АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir
Yüklə 2,68 Mb.
|
| §13.3. Süni peykin elliptik orbiti
Süni peyklor üçün on xarakterik orbit elliptik orbitdir, yo-ni süni peyklor Yer otrafında elliptik orbit üzro horokot edir-lor. Şokil -3.4-do süni peykin elliptik orbiti göstorilmişdir. Şo-kildo П-orbitin perigeyi, A-orbitin apogeyi, hA-peykin Yer sothindon apogey hündürlüyü, O-Yerin morkozi, R©-Yerin ra diusu, h-orbitin ixtiyari nöqtosindo peykin Yer sothindon hün-dürlüyü, Peyk q=fl(1-e)= Re+hn , (13.11) peykin orbitinin perigey mə-safəsi, Q=a(1+e)= R©+ hA (13.12)
lır. Bu halda peyk orbitinin ekssentrisiteti peykin orbitinin apogey mə-safəsi, a və e-peyk orbitinin böyük yarım oxu və ekssent-risitetidir. Ädətən süni peyk üfüqi istiqamətdə, başqa söz-lə radial istiqamətə perpen dikulyar istiqamətdə buraxı-
olar. Əgər süni peyk perigey nöqtəsindən buraxılsa onun Yerin mərkəzindən məsafəsi (perigey məsafəsi) rp=q= R©+ hn (13.14) olar. Burada h peykin Yer səthindən hündürlüyüdür. Keplerin III qanununda süni peykin kütləsini nəzərə al-masaq (m<< M@) onun Yer ətrafında dolanma dövrü üçün alarıq ki, olar. Süni peyklərin orbitini dəyişən iki səbəb nəzərə alınmalı- dır:
Birinci səbəb orbitin qalxan düyününün və perigeyin bu caq məsafəsinin sarsılmasına gətirir. Bu sarsıntılar göy mexa-nikasının məlum düsturlarına görə nəzərə alınır. İkinci səbəb orbitin böyük yarım oxunun dəyişməsi və peykin sürətinin azalması ilə nəticələnir. Bu təsirlər atmosfe-rin sıx olan aşağı qatlarında, yəni perigey yaxınlığında daha güclü olur. Nəticədə peykin orbitinin böyük yarım oxu və eks-sentrisiteti azalır və peykin orbiti dairəvi orbitə yaxınlaşır. Apogey məsafəsi perigey məsafəsinə yaxınlaşdıqda peyk tor-mozlanmağa başlayır və atmosferin aşağı qatlarına düşərək Yerə yaxınlaşır. Bu zaman onun potensial enerjisinin bir qis-mi kinetik enerjiyə çevrilir və tormozlanma zamanı azalan ki-netik enerjini əvəz edir. Ona görə peykin orbiti kiçildikcə onun sürəti azalmaq əvəzinə artır və peykin Yer ətrafında do-lanma dövrü azalır. §13.4. Roş limiti Kütləsi М olan planetə (mərkəzi cismə) və onun ətrafın-da fırlanan m kütləli peykə baxaq (şəkil 13.5). Fərz edək ki, bu cisimlər arasındakı məsafə r olsun. Peykin planet tərəfin-dəki A nöqtəsinin aldığı təcil GM (13.17) (r-R)2 planetdən əks tərəfdə yerləşən B nöqtəsinin aldığı təcil isə GM (13.18)
(r + R)2 olar. Bu təcillərin fərqi olar. Göründüyü kimi r kiçildikcə Aw artar və r-in müəyyən qiymətində Aw o qədər böyük ola bilər ki, peyk dağılar. Mər-kəzi cisimlə peyk arasındakı bu limit məsafəsini ilk dəfə Roş hesablamış və Roş limiti adlanır. Roş limiti burada pM və pm planetin və peykin orta sıxlığı və R planetin radiusudur. Əgər planetlə peyk arasındakı məsafə r < rR
olarsa peyk dağılar. Məsələn, Ay Yerə Roş məsafəsindən yaxın olsa dağılar. Eləcə də (13.20)-dən taparıq ki, Yer Günəşə 2 226 000 km -dən yaxın olsa dağılar. § 13.5. Birinci kosmik sürət Yer ətrafında radiusu r =R©+h
olan dairə boyunca hərəkət edən süni peykin dairəvi sürəti üçün (11.30)-dan yaza bilərik ki, Sonuncu ifadədə h sıfıra yaxınlaşanda, yəni peyk xəyalən Yer səthi üzrə hərəkət etsə (13.22)-dən alarıq ki, Burada M© və m - uyğun olaraq Yerin və süni peykin kütləsi, R© - Yerin radiusu və h peykin Yer səthindən hündür-lüyüdür. Əgər (13.21)-də (11.1) -i nəzərə alsaq m << M© ol-duğunu bilərək alarıq ki, Burada
