URAN
Vznik a vývoj planety
Předpokládá se, že Uran vznikl stejným procesem jako Jupiter z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby: teorie akrece[6] a teorie gravitačního kolapsu.[7]
Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice a posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.[8]
Teorie gravitačního kolapsu na druhou stranu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Uranu trval jen několik století.[7]
Je pravděpodobné, že Uran nevznikl na současném místě, protože v této vzdálenosti od Slunce zřejmě nebylo v době formování planet dostatečné množství zárodečného materiálu. Jeho zrod (ať akrecí nebo gravitačním kolapsem) proto proběhl blíže ke Slunci a Uran pak postupně migroval do své současné polohy.[9]
[editovat] Fyzikální a chemické vlastnosti
[editovat] Složení
Uran obsahuje na rozdíl od Jupiteru a Saturnu jen 83 % vodíku, dále 15 % helia a stopová množství metanu a dalších prvků. Jupiter a Saturn jsou složeny téměř výhradně z vodíku. Jádra Uranu a Neptunu se v mnoha směrech podobají jádrům Jupiteru a Saturnu, nemají však masívní obálku tekutého kovového vodíku. Zdá se, že Uran nemá výrazně diferencované kamenné jádro jako Jupiter a Saturn, ale jeho materiál je víceméně rovnoměrně rozložen. Uranova modrozelená barva je způsobena absorpcí červeného světla jeho metanovou atmosférou.[10]
[editovat] Vnitřní stavba
Uran je přibližně 14,5krát hmotnější než Země, takže je nejlehčí ze všech plynných obrů. Hustota je 1,27 g/cm³, což je druhá nejmenší hodnota z planet ve sluneční soustavě po Saturnu.[11] Průměr planety je o málo větší než průměr Neptunu a je přibližně 4krát větší než průměr Země, ale Uran je lehčí než menší Neptun.[12] Nízká hustota a hmotnost naznačuje, že planeta je složená převážně z lehkých prvků a sloučenin, jako například vodního ledu, čpavku a metanu.[3] Celková hmotnost ledu obsaženého ve vnitřní stavbě Uranu není přesně známa a odhady se silně liší podle použitého modelu vnitřní stavby, nicméně by měla být mezi 9,3 až 13,5 hmotností Země.[3][13] Vodík a hélium tvoří pouze malou část celkové hmotnosti, asi mezi 0,5 až 1,5 hmotnosti Země.[3] Zbytek materiálu odpovídající 0,5 až 3,7 hmotností Země připadá na kamenný materiál.[3]
Standardní model stavby Uranu předpokládá tři oddělené vrstvy: kamenné jádro ve středu planety, ledový plášť a plynný obal tvořený převážně vodíkem a héliem.[3][14] Jádro je relativně malé s hmotností pouze 0,55 Země a s poloměrem 20 % velikosti Uranu. Plášť se odhaduje na 13,4 hmotnosti Země a 60 % velikosti planety a svrchní atmosféra planety pak váží pouze 0,5 hmotnosti Země, i když zabírá zbylých 20 % velikosti.[3][14] Odhaduje se, že jádro má hustotu okolo 9 g/cm³, tlak zde dosahuje 8 miliónů barů (800 GPa) a teplota se pohybuje okolo 5000 K.[13][14] Ledový plášť není ve skutečnosti tvořený z pevného ledu, ale z husté tekuté kapaliny tvořené vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami.[3][14] Vzniklá kapalina je silně elektricky vodivá a občas se nazývá vodo-čpavkový oceán.[15] Složení pláště je tudíž velice odlišné od Jupiteru a Saturnu, což se projevuje i v rozdílné klasifikaci Uranu a Neptunu, kteří se řadí mezi tzv. ledové obry.
