1675年著名天文學家卡西尼(Giovanni Domenico Cassini, 1625–1712)觀測到土星光環實際上是雙重的，內外兩重環之間被一條黑暗的縫隙分隔，此縫現在被命名為卡西尼縫(Cassini Division)。
土星
土星是古人所知道最遠的一顆行星，它雖然距離我們很遠，卻相當地明亮。在最亮的時候，它可以達到－0.75星等， 此時除了天狼星之外，比任何恆星都要亮。它的亮度也超過了水星，而且無論如何，它也比水星更容易觀察，因為土星比我們距離太陽更遠，不像水星那樣只能保持在太陽的周圍，以致無法在半夜的星空中出現。
土星與太陽的平均距離是 14.3×108公里， 是木星平均距離的1.833倍；繞太陽公轉一週約需29.458年，與木星公轉週期11.862年相比，土星年大約是木星年的2.5倍。
在許多方面，土星都亞於木星。就拿大小來說，它是太陽系中的第二大行星，次於木星。赤道直徑為120000公里，僅為木星的5/6。由於土星體積比較小，距離太陽又比較遠、因而照射到土星上的太Sunny的強度僅為木星的一半，使土星比木星暗了許多。但是在另一方面，土星仍然大得足以使它有相當大的亮度。
土星的質量是地球的95.1倍，成為僅次於木星的第二個質量最大的行星。它的質量只有木星的3/10，而體積卻為木星的6/10。這樣大的體積中只有這麼少的質量，土星的密度一定非常低。確實，土星的密度僅是水的0.7倍，是我們知道的太陽系中密度最小的行星。如果我們設想能夠用塑膠布把土星包起來，以防止它融化或散開，然後將它放進一個能夠容得下的海洋裡，它將會浮在水面上。因此可以推測，土星較木星含有更多的氫，而其他的含量則較少。同時，由於土星的重力很弱，因此對組成它的物質也不能像木星壓縮自己的物質那樣壓縮得那麼緊。
雖然土星的體積較小，自轉速度卻很快，但比起木星還是慢了些；土星的自轉週期是10.67天，所以土星日比木星日長8%。
儘管土星的自轉比木星慢，但是土星外層的密度較低，吸住外層的引力吸引也較小；結果，土星在赤道附近隆起較大，而成為太陽系最扁的一顆行星。它的扁率為0.102，比木星扁1.6倍、比地球扁30倍。雖然土星的赤道直徑有120,000公里，而極直徑卻僅有108,000公里，相差12,000公里，幾乎是地球直徑的全長！
土星環
從另一個角度來看，土星反而獨具丰姿。伽利略第一次透過他原始的望遠鏡觀察土星時，發現它的形狀有點奇怪，好像在其球體的兩側還有兩個小球。他繼續觀察，發現那兩個小球漸漸變得很難看見，到1612年年底時，終於同時消失不見了。
其他天文學家也報告過土星的這種奇怪現象；但直到1656年，惠更斯才提出了正確的解釋。他宣稱，土星外圍環繞著一圈又亮又薄的光環；光環與土星不接觸。
土星的自轉軸和地球一樣，也是傾斜的，土星的軸傾角是26.73°，地球則是23.45°。由於土星的光環和赤道是在同一平面上，所以它是對著太陽（也對著我們）傾斜的。當土星執行到其軌道的一端時，我們可由上往下看見光環近的一面，而遠的一面仍被遮住。當土星在軌道的另一端時，我們就可由下往上看到光環近的一面，而遠的一面依然被遮住。土星從軌道的這一側轉到另一側需要14年多一點。在這段時間內，光環也逐漸由最下方移向最上方。行至半路時，光環恰好移動到中間位置，這時我們觀察到光環兩面的邊緣連線在一起，狀如“一條線”。隨後；土星繼續執行，沿著另一半軌道繞回原來的起點，這時光環又逐漸地由最上方向最下方移動；移到正中間時，我們又看見其邊緣連線在一起。因為土星環非常薄，所以當光環狀如“一條線”時就好像消失了一樣。1612年年底伽利略看到的正是這種情景；據說由於懊惱，他沒有再觀察過土星。
土星環位於土星的赤道面上。在空間探測以前，從地面觀測得知土星環有五個,其中包括三個主環(A環、B環、C環)和兩個暗環(D環、E環)。B環既寬又亮，它的內側是C環，外側是A環。A環和B環之間為寬約5，000公里的卡西尼縫，它是天文學家卡西尼在1675年發現的。
1826年，德國血統的俄國天文學斯特魯維把外面的環命名為Ａ環，把裡面的環命名為Ｂ環。1850年，美國天文學家W.C.邦德宣稱，還有一個比Ｂ環更靠近土星的暗淡光環。這個暗淡光環就是Ｃ環，Ｃ環與Ｂ環之間並沒有明顯的分界。