go = 981 sm/s2 və R© =6378 km qiymətlərini yerinə yazaraq alırıq ki, u1k = 7.91 km/s. Bu sürətə birinci kosmik sürət deyilir. Birinci kosmik sü-rətə malik olan süni cisim Yerin süni peyki olar və Yer ətra-fında orbit boyunca hərəkət edər. Birinci kosmik sürəti başqa yolla da almaq olar. Xəyalən Yerin mərkəzindən R© məsafədə (yəni Yerin səthi üzrə) dairə üzrə hərəkət edən cismin mərkəzəqaçma təcili olar. Bu təcil eyni zamanda Yer səthində ağırlıq qüvvəsinin tə-cili go-yə bərabər olar, yəni və ya
§ 13.6. İkinci kosmik sürət Yenə h=0 şərtindən alırıq ki, Süni peykin Yerin cazibəsini dəf edərək onun təsir sferin-dən çıxması üçün traektoriyanın passiv hissəsinin əvvəlində sürəti parabolik sürətə bərabər və ya ondan böyük olmalıdır, yəni Burada и2к =л/2о1к =11.2 km/s ikinci kosmik sürət adlanır. Aydındır ki, Yer səthindən h hündürlükdə parabolik sü- rət
olar. Yerə nəzərən ikinci kosmik sürətə malik olan süni cisim Yerin təsir sferindən çıxaraq Günəş sisteminin digər cisimləri-nin təsir sferinə düşər və onun süni peykinə çevrilir. İkinci kosmik sürəti başqa yolla da almaq olar. Onun üçün peykin Yerin cazibə qüvvəsini dəf edərək onun səthin-dən sonsuzluğa qədər uzaqlaşması zamanı görülən işi hesab-lamaq lazımdır. Bu iş
°fdr _ Mcom A = -GM@m j—- = G— о Г К® (13.28)
olar. Yerin cazibə qüvvəsi ağırlıq qüvvəsinə bərabər olduğun-dan, yəni olduğundan (13.28)-dən alırıq ki, A = mgR@ . (13.29) Yerin təsir sferindən çıxmaq üçün bu enerjiyə malik olan cismin minimal sürəti
ifadəsindən təyin oluna bilər: Yerin təsir sferindən çıxıb Günəşin təsir sferinə düşən və Günəş ətrafında dolanaraq süni planetə çevrilən ilk cisim 1959-cu ildə keçmiş Sovetlər İttifaqında buraxılan kosmik ra-ket olmuşdur. § 13.7. Üçüncü kosmik sürət Yerdən buraxılmış süni cismin Günəş sistemini tərk etmə-si üçün lazım olan sürətə üçüncü kosmik sürət deyilir. Bu sü-rəti qiymətləndirək. Trayektoriyanın passiv hissəsinin istənilən nöqtəsində kosmik aparatın sürəti enerji inteqralını ifadə edən (11.30) düsturu ilə təyin olunur.Yerin təsir sferindən çıxıb Günəşin tə-sir sferinə düşən aparatın onun səthinə düşməməsi üçün Yerin təsir sferi sərhəddində (təsir sferi radiusunda) aparatın Günə-şə nəzərən sürəti sıfırdan fərqli olmalıdır. Kosmik aparatın və Yerin heliosentrik sürətinin fərqi ap-aratın əlavə sürəti adlanır. Məhz bu sürətlə aparat Yerin Gü-nəşə nəzərən təsir sferindən çıxır. Aydındır ki, m< kosmik aparatın başlanğıc sürəti , 2GM. fflj. и = -
° R@+h а 2GMÄ GMffl (13.31)
Aydındır ki, p®¥ olduqda (13.32)-dən ö0=Jd;+dL (13.33) olar. İndi (13.33) düsturundan istifadə edərək Yer səthindən buraxılmış aparatın Günəş sistemini tərk etməsi üçün hansı başlanğıc sürətə malik olmasını hesablayaq. Bu halda nəzərə almalıyıq ki, aparatın heliosentrik sürəti Günəşə nəzərən pa-rabolik sürətə bərabər olmalıdır. Yerin Günəşə nəzərən dairəvi sürəti
Onda Yerin Günəşdən olan məsafəsində Günəşə nəzərən pa-rabolik sürət ııp = /İWj =42.1 bn/s olar. Ona görə kosmik apparatın heliosentrik sürəti v = vp =42.1 bn/s olar. Əgər Yerin dairəvi sürətini onun heliosentrik sürəti kimi qəbul etsək kosmik aparatın Yerin orbital hərəkəti istiqamə-tində Yerin təsir sferindən çıxma anında onun əlavə sürəti = uv -ил = 12.3 кшА olar.
