Os anéis de Saturno são o mais extenso sistema de anéis de todos os planetas do Sistema Solar. Eles consistem em incontáveis pequenas partículas, cujo tamanho varia de micrômetros a metros, em órbita ao redor de Saturno. As partículas dos anéis são compostas quase totalmente de gelo de água, com um componente residual de material rochoso. Ainda não há um consenso quanto ao mecanismo da sua formação. Embora modelos teóricos tenham indicado que os anéis provavelmente se formaram no início da história do Sistema Solar, novos dados da sonda Cassini sugerem que eles se formaram relativamente tarde.
Embora a reflexão pelos anéis aumente o brilho de Saturno, eles não são visíveis da Terra a olho nu. Em 1610, um ano depois que Galileu Galilei virou um telescópio para o céu, ele se tornou a primeira pessoa a observar os anéis de Saturno, embora ele não os pudesse ver suficientemente bem para discernir sua verdadeira natureza. Em 1655, Christiaan Huygens foi a primeira pessoa a descrevê-los como um disco em torno de Saturno. O conceito de que os anéis de Saturno são feitos de uma série de pequenos anéis pode ser atribuído a Pierre-Simon Laplace, embora verdadeiros espaços sejam poucos – é mais correto pensar que os anéis são uma coroa circular cuja densidade e brilho possuem máximos e mínimos concêntricos. Na escala dos aglomerados entre os anéis há muito espaço vazio.
Os anéis possuem numerosas lacunas, onde a densidade de partículas cai abruptamente: duas delas abertas por luas encaixadas entre eles, e muitas outras em locais com ressonâncias orbitais desestabilizadoras com as luas de Saturno. Outras lacunas permanecem inexplicadas. Ressonâncias estabilizadoras, por outro lado, são responsáveis pela longevidade de diversos anéis, como o Anel Titã e o Anel G.
Bem além dos anéis principais está o Anel Febe, que presumidamente se formou de Febe e, portanto, compartilha o seu movimento orbital retrógrado. Ele está alinhado com o plano orbital de Saturno. Saturno tem uma inclinação axial de 27 graus, logo este anel está inclinado a um ângulo de 27 graus em relação aos anéis mais visíveis orbitando acima do equador de Saturno.
História Trabalho de Galileu thumb|upright=1.2|Galileu foi o primeiro a observar os anéis, em 1610 Galileu Galilei foi o primeiro a observar os anéis de Saturno, em 1610, usando seu telescópio, mas ele não foi capaz de identificá-los como tal. Ele escreveu ao Grão-Duque da Toscana que “O planeta Saturno não está sozinho, mas é composto de três, que quase se tocam e nunca se movem ou mudam um em relação ao outro. Eles estão arranjados em uma linha paralela ao zodíaco, e o do meio (o próprio Saturno) tem cerca de três vezes o tamanho dos laterais”. Ele também descreveu os satélites como as “orelhas de Saturno”. Em 1612, a Terra passou pelo plano dos anéis, e eles ficaram invisíveis. Mistificado, Galileu anotou “Eu não sei o que dizer em um caso tão surpreendente, tão pouco visto e tão novo.” Ele refletiu “Terá Saturno devorado seus filhos?” – referindo-se ao mito do titã Saturno devorando suas crias para evitar a profecia de eles destruindo-o. Ele ficou confuso quando os anéis apareceram de novo em 1613.
Os astrônomos antigos usavam anagramas como um tipo de esquema de compromisso para registrar novas descobertas, antes que seus resultados estivessem prontos para publicação. Galileu usou smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras para Altissimum planetam tergeminum observavi (“Eu observei que o planeta mais distante possui uma forma tripla”) para a descoberta dos anéis de Saturno.
