Систем од прстени[1] е диск или прстен кој кружи околу астрономско тело. Се состои од цврсти материјали како вселенска прашина и месечинки, и обично се јавува во сателитските системи околу џиновските планети. Систем од прстени кој се јавува околу планета се нарекува планетарен прстен.[2]
Најпознати планетарни прстени во Сончевиот Систем се Сатурновите прстени, но и останатите три џиновски планети (Јупитер, Уран и Нептун) имаат планетарни прстени. Систем од прстени може да имаат и други видови астрономски тела, како помали планети, месечини и кафеави џуџиња, но можат да се најдат и во меѓупланетарен простор (на пример меѓу Венера и Меркур.[2]
Планетарни Прстени
Прстенот што се врти околу Сатурн се состои од парчиња мраз и прашина. Малата темна точка на Сатурн е сенката од месечината на Сатурн Енцелад .
Подебелите планетарни прстени се претпоставува дека се формирале на три начини: од материјалот на протопланетарниот диск кој бил во рамките на Рошовата граница на планетата и затоа не можел да се здружи во месечина, од остатоци од некогашна месечина разбиена од голем удар, или од остатоци од месечина разбиена од плимна сила која поминала во рамките на рошовата граница на планетата. Се сметало дека прстените најчесто се нестабилни и дека се губат по десетици или стотици милиони години, но сега се чини дека сатурновите прстени се прилично стари, и се создадени веднаш по настанувањето на Сончевиот Систем.[3]
Послабите планетарни прстени може да се формираат кога метеороиди ќе се судрат со месечините на некоја планетата, но и со исфрлање на криовулкански материјал во орбитата (каков што е случајот со Е-прстенот на Сатурн).[4][5]
Составот на прстените е различен; може да содржат силикатни материјали или ледени честички. Исто така, може да има карпи и поголеми камења. Максималната големина на една честичка во прстенот зависи од специфичната јачина на материјалот од кој честичката е направена, нејзината густина и плимната сила при нејзината алтитуда. Плимната сила е правопропорционална со просечната густина во полупречникот на прстенот или со масата на планетата поделена со полупречникот на прстенот на трет степен (куб). Исто така е обратнопропорционална на орбиталниот период на прстенот на квадрат.
Прстените понекогаш имаат „пастирски“ месечини, мали месечини кои орбитираат близу внатрешните или надворешните рабови на прстените или во јазот меѓу прстените. Гравитацијата на пастирските месечини помага во одржувањето на дефинираните граници на прстенот; честичките кои се движат во близина на орбитата на пастирската месечина или се враќаат повторно во прстенот, или се соединуваат со месечината.
Се предвидува дека Фобос (месечината на Марс), ќе се распрсне за околу 50 милиони години и ќе формира планетарен прстен. Орбитата на Фобос, со орбитален период пократок од еден ден на Марс, ја губи висината поради плимното успорување.[6][7]
Јупитеровите прстени биле откриени од сондата Војаџер 1 во 1979,[8] и детално биле набљудувани од леталото Галилео во 1990-тите.[9] Се состои од четири главни дела: блед и дебел тор наречен „ореол“; тенок и релативно светол главен прстен; и два широки, бледи „пајажинести прстени“.[10] Прстенот претежно се состои од космичка прашина.[8][11]
Сатурновите прстени се најобемен систем од прстени на планета во Сончевиот Систем, и затоа се најрано откриени. Прв ги открил Галилео Галилеј во 1610 година, но не ги опишал прецизно како диск околу Сатурн, а тоа го направил Кристијан Хајгенс.[12] Прстените не се серија од прстенчиња како што многумина мислат, туку е диск кој има различна густина.[13] Претежно се состојат од парчиња мраз и карпи кои кружат околу Сатурн со брзина 70 пати поголема од брзината на звукот.[14] Големината на честичките се движи од микрометри до метри.[15]
Урановите прстени се поедноставни од оние на Сатурн, но посложени од системите околу Јупитер и Нептун. Првите девет прстени[16] ги откриле Џејмс Л. Елиот, Едвард В. Данам и Џесика Минк во 1977 година.[17] До 2005 година, единственото вселенско летало што го посетило Уран - Војаџер 2[16][18] и вселенскиот телескоп Хабл[19] откриле вкупно 13 различни прстени, од кои повеќето се непровидни и се широки само неколку километри. Тие се темни и веројатно се составени од воден мраз и органски соединенија модифицирани со зрачење.
Нептуновите прстени се состојат од пет основни прстени. Местата со најголема густина се споредуваат со областите со мала густина на Сатурновите прстени. Нептуновите прстени се бледи и правливи, и структурата им е слична со оние на Јупитер. Прстените на Нептун се тешко воочливи затоа што се темни, што веројатно се должи на присуството на органски состојки кои се изменети поради изложеноста на космичкото зрачење,[20] како кај Урановите прстени.[21]Прашината во прстените е застапена во релативно висок процент (20%-70%).[21] Прстените ги открил Војаџер 2 во 1989 година.
