Marte
Conocido también como el Planeta rojo debido a su color rojizo, recibe su nombre del dios romano de la guerra. Forma parte del grupo de los llamados planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte), es decir, los que tienen una corteza sólida superficial y densidades elevadas. Es el cuarto planeta desde el Sol, se encuentra a una distancia media de 227,9A106 Km, un 50% más alejado del Sol que la Tierra, por ello recibe una radiación solar un 60% más tenue.
Su órbita es relativamente elíptica y con una notable
excentricidad, por lo tanto, en el perihelio se acerca al mismo hasta
206,7A106 Km, mientras en el afelio se aleja de él hasta
249,1A106 Km. Marte realiza una vuelta completa alrededor del Sol en 687
días
Aunque de masa inferior, Marte es un planeta con características similares a las de la Tierra. Su diámetro ecuatorial es de 6.788 Km (algo más de la mitad del terrestre), su masa equivale a casi 0,108 la terrestre y su densidad media es de 3,94 gr/cm;. La menor masa y densidad de Marte hacen que su gravedad sea aproximadamente un tercio de la terrestre (0,38).Sin embargo, otras magnitudes guardan una gran similitud con las de la Tierra: la duración de su día es de 24 h 37 min y 22'6 s.
En torno a Marte giran dos pequeños
satélites Phobos y Deimos (Miedo y Terror, como los dos hijos del dios Marte)
de forma irregular, por lo que se piensa que son dos asteroides capturados por la fuerza
gravitatoria del planeta.Tiene dos pequeños satélites, Phobos de
aproximadamente 21 Km de diámetro y Deimos,de tan sólo 12 Km, que
los astrónomos los consideran como asteroides capturados por Marte al
comienzo de su vida. Como se aprecia en las fotografías, ambos tienen
numerosos numerosos cráteres de impacto en su superficie.
Atmósfera y Clima
Marte posee una atmósfera tan tenue que, a nivel del suelo en las zonas de llanura, su presión varía entre 5 y 7 milibares (0,160 veces inferior a la terrestre, equivalente a la presión existente en la Tierra a una altura de 35 Km). Esta baja presión, permite una gran movilidad de los gases atmosféricos, por lo que Marte es frecuentemente azotado por vientos huracanados que superan los 200 Km/h. La presión varía aproximadamente en un 30% más o menos, debido a los cambios estacionales que se producen en los casquetes polares. El el invierno parte de los gases de la atmósfera se congelan en los casquetes y la presión baja. En el verano se evaporan, con lo que aumenta la cantidad de gases que rodean al planeta y la presión sube.
Está compuesta en un 95,3% de dióxido de carbono, 2,7% de nitrógeno, 1,5 % de argón, monóxido de carbono y una proporción insignificante de vapor de agua, monóxido de carbono, oxígeno y gases nobles.
Hay evidencias de la existencia pasada de razonables cantidades de agua en la superficie de Marte, en la actualidad, tanto la superficie como la atmósfera sólo contienen cantidades muy pequeñas y variables de vapor de agua, cuya concentración crece ligeramente al aproximarse a los polos, al igual que aumenta al producirse el deshielo en primavera, decreciendo de nuevo en otoño. Más evidentes son las pruebas de existencia de hielo subterráneo, como las formas de pétalo que rodean algunos cráteres, y los llamados suelos adornados. La baja presión superficial determina la imposibilidad de la existencia de agua en estado líquido en Marte. El agua tiene una presión de vapor de 18 milibares a 0 °C, lo cual significa que cuando el agua esta sometida a presiones inferiores a su presión de vapor, entra inmediatamente en ebullición, y se evapora. Para el agua en Marte no se evapore debe estar a temperaturas muy inferiores y por lo tanto en forma de hielo.
Algunos estudiosos formularon la hipótesis de que, anteriormente, una atmósfera más densa había protegido al planeta, y en esas condiciones, en la superficie de Marte había mares de agua con profundidades de hasta 500 m. Esto justificaría la erosión de su superficie y lo que se considera como lechos de ríos, ahora secos, fotografiados por las sondas americanas Mariner y Viking. Un cambio climático, habría hecho bajar la presión atmosférica, con la consiguiente evaporación de agua. Posteriormente los componentes químicos del agua habrían sido separados por efecto de la radiación ultravioleta, el hidrógeno más ligero escaparía a la atmósfera mientras el oxígeno, se combinaría con otros elementos oxidando la superficie del planeta adquiriendo el característico color rojo. Medidas precisas de la inclinación del eje de rotación de Marte, indican que, aunque en la actualidad este ángulo es de 25°, durante un periodo de unos 500.000 años, este ángulo varía desde un minino de 15°, hasta un Máximo de 35°. Ésta puede ser una de las razones que haya originado los cambios climáticos en Marte.