Výše popsaný model není ojedinělý, existují i další modely složení Uranu. Například je možné změnit odhad zastoupení vodíku v plášti a horninového materiálu smíchaného s ledem v plášti, čímž dojde ke zmenšení odhadu celkového množství ledu ve vnitřní stavbě. Současná data neumožňují přesně rozhodnout, který model je správný.[13] Oba modely se však shodují, že Uran nemá pevný povrch a že atmosféra pozvolna přechází do kapalné celoplanetární vrstvy.[3] Pro popis planety se používá rotační elipsoid, u kterého je povrch uměle definován jako místo, kde je atmosférický tlak roven 1 baru. Jako rovníkový poloměr se používá 25 559 ± 4 km, polární poloměr pak 24 973 ± 20 km. Takto definovaný povrch planety se používá jako nulová nadmořská výška.[12]
[editovat] Vnitřní teplo
Vnitřní teplo Uranu se zdá být značně menší než je obvyklé pro ostatní plynné obry, hovoří se o nízkém tepelném toku.[5][16] Proč je vnitřní teplota Uranu tak nízká, nebylo stále dostatečně vysvětleno. Neptun, který je velikostí a složením velmi podobný Uranu, vyzařuje do okolí 2,61krát více energie než dostává od Slunce.[5] Uran oproti tomu nevyzařuje do okolí skoro žádnou energii navíc.
Celková vyzářená energie Uranu v infračervené (tepelné) části spektra je 1,06 ± 0,08 násobek sluneční energie absorbované v jeho atmosféře.[2][17] Tepelný tok Uranu je pouze 0,042 ± 0,047 W/m², což je méně i než tepelný tok Země, který dosahuje 0,075 W/m².[17] Současně nejmenší zaznamenaná teplota 49 K (−224 °C) v Uranově tropopauze dělá z Uranu nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.[2][17]
Hypotézy vysvětlující tento jev pracují například s myšlenkou superhmotné srážky Uranu s jiným tělesem, která měla za výsledek převrácení sklonu rotační osy planety, což mohlo vést ke ztrátě většiny primárního tepla a ochlazení jádra.[18] Jiná hypotéza předpokládá, že uvnitř Uranu existuje vrstva či vrstvy bránící proudění tepla od jádra k povrchu.[3] Konvekce (přenos tepla prouděním hmoty) by tak probíhala mezi vrstvami různého složení, které by účinně bránily výstupu teplého materiálu směrem k povrchu.[2][17]
[editovat] Atmosféra
Uran je nejchladnější planetou sluneční soustavy. Teplota jeho atmosféry dosahuje jen 53 K (-220 °C);[9] nejnižší teplota změřená v tropopauze byla pouze 49 K, což činí Uran nejchladnější planetou sluneční soustavy.[2][17] Kvůli výraznému odklonu rotační osy přijímají polární oblasti od Slunce mnohem více energie než rovníkové oblasti. Přesto je teplota v oblasti rovníku stejná jako na pólech. Mechanismus způsobující tento jev není dosud známý. Ví se pouze, že v atmosféře vane velmi silný vítr rychlostí až 900 km/h.
Vzhled atmosféry Uranu je většinu času jednolitý bez znatelné struktury jak ve viditelném, tak i ultrafialovém spektru. Je to způsobeno pravděpodobně tím, že Uran nemá téměř žádné zdroje vnitřního tepla ve srovnání s jinými plynnými obry, a tak dynamika atmosféry je velice slabá. Na snímcích sondy Voyager 2 bylo zjištěno deset nevýrazných světlých skvrn, které byly později pozorovány i Hubbleovým teleskopem[10] a byly později interpretovány jako mračna.[4][19]
