Seznam nejvyšších hor sluneční soustavy - List of tallest mountains in the Solar System - Wikipedia

Olympus Mons na Marsu, ve srovnání s nejvyšší planetární horou sluneční soustavy Mount Everest a Mauna Kea na Zemi (výše zobrazené jsou výše datum nebo hladina moře, které se liší od níže uvedených výšek mezi základnami)

Tohle je seznam nejvyšších hor sluneční soustavy. Je uveden nejvyšší vrchol nebo vrcholy světů, kde byly měřeny významné hory. U některých světů jsou také uvedeny nejvyšší vrcholy různých tříd. Na 21,9 km enormní štítová sopka Olympus Mons na Mars je nejvyšší hora Na každém planeta v Sluneční Soustava. Po 40 letech, po objevu v roce 1971, to byla nejvyšší hora známá ve sluneční soustavě. V roce 2011 však centrální vrchol kráteru Rheasilvia na asteroid a protoplaneta Vesta bylo zjištěno, že má srovnatelnou výšku.[n 1] Kvůli omezením v datech a níže popsanému problému s definicí je obtížné určit, který z nich je vyšší.

Seznam

Výšky jsou uvedeny od základny k vrcholu (i když chybí přesná definice pro střední úroveň základny). Vrcholové výšky výše hladina moře jsou k dispozici pouze na Zemi a případně Titan.[1] Na jiných světech vrcholové výšky nad ekvipotenciální povrch nebo a referenční elipsoid lze použít, pokud je pro výpočet k dispozici dostatek údajů, ale často tomu tak není.

SvětNejvyšší vrchol (y)Výška od základny k vrcholu% poloměru[č. 2]PůvodPoznámky
RtuťCaloris Montes≤ 3 km (1,9 mil)[2][3]0.12dopad[4]Tvořil Dopad kalorií
VenušeSkadi Mons (Maxwell Montes masiv)6,4 km (4,0 mil)[5] (11 km nad průměrem)0.11tektonický[6]Má radarově jasné svahy kvůli kovu Sníh Venuše, možná sulfid olovnatý[7]
Maat Mons4,9 km (přibližně)[8]0.081sopečný[9]Nejvyšší sopka na Venuši
Země[č. 3]Mauna Kea a Mauna Loa10,2 km (6,3 mil)[11]0.16sopečný4,2 km (2,6 mil) z toho je nad hladinou moře
Haleakala9,1 km (5,7 mil)[12]0.14sopečnýStoupá 3,1 km nad mořem[12]
Pico del Teide7,5 km (4,7 mil)[13]0.12sopečnýStoupá 3,7 km nad mořem[13]
Denali5,3 až 5,9 km (3,3 až 3,7 mil)[14]0.093tektonickýNejvyšší hora od země k vrcholu na souši[15][č. 4]
Mount Everest3,6 až 4,6 km (2,2 až 2,9 mil)[16]0.072tektonický4,6 km na severní stěně, 3,6 km na jižní stěně;[č. 5] nejvyšší nadmořská výška (8,8 km) nad mořem (ale ne mezi nejvyšší od základny k vrcholu)
Měsíc[č. 6]Mons Huygens5,5 km (3,4 mil)[19][20]0.32dopadTvořil Dopad imbria
Mons Hadley4,5 km (2,8 mil)[19][20]0.26dopadTvořil Dopad imbria
Mons Rümker1,1 km (0,68 mi)[21]0.063sopečnýNejvětší vulkanický konstrukt na Měsíci[21]
MarsOlympus Mons21,9 km (14 mi)[č. 7][22][23]0.65sopečnýStoupá 26 km nad severní pláně,[24] 1000 km daleko. Summitové kaldery jsou široké 60 x 80 km, hluboké až 3,2 km;[23] scarp around margin is up to 8 km high.[25] A štítová sopka, střední sklon boku je skromný 5,2 stupně.[22]
Ascraeus Mons14,9 km (9,3 mil)[22]0.44sopečnýNejvyšší ze všech tří Tharsis Montes