La inclinación del eje de rotación (unos 24°, muy similar a los 23,5° terrestres) hace que tenga un ritmo de estaciones climáticas similar al de la Tierra, aunque en este caso, la excentricidad de su órbita, y el hecho de que su periodo de rotación sea de 687 días hace que las estaciones tengan una duración aproximadamente dos veces más largas.
Su clima general es semejante al de un frió desierto que se encontrase a gran altitud. Las extremas condiciones de los largos y fríos inviernos y los cortos y calurosos veranos se ven en parte incrementadas por la poca densidad de su atmósfera, que no ejerce un efecto homogenizador de temperaturas como puede ocurrir en la Tierra. Por ello, aunque en la superficie del planeta la temperatura media no sobrepasa los -33° C, tiene un amplio abanico de variabilidad. En el mediodía de verano, en los puntos próximos al ecuador se dan temperaturas próximas a los 22 °C para bajar a los -72 °C durante la noche. No muy lejos y también al mediodía, las temperaturas son de tan sólo -45,56° C en las zonas situadas en latitudes próximas a los trópicos. Las temperaturas en los polos, alcanzan valores mínimos de - 125 °C, de manera casi permanente, llegando en algunos casos a los -143 °C medidos por la nave Viking 2 en el polo sur. Estas temperaturas son lo suficientemente bajas para que el anhídrido carbónico de su atmósfera se congele, por ello los dos polos de Marte están cubiertos pos dos brillantes casquetes polares, claramente visibles al telescopio, formados principalmente por anhídrido carbónico helado.
La formación de estos casquetes sigue un ciclo estacional que se ha sido observado por los astrónomos, durante más de dos siglos. Al llegar el otoño, en la capa de la atmósfera situada sobre los casquetes se forman brillantes nubes de cristales de CO2, que se precipita en forma de un fino polvo, que hace que el casquete engorde y se extienda, a veces hasta latitudes inferiores a los 45°.
Al final de la noche invernal, cuando llega la primavera, la luz solar evapora la nieve carbónica, y los casquetes retroceden durante el verano hasta un tamaño mínimo que configuran los casquetes permanentes. Se supone que en estos casquetes permanentes, que en el polo norte tiene un diámetro de 1.000 Km y en el Sur 3.000 Km y un espesor de unos 2 Km, puede haber acumulada gran cantidad de agua en forma de hielo.
La actividad atmosférica en Marte es muy importante y variada. A gran altitud, se producen neblinas y nubes de hielo formadas por cristales de anhídrido carbónico. A veces se producen cuando una corriente del "aire marciano", es impulsada a gran altitud por las cadenas montañosas. Al ascender los gases, se enfrían por debajo del punto de congelación del CO2 y se solidifican en forma de pequeños cristales blancos, que dan lugar a las nubes.
A final de la primavera marciana, durante el perihelio marciano, y la parte del hemisferio Sur, próxima al ecuador, se encuentra recalentada, se forman impresionantes corrientes de aire, que arrancan el fino polvo de la superficie marciana y lo elevan hasta alturas superiores a los 30 Km, formando extensas nubes amarillas que oscurecen la superficie del planeta durante semanas e incluso durante meses. Estos vientos modifican sensiblemente la superficie del planeta, que se ve erosionada en unas zonas mientras que en otras se depositan los materiales arrastrados, a veces formando extensos campos de dunas.
Superficie.
El envío sistemático de sondas espaciales que, directa o indierectamente se han acercado a Marte, ha posibilitado la elaboración de una precisa cartografía de su superficie, que ha permitido distinguir una importante difeferenciacion entre dos mitades de su superficie, que aproximadamente se corresponden con los hemisferios norte y el sur.
