño pero de iguales consecuencias. Un impacto un poco mayor hubiera destruido nuestro planeta. A su vez la Luna produce una estabilidad en la órbita Terrestre. Hay quien duda si se hubiera podido formar la vida en nuestro planeta de no existir la Luna.
Los gases atmosféricos de los cuerpos planetarios no solamente provienen de la desgasificación inicial sino que también se atribuye a otros dos fenómenos: el vulcanismo y la "lluvia" de cometas.
Sabemos que en nuestro planeta los volcanes son una fuente de vapor de agua y C02. Emiten a la atmósfera ingentes cantidades de estos gases. Los continentes no están fijos sino que se van desplazando gracias al calor interno del planeta, es la conocida teoría de la tectónica de placas. Cuando una placa subduce por debajo de otra, origina un calentamiento tal, que provoca una cadena de volcanes. Las erupciones volcánicas, originan lava, inmensas cantidades de CO2 y agua que en realidad es el reciclado de los sedimentos de la placa que se hunde en las profundidades del manto. Es el conocido ciclo del CO2 que veremos mas adelante. Hay autores que postulan que toda la atmósfera proviene de este ciclo, aunque medidas de isótopos no parecen confirmarlo.
Una tercera fuente de gases atmosféricos es atribuida a los impactos de cometas y asteroides. Estos cuerpos están formados en su mayoría por agua y compuestos carbonáceos reflejo de la composición de la nebulosa primitiva. Hace pocos años surgió la hipótesis de la existencia de minicometas, de un tamaño de pocos metros que estaría bombardeando continuamente nuestra atmósfera. Basándose en esta hipótesis es de prever que en las zonas umbrías de los cráteres de los polos de la Luna e incluso de Mercurio, podamos detectar agua. Por ahora no se ha demostrado. Algunos meteoritos del cinturón principal de asteroides contienen hasta un 20% de agua en forma de minerales hidratados. La relación entre los isótopos deuterio y hidrógeno del agua de la Tierra en relación con el agua de los cometas, induce a pensar que esta teoría no es la mejor. Si fuese predominante el agua procedente de los cometas, la relación deuterio-hidrogeno de nuestros océanos sería el doble de lo que es en realidad.
Visto las características generales, veamos la evolución de cada uno de ellos y de sus atmósferas.

Mercurio. (Figura 3 y 4)Es el más próximo al Sol . Su masa es pequeña. No tuvo una atmósfera duradera pues fue barrida por el viento solar. Aunque esta alejado del cinturón de asteroides y de posibles impactores, tiene una gran velocidad y por tanto los choques fueron muy violentos. Al tener poca masa se enfrió rápidamente y no hay huellas de tectónica de placas ni volcanes recientes. Toda su superficie es muy antigua. Actualmente tiene una atmósfera muy tenue atribuida a la interacción con el viento solar o bien a una lenta desgasificación de su núcleo. La composición actual es la siguiente: 30 millones de átomos/cm3 de Argón, 40.000 de Oxígeno, 20.000 de Sodio, 6.000 de Helio, 500 de Potasio y unos 200 de Hidrógeno. Los átomos prácticamente no chocan entre ellos, siguen trayectorias balísticas hasta que escapan al exterior. Toda la atmósfera de Mercurio equivale al aire de una habitación. Al no tener atmósfera la temperatura de la superficie depende de la irradiación solar, pasando de -180º C a 700º C de la noche al día.

Figura 3.- Hipotética imagen de la superficie y atmósfera de Mercurio.

