海卫一围绕海王星的公转轨道近乎正圆形，其离心率几乎为零。自海王星系统形成以来，仅潮汐产生的粘弹性阻尼无法使海卫一的轨道圆形化，顺行的碎片盘产生的气体阻力可能起了重要作用。潮汐减速效应还导致海卫一的轨道逐渐下落， 海卫一到海王星的轨道高度已经小于地月距离。预测36亿年后， 海卫一将进入海王星的洛希极限。这将导致与海王星大气层的碰撞，或者造成海卫一的破裂，形成类似于土星环的新海王星环。

海卫一的自转被潮汐锁定，位于围绕海王星的同步轨道上，始终保持一个面朝向海王星。它的赤道几乎与其轨道平面完全对准。海卫一的自转轴与海王星的轨道平面成40度角，因此海王星一年中的某个时刻，每个极点都非常接近正对太阳，就像天王星侧倾的极轴一样。当海王星绕太阳公转时， 海卫一的极地区域交替朝向太阳，导致极地区域一个接着一个照射到阳光，从而产生季节变化。科学家在2010年观测到了这种变化。

逆行轨道上的卫星不可能与行星一起在太阳星云的同一区域形成，因此海卫一是从其他地方捕获的。海卫一可能起源于柯伊伯带柯伊伯带是一团冰质小天体组成的环状区域，从海王星的轨道内部延伸到距太阳约50天文单位。该带被认为是从地球上观测到的大多数短周期彗星的起源地，也是一些类似行星的较大天体的家园，其中包括冥王星。冥王星被认为是柯伊伯带中最大的天体，与海王星在共振轨道上锁定。 海卫一仅比冥王星略大且成分几乎相同，科学家认为两者有共同的起源。

海卫一捕获理论的提出可以解释海王星系统的几个特征，包括海卫二（Nereid）极度偏心的轨道，以及与其他巨行星相比较少的卫星数。 海卫一最初的偏心轨道将与不规则卫星的轨道相交，并干扰较小的规则卫星的轨道，并通过引力相互作用将它们驱散。

海卫一被捕获后偏心的轨道还将导致其内部发生潮汐加热，这可能会使海卫一保持流体状态长达十亿年， 海卫一内部分化的证据支持了这一推论。这种内部热量的来源在潮汐锁定和轨道圆化之后消失了。

科学家提出两种海卫一捕获机制。如果被行星引力吸引，经过的天体必须损失足够的能量，才能减速到低于逃逸所需的速度。海卫一如何减慢速度的早期理论是与另一天体碰撞，或者是经过海王星期间碰巧遇到的一个天体（这不太可能），或者是围绕海王星运转的卫星或原卫星（这很有可能）。最近的一个假设表明，海卫一在被捕获之前是一个双天体系统的一部分。当该双天体系统遇到海王星时，被引力相互作用解体，其中一个被抛出系统，另一个（海卫一）被海王星绑定。伴星质量越大，此事件越有可能发生。类似的机制也能用来解释火星捕获其卫星的过程。这一假设得到了几条证据的支持，其中包括双天体系统在大型柯伊伯带天体中非常普遍。这个过程简短而平缓，使海卫一免于碰撞破坏。像这样的事件可能在海王星形成期间很普遍，后来向外发生行星迁移时也是如此。然而，2017年的模拟显示，海卫一被海王星捕获后，在其轨道偏心度下降之前，它可能至少与另外一个卫星相撞，并导致其他卫星之间的碰撞。

海卫一是太阳系中第七大卫星，也是第十六大天体，比矮行星冥王星和阋神星略大。它占围绕海王星公转的所有质量的99.5％以上，包括海王星环和其他13个已知的卫星，甚至比太阳系中所有小于它的已知卫星的质量总和都大。海卫一的直径是海王星的5.5％，相对于其行星而言，它是气态巨行星中相对于行星而言体积最大的卫星，尽管土卫六在质量上相对于土星要更大一些。它的密度（2.061 g/cm3）、半径、表面温度、化学组成都与冥王星相似。

