Triton, the largest moon of Neptune, is hypothesized to have been captured from heliocentric orbit early in the Solar System's history. Triton is unusual as it is the only known large moon with a retrograde, highly inclined orbit; that is, Triton orbits in the opposite direction Neptune rotates, and its orbit is not aligned with Neptune's equatorial plane. This conflicts with the conventional theory of moon formation, where large moons tend to form from discs of debris and thus orbit prograde. As a result, astronomers have proposed various hypotheses on how Triton acquired its unusual orbital configuration, with capture hypotheses currently being the tentative consensus.

The capture of Triton would have been a cataclysmic event, severely disrupting any pre-existing moons around Neptune and reducing them to rubble. Triton itself experienced extreme tidal heating, possibly to the point of melting entirely, and may have collided with other moons. Remaining debris then accreted into the small regular moons of Neptune that lie inside Triton's orbit.

ความพยายามในช่วงแรกในการอธิบายวงโคจรของไทรทันนั้นรวมถึงสมมติฐานที่เสนอครั้งแรกโดยนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษRaymond A. Lyttletonในปี 1936 ซึ่งตั้งสมมติฐานว่าทั้งไทรทันและพลูโตเคยเป็นดวงจันทร์ขนาดใหญ่ปกติของเนปจูนมาก่อน ปฏิสัมพันธ์ระหว่างทั้งสองจะทำให้พลูโตถูกขับออกไปและวงโคจรของไทรทันพลิกกลับ ซึ่งอธิบายถึงการแยกตัวที่ปรากฏของพลูโตและวงโคจรย้อนกลับของ ไทรทัน ^{[ 1 ]}อย่างไรก็ตาม สมมติฐานดั้งเดิมนั้นเกิดจากมวลที่ประเมินไว้สูงเกินไปสำหรับทั้งพลูโตและไทรทัน เมื่อการประมาณค่ามวลของพวกมันเข้าใกล้ค่าที่แท้จริงมากขึ้น ก็เป็นที่ยอมรับว่าพลูโตไม่สามารถทำให้วงโคจรของไทรทันกลับทิศทางได้อย่างสมจริง เพื่อแก้ไขปัญหานี้ ในปี 1979 ทีมงานนักดาราศาสตร์ที่นำโดยPaolo Farinellaได้เสนอแบบจำลอง "ไฮบริด" โดยที่พลูโตเป็นดาวเทียมดั้งเดิมของเนปจูนและไทรทันเป็นวัตถุที่ถูกจับไว้^{[ 2 ] : 419–420} อีกทางเลือกหนึ่ง นักดาราศาสตร์Robert S. HarringtonและTom Van Flandernเสนอในปีเดียวกันนั้นว่า การเผชิญหน้ากับวัตถุจรจัดที่มีมวลมากกว่าโลก หลายเท่า อาจให้อิทธิพลแรงโน้มถ่วงและพลังงานที่จำเป็นในการขับไล่พลูโตและเปลี่ยนวงโคจรของไทรทัน ในขณะเดียวกันก็รบกวนระบบดาวเนปจูนส่วนที่เหลือ^{[ 3 ]}แบบจำลอง "การเผชิญหน้า" นี้ถูกโต้แย้งโดย Farinella และผู้ร่วมงานในปี 1980 ซึ่งตั้งข้อสังเกตว่ามันไม่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมวงโคจรของดาวเนปจูนจึงไม่ถูกรบกวนแม้ว่าจะเผชิญหน้ากับวัตถุที่มีมวลมากเช่นนั้น ดังนั้น ในช่วงทศวรรษ 1980 แบบจำลองการจับยึดจึงเริ่มได้รับการยอมรับมากขึ้น^{[ 4 ]}และในปี 1989 นักวิจัยหลายคนได้สำรวจประวัติวงโคจรและอุณหภูมิของไทรทันภายใต้สถานการณ์การจับยึด^{[ 5 ] : 1749}

