Saturn

Saturn je šiesta planéta Slnečnej sústavy v poradí od Slnka, po Jupiteri druhá najväčšia z planét. Je známa i z prehistorického obdobia. Pomenovaný bol podľa rímskeho boha Saturna, ktorý je obdobou gréckeho Krona. Astronomický symbol pre Saturn je ♄.

Saturn patrí medzi joviálne planéty, to znamená, že nemá pevný povrch, ale len hustú atmosféru, ktorá postupne prechádza do plášťa. Atmosféra je tvorená prevažne vodíkom, ktorý tvorí 96,3 % jej objemu. Viditeľný povrch planéty tvorí svetložltá vrstva mrakov s nejasnými pásmi rôznych odtieňov, ktoré sú rovnobežné s rovníkom. Teplota v hornej oblačnej vrstve dosahuje −140 °C. Hmotnosť planéty je približne 95-krát väčšia ako hmotnosť Zeme, má však zo všetkých planét najmenšiu hustotu: len 0,6873 g/cm³ a ako jediná planéta v slnečnej sústave je ľahšia než voda. Saturn je známy najmohutnejšou sústavou prstencov zo všetkých planét slnečnej sústavy. Jeho hlavné prstence, ktoré sú označené veľkými písmenami, možno pozorovať zo Zeme už aj malým ďalekohľadom. Okolo planéty obieha tiež početná rodina mesiacov, z ktorých najväčší je Titan, jediný mesiac v slnečnej sústave s hustou atmosférou.

Jeden obeh Saturna okolo Slnka trvá 29,46 pozemského roka. Je ľahko pozorovateľný voľným okom ako žltý neblikajúci objekt jasnosťou porovnateľný s najjasnejšími hviezdami. Od ekliptiky sa nikdy nevzdiali na väčšiu uhlovú vzdialenosť ako 2,5°. Prechod jedným zvieratníkovým znamením mu trvá viac než dva roky.

Okolo Saturna preletelo niekoľko kozmických sond, iba jedna ho však dlhodobo skúmala z obežnej dráhy. Bola to sonda Cassini medzi rokmi 2004 a 2017. Priniesla mnoho poznatkov o sústave tejto planéty, jej prstencoch a mesiacoch. Saturn je najvzdialenejšou planétou od Slnka, ktoré skúmala kozmická sonda obiehajúca okolo neho (ešte vzdialenejšie objekty slnečnej sústavy boli skúmané iba preletom okolo nich). 

 Fyzikálne vlastnosti 
Vďaka nízkej hustote a veľkej rýchlosti rotácie je najvýraznejšie sploštenou planétou. Jeho rovníkový priemer je asi o 10 % väčší ako polárny priemer (rovníkový priemer je , polárny priemer je ). Možným vysvetlením tohto javu je rýchla rotácia a skôr tekutá ako pevná fáza vodíka v jadre, ktorá sa pôsobením vnútorných tlakov nezmení až do teploty 6 727 °C. (7 000 K). Podobne ako Jupiter, aj Saturn vyžaruje väčšie množstvo energie, ako dostáva od Slnka. 

 Zloženie 
Planéta sa, podobne ako Jupiter, skladá zo 75 % vodíka a 25 % hélia so stopami metánu, vody a amoniaku, podobne ako pôvodná hmlovina, z ktorej vznikli všetky planéty. Jadro je pravdepodobne z kovového vodíka (je tu taký veľký tlak, že inak plynný vodík sa správa ako kov) a má teplotu asi 11 727 °C (12 000 K). Podľa údajov zo sondy Voyager 1 je pomer vodíka k héliu v Saturnovej atmosfére 9:1.

 Dráha a rotácia 
Saturn obieha Slnko v strednej vzdialenosti 1 426,9 milióna km, čo je približne dvojnásobok vzdialenosti Jupitera od Slnka a takmer desaťnásobok vzdialenosti Zeme od Slnka. Odklon jeho osi od kolmice na ekliptiku je 26,7°, zhruba o 4 stupne viac, ako sklon Zeme. Sklon osi rotácie voči obežnej dráhe má veľký význam z hľadiska viditeľnosti Saturnovho prstenca. Dráha Saturna je eliptická, blízka kruhovej. Jeho obežná rýchlosť je /s (/h), vďaka čomu je treťou najpomalšie obiehajúcou planétou (po Uráne a Neptúne).

Jedna otočka Saturna okolo svojej osi trvá 10,66 hodín, čím sa radí medzi planéty s najkratším dňom. Rýchlejšiu rotáciu má už len Jupiter. Rotácia je diferenciálna a jej rýchlosť klesá od rovníka smerom k pólom. Na 57° šírky trvá jedna otočka okolo osi 11 hodín 7,5 minút.

 Vznik a vývoj 

Predpokladá sa, že Saturn vznikal rovnakým procesom ako Jupiter v protoplanetárnom disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako sa mohli veľké plynné planéty sformovať: Teória akrécie a teória gravitačného kolapsu. Teória akrécie hovorí, že v protoplanetárnom disku sa postupne zliepali prachové častice do čoraz väčších celkov, až sa nabalili do veľkosti niekoľko tisíc kilometrov. Tieto železnokamenné zárodky planét sa tvorili aj v miestach obrích planét a je možné, že k ich vzniku došlo ešte skôr než k vzniku zárodkov terestrických planét. Pretože mali veľkú gravitáciu, začali strhávať zo svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadrá, až dorástli do dnešnej veľkosti. Najpodrobnejšie výpočty ukazujú, že Saturn sa sformoval o niečo bližšie k Slnku, vo vzdialenosti asi 7,3 AU. Vplyvom gravitačných porúch Jupitera sa postupne vzdialil (migroval) na dnešných 9,5 AU.

Úniková rýchlosť /s ďaleko prevyšuje tepelnú rýchlosť molekúl, preto si Saturn ponechal pôvodné zloženie atmosféry, ktoré nadobudol už pri svojom vzniku z protoplanetárneho disku. 

Podľa teórie gravitačného kolapsu veľké planéty nevznikli postupným zliepaním, ale pomerne rýchlym zmrštením sa zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, akým vznikajú hviezdy. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington bol vznik joviálnych planét krátky proces a v prípade Saturna trval len niekoľko storočí.

Vznik veľkých Saturnových mesiacov prebiehal pravdepodobne rovnakým spôsobom, ako vznik kamenných planét. Keďže Saturn je od Slnka dosť vzdialený, podľa modelových výpočtov v nijakej fáze jeho vzniku teplota nestúpla na také vysoké hodnoty, ako teplota Jupitera. Následkom toho sa ani ľahko taviteľné látky z pôvodného disku okolo vznikajúcej planéty nemohli vypariť. Preto je podstatnou zložkou jeho mesiacov ľad a voda vo forme ľadu sa mohla uchovať aj u najbližšie obiehajúcich mesiacov. Menšie a retrográdne obiehajúce mesiace môžu byť zachytenými planetezimálami.

