Saturn és el sisè planeta del sistema solar atenent la seva proximitat al Sol i el segon més gros, després de Júpiter. Es tracta d'un gegant gasós amb un radi mitjà d'aproximadament nou vegades el de la Terra. La seva densitat mitjana és una vuitena part de la densitat de la Terra, mentre que la seva massa és més de 95 vegades superior.
S'anomena així en honor del déu romà Saturn, equivalent al déu grec Cronos (el pare tità de Zeus), al babiloni Ninurta i a l'hindú Shani. El símbol de Saturn és una lligadura de les lletres gregues kappa-ro, una abreviatura del seu nom grec Kronos: 16px|.
El planeta Saturn està compost d'hidrogen, amb petites proporcions d'heli i traces d'altres elements. L'interior consisteix en un petit nucli de roca i gel, envoltat d'una capa gruixuda d'hidrogen metàl·lic i una capa gasosa exterior. L'atmosfera exterior té una aparença generalment uniforme, encara que hi poden aparèixer alguns detalls duradors. A Saturn, els vents poden arribar a una velocitat de 1.800 km/h, i són significativament més ràpids que els de Júpiter. Saturn té un camp magnètic planetari d'intensitat intermèdia entre el de la Terra i el més potent de Júpiter.
Saturn té un sistema d'anells prominent, que consisteix principalment en partícules de gel amb una menor quantitat de roques petites i pols. Se'n coneixen vuitanta-tres satèl·lits, sense comptar els centenars de «microsatèl·lits» dels anells. Tità, el satèl·lit més gros de Saturn i el segon més gros del sistema solar (després de Ganimedes, un de Júpiter), és més gros que el planeta Mercuri i és l'únic satèl·lit del sistema solar que té una atmosfera significativa.
Característiques físiques miniatura|esquerra|Comparació orientativa de les mides de Saturn i la Terra Per una combinació de tres factors —la baixa densitat, la ràpida rotació i que és molt fluid—, Saturn és un esferoide oblat; és a dir, està aixafat pels pols i sobresurt a l'equador. Els seus radis equatorials i polars difereixen almenys en un 10% —60.268 km contra 54.364 km. Els altres planetes de gas també són oblats, tot i que en un grau menor. Saturn és l'únic planeta del sistema solar que és menys dens que l'aigua, tret del nucli: la densitat específica del planeta és de 0,69 g/cm³ a causa de l'atmosfera gasosa. Per això, i com que la flotació depèn de la densitat, es podria dir que, si hi hagués un recipient d'aigua prou gran, Saturn hi flotaria, contràriament a la Terra, que té una densitat mitjana de 5,5 g/cm³. La massa de Saturn només és 95 vegades la de la Terra, mentre que la de Júpiter és 318 vegades la de la Terra, però només és un 20% més gran que Saturn.
Estructura interna Tot i que no s'ha pogut obtenir informació directa sobre l'estructura interna de Saturn, es creu que el seu interior és similar al de Júpiter, amb un petit nucli rocós —similar al de la Terra però més dens— envoltat principalment d'hidrogen i heli. Posteriorment, hi ha una capa més gruixuda d'hidrogen metàl·lic líquid, seguit d'una capa d'hidrogen líquid i heli; els 1.000 km més exteriors estan constituïts per una atmosfera gasosa. També hi ha traces de diferents tipus de gel. S'estima que la regió del nucli és entre 9 i 22 vegades la massa de la Terra. Saturn té un interior molt calent, que arriba a una temperatura d'11.700 °C al nucli. Irradia 2,5 vegades més energia a l'espai que la que rep del Sol, com Júpiter i Neptú. La majoria de l'energia afegida es genera pel mecanisme de Kelvin-Helmholtz (compressió gravitatòria lenta), però això podria no ser suficient per a explicar la producció de calor a l'interior de Saturn. Un altre mecanisme proposat pel qual Saturn podria generar calor és la «caiguda» de gotes d'heli molt a l'interior de Saturn, i que aquestes provoquin calor per fricció mentre travessen la capa d'hidrogen més lleuger.
