Triton (maan)

Triton (Grieks: Τρίτων; ook Neptunus I) is die grootste maan van die planeet Neptunus en die eerste maan van dié planeet wat ontdek is. Dit is die sewende grootste maan in die Sonnestelsel.

William Lassell het die maan op 10 Oktober 1846 ontdek, 17 dae ná die ontdekking van dié planeet Neptunus deur Johann Gottfried Galle. Dit is die enigste groot maan in die Sonnestelsel met ’n retrograde wentelbaan (in die teenoorgestelde rigting as waarin sy planeet draai). Vanweë sy retrograde beweging en sy samestelling soortgelyk aan dié van Pluto, word geglo Triton is ’n dwergplaneet wat uit die Kuipergordel aangetrek is. Dit het ’n oppervlak van hoofsaaklik bevrore stikstof, ’n kors van waterys, ’n ysagtige mantel en ’n groot kern van rots en metaal. Die kern maak twee derdes van sy totale massa uit. Die gemiddelde digtheid is 2,061 g/cm3, wat ’n samestelling van sowat 15-35% waterys weerspieël.

Triton is een van die min mane in die Sonnestelsel wat sover bekend geologies aktief is (die ander is Jupiter se mane Io en Europa, en Saturnus se Enkelados en Titaan). As gevolg hiervan is sy oppervlak relatief jonk, met min duidelik sigbare kraters. Ingewikkelde kriovulkaniese en tektoniese terreine dui op ’n ingewikkelde geologiese geskiedenis. ’n Deel van die oppervlak het geisers wat veredelde stikstofgas vrystel, en dit dra by tot ’n klein stikstofatmosfeer minder as 1/70 000 van die druk van die Aarde se atmosfeer op die seevlak. Dit is die tweede grootste maan in verhouding tot sy moederplaneet, naas die Aarde se Maan.

Ontdekking en naam 

Triton is op 10 Oktober 1846 deur die Britse sterrekundige William Lassell ontdek, net 17 dae ná die ontdekking van Neptunus. Hy het die ontdekking gedoen met ’n 61 cm-teleskoop wat hy self gebou het.

Lassell was ’n brouer van beroep en het in 1820 spieëls vir sy amateurteleskope begin maak. Toe John Herschel hoor Neptunus is ontdek, het hy aan Lassell geskryf en voorgestel hy soek na moontlike mane. Lassell het dit gedoen en Triton agt dae later ontdek. Lassell het beweer hy het ringe ook waargeneem. Hoewel later bevestig is dat Neptunus ringe het, is hulle so dof en donker dat dit te betwyfel is of Lassell hulle sou kon sien.

Die maan is genoem na Triton, ’n god van die see wat in die Griekse mitologie die seun was van Poseidon (die Griekse weergawe van die Romeinse god Neptunus) en Amphitrite. Die naam is eerste voorgestel deur Camille Flammarion in sy boek van 1880, Astronomie Populaire, en is baie dekades later eers amptelik aanvaar.

Tot met die ontdekking van Neptunus se tweede maan, Nereid, in 1949 is algemeen na Triton verwys as "Neptunus se maan". Lassell het nie aan sy ontdekking ’n naam gegee nie, maar later die naam "Huperion" voorgestel. Dit is egter voorheen deur John Herschel gekies vir die agtste maan van Saturnus toe hy dit ontdek het.

Wentelbaan en rotasie 
Triton is uniek in die Sonnestelsel vanweë sy retrograde wentelbaan. Die meeste van die buitenste onreëlmatige mane van Jupiter en Saturnus het ook retrograde wentelbane, nes sommige van Uranus se buitenste mane, maar hulle is baie verder van hul moerderplanete af en is klein in vergelyking; die grootste een, Foibe, het ’n deursnee van net 8% van dié van Triton (en ’n massa van 0,03%).

Triton se rotasie is sinchronies met sy wenteling om Neptunus: Sy een kant bly te alle tye na die planeet gedraai. Sy ewenaar is amper presies met sy wentelvlak opgelyn. Tans verskil sy rotasie-as sowat 40° van Neptunus se wentelvlak, en daarom wys elke pool op die een of ander tyd tydens ’n Neptunus-jaar feitlik reguit na die Son, amper soos die pole van Uranus. Terwyl Neptunus om die Son wentel, maak Triton se poolstreke beurte om na die Son te wys. Dit veroorsaak seisoenale veranderings namate eers die een pool en dan die ander sonlig kry. Sulke veranderings is in 2010 waargeneem.