 Magnetosféra 
vľavo|náhľad|Polárna žiara na Saturne. Trojica snímok vznikla kombináciou snímok v ultrafialovom a viditeľnom spektre, pričom ultrafialové zábery urobil Hubblov vesmírny ďalekohľad v januári 2004 a zábery vo viditeľnom spektre vznikli v marci 2004.
náhľad|vľavo|Zrýchlený priebeh vývoja polárnej žiary nasnímaný sondou Cassini
Magnetické pole Saturna objavila sonda Pioneer 11 v roku 1979. Má oveľa menšiu intenzitu ako magnetické pole Jupitera a je najslabšie zo všetkých magnetických polí plynných obrov. Na rovníku má hodnotu 21 μT a je len o málo silnejšie než magnetické pole Zeme. Má však v porovnaní so Zemou výraznejší dvojpólový charakter a magnetická os je takmer rovnobežná s rotačnou osou. Orientácia magnetického poľa je rovnaká ako u Jupitera. Magnetické pole je generované pravdepodobne hydromagnetickým dynamom, ktoré je o niečo hlbšie pod povrchom ako u Jupitera. Magnetosféra siaha ďaleko do priestoru (na strane privrátenej k Slnku do vzdialenosti 1,5 milióna km, na odvrátenej strane je natiahnutá do chvosta s neznámou dĺžkou) a pohybujú sa v nej všetky väčšie mesiace aj častice prstencov. Tvar magnetosféry pravdepodobne súvisí s prítomnosťou prstencov. Magnetosféra, resp. nabité častice v nej, obiehajú planétu podobnou rýchlosťou, akou ona rotuje okolo svojej osi. V oblasti dráhy Titanu je to až /s, takže častice mesiac pri jeho obehu dokonca predbiehajú. Atómy vodíka v prstenci však nie sú ionizované a preto sa nezúčastňujú pohybu častíc magnetosféry.

Vďaka existencii magnetosféry sa v prítomnosti pólov príležitostne vyskytujú polárne žiary, ktoré sú viditeľné v ultrafialovej časti spektra. V optickej oblasti spektra zatiaľ neboli pozorované, čo môže súvisieť s tým, že sú slabšie ako u Jupitera a ich pozorovanie ruší odrazené a rozptýlené svetlo na prstencoch. Siahajú až do výšky  nad oblačnú vrstvu. Chemici sa domnievajú, že energia polárnych žiar napomáha vzniku zložitých uhľovodíkov, ktoré potom spôsobujú rôznofarebné odtiene. Sledovaním zmenšovania sa a zväčšovania sa polárnej žiary môžu astronómovia na diaľku sledovať atmosféru planéty a jej magnetické pole. Novšie štúdie polárnej žiary opierajúce sa o pozorovania sondou Cassini a Hubblovým ďalekohľadom ukázali, že polárna žiara Saturna je odlišná od polárnych žiar iných planét. Polárny prstenec často nie je spojený (má tvar neúplného kruhu) a udrží sa dlhšie ako na Zemi. Výskyt polárnych žiar v stredných šírkach na osvetlenej pologuli je zatiaľ nevysvetlený.

Z prítomnosti magnetosféry logicky vyplýva prítomnosť radiačných pásov planéty, čiže oblastí okolo rovníka, v ktorých sa zachytávajú častice slnečného vetra. Žiarenie z radiačných pásov je také slabé, že na rozdiel od žiarenia z pásov Jupitera nie je merateľné zo Zeme. V blízkosti prstencov a mesiacov radiačné pásy nie sú spojité, pretože ich častice dokonale pohlcujú elektricky nabité častice slnečného vetra. Najmenšie čiastočky prstenca však po zrážke s nabitou časticou radiačného pásu opúšťajú prstenec a pridávajú sa k stacionárne rotujúcim časticiam magnetosféry.

 Atmosféra 
Atmosféra Saturna pozostáva takmer výlučne z vodíka a hélia. Najväčšie zastúpenie má molekulárny vodík (96,3%), nasleduje hélium (3,25%). Malý obsah hélia sa vysvetľuje tým, že ťažšie hélium klesá cez vodíkovú vrstvu bližšie k jadru. V jej horných vrstvách sa nachádza aj kryštalický amoniak. Okrem toho atmosféra obsahuje aj malé množstvo metánu a ďalšie uhľovodíky. Keďže atmosféra Saturna je chladnejšia ako atmosféra Jupitera, nachádzajú sa v nej komplexnejšie molekuly ako v Jupiterovej atmosfére. Sú to napríklad etán a iné deriváty metánu.

Ionosféra, extrémne riedka ionizovaná vrstva atmosféry Saturna, siaha až po prstenec C. Najvrchnejšia vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové žiarenie, čo vedie k vzniku hmlistého oparu. Hmla vzniká na pologuli, ktorá je práve priklonená k Slnku. V horným mrakoch dosahuje teplota približne −140 °C (133 K). S hĺbkou postupne rastie, čo ovplyvňuje skupenstvo rôznych chemických zlúčenín v atmosfére a má za následok vznik mrakov rôzneho zloženia v rôznych výškových hladinách. Najvyššiu vrstvu tvoria kryštáliky čpavkového ľadu. Pod nimi sa nachádza vrstva mrakov zo siričitanu amónneho. Predpokladá sa, že najnižšiu vrstvu tvoria mraky z vodného ľadu. K jadru planéty padajú kvapky héliového dažďa. Premena ich pohybovej energie na tepelnú má za následok, že Saturn vyžaruje približne dvojnásobné množstvo energie, aké dostáva od Slnka.vpravo|náhľad|Pohľad zo sondy Cassini na severnú pologuľu Saturna, kde je zreteľná modrá farba planéty spôsobená rozptylom slnečného svetla v horných vrstvách atmosféry. Tmavé pruhy sú tiene prstencov, mesiac na okraji fotografie je Mimas. Vyžarovaniu energie do okolia pravdepodobne pomáha ešte aj iný mechanizmus, gravitačný kolaps, (tzv. Kelvinov-Helmhotzov mechanizmus), podobne ako v prípade Jupitera. Najchladnejšou časťou atmosféry sú póly, ale Voyagery prekvapivo namerali nízke teploty aj v strede rovníkového pásu.