Elysium Mons12,6 km (7,8 mil)[22]0.37sopečnýNejvyšší sopka v elysium
Arsia Mons11,7 km (7,3 mil)[22]0.35sopečnýSummit kaldera je 108 až 138 km (67 až 86 mil) napříč[22]
Pavonis Mons8,4 km (5,2 mil)[22]0.25sopečnýSummit caldera is 4.8 km (3.0 mi) deep[22]
Anseris Mons6,2 km (3,9 mil)[26]0.18dopadMezi nejvyššími nevulkanickými vrcholy na Marsu, tvořenými Dopad Hellas
Aeolis Mons („Mount Sharp“)4,5 až 5,5 km (2,8 až 3,4 mil)[27][č. 8]0.16depozice a eroze[č. 9]Vytvořeno z vkladů v Kráter Gale;[32] the MSL rover stoupá od listopadu 2014.[33]
VestaRheasilvia centrální vrchol22 km (14 mi)[č. 10][34][35]8.4dopadTéměř 200 km (120 mil) široký. Viz také: Seznam největších kráterů ve sluneční soustavě
CeresAhuna Mons4 km (2,5 mil)[36]0.85kryovulkanický[37]Izolovaná strmá kupole v relativně hladké oblasti; max. výška ~ 5 km na nejstrmější straně; zhruba antipodální na největší dopadové povodí na Ceres
IoBoösaule Montes "Jižní"[38]17,5 až 18,2 km (10,9 až 11,3 mil)[39]1.0tektonickýMá 15 km (9 mil) vysoký scarp na svém okraji JV[40]
Východní hřeben Ionian Mons12,7 km (přibližně)[40][41]0.70tektonickýMá tvar zakřiveného dvojitého hřebene
Euboea Montes10,3 až 13,4 km (6,4 až 8,3 mil)[42]0.74tektonickýSesuv na křídle SZ zanechal 25 000 km3 zástěra trosek[43][č. 11]
nejmenovaný (245 ° Z, 30 ° J)2,5 km (1,6 mi) (přibližně)[44][45]0.14sopečnýJedna z nejvyšších sopek Io s atypickým kuželovitým tvarem[45][č. 12]
MimasHerschel centrální vrchol7 km (4 mi) (přibližně)[47]3.5dopadViz také: Seznam největších kráterů ve sluneční soustavě
DioneJaniculum Dorsa1,5 km (0,9 mil)[48]0.27tektonický[č. 13]Okolní kůra v depresi ca. 0,3 km.
TitanMithrim Montes≤ 3,3 km (2,1 mil)[51]0.13tektonický[51]Mohly vzniknout v důsledku globální kontrakce[52]
Doom Mons1,45 km (0,90 mi)[53]0.056kryovulkanický[53]Přilehlý k Sotra Patera, funkce hlubokého zhroucení 1,7 km (1,1 mil)[53]
Iapetusrovníkový hřeben20 km (přibližně)[54]2.7nejistý[č. 14]Jednotlivé vrcholy nebyly měřeny
Oberonnejmenovaný („hora končetin“)11 km (7 mi) (přibližně)[47]1.4dopad (?)Hodnota 6 km byla uvedena krátce po Voyager 2 setkání[58]
PlutoTenzing Montes, vrchol "T2"~ 6,2 km (3,9 mil)[59]0.52tektonický[60] (?)Skládá se z vodního ledu;[60] pojmenoval podle Tenzing Norgay[61]
Piccard Mons[č. 15][62][63]~ 5,5 km (3,4 mil)[59]0.46kryovulkanický (?)~ 220 km napříč;[64] centrální deprese je hluboká 11 km[59]
Wright Mons[č. 15][62][63] ~ 4,7 km (2,9 mil)[59]0.40kryovulkanický (?)~ 160 km napříč;[62] vrcholná deprese ~ 56 km napříč[65] a 4,5 km hluboko[59]
CharoneButler Mons[66] ≥ 4,5 km (2,8 mil)[66]0.74tektonický (?)Vulcan Planitia, jižní pláně, má několik izolovaných vrcholů, případně nakloněné bloky kůry[66]
Dorothy centrální vrchol[66] ~ 4,0 km (2,5 mil)[66]0.66dopadPovodí severního pólu Dorothy, největší v Charonu, má průměr asi 240 km a hloubku 6 km[66]

Galerie

Následující obrázky jsou zobrazeny v pořadí podle klesající výšky od základny k vrcholu.