แบบจำลองที่อ้างถึงปฏิสัมพันธ์อันหายนะระหว่างพลูโตและไทรทันถูกหักล้างโดย William B. McKinnon ในปี 1984 โดยแสดงให้เห็นว่าสถานการณ์ดังกล่าวเป็นไปไม่ได้เมื่อพิจารณาจากพลังงานที่จำเป็น ไม่ว่าจะอยู่ในรูปแบบใดก็ตาม แทนที่จะเป็นเช่นนั้น McKinnon เสนอว่าทั้งสองดวงเป็นดาวเคราะห์ น้ำแข็งที่เหลืออยู่ จากระบบสุริยะยุคแรก โดยไทรทันถูกดึงดูดเข้าสู่วงโคจรของเนปจูนในภายหลัง^{[ 6 ] [ 7 ] : L23} หลังจากยานอวกาศVoyager 2 บิน ผ่านระบบเนปจูน คุณสมบัติทางกายภาพของไทรทัน รวมถึงเส้นผ่านศูนย์กลางและมวลของมัน ได้รับการวัดอย่างแม่นยำเป็นครั้งแรก^{[ 8 ] : 1437} ทำให้ผู้วิจัยสามารถตรวจสอบและสร้างแบบจำลองการดึงดูดไทรทันที่คาดการณ์ไว้ได้อย่างละเอียดมากขึ้น การวิจัยหลังการบินผ่านในช่วงต้นรวมถึงการสร้างแบบจำลองโดย William B. McKinnon และ Lance AM Benner ในปี 1990 ซึ่งพยายามเชื่อมโยงวิวัฒนาการทางความร้อนที่คาดว่าจะเกิดขึ้นของไทรทันหลังจากการดึงดูดเข้ากับลักษณะทางธรณีวิทยาที่สังเกตได้โดยVoyager 2 ^{[ 9 ]}

แรงต้านของก๊าซภายในเนบิวลาขนาดใหญ่ที่ล้อมรอบดาวเนปจูนได้รับการศึกษาและสร้างแบบจำลองโดยวิลเลียม บี. แมคคินนอนและแอนดรูว์ ซี. ลีธในปี 1995 ในสถานการณ์นี้ ไทรทันจะปฏิสัมพันธ์โดยตรงกับก๊าซและฝุ่นรอบดาวเนปจูน ทำให้เกิดแรงต้านที่ดึงพลังงานออกจากวงโคจรของไทรทัน การเข้าใกล้ดาวเนปจูนอย่างมาก ซึ่งความเร็วสัมพัทธ์ของไทรทันจะมากขึ้นเนื่องจากความเร่งโน้มถ่วง สามารถดึงดูดไทรทันจากวงโคจรของดวงอาทิตย์ได้ในการโคจรผ่านเพียงครั้งเดียว อย่างไรก็ตาม เนื่องจากแรงต้านของก๊าซจะยังคงส่งผลต่อวงโคจรของไทรทัน ดวงจันทร์จึงมีความเสี่ยงที่จะโคจรเข้าหาดาวเนปจูนเว้นแต่จะลดอิทธิพลของแรงต้านหลังการดึงดูดลง การวิจัยก่อนหน้านี้เกี่ยวกับการดึงดูดด้วยแรงต้านของก๊าซชี้ให้เห็นถึงการยุบตัวอย่างรวดเร็วของชั้นก๊าซ ทำให้ไทรทันติดอยู่และป้องกันการเคลื่อนที่ต่อไป แมคคินนอนและลีธประเมินว่าสถานการณ์นี้ไม่น่าจะเกิดขึ้นได้เว้นแต่การสะสมมวลของดาวเนปจูนจะสิ้นสุดลงอย่างรวดเร็วมาก ในทางกลับกัน McKinnon และ Leith โต้แย้งว่ามวลขนาดใหญ่ของไทรทันมีส่วนช่วยให้มันอยู่รอดได้ และไทรทันหลังการจับอาจสามารถกำจัดช่องว่างได้ ทำให้วิวัฒนาการการลากก๊าซสิ้นสุดลง^{[ 10 ]}

การจับวัตถุสามชิ้น ซึ่งเสนอโดย Craig B. Agnor และ Douglas P. Hamilton ในปี 2006 เกี่ยวข้องกับไทรทันในระบบดาวคู่กับวัตถุที่สาม คล้ายกับพลูโตและดวงจันทร์ ขนาดใหญ่ของมันอย่างชารอน ในสมมติฐานนี้ เมื่อระบบดาวคู่เข้าใกล้เนปจูน มันจะหลุดออกจากแรงดึงดูดของกระแสน้ำขึ้นน้ำลง ส่วนประกอบหนึ่งของระบบดาวคู่จะถูกขับออกจากระบบ และไทรทันจะถูกจับเข้าสู่ วงโคจร ที่มีความเยื้องศูนย์ สูง รอบเนปจูน เพื่อให้สิ่งนี้เกิดขึ้น ดาวคู่ที่หลุดออกไปจะต้องมีมวลมากพอที่จะให้แรงกระตุ้นที่จำเป็นสำหรับการจับในครั้งเดียว แม้ว่าดาวคู่นั้นจะมีมวลน้อยกว่าไทรทันก็ตาม เหตุการณ์นี้จะเป็น "อ่อนโยนและสั้น" เนื่องจากไทรทันจะไม่ได้รับผลกระทบจากการแตกสลายอย่างรุนแรงหรือการลดลงของวงโคจรหลังการจับที่อาจเป็นอันตราย นอกจากนี้ ความแพร่หลายของระบบดาวคู่ในวัตถุแถบไคเปอร์ประกอบกับการเคลื่อนที่ออกไปของเนปจูนในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะ ทำให้มั่นใจได้ว่าการเผชิญหน้ากันระหว่างเนปจูนและระบบดาวคู่ไม่ใช่เรื่องที่ไม่น่าเป็นไปได้^{[ 11 ]}

