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.
’n Voyager 2-fotomosaïek van Triton se sub-Neptunus-halfrond.
129,812° (tot ekliptika)
156,885° (tot Neptunus se ewenaar)
129,608° (tot Neptunus se wentelbaan)
1353,4 ± 0,9 km
10 384 000 000 km3
(0,003 59 aardmassas)
(1/70 000 van die oppervlakdruk op Aarde)
’n Kunstenaarsvoorstelling van ’n uitsig oor die oppervlak van Triton met Neptunus (regs) en die Son (links bo) op die agtergrond.
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 tweederdes 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 planetêre maan in verhouding tot sy moederplaneet, naas die Aarde se Maan.
Ontdekking en naamWysig
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 die 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 "Hiperion" voorgestel. Dit is egter voorheen deur John Herschel gekies vir die agtste maan van Saturnus toe hy dit ontdek het.
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, Phoebe, het ’n deursnee van net 8% van dié van Triton (en ’n massa van 0,03%).
Triton se wentelbaan (rooi) is retrograad en sy baanhelling is -23° in vergelyking met ’n tipiese maan wat op die vlak van Neptunus se ewenaar wentel.
Triton se rotasie is sinkronies 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 NeptunusWysig
Triton het moontlik in die Kuipergordel (groen) aan die buitewyke van die Sonnestelsel ontstaan.
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, sinkroniese wentelbaan gegaan 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 egter gewys dat Triton, nadat hy vasgevang is en voordat sy baaneksentrisiteit afgeneem het, moontlik wel met minstens een ander maan gebots en botsings tussen ander mane veroorsaak het.
Triton oorheers Neptunus se maanstelsel met meer as 99,5% van die totale massa. Dit kan die gevolg wees van die uitwerping en/of vernietiging van ander mane om die planeet.
Triton (links onder) se grootte in vergelyking met dié van die Maan (links bo) en die Aarde.
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.
Wolke wat Voyager 2 bo Triton waargeneem het.
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 35,6 K (−237,6 °C) 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 44 K (−229 °C). Triton se oppervlakatmosfeerdruk is net sowat 1,4-1,9 Pa (0,014-0,019 mbar).
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, 95±5 K, 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.
’n Voorspelde geomorfologiese kaart van Triton.
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.
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 rifvalleie 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.
Donker strepe oor Triton se suidpool is moontlik stofdeposito's wat gelaat is deur die uitbarsting van stikstofgeisers.
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 riwweWysig
Triton se helder suidpoolkap bo ’n streek met ’n gekartelde terrein.
Triton se suidpoolstreek word bedek met ’n hoogs reflektiewe 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.
Die gekartelde terrein wat vanaf 130 000 km deur Voyager 2 afgeneem is, met snydende dubbele riwwe soos op Europa. Slidr Sulci (vertikaal) en Tano Sulci vorm die prominente "X".
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 30-40 km 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.
Tuonela Planitia (links) en Ruach Planitia (middel) is twee van Triton se kriovulkaniese "ommuurde vlaktes". Die skaarste aan kraters is getuienis van uitgebreide, redelik onlangse geologiese aktiwiteit.
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.
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.
Triton (onder) en Neptunus drie dae ná Voyager 2 se verbyvlug.
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. Uit 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 deur middel van die 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".
↑ Williams, David R. (November 23, 2006). “Neptunian Satellite Fact Sheet”. NASA. URL besoek op January 18, 2008.
↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Jacobson, R. A. — AJ (April 3, 2009). “Planetary Satellite Mean Orbital Parameters”. JPL satellite ephemeris. JPL (Solar System Dynamics). URL besoek op October 26, 2011.
↑ 3,0 3,1 3,2 “Planetary Satellite Physical Parameters”. JPL (Solar System Dynamics). URL besoek op October 26, 2011.
↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 4,14 4,15 4,16 4,17 4,18 4,19 4,20 4,21 4,22 4,23 4,24 "Encyclopedia of the Solar System". (3rd). (2014). Ed. Tilman Spohn. Amsterdam; Boston: Elsevier. 861–882. ISBN 978-0-12-416034-7.