Si, como hemos dicho, dividimos la superficie de Marte en dos
hemisferios, por un plano inclinado 30° con respecto al ecuador, la mitad norte más
lisa, se supone más joven, con una densidad de cráteres cinco veces
inferior a la del hemisferio sur, y 
estos parcial o totalmente rellenados por efecto de la
erosión, de los vientos, y de proyecciones volcánicas. Se supone que
la lava inundó ampliamente esta superficies, inmediatamente después
de haber cesado el intenso bombardeo de meteoritos que siguió a la
formación del planeta, aunque en algunas zonas las inundaciones de lava
pueden ser relativamente recientes (algunos centenares de millones de
años). En su parte más septentrional se encuentran las zonas
más planas, como la denominada Vastitas Borealis, aproximadamente
a 50 grados de latitud se encuentra la Utopia Planitia en la que se sitúa el
volcán Mie, en cuyas proximidades aterrizó el Viking Lander 2.
Más cerca del ecuador, sobre la Elysium Planitia, se encuentran dos
grandes volcanes con forma de escudo, Elysium Mons y Hecates
Tholus.
En las proximidades del ecuador, en el hemisferio oriental, se encuentra la Syrtis Major Planitie, sin grandes detalles morfológicos, mientras que en el hemisferio occidental, se encuentra la región volcánica de Tharsis, la mayor del Sistema Solar, y el complejo de cañones de Valle Marineris, la mayor formación de origen tectónico del planeta.
Tharsis es el resultado de una impresionante acumulación de lava sobre un radio de más de 1.000 Km de radio, en el que llega a alcanzar una altura de más de 20 Km sobre el nivel medio del planeta. Las alturas más importantes de estas regiones son los llamados Olympus Mons (el mayor volcán de todo el Sistema Solar), Arsia Mons, Pavonis Mons y Ascraeus Mons.
Por el contrario, la hemisferio sur es accidentado, salpicado de cráteres y canales, y ranurado, presentando un aspecto más similar a la Luna, con numerosos cráteres casi intactos, y algunas grandes cuencas de impacto, entre las que se encuentran las mayores del planeta, Hellas Planitia, con 1.500 Km de diámetro, y Argyre Planitia, de 900 Km. Estas tierras se supone que datan de los primeros tiempos de formación del planeta, hace 4.000 millones de años, cuando Marte, al igual que la Luna y el resto de los planetas, estaba sujeto a un constante bombardeo de meteoritos.
Entre las características comunes de ambos hemisferios, destaca el color rojizo de la superficie y la estructura de los cráteres. Un 80% de la superficie marciana esta cubierta por una arcilla producto de la meteorización de los basaltos superficiales. Esta arcilla es más rica en hierro y más pobre en aluminio que las equivalentes de la Tierra, y tiene un color rojizo producido precisamente por el oxido de hierro. Parece que en Marte es frecuente la escapolita, una serie de silicatos complejos que se originan por alteración de los feldespatos y que incorpora en su composición CO2. La escapolita, relativamente escasa en la Tierra, se supone que puede ser una fuente de CO2, principal gas que interviene en la formación de la atmósfera marciana.
Los cráteres, que aunque con distribución y grado de erosión diferentes en los dos hemisferios, se diferencian de los restantes del Sistema Solar por su forma amurallada. Se supone que si bien en la superficie de Marte no existe agua liquida, en la época de formación de la mayor parte de los cráteres, incluso en la actualidad, en importantes áreas del subsuelo de Marte se encuentra una estructura similar a la de barro congelado (permafrost). El impacto de un meteorito generaría una gran cantidad de calor, que produciría un deshielo, seguido por una avalancha de partículas que terminaría por rodear los cráteres. Una peculiaridad de los cráteres de Marte es que existen muchos menos cráteres de menos de 50 m de diámetro, que lo que cabría predecir. Aunque liviana, la atmósfera de Marte es lo suficientemente densa para erosionar y romper los meteoritos pequeños antes de que alcancen la superficie con suficiente velocidad para formar un cráter.
Se han observado cambios en la coloración de la superficie de Marte, que han sido interpretados como nubes de polvo rojizo levantados por vientos huracanados de más de 200 Km/h que se producen en la superficie del planeta.
Volcanes.