Teoria do anel, observações e exploração thumb|upright=1.2|Robert Hooke registrou as sombras (a e b) lançadas pelo globo sobre os anéis e vice-versa neste desenho de Saturno de 1666 Em 1657, Christopher Wren se tornou professor de Astronomia no Gresham College, em Londres. Ele vinha fazendo observações de Saturno desde 1652 com o objetivo de explicar sua aparência. Sua hipótese foi escrita em De corpori saturni, em que ele chegou perto de sugerir que o planeta tinha um anel. Entretanto, Wren não estava certo sobre se o anel era independente do planeta ou fisicamente ligado a ele. Antes que a teoria de Wren fosse publicada, Christiaan Huygens apresentou sua teoria dos anéis de Saturno. Wren imediatamente reconheceu que esta hipótese era melhor que a sua, e De corpore saturni nunca foi publicada.
Huygens foi o primeiro a sugerir que Saturno era circundado por um anel destacado do planeta. Usando um telescópio de refração de 50x que ele mesmo havia projetado, muito superior aos disponíveis para Galileu, Huygens observou Saturno e, em 1656, como Galileu, publicou o anagrama aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu. Quando confirmou suas observações, três anos mais tarde, ele revelou o significado: "Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato", ou seja, "Ele (Saturno) é circundado por um anel fino e plano, não tocado em nenhum lugar, inclinado em relação à eclíptica." Robert Hooke foi outro observador inicial dos anéis de Saturno, e registrou o lançamento de sombras nos anéis.
Em 1675, Giovanni Domenico Cassini determinou que o anel de Saturno era composto de múltiplos anéis menores, com lacunas entre eles; a maior dessas lacunas foi mais tarde denominada a Divisão Cassini. Esta divisão é uma região com 4 800 quilômetros de largura, entre os Anéis A e B.
Em 1787, Pierre-Simon Laplace provou que um anel sólido uniforme seria instável e sugeriu que os anéis eram compostos de um grande número de pequenos anéis sólidos.
Em 1859, James Clerk Maxwell demonstrou que um anel sólido não uniforme, pequenos anéis sólidos ou um anel contínuo fluido também não seriam estáveis, indicando que o anel deveria ser composto de numerosas partículas pequenas, todas orbitando Saturno independentemente. Mais tarde, Sofia Kovalevskaya também concluiu que os anéis de Saturno não podiam ser corpos líquidos em forma de anel. thumb|esquerda|Visão da Voyager 2 de Saturno fazendo sombra sobre seus anéis. Quatro satélites, duas de suas sombras e raios anelares são visíveis
Quatro sondas robóticas observaram os anéis de Saturno a partir das vizinhanças do planeta. A maior aproximação de Saturno da Pioneer 11 ocorreu em setembro de 1979, à distância de 20 900 quilômetros. A Pioneer 11 foi a responsável pela descoberta do Anel F. A maior aproximação da Voyager 1 ocorreu em novembro de 1980, à distância de 64 200 quilômetros. Um fotopolarímetro com defeito impediu a Voyager 1 de observar os anéis com a resolução planejada, entretanto as imagens da sonda forneceram detalhe sem precedente do sistema de anéis e revelaram a existência do Anel G. A maior aproximação da Voyager 2 ocorreu em agosto de 1981, à distância de 41 000 quilômetros. O fotopolarímetro funcionando permitiu a observação do sistema de anéis com maior resolução do que a da Voyager 1, levando à descoberta de muitos anéis menores não vistos anteriormente. A sonda Cassini entrou em órbita de Saturno em julho de 2004. As imagens dos anéis feitas pela Cassini são até hoje as mais detalhadas, e foram responsáveis pela descoberta de ainda mais anéis menores.