在太陽系的任何地方都沒有像土星環那樣的東西，或者說，用任何儀器我們也看不到任何地方有像土星環那樣的光環。誠然，我們現在知道，圍繞著木星有一個稀薄的物質光環，且任何像木星和土星這樣的氣體巨行星都可能有一個由靠近它們的岩屑構成的光環。然而，如果以木星的光環為標準，這些光環都是可憐而微不足道的，而土星的環系卻是壯麗動人的。從地球上看，從土星環系的一端到另一端，延伸269,700公里（167,600英里），相當於地球寬度的21倍，實際上幾乎是木星寬度的2倍。
土星環到底是什麼呢？J.D.卡西尼認為它們像鐵圈一樣是平滑的實心環。可是，1785年拉普拉斯（後來他提出了星雲假說）指出，因為環的各部分到土星中心的距離不同，所以受土星引力場吸引的程度也會不同。這種引力吸引的差異（即我前面提過的潮汐效應）會將環拉開。拉普拉斯認為，光環是由一系列的薄環排在一起組成的，它們排列得如此緊密，以致從地球的距離看去就如同實心的一樣。
可是，1855年，麥克斯韋（後來他預言了電磁輻射寬頻帶的存在）提出，即使這種說法也未盡圓滿。光環受潮汐效應而不碎裂的惟一原因，是因為光環是由無數比較小的隕星粒子組成的，這些粒子在土星周圍的分佈方式，使得從地球的距離看去給人以實心環的印象。麥克斯韋的這一假說是正確的，現在已無人提出疑義。
法國天文學家洛希用另一種方法研究潮汐效應，他證明，任何堅固的天體，在接近另一個比它大得多的天體的時候，都會受到強大的潮汐力作用而最終被扯成碎片。這個較小的大體會被扯碎的距離稱為洛希極限，通常是大天體赤道半徑的2.44倍。
這樣，土星的洛希極限就是2.44乘以它的赤道半徑60,000公里，即146,400公里，Ａ環的最外邊緣至土星中心的距離是136,500公里（84,800英里），因此整個環系都處在洛希極限以內。（木星環也同樣處在洛希極限以內。）
很明顯，土星環是一些永遠也不能聚結成一顆衛星的岩屑（超過洛希極限的岩屑會聚結成衛星——而且顯然確實如此），或者是一顆衛星因某種原因過分靠近土星而被扯碎後留下的岩屑。無論是哪一種情況，它們都是餘留的一些小天體。（被作用的天體越小，潮汐效應也就越小，碎片小到某個程度之後，就不再繼續碎裂了，除非兩個小天體相互間偶爾碰撞。）據估計，如果將土星環所有的物質聚合成一個天體，結果將會是一個比我們的月亮稍大的圓球。
1675年著名天文學家卡西尼(Giovanni Domenico Cassini, 1625–1712)觀測到土星光環實際上是雙重的，內外兩重環之間被一條黑暗的縫隙分隔，此縫現在被命名為卡西尼縫(Cassini Division)。
土星
土星是古人所知道最遠的一顆行星，它雖然距離我們很遠，卻相當地明亮。在最亮的時候，它可以達到－0.75星等， 此時除了天狼星之外，比任何恆星都要亮。它的亮度也超過了水星，而且無論如何，它也比水星更容易觀察，因為土星比我們距離太陽更遠，不像水星那樣只能保持在太陽的周圍，以致無法在半夜的星空中出現。
土星與太陽的平均距離是 14.3×108公里， 是木星平均距離的1.833倍；繞太陽公轉一週約需29.458年，與木星公轉週期11.862年相比，土星年大約是木星年的2.5倍。
在許多方面，土星都亞於木星。就拿大小來說，它是太陽系中的第二大行星，次於木星。赤道直徑為120000公里，僅為木星的5/6。由於土星體積比較小，距離太陽又比較遠、因而照射到土星上的太Sunny的強度僅為木星的一半，使土星比木星暗了許多。但是在另一方面，土星仍然大得足以使它有相當大的亮度。
土星的質量是地球的95.1倍，成為僅次於木星的第二個質量最大的行星。它的質量只有木星的3/10，而體積卻為木星的6/10。這樣大的體積中只有這麼少的質量，土星的密度一定非常低。確實，土星的密度僅是水的0.7倍，是我們知道的太陽系中密度最小的行星。如果我們設想能夠用塑膠布把土星包起來，以防止它融化或散開，然後將它放進一個能夠容得下的海洋裡，它將會浮在水面上。因此可以推測，土星較木星含有更多的氫，而其他的含量則較少。同時，由於土星的重力很弱，因此對組成它的物質也不能像木星壓縮自己的物質那樣壓縮得那麼緊。
雖然土星的體積較小，自轉速度卻很快，但比起木星還是慢了些；土星的自轉週期是10.67天，所以土星日比木星日長8%。
儘管土星的自轉比木星慢，但是土星外層的密度較低，吸住外層的引力吸引也較小；結果，土星在赤道附近隆起較大，而成為太陽系最扁的一顆行星。它的扁率為0.102，比木星扁1.6倍、比地球扁30倍。雖然土星的赤道直徑有120,000公里，而極直徑卻僅有108,000公里，相差12,000公里，幾乎是地球直徑的全長！