La actividad volcánica en Marte
ha tenido probablemente lugar desde hace 4A109 años. Fue especialmente
importante en los últimos mil millones de años, aunque parece haber
cesado en los últimos 
cien, ya que no se tienen pruebas concluyentes de actividad
volcánica reciente. Presentan diferentes grados de degradación, lo que
indica que las actividades erosivas han sido mayores que en Mercurio o la Luna. En
algunos casos han sido parcialmente obturados por flujos de lava más recientes,
o por acumulaciones de sedimentos arrastrados por el viento. Los geólogos
suponen que las lavas de Marte son fluidas, extendiéndose con facilidad en
amplias zonas.
Marte posee los edificios volcánicos más grandes del Sistema Solar, tienen una forma similar a los volcanes-escudo basálticos de la Tierra, como el Mauno Loa de Hawai, aunque de mayores dimensiones. El más alto, Olympus Mons, está situado en la cuenca de Tharsis, tiene un diámetro de 600 Km, se eleva 26 Km por encima del nivel medio del planeta y al menos 2 Km sobre la meseta que le rodea. Su cima está coronada por numerosas calderas, y a pesar de que no se ha manifestado ninguna actividad volcánica, no se descarta que pueda estar activo. Para que la corteza marciana pueda soportar estructuras de las dimensiones de Tharsis, debe tener un grosor de unos 200 Km, cinco o seis veces mayor que el de la corteza terrestre. Situados al este del Olympus se encuentran tres volcanes-escudo más pequeños denominados Arsia, Pavonis y Ascraeus, que fueron fotografiados por primera vez por el Mariner 9.
En Marte se distinguen tres provincias volcánicas, que se encuentran concentradas en la región ecuatorial: las mesetas de Tharsis y Elisium y la cuenca de Hellas.
Cañones y canales.
Uno de los hechos más importantes descubiertos a partir de las fotos tomadas por el Mariner 9 fue, por una parte, comprobar la aridez y sequedad del clima marciano y, por otra, descubrir estructuras similares a lechos de ríos secos erosionados por el agua. Además de canales estrechos y largos, con sus afluentes y algunos con típicas estructuras terminales de delta, el Mariner fotografió también anchos y profundos cañones similares, a los existentes en la Tierra, como en Cañón del Colorado, posiblemente como resultado de movimientos tectónicos, lo cual echo por tierra la idea de un Marte geológicamente inactivo.
Los cañones, o grandes canales de
desagüe, discurren desde el hemisferio sur hacia el hemisferio norte más
bajo. Se baraja la hipótesis de que se han podido formar durante el primer tercio
de la vida del planeta (hace 3A109 años) por el repentino derrumbamiento de la
superficie y posterior inundación con agua, cuando se fundió el hielo del
subsuelo por efecto de un cambio climático extenso o por la actividad
volcánica. El más impresionante de estos cañones es el Valles
Marinieris, que se extiende en el hemisferio sur casi paralelo al ecuador, y ocupa
más de un cuarto de circunferencia. Tiene un longitud aproximada de
más de 1.500 Km, y su anchura alcanza en algunos puntos hasta 700 Km y
entre 2 y 7 Km de profundidad.
Los canales pequeños discurren de manera sinuosa, describiendo meandros, y a veces parecen tener su origen en un cráter de impacto. Recibían caudal de numerosos afluentes. Por observación de los cráteres de impactos que posteriormente a su formación alteraron su fisionomía se estima que se tiene una antigüedad de entre 1,5 y 3A109 años, son por tanto posteriores a la mayoría de los cráteres, pero sin embargo son más antiguos que la mayor parte de los volcanes.
Las dunas
La superficie de Marte, al igual que la de la Luna, está cubierta por una gruesa capa de polvo, resultado de la erosión. El viento transporta la arena de unos lugares a otros formando en algunos lugares extensos campos de dunas, similares a los existentes en los desiertos terrestres. El más importante de los fotografiados está situado en la región de Hellespontus y ocupa una extensión de 1.600 Km5. Dar una explicación a la existencia de dunas en Marte resulta una cuestión problemática, ya que la baja densidad de la atmósfera marciana únicamente permite que el viento transporte partículas de polvo.La dinámica de formación de dunas requiere que los granos que se vayan a sedimentar reboten contra el suelo, algo que no hacen partículas tan pequeñas, por lo que se ha propuesto que el hielo podría actuar como agente cementante del polvo, generando partículas del tamaño de un grano de arena.