Atmosfera miniatura|esquerra|Emissions de la temperatura de Saturn. La taca calenta de la part inferior de la imatge és el pol sud de Saturn. miniatura|esquerra|Imatge composta de fals color de Saturn feta per la Voyager 1 que ressalta característiques de les bandes de Saturn. L'atmosfera exterior de Saturn consisteix en un 96,3% d'hidrogen molecular i en un 3,25% d'heli.Saturn . Universe Guide. Consultat el 29 de març de 2009. També s'han detectat traces d'amoníac, acetilè, età, fosfina i metà. Els núvols superiors de Saturn estan compostos de cristalls d'amoníac, mentre que els núvols baixos estan compostos d'hidrosulfit d'amoni o bé d'aigua. L'atmosfera de Saturn és significativament deficient en heli amb relació a l'abundància d'elements del Sol.
No es coneix bé la quantitat d'elements més pesats que l'heli que hi ha, però s'assumeix que les proporcions són les de les abundàncies primordials de la formació del sistema solar. S'estima que la massa total d'aquests elements és unes 19-31 vegades la massa de la Terra, una bona fracció de la qual es troba a dins del nucli de Saturn.
Capes de núvols L'atmosfera de Saturn mostra un patró amb bandes, similar al de Júpiter (té la mateixa nomenclatura), però les bandes de Saturn són molt més clares i més properes a l'equador. A les profunditats hi ha una capa de gel d'aigua. A sobre d'aquesta capa, hi ha possiblement una capa d'hidrosulfit d'amoni, que s'estén uns 50 km i es troba a uns –93 °C. Vuitanta quilòmetres més amunt, hi ha núvols de gel d'amoníac, en què les temperatures són d'aproximadament −153 °C. Gairebé a dalt de l'atmosfera, de 200 km a 270 km, hi ha hidrogen i heli gasosos. Els vents de Saturn són dels més ràpids del sistema solar. Dades de les Voyager indiquen que els pics de vents són de 500 m/s (1.800 km/h). Els patrons de capes de núvols fines de Saturn no van ser observats fins a l'arribada de les Voyager que van sobrevolar el planeta. Des de llavors, els telescopis terrestres han millorat i ja es poden veure.
miniatura|Hemisferi nord de Saturn, vist per la sonda Cassini-Huygens De tant en tant, l'atmosfera de Saturn, generalment llisa, mostra característiques comunes amb la de Júpiter. El 1990, el telescopi espacial Hubble va observar un núvol blanc enorme a prop de l'equador de Saturn que no era present durant el programa Voyager i, el 1994, es va observar una tempesta més petita. La tempesta del 1990 va ser un exemple de la Gran Taca Blanca, un fenomen curt que ocorre cada any saturnià, que són uns 30 anys terrestres. S'havien observat altres Grans Taques Blanques el 1876, 1903 i 1960, i n'és la del 1933 la més coneguda. Si es manté la periodicitat, en succeirà una altra l'any 2020.Patrick Moore, ed., 1993 Yearbook of Astronomy, (London: W.W. Norton & Company, 1992), Mark Kidger, «The 1990 Great White Spot of Saturn», p. 176-215.
En imatges recents de la sonda Cassini-Huygens, l'hemisferi nord del planeta sembla d'un blau brillant, com Urà. Aquest color blau no es pot observar actualment des de la Terra, perquè està tapat pels anells. És probable que sigui provocat per la difusió de Rayleigh.
Imatges infraroges han mostrat que el pol sud de Saturn té un vòrtex polar calent, l'únic exemple d'aquest fenomen (conegut) al sistema solar. Mentre que, generalment, les temperatures de Saturn són de −185 °C, les temperatures del vòrtex arriben a −122 °C. Es creu que és la taca més calenta de Saturn.
Patró de vents hexagonal del pol nord miniatura|Patró de vents hexagonal del pol nord, descobert per la Voyager 1 i confirmat el 2006 per la sonda Cassini. A les imatges de la Voyager 1, es va detectar per primer cop un patró de vents persistent a prop del vòrtex del pol nord, a uns 78°N. Al contrari que al pol nord, imatges del Hubble del pol sud revelen la presència d'un corrent en jet i cap vòrtex polar fort. La NASA va informar, el novembre del 2006, que la sonda Cassini havia observat una tempesta «semblant a un huracà» enclavada al pol sud, que tenia una paret de l'ull de cicló ben definida. Aquesta observació és particularment notable perquè els núvols amb paret d'ull de cicló no s'havien vist anteriorment en cap altre planeta, a part de la Terra (cal afegir un fracàs en un intent per observar-ne una a la Gran Taca Vermella de Júpiter).