Triton se wentelbaan om Neptunus is feitlik al ’n perfekte sirkel, en dus is sy eksentrisiteit omtrent nul. Sleurkrag vanweë die gas in ’n prograde rommelskyf speel waarskynlik ’n aansienlike rol. Getywisselwerkings veroorsaak ook dat Triton se wentelbaan, wat reeds nader aan Neptunus is as wat die Maan s’n aan die Aarde is, verder afneem; daar word voorspel dat Triton oor 3,6 miljard jaar binne Neptunus se Rochelimiet sal kom. Dit sal lei tot óf ’n botsing met Neptunus se atmosfeer óf die opbreking van Triton – hy sal dan ’n nuwe planetêre ringstelsel vorm soortgelyk aan die een om Saturnus.

Aantrekking deur Neptunus 

Mane in retrograde wentelbane kon nie in dieselfde streek van die sonnewel ontstaan het as die planete waarom hulle wentel nie, en daarom moes Triton van elders aangetrek gewees het. Dit kon vanuit die Kuipergordel gewees het; dié gordel is ’n ring van klein, ysagtige voorwerpe wat van net binne Neptunus se wentelbaan strek tot sowat 50 AE van die Son af. Dit bevat ook groter, planeetagtige voorwerpe soos Pluto, wat nou beskou word as die grootste Kuipergordelvoorwerp (KGV). Triton is net groter as Pluto en het ’n feitlik eenderse samestelling. Dit het gelei tot die hipotese dat die twee voorwerpe dieselfde oorsprong het.

Die voorgestelde aantrekking en vasvanging van Triton kan verskeie eienskappe van die Neptunus-stelsel verduidelik, soos die groot eksentrisiteit van die maan Nereid en die gebrek aan baie planete, soos om ander gasreuse. Triton se aanvanklik eksentrieke wentelbaan kon die wentelbane van onreëlmatige mane gekruis en dié van kleiner, reëlmatige mane vanweë swaartekragwisselwerkings versteur het; so sou hulle verstrooi geraak het.

Triton se aanvanklike wentelbaan kon ook gelei het tot die getyverhitting van sy binnekant, wat sou meegebring het dat Triton vir ’n miljard jaar vloeibaar was; dit word ondersteun deur bewyse van differensiasie in sy binnekant. Hierdie bron van interne verhitting het verdwyn toe Triton in ’n ronde wentelbaan gegaan en sy rotasie gesinchroniseerd geraak het.

Twee soorte meganismes kon daartoe gelei het dat Triton in sy huidige wentelbaan vasgevang is. Om deur ’n planeet se swaartekrag aangetrek te word, moet ’n verbybewegende voorwerp genoeg energie verloor sodat dit stadiger beweeg as die snelheid wat nodig is om te ontsnap. ’n Vroeë teorie oor hoekom Triton stadig genoeg beweeg het, is ’n botsing met ’n ander liggaam – óf een wat verby Neptunus beweeg het (onwaarskynlik) óf ’n maan of protomaan in ’n wentelbaan om die planeet (waarskynliker). ’n Meer onlangse hipotese is dat Triton deel van ’n dubbelstelsel was. In ’n wisselwerking met Neptunus het die twee voorwerpe in die stelsel geskei geraak; een van die twee is na buite gewerp en die ander een, Triton, het aan Neptunus gebonde geraak. Dié gebeurlikheid is waarskynliker as die twee voorwerpe in die dubbelstelsel groter is. Soortgelyke meganismes is al voorgestel vir die aantrekking van Mars se mane.

Hierdie hipotese word ondersteun deur verskeie bewyse, insluitende die feit dat dubbelstelsels algemeen onder groot KGV's voorkom. Die wisselwerking moes kort maar sag gewees het sodat Triton nie daardeur vernietig is nie. Sulke gebeure kon algemeen gewees het tydens die vorming van Neptunus, of later toe dit na ’n groter wentelbaan migreer het.

Simulasies in 2017 het gewys Triton het, nadat hy vasgevang is en voordat sy baaneksentrisiteit afgeneem het, moontlik wel met minstens een ander maan gebots en botsings tussen ander mane veroorsaak.

