Triton (měsíc)

Triton
Satelit

Fotografie Voyageru 2
Otevírací
Objevitel William Lassell
datum otevření 10. října 1846
Orbitální charakteristiky
Hlavní osa  ( a ) Najeto 354 759 km
Orbitální excentricita  ( e ) 0,000 016
hvězdné období −5,88 dne
(zpětný pohyb)
sklon  ( i ) 157° Npt. rovníku
130° k ekliptice
Čí satelit Neptune
fyzikální vlastnosti
Střední poloměr 1353,4 km
Povrch ( S ) 23 018 000 km2
Hmotnost ( m ) 2,14⋅10 22 kg
Průměrná hustota  ( ρ ) 2,061 g/ cm3
gravitační zrychlení na rovníku ( g ) 0,779 m/s 2
(13krát méně než na
Zemi)
Doba střídání  ( T ) synchronizované
(vždy otočené
k Neptunu na jedné
straně)
Náklon osy chybějící
Albedo 0,76
Zdánlivá velikost 13,47
Absolutní velikost −1.2
Teplota
Na povrchu 38 K (-235 °C)
Atmosféra
Atmosférický tlak 4,0-6,5 Pa
(20 tisíckrát
méně než Země)
Sloučenina: Dusík : 99,9 %
Methan : 0,1 %
 Mediální soubory na Wikimedia Commons
Informace ve Wikidatech  ?

Triton ( starořecky Τρίτων ) je největší satelit Neptunu , který objevil anglický astronom William Lassell 10. října 1846 . Sedmý největší satelit ve sluneční soustavě a jediný velký satelit ve sluneční soustavě s retrográdní dráhou. Kvůli jeho retrográdnímu pohybu a podobnému složení jako Pluto se předpokládá, že byl zachycen z Kuiperova pásu [1] .

Předpokládá se, že Triton má masivní horninově-kovové jádro [2] , které je až 2/3 jeho celkové hmotnosti, obklopené ledovým pláštěm s krustou vodního ledu a vrstvou dusíkového ledu na povrchu [3 ] . Obsah vodního ledu ve složení Triton se odhaduje na 15 až 35 %.

Triton je jedním z mála geologicky aktivních satelitů ve sluneční soustavě. Jeho složitou geologickou historii dokládají stopy tektonické aktivity , složitý terén a četné kryovulkány chrlící dusík . Tlak atmosféry vzácného dusíku je asi 1/20000 tlaku zemské atmosféry na hladině moře [4] [5] .

Objev a pojmenování

Triton objevil anglický astronom William Lassell 10. října 1846 [6] , 17 dní po objevu planety Neptun .

Po objevu planety německými astronomy Johannem Gottfriedem Gallem a Heinrichem Louisem d' Arré napsal John Herschel Williamu Lassellovi s návrhem pokusit se najít satelity Neptunu. Lassell to udělal a po 8 dnech objevil Tritona [7] [8] [9] . Lassell také tvrdil, že pozoroval prstence kolem Neptunu . A přestože planeta prstence skutečně má, byly oficiálně objeveny až v roce 1968 , takže Lassellovo tvrzení o pozorování prstenců je zpochybňováno [10] .

Satelit byl pojmenován po starověkém řeckém bohu Tritonovi , synovi Poseidona . Navzdory tomu, že se William Lassell účastnil sporů o názvy některých satelitů planet ( Hyperion , Ariel , Umbriel ), Tritonovi jméno nedal. Jméno „Triton“ bylo poprvé zmíněno v roce 1880 ve spisech Camille Flammarion [11] , ale toto jméno bylo přijato až o mnoho let později [12] . Triton byl jednoduše nazýván satelitem Neptunu až do roku 1949 , kdy byl objeven druhý satelit planety, Nereid .

Orbit

Triton má neobvyklou oběžnou dráhu. Je silně nakloněna k rovinám ekliptiky a rovníku Neptunu. Podél ní se Triton pohybuje ve směru opačném k rotaci Neptunu, což z něj činí jediný velký satelit ve sluneční soustavě s retrográdním pohybem. Dráha Tritonu má další rys: je to téměř pravidelný kruh. [13]

Rysy struktury a orbitálního pohybu Tritona naznačují, že vznikl v Kuiperově pásu jako samostatné nebeské těleso, podobné Plutu , a později bylo zachyceno Neptunem. Výpočty ukazují, že obvyklé gravitační zachycení bylo nepravděpodobné. Podle jedné hypotézy byl Triton součástí binárního systému, v takovém případě se pravděpodobnost zachycení zvyšuje. Podle jiné verze Triton zpomalil a byl zachycen, protože se „dotkl“ horních vrstev atmosféry Neptunu.