 

La Luna. (Figura5). Siguió una evolución parecida a Mercurio dado su poca masa. Después de formarse, pasó por una etapa en la que estaba totalmente fundida, luego se diferenció una corteza que sufrió grandes impactos que se rellenaron con la lava de las profundidades del manto (son los llamados "Mares"). Por su tamaño se enfrió rápidamente y desde hace 3.700 Ma no ha mostrado actividad volcánica ni tectónica de placas. La atmósfera, si se puede llamar así, se limita a unos átomos por centímetro cúbico: Argón: 40.000; Helio: 2.000 - 4.000; Oxígeno 500; Sodio: 70; Potasio: 16 e Hidrógeno menos de 17. Están descritos y bien documentados los llamados Fenómenos Lunares Transitorios. Se describen como nubecillas o bien destellos luminosos de muy corta duración y difícil de observación. Aparecen predominantemente en algunos cráteres, como el denominado Alfonso y se atribuye a emanaciones gaseosas. Si se confirman, es posible pensar que aún persisten reliquias de un volcanismo Lunar. También se atribuyen a impactos sobre su superficie.

Figura 5.- La Luna. Mares y cráteres. Sin atmósfera.

 

Venus: (Figura 6 y 7). Es un planeta grande, con mucha energía acumulada en su interior y próximo al Sol. Actualmente posee la atmósfera más densa de los planetas tipo terrestre. La presión atmosférica en su superficie es de 90 bars (unidad de presión equivalente a 1 atmósfera terrestre). Está compuesta en un 96 % de CO2, el 3.5% de Nitrógeno y pequeñas porciones de argón y vapor de agua. El CO2 tiene la peculiaridad de ser trasparente a la luz visible y opaco a la luz infrarroja. La luz del Sol atraviesa la atmósfera sin dificultad hasta la superficie, la calienta y esta la devuelve como infrarrojos que son incapaces de alcanzar el espacio, por lo que se va acumulando la energía, calentando la atmósfera y por consiguiente la superficie del planeta. Es el llamado efecto invernadero ( en ingles "greenhouse" y en portugués "efeito estufa"). La temperatura actual de Venus es de 400 grados sobre cero, atribuibles a su densa atmósfera.
Pero no siempre fue así. En los primeros tiempos de su existencia, Venus era muy diferente. El Sol irradiaba menos y Venus estaba dentro de la esfera de habitabilidad. Durante unos 600 millones de años se postula la existencia de océanos de agua. El agua es capaz de disolver dióxido de carbono en grandes cantidades, formando ácido carbónico y sales de carbonatos que se depositarían en los fondos marinos (o sea como en la Tierra). Pero las condiciones fueron cambiando y el aumento de energía solar produjo aumento de temperatura hasta la ebullición y evaporación de los océanos. El ciclo del carbono de detuvo y el efecto invernadero fue actuando progresivamente.

Figura 6.- Venus. Cubierto de una densa atmósfera que impide ver la superficie.

 

En la superficie de Venus apenas existen un millar de cráteres de impacto, todos ellos muy grandes en cambio hay muchas manifestaciones de vulcanismo: volcanes, domos, campos de cráteres volcánicos, estructuras desconocidas en la Tierra como los llamados arácnidos y coronas. Esto se traduce en que la superficie tiene una antigüedad inferior a 600 Ma y el calor de su interior ha mantenido activo al planeta al menos hasta esa fecha. No se conoce si en alguna etapa de su evolución ha tenido tectónica de placas como en la Tierra o no. Dado el reciclado de la superficie, si había depósitos de carbonatos fueron reciclados y devueltos a la atmósfera.
El agua permaneció en la atmósfera pero el viento solar, las radiaciones ultravioletas y la ausencia de campo magnético hizo que se fuera disociando en oxígeno e hidrógeno. El oxígeno, se combina rápidamente con muchos metales y minerales mientras que el hidrógeno escapa al exterior dada la poca masa del planeta. Actualmente tiene una atmósfera muy seca.

Figura 7.- Hipotética imagen de la superficie de Venus. Superficie seca, nubes densas que impiden ver el Sol.


