Zde může být text o autorovi
Digg  Sphinn  del.icio.us  Facebook  Mixx  Google  BlinkList  Furl  Live  Ma.gnolia  Netvouz  NewsVine  Pownce  Propeller  Reddit  Simpy  Slashdot  Spurl  StumbleUpon  TailRank  Technorati  TwitThis  YahooMyWeb
 
 

Co pozoruji

Planeta Mars patří na obloze spolu s Venuší, Jupiterem a Saturnem k jasným planetám viditelným okem i bez dalekohledu. V těchto týdnech máme výbornou příležitost sledovat velké detaily na jeho povrchu, neboť je Mars velmi blízko a na obloze je rekordně jasný.
Mars – rudá planeta, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila.
Země i Mars obíhají kolem Slunce po eliptické dráze jen málo odlišné od kružnice a každé z planet trvá jeden oběh jinak dlouho. Zemi 365 dní a Marsu 687 dní. Proto mají k sobě planety někdy blízko a jindy velmi daleko. Vzdálenost Marsu od Země kolísá od 55 milionů kilometrů do 400 milionů kilometrů. Mars je nejblíže k Zemi v době opozice se Sluncem. V průběhu opozic svítí Mars celou noc a je nejlépe pozorovatelný za pomoci dalekohledů. Opozice Marsu jsou však různě výhodné, neboť vzdálenost mezi Marsem a Zemí je při každé opozici jiná. Letošní z tohoto hlediska nepatří k nejvýhodnějším – Mars se k nám nejvíce přiblíží 27. ledna, a to na 99 330 000 km, dosáhne jasnosti až –1,3 mag a průměr kotoučku planety bude 14″, zatímco při příznivém setkání dělí planety vzdálenost kolem 56 miliónů kilometrů a velikost Marsu je přes 25″. Výjimečnost letošní opozice je v tom, že Mars bude viditelný vysoko nad obzorem, což ocení hlavně pozorovatelé na severní polokouli Země. Pozorovací podmínky tak budou nejlepší za posledních 14 let! Koncem února vystoupí Mars do nejsevernější deklinace +23°50'. V lednu bude Mars viditelný téměř celou noc kromě večerního soumraku, v únoru celou noc, v březnu zůstává nad obzorem téměř celou noc kromě jitra.
V roce 2018 nastane velmi příznivá opozice Marsu, ale pozorovací podmínky budou silně ovlivněny výškou planety nad obzorem (pouze 15°).
V dalekohledu se Mars jeví jako načervenalý kotouček s několika temnými útvary a bělavou polární čepičkou na té polokouli, kde právě vládne chladné roční období. Pohledům ve velkém dalekohledu neuniknou různě tmavé albedové útvary. Právě ony v očích a myslích astronomů kdysi představovaly velká jezera, oceány nebo měnící se vegetaci. Tyto skvrnky však vidíme pouze z dálky, na snímcích z kosmických sond je nahrazují terénní útvary. Až na výjimky nesouvisí s krátery, pohořími, pláněmi a marsovskými vulkány, ale různě hrubým povrchem kamenné planety. Nejjemnější podrobnosti ukázaly ale teprve přístroje vyslané ze Země. K Marsu byly vyslány četné sondy, které přešly na oběžnou dráhu kolem planety jako její umělé družice. Tato umělá nebeská tělesa mapují Mars z výšky, podrobně studují drsné podnebí planety a poznávají jeho geologii.

Datum Průměr (") vzdálenost (106 km) jasnost (mag)
8. 9.2009 6 203 0,82
3. 11. 2009 8 147 0,53
2. 12. 2009 10 140 0,06
25. 12. 2009 12 116 –0,4
27. 1. 2010 14,1 99 –0,82
2. 3. 2010 12 118 –0,32
23. 3. 2010 10 140 0,11
18. 4. 2010 8 175 0,64
1. 6. 2010 6 233 1,24

Zdánlivá velikost kotoučku planety a další parametry v období kolem letošní opozice.