Viz také

Poznámky

  1. ^ Olympus Mons je mnohem širší vrchol; jeho průměr ~ 600 km je podobný průměru samotné Vesty a byl srovnáván s velikostí amerického státu Arizona.
  2. ^ 100 × poměr výšky píku k poloměr mateřského světa
  3. ^ Na Zemi jsou výšky hor omezeny zalednění; vrcholy jsou obvykle omezeny na nadmořské výšky nejvýše 1500 m nad sněžná čára (což se liší podle zeměpisná šířka ). Výjimky z tohoto trendu mají tendenci rychle formovat sopky.[10]
  4. ^ Na str. 20 of Helman (2005): „the base to peak rise of Mount McKinley is the larger of any mountain that lies exactly above sea level, some 18,000 ft (5,500 m)“
  5. ^ Vrchol je 8,8 km (5,5 mil) nad hladinou moře a více než 13 km (8,1 mil) nad oceánem hlubinná pláň.
  6. ^ Prominence na okrajích kráterů se obvykle nepovažují za vrcholy a nejsou zde uvedeny. Pozoruhodným příkladem je (oficiálně) nepojmenovaný masiv na okraji krajního kráteru Zeeman který stoupá asi 4,0 km nad sousedními částmi okraje a asi 7,57 km nad podlahou kráteru.[17] Zdá se, že vznik masivu nelze vysvětlit jednoduše na základě události nárazu.[18]
  7. ^ Vzhledem k omezení přesnosti měření a nedostatečné přesné definici „základny“ je obtížné říci, zda je tento vrchol nebo centrální vrchol kráteru Vesta Rheasilvia nejvyšší horou sluneční soustavy.
  8. ^ Asi 5,25 km (3,26 mi) vysoké z pohledu místa přistání Zvědavost.[28]
  9. ^ Pod vrchem sedimentu může sedět centrální vrchol kráteru. Pokud byl tento sediment usazen, zatímco byl kráter zaplaven, mohl být kráter jednou dříve zcela zaplněn erozní procesy získaly převahu.[27] Pokud však k uložení došlo kvůli katabatické větry které sestupují po stěnách kráteru, jak naznačují hlášené 3 stupňové radiální svahy vrstev mohyly, rolí eroze by bylo stanovit horní hranici růstu mohyly.[29][30] Gravitační měření pomocí Zvědavost naznačují, že kráter nebyl nikdy pohřben sedimentem, v souladu s druhým scénářem.[31]
  10. ^ Vzhledem k omezení přesnosti měření a neexistenci přesné definice „základny“ je obtížné říci, zda je tento vrchol nebo sopka Olympus Mons na Marsu nejvyšší horou sluneční soustavy.
  11. ^ Mezi největší sluneční soustavy[43]
  12. ^ Některý z Io's paterae jsou obklopeny radiálními vzory lávových proudů, což naznačuje, že jsou na topografickém vrcholu, což z nich činí štítové sopky. Většina z těchto sopek vykazuje reliéf menší než 1 km. Několik má větší úlevu; Ruwa Patera stoupá o 2,5 až 3 km na šířku 300 km. Jeho svahy jsou však jen řádově stupně.[46] Hrst menších sopek štítu Io má strmější, kuželovité profily; uvedený příklad má 60 km napříč a má svahy v průměru 4 ° a dosahující 6-7 ° blížící se k malé vrcholkové depresi.[46]
  13. ^ Byl zjevně vytvořen kontrakcí.[49][50]
  14. ^ Hypotézy původu zahrnují úpravu kůry související s poklesem oblateness kvůli přílivové zamykání,[55][56] a depozice deorbujícího materiálu z formovače prsten kolem měsíce.[57]
  15. ^ A b Jméno dosud neschváleno IAU
  16. ^ Linearizovaný širokoúhlý Hazcam obraz, díky němuž hora vypadá strměji, než ve skutečnosti je. Nejvyšší vrchol není v tomto zobrazení viditelný.