En la atmósfera de Venus se han detectado una nubes muy especiales. Están formadas por ácido sulfúrico. Estás nubes pueden condensarse y llover gotas de ácido sulfúrico que no alcanzan la superficie pues se evaporan nuevamente. Pero el problema es que el ácido sulfúrico es inestable y se combina fácilmente formando sulfatos. Para que no desaparezca debe haber una fuente que renueve continuamente este gas. La explicación aceptada es que proceda del SO2 emanado por los volcanes. Esto significa que existiría vulcanismo activo en Venus aunque no se ha detectado.
Hace escasos meses se ha publicado que las condiciones de habitabilidd de Venus ha sido mucho mas duraderas de lo que se pensaba. Se ha tenido en cuenta la reflexión de la luz solar en la nubes de venus y según estos autores prolongan la existencia de agua líquida 1.000 o incluso 2.000 Ma. De ser cierto, la historia de Venus se resumiría en una larga etapa con agua líquida que por el aumento de la radiación solar se evaporó hace unos 1.000 Ma. El ciclo del CO2 se alteró y produjo un aumento de temperatura que fusionó la corteza hace unos 600 Ma.

La Tierra. (Figura 8 ). Es un planeta grande, capaz de retener mucho calor, situado en la zona de habitabilidad del sistema solar, con campo magnético y encima con suerte.

Figura 8.- Una bella imagen de nuestra morada. Imagen idealizada de la superficie de la Tierra: continentes, mar, atmósfera con nubes y seres vivos.


Después de los violentos impactos, la Tierra se fue enfriando hasta formar una corteza sólida. Posteriormente bajó la temperatura lo suficiente como para condensarse el agua y formar océanos. Existen pruebas de sedimentos hace 3.700 Ma. Desde entonces se ha mantenido unas condiciones aptas para la vida. Poco sabemos de cómo era la atmósfera primitiva en nuestro planeta pero tenemos algunos indicios, como la escasez de Oxígeno y que el Sol irradiaba un 30% menos. Para mantener una temperatura adecuada debía tener un efecto invernadero superior al actual, con una alta proporción de CO2, quizás semejante a Venus. Otros componentes de la atmósfera primitiva serían Nitrógeno y vapor de agua. De resultas de la interacción con el viento solar y las descargas eléctricas de las tormentas se formaría, como en la actualidad, otros compuestos en menor proporción. Estos compuestos serían el metano (CH4), amoniaco (NH3), Hidrógeno (H2), e incluso Oxígeno (O2). Si predomina el Oxígeno sería una atmósfera oxidante mientras que si predominan los primeros sería reductora. En los planetas gigantes y satélites como Titan parece ser que hay una alta proporción de metano, amoniaco e hidrógeno como en los primeros tiempos de nuestro planeta. La importancia estriba en que es, en ésta atmósfera, donde se formó los compuestos que posteriormente dieron lugar a la aparición de la vida. Según sea la atmósfera reductora u oxidante favorece la formación de azúcares o aminoácidos. En el año 2.004 la nave Cassini-Huygens explorará Saturno y sus satélites. En enero de 2.005 la sonda Huygens descenderá sobre Titán analizando su atmósfera hasta alcanzar su superficie, proporcionando valiosa información sobre su composición. Quizá encuentre un océano de hidrocarburos. En poco más de 1 año tendremos la respuesta.
En la actualidad la atmósfera terrestre está compuesta por Nitrógeno en un 78%. Oxígeno en un 21%, Argón el 1%, vapor de agua un 0.01% y CO2 un 0.0035%. Llama la atención la gran diferencia de CO2 con la atmósfera de Venus. ¿Dónde esta el que falta?. En el agua hay disuelta una gran cantidad de gases atmosféricos y C02. En los océanos hay 10 veces más que en la atmósfera. Pero esta cantidad se queda ridícula si la comparamos con al cantidad que existe en forma de carbonatos. El CO2 reacciona con el agua formando ácido carbónico que a su vez se combina con cationes como el calcio para formar carbonato cálcico. Gran parte de nuestras montañas tiene esa composición. Los seres vivos intervienen en la cantidad de CO2 atmosférico gracias a la fotosíntesis: las plantas captan CO2 para convertirlo en hidratos de carbono, y distintos compuestos carbonados, pero también los caparazones de muchos animales microscópicos son de carbonato cálcico, que se van depositando en sedimentos marinos. Si todos estos depósitos volvieran a la superficie tendríamos una atmósfera comparable a la de Venus, con 10 atmósferas de este gas. Hasta ahora hemos visto como se extrae de la atmósfera, pero en realidad el CO2 tiene un complejo ciclo de reciclaje que se está conociendo desde la últimas décadas. Los continentes no están fijos sino que se van desplazando gracias al calor interno del planeta, es la conocida teoría de la tectónica de placas. Cuando una placa subduce por debajo de otra, origina un calentamiento tal que provoca una cadena de volcanes. Las erupciones volcánicas, originan lava e inmensas cantidades de CO2 que proviene de los sedimentos de carbonatos de la placa sometidos a altas temperaturas que se hunden en las profundidades del manto.
Actualmente estamos asistiendo a una modificación artificial de la atmósfera con el aumento paulatino de gases como el CO2. La quema de combustibles fósiles como el petróleo y el carbón está aumentando su concentración. Cada vez es mayor el efecto invernadero y por tanto debería aumentar la temperatura. Pero cuanto más CO2 atmosférico existe mayor es la concentración en el agua de los océanos y más efectiva su extracción por los microorganismos. A su vez el aumento de temperatura origina aumento del vapor de agua que refleja la luz solar. Para complicarlo existen otros gases con efecto invernadero como el metano cuyos efectos y concentración son menos conocidos. Hay que destacar que nuestra Tierra ha sido capaz de mantener unas condiciones de habitabilidad a lo largo de 4.500 Ma, a pesar de que "nuestro" Sol como estrella que es, va aumentando progresivamente su energía. Hace unos 4.000 Ma brillaba un 20 % menos que ahora, si no hubiese sido por este efecto invernadero nuestra Tierra hubiera estado recubierta de hielo y la vida hubiera tenido mayores dificultades para aparecer. (Figura 9).
La Tierra es el único planeta que tiene una apreciable proporción de Oxígeno en su atmósfera. Una pequeña porción de oxígeno proviene de la fotodisociación del agua por los rayos ultravioletas. La aparición de la vida hace unos 3.800 Ma, fue el origen del oxígeno atmosférico. Las plantas o bien las bacterias obtienen la energía del sol por un procedimiento llamado fotosíntesis en la que captan CO2 que lo trasforman en azúcares y desprenden Oxígeno como producto de desecho. Durante miles de millones de años fue oxidando numerosos metales sobre todo el hierro, hasta que posteriormente se fue acumulando en su atmósfera. Cuando hubo bastantes moléculas de Oxígeno (02) y de ozono (O3) que evitasen el paso de los rayos ultravioletas se desarrolló la vida en los continentes, lo que sucedió hace tan solo unos 600 millones de años. No encontramos Oxígeno en otros planetas en cantidad apreciable. (Figura 10).