Situace nad východním obzorem 1. února ve 20 hodin zimního času.
Na žádném jiném vesmírném tělese se nepátralo po mimozemském životě tak usilovně, jako na Marsu. Počátečním popudem, který vyvolal tuto dodnes se valící vlnu zájmu, byl v roce 1877 objev tajemných kanálů italským astronomem Giovanni Schiaparellim z hvězdárny Brera v Miláně. Na vývoj chápání Schiaparelliho objevu měl zřejmě vliv i nepřesný překlad italského termínu canale do angličtiny. Bylo možné si vybrat mezi slovy channel („průliv“) a canal („průplav“, „žlab“ nebo „stoka“). Velmi fantastické vysvětlení původu kanálů nabídl už v roce 1885 francouzský hvězdář a popularizátor astronomie Camille Flammarion, autor filozofických pojednání i beletristických vyprávění, pohybujících se na hraně science-fiction. Flammarion byl nadšeným propagátorem mimozemského života, a proto se nemohl vyhnout myšlence, že Schiaparelliho kanály by mohly být obrovským inženýrským dílem obyvatel Marsu. Pravdu však neměl. Na Marsu nenajdeme žádné zelené pidimužíky – Marťánky, neboť v drsném prostředí planety by se těžko mohli vyvinout. Avšak nemůžeme vyloučit přítomnost odolných mikroskopických organizmů, například podobných pozemským nanobakteriím. Nicméně hledání dosud nepřineslo žádné výsledky. Po životě v mikroskopických rozměrech na povrchu rudé planety pátraly dvě sondy Viking, které na povrchu Marsu přistály v roce 1976. Experimenty prováděné automatickými sondami se soustředily na zkoumání chemických aktivit, jimiž by se mohly prozradit marsovské mikroorganismy. Vědci do experimentů vkládali velké naděje, jejich výsledky však byly velmi diskutabilní. Nějaké procesy skutečně zaznamenány byly, dodnes však není jasné, zda byl jejich původ opravdu biologický nebo jen chemický. Ti, kteří věřili v inteligentní bytosti na Marsu, zklamala v roce 1998 zpráva o výsledcích podrobného fotografického průzkumu oblasti známé jako Tvář na Marsu sondou Mars Global Surveyor (MSG). Tvář je pouze obyčejná stolová hora dlouhá asi 2,5 km a široká 2 km, tyčící se do výšky 940 m, a bez stínů se vůbec nepodobá té lidské.

Nejpodrobnější průzkum Marsu stále pokračuje a vědci sbírají cenná data pomocí sond, která nám pomáhají odhalit minulost a současnost rudé planety. Služebně nejstarší sondou, která je stále aktivní, je sonda 2001 Mars Odyssey. Přestože již svou primární misi během let 2001 až 2004 splnila, v misi pokračuje na oběžné dráze. Jejím hlavním úkolem bylo zjišťování podrobného složení povrchu, zkoumání výskytu vody a průzkum polárních čepiček pomocí spektrometru. Na oběžnou dráhu Země byla vynesena pomocí nosné rakety Delta II. Sonda nashromáždila za celou dobu více než 130 000 snímků povrchu a nadále vysílá informace na Zemi. Měření Odyssey umožnila vědcům vytvořit mapy minerálních látek a chemických prvků a konec koncůi identifikovat oblasti, kde je pohřben vodní led. Odyssey hledala vhodné místo pro přistání sondy Phoenix se stejnojmenným roverem(uskutečnilo se v roce 2008) a poskytuje také klíčovou komunikační podporu probíhajícímu průzkumu Marsu: prostřednictvím své antény předává údaje z roverů Opportunity a Spirit, které byly umístěny na Marsu v roce 2004 v rámci mise Mars Exploration Rover(MER). V tuto chvíli provádí vozítka Spirit a Opportunity jediný přímý průzkum povrchu Marsu. Jedná se o identická mobilní robotická vozítka. Cílem mise je mimo jiné provádět výzkum hornin a půd, a to zejména v souvislosti s možností dřívější existence vody na povrchu, kalibrace a ověřování povrchového průzkumu, hledání geologických stop po okolních přírodních událostech. Během své více než pětileté mise vozítka pořídila tisíce snímků a vědeckých měření doposud nevídaného rozsahu a kvality, přestože jejich plánovaná životnost byla jen 90 dnů! S určitými omezeními pracují roboti dodnes. Nástupcem velmi úspěšných roverů Opportunity a Spirit při povrchovém průzkumu bude mise Mars Science Laboratory (MSL). Jedná se o mobilní vědeckou laboratoř, která bude přibližně pětkrát těžší než Spirit nebo Opportunity. Bude vybavena přístroji, které jsou modernější než u kterékoli jiné mise k Marsu v minulosti, součástí vybavení budou i nástroje umožňující podrobnou analýzu geologických vzorků přímo na místě. MSL bude pátrat po možnosti mikrobiálního života v minulosti či přítomnosti Marsu. Start nosné rakety Atlas V541 a zahájení letu mise MSL k Marsu je plánováno na prosinec 2011.