Системи од прстени на помали планети и месечини
Со извештаите од март 2008 г.,[22][23][24] се претпоставува дека Реа (месечина на Сатурн) може да има систем од прстени, што ја прави единствена месечина за која се знае дека има прстени. Во една студија објавена во 2010 година се наведува дека со сликањето на Реа од вселенското летало Касини се утврдило дека одликите на прстените се поразлични од претпоставките, што би значело дека некој друг механизам создава магнетни ефекти кои што доведоа до хипотезата за прстенот.[25]
Некои астрономи сметале дека Плутон можеби има систем од прстени.[26] Но, ова е отфрлено од сондата Нови Хоризонти, која би ги открила прстените.
Харикло
Кентаурот10199 Харикло била првата мала планета на која се откриени прстени. Има два прстени, кои веројатно настанале од судир кој предизвикал ланец од отпадоци да кружи околу него. Прстените биле откриени на 3 јуни 2013 година, кога астрономите од седум локации во Јужна Америка го набљудувале Харикло како минува пред ѕвездата UCAC4 248-108672. Додека набљудувале, забележале две траги врз светлината на ѕвездата веднаш пред и по прикривањето. Затоа што настанот бил забележан од повеќе локации, се претпоставува дека намалувањето на осветленоста се должи на прстени. Преку набљудување се забележал систем од прстени кој е веројатно широк 19км, и кој до Харикло е околу 1.000 пати поблиску од растојанието меѓу Месечината и Земјата. Исто така, астрономите сметаат дека постои можност и пастир-месечина да орбитира меѓу прстенот која го забавува распаѓањето на прстените.[27] Ако прстените настанале со судир, како што претпоставуваат астрономите, тоа би ја поткрепило претпоставката дека месечините (како и Месечината) се формираат преку судирање на помали парченца материјал. Прстените на Харикло не се официјално именувани, но наречени се Ојапоке и Чуи, по две реки во Бразил.[28]
Хирон
Исто така се претпоставува дека и вториот кентаур, 2060 Хирон, има два прстени.[29][30][31] Во 2011 година, при поминувањето на Хирон пред ѕвезда се забележале сенки врз светлината на ѕвездата, што наведува дека има материја која е оддалечена 300 км од центарот на овој планетоид. Според анализите прстените се широки 3 и 7 километри, а растојанието меѓу нив е 10-14 км.[31] Гледани од различен агол нивниот изглед се менува што ја објаснува долгорочната варијација на осветленоста на Хирон.[30]
Затоа што сите џиновски планети во Сончевиот Систем имаат прстени, прилично е веројатно и постоењето на вонсончеви планети со прстени. Ваквите системи од прстени можат да се откријат со метод на премин кога планетите кои поминуваат врз централна ѕвезда ја намалуваат нејзината светлина доколку непровидноста на прстените е доволна. До 2020, со овој метод пронајдена е вонсончева планета која може да има систем од прстени - ХИП 41378 ф.[35]
↑Gürtler, J. & Dorschner, J: "Das Sonnensystem", Barth (1993), ISBN3-335-00281-4
↑ 8,08,1Smith, Bradford A.; Soderblom, Laurence A.; Johnson, Torrence V.; Ingersoll, Andrew P.; Collins, Stewart A.; Shoemaker, Eugene M.; Hunt, G. E.; Masursky, Harold; Carr, Michael H. (1979-06-01). „The Jupiter System Through the Eyes of Voyager 1“. Science (англиски). 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. ISSN0036-8075. PMID17800430.
↑Ockert-Bell, Maureen E.; Burns, Joseph A.; Daubar, Ingrid J.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Belton, M. J. S.; Klaasen, Kenneth P. (1999-04-01). „The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment“. Icarus. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072.
↑Showalter, Mark R.; Burns, Joseph A.; Cuzzi, Jeffrey N.; Pollack, James B. (1987-03-01). „Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties“. Icarus. 69 (3): 458–498. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2.
↑Tiscareno, Matthew S. (2013-01-01). „Planetary Rings“. Во Oswalt, Terry D.; French, Linda M.; Kalas, Paul (уред.). Planets, Stars and Stellar Systems (англиски). Springer Netherlands. стр. 309–375. arXiv:1112.3305. doi:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN9789400756052.
↑Tiscareno, Matthew S.; Burns, Joseph A.; Cuzzi, Jeffrey N.; Hedman, Matthew M. (2010). „Cassini imaging search rules out rings around Rhea“. Geophysical Research Letters. 37 (14): L14205. arXiv:1008.1764. Bibcode:2010GeoRL..3714205T. doi:10.1029/2010GL043663.
.jpg)