Žltá farba planéty je spôsobená odrazom slnečného svetla od vrchných mrakov. Na podrobných záberoch zo sondy Cassini sa však atmosféra zobrazuje ako modrá. Bob West z Jet Propulsion Laboratory, člen zobrazovacieho tímu Cassini, prehlásil: „Boli sme veľmi prekvapení. Saturn by mal byť žltý.“ Pri pozorovaní z nižších vrstiev atmosféry by sa obloha Saturnu javila ako modrá. Modrá farba je pravdepodobne spôsobená rozptylom slnečného svetla, tzv. Rayleighovým rozptylom na molekulách atmosféry podobne ako v prípade Zeme. Zatiaľ čo v prípade Zeme sa svetlo rozptyľuje na molekulárnom dusíku a kyslíku, v atmosfére Saturna sa rozptyľuje na molekulárnom vodíku. Stále však zostáva nejasné, prečo je severnejšia pologuľa oveľa výraznejšie modrá než južná. Podľa jednej hypotézy je to spôsobené tým, že južná pologuľa obsahuje oveľa viac mrakov, ktoré sa podieľajú na žltej farbe planéty.

 Počasie a atmosférické útvary 

V Saturnovej atmosfére vanú v zóne okolo rovníka vetry rýchlosťami až /s, v porovnaní so /s na Jupiteri. Vo väčších výškach rýchlosť prúdenia vetrov neprekročí /s. Prevažná časť vetrov veje východným smerom a predbieha rotáciu jadra. V západnom smere vanú len slabšie vetry v severných šírkach. Vetry sa prejavujú pohybom mrakov a vytváraním tmavších pásiem oblakov rovnobežných s rovníkom a svetlejších pásiem medzi nimi. V dôsledku metánového zákalu vo veľkých výškach však nie sú také kontrastné ako na Jupiteri.

Polárne sploštenie spôsobilo vznik striedavo svetlejších a tmavších pruhov v atmosfére, ktoré obiehajú rovnobežne s rovníkom. Rôzne sfarbenie pruhov je spôsobené rozdielmi v ich chemickom zložení a rozdielnou hrúbkou oblačnosti. Atmosférické pásy sú menej výrazné ako u Jupitera a v oblasti rovníka sú tiež širšie. Podľa iného zdroja sú pásy naopak tenšie a majú zložitejšiu, i keď nevýraznejšiu štruktúru ako pásy Jupitera.

Výraznými atmosférickými útvarmi sú svetlé škvrny podobné tlakovým nížam na Zemi, ale tiež sú omnoho väčšie. Utvárajú ich konvektívne prúdy v atmosfére Saturna. Rýchlo menia tvar a po čase miznú. Biele škvrny sú pravdepodobne veľké výbuchy plynov zvnútra planéty. Ďalšie prejavy konvekcie sú vlnové reťazce.

V decembri roku 1994 objavil Hubblov vesmírny ďalekohľad biely búrkový vír v tvare klinu, jeden z najväčších pozorovaných búrkových útvarov v atmosfére Saturna. Búrka sa nachádzala tesne nad jeho rovníkom a spôsoboval ju prúd prehriateho vzduchu stúpajúceho z nižších vrstiev atmosféry. Novšie snímky zobrazili jej pohyb a detailné zmeny prebiehajúce v útvare. Biele búrkové mraky boli vytvorené z kryštálikov amoniaku.
náhľad|vľavo|Južný polárny vír na Saturne
V júli až septembri 2004 vedci pozorovali intenzívne rádiové emisie z útvaru, ktorý dostal meno Dračia búrka. Generátorom rádiového žiarenia boli silné výboje statickej energie. Tento gigantický hurikán bol poháňaný energiou, ktorú produkovali dynamické procesy v hlbších vrstvách atmosféry. Dračia búrka sa nachádza v páse nazývanom Alej búrok.

 Polárne útvary 
4. februára 2004 objavili Glenn S. Orton a Padma Yanamandra-Fisherová pomocou prístroja Long Wavelength Spectrometer na Keckovom observatóriu žeravý polárny vír – prvý prípad žeravej polárnej čiapočky v slnečnej sústave. Ide o najteplejšie miesto na planéte. Polárne víry na Zemi, Jupiteri, Marse a Venuši sú chladnejšie než ich okolie, polárny vír v južných šírkach Saturna je však oveľa teplejší než okolie. Neobvyklá je celá teplejšia kompaktná oblasť na póle planéty. Na Zemi je tento efekt len veľmi krátkodobý, ale na Saturne ide o dlhodobý jav. Z pozorovaní sa zistilo, že teplota výrazne stúpa na 70° južnej šírky a opäť na 87°. Toto náhle zvýšenie teploty bude pravdepodobne spôsobovať koncentrácia častíc v okolí južného pólu, ktoré absorbujú slnečné svetlo a teplo.
vpravo|náhľad|Animácia rotácie polárneho šesťuholníka
Okolo severného pólu Saturna obieha záhadná štruktúra v tvare šesťuholníka (). Nasnímali ju už sondy Voyager 1 a 2, podrobnejšie snímky prišli zo sondy Cassini. Z časovo veľmi vzdialených pozorovaní vyplýva, že šesťuholník s priemerom  je stabilný. Jeho strany a uhly sú pravidelné. Tento útvar do istej miery pripomína atmosférické krútňavy nad zemskými pólmi, planetológov však zaráža, že nemá okrúhly tvar. Šesťuholník je vnorený  do atmosféry a zachováva si svoj tvar minimálne do  hĺbky. V čase činnosti sondy Cassini bol tento útvar zahalený do tmy polárnej noci, preto ho Cassini neskúmala opticky, ale infračerveným mapovacím spektrometrom. 

 Ročné obdobia 
Na Saturne nastáva leto, keď je naklonený k Slnku tak, že je Slnko v rovine s prstencami Saturnu a lúče dopadajú na povrch pod menším uhlom ako v zime. Tieto dve ročné obdobia sa na Saturne striedajú približne raz za 15 rokov. Na planéte sa však ročné obdobia nijako neprejavujú, čo je spôsobené vplyvom atmosféry a pôsobením vnútra Saturnu. Vo výskyte mohutných búrkových útvarov sa však prejavuje istá periodicita. Medzi výskytom troch najväčších doteraz pozorovaných útvarov uplynulo vždy približne 57 rokov, čo sú 2 obehy Saturna okolo Slnka. Pozorovaní je však zatiaľ príliš málo na to, aby mohli vedci tvrdiť, že výskyt veľkých búrok je pravidelný a súvisí s príchodom leta na severnej pologuli planéty.

