’n Kunstenaarsvoorstelling van ’n uitsig oor die oppervlak van Triton met Neptunus (regs) en die Son (links bo) op die agtergrond.
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 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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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".