Yerin orbital hərəkətinin əksi istiqamətində təsir sferin-dən çıxma anında isə kosmik aparatın əlavə sürəti = up =71.9 bn/s, olar. Ona görə (13.33)-dən taparıq ki, kosmik aparatın Yerin təsir sferindən Yerin orbital hərəkəti istiqamətində çıxma anında başlanğıc sürəti ».=№+«L.= лДН-ЗУ2 +(12.3)* = 16.6 km/s olar. Yerin orbital hərəkətinin əksi istiqamətində isə R. =^+E^~ = ^1-2)*+(71.9)* =72.8 кшА, olar.
Beləliklə, Yer səthindən buraxılan kosmik aparatın Gü-nəş sistemini tərk etməsi üçün lazım olan başlanğıc sürət kos mik aparatın Yerin təsir sferindən çıxma istiqamətindən asılı olaraq 16.6 km/s ilə 72.8 km/s arasında dəyişə bilər. Bu sürə-tin minimal qiymətinə üçüncü kosmik sürət deyilir, yəni r/.k 16.6 km/s. Günəş sistemini ilk tərk edən kosmik apparat 1972-ci il-də ABŞ-da buraxılan "Pioner-10" kosmik aparatı olmuşdur. XIV FƏSİL GÜNƏŞ SİSTEMİNİN QURULUŞU Kainat bizim vətənimiz, Günəş sis temi evimiz, Yer isə mənzilimizdir. üdur ki, öncə mənzilimizi, sonra evimi-zi, daha sonra isə vətənimizi öyrənməli və sevməliyik. Günəş sisteminin mərkə-zi cismi, bütün planetlərin hərəkətini idarə edən, onları enerji ilə təmin edən Günəşdir. Günəş həyat mənbəyidir. üna görə planetləri, xüsusilə də Yeri Günəşlə əlaqəli öyrənmək lazımdır. Bu fəsil Günəş sisteminin quruluşuna və bu sistemə daxil olan göy cisimlərinə planetlərə, asteroidlərə, kometlərə, meteor və meteoritlərə həsr olunmuşdur. §14.1. Günəş sisteminin üzvləri Günəş sisteminin mərkəzi cismi Günəşdir. Məhz о bu sis-temin üzvlərinin hərəkətlərini idarə edir və onları bir sistem şəkbndə qalmağa məcbur edir. Günəş Yerdə həyat mənbəyi-dir. Bütün Günəş sistemi cisimlərində, о cümlədən bizim Yer-də baş verən bütün proseslər Günəşlə bağlıdır, daha doğrusu Günəş fəaliyyətinin məhsuludur. Günəş sisteminə 9 böyük planet, çoxlu sayda kiçik pla-netlər -asteroidlər, kometlər, meteorlar, meteoritlər və planet-lərin təbii peykləri daxildir. Günəşdən olan məsafələrinə görə böyük planetlər aşağıdakı ardıcıllıqla düzülmüşdür: 1. Merkuri, 2. Venera, 3. Yer, 4. Mars, 5. Yupiter, 6. Saturn, 7. Uran, 8. Neptun, 9. Pluton Fiziki özəlliklərinə görə planetlər iki qrupa ayrılır:
kütlələrinin kiçik olması, səthlərinin bərk olması, öz oxları ət-rafında kiçik sürətlə fırlanmaları.
