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土星

太阳系八颗行星中第二大、距离太阳第六近的行星
此條目介紹的是太阳系八大行星之一。关于美国通用汽车在1985年成立的汽车公司，请见「土星汽车」。

土星，為太陽系八大行星之一，至太阳距离（由近到远）位於第六、体积則僅次於木星。並與木星同属氣體（類木）巨行星。古代中国亦称之为鎮星、填星。據說，古人觀察鎮星呈黃色，黃色於「五行」屬土，而命名為土星[10][11]。而其他语言中土星的名称基本上来自希臘/羅馬神話传说，例如在欧美各主要语言（英语、法语、西班牙语、俄语、葡萄牙语、德语、意大利语等）中土星的名称来自于羅馬神話中的农业之神萨图尔努斯（拉丁文：Saturnus），其他的还有希臘神話中的克洛諾斯（泰坦族，宙斯的父親，一说其在罗马神话中即萨图尔努斯）、巴比倫神话中的尼努尔塔和印度神话中的沙尼。土星的天文符號是代表农神萨图尔努斯的鐮刀（Unicode: ♄）。土星主要由氫組成，還有少量的氦與微痕元素[12]，內部的核心包括岩石和冰，外圍由數層金屬氫和氣體包覆著。最外層的大氣層在外观上通常情况下都是平淡的，雖然有时会有長时间存在的特徵出現。土星的風速高達1,800公里/時，風速明顯比木星快。土星的行星磁場強度介於地球和更強的木星之間。土星有一個顯著的行星環系統，主要的成分是冰的微粒和較少數的岩石殘骸以及塵土。已經確認的土星的衛星有146顆。其中，土卫六（泰坦）是土星系統中最大和太陽系中第二大的衛星（半徑2575公里，太陽系最大的衞星是木星的木衛三，半徑2634公里），比行星中的水星還要大；並且，土卫六是唯一擁有明顯大氣層的衛星[13]。此外，土星距離地球13億千米，其自转周期约为10小時42分0秒，约为地球自转周期的一半。

土星 ♄
卡西尼号所拍攝到向日與背日的土星，皆為接近真實色彩的影像，分別拍攝於2008年7月與2017年9月
編號
形容詞Saturnian
軌道參數[2][3]
近日點1 353 572 956 公里
9.048 076 35天文單位
半長軸1 433 449 370公里
9.582 017 20天文單位
離心率0.055 723 219
軌道週期10,759 日
29.4571 年
會合週期378.09 日[1]
平均軌道速度9.69 公里/秒[1]
平近點角320.346 750°
軌道傾角2.485 240°
5.51°對土星赤道
升交點黃經113.642 811°
近日點參數336.013 862°
已知衛星至少83顆
物理特徵
赤道半徑60 268 ± 4 公里[4][5]
9.4492地球半径
極半徑54 364 ± 10 公里[4][5]
8.5521地球半徑
扁率0.097 96 ± 0.000 18
表面積4.27×1010公里²[5][6]
83.703地球
體積8.2713×1014公里³[1][5]
763.59地球
質量5.6846×1026公斤[1]
95.152地球
平均密度0.687公克/公分³[1][5]
（比水低）
表面重力8.96 米/秒²[1][5]
0.914 g
35.5 公里/秒[1][5]
恆星週期10h 33m 38s +h 1m 52s
−h 1m 19s [7][8]
赤道自轉速度9.87 公里/秒[5]
35 500 公里/小時
轉軸傾角26.73°[1]
北極赤經2 h 42 min 21 s
40.589°[4]
北極赤緯83.537°[4]
反照率0.342（綜合的）
0.47（幾何的）[1]
表面溫度 最低 平均 最高
1帕水平 134 K[1]（-139°C）
0.1帕 84 K[1]
視星等+1.2 to -0.24[9]
角直徑14.5"—20.1"[1]
（排除環）
大氣特徵[1]
大氣標高59.5公里
成分