Fisieke eienskappe 

Triton is die sewende grootste maan en 16de grootste voorwerp in die Sonnestelsel. Dit is groter as die dwergplanete Pluto en Eris. Dit bevat meer as 99,5% van die massa van al Neptunus se ringe en 13 ander bekende mane. Dit het ook ’n groter massa as die gesamentlike massa van al die bekende mane in die Sonnestelsel wat kleiner as hy is. Met ’n deursnee van 5,5% dié van Neptunus, is dit die grootste maan van ’n gasplaneet in vergelyking met sy planeet wat deursnee betref, hoewel Titaan groter is met betrekking tot Saturnus wat massa betref. Sy radius, digtheid (2,061 g/cm3), temperatuur en chemiese samestelling is soortgelyk aan Pluto s'n.

Triton se oppervlak is oortrek met ’n deurskynende laag uitgegloeide bevrore stikstof. Net 40% van sy oppervlak is bestudeer, maar dit is moontlik dat hy geheel en al met so ’n dun laag stikstofys bedek is. Nes Pluto se kors, bestaan Triton s’n uit 55% stikstofys, gemeng met ander yse. Waterys maak 15-35% daarvan uit en bevrore koolstofdioksied (droë ys) die res. Spore van ander yse sluit in 0,1% metaan en 0,05% koolstofmonoksied. Daar kan ook ammoniakys op die oppervlak wees, want daar is tekens van ammoniakdihidraat in die litosfeer.

Triton se gemiddelde digtheid dui daarop dat dit moontlik uit sowat 30-45% waterys bestaan (insluitende klein hoeveelhede vlugtige yse), met rotsmateriaal wat die res uitmaak. Triton se oppervlakte is 23 miljoen km2, wat 4,5% van die Aarde s’n is, of 15,5% van die Aarde se landoppervlakte. Triton het ’n ongewoon hoë albedo; dit weerkaats 60-95% van die sonlig wat dit bereik. (Dit het effens verander sedert die eerste waarnemings.) In vergelyking hiermee weerkaats die Maan net 11%. Triton se rooierige kleur kom vermoedelik van metaanys, wat in toliene verander word as dit aan ultravioletstrale blootgestel word.

Omdat Triton se oppervlak tekens toon van ’n lang geskiedenis van smelting, voorspel modelle van sy binnekant dat Triton, nes die Aarde, bestaan uit ’n soliede kern, ’n mantel en ’n kors. Sy mantel bestaan uit water, die volopste vlugtige stof in die Sonnestelsel, en dit omring ’n kern van rots en metaal. Daar is genoeg rots in Triton se binnekant sodat radioaktiwiteit tot vandag konveksie in sy mantel kan aandryf. Die hitte kan selfs genoeg wees dat ’n oseaan onder die maan se oppervlak kan voorkom, soos vermoedelik onder Europa se oppervlak. Die swart materiaal wat uitgewerp word, bevat vermoedelik organiese verbindings en as vloeibare water in Triton aanwesig is, kan die maan bewoonbaar wees vir die een of ander lewensvorm.

Atmosfeer 

Triton het ’n klein stikstofatmosfeer met spoorhoeveelhede koolstofmonoksied en klein hoeveeelhede metaan naby sy oppervlak. Nes Pluto se atmosfeer bestaan Triton s’n vermoedelik uit stikstof wat van sy oppervlak af verdamp. Sy oppervlaktemperatuur is minstens  () want Triton se stikstofys is in die warmer, heksagonale kristaltoestand, en die oorgang van heksagonale na kubieke stikstofys kom by daardie temperatuur voor. ’n Boonste limiet in die lae 40's K kan voorspel word uit dampdrukewewig met stikstofgas in Triton se atmosfeer. Dit is kouer as Pluto se gemiddelde ewewigtemperatuur van  (). Triton se oppervlakatmosfeerdruk is net sowat  ().