土星環
從另一個角度來看，土星反而獨具丰姿。伽利略第一次透過他原始的望遠鏡觀察土星時，發現它的形狀有點奇怪，好像在其球體的兩側還有兩個小球。他繼續觀察，發現那兩個小球漸漸變得很難看見，到1612年年底時，終於同時消失不見了。
其他天文學家也報告過土星的這種奇怪現象；但直到1656年，惠更斯才提出了正確的解釋。他宣稱，土星外圍環繞著一圈又亮又薄的光環；光環與土星不接觸。
土星的自轉軸和地球一樣，也是傾斜的，土星的軸傾角是26.73°，地球則是23.45°。由於土星的光環和赤道是在同一平面上，所以它是對著太陽（也對著我們）傾斜的。當土星執行到其軌道的一端時，我們可由上往下看見光環近的一面，而遠的一面仍被遮住。當土星在軌道的另一端時，我們就可由下往上看到光環近的一面，而遠的一面依然被遮住。土星從軌道的這一側轉到另一側需要14年多一點。在這段時間內，光環也逐漸由最下方移向最上方。行至半路時，光環恰好移動到中間位置，這時我們觀察到光環兩面的邊緣連線在一起，狀如“一條線”。隨後；土星繼續執行，沿著另一半軌道繞回原來的起點，這時光環又逐漸地由最上方向最下方移動；移到正中間時，我們又看見其邊緣連線在一起。因為土星環非常薄，所以當光環狀如“一條線”時就好像消失了一樣。1612年年底伽利略看到的正是這種情景；據說由於懊惱，他沒有再觀察過土星。
土星環位於土星的赤道面上。在空間探測以前，從地面觀測得知土星環有五個,其中包括三個主環(A環、B環、C環)和兩個暗環(D環、E環)。B環既寬又亮，它的內側是C環，外側是A環。A環和B環之間為寬約5，000公里的卡西尼縫，它是天文學家卡西尼在1675年發現的。
1826年，德國血統的俄國天文學斯特魯維把外面的環命名為Ａ環，把裡面的環命名為Ｂ環。1850年，美國天文學家W.C.邦德宣稱，還有一個比Ｂ環更靠近土星的暗淡光環。這個暗淡光環就是Ｃ環，Ｃ環與Ｂ環之間並沒有明顯的分界。
在太陽系的任何地方都沒有像土星環那樣的東西，或者說，用任何儀器我們也看不到任何地方有像土星環那樣的光環。誠然，我們現在知道，圍繞著木星有一個稀薄的物質光環，且任何像木星和土星這樣的氣體巨行星都可能有一個由靠近它們的岩屑構成的光環。然而，如果以木星的光環為標準，這些光環都是可憐而微不足道的，而土星的環系卻是壯麗動人的。從地球上看，從土星環系的一端到另一端，延伸269,700公里（167,600英里），相當於地球寬度的21倍，實際上幾乎是木星寬度的2倍。
土星環到底是什麼呢？J.D.卡西尼認為它們像鐵圈一樣是平滑的實心環。可是，1785年拉普拉斯（後來他提出了星雲假說）指出，因為環的各部分到土星中心的距離不同，所以受土星引力場吸引的程度也會不同。這種引力吸引的差異（即我前面提過的潮汐效應）會將環拉開。拉普拉斯認為，光環是由一系列的薄環排在一起組成的，它們排列得如此緊密，以致從地球的距離看去就如同實心的一樣。
可是，1855年，麥克斯韋（後來他預言了電磁輻射寬頻帶的存在）提出，即使這種說法也未盡圓滿。光環受潮汐效應而不碎裂的惟一原因，是因為光環是由無數比較小的隕星粒子組成的，這些粒子在土星周圍的分佈方式，使得從地球的距離看去給人以實心環的印象。麥克斯韋的這一假說是正確的，現在已無人提出疑義。
法國天文學家洛希用另一種方法研究潮汐效應，他證明，任何堅固的天體，在接近另一個比它大得多的天體的時候，都會受到強大的潮汐力作用而最終被扯成碎片。這個較小的大體會被扯碎的距離稱為洛希極限，通常是大天體赤道半徑的2.44倍。
這樣，土星的洛希極限就是2.44乘以它的赤道半徑60,000公里，即146,400公里，Ａ環的最外邊緣至土星中心的距離是136,500公里（84,800英里），因此整個環系都處在洛希極限以內。（木星環也同樣處在洛希極限以內。）
很明顯，土星環是一些永遠也不能聚結成一顆衛星的岩屑（超過洛希極限的岩屑會聚結成衛星——而且顯然確實如此），或者是一顆衛星因某種原因過分靠近土星而被扯碎後留下的岩屑。無論是哪一種情況，它們都是餘留的一些小天體。（被作用的天體越小，潮汐效應也就越小，碎片小到某個程度之後，就不再繼續碎裂了，除非兩個小天體相互間偶爾碰撞。）據估計，如果將土星環所有的物質聚合成一個天體，結果將會是一個比我們的月亮稍大的圓球。