Atmosfera lui Triton este stratul de gaz care îl înconjoară pe Triton . Presiunea atmosferică la suprafața lui Triton este de doar 14 microbari (1,4 Pa sau 0,0105 mmHg ), 1⁄70.000 din presiunea atmosferică la suprafața Pământului [1] . Atmosfera este reprezentată de azot prin analogie cu atmosfera lui Titan și a Pământului [2] . Atmosfera lui Triton se extinde la 800 km deasupra suprafeței lui Triton [1] . Observații recente au arătat că temperatura acestuia este în creștere [3] .
| Gaz | Presiune parțială în 1989, mbar |
Presiune parțială în 2010, mbar |
|---|---|---|
| N 2 [4] | 14±1 | 19+1,8 −1,5sau 39 ± 4 [5] |
| CH 4 [6] | (1,6–2,4) × 10 -3 | 0,98 ± 0,37 × 10 -2 |
| CO [6] | ? | 2,4 × 10 -2 |
Azotul este principalul gaz din atmosfera lui Triton [7] . Alte două componente cunoscute sunt metanul și monoxidul de carbon , care reprezintă câteva sutimi de procent de azot. Monoxidul de carbon, descoperit abia în 2010 din observații de la sol, este puțin mai comun decât metanul. Din 1986, conținutul de metan raportat la conținutul de azot a crescut de 4-5 ori din cauza încălzirii sezoniere pe Triton, care a trecut de momentul solstițiului în 2001 [6] .
Alte componente posibile ale atmosferei lui Triton ar putea fi argonul și neonul. Deoarece aceste gaze nu au fost detectate în partea ultravioletă a spectrului Triton conform datelor Voyager 2 în 1989, conținutul acestor gaze este considerat a fi nu mai mult de câteva procente [8] . Pe lângă gazele menționate, atmosfera exterioară conține o cantitate semnificativă de hidrogen atomic și molecular creat prin fotoliza metanului. Hidrogenul părăsește rapid Tritonul și devine o sursă de plasmă în magnetosfera lui Neptun [8] .
Alte obiecte ale sistemului solar cu atmosfere de compoziție similară sunt Pământul, Titanul , Pluto și, posibil, Eris [2] .
Atmosfera lui Triton are o structură bine definită [9] . Atmosfera se extinde până la 800 km deasupra suprafeței unde începe exosfera , presiunea la suprafață era de aproximativ 14 microbari în 1989. Aceasta este doar 1/ 70.000 din presiunea atmosferică de pe suprafața Pământului [1] . Temperatura de la suprafață a fost în același timp nu mai mică de 35,6 K, deoarece gheața de azot de pe Triton se afla într-o modificare mai caldă, hexagonală, iar tranziția de fază între stările hexagonale și cele cubice are loc tocmai la această temperatură [10] . Limita superioară de temperatură este de aproximativ 40 (K), o estimare obținută din echilibrul presiunii de vapori pentru azotul gazos [11] . Temperatura cea mai probabilă a fost de 38 ± 1 K din 1989. În anii 1990, temperaturile au crescut probabil cu aproximativ 1 K din cauza încălzirii generale pe măsură ce emisfera sudică a lui Triton a intrat vara [6] .
Convecția lângă suprafața lui Triton, încălzită de Soare, creează o troposferă (o regiune cu vreme) care se extinde până la o înălțime de aproximativ 8 km. În ea, temperatura scade odată cu înălțimea și atinge o temperatură minimă de 36 K în tropopauză [12] . Nu există stratosferă, definită ca un strat în care încălzirea din troposferă și termosferă este echilibrată prin răcirea datorată radiației [13] . Regiunile mai înalte includ termosfera (8–850 km) și exosfera (peste 850 km) [14] . În termosferă, temperatura crește și atinge o valoare constantă de 95 K peste 300 km [8] . Partea superioară a atmosferei continuă continuu și trece în spațiul cosmic datorită gravitației scăzute a lui Triton. Rata de pierdere a atmosferei este de aproximativ 1⋅10 25 molecule de azot pe secundă sau 0,3 kg/s.
Particulele de gheață cu azot formează nori în troposferă la o înălțime de câțiva kilometri deasupra suprafeței lui Triton [1] . Deasupra lor se află un strat de ceață care se extinde până la o înălțime de 30 km deasupra suprafeței [15] . Se presupune că ceața este formată în principal din hidrocarburi și nitrili formați sub influența radiațiilor ultraviolete de la Soare și stele asupra metanului [13] .
În 1989, Voyager 2 a descoperit că în apropierea suprafeței este un vânt care suflă spre est sau nord-est cu o viteză de aproximativ 5–15 m/s [9] . Direcția vântului a fost determinată din observațiile unor benzi întunecate pe calota polară de sud, care sunt de obicei alungite de la sud-vest la nord-est. Se crede că vântul este asociat cu sublimarea gheții de azot din calota polară de sud, deoarece în 1989 era vară la polul sudic al Tritonului [9] . Azotul gazos se deplasează spre nord și este deviat din cauza forței Coriolis spre est, formând un anticiclon în apropierea suprafeței. Vântul troposferic este capabil să transporte particule cu dimensiuni de aproximativ un micrometru, formând benzi [9] .
La o altitudine de 8 km în atmosferă în apropierea tropopauzei, vântul își schimbă direcția [7] , suflă spre vest și este creat de diferența de temperatură dintre poli și ecuator [9] [12] . Vântul la această altitudine poate distorsiona atmosfera lui Triton, făcând-o asimetrică. Asimetria a fost de fapt observată în timpul ocultării stelelor de către Triton în anii 1990 [16] .
Atmosfera este suficient de densă pentru a se forma dunele [17] .
Înainte de abordarea Voyager 2, se credea că atmosfera lui Triton este compusă din azot și metan și cu aproximativ 30% la fel de densă ca atmosfera Pământului. După cum sa dovedit, aceasta este o estimare prea mare, precum densitatea prezisă a atmosferei marțiane [18] .
Voyager 2 a trecut de Triton la cinci ore după ce s-a apropiat de Neptun în a doua jumătate a lunii august 1989 [19] . În timpul zborului, Voyager 2 a măsurat atmosfera [20] și a găsit metan și azot în atmosferă [7] .
În anii 1990, observațiile de pe Pământ au fost efectuate în momentul ocultării stelelor de către membrul lui Triton. Observațiile au arătat prezența unei atmosfere mai dense decât a fost obținută din datele Voyager 2 [21] . Se credea că presiunea la suprafață la sfârșitul anilor 1990 a crescut la cel puțin 19 microbari [4] sau, eventual, chiar 40 de microbari [5] . Alte observații au arătat creșteri ale temperaturii cu 5% din 1989 până în 1998 [3] .
Observațiile au arătat că este vară pe Triton în emisfera sudică, ceea ce se întâmplă o singură dată la mai mult de o sută de ani în apropierea solstițiului [6] . Teoriile de încălzire includ sublimarea gheții de pe suprafața lui Triton și o reducere a albedo -ului de gheață, permițând absorbția mai multor gheață [6] [22] . Alte teorii susțin că schimbările de temperatură sunt rezultatul depunerii unei substanțe roșiatice închise din cauza proceselor geologice de pe Lună. Deoarece albedo-ul lui Bond Triton este unul dintre cele mai mari albedo dintre obiectele Sistemului Solar, estimările de temperatură sunt sensibile la cele mai mici modificări ale sale [23] .