Versteurings by Triton se oppervlak skep ’n troposfeer (’n "weerstreek") tot by ’n hoogte van 8 km. Strepe op Triton se oppervlak wat deur geiserpluime gelaat word, dui daarop dat die troposfeer aangedryf word deur seisoenwinde wat materiaal van meer as ’n mikrometer groot kan beweeg. Anders as ander atmosfere het Triton s’n nie ’n stratosfeer nie; dit het wel ’n termosfeer op ’n hoogte van tussen 8 en 950 km, en bo dit is ’n eksosfeer. Die temperatuur van die maan se boonste atmosfeer, , is hoër as op sy oppervlak vanweë hitte uit sonstrale en Neptunus se magnetosfeer. ’n Dynserigheid trek deur Triton se troposfeer; dit bestaan vermoedelik hoofsaaklik uit koolwaterstowwe en nitriele wat geskep word deur die uitwerking van sonlig op metaan. Triton se atmosfeer het ook wolke gekondenseerde stikstof tussen 1 en 3 km van sy oppervlak af.

In 1997 is Triton waargeneem toe dit voor sterre verbybeweeg het. Dit het gedui op die teenwoordigheid van ’n digter atmosfeer as wat uit Voyager 2-data afgelei is. Ander waarnemings het ’n toename van 5% getoon in die temperatuur tussen 1989 en 1998. Dit alles dui aan Triton nader ’n ongewoon warm somer, wat net elke paar honderd jaar voorkom. Teorieë hiervoor sluit in ’n verandering in ryppatrone op die maan se oppervlak, asook ’n verandering in ys-albedo, wat sal meebring dat meer hitte geabsorbeer word. Nog ’n teorie is dat die verandering in temperatuur veroorsaak word deur donker, rooi materiaal wat die resultaat is van geologiese prosesse. Omdat Triton se Bond-albedo van die hoogstes in die Sonnestelsel is, is dit sensitief vir klein wisselings in spektrale albedo.

Oppervlakeienskappe 

Alle besonderhede wat van Triton se oppervlak bekend is, is op ’n afstand van 40 000 km deur Voyager 2 verkry tydens ’n enkele verbyvlug in 1989. Die 40% van die maan se oppervlak wat deur Voyager 2 afgeneem is, toon blokvormige rotsriwwe, slote, plato's, ysvlaktes en ’n paar kraters. Triton is relatief plat; sy waargenome topografie wissel nooit met meer as ’n kilometer nie. Daar is relatief min kraters. Onlangse studies oor die voorkoms van kraters wys Triton se oppervlak is in geologiese terme baie jonk, met streke wat wissel tuusen ’n geraamde 50 miljoen en 6 miljoen jaar. Sowat 55% van sy oppervlak is met bevrore stikstof bedek, met waterys wat 15-35% uitmaak en bevrore koolstofdioksied (droë ys) die res. Die oppervlak toon deposito's van toliene, organiese verbindings wat voorloperchemikalieë van lewe kan wees.

Kriovulkanisme 
Triton is geologies aktief; sy oppervlak is jonk en het redelik min impakkraters. Hoewel sy kors uit verskeie yse bestaan, is sy suboppervlak se prosesse soortgelyk aan dié wat vulkane en skeurvalleie op Aarde laat ontstaan – maar met water en ammoniak in plaas van vloeibare rots. Komplekse valleie en riwwe loop oor Triton se oppervlak. Dit is moontlik die gevolg van tektoniek en vulkanisme. Die meeste oppervlakeienskappe is endogemies – die gevolg van interne geologiese prosesse – eerder as eksterne prosesse soos botsings. Die meeste is vulkanies, eerder as tektonies.

Voyager 2 het in 1989 ’n paar geiser-agtige uitbarstings van stikstofgas en meegesleurde stof van onder Triton se oppervlak in pluime van tot 8 km hoog waargeneem. Triton is dus, nes die Aarde, Io en Enkelados, een van die min liggame in die Sonnestelsel waarop die een of ander vorm van aktiewe uitbarstings waargeneem is. Die bes bestudeerde voorbeelde word "Hili" en "Mahilani" genoem (onderskeidelik ’n tokkelos en ’n Tongaanse seegees).