Uno de los grandes misterios de Marte sigue siendo la existencia o no de agua. Las fotografías enviadas desde el espacio por el "Mariner" y por el "Viking", muestran configuraciones geológicas que podrían indicar la acción del agua durante los milenios transcurridos. Estos y otros descubrimientos han inducido a los científicos a pensar que Marte debe haber sufrido, durante los miles de siglos pasados, muchos y repentinos cambios climáticos.
El famoso escritor y astrónomo americano Carl Sagan, elaboró a este propósito una teoría, basada en el convencimiento de que pequeñas variaciones orbitales en la posición del planeta respecto al Sol provocan grandes variaciones climáticas. Sagan pensó que cada algunos miles de años, una pequeña variación en el eje de rotación de Marte, provoca la evaporación de parte de los casquetes polares. La atmósfera marciana se hace más densa, y el CO2 atmosférico provoca un efecto invernadero, con lo que la temperatura sube más y más, hasta que total fusión de los casquetes incrementan la temperatura marciana induciendo la fusión del permafost del subsuelo. Con ello el agua vuelve a la superficie de Marte, la atmósfera se hace más densa y el planeta muerto está nuevamente en condiciones de albergar vida.
Interior
Poco se conoce de la estructura interna de Marte.Los estudios gravimétricos realizados por las sondas Viking hacen pensar que Marte ha sufrido un proceso de diferenciación de materiales similar al terrestre, siendo las capas más externas las menos densas. La densidad media es de 3,9 gr/cm;, ligeramente superior a la de las rocas basálticas por lo que si posee núcleo interno metálico, debería ser mucho menor que el de la Tierra. La no existencia de campo magnético apreciable, incluso con instrumentos muy sensibles sugiere que el núcleo interior metálico en caso de existir debería ser sólido.
Las lavas de Marte son fluidas y se expanden con facilidad. El manto, a tenor de los esfuerzos que debe soportar en estructuras con Tharsis, debe tener un espesor cerceno a los 200 Km,varias veces más grueso que la Tierra pero inferior al de la Luna. Al ser Marte de dimensiones inferiores a la Tierra había perdido calor antes que ella, por lo que se habría solidificado una capa más gruesa de manto. Este manto más grueso y resistente no habría permitido que se desarrollase una actividad geológica intensa como la tectónica de placas terrestre. No obstante hay importantes efectos de la actividad tectónica marciana, que se manifiesta principalmente en los llamados cañones, que dominan las regiones ecuatoriales al este de la región de Tharsis. donde el Valles Marineris, ocupa un área de 4.800 x 70 Km.
La observación de Marte
Cuando se le observa a simple vista o con un pequeño telescopio, Marte aparece como un punto rojizo de un brillo muy variable dependiendo de la distancia a que se encuentre de nosotros y de las fases del planeta. Cuando está más cerca de la Tierra (a tan sólo 55A106 Km) es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno que adquiere su máxima altura en el cielo a medianoche.
Los momentos más interesantes para observar a Marte es cuando está en oposición, y el Sol, la Tierra y Marte forman una línea recta en ese orden, y si al mismo tiempo se encuentra a la distancia mínima de la Tierra. Estas condiciones se producen cada 15 años, cuando el planeta llega al perihelio casi en oposición.
Mediante un telescopio, de unos 30 aumentos, aparece como una naranja observada a 3 metros; se pueden apreciar regiones brillantes de color anaranjado y otras zonas más oscuras y menos rojas, cuyo contorno y tono cambia con las estaciones marcianas.
La exploración espacial
El conocimiento más detallado de Marte se debe a seis misiones llevadas a cabo por naves espaciales estadounidenses entre 1964 y 1976. Las primeras imágenes de Marte fueron obtenidas por el Mariner 4 en 1964, y las misiones Mariner 6 y 7, que lo sobrevolaron, proporcionaron mayor información en 1969. El primer satélite artificial de Marte (el Mariner 9, lanzado en 1971) estudió el planeta durante casi un año, proporcionando a los científicos su primera visión global del planeta y las primeras imágenes detalladas de sus dos lunas. En 1976, dos sondas Viking se posaron con éxito en la superficie y llevaron a cabo las primeras investigaciones directas de la atmósfera y de la superficie. La segunda sonda Viking dejó de funcionar en abril de 1980; la primera sonda operó hasta noviembre de 1982. La misión Viking también incluía dos satélites que estudiaron el planeta durante casi dos años marcianos. En 1988 la Unión Soviética envió dos sondas para posarse en la luna Phobos; ambas misiones fracasaron, aunque una difundió algunos datos y fotografías antes de perder contacto por radio.