海卫一的表面覆盖有一层透明的氮冰。旅行者2号仅观察和研究了海卫一表面的40％，但海卫一表面有可能完全覆盖在如此薄的氮冰下。像冥王星的一样， 海卫一的地壳由55％的氮冰和其他冰混合而成。水冰占15-35％，冰冻二氧化碳（干冰）占10-20％。冰块包含微量0.1％的甲烷和0.05％的一氧化碳。表面也可能存在氨冰，因为岩石圈中有二水合氨的迹象。海卫一的平均密度意味着它可能由大约30–45％的水冰（包含相对少量的挥发性冰物质）组成，其余为岩石物质。海卫一的表面面积为2300万平方公里，这相当于与地球表面积的4.5%或者地球大陆面积的15.5%。海卫一的反照率异常的高，反射了60–95％的阳光，自首次观测以来，反照率变化很小。相比之下，月球仅反射11％。甲烷冰在暴露于紫外线下会转化为托林，导致了海卫一表面的红色。

由于海卫一的表面显示出长期熔融的历史，因此假设海卫一的内部模型像地球一样被区分为固态核、幔和壳。水是太阳系中最丰富的挥发性物质，构成了海卫一的幔，包裹岩石和金属构成的核。 海卫一内部有足够多的产生放射性衰变的岩石，使其一直维持液态的地下海洋，这与木卫二和许多其他太阳系外层冰质天体类似。科学家认为这不足以在海卫一冰质地壳中驱动对流，强烈的倾斜潮汐产生了足够的额外热量来完成这一过程，同时也观测到的最近地表地质活动的迹象。海卫一表面喷射出的黑色物质被怀疑含有有机化合物，如果海卫一中存在液态水，那么推测可能存在适合某种生命形式的环境。

海卫一的氮气大气层非常脆弱，靠近表面还有微量一氧化碳和少量甲烷。像冥王星的大气一样， 海卫一的大气被认为是表面氮冰蒸发的结果。它的表面温度至少为35.6 K（−237.6°C），因为海卫一的氮冰处于温度更高的六角形晶态，六角形氮冰和立方体氮冰会在此温度下发生相变。表面温度上限40K可以通过海卫一大气中氮气的平衡蒸气压计算得出。这比冥王星的平均平衡温度44 K（-229.2°C）还要低。海卫一的表面大气压力仅为1.4-1.9 Pa（0.014-0.019毫巴）。海卫一表面的湍流产生了一个对流层（“天气区域”），可以上升到8千米的高度。间歇泉羽流在海卫一表面留下的条纹表明，对流层受到季风的驱动，能够移动超过一微米大小的物体。与其他大气层不同， 海卫一的大气层没有平流层，而是有一个高度在8到950千米之间的热层，在热层上方有一个外逸层。由于能从太阳辐射和海王星磁层吸收热量，海卫一高层大气的温度为95±5 K，高于其表面温度。薄雾笼罩着大部分的海卫一对流层，主要由阳光和甲烷作用产生的碳氢化合物和腈类物质组成。海卫一的大气层中还存在冷凝氮气构成的云，距其表面1至3千米之间。

1997年，当海卫一边缘在背景恒星前穿过时，科学家在地球上进行了观测。这些观测表明，海卫一存在比旅行者2号数据推断的更稠密的大气。其他观测表明，从1989年到1998年，海卫一表面温度上升了5％。这些观察结果表明， 海卫一南半球正处于一个异常温暖的夏季，这种情况每隔几百年发生一次。有关这种变暖的理论，包括海卫一表面霜冻模式的改变，还有冰的反照率的变化，会导致吸收更多的热量。另一种理论认为，温度变化是地质过程中暗红色物质沉积的结果。由于海卫一光谱反照率是太阳系中最高的，因此它对光谱反照率的微小变化敏感。

