La atmósfera de Tritón es la capa de gases que la rodea . Al igual que las atmósferas de Titán y Plutón , la atmósfera de Tritón está compuesta principalmente de nitrógeno , con cantidades más pequeñas de metano y monóxido de carbono . Alberga una capa de neblina orgánica que se extiende hasta 30 kilómetros por encima de su superficie y una cubierta de nubes delgadas y brillantes a unos 4 kilómetros de altitud. [5] Debido a la baja gravedad de Tritón, su atmósfera está débilmente unida y se extiende a más de 800 kilómetros de su superficie. [6]
Tritón, junto con la luna Titán de Saturno , es una de las dos únicas lunas del Sistema Solar conocidas por tener atmósferas globales significativas. [7] [b] La presión superficial es de solo 14 microbares (1,4 Pa o 0,0105 mmHg ), 1 ⁄ 70000 de la presión superficial de la Tierra . [6] De manera similar a la atmósfera de Plutón, la atmósfera de Tritón es sensible a los cambios estacionales; las observaciones obtenidas en 1998 mostraron un aumento de la temperatura, lo que aumenta la densidad de la atmósfera. [13]
El nitrógeno es el principal gas de la atmósfera de Tritón. [14] Los otros dos componentes conocidos son el metano y el monóxido de carbono , cuya abundancia es unas centésimas de porcentaje de la del nitrógeno. El monóxido de carbono, que se detectó por primera vez en 2010 mediante observaciones terrestres, es ligeramente más abundante que el metano. La abundancia de metano en relación con el nitrógeno aumentó de cuatro a cinco veces desde 1986 debido al calentamiento estacional observado en Tritón, que pasó su solsticio del hemisferio sur en 2001. [4] En cuanto a la composición, la atmósfera de Tritón se parece mucho a la de Plutón, ya que está compuesta casi en su totalidad por nitrógeno con contribuciones menores de otros gases. [15] [16]
Otros posibles componentes de la atmósfera de Tritón incluyen argón y neón . Debido a que no fueron detectados en la parte ultravioleta del espectro de Tritón obtenido por la Voyager 2 en 1989, es poco probable que sus abundancias excedan un pequeño porcentaje. [17] Además de los gases mencionados anteriormente, la atmósfera superior contiene cantidades significativas de hidrógeno tanto molecular como atómico , que se produce por la fotólisis del metano. Este hidrógeno escapa rápidamente al espacio y sirve como fuente de plasma en la magnetosfera de Neptuno. [17]
La atmósfera de Tritón interactúa con Neptuno a través de la magnetosfera de Neptuno , con interacciones complicadas por la órbita retrógrada de Tritón y la magnetosfera asimétrica de Neptuno. A medida que el hidrógeno y el nitrógeno neutros escapan de la atmósfera de Tritón, forman una gran nube neutra en órbita alrededor de Neptuno llamada toro de Tritón. La tasa modelada de escape de hidrógeno, tanto atómico como molecular, es de aproximadamente7 × 10 25 partículas por segundo; se infiere que las tasas de escape de nitrógeno son 2-3 veces menores. [19] La densidad del toro de hidrógeno neutro es comparable, si no mayor, que la del toro de hidrógeno neutro mantenido por Titán. La ionización de partículas neutras en el toro de Tritón y el escape de iones de la atmósfera de Tritón pueden actuar como la fuente dominante de plasma dentro de la magnetosfera de Neptuno. [20]
La atmósfera de Tritón está bien estructurada y es global. [7] La atmósfera se extiende hasta 870 kilómetros por encima de la superficie, donde se encuentra la exobase , y tenía una presión superficial de aproximadamente 14 microbares en 1989. Esto es solo 1/70.000 de la presión superficial en la Tierra . [6] La temperatura de la superficie era de al menos 35,6 K (−237,6 °C) porque el hielo de nitrógeno de Tritón está en el estado cristalino hexagonal más cálido, y la transición de fase entre el hielo de nitrógeno hexagonal y cúbico ocurre a esa temperatura. [21] Se puede establecer un límite superior en los 40 s (K) bajos a partir del equilibrio de presión de vapor con el gas nitrógeno en la atmósfera de Tritón. [22] La temperatura más probable fue38 ± 1 K en 1989. En la década de 1990 probablemente aumentó alrededor de 1 K debido al calentamiento global general a medida que Tritón se acercaba al pico de su verano en el hemisferio sur (ver más abajo). [4]
La convección cerca de la superficie de Tritón calentada por el Sol crea una troposfera (una "región meteorológica") que se eleva hasta una altitud de unos 8 km. En ella la temperatura disminuye con la altura alcanzando un mínimo de unos 36 K en la tropopausa . [23] No hay estratosfera , definida como una capa donde el calentamiento de la troposfera y la termosfera más cálidas se equilibra con el enfriamiento radiativo. [24] Las regiones más altas incluyen la termosfera (8-850 km) y la exosfera (por encima de los 850 km). [25] En la termosfera la temperatura aumenta alcanzando un valor constante de unos 95 K por encima de los 300 km. [17] La atmósfera superior se filtra continuamente al espacio exterior debido a la débil gravedad de Tritón. La tasa de pérdida es de aproximadamente 1 × 1025 moléculas de nitrógeno por segundo, equivalentes a unos 0,3 kg/s.
