Anexo:Montañas más altas del sistema solar

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El Monte Olimpo en Marte, la montaña planetaria más alta del sistema solar, comparada con el Monte Everest y Mauna Kea en la Tierra (ambas elevaciones son medidas desde el nivel del mar hasta la cumbre).

Esta es una lista de las montañas más altas del sistema solar. Proporciona datos sobre la cumbre o cumbres más altas en los cuerpos celestes donde se han medido las montañas más importantes; en algunos casos también se muestran los picos más altos de diferentes clases en un cuerpo celeste. Con 21,9 km, el enorme volcán en escudo Monte Olimpo en Marte fue la montaña más alta conocida en el sistema solar durante 40 años tras su descubrimiento en 1971. Sin embargo, en 2011 se descubrió que la cumbre central del cráter complejo Rheasilvia, en el asteroide y protoplaneta Vesta, es de altura similar.[a]


Lista[editar]

Las alturas indican el desnivel de base a cumbre, porque en otros cuerpos celestes no se dispone de un sistema de referencia no arbitrario equivalente a la altura por encima nivel del mar utilizable en la Tierra.

Cuerpo celeste
Pico(s) más altos
Altura % del radio[b] Origen Notas
Mercurio Caloris Montes 3.0 ≤ 3 km[1][2] 0.12 impacto[3] Formado por el impacto Caloris
Venus Skadi Mons 6.4 6.4 km (aprox.)[4] 0.11 orogénesis[5]
Tiene laderas brillantes al radar debido a la nieve de Venus metálica, posiblemente galena[6]
Maat Mons 4.9 4.9 km (aprox.)[7] 0.081 volcánico[8] Volcán más alto de Venus
Tierra Mauna Kea y Mauna Loa 10.2 10.2 km[9] 0.16 volcánico Solo 4.2 km del mismo están sobre el nivel del mar
Pico del Teide 7.5 7.5 km[10] 0.12 volcánico Se eleva 3.7 km sobre el nivel del mar[10]
Denali 5.3 5.3 a 5.9 km[11] 0.093 orogénesis Montaña más alta de base a cima en la tierra[12][c]
Monte Everest 3.6 3.6 a 4.6 km[13] 0.072 orogénesis 4.6 km en la cara norte, 3.6 km en la cara sur.[d]
Luna Punto más alto de la Luna 10.8 10.8 km[14] 0.62 impacto Formado por el impacto que generó el cráter Engel'gardt
Mons Huygens 5.5 5.5 km[15][16] 0.32 impacto Formado por el impacto en el Mare Imbrium
Mons Hadley 4.5 4.5 km[15][16] 0.26 impacto Formado por el impacto en el Mare Imbrium
Mons Rümker 1.1 1.1 km[17] 0.063 volcánico La mayor formación volcánica de la Luna[18]
Marte Monte Olimpo 21.9 21.9 km[19][20] 0.65 volcánico Se alza 26 km sobre las llanuras del norte,[21]​ a 1000 km. Las calderas de la cumbre tienen una anchura de 60 x 80 km, hasta 3.2 km de profundidad;[20]​ la pendiente alrededor de los bordes es de hasta 8 km de alto.[22]
Ascraeus Mons 14.9 14.9 km[19] 0.44 volcánico El más alto de los tres Tharsis Montes
Elysium Mons 12.6 12.6 km[19] 0.37 volcánico El volcán más alto en Elysium
Arsia Mons 11.7 11.7 km[19] 0.35 volcánico La caldera de la cumbre tiene entre 108 y 138 km transversalmente[19]
Pavonis Mons 8.4 8.4km[19] 0.25 volcánico  La cima de la caldera tiene 4.8 km de profundidad[19]
Anseris Mons 6.2 6.2 km[23] 0.18 impacto Es una de las cumbres no volcánicas más altas de Marte, formado por el impacto Hellas
Aeolis Mons ("Mount Sharp") 4.5 4.5 a 5.5 km[24][e] 0.16 sedimentario[f] Formado a partir de sedimentos del cráter Gale; Curiosity alcanzó su base en 2014 [28][29]
Vesta Cumbre central de Rheasilvia 22.0 22 km[30][31] 8.4 impacto Casi 200 km de ancho. Véase también: Anexo:Mayores cráteres de impacto del sistema solar
Ceres Ahuna Mons 4.0 4 km[32] 0.85 criovolcánico[33] Cima empinada y aislada en una zona relativamnente lisa; altura máxima ~ 5 km en el lado más empinado; aproximadamente en la antípodas del cráter Kerwan
Ío Boösaule Montes "South"[34] 17.5 17.5 a 18.2 km[35] 1.0 orogénesis Tiene un escarpe de 15 km de altura en su margen SE[36]
Ionian Mons cresta este 12.7 12.7 km (aprox.)[36][37] 0.70 orogénesis Tiene la forma de una cresta doble curvada
Euboea Montes 10.3 10.3 a 13.4 km[38] 0.74 orogénesis Un deslizamiento del flanco NO  dejó un lecho de 25,000 km³ de escombros[39][g]
sin nombre (245° W, 30° S) 2.5 2.5 km (aprox.)[40][41] 0.14 orogénesis Uno de los más altos de los muchos volcanes de Ío, con una atípica forma cónica[42]
Mimas Cumbre central de Herschel 7.0 7 km (aprox.)[43] 3.5 impacto Véase también: Lista de los cráteres más grandes del Sistema Solar
Dione Janiculum Dorsa 1.5 1.5 km[44] 0.27 orogénesis[h] La corteza circundante se hunde aprox. 0.3 km.
Titán Mithrim Montes 3.3 3.3 km[46] 0.13 orogénesis[46] Pudo formarse debido a la contracción global[47]
Doom Mons 1.45 1.45 km[48] 0.056 criovolcánico[48] Junto a Sotra Patera, una depresión de 1.7 km de profundidad[48]
Jápeto cresta ecuatorial 20.0 20 km (aprox.)[49] 2.7 dudoso[i] No se han medido las cimas individuales
Oberon sin nombre ("montaña limbo") 11.0 11 km (aprox.)[43] 1.4 impacto (?) Se le dio un valor de 6 km tras su encuentro con la Voyager 2[53]
Plutón Piccard Mons[j][54][55] 5.6 ~5.6 km[56] 0.47 criovolcánico (?) ~220 km transversalmente[56]
Wright Mons[j][54][55] 4.0~4.0 km[54] 0.34 criovolcánico (?) ~160 km transversalmente;[54]​ la depresión de la cima ~56 km de parte a parte[57]
Norgay Montes[j][58] 3.5 ≤ 3.5 km[59] 0.30 orogénesis[59]​ (?) Compuesto por agua congelada;[59]​ llamado así en homenaje a Tenzing Norgay[60]