Na konec si ještě připomeňme dvojici aktivních sond na oběžné dráze. První je Mars Reconnaissance Orbiter, která odstartovala 12. srpna 2005, k planetě se dostala v březnu 2006, ale vědecká mise začala až v listopadu po navedení na nižší oběžnou dráhu. Hlavním cílem výzkumů je snímkování povrchu s vysokým rozlišením, což umožní detailní naplánování dalších expedic automatických sond. V období od ledna 2009 do prosince 2010 je sonda využívána jako retranslační družice pro zajišťování spojení s jinými sondami a automatickými laboratořemi na povrchu Marsu.

HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) – polychromatická kamera pracující ve viditelné oblasti spektra s vysokým rozlišením (30÷60 cm/pixel). MRO.
Druhá je Mars Express (MEX). Jedná se o vůbec první planetární sondu Evropské kosmické agentury. Sonda Mars Express měla získat nové informace o vesmírném sousedovi naší planety jak z orbitální dráhy, tak i přímým měřením na povrchu, kam vysadila přistávací modul Beagle 2. Beagle 2 byl samostatný přistávací modul nesený sondou Mars Express určený k exobiologickým experimentům na povrchu Marsu. Bohužel ale kvůli technické závadě se měkké přistání nezdařilo, modul se z povrchu Marsu nikdy neozval. Nicméně sonda Mars Express byla důležitou součástí flotily sond vyslané k Marsu v prvním desetiletí 21. století. Jedním z nejdůležitějších úkolů bylo zmapování podpovrchových zásob vody. V prosinci 2009 sonda pořídila unikátní záběr – vůbec poprvé se ocitly oba měsíce Marsu Phobos a Deimos společně na jednom fotografickém snímku. Snímky byly pořízeny pomocí kanálu SRC (Super Resolution Channel) kamery HRSC (High Resolution Stereo Camera). Kromě překvapujícího záběru tak tento snímek pomůže týmu HRSC ověřit a zpřesnit stávající modely oběžných drah obou měsíců.
Prvotní pozorování
Spolehlivou informaci o tom, kdy byla planeta Jupiter poprvé pozorována, nemáme k dispozici, pravděpodobně to ale bylo kolem roku 3 000 až 4 000 př. n.l. První záznam (převzato z knihy od Pavla Koubského, Planety naší sluneční soustavy) o pozorování planety Jupiter, je z roku 364 př. n.l., kdy čínský astronom Gan De pozoroval pouhým okem měsíc Jupitera, pravděpodobně Ganymedes.
Jupiter má měsíce
Jupiter má velké množství měsíců, velikost čtyř z nich je srovnatelná s velikostí našeho Měsíce; ostatní jsou řádově menší. Když je Jupiter v opozici a nejblíže k Zemi (tzv. perihélová opozice), tak se hvězdná velikost těchto velkých měsíců pohybuje mezi (5-6) mag. Tyto měsíce by byly viditelné pouhým okem, pokud by nebyly zakryté zářivým Jupiterem. Apertura a zvětšení dalekohledu, který Galileo Galilei používal v roce 1610, mu tyto čtyři "galileovské" měsíce umožnily objevit.

