Saturn – gazowy olbrzym, szósta od Słońca planeta Układu Słonecznego, druga po Jowiszu pod względem masy i wielkości. Charakterystyczną jego cechą są bardzo wyraźne pierścienie, składające się głównie z lodu i w mniejszej ilości z odłamków skalnych; inne planety-olbrzymy także mają systemy pierścieni, ale żaden z nich nie jest tak rozległy ani tak jasny. W kwietniu 2026 roku znanych było 292 naturalnych satelitów Saturna, najwięcej wśród planet.
Jego średnica jest 9 razy większa od średnicy Ziemi. Chociaż jego gęstość (700 kg/m³) to tylko jedna ósma średniej gęstości Ziemi, ze względu na wielokrotnie większą objętość, masa Saturna jest 95 razy większa niż masa Ziemi.
We wnętrzu Saturna panują wysokie ciśnienie i temperatura. Wnętrze gazowego olbrzyma najprawdopodobniej składa się z jądra z żelaza, niklu, krzemu i tlenu, otoczonego warstwą metalicznego wodoru, warstwy pośredniej ciekłego wodoru i ciekłego helu oraz zewnętrznej warstwy gazowej. Prąd elektryczny w warstwie metalicznej wodoru generuje pole magnetyczne Saturna, które jest nieco słabsze niż pole magnetyczne Ziemi i ma około jedną dwudziestą natężenia pola wokół Jowisza. Zewnętrzna warstwa atmosfery zazwyczaj jest spokojna, choć mogą utrzymywać się na niej długotrwałe układy burzowe. Na Saturnie wieją wiatry o prędkości ok. 1800 km/h; są one silniejsze niż na Jowiszu. Ze względu na szybki obrót wokół własnej osi, jest silnie spłaszczony na biegunach. Ta cecha jest na tyle duża, że widać ją nawet przez niewielkie teleskopy.
Saturn posiada 7 pierścieni oznaczanych literami od A do G, składających się głównie z cząsteczek lodu, a także ze skał i pyłu kosmicznego. Potwierdzono odkrycie 146 księżyców krążących wokół planety, spośród których jedynie 63 ma oficjalne nazwy. Do tego dochodzą setki „księżyców karłowatych” w pierścieniach planetarnych. Tytan to drugi co do wielkości księżyc w Układzie Słonecznym (po księżycu Jowisza Ganimedesie), jest większy od planety Merkury i jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym posiadającym gęstą atmosferę.
Warunki fizyczne thumb|left|Porównanie rozmiarów Saturna i Ziemi Ze względu na małą gęstość, szybki obrót i płynny stan większości tworzącej go materii Saturn jest spłaszczony na biegunach i wybrzuszony na równiku. Jego równikowe i biegunowe promienie różnią się prawie o 10% (równikowy – 60 268 km, biegunowy – 54 364 km). Pozostałe planety-olbrzymy są również spłaszczone, lecz w mniejszym stopniu. Saturn to jedyna planeta w Układzie Słonecznym o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Chociaż jądro Saturna jest znacznie gęstsze od wody, to ze względu na gazową atmosferę średnia gęstość planety to zaledwie 0,69 g/cm³. Masa Saturna jest 95 razy większa niż masa Ziemi. Dla porównania Jowisz ma masę 318 razy większą niż Ziemia, choć jego średnica jest tylko o około 20% większa niż średnica Saturna.
Struktura wewnętrzna Choć nie ma bezpośrednich informacji o wewnętrznej strukturze Saturna, uważa się, że jego wnętrze jest podobne do wnętrza Jowisza. Składa się z małego skalistego jądra otoczonego głównie przez wodór i hel. Skaliste jądro podobne jest w składzie do Ziemi, ale gęstsze. Jądro otacza grubsza warstwa płynnego metalicznego wodoru, następnie warstwa ciekłego wodoru i helu oraz zewnętrzna, gruba na 1000 km, gazowa atmosfera. W atmosferze obecne są również śladowe ilości różnych substancji lotnych. Masa jądra jest szacowana na 9–22 mas Ziemi. Saturn ma bardzo gorące wnętrze; temperatura w centrum osiąga 11 700 °C. Promieniuje on w przestrzeń kosmiczną 2,5 raza więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Większość dodatkowej energii jest generowana przez mechanizm Kelvina-Helmholtza (powolne zapadanie grawitacyjne), ale samo to może nie wystarczyć do wyjaśnienia wytwarzania ciepła przez Saturna. Być może dodatkowym źródłem ciepła jest opad kropel helu w głąb planety poprzez lżejszy wodór i rozpraszanie energii poprzez tarcie.