有关海卫一表面的所有详细信息，都来源于旅行者2号在1989年飞掠时，从40000千米的距离获得的数据。旅行者2号拍摄了海卫一40％的表面，显示有块状的暴露岩层，山脊，低谷，沟壑，凹陷，高原，冰原以及少量撞击坑。海卫一相对平坦，可以观察到的地形变化不会超过一千米。观察到的撞击坑几乎全部集中在海卫一的前导半球。对陨石坑密度和分布的分析表明，就地质学而言， 海卫一的表面非常年轻，不同区域年龄估计从5000万年到600万年不等。海卫一55％的表面被氮冰覆盖，水冰占15％至35％，二氧化碳冰占剩余的10％至20％。表面显示有托林沉积物，这是一种可能有关生命起源的前导有机化合物。

海卫一地质活跃，表面年轻，撞击坑相对较少。尽管海卫一的地壳由各种冰物质构成，但其地下过程与在地球上产生火山和裂谷的过程相似，但与水和氨形成对比的是液态岩石。海卫一的整个表面被复杂的山谷和山脊切割，这可能是地质构造和冰火山作用的结果。 海卫一上的绝大多数表面特征都是内源性的，也就是内部地质过程的结果，而不是外部过程（如撞击）的结果。而且大多数是火山喷发或自然喷发的结果，而不是地质构造的结果。

海卫一上发现的最大的冰火山特征之一是利维坦火山（Leviathan Patera），一种类似于破火山口的特征，它在海卫一赤道附近，直径大约100千米。该破火山口周围是一个火山穹丘，沿其最长轴延伸约2000千米，利维坦火山是继火星的亚拔山（Albs Mons）之后太阳系中面积第二大的火山。此地质特征还与火山口西北部看到的两个巨大的冰熔岩湖相连。其中较小的一个冰熔岩湖就在右图左上方。由于相信海卫一上的冰熔岩主要是含少量氨的水冰，因此这些湖泊在融化时将成为稳定的表面液态水体。这是除地球之外首次发现此类水体的地方， 已知冰质天体中仅有海卫一有冰熔岩湖，尽管在天卫一（Ariel），木卫三（Ganymede），冥卫一（Charon）和土卫六（Titan）上也可以看到类似的冰熔岩现象。

旅行者2号探测器在1989年观察到了极少量的间歇泉状的氮气喷发，并且夹带着海卫一表面之下的尘埃，这些烟尘高达8千米。因此在太阳系中， 海卫一与地球、木卫一、木卫二和土卫二，是观测到某种形式活跃喷发的为数不多的天体之一。最易于观测的间歇泉喷发分别是Hili和Mahilani（分别以祖鲁水精灵和汤加海精灵命名）。

观察到的所有间歇泉都位于南纬50°至57°之间，即海卫一表面被阳光直射的区域。这表明阳光加热虽然在海卫一这种距离太阳很远的地方非常微弱，但却起着至关重要的作用。据认为，海卫一的表面可能由覆盖在较暗基质上的半透明的氮冰层组成，从而产生了一种“固体温室效应”。太阳辐射穿过薄薄的冰盖，缓慢加热并蒸发地下的氮冰，直到积累了足够的气压使其穿透冰壳喷发。只要温度比周围表面温度37K仅仅高上4K，就会产生达到上述观测到的高度的喷发。尽管通常称为“冰火山”，但这种氮气羽状喷流活动与海卫一上较大规模的低温火山喷发以及其他天体由内部热量驱动的火山过程不同。科学家认为，每个火星年的春季，火星上的二氧化碳间歇泉都会以与海卫一间歇泉相同的方式从南极冰帽中喷出。