~96%氫（H2）

~3% 氦

~0.4%甲烷

~0.01%氨

~0.01%重氫（HD）

0.000 7%乙烷

冰：

氨

水

硫氢化铵（NH4SH）

物理特性

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土星和地球大小的概略比較

由於其低密度、高速自轉和流體的可變性，土星的外形呈现为一個橢球體，也就是極軸相对扁平而赤道相对突出，它的赤道直径和两极直径之比相差大约10%（前者120,536公里，後者108,728公里）。其它氣體行星雖然也是橢球體，但突出程度都較小。雖然土星核心的密度遠高於水，但由於存在较厚的大氣層，土星仍是太陽系中唯一密度低於水的行星，它的比重是0.69 公克/公分³。土星的質量是地球的95倍[1]，相較之下木星質量是地球的318倍[14]，但木星的直徑大约仅为土星的1.21倍[15]。木星和土星一起在太陽系持有總行星質量的92%[16]。

內部構造

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土星被稱為氣態行星，但它並不完全是氣態的。行星主要包括氫氣，在密度為0.01 g/cm3以上時氫氣變成了非理想液體。此密度被達到在包含99.9％土星質量的半徑。从行星內部直到的核心的溫度，壓力和密度全都是穩步上升，使在行星的更深層導致氫氣轉變成金屬。[16]

雖然只有少量的直接資料，但標準的行星模型表明，土星的內部結構仍被認為與木星相似，即有一個被氫和氦包圍著的小核心。岩石核心的構成與地球相似但密度更高。在核心之上，有更厚的液體金屬氫層，然後是數層的液態氫和氦層，在最外層是厚達1,000公里的大氣層[17]，也存在著各種型態冰的蹤跡。估計核心區域的質量大約是地球質量的9–22倍[18]。

 
土星内部构造示意圖

土星有非常熱的內部，核心的溫度高達11700°C，並且輻射至太空中的能量是它接受來自太陽的能量的2.5倍。大部分能量是由缓慢的重力压缩（克赫歷程）产生，但这还不能充分解释土星的热能制造过程。額外的热能可能由另一种机制產生：在土星内部深处，液态氦的液滴如雨般穿过较轻的氢，在此过程中不断地通过摩擦而产生热[19]。

大氣層

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土星外圍的大氣層包括96.3%的氫和3.25%的氦，可以偵測到的氣體還有氨、乙炔、乙烷、磷化氫和甲烷[20]。上層的雲由氨的冰晶組成，較低層的雲則由硫化氫铵（NH4SH）或水組成[21]。相對於太陽所含有的丰富的氦，土星大氣層中氦的豐盈度明顯低得多。

對于比氦重的元素的含量，目前所知不甚精確；但如果假設與太陽系形成時的原始豐盈度是相當的，则可估算出這些元素的總質量是地球質量的19–31倍，而且大部分都存在於土星的核心區域[22]。

雲層

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土星的溫度輻射图：土星南極底部是一个明显的熱點

土星的上层大氣與木星相似（在相同定义的前提下），同樣都有著一些条纹；但土星的条纹比較暗淡，并且赤道附近的条纹也比較宽。從底部延展至大約10公里高處，是由水冰構成的層次，溫度大約是-23 °C。在這之後是硫化氫氨冰的層次，延伸出另外的50公里，溫度大約在-93 °C，在這之上是80公里的氨冰雲，溫度大約是-153 °C。接近頂部，在雲層之上200 公里至270 是可以看見的雲層頂端，由數層氫和氦構成的大氣層[23]。土星的風速是太陽系中第二高的，仅次于海王星，航海家計劃的數據顯示土星的東風最高可達500 m/s（1,800公里/時）[12]。直到航海家探測器飛越土星，比較纖細的条纹才被觀測到。然而從那之后，地基望遠鏡也被改善到在通常情况下都能夠觀察到土星的這些細紋。

土星的大氣層通常都很平靜，偶爾會出現一些持续较长时间的長圓形特徵，以及其他在木星上常常出现的特徵。1990年，哈伯太空望遠鏡在土星的赤道附近觀察到一朵極大的白雲，是在航海家與土星遭遇時未曾看見的，在1994年又觀察到另一朵較小的白雲風暴。1990年的白雲是大白斑的一個例子，這是在每一個土星年（大約30個地球年），當土星北半球夏至的時候所發生的獨特但短期的現象[24]。之前的大白斑分別出現在1876、1903、1933和1960年，并且以1933年的最為著名。如果這個週期能夠持續，下一場大風暴在大約2020年發生[25]。

