Magellan: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Robot afegeix: el:Μαγγελάνος (διαστημικό σκάφος) |
m atmosfera d'un cos celest| |
||
Línia 22:
[[Image:Mgn c115s095 1.jpg|thumb|right|250px|Imatge de la superfície de [[Venus (planeta)|Venus]] presa per la ''Magellan''.]]A més de proporcionar el millor mapa de la superfície de Venus de què es disposa actualment, l'estudi de les imatges d'alta resolució obtingudes per la ''Magallanes'' està proporcionant la informació necessària per a entendre el paper dels impactes, el [[vulcanisme]], i els processos tectònics en la formació de les estructures de la superfície venusiana. Aquesta superfície està coberta en la seva major part per materials i estructures volcàniques, com extenses planures de [[lava]], camps amb petites voltes de lava i llargues cadenes de volcans. Hi ha pocs cràters provocats per impactes de meteorits, fet que suggereix que la superfície és, en general, geològicament jove (menys de 800 milions d'anys). La presència de canals al llarg de 6.000 km indica l'existència de fluxos de lava amb molt poca viscositat.
No hi ha cap indici que permeti deduir l'existència de plaques tectòniques. La tectònica del planeta està dominada per un sistema d'esquerdes globals i nombroses estructures anomenades corones, produïdes per la sortida i enfonsament de [[Magma (volcànic)|magma]] en el nucli. Malgrat que Venus té una [[atmosfera d'un cos celest|atmosfera]] densa, la superfície no indica que hagi hagut una erosió apreciable provocada pel vent, només indica un limitat transport de sorra i pols. Això contrasta amb Mart, on l'atmosfera és molt més tènue però la superfície presenta evidents mostres d'erosió atmosfèrica i transport de sorra i pols.
== Notes i referències ==
| |||