↑ “Classic Satellites of the Solar System”. Observatorio ARVAL. URL besoek op September 28, 2007.
↑ Fischer, Daniel (February 12, 2006). “Kuiperoids & Scattered Objects”. Argelander-Institut für Astronomie. URL besoek op July 1, 2008.
↑ “Neptune: Moons: Triton”. NASA. URL besoek op September 21, 2007.
↑ 8,0 8,1 8,2 (1989) “Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton”. Science 246 (4936): 1459–66. doi:10.1126/science.246.4936.1459.
↑ Overbye, Dennis (November 5, 2014). "Bound for Pluto, Carrying Memories of Triton". New York Times. Besoek op November 5, 2014.
↑ Chang, Kenneth (18 Oktober 2014). "Dark Spots in Our Knowledge of Neptune". New York Times. Besoek op 21 Oktober 2014.
↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 (2006) “Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter”. Nature 441 (7090): 192–4. doi:10.1038/nature04792.
↑ 12,0 12,1 12,2 Prockter, L. M. (July 30, 2005). “A shear heating origin for ridges on Triton”. Geophysical Research Letters 32 (14): L14202. doi:10.1029/2005GL022832. Besoek op October 9, 2011.
↑ 13,0 13,1 Lassell, William (November 12, 1847). “Lassell's Satellite of Neptune”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (1). doi:10.1093/mnras/10.1.8.
↑ William Lassell (November 13, 1846). “Discovery of Supposed Ring and Satellite of Neptune”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (9). doi:10.1093/mnras/7.9.154.
Lassell, William (December 11, 1846). “Physical observations on Neptune”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (10): 167–168. doi:10.1093/mnras/7.10.165a.
Lassell, W. (1847). “Observations of Neptune and his satellite”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (17): 307–308. doi:10.1002/asna.18530360703.
↑ Smith, R. W. (1984). “William Lassell and the Ring of Neptune: A Case Study in Instrumental Failure”. Journal for the History of Astronomy 15 (42): 1–17.
↑ Camille Flammarion (1880). “Astronomie populaire”. URL besoek op April 10, 2007.
↑ Moore, Patrick (April 1996). The planet Neptune: an historical survey before Voyager. Wiley-Praxis Series in Astronomy and Astrophysics (2nd uitg.). John Wiley & Sons. pp. 150 (see p. 68). ISBN 978-0-471-96015-7. OCLC 33103787.
↑ “Planet and Satellite Names and their Discoverers”. International Astronomical Union. URL besoek op January 13, 2008.
↑ (1991) “A Control Network of Triton”. J. Geophys. Res. 96(E1): 15675–15681. doi:10.1029/91JE00976.
↑ Seasons Discovered on Neptune's Moon Triton — Space.com (2010) Geargiveer 5 Oktober 2011 op Wayback Machine
↑ 21,0 21,1 21,2 Jacobson, R. A. (3 April 2009). “The Orbits of the Neptunian Satellites and the Orientation of the Pole of Neptune”. The Astronomical Journal 137 (5): 4322–4329. doi:10.1088/0004-6256/137/5/4322.
↑ 22,0 22,1 Christopher Chyba (July 1989). “Tidal evolution in the Neptune-Triton system”. Astronomy and Astrophysics 219 (1–2): L23–L26.
↑ 23,0 23,1 Cruikshank, Dale P. (2004). “Triton, Pluto, Centaurs, and Trans-Neptunian Bodies”. Space Science Reviews 116: 421–439. doi:10.1007/s11214-005-1964-0.
↑ (September 1990) “The coupled orbital and thermal evolution of Triton”. Geophysical Research Letters 17 (10): 1749–1752. doi:10.1029/GL017i010p01749.