[editovat] Složení
Atmosféru Uranu tvoří převážně molekulární vodík a helium.[2] Molární podíl helia, tj. podíl počtu atomů helia vůči počtu molekul všech plynů, je 0,15 ± 0,03[20] ve svrchní troposféře, což odpovídá hmotnostnímu podílu helia 0,26 ± 0,05.[2][17] Tato hodnota je velmi blízká množství hélia v protohvězdách (0,275 ± 0,01),[21] což naznačuje, že se hélium nesoustředilo do středu planety jako u jiných plynných obrů.[2]
Třetí nejčetnější komponenta atmosféry Uranu je metan (CH4),[2] který způsobuje absorpci viditelného a infračerveného světla projevující se typickou namodralou barvou.[2] Pod metanovou vrstvou mraků, tedy nad hladinou tlaku 1,3 bar (130 kPa), tvoří molekuly metanu 2,3 % molárního podílu atmosféry. To představuje 20krát až 30krát větší podíl uhlíku, než se vyskytuje ve Slunci.[2][22][23] Poměrné zastoupení[pozn. 2] je mnohem nižší ve svrchní atmosféře kvůli extrémně nízké teplotě, která snižuje míru nasycení a způsobuje mrznutí nadbytečného metanu.[24]
Zastoupení lehkých těkavých látek jako čpavku, vody či sulfanu ve spodní atmosféře není známo, bude však pravděpodobně taktéž vyšší, než je typické pro Slunce.[2][25] Kromě metanu se ve stratosféře Uranu vyskytují i další uhlovodíky, u kterých se předpokládá, že vznikly jako výsledek chemického rozkladu metanu vyvolaného slunečním ultrafialovým světlem.[26] Jsou to například látky jako ethan (C2H6), acetylén (C2H2), metylacetylén (CH3C2H) či diacetylén (C2HC2H).[24][27][28] Spektroskopická měření taktéž detekovala stopy vodní páry, oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého ve svrchní části atmosféry, které mohou pocházet pouze z externích zdrojů jako jsou komety či meziplanetární prach.[27][28][29]
[editovat] Troposféra
Troposféra je nejnižší a také nejhustší část atmosféry, charakteristická poklesem teploty s rostoucí výškou.[2] Teplota klesá z okolo 320 K na spodní hranici troposféry ve výšce −300 km na přibližně 53 K ve výšce 50 km.[23][30] Teplota v nejchladnější svrchní oblasti troposféry (tzv. tropopauza) se v současnosti pohybuje v rozmezí mezi 49 až 57 K v závislosti na planetární šířce.[2][16] Oblast tropopauzy vyzařuje většinu dlouhého infračerveného záření, které má efektivní teplotu 59,1 ± 0,3 K.[16][17]
Předpokládá se, že v troposféře existují složitá mračna; vodní mraky se mohou hypoteticky vyskytovat v oblastech, kde se tlak pohybuje mezi 50 až 100 bar, mračna hydrosulfidu amonného v rozmezí 20 až 40 bar, amoniaková či sulfanová mračna mezi 3 až 10 bar a naposledy detekovaná řídká metanová mračna v oblastech s tlakem 1 až 2 bar.[2][22][30][31] Troposféra Uranu je velice dynamická oblast se silnými větry, světlými mračny a sezónními změnami.[5]
[editovat] Svrchní atmosféra