 Vnútro planéty 
So vzrastajúcou hĺbkou teplota aj tlak vo vnútri Saturna rastie. Medzi atmosférou, povrchom, plášťom a jadrom nie sú zreteľné hranice. Už  pod vrcholkami mrakov vodík prechádza do kvapalného skupenstva a vytvára globálny oceán vodíka. Bližšie ku stredu planéty nadobúda čoraz viac vlastností kovu. Asi 25 000 pod vrchnými mrakmi začína vrstva tekutého kovového vodíka, ktorá má hrúbku približne . Kovový vodík je tekutá molekulárna látka so zvláštnymi vlastnosťami, medzi ktoré patrí aj dobrá elektrická vodivosť. V tomto rozsiahlom objeme kovového vodíka sa vytvára magnetické pole. Jadro planéty má priemer pod  a tvorí ho pravdepodobne nielen skalnatý materiál, ale aj ľad. Teplota vo vnútri jadra je podľa odhadov 12 000 °C. Jadro je asi 2,5-krát väčšie ako Zem a jeho hmotnosť je 25-násobkom hmotnosti Zeme. 
vľavo|náhľad|mesiac Enceladus

 Mesiace 

Saturn má k marcu 2025 až 274 známych mesiacov, čo z neho robí planétu s ďaleko najväčším počtom mesiacov v slnečnej sústave. Objav najnovších 128 mesiacov prebehol v krátkom období zhruba posledného roka a pričinili sa oň vedci pracujúci s ďalekohľadmi CFHT a Subaru na Havajských ostrovoch. Pred letmi sond Voyager ich bolo známych iba 9. Najbližší objavený mesiac Saturna Pan obieha vo vzdialenosti  od planéty, najvzdialenejší pomenovaný Ymir vo vzdialenosti . Len 4, prípadne 6 najväčších z nich, má guľatý tvar, ostatné sú nepravidelné. So zdokonaľovaním prístrojov a pozorovacích techník počet známych mesiacov neustále pribúda. Počas posledných 20 rokoch sa viac ako zdvojnásobil, len v máji 2023 bolo objavených celkom 62. Tieto mesiačiky sú však maximálne niekoľkokilometrové, nepravidelné telesá.

Najväčším, najznámejším a prvým objaveným mesiacom Saturna je Titan. Jeho polomer je , čo je viac ako polomer Merkúra. Titan obklopuje vlastná veľmi hustá atmosféra zložená hlavne z molekulárneho dusíka a metánu. Po Ganymede je to druhý najväčší mesiac slnečnej sústavy. Jeho povrch je pevný, ale na sú na ňom už potvrdené rieky, jazerá a moria z tekutých uhľovodíkov. Povrchové teploty na Titane dosahujú asi −178 °C a tlak 160 kPa. Titan bol prvým a doposiaľ jediným mesiacom, mimo nášho Mesiaca, na ktorého povrchu pristála sonda – Huygens.

Druhý najväčší mesiac Saturna je Rhea, najväčší známy mesiac bez atmosféry. Skladá sa zo zmesi vodného ľadu a kremičitanov. Je možné, že má malé kamenné jadro. Spolu s mesiacom Japetus sú viditeľné aj malými ďalekohľadmi. Japetus je zvláštny tým, že má jednu pologuľu svetlú a druhú tmavú. Podobný zvláštny jav vykazuje aj ďalší veľký mesiac Dione, u ktorého je odrazivosť pologule v smere jeho pohybu až o 30 – 40 % väčšia ako odrazivosť opačnej pologule. Na povrchu mesiaca Mimas sa nachádza obrovský kráter Herschel, ktorý sa radí k najväčším impaktným kráterom v pomere k veľkosti telesa.

Enceladus s priemerom  má najväčšie albedo zo všetkých mesiacov slnečnej sústavy. Je to mesiac so sopečnou aktivitou, pričom sopky namiesto magmy chrlia vodu. Teplo potrebné na vulkanizmus mu dodávajú slapové sily okolitých mesiacov a Saturna. Okolo mesiaca sa tiež nachádza veľmi riedka atmosféra. Pozoruhodný mesiac je aj Tethys, ktorý zdieľa dráhu s ďalšími dvoma malými mesiacmi Telesto a Calypso. Tieto mesiačiky obiehajú v libračných bodoch Tethysu, v 60° vzdialenostiach od neho. Podobne aj mesiace Helene a Dione majú spoločnú obežnú dráhu. Dvojica mesiacov Prometeus a Pandora obieha z opačných strán prstenca F a ich gravitačné pôsobenie udržuje častice v prstenci, preto sa im hovorí aj „pastierske mesiace“.

 Saturnove najväčšie mesiace, porovnané s Mesiacom Meno Dátum objavu Priemer(km) Hmotnosť(kg) Stredná obežná vzdialenosť (km) Perióda obehu (dni) Mimas  17. september 1789   400(10 % Mesiaca)  0,4×1020(0,05 % Mesiaca)  185 000(50 % Mesiaca)  0,9(3 % Mesiaca) Enceladus  28. august 1789  500(15 % Mesiaca)  1,1×1020(0,2 % Mesiaca)  238 000(60 % Mesiaca)  1,4(5 % Mesiaca) Tethys  21. marec 1684  1 060(30 % Mesiaca)  6,2×1020(0,8 % Mesiaca)  295 000(80 % Mesiaca)  1,9(7 % Mesiaca) Dione  21. marec 1684  1 120(30 % Mesiaca)  11×1020(1,5 % Mesiaca)  377 000(100 % Mesiaca)  2,7(10 % Mesiaca) Rhea  23. december 1672  1 530(45 % Mesiaca)  23×1020(3 % Mesiaca)  527 000(140 % Mesiaca)  4,5(20 % Mesiaca) Titan  25. marec 1655  5 150(150 % Mesiaca)  1 350×1020(180 % Mesiaca)  1 222 000(320 % Mesiaca)  16(60 % Mesiaca) Iapetus  25. október 1671 1 440(40 % Mesiaca)  20×1020(3 % Mesiaca)  3 560 000(930 % Mesiaca)  79(290 % Mesiaca)

 Prstence 

Saturn má najvýraznejšiu sústavu prstencov zo všetkých planét. Pôvodne boli známe jedine Saturnove prstence a planéta Saturn bola týmito prstencami význačná. Až v roku 1977 boli objavené nevýrazné prstence aj okolo planéty Urán a následne aj pri Jupiteri a Neptúne. Prstence Saturna sú však výrazne jasnejšie.