Figura 10.- Tormenta en la atmósfera de la Tierra.

 

Marte. (figura 11). Es un planeta pequeño, con una masa 10 veces inferior a la Tierra y por tanto con un enfriamiento rápido. Esta situado en el límite exterior de la zona de habitabilidad del sistema solar. No tiene campo magnético.
Cuando vemos las imágenes enviadas por las distintas naves espaciales como las Viking o la Mars Gobal Surveyor apreciamos muchos accidentes geológicos similares a los terrestres: volcanes y valles, barrancos, zonas similares a deltas, superficies totalmente llanas con escasos cráteres de impacto, casquetes polares, impactos con una aureola sugerente de una material fluido, en las laderas de los cráteres se pueden ver como escorrentías, etc. (Figura 12) La historia de Marte es compleja pero todo parece indicar que durante los primeros 1.000 Ma pudo existir agua líquida en grandes cantidades. El hemisferio Norte es una inmensa llanura con escasos cráteres de impacto. Se atribuye a un océano que cubría con un espesor medio de 300 m. Otros autores no son atrevidos y se limitan a pensar en varios lagos aislados. Dado que el Sol irradiaba menos, la energía para mantener esta agua líquida debe proceder de su interior. En otras épocas la actividad volcánica era muy manifiesta como se puede ver en la existencia de volcanes de su superficie. Estos volcanes liberaron grandes cantidades de CO2 a la atmósfera y puso en marcha el efecto invernadero, con aumento de temperatura, ... Actualmente no parecen existir volcanes activos que liberen C02 a la atmósfera, pero si que hay grandes depósitos en los casquetes polares que si se calentaran un poco, ... Marte se fue enfriando dada su poca masa, y fue incapaz de mantener una condiciones de habitabilidad.