və kütlələrinin böyük olması, sıxlıqlarının kiçik olması və öz oxları ətrafında böyük sürətlə fırlanmaları. Yer tipli planetlərin kimyəvi tərkibi nəhəng planetlərin və kosmosun orta kimyəvi tərkibindən kəskin fərqlənir. Onlarda hidrogen, helium və təsirsiz qazlar çox azdır. Yupiter və Sa-turnda hidrogen və heliumun miqdarı Günəşdəkinə yaxındır. Günəş sisteminin sonuncu kiçik planeti- Pluton bu qrup-ların heç birinə uyğun gəlmir. Onun haqqında çox az məlu-mat vardır. Pluton daha çox nəhəng planetlərin təbii peyklə-rinə oxşayır.
Günəş sisteminin böyük planetlərindən, Merkuri, Vene ra, Mars, Yupiter və Saturn çox qədimdən məlum idi. Onla-rın kim tərəfindən kəşf olunması haqqında heç bir məlumatı-mız yoxdur. Uran 1781-ci ildə Herşel tərəfindən kəşf olun-muşdur. Neptun planetinin mövcudluğu və yeri isə əvvəlcə onun Urana göstərdiyi sarsıdıcı təsirinə görə Leverye və on dan asılı olmadan Adams tərəfindən nəzəri olaraq hesablan-mışdır. 1846-cı ildə onu nəzəri hesablamalardan cəmi 1° fərq-lənən yerdə Halle kəşf etmişdir. Nəhayət Günəş sisteminin so-nuncu planeti Pluton 1930-cu ildə Tombo tərəfindən fotoqra fik yolla kəşf olunmuşdur. 2002-ci ilin iyun ayında Palomar rəsədxanasında (Kali-forniya, ABŞ) Truylun və Braun, Koyper qurşağında Günəş sisteminin onuncu planetini kəşf etdilər. Ona Kvavar adı ve-rildi. Lakin onun planet olması böyük şübhə altındadır. О öz ölçülərinə görə daha çox kiçik planetə-asteroidə uyğun gəlir. Kvavarın radiusu Plutonun radiusundan iki dəfə kiçik, heliosentrik məsafəsi təxminən 6 150 000 000 km-dir. Güman edilir ki, o buz və qaya suxurlarından ibarətdir. Günəş sistemi planetlərinin toplam kütlələrinin 98%-i nə-həng planetlərin payına düşür. Ф Neptun 9 Uran Şəkil 14.2. Plunetlərin ölçührinin müqayisəsi (böyük dairə Günəşin ölçüsünü göstərir) ■ Pluton Yer tipli planetlərdən Merkuri və Veneranın peyki yox-dur. Yerin-1, Marsın-2 peyki var. Nəhəng planetlər isə çoxlu sayda təbii peykə malikdirlər. Belə ki, nəhəng Yupiterin-18, Saturnun-24, Uranın-21, Neptunun-8 və Plutonun-1 təbii peyki vardır. Bundan əlavə Yupiter, Saturn, Uran və Neptun xırda bərk hissəciklərdən ibarət halqaya da malikdirlər. Təbii-dir ki, Yer tipli planetlər məsafəcə Yerə yaxın olduqlarından nəhəng planetlərdən daha ətraflı öyrənilmişdir. Şəkil 14.1-də Günəş sisteminin ümumi mənzərəsi, şəkil 14.2-də isə Günəş və planetlərin ölçülərinin müqayisəsi verilmişdir. §14.2. Yer qrupu planetlər Merkuri. Günəşdən orta məsafəsi r=57 909 000 km=0.387 a.v., ekvatorial radiusu R=2439 km=0.382Re, kütləsi
M=3.30»1026q=0.056 Me , orta sıxlığı p=5.43 q/sm3=0.987pe, səthində qravitasiya təcili g=372 q/sm2=0.389 ge, orta orbital sürəti uorb=47.9 km/s, parabolik sürət up=4.25 km/s=0.38 ue , sinodik dolanma dövrü S=115.88 orta Günəş günü, siderik dolanma dövrü T=88 orta Günəş günü. Merkurinin öz oxu ətrafında fırlanması Günəş ətrafında dolanma istiqamətində 58.6 günə baş verir (düz fırlanma). Merkurinin fırlanma oxu ekliptika müstəvisinə təxminən per-pendikulyardır. Ona görə də Merkuridə fəsillər olmur. Merkuri 1974-cü ildə amerikan kosmik aparatı "Mari-ner-10"-nun köməyilə ətraflı tədqiq olunmuşdur. Merkurinin səthində temperatur (ekvatorda) günorta 700 K, gecə isə 100 К olur. Merkurinin atmosferi çox seyrəkdir. Onun səthində sıx-lıq Yer atmosferinin 700 km hündürlüyündəki sıxlıq qədərdir. Məxsusi maqnit sahəsi çox kiçikdir. Peyki yoxdur. Merkurinin səthində diametri 50-200 km olan kraterlər, dərinliyi 2-3 km olan uçurumlar, hündürlüyü 3-4 km olan dağlar, çoxlu sayda çatlar aşkar edilmişdir. Merkuridə Ayda-kına bənzər "dənizlər" müşahidə olunmamışdır.