 
卡西尼號看見的土星，通過環看見的土星呈現藍色

來自卡西尼號太空船的最新圖像顯示，土星的北半球呈現與天王星相似的明亮藍色（見下圖）。這種藍色非常可能是由瑞利散射造成的，但因為當時土星環遮蔽住了北半球，因此從地球上無法看見這種藍色。

 
航海家1號發現北極區的六邊形雲彩特徵，並在2006年被卡西尼號太空船証實[26]

天文學家通过分析紅外線影像发现土星有一個“溫暖”的極地漩渦，這種特徵在太陽系內是独一无二的。天文學家认为這個點是土星上温度最高的點，土星上其他各處的溫度是-185 °C，而该漩渦处的溫度则高達-122 °C[27]。

在航海家1號的影像中最先被注意到的是一個長期出現在78°N附近，圍繞著北極的六邊形漩渦（土星六邊形）[28][29]。不同於北極，哈勃太空望遠鏡所拍摄到的南極區影像有明顯的“噴射氣流”，但沒有強烈的極區漩渦，也沒有“六邊形的駐波”[30]。但是，NASA報告卡西尼號在2006年11月觀測到一個位於南極像颶風的風暴，有著清晰的眼壁[31]。這是很值得注意的觀測報告，因為在過去除了地球之外，沒有在任何的行星上觀測到眼壁雲（包括伽利略號太空船在木星的大紅斑上都未能發現眼壁雲）[32]。

在北極的六邊形中每一邊的直線長度大約是13 800 公里，整個結構以10h 39 m 24s自轉，與行星的無線電波輻射週期一樣，這也被认为是土星內部的自轉週期。這個六邊形结构像大氣層中可見的其他雲彩一樣，在經度上沒有移動。

這個现象的规律性的起源仍在猜測之中，多數的天文學家認為是在大氣層中某種形式的駐波，但是六邊形也許是一種新型態的極光。在實驗室的流體轉動桶內已經模拟出了多邊型结构[33]。

磁層

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主条目：土星磁層

土星有一個簡單的具有對稱形狀的內在磁場——一个磁偶極子。磁場在赤道的強度为0.2 高斯（20 µT），大約是木星磁場的20分之一，比地球的磁場強大，為地球的20倍[34]；由于强度遠比木星的微弱，因此土星的磁層僅延伸至土衛六軌道之外[35]。磁層产生的原因很有可能與木星相似——由金屬氫层（被稱為“金屬氫發電機”）中的电流引起[35]。与其他的行星一樣，土星磁層會受到來自太陽的太陽風內的帶電微粒影響而產生偏轉。衛星土衛六的軌道位于土星磁層的外圍，并且土衛六的大氣層外层中的帶電粒子提供了等离子体[34]。

軌道和自轉

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六邊型風暴特徵的動畫

土星和太陽的平均距離超過了1 400 000 000 公里（9天文單位），軌道上运行的平均速度是9.69 公里/秒，所以土星上的一年（即土星繞太陽公轉一周）相当于10 759个地球日（或是29.4571地球年）。土星的橢圓軌道相對於地球軌道平面的傾角為2.48°，因為離心率為0.056，因此土星與太陽在近日點和遠日點（行星在軌道路徑上與太陽最近和最遠的兩個點）之間的距離變化大約為155 000 000 公里[1]。

土星可見的特徵（如六邊型風暴）的自轉速率根據所在緯度的不同而有所不同，各个的區域的自轉周期如下：“系統I”的週期是10 h 14 min 00 s（844.3°/d），包含的是赤道區域，從南赤道帶的北緣延伸至北赤道帶的南緣；其他的緯度都屬於週期為10 h 39 min 24 s（810.76°/d）的“系統II”；基于航海家飛越土星時發現的無線電波，“系統III”的週期為10 h 39 min 22.4 s（810.8°/d）；因為與系統II非常接近，它可以很大程度上替代系統II。

