Tryton (księżyc)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Tryton
Tryton, zdjęcie zrobione przez sondę Voyager 2
Tryton, zdjęcie zrobione przez sondę Voyager 2
Planeta Neptun
Odkrył William Lassell
Data odkrycia 10 października 1846
Charakterystyka orbity
Półoś wielka 354 800 km
Mimośród 0,000
Okres obiegu 5,88 d
Nachylenie do płaszczyzny orbity planety 156,8°
Długość węzła wstępującego 172,4°
Argument perycentrum 344,0°
Anomalia średnia 264,8°
Własności fizyczne
Średnica równikowa 2706,8 ± 9 km
Powierzchnia 23 018 000 km2
Objętość 1,0384 × 1010 km3
Masa 2,14 × 1022 kg
Średnia gęstość 2,061 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni 0,779 m/s2
Prędkość ucieczki 1,455 km/s
Okres obrotu wokół własnej osi synchroniczny
Albedo 0,76
Jasność obserwowana
(z Ziemi)
13,0m
Temperatura powierzchni 38 K
Ciśnienie atmosferyczne 1,4-6,5 Pa
Skład atmosfery Azot 99%
Metan 1%
Commons Multimedia w Wikimedia Commons

Tryton (Neptun I, gr. Τρίτων) – największy księżyc Neptuna. Został odkryty przez Williama Lassella 10 października 1846 roku, zaledwie 17 dni po odkryciu samej planety. Jest siódmym księżycem Neptuna licząc od powierzchni planety macierzystej. Nazwa pochodzi z mitologii greckiej. Tryton był synem Posejdona, greckiego odpowiednika rzymskiego Neptuna.

Orbita[edytuj | edytuj kod]

Tryton jest jedynym dużym księżycem w Układzie Słonecznym, który porusza się ruchem wstecznym wokół swojej planety (nachylenie orbity do równika planety wynosi 157°). Taki ruch wyklucza powstanie księżyca w tym samym rejonie dysku planetarnego, co planeta, wokół której krąży. Tryton musiał więc być obiektem przechwyconym przez pole grawitacyjne Neptuna, najprawdopodobniej z pasa Kuipera. Średnia odległość od planety wynosi 354,8 tys. km i jest bardzo podobna do odległości Księżyca od Ziemi. Tryton powoli zbliża się do Neptuna i za 1,4 do 3,6 miliarda lat najprawdopodobniej zderzy się z planetą bądź rozpadnie się na niewielkie fragmenty, tworząc system pierścieni o wielkości porównywalnej z tymi posiadanymi przez Saturna.

Konsekwencje przechwycenia[edytuj | edytuj kod]

Przechwycenie Trytona może tłumaczyć kształt orbity Nereidy, krążącej dalej od planety niż sam Tryton, po orbicie o największym mimośrodzie spośród wszystkich znanych księżyców w Układzie Słonecznym. Sam Tryton obecnie porusza się po orbicie prawie idealnie kołowej, ale tak zapewne nie było w przeszłości. Po przechwyceniu jego orbita przecinała orbity regularnych księżyców i oddziaływał z nimi grawitacyjnie, wytrącając Nereidę na obecną orbitę i przypuszczalnie powodując także zmiany orbit księżyców krążących bliżej Neptuna[1].

Charakterystyka fizyczna[edytuj | edytuj kod]

Powierzchnia i cienka atmosfera Trytona - wizja artystyczna (ESO)

Średnia gęstość Trytona wynosi ok. 2,07 g/cm³; składa się on prawdopodobnie w 25% z wody (w postaci lodu) i w 75% z materiału skalnego. Tak duża zawartość lodu pozwala zaliczyć go do księżyców lodowych. Na powierzchni Trytona panują jedne z najniższych temperatur ze wszystkich zaobserwowanych na powierzchni ciał Układu Słonecznego: temperatura w okolicach południowego bieguna tego księżyca wynosi 35,6 K. Mimo to Tryton jest aktywny geologicznie. Voyager 2 zaobserwował kriowulkany, wyrzucające 8 km ponad powierzchnię płynny azot, pył i metan. Za aktywność kriowulkaniczną odpowiedzialne są prawdopodobnie zmiany pór roku. Gdy zwiększa się kąt, pod jakim powierzchnia Trytona jest oświetlana przez Słońce, więcej światła przenika warstwę azotowego lodu i jest absorbowane przez materię leżącą poniżej. Część azotu przechodzi ze stanu stałego w ciekły i zostaje wyrzucona ponad powierzchnię. Satelita posiada także cienką atmosferę zbudowaną przede wszystkim z azotu, z niewielką domieszką metanu. Ciśnienie atmosferyczne wynosi zaledwie ok. 1 Pa.

Pory roku[edytuj | edytuj kod]

Ponieważ oś obrotu Trytona jest ustawiona pod kątem 157° w stosunku do osi obrotu Neptuna i pod kątem 130° stopni do płaszczyzny orbity Neptuna, jeden z biegunów jest zwrócony cały czas w stronę Słońca. Gdy Neptun porusza się wokół Słońca co 82 lata bieguny zamieniają się pozycjami, co skutkuje radykalnymi sezonowymi zmianami, za każdym razem gdy zmienia się biegun oświetlany przez promienie słoneczne. Nakładając na to zmiany orbity i osi obrotu co 700 lat spotykamy wyjątkowo ciepłe okresy. Ostatnie takie „wielkie lato” nastąpiło w 2007 roku.