centre|Budowa Saturna
Atmosfera thumb|left|Emisja ciepła przez Saturna: szczególnie gorący punkt znajduje się przy biegunie południowym Saturna Zewnętrzne warstwy atmosfery Saturna składają się z 96,3% wodoru i 3,25% helu. Wykryto śladowe ilości amoniaku, acetylenu, etanu, fosforowodoru i metanu. Górna warstwa chmur na Saturnie składa się z kryształów amoniaku, podczas gdy niższa wydaje się mieć w składzie albo kwaśny siarczek amonu (NH4SH), albo wodę. Atmosfera Saturna jest zubożona w hel w stosunku do jego ilości na Słońcu. Zawartość pierwiastków cięższych od helu nie jest dokładnie znana; zakłada się, że występują one w takich proporcjach, jakie występowały w czasie powstania Układu Słonecznego. Całkowita masa tych pierwiastków jest szacowana na 19–31 razy więcej niż masa Ziemi, a znaczna ich część znajduje się w jądrze planety.
Warstwy chmur Atmosfera Saturna jest podobna do atmosfery Jowisza i tak jak ona składa się z równoleżnikowo ułożonych pasów, jednak pasma chmur Saturna są znacznie mniej wyraźne i o wiele szersze w pobliżu równika. W głębi istnieje warstwa chmur składających się z lodu, grubości około 10 km, gdzie temperatura wynosi ok. −23 °C. Powyżej tej warstwy jest prawdopodobnie warstwa zawierająca kryształki zamrożonego wodorosiarczku amonu, która rozciąga się na kolejne 50 km i ma około −93 °C. Osiemdziesiąt kilometrów ponad tą warstwą znajduje się warstwa, w której chmury tworzy lód amoniakalny, a temperatura jest równa około −153 °C. Górną część atmosfery, rozciągającą się do wysokości 200–270 km ponad widocznymi chmurami amoniaku, tworzą gazowy wodór i hel. Wiatry na Saturnie są jednymi z najszybszych w Układzie Słonecznym. Dane z Voyagera wskazują, że prędkość wschodniego wiatru dochodziła do 500 m/s (1800 km/h); drobnoskalowa struktura chmur Saturna nie była dostrzegana do czasu przelotów sond Voyager. Od tego czasu jednak rozdzielczość naziemnych teleskopów wzrosła na tyle, że możliwe są regularne obserwacje.
thumb|Zdjęcie półkuli planety skrytej w cieniu pierścieni, zrobione przez sondę Cassini 27 października 2004 r. Widoczny jest księżyc Mimas. W zwykle pozbawionej wyrazistych szczegółów atmosferze planety od czasu do czasu pojawiają się owalne struktury, podobne do występujących na Jowiszu. W 1990 Kosmiczny Teleskop Hubble’a zaobserwował ogromny biały obłok w pobliżu równika planety, który nie był obecny podczas przelotu Voyagerów, a w 1994 zaobserwowano inną, mniejszą burzę. W 1990 przez krótki okres widoczna była Wielka Biała Plama, występująca na Saturnie raz w ciągu jednego obiegu wokół Słońca (około 30 lat ziemskich), na północnej półkuli około saturniańskiego przesilenia letniego. Wielką Białą Plamę obserwowano poprzednio w latach: 1876, 1903, 1933 i 1960. Jeśli okresowość jej występowania zostanie zachowana, kolejna burza wystąpi około roku 2020.
Na zdjęciach wykonanych przez sondę Cassini północna półkula Saturna ma jasnoniebieski kolor, podobny jak na Uranie, co ukazuje zamieszczona fotografia. Zjawisko to jest okresowo niewidoczne z Ziemi – gdy pierścienie Saturna zasłaniają widok północnej półkuli planety. Kolor ten najprawdopodobniej jest powodowany przez rozpraszanie Rayleigha.
Obrazy w podczerwieni wykazały, że na południowym biegunie Saturna występuje ciepły wir polarny; takie wiry występują także na innych planetach w Układzie Słonecznym, ale nigdzie indziej nie są one cieplejsze niż otoczenie. Podczas gdy temperatura na Saturnie to zwykle , temperatura w wirze często sięga powyżej , uważa się więc, że jest on najcieplejszym miejscem w widocznej warstwie atmosfery Saturna.