Búsqueda de vida en Marte.
Marte siempre fue un objeto de admiración para los astrónomos, a partir de lo cual, la imaginación de legos y doctos imaginaron seres con avanzadas tecnologías, dispuestos a invadir la Tierra. Posteriores observaciones de naves espaciales demostraron la inexistencia de los canales de Marte, o que los espetros reflejados por el planeta no revelaron la existencia de materia orgánica. Lo que un día se pensó que correspondía a zonas verdes, no son precisamente oasis, y los cambios de aspecto, atribuidos a cambios estacionales, no son debidos ningún ciclo vegetativo sino a tormentas de polvo.
Tras la visita del Mariner 9 y como consecuencia de los datos recibidos, las esperanzas de encontrar vida, aunque en un estado primitivo, tal vez algas o bacterias, renacieron.
Marte, según se deducía de las observaciones, era un mundo todavía vivo desde el punto de vista geológico, aunque no se pudo detectar agua líquida, había signos de ríos resecos y evidencias de que tal vez en el subsuelo se encontrase una capa de agua congelada similar al permafrost de los casquetes polares.
Con la misión de estudiar las posibilidades de vida en Marte, los norteamericanos lanzaron dos sondas gemelas con los nombres de Viking I y II el 20 de agosto y el 9 de septiembre de 1975, respectivamente. Las sondas estaban concebidas para situarse en la órbita de Marte, tras de lo cual se separarían en dos partes, una que permanecería en órbita (orbiter), mientras otra (Lander) se posaría suavemente en la superficie, para, mediante un brazo mecánico, excavar en el suelo de Marte, para recoger muestras, realizar análisis y tomar mediciones, que serían analizadas tanto desde el punto de vista bioquímico como geológico.
Ambas sondas llegaron a Marte 11 meses después de su lanzamiento. El lander del Viking 1 se posó en una región del hemisferio norte llamada mar Chryse el 20 de julio de 1976, mientras que el lander del Viking 2 se posó en el llamado altiplano Utopía, situado en el hemisferio sur, el 7 de agosto siguiente. Los dos lander disponían de instrumentos para recoger muestras del suelo y realizar diferentes análisis de química orgánica e inorgánica, además de una serie de experimentos para estudiar la posible existencia de vida mediante el metabolismo de gases y sustancias marcadas con trazadores radioactivos.
Los datos proporcionaron resultados contradictorios, según algunos científicos, las reacciones probaban la existencia de vida, según otros las pruebas estaban mal diseñadas, y según otros los lugares no eran adecuados.
Una de las razones más solventes para desechar la existencia de vida en Marte es precisamente su baja densidad atmosférica. La falta del efecto protector que la atmósfera ejerce sobre la Tierra, hace que Marte se vea sometido a una fuerte exposición a rayos ultravioletas. Esta radiación en dosis tan altas, tal como las que se verían sometidos los seres vivos en Marte produce una total esterilización. También produce un desdoblamiento de la molecula de agua en hidrogeno y oxigeno, y la formación de peróxido de hidrogeno, altamente oxidante y también esterilizador. Estos efectos destruyen rápidamente sin que tengan la posibilidad de acumularse las pequeñas cantidades de materias orgánicas, que los meteoritos carbónicos aportan a la superficie de Marte.
La opinión actual es que las sondas Viking no estaban equipadas adecuadadmente para probar o no la existencia de vida, por lo que la vida en Marte sigue siendo una cuestión abierta que deberá ser resuelta en posteriores investigaciones, probablemente mediante un proyecto de colaboración entre las diferentes agencias espaciales internacionales. No puede descartarse sin embargo, que haya podido existir vida alguna vez. La teoría de cambios cíclicos climáticos propuesta por Sagan parece incontestable, por lo que no debe descaratase que haya existido con una atmósfera más densa y unas temperaturas más suaves.
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