Wikipedia

Triton (måne)

Neptuns største måne

Triton er planeten Neptuns største måne, oppdaget 10. oktober 1846 av den britiske astronomen William Lassell. Den er den eneste kjente store månen i solsystemet med en retrograd bane, det vil si en bane i motsatt retning i forhold til planetens rotasjon. Med en diameter på 2 700 km er Triton syvende størst blant månene i solsystemet. På grunn av den retrograde banen og en sammensetning som ligner Plutos, antas det at Triton opprinnelig stammer fra Kuiperbeltet.[10] Overflaten består for det meste av frossent nitrogen, skorpen består primært av vannholdig is,[11] og den har en isete mantel og en betydelig kjerne av bergarter og metaller.[5] Kjernen utgjør opp mot to tredjedeler av månens totale masse. Triton har en gjennomsnittlig tetthet på 2,061 g/cm³,[4] og sammensatt av omtrent 15–35 % vannholdig is.[5]

Triton

Fotomosaikk av Tition.
Foto: Voyager 2
Oppdagelse
Oppdaget avWilliam Lassell
Oppdaget10. oktober 1846
Baneparametre
Store halvakse354 759 km
0,00237 AE
Eksentrisitet0[1]
Omløpstid5,877 jorddøgn
Inklinasjon129,812°[a]
ModerplanetNeptun
Fysiske egenskaper
Gjennomsnittlig radius1 353,4 ± 0,9 km[4]
Overflatens areal23 018 000 km²[b]
Volum10 384 000 000 km³[c]
Masse21 400 000 000 000 000 000 000 kg[d]
Middeltetthet2,061 g/cm³[4]
Gravitasjon ved ekvator0,779 m/s²
0,08 g
Unnslipningshastighet1,455 km/s[e]
Siderisk rotasjonsperiode5,877 døgn[5]
141,048 timer
Aksehelning0°
Overflaterefleksjon0,76[4]
Temperatur38 K[5] 
Tilsynelatende størrelsesklasse13,47[6]
Spektralklasse−1.2[7]
Atmosfæriske egenskaper
Atmosfærisk trykk1.4–1.9 pascal[5][9]
SammensetningNitrogen
Metan (spormengder)[8]

Triton er en av få måner i solsystemet som er kjent å være geologisk aktiv. Som en konsekvens av dette er overflaten relativt ung, men en kompleks geologisk historie avdekket i et intrikat og mystisk kryovulkansk og tektonisk terreng.[5] Deler av skorpen belagt med geysirer som antas å sende ut nitrogen.[9] Triton har en tynn atmosfære av nitrogen med mindre enn 1/70 000 av trykket til jordens atmosfære ved havnivå.[9]

Oppdagelse og navn rediger

 
William Lassell, oppdageren av Triton

Triton ble oppdaget av den britiske astronomen William Lassell 10. oktober 1846,[12] bare 17 dager etter oppdagelsen av Neptun.

Som handelsbrygger begynte Lassell å lage speil til sitt amatørteleskop i 1820. Da John Herschel mottok nyheten om Neptuns oppdagelse, skrev han til Lassell og foreslo at han skulle lete etter mulige måner. Lassell gjorde så, og oppdaget Triton åtte dager senere.[13][14][15][12] Lassell hevdet også at han oppdaget ringer. Selv om det senere ble bekreftet at Neptun faktisk har ringer, så er disse så svake og mørke at det er tvilsomt at Lassell faktisk så disse.[16]

Triton er oppkalt etter den greske havguden Triton (Τρίτων), sønn av Poseidon (den greske tilsvarelsen til den romerske Neptun). Navnet ble først foreslått av Camille Flammarion i hans bok Astronomie Populaire i 1880,[17] selv om det offisielt ikke ble tatt i bruk før mange tiår senere.[18] Frem til oppdagelsen av den andre månen Nereid i 1949, var Triton best kjent bare som «Neptuns måne». Lassell navnga ikke sin egen oppdagelse, men han foreslo navn et par år etter at han oppdaget Saturns åttende måne – Hyperion. Den tredje og fjerde månen til Uranus (Ariel og Umbriel), som Lassell oppdaget i 1851, ble navngitt av John Herschel.[19]