Reference

  1. ^ Hayes, A.G .; Birch, S.P.D .; Dietrich, W. E.; Howard, A.D .; Kirk, R.L .; Poggiali, V .; Mastrogiuseppe, M .; Michaelides, R.J .; Corlies, P.M .; Moore, J.M .; Malaska, M.J .; Mitchell, K.L .; Lorenz, R.D .; Wood, C.A. (2017). „Topografická omezení vývoje a propojitelnosti Titanových jezerních pánví“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 44 (23): 11, 745–11, 753. doi:10.1002 / 2017 GL075468.
  2. ^ "Povrch". Webové stránky MESSENGER. Univerzita Johna Hopkinse /Laboratoř aplikované fyziky. Archivovány od originál dne 30. září 2016. Citováno 4. dubna 2012.
  3. ^ Oberst, J .; Preusker, F .; Phillips, R. J .; Watters, T. R .; Head, J. W .; Zuber, M. T .; Solomon, S. C. (2010). „Morfologie Merkurovy pánve Caloris, jak je vidět ve stereofotografických modelech MESSENGER“. Icarus. 209 (1): 230–238. Bibcode:2010Icar..209..230O. doi:10.1016 / j.icarus.2010.03.009. ISSN  0019-1035.
  4. ^ 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 planins Deposit“. Dopisy o Zemi a planetách. 285 (3–4): 297–308. Bibcode:2009E & PSL.285..297F. doi:10.1016 / j.epsl.2009.05.022. ISSN  0012-821X.
  5. ^ Jones, Tom; Stofan, Ellen (2008). Planetologie: Odemykání tajemství sluneční soustavy. Washington, D.C .: National Geographic Society. p. 74. ISBN  978-1-4262-0121-9.
  6. ^ Keep, M .; Hansen, V. L. (1994). „Strukturální historie Maxwella Montese, Venuše: Důsledky pro vznik horského pásu Venuše“. Journal of Geophysical Research. 99 (E12): 26015. Bibcode:1994JGR .... 9926015K. doi:10.1029 / 94JE02636. ISSN  0148-0227.
  7. ^ Otten, Carolyn Jones (10. února 2004). "'Sněhem těžkých kovů na Venuši je sirník olovnatý “. Redakce. Washingtonská univerzita v Saint Louis. Citováno 10. prosince 2012.
  8. ^ „PIA00106: Venus - 3D Perspective View of Maat Mons“. Planetární fotožurnál. Laboratoř tryskového pohonu. 1. srpna 1996. Citováno 30. června 2012.
  9. ^ Robinson, C. A .; Thornhill, G. D .; Parfitt, E. A. (leden 1995). „Velká vulkanická aktivita v Maat Mons: Může to vysvětlit výkyvy v atmosférické chemii pozorované Pioneer Venus?“. Journal of Geophysical Research. 100 (E6): 11755–11764. Bibcode:1995JGR ... 10011755R. doi:10.1029 / 95JE00147. Citováno 11. února 2013.
  10. ^ Egholm, D.L .; Nielsen, S. B .; Pedersen, V. K .; Lesemann, J.-E. (2009). "Ledové efekty omezující výšku hory". Příroda. 460 (7257): 884–887. Bibcode:2009 Natur.460..884E. doi:10.1038 / nature08263. PMID  19675651. S2CID  205217746.
  11. ^ "Hory: Nejvyšší body na Zemi". National Geographic Society. Citováno 19. září 2010.
  12. ^ A b „Geologické polní poznámky k národnímu parku Haleakala“. Služba národního parku USA. Citováno 31. ledna 2017.