然而，其精確的內部周期仍然未能確定。卡西尼太空船在2004年接近土星時，發現無線電的週期又有可察覺的增加，达到10 h 45 m 45 s（± 36 s）[36]。造成變化的原因仍不清楚，但这种变化被认为是由于無線電的来源在土星內部不同的緯度上运动而改变了自轉週期，而不是出自土星本身自轉週期上的變化。

而後，在2007年，無線電发射被發現沒有跟隨著行星一起旋转，而可能是由等离子体圓盤的對流造成的，它也與除了行星的自轉之外的其他因素有關。有报道指出，这种測量到的自轉週期的變化也許是由土星衛星土衛二上的噴泉活動造成的。由這種活動而散佈進入土星軌道的水蒸氣被电离，从而影响了土星的磁場，使得磁場的旋转速度相對於土星的自轉被稍稍降低。目前還沒有方法可以直接測定土星核心的自轉速率[37][38][39]。

在2007年9月的報告中，根據各種測量结果（包括卡西尼、航海家和先鋒號的報告）綜合而得的對土星自轉的最後估計值是10小時32分35秒[40]。

根據卡西尼號探測器收集的數據，2019年估計10小時33分38秒。[41]

土星环

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主条目：土星環

土星最為人知的莫過於它的行星環系統了，土星環被认为是太陽系內所观察到的令人印象最深刻的景觀[17]。

歷史

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土星環是太陽系中最引人注目的景象（這張影像是卡西尼太空船在2007年拍攝的）[17]

土星因为它美丽的行星环而出名，它也是最早被發现具有光环的行星。1610年7月，伽利略用他自制的望远镜观察到了土星環，但因為望遠鏡成像不好，他並没有意識到這是一個環。他在写给托斯卡纳大公的信上说到：“土星不是單一的個體，它由三個部份組成，這些部分幾乎都互相接觸著，並且彼此間沒有相對的運動，它們的連線是與黃道平行的，並且中央部份（土星本體）大約是兩側（環的邊緣）的三倍大”。他也把土星描述成是有「耳朵」的。在1612年，土星環以側面朝向地球，因此看起來似乎是消失不見了，伽利略因此而感到困惑不解，「是土星吞掉了它的孩子？」（指的是希臘神話中，农神為了防止他們的子孫造反奪權，會吃掉自己的孩子）[42]。然後，在1613年他又再次看見了環，這使伽利略更加困惑[43]。

在1655年，克里斯蒂安·惠更斯觀測到完整的土星環，他使用了一个比在伽利略时代能得到强大得多的望远镜。惠更斯觀測土星並寫道：「它（土星）被一個薄且平坦的環環繞著，环与土星沒有接觸，並且相對黃道傾斜。」[43]

在1675年，乔瓦尼·卡西尼確定土星環由許多較小的環組成，中間並且有縫存在著，其中最明顯的環縫在不久之後被命名為卡西尼縫。卡西尼縫存在於A環和B環之間，寬度有4800 公里[44]。

在1859年，詹姆斯·克拉克·馬克士威提出土星環不可能是固體的，否则將會因為不穩定而碎裂。他认为環是由為數眾多的小顆粒組成的，每個颗粒都獨立地環繞著土星运行[45]。透過光譜學的研究，立克天文台的詹姆斯·基勒在1895年證實了馬克士威的理论。

物理特性

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土星環橫跨過衛星土衛六的一个奇异的景象，一个明亮的月牙形和内部的球状阴影，右下方为小衛星土衛二造成的阴影，在土衛二的南極可以看見昏暗的冰火山。圖片是卡西尼太空船在2006年拍攝的，北方朝上