Omløp og rotasjon rediger

Triton er unik blant alle de større månene i solsystemet for sin retrograde bane rundt sin planet – det vil si, den går i bane i motsatt retning av planetens rotasjon. De fleste av de ytre av Jupiters og Saturns irregulære måner har også retrograde baner, og også noen av Uranus' ytre måner. Alle disse månene befinner seg imidlertid mye lengre unna deres moderlegeme, og alle er små sammenlignet med Triton; den største av disse månene – Phoebe[f] – har bare 8 % av diameteren og 0,03 % av massen sammenlignet med Triton.

Titons bane er knyttet til to helninger; inklinasjonen til Neptuns spinn og Neptuns bane, 30°, og inklinasjonen til Tritons bane til Neptuns spinn, 157° (en inklinasjon over 90° indikerer en retrograd bane). Tritons bane preserer fremover i forhold til Neptuns spinn med en periode på ca. 678 jordår (4,1 neptunår),[2][3] noe som gjør at den relative inklinasjonen mot Neptuns bane varierer mellom 127° og 173°.

Triton er i bundet rotasjon med Neptun – det vil si at den samme siden av månen alltid vender mot planeten. Månens ekvator er nesten nøyaktig på linje med baneplanet.[20] På nåværende tidspunkt er Tritons rotasjonsakse omtrent 40° fra Neptuns baneplan, og dermed vil hver av polene i løpet av Neptuns år peke forholdsvis nær solen, omtrent som polene til Uranus. Etterhvert som Neptun skrider frem i banen rundt solen, skifter Tritons polregioner på å vende mot solen. Dette fører til sesongmessige forandringer etterhvert som det ene polområdet, så det andre, forflytter seg inn i sollyset. Slike endringer har blitt observert nylig.[21]

Tritons omløp rundt Neptun har blitt en nesten perfekt sirkel med en eksentrisitet på nesten null. Viskoelastisk demping fra tidevannskreftene alene antas å ikke være tilstrekkelig til å gjøre Tritons bane sirkulær i løpet av tidsrommet som systemet har eksistert, og gassmotstand fra prograde rester har sannsynligvis spilt en betydelig rolle.[2][3] Tidevannspåvirkninger påvirker også Tritons bane. Triton befinner seg allerede nærmere Neptun enn avstanden mellom jorden og månen, og avstanden blir sakte, men sikker mindre. Anslag antyder at i løpet av ca. 3,6 milliarder år vil Triton passere Neptuns Roche-grense,[22] og med det resultere i at Triton enten kolliderer med Neptuns atmosfære eller brytes opp og danner et ringsystem lignende det vi finner rundt Saturn.[22]

Innfangst rediger

 
Triton antas å komme fra Kuiperbeltet (grønt), i solsystemets ytterkant

Måner som befinner seg i en retrograd bane kan ikke ha blitt dannet i samme region av stjernetåken som det planeten de går i bane rundt ble. Derfor må Triton ha blitt innfanget fra et annet sted. Trition kan derfor ha kommet fra Kuiperbeltet,[10] en ring av små isete objekter som strekker seg utover fra like innenfor Neptuns bane til ca. 50 AE (7,5×109 km) fra solen. I tillegg til å være det antatte utgangspunktet for brorparten av de kortperiodiske kometene som observeres fra jorden, huser Kuiperbeltet også flere store planetlignende legemer, inkludert Pluto, kjent som de største kuiperlegemene – plutinone – som befinner seg i baneresonans med Neptun. Triton er så vidt større enn Pluto og nesten identisk i sammensetning, noe som har ført til hypoteser om at de to har samme opphav.[23]

Den foreslåtte innfangingen av Triton kan forklare flere egenskaper i det neptunianske systemet, inkludert de eksterme baneeksentrisitetene til Neptun-månen Nereid og knappheten på måner sammenlignet med de andre gasskjempene. Tritons opprinnelige eksentriske bane ville ha krysset baner til irregulære måner og forstyrret banene til mindre regulære måner. Dette ville ha ført til at de ble spredt på grunn av gravitasjonell påvirkning.[2][3]

Tritons eksentriske bane i forkant av innfangsten ville også ført til tidevannsoppvarming av månens indre, og Triton ville ha blitt værende flytende i milliarder av år. Denne slutningen er støttet av beviser for differensiering i Tritons indre.[9] Denne kilden til indre varme forsvant som følge av at banen er blitt sirkulær.