  13. ^ A b "Národní park Teide". Seznam světového dědictví UNESCO. UNESCO. Citováno 2. června 2013.
  14. ^ „NOVA Online: Surviving Denali, The Mission“. Webová stránka NOVA. Corporation pro veřejné vysílání. 2000. Citováno 7. června 2007.
  15. ^ Adam Helman (2005). The Finest Peaks: Prominence and Other Mountain Measures. Trafford Publishing. ISBN  978-1-4120-5995-4. Citováno 9. prosince 2012.
  16. ^ Mount Everest (Mapa v měřítku 1: 50 000), připravená pod vedením Bradford Washburn pro Bostonské muzeum vědy, Švýcarskou nadaci pro alpský výzkum a National Geographic Society, 1991, ISBN  3-85515-105-9
  17. ^ Robinson, M. (20. listopadu 2017). "Měsíční hory: Zeeman Mons". LROC.sese.asu. Arizonská státní univerzita. Citováno 5. září 2020.
  18. ^ Ruefer, A.C .; James, P.B. (Březen 2020). „Anomální masiv kráteru Zeeman“ (PDF). 51. Konference o lunární a planetární vědě. p. 2673. Bibcode:2020LPI ... 51.2673R.
  19. ^ A b Fred W. Price (1988). Příručka pozorovatele Měsíce. London: Cambridge University Press. ISBN  978-0-521-33500-3.
  20. ^ A b Moore, Patrick (2001). Na Měsíci. Londýn: Cassell & Co.
  21. ^ A b Wöhler, C .; Lena, R .; Pau, K. C. (16. března 2007), „The Lunar Dome Complex Mons Rümker: Morphometry, Rheology, and Mode of Emplacement“, Konference o lunární a planetární vědě (1338): 1091, Bibcode:2007LPI .... 38,1091 W.
  22. ^ A b C d E F G h Plescia, J. B. (2004). "Morfometrické vlastnosti marťanských sopek". Journal of Geophysical Research. 109 (E3): E03003. Bibcode:2004JGRE..109.3003P. doi:10.1029 / 2002JE002031. ISSN  0148-0227.
  23. ^ A b Carr, Michael H. (11. ledna 2007). Povrch Marsu. Cambridge University Press. p. 51. ISBN  978-1-139-46124-5.
  24. ^ Comins, Neil F. (4. ledna 2012). Objevování základního vesmíru. Macmillana. ISBN  978-1-4292-5519-6. Citováno 23. prosince 2012.
  25. ^ Lopes, R .; Host, J. E.; Hiller, K .; Neukum, G. (leden 1982). „Další důkazy původu masového pohybu Olympu Mons aureole“. Journal of Geophysical Research. 87 (B12): 9917–9928. Bibcode:1982JGR .... 87,9917L. doi:10.1029 / JB087iB12p09917.
  26. ^ Datová sada elevace JMARS MOLA. Christensen, P .; Gorelick, N .; Anwar, S .; Dickenshied, S .; Edwards, C .; Engle, E. (2007) "Nové poznatky o Marsu z tvorby a analýzy globálních datových souborů na Marsu; "Americká geofyzikální unie, podzimní setkání, abstrakt # P11E-01.
  27. ^ A b „Kniha historie kráteru Gale“. Webové stránky Mars Odyssey THEMIS. Arizonská státní univerzita. Citováno 7. prosince 2012.
  28. ^ Anderson, R. B .; Bell III, J. F. (2010). „Geologické mapování a charakterizace kráteru Gale a důsledky pro jeho potenciál jako místa přistání Mars Science Laboratory“. International Journal of Mars Science and Exploration. 5: 76–128. Bibcode:2010 IJMSE ... 5 ... 76A. doi:10.1555 / březen.2010.0004.
  29. ^ Wall, M. (6. května 2013). „Bizarní hora Mars možná postavená větrem, ne vodou“. ProfoundSpace.org. Citováno 13. května 2013.