使用简单的現代望遠鏡或是品質精良的雙筒望遠鏡就可以看見土星環。它在赤道上從距離土星6630公里延伸至120700公里處，但平均的厚度大約只有20米，主要的成分93%是水冰和少量參雜在其中的複雜有機懸浮物托林，其餘7%是無定型的碳[46]，它們的大小從塵土的斑點到一輛小汽車的大小都有[47]。關於土星環的起源有兩種主要的理論。一種理論是在19世紀提出的起源於洛希極限，認為環原本是土星的一顆衛星，因為軌道的衰減而落入洛希極限的範圍內，因本身不夠緊密而被潮汐力扯碎（參見洛希極限），這種理論又演變出衛星被小行星或彗星撞擊而瓦解的學說。第二種理論認為它并非来自衛星，而是從形成土星的原星雲中直接形成的。

在環中最大的空隙是卡西尼縫和恩克環縫，土星的恩克環縫是在1837年5月28日由恩克於柏林發現的，從地球上就可以看見。兩艘航海家號太空船都發現環實際上是由數以萬計稀薄的小環和空隙構成的複雜結構體。這些結構的產生被認為有好幾種不同的成因，許多是由于土星衛星引力的拉扯造成的。其中一些明显的是由土星的微型卫星如土衛十八经过时形成，而其他更多的成因还有待發現；並且有一些小環似乎是由牧羊犬衛星在維護的，像是土衛十六和土衛十七。其他的縫隙可能是與質量較大的衛星軌道週期產生共振造成的，土衛一維繫著卡西尼縫的存在，還有更多的環狀結構因為受到其他衛星週期性的擾動而產生螺旋狀的波浪。

來自卡西尼號太空船的資料顯示土星環有自己的大氣層，與行星本身無關而獨立存在。大氣中有氧分子（O2），這是來自太陽的紫外線作用與環中的冰而產生的。水分子之間的鏈結受到紫外線的刺激產生化學作用釋放出並拋出了氣體，尤其是O2。根据这一模型，大氣層中也存在氢气（H2）。这种O2和H2组成的大氣層是如此稀薄的，以至于如果均匀分散在環的各处，它的厚度只有一個原子[48]。環中也有稀薄的OH（氧化氫）氣體，如同O2一樣，這些氣體也是水分子的崩解導致的，但这一分解是由高能量離子轰击土衛二拋射出來的水分子所造成的。這些大氣層儘管是非常的稀薄，依然還是可以被在地球上空的哈伯太空望遠鏡檢測出來[49]。

土星在它的亮度上呈現複雜的樣式[9]。光度的變化大多可以歸咎於環的變化[50][51]，並且在每個軌道週期有兩個循環的變化。由於行星軌道的離心率，使得疊加在北半球衝的時候比在南半球衝時更為明亮[52]。

在1980年，航海家1號飛越土星時顯示F-環是由三條細環像編辮子一樣的糾結在一起，而呈現出複雜的結構；現在知道是在外面的二個環有突起的瘤，造成交织和糾結成團的假象，比較暗的第三個環則在它們的內側。

 
2007年5月9日卡西尼号探测器拍摄的土星的D、C、B、A和F（从左到右）土星环环未被照亮的一面

光环暗面

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土星光环是連貫成一整個環的，但人為上或會把其分為朝着太阳與背着太阳的一面。而環的背向太陽的一小部分，因為被土星遮擋，只能由太空船如美国国家航空航天局卡西尼—惠更斯号拍攝並傳送回來；比较一下来自2004年3月卡西尼号的與来自先驱者11号的图象：

   
先驱者11号：1979年9月1日
光环背侧
一个从光环背侧看来最粗的部分 		卡西尼—惠更斯号：2004年3月27日
光环前侧
注意看土星在光环上留下的阴影和光环在土星上留下的阴影

環上的輪輻

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B環上的輪輻，這幅影像是航海家2號在1981年拍攝的

在1980年以前，對土星環的結構和行為完全都以萬有引力的作用來解釋。航海家太空船在B環上發現被稱為“輪輻”的輻射線狀特徵，這些無法用同樣的方法來解釋，因為它們的存在和繞著環的轉動，是與軌道力學不一致的[53]。這些輪輻在背景散射光下呈現黑暗，而在前景散射光下顯得明亮。它們被假設是懸浮在圓環平面上的微塵，受到電磁的交互作用而聯繫在一起，因此它們的轉動是與土星的磁氣層同步。但是，造成輪輻的確實機制仍然不清楚[54]。