Las partículas de hielo de nitrógeno forman nubes en la troposfera a unos pocos kilómetros por encima de la superficie de Tritón. [6] Sobre ellas hay una neblina que se extiende hasta 30 km desde la superficie. [26] Se cree que está compuesta en gran parte de hidrocarburos y nitrilos creados por la acción de la luz ultravioleta del Sol y de las estrellas sobre el metano. [24]
En 1989, la Voyager 2 descubrió que cerca de la superficie hay vientos que soplan hacia el este o el noreste con una velocidad de unos 5-15 m/s. [7] Su dirección se determinó mediante observaciones de rayas oscuras ubicadas sobre el casquete polar sur, que generalmente se extienden desde el suroeste hasta el noreste. Se cree que estos vientos están relacionados con la sublimación del hielo de nitrógeno del casquete polar sur, ya que hubo verano en el hemisferio sur en 1989. [7] El nitrógeno gaseoso se mueve hacia el norte y es desviado por la fuerza de Coriolis hacia el este, formando un anticiclón cerca de la superficie. Los vientos troposféricos son capaces de mover material de más de un micrómetro de tamaño, formando así las rayas. [7]
A ocho kilómetros de altura en la atmósfera, cerca de la tropopausa, los vientos cambian de dirección. [14] Ahora fluyen hacia el oeste y son impulsados por las diferencias de temperatura entre los polos y el ecuador. [7] [23] Estos fuertes vientos pueden distorsionar la atmósfera de Tritón, volviéndola asimétrica. De hecho, se observó una asimetría durante las ocultaciones de estrellas que Tritón realizó en la década de 1990. [27]
Antes de la llegada de la Voyager 2 , se había sugerido la existencia de una atmósfera de nitrógeno y metano con una densidad de hasta el 30% de la de la Tierra. Esto resultó ser una gran sobreestimación, similar a las predicciones iniciales sobre la densidad atmosférica de Marte . Sin embargo, también como en Marte, se postula una atmósfera primitiva más densa. [28]
La Voyager 2 pasó por Tritón cinco horas después de su aproximación más cercana a Neptuno a mediados de agosto de 1989. [29] Durante el sobrevuelo, la Voyager 2 tomó medidas de la atmósfera, [30] encontrando metano y nitrógeno en la atmósfera. [14] La Voyager 2 también capturó al menos dos columnas de humo que estallaban a través del hielo de nitrógeno de Tritón, y esta es la primera evidencia de columnas de humo activas en un mundo helado como Tritón. Las columnas tenían alrededor de 100 km de largo y estaban 8 km por encima de la superficie y produjeron sombras oscuras en las imágenes de la Voyager 2. [31] Alrededor de 100 abanicos superficiales oscuros en el SPT se atribuyen a las columnas. Se estima que el flujo de masa de vapor de las columnas es de alrededor de 400 kg/s por columna. Hicieron que grandes cantidades de sustrato oscuro fueran arrojadas a través del delgado hielo de nitrógeno y luego a la atmósfera. Las columnas capturadas en Tritón son similares a las columnas observadas en Encélado , [32] y las velocidades de eyección modeladas son más consistentes con una fuente profunda. [33]
Se ha sugerido que las columnas observadas no son de origen eruptivo, sino que son remolinos de polvo, lo que se sugiere debido a la relación entre la longitud y la altura de las columnas observadas. [34] El mecanismo propuesto para la formación de remolinos de polvo es que las áreas de la superficie sin escarcha de nitrógeno se calentarían más rápidamente que el área circundante. Dado esto y la baja presión superficial de Tritón, la atmósfera comenzaría a calentarse debido a la convección, hasta 10 K más que la temperatura de la superficie, lo que permitiría la creación de remolinos de polvo con velocidades de viento de hasta 20 metros por segundo. [34] Esto podría explicar la temperatura superficial observada de 38 K y eliminar la necesidad de idear un mecanismo de calentamiento para los géiseres. [35] Sin embargo, la hipótesis de los remolinos de polvo no se tiene en cuenta en la actualidad, debido a las preguntas sobre por qué no se observaron más remolinos de polvo dada su formación propuesta y que las rayas oscuras y los abanicos observados asociados con las columnas no requieren remolinos de polvo para explicarlos, [36] así como el hecho de que el modelo se basó en un perfil de temperatura erróneo para la atmósfera. Como resultado, los modelos basados en erupciones para las columnas son generalmente favorecidos en la actualidad. [37]
En la década de 1990, se realizaron observaciones desde la Tierra de la ocultación de estrellas por el limbo de Tritón . Estas observaciones indicaron la presencia de una atmósfera más densa que la que se infirió a partir de los datos de la Voyager 2. [38] Se cree que la presión superficial a finales de la década de 1990 aumentó a al menos 19 μbar [3] o, posiblemente, incluso a 40 μbar. [39] Otras observaciones han mostrado un aumento de la temperatura del 5% entre 1989 y 1998. [13] Uno de los científicos involucrados en la investigación de Tritón, James L. Elliot , dijo: [13]
"Al menos desde 1989, Tritón ha estado atravesando un período de calentamiento global. En términos porcentuales, se trata de un aumento muy grande".