  30. ^ Kite, E. S .; Lewis, K. W .; Lamb, M. P .; Newman, C.E .; Richardson, M. I. (2013). „Růst a forma mohyly v kráteru Gale, Mars: svahový vítr zlepšil erozi a transport“. Geologie. 41 (5): 543–546. arXiv:1205.6840. Bibcode:2013Geo .... 41..543 tis. doi:10.1130 / G33909.1. ISSN  0091-7613. S2CID  119249853.
  31. ^ Lewis, K. W .; Peters, S .; Gonter, K .; Morrison, S .; Schmerr, N .; Vasavada, A. R .; Gabriel, T. (2019). „Traverz povrchové gravitace na Marsu naznačuje nízkou hustotu podloží v kráteru Gale.“ Věda. 363 (6426): 535–537. Bibcode:2019Sci ... 363..535L. doi:10.1126 / science.aat0738. PMID  30705193. S2CID  59567599.
  32. ^ Agle, D. C. (28. března 2012). "'Mount Sharp 'On Mars Links Geology's Past and Future ". NASA. Citováno 31. března 2012.
  33. ^ Webster, gay; Brown, Dwayne (9. listopadu 2014). „Curiosity dorazí na Mount Sharp“. Laboratoř tryskového pohonu NASA. Citováno 16. října 2016.
  34. ^ Vega, P. (11. října 2011). „Nový pohled na horu Vesta z úsvitu mise NASA“. Webové stránky mise Jet Propulsion Lab's Dawn. NASA. Archivovány od originál dne 22. října 2011. Citováno 29. března 2012.
  35. ^ Schenk, P .; Marchi, S .; O'Brien, D. P .; Buczkowski, D .; Jaumann, R .; Yingst, A .; McCord, T .; Gaskell, R .; Roatsch, T .; Keller, H. E.; Raymond, C.A.; Russell, C. T. (1. března 2012), „Mega-dopady do planetárních těl: globální dopady dopadové pánve Rheasilvia Impact na Vesta“, Konference o lunární a planetární vědě (1659): 2757, Bibcode:2012LPI ... 43,2757S, příspěvek 1659, id.2757
  36. ^ „Dawn's First Year at Ceres: A Mountain Emerges“. Web společnosti JPL Dawn. Laboratoř tryskového pohonu. 7. března 2016. Citováno 8. března 2016.
  37. ^ Ruesch, O .; Platz, T .; Schenk, P .; McFadden, L. A .; Castillo-Rogez, J. C .; Quick, L. C .; Byrne, S .; Preusker, F .; OBrien, D. P .; Schmedemann, N .; Williams, D. A .; Li, J.-Y .; Bland, M. T .; Hiesinger, H .; Kneissl, T .; Neesemann, A .; Schaefer, M .; Pasckert, J. H .; Schmidt, B.E .; Buczkowski, D. L .; Sykes, M. V .; Nathues, A .; Roatsch, T .; Hoffmann, M .; Raymond, C. A .; Russell, C. T. (2. září 2016). "Kryovulkanismus na Ceresu". Věda. 353 (6303): aaf4286. Bibcode:2016Sci ... 353.4286R. doi:10.1126 / science.aaf4286. PMID  27701087.
  38. ^ Perry, Jason (27. ledna 2009). „Boösaule Montes“. Blog Gish Bar Times. Citováno 30. června 2012.
  39. ^ Schenk, P .; Hargitai, H. „Boösaule Montes“. Io Mountain Database. Citováno 30. června 2012.
  40. ^ A b Schenk, P .; Hargitai, H .; Wilson, R .; McEwen, A .; Thomas, P. (2001). „Hory Io: Globální a geologické perspektivy z Voyageru a Galileo“. Journal of Geophysical Research. 106 (E12): 33201. Bibcode:2001JGR ... 10633201S. doi:10.1029 / 2000JE001408. ISSN  0148-0227.
  41. ^ Schenk, P .; Hargitai, H. „Ionian Mons“. Io Mountain Database. Citováno 30. června 2012.
