Tritonova atmosféra je vrstva plynu, která obklopuje Triton . Atmosférický tlak na povrchu Tritonu je pouze 14 mikrobarů (1,4 Pa nebo 0,0105 mmHg ), 1⁄70 000 atmosférického tlaku na povrchu Země [1] . Atmosféra je reprezentována dusíkem analogicky s atmosférou Titanu a Země [2] . Atmosféra Tritonu se rozprostírá 800 km nad povrchem Tritonu [1] . Nedávná pozorování ukázala, že jeho teplota stoupá [3] .
| Plyn | Parciální tlak v roce 1989, mbar |
Parciální tlak v roce 2010, mbar |
|---|---|---|
| N 2 [4] | 14±1 | 19+1,8 −1,5nebo 39 ± 4 [5] |
| CH 4 [6] | (1,6–2,4) × 10-3 | 0,98 ± 0,37 x 10-2 |
| CO [6] | ? | 2,4 x 10-2 |
Dusík je hlavním plynem v atmosféře Tritonu [7] . Dvě další známé složky jsou metan a oxid uhelnatý , což je několik setin procenta dusíku. Oxid uhelnatý, objevený teprve v roce 2010 z pozemních pozorování, je o něco častější než metan. Od roku 1986 se obsah metanu v poměru k obsahu dusíku zvýšil 4-5krát v důsledku sezónního oteplení na Tritonu, které přešlo okamžikem slunovratu v roce 2001 [6] .
Dalšími možnými složkami Tritonovy atmosféry by mohly být argon a neon. Vzhledem k tomu, že tyto plyny nebyly detekovány v ultrafialové části spektra Triton podle údajů Voyageru 2 v roce 1989, je obsah těchto plynů považován za ne více než několik procent [8] . Kromě zmíněných plynů obsahuje vnější atmosféra značné množství atomárního a molekulárního vodíku vzniklého fotolýzou metanu. Vodík rychle opouští Triton a stává se zdrojem plazmy v magnetosféře Neptunu [8] .
Další objekty sluneční soustavy s atmosférou podobného složení jsou Země, Titan , Pluto a možná Eris [2] .
Tritonova atmosféra má dobře definovanou strukturu [9] . Atmosféra sahá až 800 km nad povrchem, kde začíná exosféra , povrchový tlak byl v roce 1989 asi 14 mikrobarů. To je pouze 1/ 70 000 atmosférického tlaku na povrchu Země [1] . Teplota na povrchu přitom nebyla nižší než 35,6 K, protože dusíkový led na Tritonu byl v teplejší, hexagonální modifikaci a fázový přechod mezi hexagonálním a kubickým stavem nastává právě při této teplotě [10] . Horní teplotní limit je asi 40 (K), odhad získaný z rovnováhy tlaku par pro plynný dusík [11] . Nejpravděpodobnější teplota byla 38 ± 1 K od roku 1989. V 90. letech 20. století teploty pravděpodobně vzrostly asi o 1 K kvůli všeobecnému oteplení, když jižní polokoule Tritonu vstoupila do léta [6] .
Konvekce v blízkosti povrchu Tritonu, ohřívaného Sluncem, vytváří troposféru (oblast s počasím), která sahá do výšky asi 8 km. V něm teplota s výškou klesá a v tropopauze dosahuje minimální teploty 36 K [12] . Neexistuje žádná stratosféra, definovaná jako vrstva, ve které je ohřev z troposféry a termosféry vyrovnáván ochlazováním v důsledku radiace [13] . Mezi vyšší oblasti patří termosféra (8–850 km) a exosféra (nad 850 km) [14] . V termosféře teplota stoupá a nad 300 km dosahuje konstantní hodnoty 95 K [8] . Horní část atmosféry pokračuje nepřetržitě a přechází do vesmíru kvůli nízké gravitaci Tritonu. Rychlost ztráty atmosféry je asi 1⋅1025 molekul dusíku za sekundu neboli 0,3 kg/s.
Částice dusíkového ledu tvoří mraky v troposféře ve výšce několika kilometrů nad povrchem Tritonu [1] . Nad nimi se nachází vrstva oparu sahající až do výšky 30 km nad povrch [15] . Předpokládá se, že zákal se skládá převážně z uhlovodíků a nitrilů vzniklých vlivem ultrafialového záření ze Slunce a hvězd na metanu [13] .
V roce 1989 Voyager 2 zjistil, že v blízkosti povrchu vane vítr na východ nebo severovýchod o rychlosti asi 5–15 m/s [9] . Směr větru byl určen z pozorování tmavých pásů na jižní polární čepičce, které jsou obvykle protáhlé od jihozápadu k severovýchodu. Předpokládá se, že vítr souvisí se sublimací dusíkového ledu z jižní polární čepičky, protože v roce 1989 bylo na jižním pólu Tritonu léto [9] . Plynný dusík se pohybuje na sever a je odkloněn v důsledku Coriolisovy síly na východ, čímž se blízko povrchu tvoří anticyklóna. Troposférický vítr je schopen přenášet částice o velikosti kolem mikrometru, tvořící pásy [9] .
Ve výšce 8 km v atmosféře poblíž tropopauzy vítr mění směr [7] , fouká na západ a vzniká rozdílem teplot mezi póly a rovníkem [9] [12] . Vítr v této výšce může narušit atmosféru Tritonu a učinit ji asymetrickou. Asymetrie byla skutečně pozorována během zákrytu hvězd Tritonem v 90. letech [16] .
Atmosféra je dostatečně hustá na to, aby se mohly tvořit duny [17] .
Před přiblížením Voyageru 2 se předpokládalo, že atmosféra Tritonu je složena z dusíku a metanu a že je asi z 30 % hustá jako atmosféra Země. Jak se ukázalo, je to příliš vysoký odhad, stejně jako předpovídaná hustota atmosféry Marsu [18] .
Voyager 2 minul Triton pět hodin po přiblížení k Neptunu ve druhé polovině srpna 1989 [19] . Během průletu Voyager 2 změřil atmosféru [20] a našel v atmosféře metan a dusík [7] .
V 90. letech 20. století byla pozorování ze Země prováděna v době zákrytu hvězd končetinou Tritona. Pozorování ukázala přítomnost hustší atmosféry, než jaká byla získána z dat Voyageru 2 [21] . Povrchový tlak koncem 90. let 20. století vzrostl na nejméně 19 mikrobarů [4] nebo možná dokonce 40 mikrobarů [5] . Jiná pozorování ukázala zvýšení teploty o 5 % od roku 1989 do roku 1998 [3] .
Pozorování ukázala, že na Tritonu na jižní polokouli je léto, což nastává jen jednou za více než sto let v blízkosti slunovratu [6] . Teorie oteplování zahrnují sublimaci ledu na povrchu Tritonu a snížení albeda ledu, které umožňuje absorbovat více ledu [6] [22] . Jiné teorie tvrdí, že změny teploty jsou důsledkem usazování tmavě načervenalé látky v důsledku geologických procesů na Měsíci. Vzhledem k tomu, že albedo Bonda Tritona je jedním z největších albedů mezi objekty Sluneční soustavy, jsou odhady teploty citlivé na jeho sebemenší změny [23] .