Сатурн відрізняється своїм зовнішнім виглядом, від решти планет нашої сонячної системи. Він виглядає жовтувато - тьмяним світилом, що повільно переміщається серед сузір’їв. Із землі навіть у невеликі телескопи чітко видно кільце, що охоплює планету. Коли Галілео Галілей у перший телескоп спостерігав об’єкти на небі, то з приводу Сатурна він написав: «Найвіддаленішу з планет спостерігав потрійною»

     Сатурн — шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи. Сатурн належить до газових гігантів: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня густина Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води. Хоча Сатурн і поступається Юпітеру розмірами та масою, характеристики Сатурна вражають.  Діаметр становить по екватору 120536 км, причому Сатурн сплюснутий  біля полюсів ще більше ніж Юпітер. Його маса більше ніж у 95 разів більша від маси Землі . Температура у верхніх шарах нижча, ніж на Юпітері, - мінус 140 градусів. Сонце дуже далеко і майже не нагріває верхні шари планети. Для Сатурна так само, як і для Юпітера, характерне швидке обертання навколо осі. Доба на Сатурні триває 10 годин 40 хвилин. Період обертання навколо сонця – 29,46 років.

     Склад планети дуже схожий з юпітеріанським багато водню і гелію. Присутній аміак. У хмарах аміак утворює кристали, що складають в атмосфері непрозорі шари. Середня густина речовини Сатурна, нижча ніж у води.     

       Магнітне поле Сатурна потужніше в тисячу разів від магнітного поля Землі. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з силікатів і заліза, покрите льодом і глибоким шаром рідкого водню.

     На відміну від Юпітера, смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78 градусів. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від північного полюса, назване Великою Білою плямою, виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на Юпітері швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400—500 м/с, а на широті 30 градусів — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов’язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари аміаку виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.

     Сатурн має помітну систему кілець, що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Навколо планети обертається 62 відомих на даний момент супутники. Титан — найбільший серед них, це другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, Ганімеда), який перевершує за своїми розмірами Меркурій і має єдину серед супутників Сонячної системи густу атмосферу.

     Наразі на орбіті Сатурна перебуває автоматична міжпланетна станція «Кассіні», запущена 1997 року. Вона дісталася до системи Сатурна 2004 року. До її завдань входить вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й магнітосфери Сатурна.

     Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 а.о. (1430 млн км). Оскільки ексцентриситет орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до Сонця в перигелії та афелії становить 162 млн км. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69 км/с. Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1 а.о. (1195—1660 млн км), середня відстань під час протистояння — близько 1280 млн км. Сатурн і Юпітер обертаються майже в точному резонансі (2:5).

     Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як і у випадку Юпітера, є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/день). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/день). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «Вояджера-1», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/день).

     Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат «Кассіні» 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями радіовипромінювання було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10 год 45 хв 45 с (± 36 с).

     У березні 2007 року було виявлено, що обертання діаграми спрямованості радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю кріовулкана на супутнику Сатурна — Енцеладі. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена ​​картина наводить на думку, що на сьогоднішній день взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети.

      Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо екватора. У 1655 році Хрістіан Гюгенс висловив дивне на той час припущення що, Сатурн має кільце. Спочатку ця гіпотеза навіть не розглядалася всерйоз, настільки дивним здавалося існування кілець довкола планети . Але в результаті математичних розробок. А також після появи потужніших телескопів  кільце планети було прийняте як неспростовний факт. Кільця складаються складаються з безлічі крижаних часток з розмірами часток від міліметра до декількох метрів.        

     Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його орбіти на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до законів Кеплера, швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.

     Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А и В), названо щілиною Кассіні. Ясними ночами у потужніші телескопи можна побачити й менш помітні щілини.