Els costats rectes de l'hexàgon septentrional fan uns 13.800 km de llarg, i són més llargs que el diàmetre de la Terra. L'estructura sencera rota amb un període de 10h 39 m 24s, el mateix període que el de les emissions de ràdio del planeta, que s'assumeix que és el mateix que l'interior de Saturn. L'origen del patró és un motiu d'especulació. La majoria d'astrònoms creuen que va ser provocada per un patró en forma d'ona de l'atmosfera; però l'hexàgon podria ser una aurora nova.
Magnetosfera
miniatura|Fotografia de Saturn del Hubble mostrant dues aurores polars Saturn té un camp magnètic intrínsec, que té una forma simple i simètrica: un dipol magnètic. La seva força a l'equador —0,2 gauss (20 µT)— és aproximadament una vintena part el camp magnètic al voltant de Júpiter i una mica més feble que el de la Terra. En conseqüència, la magnetosfera de Saturn és molt més petita que la de Júpiter i s'estén una mica més enllà de l'òrbita de Tità. Molt probablement, el camp magnètic es genera de manera similar a la de Júpiter, mitjançant corrents a la capa d'hidrogen metàl·lic, el que s'anomena dinamo d'hidrogen metàl·lic. De forma similar als altres planetes, aquesta magnetosfera actua de manera eficient desviant les partícules de vent solar del Sol.
Òrbita i rotació La distància mitjana entre Saturn i el Sol és d'uns 1.400.000.000 km (9 ua). Amb una velocitat orbital mitjana de 9,69 km/s, triga 10.759 dies (o 29½ anys), a acabar una revolució al voltant del Sol. L'òrbita el·líptica de Saturn està inclinada 2,48° respecte al pla orbital de la Terra. Com que té una excentricitat orbital de 0,056, la distància entre Saturn i el Sol varia aproximadament 155.000.000 km entre el periheli i l'afeli, que són, respectivament, els punts més propers i distants del planeta al voltant del seu camí orbital.
Segons la latitud, les diferents característiques visibles de Saturn roten a diverses velocitats i s'han assignat períodes de rotació múltiples en diverses regions (com a Júpiter): el sistema I té un període de 10 h 14 min 00 s (844,3°/d) i engloba la zona equatorial, que s'estén des del límit septentrional del cinturó equatorial meridional fins al límit meridional del cinturó equatorial septentrional. A la resta de latituds saturnianes, s'ha assignat un període de rotació de 10 h 39 min 24 s (810,76°/d), que és el sistema II. El sistema III, basat en emissions de ràdio del planeta durant els vols de les Voyager, té un període de 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/d); i com que està molt a prop del sistema II l'ha substituït en gran part.
Es desconeix un valor precís del període de rotació de l'interior. Quan s'apropava a Saturn el 2005, la sonda Cassini va descobrir que el període de rotació de ràdio de Saturn havia augmentat apreciablement, a uns 10 h 45 m 45 s (± 36 s). El motiu d'aquest canvi és desconegut; es creia que era a causa d'un moviment de la font de ràdio a una altra latitud de dins de Saturn amb un període de rotació diferent, en lloc d'un canvi en la rotació de Saturn.
Més tard, el març del 2007, es va descobrir que la rotació de les emissions de ràdio no traçava la rotació del planeta, sinó que es produïa per convecció del disc de plasma, que depèn d'altres factors a part de la rotació del planeta. Es va informar que la variació de la rotació mesurada podria ser provocada per activitat de guèisers al satèl·lit de Saturn, Encèlad. El vapor d'aigua emès a l'òrbita de Saturn per aquesta activitat esdevé carregat i afebleix el camp magnètic de Saturn, alentit la seva rotació respecte a la del planeta. Llavors, es va afirmar que no hi havia cap mètode per a determinar la ràtio de rotació del nucli de Saturn.
L'última estimació de la rotació de Saturn, basant-se en una compilació de mesures de la sonda Cassini, els Voyager i la Pioneer, va permetre afirmar que era de 10 hores, 32 minuts, 35 segons.
Satèl·lits naturals