Figura 11.- Marte visto con telescopio.


La actual atmósfera de Marte esta compuesta por 95% de CO2, 2.7% de Nitrógeno, 1.6% de Argón, 0.13% de Oxígeno y solamente un 0.06% de vapor de agua. Actualmente la presión en su superficie es de 6 mm Hg. con temperatura media de 50 grados bajo cero. En esas condiciones no es posible mantener agua líquida. Pero no hay que modificar mucho los parámetros para verla fluir. Con 8 mm Hg. de presión ya sería posible y eso se da actualmente en las grandes depresiones, como la cuenca Hellas. La temperatura pudo ser superior en otras épocas. Solo cambiando el eje de rotación ya puede explicar una mayor insolación. El eje de Marte tiene una gran variación y puede oscilar de 0 a 50 º en periodos de varios millones de años Cuando hablamos de agua líquida en Marte, es evidente que no nos referimos a agua pura, destilada, etc. sino agua con sales disueltas. Estas sales actúan como anticongelante pudiendo bajar el punto de congelación a 30-40 grados bajo cero dependiendo de la composición mineral. Actualmente los científicos creen que si existe vida en Marte hay que buscarla a varios metros de profundidad. Marte no ha tenido suficiente masa como para retener una densa atmósfera. La ha ido perdiendo progresivamente en el espacio. (Figura 13)
Como vemos, tres planetas similares, que comenzaron bien en su camino hacia la aparición de la vida pero solo en uno de ellos ha permanecido estable hasta hoy. Las condiciones son diferentes, pero hay grandes esperanzas que el estudio del satélite Titán nos proporciones información muy valiosa sobre la atmósfera en las primeras fases del sistemas solar.

Figura 12.- Superficie de Marte con torrentes como los terrestres.


Desde hace 10 años se ha descubierto un centenar de planetas extrasolares o exoplanetas y la cifra aumenta cada mes. Por ahora no podemos descubrir planetas del tamaño de la Tierra y solo los de tamaño similar a Júpiter son detectados . Es cuestión de tiempo y de nuevos telescopios puestos en órbita lo que nos permita detectar planetas tipo terrestre. Incluso su tránsito por la estrella madre nos permitiría deducir la composición de su atmósfera. Esperemos que dentro de poco sepamos si la aparición de la vida es un cúmulo de casualidades y mucha suerte o bien es una consecuencia de la propia evolución química de los planetas.
En el próximo articulo analizaremos la atmósfera de Titán. El único satélite del sistema solar con atmósfera. Esta compuesta por Nitrógeno, CO2 y otras moléculas como Metano, amoníaco ... a 180 Grados bajo cero. Son unas condiciones muy diferentes a las terrestres pero capaces de albergar compuestos prebióticos. Una sonda espacial la Cassini-Huygens llegará a Saturno en Junio. Seguro que desvelará secretos ocultos y nos mostrará fotografías de las superficies de los satélites y anillos totalmente admirables. En diciembre de 2004, la sonda Huygens se dirigirá a la superficie de Titán, analizará los gases de su atmósfera y quizás acabe meciéndose tranquilamente en un océano de metano.


Bibliografía:
Beatty y cols. The New Solar System. 1999 ed Cambrigde.
Colaboradores: Origen y cuna de la vida. Investigación y ciencia. Dic. 2001
Anguita, F. Origen e Historia de la Tierra. 1988. Editorial Rueda.

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