Al die geisers is tussen 50° en 57°S waargemeen, die deel van Triton se oppervlak naby die punt waar die son direk op die maan skyn. Dit dui daarop dat sonverhitting ’n belangrike rol speel, al is dit relatief flou vanweë die maan se groot afstand van die Son af. Daar word vermoed sy oppervlak bestaan uit ’n deurskynende laag bevrore stikstof wat ’n donkerder onderlaag bedek, en dit skep ’n soort "soliede kweekhuiseffek". Sonstrale skyn deur die dun yslaag en verhit stikstof onder die oppervlak totdat genoeg druk opgebou het dat dit deur die kors kan bars. ’n Styging van net 4 K bo die omringende oppervlaktemperatuur van 37 K kan uitbarstings van dié omvang veroorsaak. Hoewel gewoonlik daarna verwys word as "kriovulkanisme", verskil hierdie stikstofaktiwiteit van Triton se kriovulkaniese aktiwiteit op groter skaal, sowel as van vulkaniese prosesse op ander liggaame, wat aangedryf word deur die interne hitte van die onderskeie liggame.

Elke uitbarsting van ’n Triton-geiser kan tot ’n jaar duur; dit word aangedryf deur die sublimasie van sowat 100 miljoen kubieke meter stikstofys oor dié tydperk; meegesleurde stof kan tot 150 km of selfs verder windaf in sigbare stepe gedeponeer word. Voyager 2-foto's van die maan se suidelike halfrond toon baie sulke strepe donker materiaal. Tussen 1977 en die Voyager 2-verbyvlug van 1989 het Triton se kleur verander van rooierig, soos Pluto, tot ’n veel dowwer kleur – dit dui daarop dat ligter stikstofryp die ouer, rooier materiaal bedek het. Die uitbarsting van vlugtige stowwe van Triton se ewenaar af en die deponering daarvan by die pole kan oor 10 000 jaar genoeg massa herversprei dat die pole skuif.

Poolkappe, vlaktes en riwwe 

Triton se suidpoolstreek word bedek met ’n hoogs weerkaatsende kap van bevrore stikstof en metaan, bespikkel met inpakkraters en die openinge van geisers. Min is oor die noordpool bekend omdat dit aan die nagkant was tydens Voyager 2 se verbyvlug, maar daar word vermoed Triton het ook ’n noordpool-yskap.

Die hoë vlaktes in Triton se oostelike halfrond, soos Cipango Planum, bedek die ouer eienskappe en is dus feitlik vir seker die gevolg van ysige lawa wat oor die ouer terrein gespoel het. Die vlaktes is vol gate, soos Leviathan Patera, wat waarskynlik die openinge is waaruit die lawa gekom het. Die samestelling van die lawa is onbekend, hoewel dit vermoedelik ’n mengsel van ammoniak en water is.

Vier rofweg "ommuurde vlaktes" is op Triton waargeneem. Hulle is die platste streke wat tot dusver ontdek is en verskil nie meer as 200 m in hoogte nie. Hulle het vermoedelik gevorm uit uitbarstings van ysige lawa. Die vlaktes naby Triton se oostelike rand is bespikkel met swart vlekke, die "maculae". Sommige maculae is eenvoudige donker kolle met sagte rande, terwyl ander bestaan uit ’n donker middelste deel wat omring is deur ’n wit halo met skerp rande. Die maculae se deursnee is sowat 100 km en die breedte van die halo's tussen 20 en 30 km.

Daar is uitgebreide riwwe en valleie in ingewikkelde patrone dwarsoor Triton se oppervlak wat moontlik die gevolg is van vriesing-ontvriesing-siklusse. Baie lyk ook ook of hulle tektonies van aard is. Daar is lang, dubbele riwwe van ys met slote in die middel wat baie lyk soos lyne op Europa (hoewel hulle groter is), en hulle kan dieselfde oorsprong hê: moontlik skeurverhitting vanweë bewegings met die lang breuke langs. Hierdie breuke met parallelle riwwe het uitgestoot van die binnelandse terrein, met valleie in die ewenaarstreek. Die riwwe en slote het vermoedelik ’n gemiddelde ouderdom en het waarskynlik terselfdertyd gevorm. Hulle kom gewoonlik in groepe voor.

Gekartelde terrein 

Triton se westelike halfrond bestaan uit ’n vreemde reeks skeure en duike wat ’n gekartelde terrein vorm bekend as "spanspekterrein" omdat dit soos die skil van ’n spanspek lyk. Hoewel dit min kraters bevat, is dit vermoedelik die oudste terrein op Triton. Dit bedek waarskynlik ’n groot deel van Triton se westelike helfte.