To typer mekanismer har bliltt foreslått for Tritons innfangst. For å bli innfanget av en planet, må et passerende legeme miste tilstrekkelig energi til at det blir bremset ned til en hastighet mindre enn den som kreves for å slippe unna – unnslipningshastigheten. En tidlig teori for hvordan Triton kan ha blitt bremset ned, var via en kollisjon med et annet legeme, enten i forbindelse med passering av Neptun (noe som er usannsynlig), eller en måne eller protomåne i bane rundt Neptun (noe som er mer sannsynlig).[5] En nyere, og nå mer foretrukken hypotese antyder at Triton, i forkant av innfangsten, hadde en ledsager lignende Pluto-månen Charon som den dannet et binærsystem med. Når dette binærsystemet nærmet seg Neptun, ble vekselvirkningen på en slik måte at baneenergien ble overført fra Triton til leddsageren. Ledsageren ble så skjøvet bort, mens Triton ble bundet i bane rundt Neptun. Denne hypotesen er støttet av flere forhold, inkludert det at binærsystemer er svært vanlig blant de større kuiperlegemene.[24][25] Hendelsen var kort og varsom, og sparte Triton fra kollisjon. Hendelser som dette kan ha vært vanlig under dannelsen av Neptun, eller senere når den vandret utover.[10]

Fysiske egenskaper rediger

 
Tritons masse (blått) er dominerende blant Neptuns måner. De andre månene til sammen utgjør kun en tredjedels prosent av den totale massen. Denne skjevfordelingen kan forklare forsvinningen av mange av Neptuns opprinnelige måner i etterkant av Tritons innfangst.
 
Triton (nede til venstre) sammenlignet med månen (oppe til venstre) og jorden (høyre).

Triton er den syvende største månen og det sekstende største objektet i solsystemet, og er noe større enn dvergplanetene Pluto og Eris. Månen utgjør 99,5 % av all masse som er kjent å gå i bane rundt Neptun, inkludert planetens ringer og tretten andre kjente måner,[g] og den er også mer massiv enn den samlede massen til alle kjente måner i solsystemet som er mindre enn den selv.[h] Den har en radius, tetthet (2,061 g/cm³), temperatur og kjemisk sammensetning som ligner på Pluto.[26]

På samme måte som Pluto, er Tritons overflate dekket med frossent nitrogen, vannholdig is (15–35 %) og tørris (frossent karbondioksid) som utgjør de siste 10–20 %. Det finnes også sporiser av metan (0,1 %) og karbonmonoksid (0,05 %).[5] Det er også mulig at det finnes ammoniakk på overflaten dersom ammoniakkdihydrater finnes, slik det er antatt å gjøre i litosfæren.[27] Tettheten til Triton antyder at den sannsynligvis består av ca. 30–45 % vannholdig is, mens den resterende massen er bergarter.[5] Overflatearealet er 23 million km², noe som tilsvarer 4,5 % av jorden, eller 15,5 % av jordens landareal. Triton har en betydelig høy albedo, der 60–95 % av sollyset som treffer den blir reflektert. Til sammenligning reflekterer månen kun 11 % av sollyset.[28] Tritons rødaktige farge antas å være et resultat av metanholdig is som blir konvertert til tholiner under bombardement fra ultrafiolett stråling.[5][29]

Siden Tritons overflate indikerer en lengre historie med smelting, antyder modeller av det indre at Triton er differensiert, akkurat som jorden, med en fast kjerne, en mantel og en skorpe. Vann, den mest rikelige volatilen i solsystemet, utgjør Tritosn mantel som ligger over en kjerne av bergarter og metaller. Det finnes tilstrekkelig med bergarter i Tritons indre til at radioaktiv stråling kan drive en konveksjon i mantelen. Denne varmen kan også være tilstrekkelig til å opprettholde et hav/innsjø under overflaten, lignende det som er foreslått å ligge under overflaten av Europa.[5][30] Hvis dette finnes, vil et slikt lag av flytende vann kunne være et mulig sted for eksistensen av liv.[31]

Atmosfære rediger

 
En kunstners fremstilling av Triton, med en tynn atmosfære like over randen.

