Saturnus är den sjette af de sedan gamla tider kända planeterna. Hans medelafstånd från solen är 9,5389 gånger så stort som jordens, och hans omloppstid, eller Saturnus-året, är alltså 29 1/7 år. Excentriciteten af hans banellips är 0,0560, och dess lutning mot jordbanan 2° 30'. Till följd af Jupiters inverkan modifieras S:s elliptiska rörelse betydligt. Bland dessa s. k. Jupiters-störingar är särskildt märklig en stor periodisk ojämnhet i planetens längd, hvilken kan uppnå 47' och länge hade varit bekant genom observationerna, innan Laplace visade, att den vore att tillskrifva Jupiters inverkan och den omständigheten att de båda planeternas omloppstider stå till hvarandra i nära samma förhållande som de hela talen 3 och 5. -- S. roterar kring en axel, som ständigt bibehåller ett med sig sjelf nära parallelt läge, och hvars lutning mot banplanet är ungefår 63°. Då samma vinkel för jorden är 67°, måste årstiderna på S. gestalta sig ungefär som våra. På S. blifva de dock 29 gånger så långa som på jorden, hvarförutom S. från solen erhåller endast 1/9. af det ljus och värme, som jorden emottager. Planetens rotationstid, eller Saturnusdagen, bestämdes redan af W. Herschel till 10 timmar och 16 minuter. Denna hastiga rotation har medfört en större afplattning af denna planet än af någon annan, nämligen ungefär 1/10. Sedd genom en tub. företer derför S. en märkbart elliptisk gestalt. Hans eqvatorialdiameter är 17, 27", hvaraf den verkliga diametern beräknas till 118,700 km. S:s volym är 770 gånger och hans massa 93 gånger så stor som jordens. Jorden är sålunda 8 gånger så tät som S., hvilken i sjelfva verket är ungefär 3/4 så lätt som vatten. Deremot väger ett föremål på S. ungefär lika mycket som samma föremål skulle väga på jorden, i det attraktionen af S:s större massa på ett föremål på dess yta kompenseras af föremålets större afstånd från planetens medelpunkt. -- Man har på S. iakttagit fläckar och strimmor liknande dem på Jupiter. Planetens stora afstånd från jorden gör dock alla detaljiakttagelser på dess yta osäkra, och man är ej häller ense om huruvida dessa iakttagelser kunna anses bevisa tillvaron af en atmosfer på S.
Det, som framförallt gör S. till solsystemets märkligaste företeelse, är emellertid hans ring eller rättare ringsystem. Enligt Laplaces hypotes om verldarnas uppkomst afskiljer sig från en roterande gasmassa, om rotationen är tillräckligt stark, kring dess eqvator en eller flere ringar, hvilka sedermera brista sönder och kondensera sig till planeter och satelliter. Det första stadiet af en sådan utveckling åskådliggöres af S., hvilken är omgifven af en platt, tunn, fritt sväfvande ring, hvars plan sammanfaller med planetens, och som roterar kring densamma ett hvarf på 10 timmar och 32 minuter. Dess bredd är 40,000 km., dess tjocklek ytterst obetydlig, säkerligen ej mer än 200--300 km. Alltefter planetens ställning i förhållande till jorden och dess belysning från solen, ter sig denna ring för oss på olika sätt. I allmänhet intager den ett snedt läge i förhållande till synlinien från jorden och synes derför mer eller mindre elliptisk. När jorden befinner sig i ringens plan och ringen blott vänder till oss sin kant, är den för oss osynlig åtminstone med instrument af vanlig storlek; likaså om solen ligger i ringens plan, så att endast kanten af densamma är belyst, eller om den vänder till oss en sida, som ej är belyst af solen. -- Redan 1610 upptäckte Galilei spåren af S:s ring, i det han sade sig hafva observerat planeten trefaldig, på hvardera sidan försedd med ett bihang. Då ringen sedermera försvann, antog han, att denna observation varit en synvilla. Men andra gjorde på nytt samma iakttagelse, och under nära ett halft århundrade iakttogs och aftecknades derefter S. med sina från tid till annan vexlande, stundom försvinnande utsprång, utan att man lyckades upptäcka förhållandets verkliga natur (man har från denna tid benämningen »ansae» eller handtag på de utspringande delarna af ringen), tills Huygens 1659 upptäckte hvad man nu vid första ögonkastet ser, att planeten är omgifven af en ring. Ball märkte 1665, att denna ring var delad i tvänne, och slutligen fann Bond innanför dessa en tredje mörkare ring. Tid efter annan har man trott sig finna nya delningar i ringen. Dessa observationer äro dock osäkra. Ringsystemet ligger något excentriskt i förhållande till S:s medelpunkt och är, som man kan se af planetens skugga på ringen, ej till formen fullt regelbundet. På senare tider har man trott sig finna, att den inre ringen utbreder sig och närmar sig planeten mer och mer. Med afseende på konsistensen uppvisade redan Laplace, att ringarna icke kunna vara fasta, i det visserligen en fast ring kan befinna sig i jämnvigt omkring en klotformig kropp, men då på ett sådant sätt att minsta störande inverkan, t. ex. i vårt fall af en af månarna, skulle rubba jämnvigten, så att ringen slutligen måste störta ned på planeten. På grund häraf och med anledning af de förändringar, som tyckas hafva försiggått hos ringarna, uppkom den af Peirce och Bond företrädda åsigten att de äro flytande. Gent häremot uppställde Maxwell år 1856 det numera mest gängse antagandet att ringarna utgöras af ett moln af små satelliter, en bildning jämförlig med den grupp af småplaneter, som kretsa kring solen mellan Mars och Jupiter.
Utanför ringsystemet röra sig kring S. i nära cirkelformiga banor 8 månar, Mimas, Euceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan, Hyperion och Japetus. Af dessa upptäcktes den ljusstarkaste, Titan, af Huygens 1655. Sist upptäcktes Hyperion, som är den svagaste, af Bond 1848. Med Japetus eger det egendomliga förhållandet rum att den vexlar i ljusstyrka, så att den i en viss del af sin bana är lika klar som Titan, men i den andra blir nästan lika svag som Hyperion. Man har sökt förklara denna egendomlighet genom att antaga, att denna satellit under sin rotation ständigt vänder samma sida åt S., samt att dess ena hälft är ljus och den andra intensivt mörk. K. B.