Slapový vliv ji postupně vynesl na oběžnou dráhu blízkou kruhu, přičemž se uvolnila energie, která roztavila útroby satelitu. Povrch zamrzl rychleji než vnitřek a poté, jak zamrzl a rozpínal vodní led uvnitř satelitu, byl povrch pokryt poruchami. Je možné, že zachycení Tritonu narušilo již existující satelitní systém kolem Neptunu, což může naznačovat neobvyklá dráha Nereidy .

Podle jedné hypotézy slapová interakce Neptunu a Tritonu zahřívá planetu, díky čemuž Neptun uvolňuje více tepla než Uran . V důsledku toho se Triton postupně přibližuje k Neptunu; jednoho dne vstoupí do Rocheovy hranice a roztrhne ji - v tomto případě bude vytvořený prstenec kolem Neptunu silnější než prstence Saturnu .

Fyzikální vlastnosti

Triton je sedmý největší přirozený satelit ve sluneční soustavě. S průměrem 2706 km je větší než největší trpasličí planety  - Pluto a Eris . Hmotnost Tritonu je 2,14⋅10 22 kg, což je 99,5 % celkové hmotnosti všech v současnosti známých satelitů Neptunu. Hustota satelitu je 2,061 g/ cm3 . Druhá vesmírná rychlost  je 1,455 km/s.

Pro pozorovatele ze Země je průměrná zdánlivá jasnost Tritonu 13,47 m [14] , a proto Triton z naší planety lze detekovat pouze poměrně velkým dalekohledem . Absolutní velikost satelitu je však −1,2 m , což je způsobeno vysokým albedem .

Atmosféra

Navzdory extrémně nízké povrchové teplotě má Triton řídkou atmosféru . Skládá se z dusíku s malým množstvím metanu a oxidu uhelnatého , který vzniká v důsledku sublimace plynu z povrchového ledu způsobeného oteplováním jižní polokoule Tritonu. Atmosféra Tritonu je tedy téměř totožná s atmosférou Pluta.

Atmosférický tlak , měřený sondou Voyager 2 v roce 1989 blízko povrchu, se pohyboval od 15 do 19 mikrobarů , což bylo asi 1/70 000 tlaku zemské atmosféry na hladině moře . Nejnovější studie atmosféry Tritonu provedená v březnu 2010 však ukázala, že hodnota atmosférického tlaku se od roku 1989 téměř zčtyřnásobila a v současnosti je 40–65 mikrobarů [15] .

Turbulence na povrchu Tritonu vytváří troposféru vysokou až 8 kilometrů. Pruhy na povrchu Tritonu v důsledku oblaků gejzíru naznačují , že Triton má sezónní větry, které mohou uvést do pohybu částice hmoty o velikosti mikrometru . Na rozdíl od jiných atmosfér nemá Triton stratosféru , ale termosféru s výškou 8 až 950 km a poté exosféru . Vlivem slunečního záření a Neptunovy magnetosféry je teplota horní atmosféry 95 ± 5 K, což je více než na povrchu satelitu. Předpokládá se, že opar , který prostupuje atmosférou Tritonu, je složen především z uhlovodíků a nitrilů v důsledku slunečního záření ohřívajícího metanové ledy, čímž způsobuje odpařování plynu. Ve výšce 1–3 km se také nacházejí dusíková oblaka o délce asi 100 km [16] .

V roce 1997 byla provedena pozorování Tritonu ze Země, když procházel blízko Slunce. Naznačovaly přítomnost hustší atmosféry ve srovnání s atmosférou, kterou prozkoumal Voyager 2 ; od roku 1989 do roku 1998 byl také zaznamenán 5% nárůst teploty. Vědci tedy zjistili, že Triton má neobvykle teplé letní období, které se děje pouze jednou za několik set let. Teorie vysvětlující toto oteplování zahrnují změny ve vzorcích mrazu na povrchu Tritonu a změnu albeda , která umožní absorbovat více slunečního tepla. Jedna taková teorie také tvrdí, že změny teploty jsou výsledkem srážení tmavě červené hmoty unikající do vesmíru v důsledku geologických procesů.

Předpokládá se, že dříve Triton měl hustší atmosféru [17] .

Povrch

Povrch Tritonu je pokryt metanem a dusíkovým ledem, takže dobře odráží sluneční světlo. Během průletu Voyagerem byla většina jižní polokoule pokryta polární čepičkou.