Triton har en tynn atmosfære av nitrogen, med spormengder av karbonmonoksid og små mengder av metan nær overflaten.[8][32][33] Akkurat som med Plutos atmosfære, antas det at Tritons kommer nitrogen som fordamper fra overflaten.[23] Overflatetemperaturen er minst 35,6 K (−237,6 °C) på grunn av at Tritons nitrogenholdige is er i den varmere, heksagonale krystallinfasen, og faseovergangen mellom heksagonal og kubisk nitrogenholdig is oppstår ved den temperaturen.[34] På bakgrunn av balansen mellom nitrogengass og damptrykket i Tritons atmosfære, kan man sette en øvre grense på nedre del av 40-tallet (K).[35] Dette temperaturområdet er kaldere enn Plutos gjennomsnittlige temperaturbalanse på 44 K (−229,2 °C). Tritons atmosfæriske overflatetrykk er bare 1,4–1,9 pascal (0,014–0,019 mbar).[5]

 
Skyer observert over Tritons rand avVoyager 2

Turbulens på Tritons overflate danner en troposfære (en «værregion») som stiger opp til en høyde på 8 km. Striper på Tritons overflate som kommer av geysirutbrudd antyder at troposfæren drives av sesongmessige vinder som er kapable til å flytte materialer med over en mikrometer i størrelse.[36] I motsetning til andre atmosfærer mangler Tritons en stratosfære, og har i stedet en termosfære fra høyder på 8–950 km og en eksosfære over det.[5] Den øvre atmosfæren av Triton holder en temperatur på 95 ± 5 K (−178 ± 5 °C), høyere enn temperaturen ved overflaten. Dette kommer av at atmosfæren absorberer varme fra solstrålingen og Neptuns magnetosfære.[8][37] Troposfæren preges i stor grad av tørrdis som antas å primært bestå av hydrokarboner og nitriler dannet av sollysets påvirkning av metan. Atmosfæren inneholder også skyer av kondensert nitrogen som ligger 1–3 km over overflaten.[5]

I 1997 ble det gjennomført observasjoner av Tritons rand fra jorden da månen passerte foran en stjerne. Disse observasjonene indikerte en tettere atmosfære enn den som ble utledet fra Voyager 2-data.[38] Andre observasjoner har vist en temperaturøkning på 5 % fra 1989 og frem til 1998.[39] Obsevasjonene indikerer at Triton går mot en usedvanlig varm sommersesong som kun oppstår en gang i løpet av noen få hundre år. Teorier for denne oppvarmingen inkluderer en endring i frostmønstre på Tritons overflate og en endring i albedoen til isen, noe som gjør at mer varme kan absorberes.[40] En annen teori antyder at endringene i temperaturen kommer som et resultat av avleiringer av et mørkerødt materiale fra geologiske prosesser. Siden Tritons Bond-albedo er blant de høyeste i solsystemet, er den følsom mot små variasjoner i det spektrale albedoet.[41]

Overflateformasjoner rediger

All detaljert kunskap om Tritons overflate kommer fra en enkeltobservasjon utført av Voyager 2 tilbake i 1989. De 40 % av overflaten som ble kartlagt av Voyager avslørte klumpete knauser, rygger, kanaler, furer, groper, platåer, issletter og få kratre. Triton er relativt flat, det vil si variasjonen i topografien holder seg innenfor en kilometer.[5] Det er også relativt få nedslagskratre på overflaten. Nyere analyser av kratertettheten og fordelingen av disse har antydet at i geologiske termer er overflaten ekstremt ung, og at regioner varierer fra en estimert alder på 50 millioner år og helt ned til 6 millioner år.[42]