Estas observaciones indican que Tritón tiene una estación cálida de verano en el hemisferio sur que solo ocurre una vez cada unos pocos cientos de años, cerca de los solsticios. [4] Las hipótesis para este calentamiento incluyen la sublimación de la escarcha en la superficie de Tritón y una disminución del albedo del hielo, lo que permitiría que se absorbiera más calor. [4] [40] Otra teoría sostiene que los cambios en la temperatura son el resultado de la deposición de material oscuro y rojo de los procesos geológicos en la luna. Debido a que el albedo de enlace de Tritón está entre los más altos dentro del sistema solar , es sensible a pequeñas variaciones en el albedo espectral. [41]
El programa Triton Watch fue una campaña en la que participaron astrónomos para monitorear los cambios en la atmósfera de Tritón. Se lanzó gracias a una subvención de la NASA . [42]
Trident es una misión propuesta por la NASA que tiene como objetivo estudiar más a fondo la luna Tritón de Neptuno . La fecha de lanzamiento propuesta de Trident está fijada para octubre de 2025, llegando al sistema de Neptuno en 2038. Tritón es un probable mundo oceánico de muy alta prioridad debido a los destellos de actividad mostrados desde el sobrevuelo de la Voyager 2. El origen de la actividad vista desde la Voyager todavía no está claro y esto hace que Tritón esté muy arriba en la lista cuando se trata de investigar planetas oceánicos. [43] Trident ayudaría dramáticamente a promover el conocimiento de la atmósfera de Tritón, así como la actividad de las columnas de superficie capturadas en la Voyager 2. También ayudaría a obtener conocimientos sobre el nivel de la superficie de la luna y arrojar luz sobre los procesos que ocurren allí. [44] Esta misión tiene tres objetivos científicos que está tratando de lograr, que son: si Tritón tiene un océano subterráneo o si ha tenido un océano en el pasado, entender mejor qué fuentes de energía y sumideros están en juego con la renovación de la superficie de Tritón, e investigar y estudiar los componentes orgánicos en la superficie de Tritón. [45] Para encontrar un océano en Tritón, se utilizarán técnicas de inducción magnética. La presencia de la salinidad de un océano lo hace conductor, lo que significa que es detectable por técnicas de inducción magnética con una nave espacial en órbita. La salinidad del océano se adquiere principalmente a partir de la diferenciación de los volátiles en las rocas del planeta y se cree que estos volátiles son predominantemente cloruro de sodio. [33] Para ayudar a lograr estos objetivos, Trident estaría equipado con un espectrómetro de plasma, un espectrómetro infrarrojo de alta resolución con un rango espectral de hasta 5 μm, así como muchos otros instrumentos. [44]
El concepto de la misión Neptune Odyssey es un orbitador de clase insignia equipado con sondas atmosféricas que se propone enviar al sistema Neptuno-Tritón. Esta misión se lanzaría alrededor de 2031 y estaría a bordo del SLS (Sistema de Lanzamiento Espacial) o un vehículo de lanzamiento equivalente. La nave espacial utilizaría una asistencia gravitatoria de Júpiter y luego navegaría durante 13 años hasta su destino en el sistema Neptuno-Tritón para su estudio. Esta misión intentará responder a preguntas como: cómo se forman y evolucionan el interior y las atmósferas de los gigantes de hielo; si Tritón es un mundo oceánico; cuál es la causa de las columnas de humo observadas en la Voyager 2; y cómo la geofísica de Tritón puede ayudar a ampliar el conocimiento de los planetas enanos como Plutón. [1] Algunas de las mediciones que se tomarán en esta misión son: campo magnético, armónicos gravitacionales, espectroscopia, generador de imágenes visibles, iones y electrones, espectrometría de masas neutra y polvo.