Os anéis são nomeados alfabeticamente, na ordem em que foram descobertos (A e B em 1675 por Giovanni Domenico Cassini, C em 1850 por William Cranch Bond e seu filho George Phillips Bond, D em 1933 por Nikolai P. Barabachov e B. Semejkin, E em 1967 por Walter A. Feibelman, F em 1979 pela Pioneer 11 e G em 1980 pela Voyager 1). Os anéis principais são, olhando-se para fora do planeta, C, B e A, com a Divisão Cassini, a maior lacuna, separando os Anéis B e A. Diversos anéis mais tênues foram descobertos mais recentemente. O Anel D é extremamente tênue e é o mais próximo do planeta. O estreito Anel F está logo depois do Anel A. Depois desses, estão dois anéis bem mais tênues chamados G e E. Os anéis mostram uma enorme quantidade de estruturas em todas as escalas, algumas relacionadas a perturbações pelas luas de Saturno, mas muitas inexplicadas.
Inclinação axial de Saturno thumb|Simulação da aparência de Saturno visto da Terra, no curso de um ano de Saturno A inclinação axial de Saturno é de 26,7°, significando que as vistas dos anéis obtidas a partir da Terra são largamente variáveis em épocas diferentes, nas quais os anéis visíveis ocupam o plano equatorial. A Terra faz passagens pelo plano dos anéis a cada 13 a 15 anos, aproximadamente a cada meio ano de Saturno, e há chances aproximadamente iguais de um ou três cruzamentos ocorrerem em cada ocasião dessas. Os mais recentes cruzamentos do plano dos anéis ocorreram em 22 de maio de 1995, 10 de agosto de 1995, 11 de fevereiro de 1996 e 4 de setembro de 2009; os próximos eventos serão em 23 de março de 2025, 15 de outubro de 2038, 1° de abril de 2039 e 9 de julho de 2039. Oportunidades favoráveis de observação de cruzamentos do plano de anéis (com Saturno não próximo ao Sol) só ocorrem durante os cruzamentos triplos.
Os equinócios de Saturno, quando o Sol passa pelo plano dos anéis, não são espaçados por igual: em cada órbita o Sol está ao sul do plano de anéis por 13,7 anos, depois ao norte do plano por 15,7 anos. A excentricidade orbital de Saturno, de 0,0565, é a maior dos planetas gigantes do Sistema Solar, e cerca de três vezes a da Terra. A sua apside é atingida próximo do solstício de verão do seu hemisfério norte. Datas para os equinócios de outono no hemisfério norte incluem 19 de novembro de 1995 e 6 de maio de 2025, com os equinócios setentrionais de primavera em 11 de agosto de 2009 e 23 de janeiro de 2039. No período próximo ao equinócio, a iluminação da maior parte dos anéis é bastante reduzida, tornando possíveis observações únicas ressaltando características que saiam do plano de anéis.
Características físicas
thumb|Uma visão da sonda Cassini do lado não iluminado dos anéis de Saturno (9 de maio de 2007) Os densos anéis principais se estendem de 7 000 km a 80 000 km de distância do equador de Saturno, cujo raio é de 60 300 km (ver Subdivisões principais). Com uma espessura local estimada entre 10 m e 1 km, eles são compostos em 99,9% de gelo de água pura, com uma quantidade residual de impurezas que podem incluir tolinas ou silicatos. Os anéis principais são compostos principalmente de partículas variando em tamanho de 1 cm a 10 m.
A Cassini mediu diretamente a massa do sistema de anéis por meio do efeito gravitacional deles durante o conjunto final de órbitas em que a sonda passou entre os anéis e o topo de nuvens, chegando a um valor de 1,54 (± 0,49) × 1019 kg, ou 0,41 ± 0,13 massa de Mimas. Isto é tão massivo quanto cerca de metade da massa da plataforma de gelo antártico na Terra, espalhada por uma área 80 vezes maior que a da Terra. A estimativa está próxima do valor de 0,40 massa de Mimas derivada das observações da Cassini de ondas de densidade nos Anéis A, B e C. É uma fração pequena da massa total de Saturno (cerca de 0,25 ppb). Observações antigas da Voyager de ondas de densidade nos Anéis A e B e um perfil óptico de profundidade tinham levado a uma massa de cerca de 0,75 massa de Mimas, mas observações posteriores e modelagens de computador sugeriram que o valor estava subestimado.