海卫一每次间歇泉的喷发可持续长达一年，在此期间，会因升华而喷发约1亿立方米的氮冰。扬尘可能会被沉积在顺风下150千米处的可见条纹中，更分散沉积物甚至会飘得更远。旅行者2号拍摄海卫一南半球的影像显示出许多类似的深色物质条纹。从1977年至1989年旅行者2号飞掠， 海卫一表面从类似于冥王星的微红色变成了较浅的色调，这表明较轻的氮霜覆盖了较旧的微红色物质。海卫一赤道的挥发物喷发并在两极的沉积，可能会在10000年的过程中重新分配足够的质量，从而引起极移。右图为旅行者2号拍摄的海卫一南极冰帽表面的黑色条纹，被认为是氮气间歇泉喷发留下的尘埃沉积物。

海卫一的南极地区被火山口和间歇泉口撒下的高反射率的冰冻氮气和甲烷所构成的冰帽覆盖。对海卫一北极知之甚少是因为它在旅行者2飞掠期间处于暗面，但科学家认为海卫一北极也存在冰盖。海卫一东半球的高原，例如Cipango Planum，覆盖并抹去了较旧的地貌，因此几乎可以肯定是冰熔岩冲刷了原来地貌的结果。平原上分布着一些坑，例如利维坦火山（Leviathan Patera），这些坑可能是熔岩喷口。熔岩的成分未知，怀疑是氨和水的混合物。[7]右图是海卫一两个较大的冰熔岩湖，在利维坦火山西部。 它们加起来几乎与土卫六上的克拉肯海（Kraken Mare）的大小相当。 这些特征异常地没有月牙洼，表明它们很年轻，近期曾处于融化状态。

在海卫一上已经发现了四个大致呈圆形的“环壁平原”。它们是迄今为止发现的最平坦的区域，高度变化小于200米。科学家认为它们是由冰熔岩喷发形成的。在右图中，Tuonela Planitia（左）和Ruach Planitia（中）是海卫一表面的冰熔岩“环壁平原”中的两个。它们普遍缺乏撞击坑，这是相对较新的地质活动的证据。海卫一东部附近的平原上点缀着一些黑斑（maculae）。一些黑斑是具有弥散边界的简单斑块，而其他黑斑则包括一个黑暗的中央斑块，周围是具有清晰边界的白色光环。黑斑的直径通常约为100千米，光环的宽度在20至30千米之间。

海卫一表面上纵横着许多宽广的山脊和山谷构成的复杂图案，这很可能是冻融循环的结果。许多看来是源于自然地质构造，可能是由地层伸展或走滑断层引起的。长长的带有中央凹槽的双股冰脊，与木卫二上的条纹很相似（尽管木卫二上的规模较大），或许有相似的起源，这可能是沿断层的走滑运动引起的剪切热能，在海卫一轨道完全变圆之前，每日所经历的潮汐应力引起。这些具有平行山脊的断层从内部喷出，穿过复杂的地形，在赤道地区有山谷。山脊、沟壑、裂缝（Sulci，诸如Yasu Sulci，Ho Sulci和Lo Sulci之类），在海卫一的地质历史中处于中等年龄，在许多情况下是同时形成的，往往聚集成组。

海卫一的西半球由一系列奇怪的裂缝和洼地组成，类似于哈密瓜皮，被称为“哈密瓜地形”（Cantaloupe terrain）。 尽管这里陨石坑很少，但被认为是海卫一最古老的地形。这种地形可能覆盖了海卫一西半球的大部分地区。哈密瓜地形仅在海卫一上存在，主要是肮脏的水冰构成，包含直径为30–40千米的凹陷。这种凹陷（cavi）不可能是陨石坑，因为它们大小相似且曲线平滑。 形成它们的主要假设是底辟作用，即密度较小材料被密度较大材料的地层“聚成团块”（lumps）而发生上升作用。其他形成假设包括坍塌，或冰火山作用引起的洪水。右图为旅行者2号从130000公里处拍摄的哈密瓜地形，其间横贯类似木卫二的双脊冰山，Slidr Sulci（垂直）和Tano Sulci（水平）构成了显眼的“X”。