  42. ^ Schenk, P .; Hargitai, H. „Euboea Montes“. Io Mountain Database. Citováno 30. června 2012.
  43. ^ A b Martel, L. M. V. (16. února 2011). „Velká hora, velký sesuv půdy na Jupiterově měsíci, Io“. Webové stránky NASA pro průzkum sluneční soustavy. Archivovány od originál dne 13. ledna 2011. Citováno 30. června 2012.
  44. ^ Moore, J. M .; McEwen, A. S .; Albin, E. F .; Greeley, R. (1986). "Topografické důkazy o vulkanismu štítu na Io". Icarus. 67 (1): 181–183. Bibcode:1986Icar ... 67..181M. doi:10.1016/0019-1035(86)90183-1. ISSN  0019-1035.
  45. ^ A b Schenk, P .; Hargitai, H. „Nejmenovaná sopečná hora“. Io Mountain Database. Citováno 6. prosince 2012.
  46. ^ A b Schenk, P. M .; Wilson, R. R .; Davies, R. G. (2004). „Štítová sopka a topologie lávových proudů na Io“. Icarus. 169 (1): 98–110. Bibcode:2004Icar..169 ... 98S. doi:10.1016 / j.icarus.2004.01.015.
  47. ^ A b Moore, Jeffrey M .; Schenk, Paul M .; Bruesch, Lindsey S .; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (říjen 2004). „Funkce velkého dopadu na ledové satelity střední velikosti“ (PDF). Icarus. 171 (2): 421–443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.009.
  48. ^ Hammond, N. P .; Phillips, C. B .; Nimmo, F .; Kattenhorn, S.A. (březen 2013). „Flexure on Dione: Investigating Underurface Structure and Thermal History“. Icarus. 223 (1): 418–422. Bibcode:2013Icar..223..418H. doi:10.1016 / j.icarus.2012.12.021.
  49. ^ Beddingfield, C. B .; Emery, J. P .; Burr, D. M. (březen 2013), „Testování kontrakčního původu Janiculum Dorsa na severní přední polokouli Saturnova měsíce Dione“, Konference o lunární a planetární vědě (1719): 1301, Bibcode:2013LPI ... 44.1301B
  50. ^ Přehlížené oceánské světy vyplňují vnější sluneční soustavu. John Wenz, Scientific American. 4. října 2017.
  51. ^ A b "PIA20023: Radarový pohled na nejvyšší hory Titanu". Photojournal.jpl.nasa.gov. Laboratoř tryskového pohonu. 24. března 2016. Citováno 25. března 2016.
  52. ^ Mitri, G .; Bland, M. T .; Showman, A. P .; Radebaugh, J .; Stiles, B .; Lopes, R. M. C .; Lunine, J. I .; Pappalardo, R. T. (2010). "Hory na Titanu: modelování a pozorování". Journal of Geophysical Research. 115 (E10002): E10002. Bibcode:2010JGRE..11510002M. doi:10.1029 / 2010JE003592. Citováno 5. července 2012.
  53. ^ A b C Lopes, R. M. C.; Kirk, R.L .; Mitchell, K. L .; LeGall, A .; Barnes, J. W .; Hayes, A .; Kargel, J .; Wye, L .; Radebaugh, J .; Stofan, E. R .; Janssen, M. A .; Neish, C. D .; Wall, S. D .; Wood, C. A .; Lunine, J. I .; Malaska, M. J. (19. března 2013). „Kryovulkanismus na Titanu: nové výsledky z Cassini RADAR a VIMS“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 118 (3): 416. Bibcode:2013JGRE..118..416L. doi:10.1002 / jgre.20062.
  54. ^ Giese, B .; Denk, T .; Neukum, G .; Roatsch, T .; Helfenstein, P .; Thomas, P. C .; Turtle, E. P .; McEwen, A .; Porco, C. C. (2008). „Topografie Iapetovy přední strany“ (PDF). Icarus. 193 (2): 359–371. Bibcode:2008Icar..193..359G. doi:10.1016 / j.icarus.2007.06.005. ISSN  0019-1035.