↑ EXTREME KUIPER BELT OBJECT 2001QG298 AND THE FRACTION OF CONTACT BINARIES Geargiveer 5 Oktober 2011 op Wayback Machine
↑ Jewitt, Dave (2005). “Binary Kuiper Belt Objects”. University of Hawaii. URL besoek op June 24, 2007.
↑ (Nov 18, 2017) “Triton crashed into Neptune’s moons”. New Scientist.
↑ 29,0 29,1 “Triton (Voyager)”. NASA: June 1, 2005. URL besoek op December 9, 2007.
↑ Ruiz, Javier (December 2003). “Heat flow and depth to a possible internal ocean on Triton”. Icarus 166 (2): 436–439. doi:10.1016/j.icarus.2003.09.009.
↑ Medkeff, Jeff (2002). “Lunar Albedo”. Sky and Telescope Magazine. URL besoek op February 4, 2008.
↑ Grundy, W. M. (October 2002). “Spectroscopy of Pluto and Triton at 3–4 Microns: Possible Evidence for Wide Distribution of Nonvolatile Solids”. The Astronomical Journal 124 (4): 2273–2278. doi:10.1086/342933.
↑ (November 2006) “Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects”. Icarus 185 (1): 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
↑ 34,0 34,1 34,2 Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System. John Wenz, Scientific American. 4 Oktober 2017.
↑ (2001) “Assessing the Plausibility of Life on Other Worlds”. Astrobiology 1 (2): 143–60. doi:10.1089/153110701753198918.
↑ Doyle, Amanda (6 September 2012). “Does Neptune's moon Triton have a subsurface ocean?”. Space.com. URL besoek op 18 September 2015.
↑ Miller, Ron; Hartmann, William K. (May 2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System (3rd uitg.). Thailand: Workman Publishing. pp. 172–73. ISBN 978-0-7611-3547-0.
↑ Lellouch, E. (2010). “Detection of CO in Triton's atmosphere and the nature of surface-atmosphere interactions”. Astronomy & Astrophysics 512: L8. doi:10.1051/0004-6361/201014339.
↑ 39,0 39,1 Duxbury, N S (August 1993). “The Phase Composition of Triton's Polar Caps”. Science 261 (5122): 748–751. doi:10.1126/science.261.5122.748.
↑ (1993) “Spectroscopic Determination of the Phase Composition and Temperature of Nitrogen Ice on Triton”. Science 261 (5122): 751–4. doi:10.1126/science.261.5122.751.
↑ 41,0 41,1 (1989) “Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results”. Science 246 (4936): 1422–1449. doi:10.1126/science.246.4936.1422.
↑ Stevens, M. H. (April 3, 1992). “On the thermal structure of Triton's thermosphere”. Geophysical Research Letters 19 (7): 669–672. doi:10.1029/92GL00651. Besoek op October 8, 2011.
↑ 43,0 43,1 Savage, D. (June 24, 1998). “Hubble Space Telescope Helps Find Evidence that Neptune's Largest Moon Is Warming Up”. STScI-1998-23. Besoek op December 31, 2007.
↑ “MIT researcher finds evidence of global warming on Neptune's largest moon”. Massachusetts Institute of Technology: June 24, 1998. URL besoek op December 31, 2007.
↑ MacGrath, Melissa (June 28, 1998). “Solar System Satellites and Summary”. Hubble's Science Legacy: Future Optical/Ultraviolet Astronomy from Space 291.
↑ (January 21, 1999) “Does global warming make Triton blush?” (PDF). Nature 397 (6716): 219–20. doi:10.1038/16615. Besoek op December 31, 2007.
↑ Gray, D (1989). “Voyager 2 Neptune navigation results”. Astrodynamics Conference: 108. doi:10.2514/6.1990-2876.
↑ 48,0 48,1 Schenk, Paul M. (December 2007). “On the negligible surface age of Triton”. Icarus 192 (1): 135–49. doi:10.1016/j.icarus.2007.07.004.
↑ Williams, Matt (28 Julie 2015). "Neptune's Moon Triton". Universe Today. Besoek op 2017-09-26.