Isvulkanisme rediger

Se også: Isvulkan
 
Mørke striper over Tritons sørlige polkappe, antatt å være støvavleiringer etter utbrudd av nitrogengeysirer

Triton er geologisk aktiv, det vil si at overflaten er ung og den har relativt få nedslagskratre. Selv om Triton består av ulike istyper, er det som er under overflaten lignende det som produserer vulkaner og riftdaler på jorden, men med vann og ammoniakk-lava i motsetning til flytende bergarter.[5] Hele overflaten er oppskåret av kompleske daler og rygger, sannsynligvis på grunn av tektonikk og isvulkanisme. Størstedelen av overflateformasjonene er endogene – resultatet av en indre geologisk prosess snarere enn eksterne prosesser slik som nedslag. De fleste er vulkanske og ekstrusive heller enn tektoniske.[5]

Voyager 2-sonden observerte en håndfull geysirlignende utbrudd av usynlig nitrogengass og innblandet støv fra under overflaten i søyler opp til 8 km høyde.[26][43] Triton er dermed, sammen med jorden, Io og Enceladus, et av få legemer i solsystemet hvor aktive utbrudd av noen slag har blitt observert.[44] Venus, Mars, Europa, Titan og Dione kan også være vulkansk aktive. De beste observasjonseksemplene ble kalt Hili og Mahilani (etter henholdsvis zuluenes vannånd og ten tongisk havgud).[45]

Alle geysirene ble observert mellom 50° og 57°S, den delen av Tritons overflate som ligger nær det subsolare punktet – det vil si der hvor solstrålene treffer vinkelrett på overflaten. Dette indikerer at oppvarmingen fra solen spiller en rolle, selv om den er svak så langt ute som Triton befinner seg fra solen. Det antas at overflaten sannsynligvis består av et gjennomskinnelig lag av frossent nitrogen som ligger over et mørkere substrat, som danner en form for «fast drivhuseffekt». Solstrålingen passerer gjennom overflateisen, og sakte men sikkert blir overflatenitrogenet varmet opp og fordampes helt til det er akkumulert nok gasstrykk til at den kan bryte gjennom skorpen.[5][36] En temperaturøkning på bare 4 K (−269,15 °C) over den omkringliggende overflatetemperaturen på 37 K (−236,2 °C) vil kunne drive utbruddene til de høydene som er observert.[43] Selv om det vanligvis kalles «isvulkansk», er denne nitrogensøyleaktiviteten forskjellig fra Tritons storskala isvulkanutbrudd, og også vulkanske prosesser i andre verdener som drives av den indre varmen i det respektive legemet. Analoge søyer av CO2-gass antas å bryte ut fra den sørlige polkalotten på Mars hver vår.[46]

Hvert utbrudd av en geysir på Triton kan vare opptil ett år, og drives av sublimasjon på rundt 100 millioner kubikkmeter nitrogenis i løpet av dette tidsintervallet; støvet som følger med kan avleires opp til 150 km i vindretningen i synlige streker, ok kanskje lengre i mer diffuse avleiringer.[43] Voyager-bilder av Tritons sørlige halvkule viser en rekke streker av mørke materialer.[47] Mellom 1977 og Voyagers forbiflyvning gi 1989 skiftet Triton fra en rødaktig farge, lignende Pluto, til en langt blekere nyanse. Dette antyder at lettere nitrogenfrost hadde dekket det røde materialet i løpet av det mellomliggende tiåret.[5] Utbruddene av volatiler fra Tritons ekvator og deres avleiringer ved polene kan omfordele tilstrekkelig masse i løpet av 10 000 år til å forårsake en polvandring.[48]

Polkapper, sletter og rygger rediger

 
Tritons lyse sørlige polkappe over en region av cantaloupe-terreng.