การกำหนดตำแหน่งของเนเรอิดนั้นยากที่จะอธิบายให้สอดคล้องกับแบบจำลองการจับยึด หากไทรทันถูกจับยึดในช่วงยุคการเคลื่อนย้ายของดาวเคราะห์ยักษ์ ก็เป็นไปได้ที่จะสันนิษฐานว่าเนเรอิดก็ถูกจับยึดในช่วงเวลาเดียวกันด้วย ดังนั้น ระยะวงรีสูงของไทรทันจะส่งผลกระทบอย่างมากต่อดวงจันทร์บริวารอื่นๆ ที่มีรูปร่างไม่สม่ำเสมอซึ่งมีอยู่ ณ เวลาที่ถูกจับยึด รวมถึงเนเรอิดด้วย แบบจำลองโดยเอริกา โนเกราและผู้ร่วมงานแสดงให้เห็นว่า หากกึ่งแกนเอกเริ่มต้นของไทรทันอยู่ระหว่าง 100 ถึง 400 รัศมีของเนปจูน ( R _N ,24,622 ± 19 กม. ^{[ 12 ]} ) เนเรอิดมักจะชนกับเนปจูนภายใน 0.1 ล้านปี (0.1 ล้านปี) เพื่อให้สอดคล้องกับเรื่องนี้ โนเกราและผู้ร่วมงานได้พิจารณาสถานการณ์ที่เป็นไปได้ห้าแบบเพื่ออธิบายการมีอยู่และการกำหนดค่าปัจจุบันของเนเรอิด: ^{[ 13 ]}

• ไทรทันอาจถูกดึงดูดเข้าสู่วงโคจรที่เล็กกว่ามาก โดยมีแกนกึ่งเอกน้อยกว่า 50 R _Nซึ่งจะทำให้ไทรทันสามารถปรับวงโคจรให้เป็นวงกลมได้เร็วขึ้นมาก เพิ่มโอกาสที่เนเรอิดจะรอดชีวิต อย่างไรก็ตาม การถูกดึงดูดเข้าสู่วงโคจรที่มีแกนกึ่งเอกเล็ก ๆ นั้นไม่น่าจะเป็นไปได้
• เนเรอิดอาจไม่ใช่ดวงจันทร์ที่ถูกดึงดูดเข้ามาก็ได้ และอาจเป็นสมาชิกที่รอดชีวิตจากระบบดวงจันทร์ดั้งเดิมของเนปจูน การจำลองโดยโนเกราและผู้ร่วมงานล้มเหลวในการทำให้เนเรอิดกระจัดกระจายออกจากวงโคจรแบบเดียวกัน โดยทุกกรณีจบลงด้วยการที่เนเรอิดชนกับเนปจูนหรือถูกดีดออกไป ดังนั้นพวกเขาจึงมองว่าสถานการณ์นี้ไม่น่าเป็นไปได้
• ในปี 2010 Desch และ Porter ได้เสนอการปรับเปลี่ยนแบบจำลองการจับยึดสามวัตถุ โดยที่วัตถุคู่หูมีมวลมากกว่ามาก คือมีมวลเป็นสองเท่าของโลก อย่างไรก็ตาม Desch และ Porter ไม่ได้รายงานค่ากึ่งแกนเอกทั่วไปของไทรทันหลังจากกลไกการจับยึดนี้ ดังนั้นจึงไม่ชัดเจนว่าแบบจำลองที่พวกเขานำเสนอเข้ากันได้กับการมีอยู่ของเนเรอิดหรือไม่
• ปฏิสัมพันธ์ระหว่างไทรทันและจานเศษซากขนาดมหึมาที่เกิดจากการแตกสลายของดวงจันทร์ดั้งเดิม อาจช่วยลดความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรของไทรทันได้อย่างรวดเร็ว อย่างไรก็ตาม หากแกนกึ่งหลักของไทรทันมีขนาดใหญ่พอ ความเสี่ยงที่ดวงจันทร์ดั้งเดิมจะผลักไทรทันออกไปก็จะเพิ่มขึ้น และยังไม่ชัดเจนว่าดวงจันทร์ดั้งเดิมจะถูกบดเป็นเศษซากเร็วพอที่จะลดความเสี่ยงของการชนที่อาจทำลายล้างกับไทรทันได้หรือไม่
• หากไทรทันถูกดึงดูดเข้าไปก่อนที่ระบบสุริยะจะไม่เสถียร วงโคจรของมันจะกลายเป็นวงกลมไปนานแล้วก่อนที่เนเรอิดและดวงจันทร์บริวารอื่นๆ ที่มีวงโคจรไม่สม่ำเสมอจะถูกดึงดูดเข้าไป เนื่องจากไม่น่าเป็นไปได้ที่พวกมันจะปรากฏตัวขึ้นในเวลานั้น โนเกราและผู้ร่วมงานประเมินว่าสถานการณ์นี้มีความเป็นไปได้มากที่สุด