Průměrná povrchová teplota Tritonu je 38 K (-235  °C ). Jde o tak studený povrch, že se na něm pravděpodobně usazuje dusík v podobě námrazy nebo sněhu. Triton je tedy pravděpodobně nejchladnějším objektem ve sluneční soustavě z těch, které mají geologickou aktivitu.

Poblíž rovníku, na straně Tritonu obrácené k Neptunu, byly nalezeny nejméně dva (a možná i více) útvary, které připomínají zamrzlé jezero s terasami na březích se schody vysokými až kilometr. Jejich vzhled je zjevně spojen s postupnými epochami mrznutí a tání, které pokaždé pokrývají stále menší objem hmoty. Dokonce ani za podmínek povrchu Tritonu není metanový nebo čpavkový led dostatečně silný, aby udržel takové změny nadmořské výšky, takže se má za to, [18] , že terasy jsou založeny na vodním ledu. Je možné, že v důsledku slapové interakce mohla kapalina na Tritonu existovat miliardy let [19] .

Jižní polární čepička z růžového, žlutého a bílého materiálu zabírá velkou část jižní polokoule Měsíce. Tento materiál se skládá z dusíkatého ledu s inkluzemi metanu a oxidu uhelnatého . Slabé ultrafialové záření ze Slunce působí na metan a způsobuje chemické reakce, jejichž výsledkem je růžově žlutá látka.

Stejně jako na Plutu pokrývá dusíkový led na Tritonu asi 55 % povrchu, 20-35 % tvoří vodní led a 10-25 % tvoří suchý led . Také povrch Tritonu (hlavně v jižní polární čepičce) je pokryt malým množstvím zmrzlého metanu a oxidu uhelnatého  - 0,1 % a 0,05 %, v tomto pořadí.

Na povrchu Tritonu je málo impaktních kráterů , což naznačuje geologickou aktivitu satelitu. Podle řady badatelů stáří Tritonova povrchu nepřesahuje 100 milionů let [20] . V datech získaných sondou Voyager 2 bylo zaznamenáno pouze 179 kráterů, o jejichž původu impaktu není pochyb [21] . Pro srovnání, na Mirandě , satelitu Uranu , bylo zaznamenáno 835 kráterů [21] , zatímco plocha Mirandy je 3 % plochy povrchu Tritonu [21] . Největší dopadová struktura nalezená na Tritonu, zvaná „Mazomba“, má průměr 27 km. Díky tomu všemu bylo na Tritonu nalezeno mnoho obrovských kráterů (některé větší než Mazomba), jejichž vznik je spojen s geologickou aktivitou, a nikoli s kolizemi [21] [22] .

Většina kráterů Triton je soustředěna na polokouli, která vypadá ve směru cesty. Vědci očekávají, že na polokouli Triton směřující dozadu najdou méně kráterů. Ať je to jak chce, Voyager 2 prozkoumal pouze 40 % povrchu Tritonu, takže v budoucnu je docela možné najít mnohem větší počet impaktních kráterů ještě větších než Mazomba [21] .

Na povrchu Tritonu (hlavně na západní polokouli [18] ) zabírá poměrně velkou plochu unikátní terén, jehož reliéf připomíná melounovou kůru. Ve sluneční soustavě se takový povrch nikde jinde nenachází. Říká se tomu právě tak – terén melounové slupky ( ang.  Cantaloupe terén ). V oblasti kůry melounu je počet impaktních kráterů malý, ale tato oblast je považována za nejstarší na satelitu [23] . Nalézají se zde obrovské kulaté stavby o průměru 30–40 km [23] , jejich vznik však není spojován s nárazovými srážkami, jelikož tyto struktury jsou přibližně stejně velké, mají zakřivený tvar, hladké vysoké okraje (krátery po nárazu jsou většinou kulaté jejich okraje jsou ploché a vyhlazené). Jejich vznik je spojován s takovým fenoménem jako je diapir [24] [18] .

Existuje několik teorií o původu melounové kůry Terrain. Ta nejčastější spojuje její vznik s mohutnou kryovulkanickou činností, následným zatopením oblasti a ochlazením. Po ztuhnutí se led roztáhl a popraskal [23] .

Kryovulkanismus

V oblasti polární čepičky jsou četné tmavé pruhy (asi 50). Nejméně dva z nich jsou výsledkem působení gejzírovitých emisí (viz Kryovulkanismus ), zbytek s největší pravděpodobností také. Dusík, prorážející díry v ledu, vynáší prachové částice do výšky až 8 km, odkud se sestupem mohou šířit v oblacích na vzdálenosti až 150 km. Všechny se táhnou západním směrem, což naznačuje existenci převládajícího větru. Zdroje energie a mechanismus působení těchto emisí nejsou dosud objasněny, ale skutečnost, že jsou pozorovány v zeměpisných šířkách, nad nimiž je Slunce za zenitem, naznačuje vliv slunečního světla.