Den sørlige polregionen på Triton er dekket med en høyt reflektiv kappe av frossent nitrogen og metan ispedd nedslagskratre og geysiråpninger. Lite er kjent om nordpolen siden den befant seg på «nattsiden» da Voyager 2 kartla månen. Det antas imidlertid at Triton også må ha en nordlig polkappe.[34]

De høye slettene oppdaget på Tritons østlige halvkule, slik som Cipango Planum, dekker over og sletter ut eldre formasjoner og er derfor nesten helt sikkert et resultat av isete lava som vasker over det tidligere landskapet. Slettene er strødd med groper, slik som Leviathan Patera, som sannsynligvis er ventiler hvor denne lavaen kommer ut fra. Sammensetningen av lavaen er ukjent, men det antas at den består av en blanding av vann- og ammoniakkholdig is.[5]

Fire omtrent sirkulære sletter har blitt identifisert på Triton. De er de flateste regionene oppdaget så langt, med en varians i høyden på minre enn 200 m. De antas å ha blitt dannet fra utbrudd av islava.[5] Slettene nær Tritons østlige rand er belagt med sorte flekker, kalt maculaer. Hver av maculaene har en mørk sentral flekk omgitt av en hvit halo av materialer. De har alle lignende diametere på mellom 20 og 30 km. Noen spekulerer i om maculaene er utliggere av den sørlige polkalotten, som trekker seg noe tilbake om sommeren.[5]

Det finnes omfattende rygger og daler i komplekse mønstre på overflaten. Sannsynligvis kommer disse av en syklus med frost og opptining.[49] Mange synes også å være tektoniske av natur og kan komme fra utvidelser eller forkastninger.[50] Der er lange doble kanter med sentrale som ligner sterkt på Lineae på Europa (selv om de har en større skala[11]). Disse kan også ha lignende opphav,[5] muligvis fra sjærvarme fra bevegelser langs forkastninger forårsaket av tidevannspåvirkninger i tiden før Tritons bane ble sirkulær.[11] Disse forkastningene med parallelle åsene krysser komplekst terreng med daler ved ekvatorregionen. Åsene og furene, eller sulci, slik som Yasu Sulci, Ho Sulci og Lo Sulci,[51] antas å fra omtrent midten av Tritons geologiske historie. Det antas dog at noen er av nyere dato. De synes å samles i grupper eller «pakker».[50]

Cantaloupe-terreng rediger

 
Cantaloupe-terreng sett fra 130 000 km, med kryssende Europa-lignende dobbeltkanter. Slidr Sulci (vertikalt) og Tano Sulci danner den fremtredende «X».-en.
Foto: Voyager 2

Tritons vestlige halvkule består av en merkelig serie sprekker og forsyninger kjent som «cantaloupe-terreng», fordi terrenget ligner skallet på en cantaloupe. Selv om terrenget har få kratre, antas det at dette er den eldste delen av terrenget på Triton.[52] Sannsynligvis dekker dette terrenget mye av Tritons vestlige halvkule.[5]

Cantaloupe-terreng, som for det meste er skitten vannholdig is, er kun kjent å eksistere på Triton. Det inneholder forsenkninger som er 30–40 km i diameter.[52] Forsenkningene (cavi) er sannsynligvis ikke nedslagskratre fordi de er omtrent av samme størrelse og har jevne kurver. Den ledende hypotesen for dannelsen er diapirisme, oppstigningen av «klumper» med mindre tett materiale gjennom et lag av tettere materiale.[5][53] Alternative hypoteser inkluderer blant annet dannelse ved at terrenget kollapser, eller av oversvømmelser som følge av isvulkaner.[52]

Nedslagskratre rediger

 
Tuonela Planitia (venstre) og Ruach Planitia (midten) er to av Tritons isvulkanske sletter. Sparsommeligheten på kratre er et tegn på omfattende geologisk aktivitet.

Siden endringer i terrengoverflaten stadig viskes ut av geologisk på grunn av geologisk aktivitet, er nedslagskratre relativt sjeldne. Ved en gjennomgang av bilder tatt av Voyager 2 fant man bare 179 kratre som uten tvil stammet fra nedslag. Til sammenligning fant man 835 på Uranus-månen Miranda, som bare har tre prosent av Tritons overflateareal.[54] Det største krateret observert på Triton som antas å ha blitt dannet av et nedslag er 27 km i diameter, og kalles Mazomba.[54][55] Selv om det har blitt observert større kratre, antas disse å være vulkanformasjoner.[54]

De få nedslagskratrene på Triton er nesten alle konsentrert på den førende[i] halvkulen, hvorav hoveddelen er samlet rundt ekvatorregionen mellom 30° og 70° breddegrad,[54] som følge av materialer fra Neptuns ban.,[54] Siden den går i bane med den ene siden alltid vendt mot Neptun, forventer astronomer at Triton vil ha færre kratre på den bakre halvkulen, siden det vil være langt flere og voldsommere nedslag på den førende.[54] Siden Voyager 2 bare kartla 40 % av overflaten, er dette imidlertid usikkert.