Stručný popis tělesa
Jupiter je se svým rovníkovým průměrem 142 800 km největší planetou ve sluneční soustavě. Je v pořadí pátou planetou od Slunce. Pokud by byl Jupiter dutý, tak by takto vzniklý prostor vyplnilo více než tisíc Zemí. Jeho hmotnost, 1,9•1027 kg, je větší než hmotnost všech ostatních planet dohromady. Svou přitažlivostí ovládá velké množství měsíců, jejich počet neustále narůstá. Čtyři z nich, Io, Europa, Ganymedes a Callisto byly objeveny Galileem již v roce 1610. Jako všechny plynné planety i tato má systém prstenců, ale velmi nejasný a zcela skrytý ze Země (prstenec byl objeven v roce 1979 pomocí kosmické sondy Voyager 1).
Tloušťka Jupiterovy atmosféry je zhruba 1 000 km a skládá se z plynného vodíku a helia s malým množstvím metanu, čpavku, vodních par a dalších sloučenin. S ohledem na velikost Jupitera s hloubkou poměrně rychle narůstají teplota i tlak, a proto se v hloubce asi 1 000 m nachází moře kapalného molekulárního vodíku. V hloubkách ještě větších je už tlak natolik velký, že má vodík tuhé, kovové skupenství.
Barevné šířkové pásy, atmosférické mraky a bouře ilustrují dynamický systém Jupiterova počasí. Charakter oblak se mění během hodin nebo dnů. Velká rudá skvrna je složitá anticyklóna pohybující se proti směru hodinových ručiček. Na krajích se zdá, že se materiál otočí během čtyř až šesti dní; blízko středu je pohyb nepatrný a velmi náhodný ve směru. V celém pásu mračen se nachází řada dalších malých bouří a vírů.
V polárních oblastech Jupitera byly pozorovány polárních záře podobné pozemským, které jsou způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Na vrcholcích mraků byly pozorovány mohutné oslňující blesky.
Jupiterův prstenec
Na rozdíl od komplikovaného a složitého systému prstenců u Saturnu, má Jupiter jednoduchý prstenec, který je složený z vnitřního halového prstence, hlavního prstence a pavučinového prstence. Podle kosmické sondy Voyager se zdál být pavučinový kroužek jako jednoduchý prstenec, ale obrázky z Galilea poskytly neočekávaný objev, že ve skutečnosti se jedná o prstence dva. Jeden kroužek je vložený uvnitř dalšího. Prstence jsou velmi tenké a jsou složeny z částeček prachu, které vznikly po rozbití meziplanetárních meteoroidů o čtyři malé vnější měsíce, Metis, Adrastea, Thebe a Amalthea. Mnoho těchto částeček dosahuje mikroskopických velikostí.
Halový prstenec (nejblíže k planetě) je toroidní a rozprostírá se ve vzdálenosti 92 000 km až 122 500 km od středu Jupitera. Je vytvořen jemnými částečky prachu, který vzniká z vnitřního okraje hlavního prstence, který se částečně "drobí" a padá směrem k planetě. Hlavní a jasnější prstenec se rozprostírá od okraje halo do vzdálenosti 128 940 km, skoro ke vnitřní dráze měsíce Adrastea. Poblíž dráhy měsíce Metis klesá jasnost hlavního prstence.
Dva nejasné pavučinové prstence jsou zcela stejné. Amalthea pavučinový prstenec (tak se nazývá první z nich, blíže k planetě) se rozprostírá od oběžné dráhy měsíce Adrastea k oběžné dráze měsíce Amalthea ve vzdálenosti 181 000 km od středu Jupitera. Nejasný Thebe pavučinový prstenec se rozprostírá od oběžné dráhy měsíce Amalthea k oběžné dráze měsíce Thebe ve vzdálenosti 221 000 km.
Jupiterovo prstence a měsíce se nacházejí v dosahu silného radiačního pásu elektronů a iontů chycených magnetickým polem planety. Tyto částice a pole zahrnují Jupiterovo magnetosféru nebo magnetické okolí, které na straně přivrácené ke Slunci dosahuje do vzdálenosti (3-7) milionů km a na opačné straně sahá díky slunečnímu větru až k dráze Saturnu, tj. do vzdálenosti 750 mil. km.
Venuše, vzdálená 108 milíonů km od slunce, proletí svou oběžnou
dráhu za 225 dní, její rotace okolo slunce je ovšem obrácená, tzn.
od východu na západ.
Složení atmosféry tvoří z 96% oxid uhličitý, 3,5% dusík
Celá planeta je zahalena mračky, které se vyskytují
50 až 70 km nad povrchem, z pravidla z nich prší, ale ne voda,
nýbrž kyselina sýrová. Teplota při opvrchu země je okolo 460C.
Povrch je pokrytý planinami sopečného původu, které jsou aktivní.
To znamená že povrch tvoří láva. Horské pásma jsou tvořena sopkami.
Všechny taktéž neustále aktivní.
Planeta je příliš teplá na to, aby si udržela byť jen sebemenší procento
vody. Bez dešťů a oceánů se oxidu uhličitého nelze zbavit. Díky nahromaděnému teplu, které atmosféra zadržuje tam panuje 10x
vyšší tlak než na zemi. Veškére sondy vyslané na Venuši byli buď
vypařeny v důsledku extrémních teplot, nebo rozmačkány v
důsledku tlaku, ta, která vydržela nejdéle, vydržela 127 minut.
Tato planeta nebude nikdy vhodná k ničemu...
Není ničím zvláštní, prostě další nehostinná planeta, takových jsou miliardy
Vysvětlení jména, jeho vzniku

Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených, kde žili héróové. V římském podání Saturnus prchl před vítězným Iovem do krajiny obklopené horami, kterou nazval Latium. V krajině vládl bájný král Ianus, který Saturna učinil svým spoluvládcem. Za vlády Saturnovy bylo v Itálii období zlatého věku. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnalie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky. Saturnus měl chrám na foru na úpatí Capitolia; chrám byl současně státním archivem a pokladnou. Báje vypráví, že Saturnus zplodil v podobě hřebce s Ókeanovnou Filyrou moudrého Kentaura Cheiróna. V pozdějších dobách byl Saturnus bohem symbolizujícím Čas.
Datum objevení, předpovězení tělesa
Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze. (O znalosti a zbožštění planet se lze dočíst v Platónově dialogu Timaios.)
Popis tělesa
Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.
Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.

Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg•m−3) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.

Při pohledu na Saturn v infračerveném spektru můžeme podrobněji rozeznat strukturu atmosféry. Snímek je složen ze tří obrázků pořízených zařízením NICMOS v Hubbleově teleskopu. Rozdílné barvy nám ukazují kolísající výšku a složení mračen krystalů amoniaku.

Viditelnost na obloze, čím jej můžeme pozorovat, jaké úkazy můžeme pozorovat
Na noční obloze lze planetu spatřit pouhýma očima, pokud se právě nenachází poblíž konjunkce se Sluncem.
V dalekohledu se planeta jeví jako nažloutlý zploštělý kotouček s tmavšími pruhy rovnoběžnými s rovníkem. Saturn je mnohem méně barvitý než Jupiter. Lze pozorovat pásy v odstínech žluté, hnědé, zřídka bílé skvrny, které po několika dnech či týdnech zanikají. Největší chloubou zůstává však soustava Saturnových prstenců.
Viditelnost a vzhled prstence Saturnu závisí na poloze planety na oběžné dráze kolem Slunce. Protože rovina prstence je skloněna k rovině oběžné dráhy Slunce, díváme se ze Země střídavě na severní nebo na jižní stranu prstence. Od zdánlivého "uzavření" (až zmizení) do největšího rozevření uplyne vždy asi 7,5 roku.
Doba uzavření prstenců je pro astronomy vhodným pozorovacím oknem k objevování nových Saturnových měsíců. K tomu také došlo v letech 1980 a 1981, kdy bylo spatřeno více než dvacet výskytů měsíců, mnohé však téhož tělesa.
Ze Země běžně pozorujeme dva nejjasnější prstence, označované A a B, oddělené zdánlivě prázdnou mezerou - Cassiniho dělením. Slabý, jakoby průsvitný prsten C, zvaný též krepový, lze spatřit jen většími dalekohledy. Ostatní prstence či jejich jemná struktura jsou pozorovatelné až kosmickými sondami.

Roční období na Saturnu
Na Saturnu nastává léto, když je nakloněn ke Slunci tak, že je Slunce v rovině s prstenci Saturnu a paprsky dopadají na povrch pod menším úhlem než v zimě. Tato dvě roční období se na Saturnu střídají asi jednou za 15 let.
Ovšem je nutno zmínit, že na povrchu se roční období zřejmě nijak neprojeví, což je způsobeno vlivem atmosféry a působením nitra Saturnu).

Historie astronomie Saturnu
Historicky se dokládá polovina července roku 1610 jako první teleskopické pozorování tehdy nejvzdálenější planety sluneční soustavy. Galileo Galilei si po tomto pohledu zapsal:
"Altissimum planetam tergeminum observari."
(Pozoroval jsem, že největší planeta je trojitá.)
Ovšem v září roku 1616 píše: "Oba průvodci již nejsou malé a zcela přesné koule ... nyní jsou mnohem větší, i když nevypadají jako koule. Jsou to dva půlměsíce, oddělené od Saturnu - jenž je jako vždy zcela kulatý - dvěma poněkud tmavšími trojúhelníky."
Cestu k objevu Saturnových prstenců také provází zvláštní okamžiky.
Ani Galileo Galilei, ani Pierre Gassendi nepřišli na kloub Saturnově chloubě. Johann Helveliusz uveřejňuje periodicitu jevu, za prstenec ho však stále ještě nepovažuje. Roku 1658 Christopher Wren poukazoval na eliptickou korónu kolem planety. Ovšem v té době se už holandský astronom Christiaan Huygens věnoval systematickému pozorování Saturnu pomocí 12 stop dlouhého dalekohledu při zvětšení asi padesátinásobném. V traktátu De Saturni Luna Observanti Nova z roku 1656 v anagramu popisuje i svou domněnku, kterou zveřejňuje v roce 1659 v díle Systema Saturnium:
"Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato."
(Je obklopen tenkým rovinným prstencem, který nikde s ním nesouvisí a je nakloněn k ekliptice.) G. D. Cassini roku 1675 zjišťuje, že prstenec je rozdělen na dva, vnější A a vnitřní B. James Clerk Maxwell a S. V. Kovalevská prokázali, že prstence nemohou být pevné, ale skládají se z mnoha částeček. To potrvdili i A. A. Bělopolskij a J. E. Keeler prokázáním, že vnější prstence se otáčejí pomaleji než vnitřní. To by nebylo možné, kdyby byl prstenec tuhé, jednolité těleso.