Prstence sú tvorené množstvom drobných čiastočiek (veľkosti prachu, či väčšie s rozmermi desiatok metrov). Pravdepodobne sú to kúsky hornín obalené ľadom. Každá častica obieha planétu samostatne okolo rovníka a pri obehu sa riadia Keplerovými zákonmi. Znamená to, že najbližšie častice obiehajú Saturn najrýchlejšie (raz za 4,9 hodiny) a najvzdialenejšie najpomalšie (raz za 2 dni). Prelety sond ukázali, že hlavné prstence sú tvorené množstvom malých, jemných prstencov. Pôvod prstencov dodnes nie je celkom známy. Podľa jednej teórie sa sformovali prirodzene z pôvodného materiálu protoplanetárneho disku, podľa inej ide o rozpadnutý mesiac.

Celkovo sa prstence delia smerom od planéty na D C B A F G E. Jednotlivé prstence od seba oddeľujú medzery. Ani v medzerách však nie je prázdny priestor, vypĺňa ich množstvo tenkých riedkych prstencov. Komplex tvorený prstencami je široký približne , ale jeho hrúbka je maximálne , väčšinou ešte oveľa menšia. Ich hmotnosť predstavuje len 1 % hmotnosti Mesiaca. Medzera medzi najvýraznejšími prstencami A a B viditeľnými aj zo Zeme sa nazýva Cassiniho delenie. Najbližšie mesiace Saturna obiehajú vo vnútri Saturnových prstencov, napríklad obežná dráha mesiaca Pan je situovaná v Enckeho medzere. Najvnútornejší prstenec D siaha od oblačnej vrstvy planéty do vzdialenosti 1,21 RS (polomerov Saturna, pričom 1 RS = ). Je tvorený len časticami mikroskopických rozmerov. Prstenec C leží vo vzdialenosti 1,21 až 1,53 RS a jeho častice majú rozmer až do 10 metrov. 

Prstenec B sa rozprestiera vo vzdialenostiach medzi 1,53 až 1,95 RS a od prstenca A ho oddeľuje Cassiniho delenie. Častice v prstenci majú veľkosť asi  až . V tomto prstenci sa nachádzajú tmavé lúčovité škvrny (angl. spokes), ktoré rotujú ako spice na kolesách, čo na prvý pohľad odporuje zákonom nebeskej mechaniky. Pravdepodobne ide o častice podliehajúce vplyvu magnetického poľa planéty. Objavené boli na snímkach zo sond Voyager, ale pravdepodobne sú pozorovateľné aj zo Zeme ďalekohľadom s minimálne  objektívom.

Prstenec A je tvorený zhruba 5-krát väčšími časticami, ako sú častice prstenca B, a rozprestiera sa vo vzdialenosti 2,01 až 2,26 RS. Prstence F a G sú tenké, tvorené mikroskopickými časticami. Najvzdialenejší prstenec E končí vo väčšej vzdialenosti od planéty, ako je vzdialenosť Mesiaca od Zeme, čo je zhruba 8 polomerov Saturna. Obieha v ňom mesiac Enceladus, ktorého vulkány do neho dodávajú drobné ľadové čiastočky.

stred|náhľad|700px|Panoramatický pohľad na prstence Saturna. Širší, vonkajší šedý prstenec je prstenec A. Z vnútornej strany ho vymedzuje Cassiniho delenie, najväčšia medzera v Saturnových prstencoch. Za ňou sa nachádza široký, hnedobiely prstenec B, potom tenší a tmavší prstenec C a najvnútornejší je prstenec D.

 Iné telesá pod gravitačným vplyvom 
Saturn je jedinou plynnou planétou slnečnej sústavy, ktorá do súčasnosti (poslednému dňu roka 2024) nemá objaveného žiadneho Trójana, čiže planétku, ktorá by s ním zdieľala rovnakú obežnú dráhu a nachádzala by sa v uhle 60° od planéty. Naproti tomu Jupiter má takých telies známych až 14 471.

 Pozorovanie 
 História pozorovaní 
Keďže Saturn je ľahko viditeľný voľným okom, bol známy od nepamäti. Prvé historicky doložené pozorovanie planéty spadá do obdobia okolo roku 650 pred Kr. a pochádza z oblasti Mezopotámie. V zachovanom texte sa spomína zákryt planéty Mesiacom.Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 171 V najstarších modeloch nebeskej sféry, ktoré boli geocentrické, bol najvzdialenejšou planétou od Zeme, a obiehal ju medzi obežnou dráhou Jupitera a konečnou sférou hviezd.

Galileo Galilei ďalekohľadom ako prvý spozoroval neobvyklý tvar planéty. Nedokázal však rozlíšiť, že ide o prstence. Predpokladal, že ide o trojplanétu pretože jeho ďalekohľad s 32-násobným zväčšením a nedokonalými šošovkami zobrazoval prstence ako menšie kotúčiky po jeho bokoch. Pri ďalších pozorovaniach si všimol ich pravidelné „miznutie“. Spôsobil to meniaci sa sklon prstencov voči rovine zorného uhla, Galilei si však túto záhadu nevedel do konca života vysvetliť.Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 172
vpravo|náhľad|Galileove kresby Saturna. Galileo pôvodne považoval prstence za veľké mesiace.
K záveru, že ide o prstence okolo planéty, prišiel až Christian Huygens (1656). Saturn začal pozorovať ďalekohľadom vlastnej výroby s 50-násobným zväčšením v roku 1655. V apríli toho istého roku objavil Saturnov najväčší mesiac Titan a podarilo sa mu pomerne presne určiť aj jeho obežnú dobu. V 70. a 80. rokoch 17. storočia boli objavené 4 mesiace Saturna (Japetus, Rhea, Tethys a Dione). V roku 1675 Giovanni Domenico Cassini objavil tmavú medzeru v prstenci, ktorú na jeho počesť pomenovali Cassiniho delenie.McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007, s. 57 Pierre Simone de Laplace predpokladal, že prstenec je tvorený sústavou do seba zapadajúcich obručí, ale James Clerk Maxwell v roku 1857 dokázal, že prstenec je obrovská sústava samostatne obiehajúcich telies.