Observasjon og utforskning rediger

 
Neptun (øverst) og Triton (nederst) tre dager etter Voyager 2s forbiflyvning

Baneegenskapene til Triton har blitt fastslått med høy nyaktighet på 1900-tallet. Den ble funnet å ha en retrograd bane, med en svært høy inklinasjon mot Neptuns baneplan. De første observasjonene av Triton ble ikke gjort før i 1930, og lite var kjent om satellitten før Voyager 2 ankom mot slutten av det 20. århundre.[5]

Før Voyager 2 ankom, forventet astronomer at Triton kunne ha hav av flytende nitrogen og en atmosfære av nitrogen/metan med en tetthet så høy som 30 % av jordens. Akkurat som feilantakelsene for Mars' atmosfære, var dette også helt feil. Som for Mars, ble det anslått en tettere atmosfære tidlig i historien.[56]

Det første forslaget på å måle diameteren til Triton ble gjort av Gerard Kuiper i 1954. Han kom frem til en diameter på 3 800 km. Senere målinger landet på verdier mellom 2 500–6 000 km, det vil si fra litt mindre en vår egen måne til nesten halve jordens størrelse.[57] Data fra Voyager 2s møte med Neptun 25. august 1989 førte til et mer nøyaktig estimat av Tritons diameter (2 700 km).[58]

På 1990-tallet ble det gjennomført en rekke observasjoner av Tritons rand fra jorden. Det ble da brukt okkultasjoner av nærliggende stjerner. Observasjonene indikerte en tilstedeværelse av en atmosfære og en eksotisk overflate. Observasjonene antydet også at atmosfæren var tettere enn målingene fra Voyager 2 indikerte.[38]

Nye konsepter for oppdrag til Neptun-systemet har blitt foreslått av NASA-forskere siden 2004. Alle har identifisert Triton som et primærmål og flere av forslagene har inkludert et eget landingsfartøy, lignende Huygens-sonden for Titan. Per 2019 har imidlertid ingen av forslagene nådd lengre enn forslagsstadiet, og NASAs finansiering av oppdrag i det ytre solsystemet er fokusert på Jupiter- og Saturn-systemene.[59]