在25年之後，輪輻再度被卡西尼號觀測到。它們看起來有季節性的變化，在土星的仲冬或盛夏時消失不見，當土星接近分點時又再度出現。在2004年初，當卡西尼太空船抵達土星時這些輪輻都未出現。基于目前对于輻條的成因的模型，一些科学家推测這些輪輻要到2007年后才会出現。然而，通过对卡西尼拍摄的環影像的持续尋找，發現輪輻在2005年9月5日重新出現[55]。

衛星

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主条目：土星的衛星

土星有為數眾多的衛星。精確的數量尚不能確定，所有在環上的大冰塊理论上來說都是衛星，而且要區分出是環上的大顆粒還是小衛星是很困難的。已經確認的衛星有146顆[56]，其中53顆已經有了正式的名稱[57][58]。此外，有證據表明，土星環中有數十至數百個直徑為40-500米的小衛星[59]，不被認為是真正的衛星，現在已經確認的衛星有89顆。

許多衛星都非常的小：34顆的直徑小於10公里，另外13顆的直徑小於50公里[60]，祇有7顆有足夠的質量能夠以自身的重力達到流體靜力平衡，它們與地球的衛星——月球的比較表見下方。

土衛六，土星最大的衛星，是太陽系中第二大的衞星，也是唯一有濃厚大氣層的衛星，而土星絕大多數的衛星都不大。除了太陽、太陽系的八大行星和木星的衛星木衛三之外，土衛六是太陽系內最重的天體[13]。土衛六的質量佔了環繞土星天體（包括土星環和其他質量在土衛六的百分之一到百萬分之一的小天體）的总质量的90%[61]。

土星第二大的衛星土衛五可能有自己的環系統[62]。

傳統上，土星的衛星的英文名称都以希臘神話中的巨人來命名，這種慣例源自威廉·赫歇爾，土衛一（“Mimas”）和土衛二（“Enceladus”）的发现者，他在自1847年出版的《在好望角的天文觀測成果》中提出了这种命名法[63]，理由是Mimas和Enceladus是克洛諾斯（希腊神話中的Saturn）的兄弟姐妹。

土星的主要衛星與地球的衛星月球比較
名称 英文名称

(發音提示)

直徑
（公里） 		質量
（公斤） 		軌道半徑（公里） 軌道週期（天）
土衛一 Mimas ˈmaɪməs 400
(月球的10% )		 0.4×1020
(月球的0.05% )		 185 000
(月球的50% )		 0.9
(月球的3% )
土衛二 Enceladus ɛnˈsɛlədəs 500
(月球的15% )		 1.1×1020
(月球的0.2% )		 238 000
(月球的60% )		 1.4
(月球的5% )
土衛三 Tethys ˈtiːθɨs 1060
(月球的30% )		 6.2×1020
(月球的0.8% )		 295 000
(月球的80% )		 1.9
(月球的7% )
土衛四 Dione daɪˈoʊni 1120
(月球的30% )		 11×1020
(月球的1.5% )		 377 000
(月球的100% )		 2.7
(月球的10% )
土衛五 Rhea ˈriːə 1530
(月球的45% )		 23×1020
(月球的3% )		 527 000
(月球的140% )		 4.5
(月球的20% )
土衛六 Titan ˈtaɪtən 5150
(月球的150% )		 1350×1020
(月球的180% )		 1 222 000
(月球的320% )		 16
(月球的60% )
土衛八 Iapetus aɪˈæpɨtəs 1440
(月球的40% )		 20×1020
(月球的3% )		 3 560 000
(月球的930% )		 79
(月球的290% )
每一顆衛星發現的時間請參考衛星發現時間列表。