Galería[editar]

Las imágenes siguientes se muestran en orden decreciente de altura de  base a cumbre.

Véase también[editar]

Notas[editar]

  1. Olympus Mons, sin embargo, es una cumbre mucho más amplia; su diámetro es similar al de Vesta
  2. Porcentaje de la altura del pico con respecto al radio del cuerpo celeste en el que se halla.
  3. En la p. 20 de Helman (2005): "la altura de base a cima del monte McKinley es la mayor elevación de todas sobre el nivel del mar, en unos 18 km.
  4. La cima está 8.8 km sobre el nivel del mar, y unos 13 km sobre la llanura abisal oceánica.
  5. Sobre 5.25 km de alto desde la perspectiva del lugar de aterrizaje de Curiosity.[25]
  6. Un pico central de un cráter puede asentarse bajo un montículo de sedimentos. Si ese sedimento se depositó al tiempo que el cráter se hundía, el cráter pudo haber estado completamente lleno antes de que el proceso de erosión obtuviera ventaja.[24]​ Sin embargo, si los depósitos se debieron al viento catabático, como sugieren las pendientes de 3 grados de las capas radiales de montículos, el papel de la erosión pudo ser establecer un límite al crecimiento del montículo.[26][27]
  7. Entre las más grandes del sistema solar.[39]
  8. Se formó aparentemente por contracción.[45]
  9. Las hipótesis de origen incluyen el reajuste de la corteza asociado a una reducción del esferoide oblato debido a un acoplamiento de marea,[50][51]​ y el depósito de material precedente de la salida de órbita de un antiguo anillo alrededor del satélite.[52]
  10. a b c Nombre aún no aprobado por la IAU
  11. Imagen gran angular de hazcam que hace que la montaña parezca más alta de lo que es en realidad. El pico más alto no aparece en esta vista.

Referencias[editar]

  1. «Surface». MESSENGER web (en inglés). Universidad Johns Hopkins. Consultado el 11 de octubre de 2016. 
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  3. Fassett, C. I.; Head, J. W; Blewett, D. T.; Chapman, C. R.; Dickson, J. L.; Murchie, S. L.; Solomon, S. C.; Watters, T. R. (2009). «Caloris impact basin: Exterior geomorphology, stratigraphy, morphometry, radial sculpture, and smooth plains deposits». Earth and Planetary Science Letters 285 (3–4): 297-308. doi:10.1016/j.epsl.2009.05.022. 
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  11. "NOVA Online: Surviving Denali, The Mission".
  12. Adam Helman (2005). The Finest Peaks: Prominence and Other Mountain Measures. Trafford Publishing. ISBN 978-1-4120-5995-4. Consultado el 9 de diciembre de 2012. 
  13. Mount Everest (1:50,000 scale map), prepared under the direction of Bradford Washburn for the Boston Museum of Science, the Swiss Foundation for Alpine Research, and the National Geographic Society, 1991, ISBN 3-85515-105-9
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  18. Wöhler, C.; Lena, R.; Pau, K. C. (16 March 2007), The Lunar Dome Complex Mons Rümker: Morphometry, Rheology, and Mode of Emplacement, League City, Texas: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, retrieved 28 August 2007 
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Enlaces externos[editar]