Fotnoter og litteraturhenvisninger rediger

Fotnoter
  1. ^ 129,812° mot ekliptikken, 156,885° mot Neptuns ekvator[2][3]
  2. ^ Overflatearealet er avledet fra radiusen r: 4*pi*r2.
  3. ^ Volumet v er avledet fra radiusen r: 4/3*pi*r3.
  4. ^ Massen m er avledet fra tettheten t og volumet v: m=t*v.
  5. ^ Unnslipningshastigheten er avledet fra massen m, gravitasjonskonstanten G og radiusen r:√((2*g*m)/r)
  6. ^ Største irregulære måner: Saturns Phoebe (210 km), Uranus' Sycorax (150 km) og Jupiters Himalia (85 km).
  7. ^ Tritons masse: 2,14×1022 kg. Samlet masse for 12 andre kjente Neptunmåner: 7,53×1019 kg, eller 0,35 %. Massene til ringene er neglisjerbare.
  8. ^ Massene til andre sfæriske måner er: Titania—3,5×1021, Oberon—3,0×1021, Rhea—2,3×1021, Iapetus—1,8×1021, Charon—1,5×1021, Ariel—1,3×1021, Umbriel—1,2×1021, Dione—1,0×1021, Tethys—0,6×1021, Enceladus—0,12×1021, Miranda—0,06×1021, Proteus—0,05×1021, Mimas—0,04×1021. Den totale massen av de gjenværende månene er ca. 0,09×1021. Det vil si at den totale massen av alle månene mindre enn Triton er ca. 1,65×1022. (Se Liste over naturlige satellitter)
  9. ^ Den førende halvkulen vil si den halvkulen som alltid vender med legemets fartsretning.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Williams 2006.
  2. ^ a b c d Jacobson 2009b.
  3. ^ a b c d Jacobson 2009a, s. 4322–4329.
  4. ^ a b c d JPL (Solar System Dynamics).
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z McKinnon & Kirk 2007, s. 483–502.
  6. ^ Observatorio ARVAL.
  7. ^ Fisher 2006.
  8. ^ a b c Broadfoot et al. 1989, s. 1459–1466.
  9. ^ a b c d NASA (Solar System Exploration).
  10. ^ a b c Agnor & Hamilton 2006, s. 192–194.
  11. ^ a b c Prockter, Nimmo & Pappalardo 2005, s. L14202.
  12. ^ a b Lassell 1847a, s. 8.
  13. ^ Lassell 1846a, s. 157.
  14. ^ Lassell 1846b, s. 167–168.
  15. ^ Lassell 1847b, s. 307–308.
  16. ^ Smith & Baum 1984, s. 1–17.
  17. ^ Flammarion 1880, s. 591.
  18. ^ Moore 1996, s. 150 (se s. 68).
  19. ^ Den internasjonale astronomiske union.
  20. ^ Davies, Rogers & Colvin 1991, s. 15675–15681.
  21. ^ space.com 2010.
  22. ^ a b Chyba, Jankowski & Nicholson 1989, s. L23–L26.
  23. ^ a b Cruikshank 2004, s. 421.
  24. ^ Sheppard & Jewitt 2004.
  25. ^ Jewitt 2005.
  26. ^ a b NASA 2005.
  27. ^ Ruiz 2003, s. 436–439.
  28. ^ Medkeff 2002.
  29. ^ Grundy, Buie & Spencer 2002, s. 2273–2278.
  30. ^ Hussmann, Sohl & Spohn 2006, s. 258–273.
  31. ^ Irwin & Schulze-Makuch 2001, s. 143–60.
  32. ^ Miller & Hartmann 2005, s. 172–173.
  33. ^ Lellouch et al. 2010, s. L8.
  34. ^ a b Duxbury & Brown 1993, s. 748–751.
  35. ^ Tryka et al. 1993, s. 751–754.
  36. ^ a b Smith et al. 1989, s. 1422–1449.
  37. ^ Stevens et al. 1992, s. 669–672.
  38. ^ a b Savage, Weaver & Halber 1998.
  39. ^ MIT 1998.
  40. ^ MacGrath 1998, s. 93.
  41. ^ Buratti, Hicks & Newburn 1999, s. 219–220.
  42. ^ Schenk & Zahnle 2007, s. 135–49.
  43. ^ a b c Soderblom et al. 1990, s. 410–415.
  44. ^ Kargel 1994, s. 101–103.
  45. ^ USGS.
  46. ^ Burnham 2006.
  47. ^ Kirk 1990, s. 633–634.
  48. ^ Rubincam 2002, s. 63–71.
  49. ^ Elliot et al. 1998, s. 765–67.
  50. ^ a b Collins & Schenk 1994, s. 277.
  51. ^ Aksnes, Brahic & Fulchignoni 1990, s. 613–19.
  52. ^ a b c Boyce 1993, s. 165–66.
  53. ^ Schenk & Jackson 1993, s. 299–302.
  54. ^ a b c d e f Strom, Croft & Boyce 1990, s. 437–439.
  55. ^ Ingersoll & Tryka 1990, s. 435–437.
  56. ^ Lunine & Nolan 1992, s. 221–234.
  57. ^ Cruikshank et al. 1979, s. 104–114.
  58. ^ Stone & Miner 1989, s. 1417–21.
  59. ^ NASA 2013.

Litteratur rediger

Trykt litteratur
Litteratur på nett

Eksterne lenker rediger

 Portal:Astronomi
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Triton_(måne)&oldid=22797367»