V roku 1789 zmeral William Herschel sploštenie planéty.Drossart, Pierre: Saturn, s. 1. In:Murdin, Paul et al.: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing : Bristol - Philadelphia; Nature Publishing Group : London - New York - Tokyo. 2001. Pomer rovníkového priemeru k polárnemu odhadol na 11:10. Od 18. storočia boli v atmosfére pozorované biele škvrny. V roku 1796 si ich všimli Johann Hieronymus Schröter a jeho asistent Karl Ludwig Harding na observatóriu v blízkosti Brém, pretože boli veľmi nápadné. Škvrny sa vyskytovali príležitostne aj v 19. a 20. storočí (v rokoch 1876, 1903, 1930, 1960 a 1990). Z neskorších pozorovaní vyplýva, že sa objavujú každých 27 – 30 rokov, čo korešponduje s obežnou dobou Saturnu (približne 29 a pol roka).Moore, Patrick: The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia : Institute of Physics Publishing. 2000, s. 173

 Súčasné pozorovania 
náhľad|Viditeľnosť Saturnu počas jeho jedného obehu okolo Slnka v rokoch 2001-2029
Saturn býva na nočnej oblohe veľmi dobre pozorovateľný aj voľným okom, je takmer taký jasný ako Jupiter a má žltú farbu. Jeho zdanlivá hviezdna veľkosť sa pohybuje, v závislosti od aspektu, od 1,5 do -0,5 magnitúd, čím je porovnateľný s jasnejšími hviezdami. Na rozdiel od hviezd, Saturn, rovnako ako iné planéty, nebliká. Istú úlohu v jeho jasnosti zohráva aj natočenie prstenca voči Zemi. Saturn sa od ekliptiky nikdy nevzďaľuje viac ako o 2,5°, z čoho vyplýva, že v súčasnosti na 48. rovnobežke (zemepisná šírka južného Slovenska), pri hornej kulminácii nikdy nemôže stúpnuť viac ako 68° a klesnúť menej ako 16° nad obzor. Za jeden deň sa na oblohe priemerne posunie o uhol 0,0333°.

Považuje sa za poslednú planétu, ktorú možno pozorovať voľným okom. Jasnosť Urána sa však pohybuje na hranici pozorovateľnosti a za veľmi vhodných podmienok je možno teda vidieť aj vzdialenejší Urán. Prstence Saturna voľným okom nie sú viditeľné, zobrazia sa však už v menšom ďalekohľade (za predpokladu, že je planéta vhodne naklonená) spolu s jeho najjasnejším mesiacom Titanom. Dobre viditeľný je pri vhodnom sklone aj tieň prstencov na planéte. Na samotnom povrchu Saturna možno pozorovať atmosférické pásy a zriedkavo biele jasné škvrny, ktoré sa objavili napríklad v rokoch 1933 a 1990. Medzi amatérskymi pozorovateľmi sú veľmi obľúbené zákryty Saturna Mesiacom.

Planéta sa pohybuje po oblohe najpomalšie zo všetkých planét viditeľných voľným okom, čo vyplýva z tretieho Keplerovho zákona. Ako všetky ostatné planéty, aj Saturn niekedy pri svojom pohybe na hviezdnom pozadí „spomaľuje“, „zastane“ a istý čas sa dokonca pohybuje spätne. Tieto nerovnomernosti v pohybe sú spôsobené pridaním pohybu Zeme k Saturnovmu takmer rovnomernému obehu okolo Slnka. Za jeden siderický obeh Saturn vykreslí na oblohe 28,5 slučiek.
Momentálne (marec 2025) sa Saturn nachádza v súhvezdí Vodnár. Priemerne sa v jednom súhvezdí zdržuje viac než 2 roky. Pozorovateľný je každý rok vždy v tom období, v ktorom je viditeľné aj "jeho momentálne" súhvezdie.

Okrem amatérskych a profesionálnych astronómov vykonáva pozorovania Saturna aj Hubblov vesmírny ďalekohľad (HST) z obežnej dráhy Zeme. Predmetom jeho pozorovaní sú hlavne atmosférické zmeny, ale aj polárne žiary. Ďalekohľad objavil tiež niekoľko nových mesiacov a pomohol určiť maximálnu hrúbku jeho prstencov. Pri zákryte hviezdy GSCC5249-01240 20-21. novembra 1995 určil podrobnejšiu štruktúru prstencov. Pri maximálnom sklone prstencov v roku 2003 urobila kamera Wide Field Planetary Camera 2 s použitím 30 filtrov v širokom pásme vlnových dĺžok snímky Saturna, na ktorých sa dosiahlo doteraz najlepšie spektrálne pokrytie Saturna v dejinách jeho pozorovania. Fotografie v rôznych spektrách umožňujú vedcom lepšie študovať dynamické procesy odohrávajúce sa v atmosfére a prípadne aj modely sezónnych zmien.

Saturn a jeho sústavu skúma aj Vesmírny ďalekohľad Jamesa Webba.

Z pozemských observatórií pozorujú Saturn napríklad Európske južné observatórium (ESO) a observatórium na Mauna Kea, ktoré v rokoch 2000 až 2003 objavili niekoľko malých, retrográdne obiehajúcich mesiacov.

Opozície Saturnu a jeho najmenšie vzdialenosti od Zeme v rokoch 2001 – 2020*
 Dátum najväčšieho priblíženia k Zemi Minimálna vzdialenosť od Zeme v AU Minimálna vzdialenosť od Zeme v km Zdanlivá hviezdna veľkosť Uhlový priemerna oblohe (rovníkový) Dátum najbližšej opozície 3. december 2001 8,080 593 0 1 208 839 509 -0,5 20,48″ 3. december 2001 17. december 2002 8,051 945 7 1 204 553 934 -0,5 20,55″ 17. december 2002 31. december 2003 8,050 130 3  1 204 282 354 -0,5 20,55″ 31. december 2003 13. január 2005 8,075 626 3 1 208 096 501 -0,4 20,49″ 13. január 2005 27. január 2006 8,126 846 2 1 215 758 889 -0,2 20,36″ 27. január 2006 10. február 2007 8,200 372 5 1 226 758 267 -0,0 20,18″ 10. február 2007 24. február 2008 8,291 409 6 1 240 377 224 0,2 19,96″ 24. február 2008 8. marec 2009 8,394 458 9 1 255 793 180 0,5 19,71″ 8. marec 2009 21. marec 2010 8,503 818 3 1 272 153 113 0,5 19,46″ 22. marec 2010 3. apríl 2011 8,613 943 3 1 288 627 579 0,3 19,21″ 3. apríl 2011 15. apríl 2012 8,719 623 4  1 304 437 097 0,2 18,98″ 15. apríl 2012 28. apríl 2013 8,816 202 7 1 318 885 154 0,1 18,77″ 28. apríl 2013 10. máj 2014 8,899 676 1 1 331 372 597 0,1 18,59″ 10. máj 2014 23. máj 2015 8,966 702 3 1 341 399 574 0,0 18,45″ 23. máj 2015 3. jún 2016 9,014 902 7 1 348 610 251 0,0 18,35″ 3. jún 2016 15. jún 2017 9,042 674 6 1 352 764 868 0,0 18,30″ 15. jún 2017 27. jún 2018 9,048 816 2 1 353 683 639 0,0 18,29″ 27. jún 2018 9. júl 2019 9,032 789 9 1 351 286 138 0,1 18,32″ 9. júl 2019 21. júl 2020 8,994 697 3 1 345 587 566 0,1 18,40″ 20. júl 2020
* založené na údajoch z programu Skymap pro 11