Spanspekterrein, wat hoofsaaklik vuil waterys is, bestaan sover bekend net op Triton. Die duike is  in deursnee. Hulle is waarskynlik nie impakkraters nie, want hulle is omtrent ewe groot en het gladde rande. Die algemeenste hipotese is dat hulle vanweë diapirisme ontstaan het; dit is wanneer "klonte" minder digte materiaal deur ’n laag digter materiaal opstoot. Alternatiewe hipoteses is dat hulle gevorm is deur insakkings of deur vloede wat deur kriovulkanisme veroorsaak word.

Impakkraters 

Vanweë voortdurende veranderings wat deur geologiese aktiwiteit veroorsaak word, is impakkraters op Triton relatief skaars. ’n Opname van Triton se kraters deur Voyager 2 toon net 179 wat beslis deur ’n impak veroorsaak is, in vergelyking met 835 op Uranus se maan Miranda, wat net 3% van Triton se oppervlakte het. Die grootste bekende krater op Triton wat vermoedelik deur ’n inpak veroorsaak is, het ’n deursnee van 27 km en word Mazomba genoem. Hoewel groter kraters gesien is, is hulle vermoedelik van vulkaniese oorsprong.

Die paar impakkraters op Triton is feitlik almal in die halfrond wat wys in die rigting waarin die maan beweeg, en die meeste is gekonsentreer om die ewenaar tussen die lengtegrade 30° en 70°. Dit is die gevolg van materiaal wat uit sy wentelbaan om Neptunus aangetrek word. Wetenskaplikes vermoed minder kraters kom in die ander halfrond voor, maar omdat Voyager 2 net 40% van die oppervlak afgeneem het, is dit onseker.

Verkenning 
Triton se wenteleienskappe is al in die 19de eeu met hoë akkuraatheid vasgestel. Daar is bepaal dit het ’n retrograde wentelbaan, met ’n groot hellingshoek tot die vlak van Neptunus se wentelbaan. Die eerste gedetailleerde waarnemings is eers in 1930 gemaak. Min was oor die maan bekend voor Voyager 2 se verbyvlug in 1989.

Daar is voor 1989 geglo die maan het oseane van vloeibare stikstof en ’n atmosfeer van stikstof en metaan met ’n digtheid van tot 30% die Aarde s'n. Dit is deur Voyager 2 verkeerd bewys.

Die eerste poging om Triton se deursnee te meet was in 1954 deur Gerard Kuiper. Hy het ’n waarde van 3 800 km gekry. Daaropvolgende metings het gedui op tussen 2 500 en 6 000 km, of van effens kleiner as die Maan s'n (3 474,2 km) tot byna die helfte van die Aarde s'n. Data van Voyager 2 toe dit op 25 Augustus 1989 nader aan Neptunus gekom het, het gelei tot ’n akkurater raming van 2 706 km.

In die 1990's is verskeie waarnemings van Triton se rand van die Aarde af gemaak tydens ’n oorgang van nabygeleë sterre, en dit het gedui op die teenwoordigheid van ’n atmosfeer en die eksotiese terrein. Waarnemings laat in 1997 het daarop gedui dat Triton sedert Voyager 2 se verbyvlug warmer en die atmosfeer aansienlik digter geword het.

Nuwe voorstelle vir sendings na Neptunus in die 2010's is die afgelope paar dekades verskeie kere deur Nasa-wetenskaplikes gemaak. Almal het Triton as ’n belangrike teiken geïdentifiseer en ’n voorstel vir ’n aparte landingstuig soos Huygens op Triton was dikwels deel van die voorstelle. Geen planne het egter verby die voorstellingsfase gevorder nie en Nasa se sendings na die buitenste deel van die Sonnestelsel is nou op die Jupiter- en die Saturnus-stelsel gefokus.

’n Voorgestelde landingstuig op Triton genaamd die "Triton-hopper" sou stikstofys van die oppervlak gebruik as brandstof om oor die oppervlak te vlieg of "hop".

Verwysings

Eksterne skakels 
 Triton by Nasa se Solar System Exploration
 
 Triton by The Nine Planets
 Triton (insluitende kaart) by Views of the Solar System
 Foto's van Triton van die NASA/JPL Photojournal

  Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Mane van Neptunus