  55. ^ Porco, C. C.; et al. (2005). „Cassini Imaging Science: Počáteční výsledky na Phoebe a Iapetus“ (PDF). Věda. 307 (5713): 1237–1242. Bibcode:2005Sci ... 307.1237P. doi:10.1126 / science.1107981. ISSN  0036-8075. PMID  15731440. S2CID  20749556. 2005Sci ... 307.1237P.
  56. ^ Kerr, Richard A. (6. ledna 2006). „How Saturn's Icy Moons Get a (Geologic) Life“. Věda. 311 (5757): 29. doi:10.1126 / science.311.5757.29. PMID  16400121. S2CID  28074320.
  57. ^ Ip, W.-H. (2006). „Na prstencovém počátku rovníkového hřebene Iapeta“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 33 (16): L16203. Bibcode:2006GeoRL..3316203I. doi:10.1029 / 2005GL025386. ISSN  0094-8276.
  58. ^ Moore, P.; Henbest, N. (duben 1986). "Uran - Pohled z Voyageru". Journal of the British Astronomical Association. 96 (3): 131–137. Bibcode:1986JBAA ... 96..131M.
  59. ^ A b C d E Schenk, P. M .; Beyer, R. A .; McKinnon, W. B .; Moore, J. M .; Spencer, J. R .; White, O. L .; Singer, K .; Nimmo, F .; Thomason, C .; Lauer, T. R .; Robbins, S .; Umurhan, O. M .; Grundy, W. M .; Stern, S. A .; Weaver, H. A .; Young, L. A .; Smith, K. E .; Olkin, C. (2018). „Povodí, zlomeniny a sopky: Globální kartografie a topografie Pluta z New Horizons“. Icarus. 314: 400–433. Bibcode:2018Icar..314..400S. doi:10.1016 / j.icarus.2018.06.008.
  60. ^ A b Hand, E .; Kerr, R. (15. července 2015). „Pluto je naživu - ale odkud pochází teplo?“. Věda. doi:10.1126 / science.aac8860.
  61. ^ Pokhrel, Rajan (19. července 2015). „Nepálské horolezecké bratrství šťastné nad horami Pluto pojmenované po Tenzingovi Norgayovi Šerpovi - první nepálský mezník ve sluneční soustavě“. Himálajské časy. Citováno 19. července 2015.
  62. ^ A b C „Na Plutu objevuje New Horizons geologii všech věkových skupin, možné ledové sopky, vhled do planetárních počátků“. New Horizons News Center. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory LLC. 9. listopadu 2015. Citováno 9. listopadu 2015.
  63. ^ A b Witze, A. (9. listopadu 2015). "Ledové sopky mohou dotovat povrch Pluta". Příroda. doi:10.1038 / příroda.2015.18756. S2CID  182698872. Citováno 9. listopadu 2015.
  64. ^ „Ledové sopky a topografie“. New Horizons Multimedia. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory LLC. 9. listopadu 2015. Archivovány od originál dne 13. listopadu 2015. Citováno 9. listopadu 2015.
  65. ^ „Ledové sopky na Plutu?“. New Horizons Multimedia. Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory LLC. 9. listopadu 2015. Archivovány od originál dne 11. září 2017. Citováno 9. listopadu 2015.
  66. ^ A b C d E F Schenk, P. M .; Beyer, R. A .; McKinnon, W. B .; Moore, J. M .; Spencer, J. R .; White, O. L .; Singer, K .; Umurhan, O. M .; Nimmo, F .; Lauer, T. R .; Grundy, W. M .; Robbins, S .; Stern, S. A .; Weaver, H. A .; Young, L. A .; Smith, K. E .; Olkin, C. (2018). „Rozchod je těžké udělat: Globální kartografie a topografie středního ledového měsíce Plona Charona z New Horizons“. Icarus. 315: 124–145. doi:10.1016 / j.icarus.2018.06.010.

externí odkazy