 Výskum sondami 
vľavo|náhľad|Saturn zo sondy Voyager 1
Saturn je prvou planétou od Slnka, na ktorej výskum už kozmické sondy nemôžu byť dostatočne zásobované energiou z fotovoltaických panelov. Všetky sondy na výskum Saturna boli preto vybavené rádioizotopovými generátormi. Ako prvá navštívila planétu kozmická sonda Pioneer 11 v roku 1979. K Saturnu dorazila po štyriapolročnom prelete medziplanetárnym priestorom. Štúdium tejto planéty a jej okolia sa začalo 2. augusta 1979. Po riskantnom, ale úspešnom prelete rovinou Saturnových prstencov 1. septembra 1979 (hrozilo možné nebezpečenstvo zrážky s časticami týchto prstencov, ktoré mohli sondu ťažko poškodiť) sonda v ten istý deň preletela pericentrom saturnocentrickej dráhy vo výške  nad hladinou mrakov. Sledovanie planéty sonda ukončila 15. septembra 1979 a pokračovala v lete do vonkajších častí slnečnej sústavy.

V novembri 1980 preletel nad Saturnom Voyager 1. Najväčšie priblíženie nastalo 13. novembra 1980, ale už tri mesiace predtým začala s jeho fotografovaním. Vzniknuté fotografie priniesli mnoho nových poznatkov. Urobila tiež snímky mesiacov Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu preletela 12. novembra 1980 vo vzdialenosti . Počas preletu nazbierala množstvo údajov o zložení atmosféry a teplote. Mimo iného zistila, že 7 % objemu hornej atmosféry tvorí hélium a takmer celý zvyšok pripadá na vodík.

O necelý rok neskôr potom nasledoval prelet sondy Voyager 2. Najbližšie priblíženie k Saturnu nastalo 25. augusta 1981. Počas preletu okolo Saturnu začala sonda s výskumom horných vrstiev atmosféry planéty pomocou radaru. Radarové merania priniesli poznatky o teplote a hustote atmosféry. Na ich základe sa zistilo, že v najvyšších oblastiach je tlak okolo 7 kilopascalov s teplotou −203 °C a v najnižších skúmaných oblastiach dochádza k nárastu tlaku a teploty až na 120 kilopascalov a −130 °C. Severný pól vykazoval súčasne rozdielnu teplotu ako obdobné oblasti na juhu. Severné oblasti boli o 10 °C chladnejšie, čo sa následne interpretovalo ako následok sezónnych javov. Počas priblíženia sondy k planéte bolo vyhotovených a odoslaných na Zem okolo 16 000 fotografií.

 Cassini-Huygens 
vpravo|náhľad|Umelcova predstava sondy Cassini nad prstencami Saturna

Všetky predchádzajúce misie však boli iba prelety, čiže sondy neboli navedené na obežnú dráhu planéty. Až v roku 1997 odštartovala k Saturnu sonda Cassini vyvinutá NASA, ktorá sa stala prvou umelou družicou Saturna. Na obežnú dráhu bola navedená 1. júla 2004. 25. decembra sa od sondy oddelil pristávací modul Huygens, navrhnutý a vyrobený Európskou kozmickou agentúrou. Modul po oddelení začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 14. januára 2005, počas tretieho obehu sondy Cassini okolo Saturna, modul Huygens úspešne pristál na mesiaci Titan. Počas jeho pristávania slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica pre predávanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Huygens pristál na zmrznutom titanovom „bahne“ tvorenom zmesou kremičitanových hornín a tuhého metánu. Nad očakávania vedcov prežil pristátie o viac ako 4 hodiny a spojenie medzi ním a materskou sondou Cassini preposielajúcou signál na Zem bolo prerušené až 2 hodiny po pristátí, keď sa Cassini stratila za obzorom. 

Sonda Cassini viac než 12 rokov pokračovala z obežnej dráhy v skúmaní Saturnu rovnako ako aj jeho mesiacov. Na jej palube bolo 12 vedeckých prístrojov na snímkovanie, mapovanie, meranie chemického zloženia, teploty, magnetického poľa a štúdia zloženia telies. S blížiacim sa koncom niekoľkokrát predĺženej misie sa vedci odvažovali posielať Cassiniho do čoraz riskantnejších miest, napríklad cez výtrysky Saturnovho mesiaca Enceladus či do priestoru medzi Saturn a jeho prstence. Sonda zanikla 14. septembra 2017 potom, ako bola úmyselne navedená do Saturnovej atmosféry.

Misia Cassini-Huygens bola spoločný projekt americkej organizácie NASA, západoeurópskej organizácie ESA a talianskej kozmickej agentúry ASI. Medzi hlavné úspechy tejto misie patrí objav uhľovodíkového jazera Ontario a impaktných kráterov na povrchu Titanu, potvrdenie atmosféry okolo mesiaca Enceladus, blízke snímky vzdialeného a retrográdne obiehajúceho mesiaca Phoebe, objav nových mesiacov, prieskum oblasti medzi Saturnom a jeho prstencom a ďalšie. Analýza údajov z tejto sondy však pokračovala aj v rokoch po skončení misie, takže nové objavy prichádzali aj po ukončení misie.

 Budúce misie 
Plány na sondy na výskum Saturna a vzdialenejších telies od Slnka v súčasnosti čelia problému s nedostatkom plutónia 238, ktoré sa používa ako palivo ich rádioizotopových generátorov. Tento izotop vznikal ako vedľajší produkt výroby atómových zbraní, preto ho bolo počas studenej vojny dosť, ale v súčasnosti už nie je. Sonda, ktorá by sa vo výskume zaoberala priamo planétou Saturn, sa zatiaľ neplánuje; zvažuje sa skôr vyslanie orbitálnej sondy okolo Uránu, ktorá ešte nebolo takýmto typom sondy skúmaná. Podobne ako v prípade Jupitera, aj u Saturna sa však pripravuje a zvažuje niekoľko misií, ktoré by boli zamerané na štúdium jeho mesiacov. V roku 2024 bola schválená misia s názvom Dragonfly, (anglicky vážka), sondy v podobe dronu lietajúcej v atmosfére Titanu. Podľa vedeckého tímu  Zity Martinsovej, astrobiologičky z Instituto Superior Técnico, je však ešte zaujímavejším cieľom budúceho výskumu Enceladus. Zatiaľ nepomenovaná misia na tento mesiac by mohla podľa informácie z roku 2024 odštartovať začiatkom 40.-tych rokov 21. storočia. Aj kvôli problémom s nedostatkom plutónia však boli najskôr vyslané sondy k podobne zaľadnenému Jupiterovmu mesiacu Európa, hoci Enceladus je vedecky zaujímavejší.