Prostřední vrstva atmosféry Uranu je stratosféra, kde teplota obecně roste s výškou z 53 K v tropopauze až na 800 až 850 K ve spodní části termosféry.[32] Nárůst teploty ve stratosféře je způsoben absorpcí ultrafialového a infračerveného záření metanem a dalšími uhlovodíky,[33] které vznikají v této vrstvě jako výsledek fotolýzy.[26] Uhlovodíky se vyskytují v relativně úzké vrstvě ve výšce mezi 100 až 280 km, kde se tlak pohybuje mezi 10 až 0,1 mbar (1000 až 10 kPa) a teplota mezi 75 až 170 K.[24][27] Nejhojnější uhlovodíky v této oblasti jsou metan, acetylén a ethan s poměrným zastoupením okolo 10−7 vzhledem k vodíku. Stejné je v těchto výškách i poměrné zastoupení oxidu uhelnatého.[24][27][29] Těžší uhlovodíky a oxid uhličitý mají poměrné zastoupení o tři řády nižší.[27] Průměrný relativní výskyt vody je okolo 7 × 10-9.[28] Ethan a acetylén kondenzují v chladnějších částech stratosféry a tropopauz (když dojde k poklesu tlaku pod 10 mbar), čímž vzniká zamlžená vrstva,[26] která je částečně zodpovědná za nevýrazný vzhled Uranu. Výskyt uhlovodíku ve stratosféře Uranu nad mlžnou vrstvou je významně nižší než výskyt uhlovodíků ve stratosféře jiných plynných obrů.[24][34]
Nejzazší vrstva atmosféry Uranu je tvořena termosférou a koronou, která má jednotnou teplotu mezi 800 až 850 K.[2][34] Potřebné zdroje tepla, které by byly schopny udržovat takto vysoké teploty, nejsou zcela známy, jelikož ani množství ultrafialového a infračerveného záření není schopno poskytnout potřebnou energii. Je možné, že k vysoké teplotě přispívá i slabé vyzařování tepla do okolí vlivem přikrývky uhlovodíků ve stratosféře nad hladinou tlaku 0,1 mbar.[32][34] Kromě molekulárního vodíku obsahují termosféra a korona i vysoký podíl volných atomů vodíku. Jejich malá hmotnost společně s vysokou teplotou vysvětlují, proč tato unikátní korona sahá až do vzdálenosti 50 000 km, odpovídající dvěma poloměrům planety, což je ve sluneční soustavě zcela atypické.[32][34] Korona odtlačuje pryč malé částice obíhající kolem Uranu, což se projevuje na prstencích Uranu.[32] Termosféra planety společně se svrchní stratopauzou tvoří ionosféru Uranu.[23] Pozorování ukazují, že se ionosféra rozkládá ve výšce mezi 2 000 až 10 000 km.[23] Ionosféra Uranu je hustší než ionosféra Saturnu a Neptunu.[34][35] Ionosféra je živena ultrafialovým zářením od Slunce a její hustota záleží na sluneční aktivitě.[36] Ve srovnání s Jupiterem či Saturnem je vzniklá aurora zcela zanedbatelná.[34][37]
[editovat] Magnetické pole
Než přiletěla sonda Voyager 2 k Uranu, neexistovala žádná měření magnetického pole planety, a tak jeho charakter zůstával záhadou. Před rokem 1986 astronomové očekávali, že magnetické pole Uranu bude ležet ve směru slunečního větru.[38] Uranovo magnetické pole je zvláštní tím, že se jeho centrum nenachází v centru planety a je vychýleno téměř 59° vzhledem k ose rotace.[38][39] Je posunuto mimo střed planety směrem k jižnímu rotačnímu pólu o jednu třetinu poloměru planety.[38] Pravděpodobně je vytvářeno pohybem v relativně mělkých hloubkách pod povrchem Uranu. Jelikož Neptun má podobně umístěné magnetické pole, lze předpokládat, že tento jev není následkem výchylky osy. Magnetosféra je zkroucena rotací planety do dlouhého vývrtkovitého tvaru táhnoucího se za planetou do vzdálenosti miliónů kilometrů.[38][40] Zdroj magnetického pole je neznámý; o dříve předpokládaném elektricky vodivém extrémně stlačeném oceánu vody a amoniaku mezi jádrem a atmosférou[15] se nyní soudí, že neexistuje.