由于持续进行的地质活动不断擦除和改变，因此在海卫一表面形成的撞击坑相对较少。旅行者2号对海卫一环形山进行的一次数量调查发现，只有179个环形山无可争议地来自撞击源，天卫五（Miranda）观测到的却有835个，而天卫五的表面积只有海卫一的3％。在海卫一上观察到的最大环形山被认为是由撞击造成的，直径为27千米（17英里），称为Mazomba。尽管还观察到更大的环形山，但通常认为它们是火山作用造成的。

海卫一为数不多的撞击坑几乎都集中在与轨道运动方向相同的前导半球中，其中大部分集中在经度在30°至70°之间的赤道附近，这是由海卫一席卷海王星周围物质造成的。海卫一被潮汐锁定，一侧永远面向行星运行。天文学家们预计，这种情况对前导半球的影响更频繁、更猛烈，对后随半球的影响应该较小。旅行者2号仅拍摄了海卫一表面的40％，因此成因仍然不明。不过，观察到的撞击坑分布不对称性超出了基于撞击数量的解释，这还暗示了无撞击坑地区（≤600万岁）的地表年龄要比有撞击坑地区（≤5000万岁）年轻 。

海卫一的轨道参数在19世纪就已经获得高精度测定，具有逆行轨道，相对海王星轨道平面有很大的倾角。但直到1930年，才对海卫一进行了首次详细观测。在1989年旅行者2号飞掠之前，科学家对这颗卫星了解很少。在旅行者2号飞掠之前，天文学家怀疑海卫一可能拥有液态氮海洋，以及密度高达地球的30％的氮/甲烷大气层。就像对火星大气密度的著名高估一样，后来证明是不正确的。与火星一样，海卫一的历史早期也被认为有更浓密的大气。

杰拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper）在1954年首次尝试测量海卫一的直径。他一开始获得了3800千米的测量值，随后的测量尝试得出的数值范围为2500至6000千米，从稍小于月球直径（3474.2千米）到地球直径的一半。 1989年8月25日旅行者2号抵达海王星时的获得数据，使得对海卫一直径（2706千米）的计算更加准确。在1990年代，科学家在地球上利用海卫一对附近恒星的掩星进行了各种观测，确定其存在大气层和奇怪的表面。 1997年末的观测结果表明，与旅行者2号在1989年飞掠时相比， 海卫一正在升温，并且大气变得更加稠密。

在过去的几十年中，美国国家航空航天局的科学家多次提出在2010年代对海王星系统执行探测任务的新概念。所有这些任务都将海卫一定为主要目标，这些计划中经常包括一个独立的海卫一着陆器，与惠更斯号着陆器对土卫六的探测相似。但针对海王星和海卫一的任何努力都仅停留在提议阶段，美国国家航空航天局用于外太阳系探测任务的资金主要集中在木星和土星系统上。其中一个海卫一着陆器称为“海卫一跳虫”（Triton Hopper），它将从海卫一的表面提取氮冰，并将氮气加工成小型火箭的推进剂，使着陆器能够在海卫一表面飞行或“跳跃”。2019年正式提出的一个飞掠探测的任务设想，作为美国国家航空航天局“发现计划”（Discovery Program）的一部分，被名为“三叉戟”（Trident）。

2012年的一项研究计算了海卫一表层冰壳厚度是如何影响潮汐耗散以及地下海洋的结晶化过程，结果显示假如海卫一的冰壳厚度较薄，那么潮汐力作用就很明显加热效应也会越强，反之冰壳较厚的话，海卫一就会更加坚固，潮汐力产生的热效应较弱但即便是液体海洋也将会是富含氮的海洋此外海卫一的岩质核心的具体大小还是个未知数，这将取决于内核放射性同位素衰变释放的热量。

虽然仍然有许多争论，但科学家认为海卫一的地下海洋可以作为外星生命的栖息地。木卫二就是外星生命栖息地的候选者之一，即便海卫一生命出现的概率远小于木卫二，但也不能将其排除。研究人员推测海卫一地下海洋或存在硅基生命，它们并不是以碳元素作为基础，但还没有足够的研究显示硅烷在特殊行星环境下的行为。