 Možnosť života 
Plynný obry, medzi ktoré zaraďujeme aj Saturn, nemajú pevný povrch, a preto by sa život mohol vyvíjať len v jeho atmosfére, v oblastiach, kde sú kvapôčky vody a dostatok slnečného žiarenia. Objavili sa špekulácie, v ktorých sa tvrdilo, že by v takomto prostredí dokázali žiť dokonca i viacbunkové organizmy. Na Zemi sa však nenašli žiadne organizmy adaptované výhradne na život v mrakoch, dokonca ani na miestach, kde sú mraky prítomné fakticky neustále. Analogicky môžeme rovnakú situáciu predpokladať pre všetky telesá slnečnej sústavy s atmosférouMcKay, Christopher P. - Davis, Wanda L.: Astrobiology. In:McFadden, Lucy-Ann - Weismann, Paul R. - Johnson, Torrence V.: Encyclopedia of Solar System. 2. ed. San Diego - London - Amsterdam - Burlington : Elsevier. 2007, s. 864 a teda i pre Saturn. Naopak, za najväčších kandidátov pre mimozemský život v slnečnej sústave sa považujú (popri Marse a Jupiterových mesiacoch Európa a Ganymedes) jeho mesiace Titan a Enceladus. Zloženie atmosféry Titanu pripomína zloženie atmosféry Zeme v raných štádiách jej vývoja. Uvažuje sa tiež o možnosti vzniku jednobunkových organizmov. Po pristátí sondy Huygens však Francois Raulin, jeden z expertov projektu, vyslovil domnienku, že život na Titane je veľmi nepravdepodobný z dôvodu neprítomnosti vody na povrchu mesiaca.

Mesiac Enceladus zase vedcov prekvapil prítomnosťou vody v kvapalnom skupenstve, ktorú chrlia gejzíry na jeho povrchu. Tým sa zaradil medzi telesá, na ktorých sa budú pravdepodobne v budúcnosti hľadať stopy primitívneho života.

 Planéta v kultúrnych dejinách 
vpravo|náhľad|Zobrazenie boha Saturna na reliéfe na stredovekom hrade Edzell Castle v Škótsku
 Mytológia 
Saturnus, po ktorom je planéta pomenovaná, bol starý rímsky boh roľníctva. Neskôr ho začali stotožňovať s gréckym Kronom, bohom času. Na rozdiel od Krona, ktorý kvôli požieraniu vlastných detí nemal veľkú obľubu medzi starými Grékmi, Saturnos mal u Rimanov veľkú vážnosť a úctu. Podľa mýtov naučil ľudí obrábať pôdu, pestovať rastliny a stavať obydlia. O dobe jeho údajného panovania sa hovorilo ako o „Zlatom veku ľudstva“ a na pamiatku jeho vlády sa konali slávnosti zvané saturnálie. V čase týchto slávností dostávali otroci na krátky čas slobodu, pretože v zlatom veku neboli páni ani otroci. Saturnovi sa po stotožnení s Kronom začali pripisovať Kronove deti, medzi nimi aj Zeus, Rimanmi nazývaný Jupiter, ktorý ho nakoniec zvrhol z trónu.

 Astrológia 
V astrológii je Saturn pokladaný za nepriaznivú planétu, kvôli tomu, že jeho pohyb je najpomalší zo všetkých voľným okom viditeľných telies (okrem Urána). Má symbolizovať formovanie a istotu; zákony času a priestoru; štruktúru, poriadok, pravidlá a hranice; starobu, nepriazeň a smrť. Za kladné vlastnosti pripisované účinkom Saturna sa pokladajú stálosť, praktickosť, hospodárnosť, vytrvalosť a systematickosť, k nepriaznivým patrí chlad, upätosť a izolácia, nedôvera a pesimizmus, frustrácie a depresie. Klasická astrológia sa na neho díva ako na „Otca času“, pretože ľudský život je údajne po troch obehoch tejto planéty zverokruhom naplnený. Súčasne ho považuje za životného učiteľa, a symbol otca, preto je tiež symbolom skúsenosti a zodpovednosti.

 Planéta v súčasnej kultúre 
 Sci-fi 
Saturn sa stal podobne ako ďalšie planéty slnečnej sústave námetom niektorých sci-fi kníh. Okrem samotného Saturnu je dej často situovaný na jeho mesiac Titan, ktorý sa často popisuje ako „čerpacia stanica“ pre budúce kozmické lety či ako surovinová základňa pre dobývanie vzdialených častí slnečnej sústavy. Saturn sa objavil napríklad v diele bratov Strugackých v roku 1962, ktorí publikovali svoju knihu Tachmasib letí k Saturnu. Ďalšou knihou, v ktorej je oblasť okolo Saturna hlavným motívom, je román Arthura C. Clarka 2001: Vesmírna odysea. Príbeh rozpráva o prvej ľudskej výprave k Saturnu, presnejšie k jeho mesiacu Japetus. Absolvovala ju päťčlenná posádka ma kozmickej lodi Discovery. Keď sa napokon posledný preživší účastník výpravy dostane na obežnú dráhu okolo Japeta, objaví na jeho povrchu tajomný čierny monolit, ktorý je v skutočnosti hviezdnou bránou. V pokračovaní tejto knihy (2010: Druhá vesmírna odysea) sa však už nijaká výprava k Saturnu nespomína a misia lode Discovery bola pozmenená na cestu k Jupiteru. Mesiac Titan sa spomína napríklad v knihe českého autora Jiřího Kulhánka Stroncium. Z novších knižných diel hrá Saturn hlavnú úlohu napríklad v románe Misia Saturn od Johna Sandforda, kde sa záhadný mimozemský objekt v Saturnových prstencoch stane cieľom kozmických pretekov medzi Spojenými štátmi a Čínou.

Okrem literárneho spracovania sa Saturn stáva aj námetom filmu Saturn 3, ktorý rozpráva príbeh o malej vedeckej stanici na povrchu mesiaca Titan, kde sa dvojica vedcov dostáva do kontaktu s ďalšou osobou a jej robotom.

 Referencie 

 Iné projekty 


Kategória:Planéty slnečnej sústavy
Kategória:Rádiové zdroje
Kategória:Astronomické objekty známe od staroveku