土星的探索

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古代觀測

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参见：行星 § 語源學

在史前時代就已經知道土星的存在[64]，在古代，它是除了地球之外已知的五顆行星中最遠的一顆，並且有與其特性相符的各式各樣的神話。在古羅馬神話中它是農神，從這顆行星所採用的名字，它是農業和收穫的神祇[65]。羅馬人認為他與希臘神克洛諾斯[65]，希臘人認為最外層的行星是神聖的克洛諾斯[66]，而羅馬人也承襲這個傳統。

在印度占星學，有9個占星用的天體，像是著名的納瓦格拉哈歷（Navagraha，梵文：नवग्रह），土星是其中之一，稱為“Sani”或“Shani”，法官在眾行星之中，由大家共同評判各自的行為是好或是壞[65]。古代的中國和日本文化依據中國的五行之說選定這顆行星是土星，是在傳統上用於自然分類的元素之一。在古希伯來語，土星稱為“Shabbathai”，它的天使是卡西爾（Cassiel），意思是智慧之神或有益於身心的；是Agiel（精靈），它更為黑暗的一面就是惡魔（lzaz）。在奧圖曼土耳其使用的烏爾都語和馬來語，它的名稱是“Zuhal”，是從阿拉伯文زحل轉化過來的。

使用口徑1.5公分的望遠鏡就能看見土星環[67]，但直到1610年伽利略用望遠鏡看了才知道它的存在[68]。他雖然起初認為是在土星兩側的衛星，直到克里斯蒂安·惠更斯使用倍數更高的望遠鏡才看清楚並認為是環。惠更斯也發現了土星的衛星土衛六。不久之後，卡西尼發現了另外4顆衛星：土衛八、土衛五、土衛三和土衛四。在1675年，卡西尼也發現了著名的卡西尼縫[69]。

之後一段時間都沒有進一步的有意義發現，直到1789年威廉·赫歇爾才再發現兩顆衛星：土衛一和土衛二。形狀不規則的土衛七和土衛六有著共振，是在1848年被英國發現的。

在1899年，威廉·亨利·皮克林發現土衛九，一顆極度不規則衛星，它沒有如同更大衛星般的同步轉動。菲比是第一顆被發現的這種衛星，它以周期超過一年的逆行軌道繞著土星公轉。在20世紀初期，對土衛六的研究在1944年確認他有濃厚的大氣層－ 這是在太陽系的衛星中很獨特的特徵。

先鋒11號飛越

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1979年的9月，先鋒11號成為拜訪土星的第一個人造天體，它從距離行星雲層頂端20 000 公里處飛越，獲得了低分辨率的行星和一些衛星的影像，但影像的解析力上不足以分辨表面的特徵。這艘太空船也觀察了環，發現了環縫中有稀薄的物貭，換句話說，環縫不是空無一物的。先鋒11號也測量了土衛六的溫度[70]。

航海家的飛越

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在1980年11月，航海家1號太空船拜訪了土星系統，送回了第一批行星、環和衛星的高分辨率影像，這是第一次人们可以看清土星表面的變化和围绕着它的各式各樣的衛星。航海家1號執行了近掠土衛六的任務，使人们對這顆衛星大氣層的認識增進了許多。但同时，它也證實了可見光是難以穿透土衛六大氣層的，因此還是未能观察到土衛六表面的詳情。這次的近掠也改變了太空船的航向，使它的飞行轨道偏离了太陽系的平面[71]。

差不多在一年之後的1981年8月，航海家2號繼續對土星系統進行研究，拍摄了更多土星衛星的近距离照片，並且也發現了土星環和大氣发生變化的證據。不幸的是，在飛越期間，太空船的轉動平台故障了兩三天，使得一些計畫中的影像無法拍攝。完成对土星的观测之后，太空船利用土星的重力拋射朝向天王星飛去[71]。

這艘太空船發現並確認了一些新的衛星在接近環或環的內部環繞著土星，也發現了一些新的小環縫：馬克士威縫（在C環內的縫）和Keeler環縫（在A環內一個寬42 公里的環縫）。

卡西尼太空船

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卡西尼號於2013年7月拍攝的土星日食，此時地球位於土星的右下方