Anomální poloha magnetického pole způsobuje silnou asymetrii magnetosféry na různých stranách planety. Na jižní polokouli může síla magnetického pole při povrchu dosahovat pouze 10 µT, na severní polokouli pak může dosahovat až 110 µT.[38] V průměru má pole sílu okolo 23 µT.[38] Pro srovnání, magnetické pole Země je zhruba stejně silné u obou pólů, a její „magnetický rovník“ je přibližně rovnoběžný se zeměpisným rovníkem.[39] Magnetický dipólový moment Uranu je 50 krát větší než v případě Země.[38][39] Neptun má podobně posunuté a odkloněné magnetické pole, což napovídá, že by se mohlo jednat o obecný rys ledových obrů.[39] Jedna hypotéza předpokládá, že oproti terestrickým planetám a plynným obrům, kde magnetické pole vzniká v jádře, je u ledových obrů vznik magnetického pole spojen s pohybem v menší hloubce – například v oceánu vody a čpavku nacházejícím se nad jádrem.[15][41]
Navzdory netypickému magnetickému poli v jiných ohledech je magnetosféra stejná jako u jiných planet: má rázovou vlnu nacházející se 23 poloměrů planety před Uranem, magnetopauzu ve vzdálenosti 18 poloměrů Uranu, plně vyvinutý magnetický ohon a radiační pásy.[38][39][42] Celkově je struktura magnetosféry odlišná od magnetosféry Jupiteru a spíše se podobá magnetosféře Saturnu.[38][39]
Magnetosféra Uranu obsahuje nabité částice: protony a elektrony s malým množstvím iontů H2+.[39][42] Žádné další těžší ionty nebyly zaznamenány. Většina zmiňovaných částic pravděpodobně pochází z horké atmosférické korony.[42] Energie iontů a elektronů může dosahovat 1,2 až 4 megaelektronvoltu.[42] Hustota nízkoenergetických iontů (pod 1 kiloelektronvolt) je ve vnitřní magnetosféře okolo 2 cm−3.[43] Množství částic je silně ovlivněno měsíci Uranu, které vymetly oblasti okolo svých drah, a vytvořily tak mezery.[42] Tok částic je dostatečně vysoký, aby způsobil ztmavnutí měsíčních povrchů za astronomicky relativně krátkou dobu 100 000 let,[42] což může být příčinou rovnoměrně tmavého zbarvení měsíců a prstenců.[44] Uran má relativně dobře vyvinutou polární záři, která je vidět jako jasný oblouk okolo obou magnetických pólů.[34] Na rozdíl od Jupitera polární záře Uranu výrazně neovlivňují energetickou bilanci termosféry.[37]
[editovat] Dráha a rotace
Uran obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 2 870 972 220 km. Planeta se přibližuje ke Slunci nejvíce na 2 735 555 035 km a vzdaluje na 3 006 389 405 km. Okolo Slunce oběhne jednou za 84,07 let a kolem své osy se otočí za 17 hodin a 14 minut.
[editovat] Odklon osy
Jedním z nejvýznačnějších znaků Uranu je sklon rovníku Uranu k rovině jeho dráhy o 97,86°, takže je rotace planety retrográdní. Rovina oběhu Uranu je pak k ekliptice skloněna pouze pod úhlem 0,769 86°, takže rotační osa leží téměř v ekliptice.[45] V důsledku toho během Uranova roku svítí Slunce střídavě na severní a jižní pól, jak ke Slunci póly postupně míří. Den na pólu pak trvá 42 let a následuje po něm 42 let dlouhá noc.[46] Pouze ve dvou částech orbity, kdy je planeta natočena rovníkem ke Slunci, vychází a zapadá obdobně jako na Zemi. Prstence společně s měsíci pak obíhají v rovině Uranova rovníku, takže se celá Uranova soustava v podstatě kolem Slunce „valí“.[46]
V době průletu Voyageru 2 v roce 1986 byl Uranův jižní pól nasměrován téměř přesně ke Slunci. Samotné označení tohoto pólu je předmětem diskuzí. U Uranu lze říci buď, že má odklon osy rotace o něco málo více než 90°, nebo že má odklon osy rotace o něco málo méně než 90° a rotuje ve zpětném směru. Tyto dva popisy přesně odpovídají skutečnému chování planety; výsledkem odlišných definic je jen určení, který pól je severní a který jižní. Jelikož ale rotační osa není přesně rovnoběžná s rovinou ekliptiky, nachází se jeden pól nad rovinou a druhý pod rovinou podobně jako pozemské póly. Vzhledem k mezinárodní domluvě se využívá označení severní pól pro ten, který se nachází nad rovinou ekliptiky bez ohledu na směr, kterým se planeta otáčí.[47]
Příčina extrémního vychýlení Uranovy osy není známa. Spekuluje se, že během formování planety došlo možná ke kolizi s velkou protoplanetou, která způsobila změnu orientace. Provedené simulace však tuto teorii nepotvrzují (např.nejde tím vysvětlit, proč nejsou odkloněny i osy jeho měsíců), a proto se uvažuje i o vlivu husté atmosféry, která kvůli sklonu osy rotace cirkuluje zvláštním způsobem.[9]
Dalším uvažovaným důvodem je dočasná přítomnost velkého měsíce.[48] Pokud by podle provedených simulací měl Uran v minulosti měsíc o 1 % své hmotnosti (tedy těleso srovnatelné s velikostí planety Mars), mohl by po 2 miliónech let sklonit rotační osu planety na současnou úroveň.