Pravděpodobný podpovrchový oceán

Podle výpočtů skupiny astrofyziků vedených Saswatou Hier-Majumderem z Marylandské univerzity v College Parku může na Tritonu existovat tekutý oceán směsi čpavku a vody, pokud byla jeho počáteční dráha dostatečně prodloužena. Hier-Majumder a jeho kolegové pochybují, že by v tomto oceánu mohl vzniknout život v „pozemském“ smyslu slova – průměrná teplota vody v něm nemůže přesáhnout 176 K (−97 °C). Jak vědci naznačují, takový scénář se zdá být velmi pravděpodobný – během několika miliard let by se Tritonova eliptická dráha mohla postupně proměnit v téměř dokonalý kruh, ve kterém se dnes otáčí. V tomto případě může tekutý oceán pod povrchem Tritonu existovat více než 4,5 miliardy let bez zamrznutí [25] .

Výzkum

Orbitální charakteristiky Tritonu byly určeny již v 19. století . Byl objeven jeho zpětný pohyb a velmi velký sklon oběžné dráhy vzhledem k Neptunovu rovníku a ekliptice . Až do 20. století nebylo o Tritonovi známo téměř nic . Pokus o měření průměru Měsíce provedl Gerard Kuiper v roce 1954. Původně se průměr odhadoval na 3800 km. Následná měření dala hodnoty od 2500 do 6000 km [26] . Teprve v roce 1989 byla s pomocí přístroje Voyager 2 konečně získána přesná hodnota - 2706,8 km.

Od 90. let 20. století začala pozorování Tritonových zákrytů hvězd z pozemských observatoří, což umožnilo studovat vlastnosti jeho řídké atmosféry. Průzkumy ze Země ukázaly, že atmosféra Tritonu je hustší, než ukázala měření sondy Voyager 2 [27] . Bylo také zjištěno zvýšení atmosférické teploty na Tritonu o 5 %. To je spojeno s nástupem letního období, neboť s nárůstem teploty se zvyšuje množství plynů vypařujících se z povrchu [28] .

Voyager 2 zůstává první a jedinou kosmickou lodí, která prozkoumala Triton zblízka. Stalo se tak v červenci až září 1989 .

Ve druhé čtvrtině 21. století bude muset pokračovat studium Tritonu, k tomu NASA naplánovala misi Triton Hopper .

Triton v umění

Družice je zmiňována v různých pracích jako přechodná základna mezi sluneční soustavou a zbytkem světa .