W czasie przelotu Voyagera 2 w kierunku Słońca zwrócony był południowy biegun Trytona. Zdjęcia z tego przelotu pokazały czapę polarną złożoną z zamarzniętego azotu i metanu, pokrywającą prawie całą południową półkulę. Ciśnienie atmosferyczne było równe ok. 1,4 Pa. W 1998 roku, wykorzystując zakrycie przez Trytona odległej gwiazdy, stwierdzono, że gęstość atmosfery podwoiła się, co może sugerować, że czapa polarna powoli sublimuje. Pomiary wykonane w 2010 roku dzięki teleskopowi VLT wskazują, że ciśnienie wzrosło do wartości 4,0-6,5 Pa[2]. Z innych badań wynika, że azotowy lód nie wyparowuje, tylko z bieguna może migrować w kierunku równika[potrzebne źródło].

Geologia[edytuj | edytuj kod]

Tryton jest bardzo podobny pod względem wielkości do Plutona. Przypuszcza się, że także pod względem budowy i składu chemicznego są podobne do siebie. Ponieważ Tryton został przechwycony przez Neptuna sugeruje się, że oba ciała powstały w tych samych rejonach Układu Słonecznego. Badania trajektorii lotu sondy Voyager 2 pokazują, że wnętrze Trytona musi być zbudowane w dużej części z materiału skalnego, najprawdopodobniej z dużym metalicznym jądrem. Skupione jest w nim 2/3 całej masy satelity, co jest rzadko spotykane wśród innych księżyców; tak duże jądro posiadają tylko Io i Europa. Powierzchnia jest pokryta w większości zestalonym azotem z domieszkami suchego lodu, lodu wodnego, a także tlenku węgla i metanu w stanie stałym. Dzięki temu powierzchnia bardzo dobrze odbija światło słoneczne, od 60 do 95%.

Topografia[edytuj | edytuj kod]

Powierzchnia Trytona jest równa 4,5% powierzchni Ziemi (liczonej wraz z oceanami). Na powierzchni występują obszary o różnej gęstości, od 2,07 do 2,3 g/cm³. Charakterystyczne dla Trytona są tereny kantalupowe, przypominające swym wyglądem skórkę melona. Struktury te można dostrzec na szerokości np. 0°-30°N[3]. Tę cechę posiadają m.in. tereny noszące nazwę Bubembe Regio oraz Monad Regio położone na północy Trytona. Innymi charakterystycznymi formacjami są bruzdy liczące sobie kilkaset kilometrów. Na powierzchni Trytona sklasyfikowano ich 12. Przykładem takiej struktury jest Yasu Sulci czy Lo Sulci.

Bruzdy są charakterystycznymi strukturami geologicznymi Trytona. Oprócz Lo Sulci sklasyfikowano ich jeszcze 11.

Atmosfera[edytuj | edytuj kod]

Tryton jest jednym z niewielu aktywnych geologicznie księżyców w Układzie Słonecznym. Skutkiem tej aktywności jest obecność w atmosferze Trytona takich gazów jak amoniak, metan i dwutlenek węgla. Pierwszy raz atmosfera księżyca została zbadana w 1989 roku przez sondę Voyager 2. Wykonane w 2010 roku pomiary z wykorzystaniem spektrografu pasma podczerwonego CRIRES pozwoliły na dokładny wgląd w aktualny stan atmosfery Trytona.

Choć otrzymane wyniki istotnie się różnią nie oznacza to błędu w poprzednich pomiarach. Różnice te mogą wynikać z występujących na Trytonie pór roku, trwających po 40 lat ziemskich. Obecne pomiary miały miejsce, gdy na południowej półkuli księżyca panuje lato, natomiast przelot Voyagera miał miejsce późną wiosną. Wyniki nowych badań wskazują, że ciśnienie atmosferyczne wynosi obecnie na Trytonie 4,0-6,5 Pa, a nie 1,4 Pa jak zmierzył tę wartość Voyager. Potwierdza to hipotezę, zgodnie z którą latem dodatkowo zasila atmosferę sublimacja gazów takich, jak dwutlenek węgla czy metan, których w 2001 roku wykryto znacznie więcej niż przed 20 laty. Z przeprowadzonych badań wynika też, że stężenie dwutlenku węgla jest wyższe w górnych warstwach atmosfery niż przy powierzchni[4]. Obecność pór roku potwierdziły w kwietniu 2010 roku badania preprowadzone przy użyciu teleskopu VLT. W momencie obserwacji na księżycu panowało lato, które rozpoczęło się w roku 2000[5].

Badania Trytona[edytuj | edytuj kod]

Jedyną sondą, która dotarła do Neptuna i Trytona, był Voyager 2. Trajektorię sondy zaplanowano tak, by przeleciała blisko księżyca, co w konsekwencji doprowadziło do wyrzucenia sondy poza płaszczyznę ekliptyki. W efekcie przelotu uzyskano wiele zdjęć, zwłaszcza południowej półkuli Trytona.

Istniały plany wysłania przez NASA w 2016 roku sondy kosmicznej w kierunku Neptuna, z lądownikiem który wylądowałby na Trytonie. Projekt sondy był bardzo ambitny i zakładał wykorzystanie napędu nuklearnego, z którym i tak dotarcie do celu trwałoby 8-12 lat. Został jednak wykreślony z listy misji planowanych przez NASA do roku 2035[6].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna. A Survey for „Normal” Irregular Satellites Around Neptune: Limits to Completeness. „The Astronomical Journal”, 02.06.2006. 
  2. Probing Triton’s summer skies. Astronomy Now, 07.04.2010.
  3. Garlick Mark A., Wielki Atlas Kosmosu, Buchmann 2006, s. 103.
  4. Prognoza pogody dla Trytona.
  5. Weronika Śliwa. Lato na Trytonie. „Wiedza i Życie”, s. 13, czerwiec 2010. Warszawa: Prószyński Media. ISSN 0137-8929. 
  6. Planowane misje NASA do roku 2035.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]