在2004年7月1日，卡西尼-惠更斯號太空船完成SOI（土星軌道切入）的操縱進入了在土星附近環繞的軌道。在SOI之前，它已經廣泛的研究過這個系統。在2004年6月，它首度近距離的飛越土衛九，並送回了高解析度的影像和數據資料。

卡西尼號飛越土星最大的衛星，土衛六，並且用雷達影像獲得了大湖、海岸線以及許多海島和山的影像。在2004年12月25日釋放登陸艇惠更斯號之前，兩度飛越土衛六。惠更斯號在2005年1月14日登陸土衛六的表面，在大氣層中下降的途中和著陸以後送回了大量的數據。在2005年當中，卡西尼號多次飛越土衛六和其它的冰衛星。卡西尼號最後一次飛越土衛六是在2008年3月23日。

從2005年初，科學家追蹤由卡西尼號發現的土星上的閃電。這些閃電釋放出的能量比地球上的閃電強了1,000倍。此外，科學家也相信這場風暴是曾經見過的最強烈的一種[72]。

在2006年3月10日，NASA宣佈經由卡西尼號的影像發現，在土衛二上的間歇泉噴發出的物質中含有液態水的證據，影像也顯示在冰冷的噴泉中有高聳的羽狀物散發出的液體顯示出有水的顆粒。依據加州理工學院安德魯英格索爾博士的解釋："太陽系其他的衛星有被數公里厚的冰凍外殼覆蓋著的液態水海洋，這與此處在地表之下數米，不超過10米的口袋中有液態水，不知會有什麼不同[73]。"

在2006年9月20日，卡西尼號的影像揭露了一個之前未曾發現過的行星環，在較明亮的主要土星環帶之外和G與E環之內。明顯的，這個環的來源是土星的兩顆衛星像隕石一樣碰撞的結果[74]。

在2006年7月，卡西尼號首度證明在土衛六的北極附近有碳氫化合物的湖，並在2007年1月獲得證實。在2007年3月，另外的影像發現在土衛六的北極附近有碳氫化合物的"海洋"，最大的一個幾乎有裏海那麼大[75]。

在2006年10月，太空船在土星的南極偵測到一個直徑5,000公里並有眼牆的颶風[76]。 2013年9月卡西尼号在土星北极地区另发现了一个巨大的飓风，风眼直径2,000km，为地球上平均直径的20倍。其风速可达150 m/s。[77]

在2006年當中，太空船發現並證實了四顆新的衛星。它最初的任務在2008年完成第74圈的環繞之後即將結束。然而，美國國家航空暨太空總署在2008年4月15日已經宣布此一任務將再延長兩年[78]。

2017年，卡西尼号完成最后一次任务后进入土星大气，结束了对其长达十余年的观测分析。[79][80]

最佳的觀測時機

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土星衝日的日期及模擬影象：2001年-2029年

土星是肉眼可見的五顆行星中距離最遠的一顆，其他四顆是水星、金星、火星和木星（天王星和灶神星在黑暗的環境下也能用肉眼看見），並且直到1781年發現天王星之前，是早期的天文學家所知道的最後一顆行星。以肉眼在夜晚看見的土星是一顆明亮的，發出淡黃色光芒的光點，光度通常在+1至0等之間，以29½年的週期在黃道上以黃道帶的眾星作為背景，繞行天球一週。多數人藉助於光學儀器（大的雙筒鏡或望遠鏡）的協助，以20倍以上的倍數，就能清楚的看見土星環[17]。

土星是外行星，在合日（視覺上接近太陽）前後兩個月以外，其他時間也適合觀測。而跟外行星的性質一樣，當衝日時是觀測土星最好時候，因為土星衝日時，土星最亮（約0等）之餘，視直徑（角直徑）也最大，而且衝日前後，整夜可見。

在它出現在天空中可以觀賞的大部分時間，都是值得鼓勵大家觀賞的目標。在接近衝（行星的位置在離日度180°之處，也就是在天空中與太陽相對的方向上）的前後時段是觀賞土星和土星環的最佳時段。土星在2002年12月17日衝的時候，因為土星環以最有利的角度朝向地球，因此有最大的亮度[51]。

參見

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參考資料

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