หลังจากถูกจับโดยเนปจูน วงโคจรของไทรทันจะมีลักษณะเป็นวงรีสูงมาก ก่อนที่จะค่อยๆ กลายเป็นวงกลมมากขึ้นหลังจากถูกจับ จนกลายเป็นวงโคจรเกือบเป็นวงกลมอย่างในปัจจุบัน ในช่วงแรกที่วงโคจรเป็นวงรี แรงดึงดูดจากเนปจูนที่มีต่อไทรทันจะรุนแรงมาก ทำให้พลังงานจำนวนมากถูกกระจายไปภายในไทรทัน และส่งผลให้วงโคจรของไทรทันกลายเป็นวงกลมมากขึ้น ปริมาณพลังงานที่กระจายไปนั้นน่าจะมากพอที่จะทำให้ไทรทันแยกตัวออกเป็นแกนหินและชั้นน้ำแข็ง ซึ่งอาจถึงขั้นทำให้ดวงจันทร์บริวารละลายไปทั้งหมดได้ ในช่วงแรกของระยะนี้ ไทรทันถูกครอบงำด้วยการระบายความร้อนแบบปั่นป่วนอย่างรุนแรง โดยความร้อนถูกถ่ายเทโดยการพาความร้อนที่รุนแรงในมหาสมุทรน้ำเหลวของมัน เมื่อขนาดของความร้อนจากแรงดึงดูดลดลงในระหว่างกระบวนการทำให้วงโคจรเป็นวงกลม เปลือกน้ำแข็งจะเติบโตขึ้นบนมหาสมุทรน้ำเหลว ทำให้การระบายความร้อนช้าลง ความร้อนจากแรงดึงดูดจะไปให้ความร้อนที่ฐานของเปลือกน้ำแข็งมากกว่า เมื่อรวมกับ การให้ความร้อน จากรังสีภายในแกนหินของไทรทัน การให้ความร้อนจากกระแสน้ำขึ้นน้ำลงที่เกิดขึ้นหลังจากการจับและการหมุนวนในภายหลังอาจเพียงพอที่จะรักษามหาสมุทรน้ำเหลวใต้พื้นผิวไว้ได้จนถึงปัจจุบัน^{[ 14 ]}

มีดวงจันทร์ปกติที่รู้จักกัน 7 ดวงภายในวงโคจรของไทรทัน ซึ่งทั้งหมดมีวงโคจรแบบเกือบเป็นวงกลมและถูกรบกวนอย่างมากจากไทรทัน^{[ 16 ] : 1} ไม่น่าเป็นไปได้ที่ดวงจันทร์เหล่านี้จะเป็นระบบดวงจันทร์ปกติเดิมของเนปจูน เนื่องจากไทรทันจะดึงดูดดวงจันทร์ที่มีอยู่ก่อนแล้วรอบเนปจูนอย่างรุนแรง หลังจากที่ไทรทันถูกดึงดูดเข้าสู่วงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์สูง การรบกวนจะเริ่มเพิ่มความเยื้องศูนย์ของดวงจันทร์ดั้งเดิม อาจสูงถึง 0.3 ก่อนที่การลดทอนจากแรงดึงดูดของเนปจูนจะมีประสิทธิภาพในการลดความเยื้องศูนย์ของดวงจันทร์บริวารมากกว่าที่ไทรทันจะเพิ่มความเยื้องศูนย์ ที่ความเยื้องศูนย์นี้ ดวงจันทร์บริวารสองดวงระหว่างขีดจำกัดของโรชสำหรับน้ำแข็ง (~2.7 R _N ) และ 5 R _Nจะสามารถชนกันได้ โดยมีช่วงเวลาการชนที่คำนวณได้ 1 kyr (1,000 ปี) เนื่องจากช่วงเวลาที่วงโคจรทับซ้อนกันก่อนที่ความเยื้องศูนย์จะลดลงคือ 100,000 ปี การชนกันจึงน่าจะเกิดขึ้นภายในช่วงเวลานี้อย่างแน่นอน หลังจากการชนกัน เศษซากจะทำให้วงโคจรของเศษชิ้นส่วนหรือดวงจันทร์ที่เหลืออยู่ลดลงอย่างรวดเร็ว หลังจากที่วงโคจรของไทรทันกลายเป็นวงกลม ระบบดวงจันทร์ "ลูก" ใหม่ก็ก่อตัวขึ้นจากเศษซากที่เหลืออยู่^{[ 17 ]}