↑ Oleson, Steven R.. "Triton Hopper: Exploring Neptune’s Captured Kuiper Belt Object" (PDF) in Planetary Science Vision 2050 Workshop 2017..
↑ 51,0 51,1 51,2 Soderblom, L. A. (October 19, 1990). “Triton's Geyser-Like Plumes: Discovery and Basic Characterization”. Science 250 (4979): 410–415. doi:10.1126/science.250.4979.410.
↑ Kargel, JS (1994). “Cryovolcanism on the icy satellites”. Earth, Moon, and Planets 67 (1–3): 101–113. doi:10.1007/BF00613296.
↑ USGS Astrogeology Research Program: Gazetteer of Planetary Nomenclature, search for "Hili" and "Mahilani" Geargiveer 5 Oktober 2011 op Wayback Machine
↑ Kirk, R. L. (1990). "Thermal Models of Insolation-Driven Nitrogen Geysers on Triton". Lunar and Planetary Science Conference XXI. Lunar and Planetary Institute. pp. 633–634. Bibcode:1990LPI....21..633K.
↑ Rubincam, David Parry (2002). “Polar wander on Triton and Pluto due to volatile migration”. Icarus 163 (2): 63–71. doi:10.1016/S0019-1035(03)00080-0.
↑ (1998) “Global warming on Triton”. Nature 393 (6687): 765–767. doi:10.1038/31651.
↑ 57,0 57,1 (March 14–18, 1994) “Triton's Lineaments: Complex Morphology and Stress Patterns”. Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference 25.
↑ Aksnes, K (1990). “Working Group for Planetary System Nomenclature” (PDF). Reports on Astronomy 21A: 613–19. 1991IAUTA..21..613A. Besoek op January 25, 2008.
↑ 59,0 59,1 59,2 Boyce, Joseph M. (March 1993). “A structural origin for the cantaloupe terrain of Triton”. In Lunar and Planetary Inst., Twenty-fourth Lunar and Planetary Science Conference. Part 1: A-F (SEE N94-12015 01-91) 24: 165–66.
↑ Schenk, P. (April 1993). “Diapirism on Triton: A record of crustal layering and instability”. Geology 21 (4): 299–302. doi:<0299:DOTARO>2.3.CO;2 10.1130/0091-7613(1993)021<0299:DOTARO>2.3.CO;2.
↑ 61,0 61,1 61,2 61,3 61,4 Strom, Robert G. (1990). “The Impact Cratering Record on Triton”. Science 250 (4979): 437–39. doi:10.1126/science.250.4979.437.
↑ Ingersoll, Andrew P. (1990). “Triton's Plumes: The Dust Devil Hypothesis”. Science 250 (4979): 435–437. doi:10.1126/science.250.4979.435.
↑ (1979) “The diameter and reflectance of Triton”. Icarus 40: 104–114. doi:10.1016/0019-1035(79)90057-5.
↑ Stone, EC (December 15, 1989). “The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System”. Science 246 (4936): 1417–21. doi:10.1126/science.246.4936.1417. And the following 12 articles pp. 1422–1501.
↑ “USA.gov: The U.S. Government's Official Web Portal”. Nasa.gov: September 27, 2013. URL besoek op 2013-10-10.
↑ Becky Ferreira, Why We Should Use This Jumping Robot to Explore Neptune, Motherboard, 28 Augustus 2015 // 08:00 AM EST (Besoek op 14 September 2014)
↑ Steven Oleson (7 Mei 2015). “Triton Hopper: Exploring Neptune's Captured Kuiper Belt Object”. NASA Glenn Research Center. URL besoek op 11 Februarie 2017.
Triton by Nasa se Solar System Exploration
Voyager 2 Encounters Neptune and Triton (1989) op YouTube
Triton by The Nine Planets
Triton (insluitende kaart) by Views of the Solar System
Foto's van Triton van die NASA/JPL Photojournal
Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Triton (maan).
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Triton_(maan)&oldid=1945547"
Last edited on 23 Februarie 2019, at 22:44