Wielka sześciokątna burza nad biegunem północnym
thumb|Sześciokątna burza na północnym biegunie Saturna odkryta przez sondę Voyager 1 i potwierdzona w 2006 przez sondę Cassini Utrzymujący się sześciokątny falowy wzór wokół północnego wiru polarnego w atmosferze 78°N po raz pierwszy zauważono na zdjęciach Voyagera. W przeciwieństwie do bieguna północnego, obrazy z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a w regionie bieguna południowego wskazują na obecność prądów strumieniowych, nie stwierdzają silnego wiru polarnego ani sześciokątnej struktury. W listopadzie 2006 roku NASA doniosła, że sonda Cassini zaobserwowała cyklon na biegunie południowym, który posiadał wyraźne oko. Strukturę taką obserwowano dotąd tylko na Ziemi (sonda Galileo nie zdołała dostrzec oka Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu).
Prosty bok „sześciokąta” na biegunie ma długość około 13 800 km. Okres obrotu całego cyklonu to 10 h 39 min 24 s i jest równy okresowi emisji radiowych z Saturna, który uznaje się za równy okresowi obrotu planety. Sześciokątna struktura nie przesuwa się więc i nie zmienia długości planetograficznej, tak jak inne chmury widoczne w atmosferze.
Przyczyna powstawania tej struktury jest obiektem spekulacji. Większość astronomów uważa, że jest ona rodzajem fali stojącej w atmosferze; jednakże sześciokąt może być związany ze zjawiskiem zorzy polarnej. Kształt wielokąta udało się uzyskać w wirujących płynach także w ziemskich laboratoriach, ale związek takich wirów z zachowaniem atmosfery Saturna nie jest pewny.
Magnetosfera thumb|left|Zdjęcia Saturna w zakresie światła widzialnego, z nałożonym obrazem ultrafioletowej emisji południowej zorzy polarnej thumb|Zdjęcie wykonane przez teleskop Hubble’a, ukazujące obie zorze polarne na Saturnie Saturn ma wewnętrzne pole magnetyczne, które ma kształt dipola magnetycznego. Jego natężenie na równiku wynosi 20 μT (0,2 Gausa), czyli około jednej dwudziestej natężenia pola magnetycznego Jowisza i jest nieco słabsze niż pole magnetyczne Ziemi. Magnetosfera Saturna jest znacznie mniejsza niż magnetosfera Jowisza i sięga nieco poza orbitę Tytana. Najprawdopodobniej pole magnetyczne jest generowane, podobnie jak w Jowiszu, przez prąd płynący w warstwie metalicznego wodoru, zgodnie z mechanizmem dynama magnetohydrodynamicznego. Podobnie jak w przypadku innych planet, magnetosfera skutecznie zapobiega przenikaniu cząstek wiatru słonecznego do atmosfery planety. Orbita Tytana znajduje się w zewnętrznej części magnetosfery Saturna, co przyczynia się do występowania zjonizowanych cząstek w zewnętrznych warstwach atmosfery Tytana.
Orbita i obrót Średnia odległość Saturna od Słońca wynosi ponad 1 400 000 000 km (9,5 au). Przy średniej prędkości orbitalnej 9,68 km/s Saturn potrzebuje 10 759 dni ziemskich (29,5 roku) do wykonania jednego pełnego obiegu wokół Słońca. Orbita Saturna jest nachylona o 2,48° względem płaszczyzny orbity Ziemi. Ze względu na mimośród orbity równy 0,056 odległość Saturna od Słońca zmienia się o około 155 000 000 km między peryhelium i aphelium.
Struktury widoczne na Saturnie obracają się w różnym tempie zależnie od szerokości planetograficznej (podobnie jak w przypadku Jowisza); zjawisko to nazywa się rotacją różnicową. System I ma okres obrotu 10 h 14 min 00 s (844,3°/dobę), obejmuje on strefę równikową, położoną pomiędzy północnym i południowym pasem równikowym. Wszystkim pozostałym obszarom powierzchni planety przypisano okres rotacji 10 h 39 min 24 s (810,76°/doby); stosuje się tu nazwę System II. System III, oparty na obserwacjach radiowych planety wykonanych w okresie misji Voyagera ma okres obrotu 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/dzień), bliski systemowi II.
Dokładny czas obrotu wnętrza Saturna pozostaje niezbadany. Przy zbliżaniu się do Saturna w 2004 roku sonda Cassini zarejestrowała, że okres obrotu Saturna (wyznaczony na podstawie emisji radiowych) wzrósł do około 10 h 45 min 45 s (± 36 s). Przyczyna tych zmian nie jest znana, zasugerowano jednak, że są one spowodowane przemieszczeniem źródła fal radiowych wewnątrz Saturna na inną szerokość planetograficzną, posiadającą inny okres obrotu, a nie zmianą tempa rotacji całej planety.