Je zřejmé, že Uranův extrémní odklon osy způsobuje také radikální sezónní výkyvy počasí. Během průletu Voyageru 2 byl pásový vzor Uranovy atmosféry velmi jemný a klidný. Pozorování Hubblova vesmírného dalekohledu v kontrastu s tím ukazovala mnohem zřetelnější pásování ve chvíli, kdy Slunce osvětlovalo Uranův rovník (přesně přesně nad Uranovým rovníkem bylo Slunce roce 2007).
[editovat] Klima
V ultrafialové a viditelné oblasti spektra je atmosféra Uranu pozoruhodně nevýrazná ve srovnání s ostatními plynnými obry, a to dokonce včetně atmosféry Neptunu, která je jinak silně podobná.[5] Když kolem planety prolétla v roce 1986 americká sonda Voyager 2, pozorovala v celé atmosféře pouze deset mračen.[4][19] Jedno z možných vysvětlení, proč je na Uranu atmosféra takto klidná, zní, že vnitřní teplo Uranu je velice nízké, což neumožňuje výraznější dynamické procesy v atmosféře.[2][17]
[editovat] Pásemné útvary, vítr a mraky
V roce 1986 Voyager 2 objevil, že viditelná jižní polokoule Uranu může být rozdělena na dvě oblasti: světlejší polární oblast (tzv. polární čepička) a tmavší rovníkový pás.[4] Hranice mezi těmito dvěma oblastmi je přibližně na -45 rovnoběžce. V úzkém pásu mezi -45° a -50° se pak nachází nejjasnější viditelná oblast na planetě,[4][49] která se nazývá jižní „límec“. Čepička a límec jsou pravděpodobně tvořeny hustější oblastí metanových mračen v rozmezí tlaků mezi 1,3 až 2 bar.[50] Naneštěstí se sonda Voyager 2 objevila poblíž planety v době kulminujícího léta na jižní polokouli, a nemohla tedy sledovat odvrácenou severní polokouli pro získání představy, jak probíhá na planetě zima. Na začátku 21. století však začala být viditelná stále větší část severní polokoule, a tak mohla být zkoumána Hubbleovým vesmírným dalekohledem a teleskopem Keck. Obě pozorování nepřinesla žádné poznatky o přítomnost polární čepičky a límce na severní polokouli,[49] což napovídá, že Uran je asymetrický: světlý v oblasti jižního pólu a límce a tmavý severně od límce.[49] Kromě velkých útvarů ve tvaru pásem pozoroval Voyager 2 deset malých světlých mračen, z nichž většina ležela severně od límce.[4] Ve všech dalších ohledech se v roce 1986 Uran jevil jako dynamicky neaktivní planeta.
V 90. letech 20. století proběhla další pozorování světlých mračen v atmosféře planety díky rozvoji pozorovací techniky přinášející vysoce kvalitní snímky.[5] Většina z mračen byla objevena na severní polokouli, když se naskytla možnost jí pozorovat.[5] Dřívější vysvětlení, že světlejší mračna je snazší objevit na tmavších severních částech planety namísto světlejších jižních, se neukázalo jako správné, když došlo ke skutečnému nárůstu množství mračen.[51][52] Rozdíly mezi mračny na obou polokoulích Uranu však existují. Severní mračna jsou menší, ostřejší a světlejší.[52] Tato mračna zřejmě leží ve větší výšce.[52] Doba životnosti mračen se pohybuje v rozmezí několika řádů. Některá malá mračna zaniknou po několika hodinách, i když jedno mračno v oblasti jižní polokoule se vyskytuje již od dob přeletu Voyageru až do dneška.[5][19] Současná pozorování taktéž naznačují, že uranovská mračna mají mnoho podobných charakteristik s mraky na Neptunu.
|
Úvodní stránka | Mapa stránek | RSS | Tisk |
|