ไทรทันทำให้ระดับน้ำขึ้นน้ำลงบนดาวเนปจูนสูงขึ้น เนื่องจากการโคจรย้อนกลับของไทรทัน กระบวนการนี้จะค่อยๆ ขจัดโมเมนตัมเชิงมุมออกจากวงโคจร ทำให้วงโคจรหดตัวลงในกระบวนการที่เรียกว่าการลดความเร็วจากน้ำขึ้นน้ำลง [ ^{18 ] : 867} ความเร็วในการเสื่อมสลายของวงโคจรขึ้นอยู่กับปริมาณพลังงานที่สูญเสียไปในส่วนภายในของดาวเนปจูน ซึ่งวัดได้จากปัจจัยการสูญเสียจากน้ำขึ้นน้ำลง ( Q _N ) ^{[ 19 ] : 1} การประมาณค่าQ _N ในช่วงแรก นั้นต่ำเกินไป ทำให้เกิดการคาดการณ์ว่าไทรทันจะถึงขีดจำกัดของโรชและถูกฉีกออกเป็นวงแหวนดาวเคราะห์ภายใน 100 ล้านปี^{[ 18 ] : 867} การสร้างแบบจำลองในภายหลังแสดงให้เห็นว่าการเสื่อมสลายของมันนั้นค่อยเป็นค่อยไปมากกว่าคริสโตเฟอร์ เอฟ. ไชบาสรุปในปี 1989 ว่าไทรทันจะใช้เวลาประมาณ 3.6 พันล้านปีในการถึงขีดจำกัดของโรช^{[ 7 ] [ 18 ] : 867} การปรับปรุงเพิ่มเติมเกี่ยวกับค่าของQ _Nนำไปสู่การศึกษาในปี 2025 ซึ่งแสดงให้เห็นวิวัฒนาการวงโคจรที่ช้าลงกว่าเดิม โดยไทรทันมีอายุยืนยาวถึง 28 พันล้านปี^{[ 19 ] : 9}

Though the current astronomical consensus for Triton's origin is capture, difficulties in reconciling the capture models with Nereid's survival have led to some astronomers investigating the viability of an in-situ origin of Triton.^[20]

Scenarios involving a close encounter between Neptune and a perturbing planet, similar to the model by Harrington and van Flandern, have been proposed. In 2020, astronomers Di Li and Apostolos A. Christou argued that the original criticisms of the encounter model by Paolo Farinella and collaborators—that no candidate perturbing object has been observed and that Neptune's orbit is not excited—can be explained by the five-planet Nice model. The five-planet Nice model proposes an additional ice giant planet in addition to Uranus and Neptune early in the Solar System that is subsequently ejected. It provides a planet for which close encounters with the other four giant planets may have occurred. Even if Neptune's orbit is excited by the encounter with the "fifth giant", interactions with a massive primordial Kuiper belt would have damped Neptune's orbit to its present state. Numerical modelling of encounters between Neptune and the fifth giant and the evolution of surviving moons successfully reproduces a Triton-like moon and a Nereid-like moon, though the authors note that the encounter model is less efficient than the capture models.^[21]

A second alternative model invokes giant collisions between Neptune and multiple planetary embryos during its formation. Proposed by astronomers Rodney Gomes and Alessandro Morbidelli in 2024, the authors investigated two collisions with Earth-sized protoplanetary impactors. Using numerical simulations, the authors found that the likelihood of Triton achieving a retrograde orbit depends heavily on the axial tilt of Neptune after the first collision. Following the first collision, Triton's orbit would begin to precess relative to Neptune's new equatorial plane, with the second collision bringing Neptune close to or at its present axial tilt and leaving Triton's orbit oriented retrograde. This model is not restricted to two major collisions, with the authors noting that additional collisions could help increase the likelihood of Triton achieving an orbit similar to its present-day configuration.^[20]

• Origin of the Moon
• Scattered disc
• Tidally detached exomoon