R=108 209 000 km=0.72 a.v., ekvatorial radiusu R=6051 km=0.95 Re , kütləsi
M=4.87»1027q=0.82 Me , orta sıxlığı p=5.25 q/sm3=0.95pe , səthində gravitasiya təcili
orta orbital sürəti uorb=35.0 km/s, parabolik sürət Up=10.36 km/s=0.925 ıv, siderik dolanma dövrü T=224 orta Günəş günü, sinodik dolanma dövrü S=583.92 orta Günəş günü. Veneranın öz oxu ətrafında fırlanma dövrü 243 gündür. О öz oxu ətrafında tərs (Günəş ətrafında dolanmasının əks is-tiqamətində) fırlanır. Venera çox sıx atmosferə malikdir. Onun səthində tem-peratur 735 K, atmosfer təzyiqi 90 atm -dir. Məxsusi maqnit sahəsi yox dərəcəsindədir. Peyki yoxdur. Venerada dağlar, kraterlər, çatlar, konus şəkilli püskür-mələr; uzunluğu 1500 km, eni 150 km və dərinliyi 2 km olan yarganlar aşkar edilmişdir. Bu məlumatlar "Venera" avtomat stansiyası vasitəsilə əldə edilmişdir. Mars. Günəşdən olan orta məsafəsi r=227 937 000 km=1.52 a.v., ekvatorial radiusu R=3 397 km=0.53 Re , kütləsi
M=6.42»1026q=0.11 Me , orta sıxlığı p=3.92 q/sm3=0.71p© , səthində gravitasiya təcili g=372 sm/s2=0.38 ge , parabolik sürət up=5.02 km/s=0.45 uep, orta orbital sürəti uorb=24.1 km/s, siderik dolanma dövrü T=686.98 orta Günəş günü, sinodik dolanma dövrü S=779.94 orta Günəş günü. Marsın öz oxu ətrafında fırlanma dövrü 24h 37m 23s -dir. О düz fırlanır. Marsın ekvatoru ekliptika ilə 24°56' -lik bucaq əmələ gətirir və ona görə fəsillərin dəyişməsi baş verir. Marsın iki peyki - Fobos (Qorxu) və Deymos (Dəhşət) vardır. Onlar 1877-ci ildə amerikan astronomu Holl tərəfin-dən kəşf olunmuşdur. Marsın səthində narıncı -qırmızı rəngə çalan yerlər -"qi-tələr", tutqun yerlər -"dənizlər" vardır. Onun qütb bölgələr-ində müşahidə olunan ağ ləkələr qütb papaqları adlanır. Marsda kraterlər, vulkanik qalıqlar, hündür dağlar və yarğanlar vardır. Marsdakı dağların hündürlüyü 24 km-ə ça-tır ki, bu da Günəş sistemi planetlərdəki dağların ən hündürü-dür. Yerdəki dağların maksimal hündürlüyü 10 km ola bilər. Mars qabığı dəmir oksidi ilə zəngin olduğundan qırmızı rəng-də görünür.