Poznámky

  1. ↑ Craig B. Agnor, Douglas P. Hamilton. Neptun zachytil svůj měsíc Triton při gravitačním setkání binární planety  (anglicky)  // Nature : journal. - 2006. - Květen ( roč. 441 , č. 7090 ). - S. 192-194 . - doi : 10.1038/nature04792 . — . — PMID 16688170 .
  2. ↑ McKinnon, William B. & Kirk, Randolph L. (2007), Encyklopedie sluneční soustavy, v Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson, Encyklopedie sluneční soustavy (2. vyd. .), Amsterdam; Boston: Academic Press, str. 483–502, ISBN 978-0-12-088589-3 . 
  3. ↑ Prockter, L.M.; Nimmo, F.; Pappalardo, RT Původ smykového ohřevu pro hřebeny na Tritonu  // Geophysical Research Letters [  . - 2005. - 30. července ( roč. 32 , č. 14 ). — S. L14202 . - doi : 10.1029/2005GL022832 . - . Archivováno z originálu 3. března 2016.
  4. ↑ Neptun: Měsíce: Triton (odkaz není k dispozici) . NASA. Získáno 21. září 2007. Archivováno z originálu 5. října 2011. 
  5. ↑ Detekce CO v atmosféře Tritonu a povaha interakcí mezi povrchem a atmosférou Archivováno 10. prosince 2020 na Wayback Machine .
  6. ↑ William Lassell. Lassellův Neptunův satelit  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1847. - 12. listopad ( vol. 8 , č. 1 ). — str. 8 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  7. ↑ William Lassell. Objev předpokládaného prstence a satelitu Neptunu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  : časopis  . - Oxford University Press , 1846. - 13. listopadu ( vol. 7 , č. 9 ). - str. 157 . Archivováno z originálu 12. července 2017.
  8. ↑ William Lassell. Fyzikální pozorování Neptunu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1846. - 11. prosince ( vol. 7 , č. 10 ). - S. 167-168 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  9. ↑ Pozorování Neptuna a jeho satelitu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1847. - Sv. 7 , č. 17 . - str. 307-308 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  10. ↑ Robert W. Smith, Richard Baum. William Lassell a prsten Neptunu: Případová studie instrumentálního selhání  (anglicky)  // Journal of History of Astronomy: journal. - 1984. - Sv. 15 , č. 42 . - str. 1-17 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  11. ↑ Flammarion, Camille. Astronomy populaire , s. 591 (1880). Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 4. července 2012.
  12. ↑ Camile Flammarion (downlink) . Hellenica . Datum přístupu: 25. ledna 2011. Archivováno z originálu 23. dubna 2014. 
  13. ↑ Spohn, Tilman. Breuer, Doris. Johnson, Torrence V. Encyklopedie sluneční soustavy . — Elsevier, 2014.
  14. ↑ Klasické satelity sluneční soustavy". Observatorio ARVAL. Získáno 28.09.2007.
  15. ↑ Detekce CO v atmosféře Tritonu a povaha interakcí mezi povrchem a atmosférou . Získáno 21. listopadu 2019. Archivováno z originálu 10. prosince 2020.
  16. ↑ Oblaka končetin nad Tritonem Archivováno 16. listopadu 2019 na Wayback Machine .
  17. ↑ Lunine, JI; Nolan, Michael C. Masivní raná atmosféra na Tritonu (nepřístupný odkaz - historie ) (1992). 
  18. ↑ 1 2 3 Harold F. Levison, Luke Donnes. Populace komet a dynamika komet // Encyklopedie sluneční soustavy / Editovali Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. — 2. vyd. — Amsterdam; Boston: Academic Press, 2007, s. 483–502. — ISBN 0120885891 .
  19. ↑ Triton mohl být dokonce tekutý...  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Datum přístupu: 29. ledna 2011. Archivováno z originálu 1. prosince 2010.
  20. ↑ Jak starý je povrch Tritonu (nepřístupný odkaz) . Získáno 25. listopadu 2009. Archivováno z originálu 19. února 2015. 
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Strom, Robert G.; Croft, Steven K.; Boyce, Joseph M. The Impact Crating Record on Triton   // Science . - 1990. - Sv. 250 , č. 4979 . - str. 437-439 . - doi : 10.1126/science.250.4979.437 . — PMID 17793023 .
  22. ↑ Ingersoll, Andrew P.; Tryka, Kimberly A. Triton's Plumes: The Dust Devil Hypothesis   // Science . - 1990. - Sv. 250 , č. 4979 . - str. 435-437 . - doi : 10.1126/science.250.4979.435 . — PMID 17793022 .
  23. ↑ 1 2 3 Joseph M. Boyce. Strukturální původ terénu melounu Tritonu  //  In Lunar and Planetary Inst., 24th Lunar and Planetary Science Conference. Část 1: AF (VIZ N94-12015 01-91): časopis. - 1993. - Březen ( sv. 24 ). - S. 165-166 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  24. ↑ Jackson, MPA Diapirismus na Tritonu: Záznam vrstvení a nestability kůry  //  Geologie: časopis. - Geological Society of America, 1993. - Duben ( vol. 21 , č. 4 ). - str. 299-302 . - doi : 10.1130/0091-7613(1993)021<0299:DOTARO>2.3.CO;2 . Archivováno z originálu 26. července 2011.
  25. ↑ V útrobách Neptunova měsíce (6. září 2012) může existovat vodní oceán. Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 26. října 2012.
  26. ↑ D. P. Cruikshank, A. Stockton, H. M. Dyck, E. E. Becklin, W. Macy. Průměr a odrazivost Tritonu  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1979. - Říjen ( sv. 40 ). - str. 104-114 . - doi : 10.1016/0019-1035(79)90057-5 . Archivováno z originálu 10. ledna 2016.
  27. ↑ D. Savage, D. Weaver, D. Halber. Hubbleův vesmírný dalekohled pomáhá najít důkazy, že se největší Neptunův měsíc ohřívá  //  Hubblesite: journal. Archivováno z originálu 16. května 2008.
  28. ↑ Výzkumník MIT našel důkazy o globálním oteplování na největším měsíci Neptunu . Massachusetts Institute of Technology . Datum přístupu: 22. ledna 2011. Archivováno z originálu 4. července 2012.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Měsíce Neptunu
Triton
Pravidelný
Nepravidelný
viz také
 Neptune
Měsíce Neptunu Neptune
Charakteristika
Otevírací
Výzkum
Trojské koně Neptunu
jiný
viz také Kategorie: Neptun Sluneční Soustava