Yer aşağıdakı qatlardan ibarətdir: Şəkil 14.3. Yerin daxili quruluşu ya əsasən bazalt və silikatlardan ibarətdir. Mantiyada tempe-ratur 1000 -2000° C-dir. 3. Xarici nüvə. Qalınlığı 2000-2300 km-dir. Burada tem peratur 2000° C-dən 4500° C-yə qədər artır. Xarici nüvə ma- Yer qabığı. Qalınlığı qitələrdə 35 -70 km, okean dibin-də isə 5 -10 km-dir. Onun üst qatı silisium oksidindən, dəmir-dən, aliminium və qələvi metallardan ibarətdir. Qabığın orta hissəsi əsasən qranitdən ibarətdir. Daha dərin qatlarda he lium, hidrogen, azot, karbohidrogenlər, brom, yod və ağır metallar vardır. Yer səthindən qabığın dərin qatlarına doğru temperatur artır. Qabığın təxminən 10 km dərinliyində tem-peratur 180°C -yə çatır. Qabıqda sıxlıq 2.7 q/sm3.
ye haldadır. 4. Daxili nüvə. Bərk haldadır. Mərkəzində temperatur 10000° C-yə yaxındır. Radiusu 1300 km-dir. Yerin daxili quruluşu şəkil 14.3 -də verilmişdir. Yer qa-lınlığı 2000 km -ə çatan atmosferə malikdir. Yer atmosferi aşağıdakı qatlardan ibarətdir:
Ay Yerin yeganə təbii peykidir. Ayın orbitinə, hərəkətinə və s.-ə də ayrıca fəsil həsr edildiyindən (VIII fəsil) burada Ay səthinin quruluşu və temperaturu haqqında əlavə məlumat verməklə kifayətlənəcəyik. Ayın atmosferi yoxdur. Güman edilir ki, əvvəllər Ay sıx atmosferə malik olub. Lakin Ayda böhran sürəti çox kiçik (2.38 km/s) olduğundan o atmosferini tədricən itirmişdir. Ayın quruluşu Yerin quruluşuna bənzəyir. O qalınlığı təxminən 60 km olan qabıqdan, qalınlığı 100 km olan manti
Ay səthinin təxminən 60 %-ni təşkil edən parlaq sahələr "torpaq" və ya "qitə" adlanır, qalan 40 % -ni təşkil edən tut-qun sahələr isə "dənizlər" adlanır. Ayı ilk dəfə teleskopda mü-şahidə edən Qaliley olmuşdur. Ay səthindəki qara və tutqun yerlərə də dəniz adı verən o olmuşdur. Ay səthində dağ silsilə-ləri, kraterlər və s. vardır. Ay dağlarının maksimal hündürlü-yü 5-6 km-dir. Kraterlər dibi çökək, kənarları hündür və dibi-nin ortasında təpəcik olan dağlardır. Dibində təpəcik olma-yan kraterlər sirklər adlanır. Ay kraterlərindən birinə dahi azərbaycan alimi Nəsirəddin Tusinin adı verilmişdir. Ayın ekvatorunda günorta temperatur 117° C, gecələr isə -150° C olur. VIII fəsildə göstərdiyimiz kimi Ayın öz oxu ətrafında fır-lanma dövrü onun Yer ətrafında dolanma dövrünə bərabər olduğundan Yerdən onun yalnız bir tərəfi görünür. Onun əks tərəfinin fotoşəkilləri ilk dəfə 1959 -cu ildə "Ау -3" avtomat stansiyası vasiətsiylə alınmışdır. Sonralar "Zond" və ameri-kan avtomat stansiyaları ilə onun daha mükəmməl fotoşəkil-ləri alınmışdır. 1969 -cu ildə amerikan astronavtları Armstronq və Old-rin "Apollon -11" kosmik gəmisi ilə Ay ətrafı orbitə çıxmış və "Qartal" kabinəsi ilə ehmalca Ay səthinə enmiş, orada gəzmiş və Ay maddəsi götürüb kosmik gəmiyə qayıtmış və Yerə en-mişlər. Daha sonra sovet "Lunaxod" avtomat stansiyası Aya enmiş və oradan Yerə Ay maddəsi gətirmişdir. Bu kosmik uçuşlar daha əvvəllər Yerdən aparılan astronomik müşahidə-lərdən alınmış məlumatları təsdiqləmiş və dəqiqləşdirmişdir. Bu uçuşlar nəticəsində Ayın səthi və onun kimyəvi tərkibi də-qiq öyrənilmişdir.
Yüklə 2,68 Mb. Dostları ilə paylaş:
| ||||||