卡西尼缝
1675年著名天文学家卡西尼(Giovanni Domenico Cassini, 1625–1712)观测到土星光环实际上是双重的，内外两重环之间被一条黑暗的缝隙分隔，此缝现在被命名为卡西尼缝(Cassini Division)。
土星
土星是古人所知道最远的一颗行星，它虽然距离我们很远，却相当地明亮。在最亮的时候，它可以达到－0.75星等， 此时除了天狼星之外，比任何恒星都要亮。它的亮度也超过了水星，而且无论如何，它也比水星更容易观察，因为土星比我们距离太阳更远，不像水星那样只能保持在太阳的周围，以致无法在半夜的星空中出现。
土星与太阳的平均距离是 14.3×108公里， 是木星平均距离的1.833倍；绕太阳公转一周约需29.458年，与木星公转周期11.862年相比，土星年大约是木星年的2.5倍。
在许多方面，土星都亚于木星。就拿大小来说，它是太阳系中的第二大行星，次于木星。赤道直径为120000公里，仅为木星的5/6。由于土星体积比较小，距离太阳又比较远、因而照射到土星上的太阳光的强度仅为木星的一半，使土星比木星暗了许多。但是在另一方面，土星仍然大得足以使它有相当大的亮度。
土星的质量是地球的95.1倍，成为仅次于木星的第二个质量最大的行星。它的质量只有木星的3/10，而体积却为木星的6/10。这样大的体积中只有这么少的质量，土星的密度一定非常低。确实，土星的密度仅是水的0.7倍，是我们知道的太阳系中密度最小的行星。如果我们设想能够用塑料布把土星包起来，以防止它融化或散开，然后将它放进一个能够容得下的海洋里，它将会浮在水面上。因此可以推测，土星较木星含有更多的氢，而其他的含量则较少。同时，由于土星的重力很弱，因此对组成它的物质也不能像木星压缩自己的物质那样压缩得那么紧。
虽然土星的体积较小，自转速度却很快，但比起木星还是慢了些；土星的自转周期是10.67天，所以土星日比木星日长8%。
尽管土星的自转比木星慢，但是土星外层的密度较低，吸住外层的引力吸引也较小；结果，土星在赤道附近隆起较大，而成为太阳系最扁的一颗行星。它的扁率为0.102，比木星扁1.6倍、比地球扁30倍。虽然土星的赤道直径有120,000公里，而极直径却仅有108,000公里，相差12,000公里，几乎是地球直径的全长！
土星环
从另一个角度来看，土星反而独具丰姿。伽利略第一次透过他原始的望远镜观察土星时，发现它的形状有点奇怪，好像在其球体的两侧还有两个小球。他继续观察，发现那两个小球渐渐变得很难看见，到1612年年底时，终于同时消失不见了。
其他天文学家也报告过土星的这种奇怪现象；但直到1656年，惠更斯才提出了正确的解释。他宣称，土星外围环绕着一圈又亮又薄的光环；光环与土星不接触。
土星的自转轴和地球一样，也是倾斜的，土星的轴倾角是26.73°，地球则是23.45°。由于土星的光环和赤道是在同一平面上，所以它是对着太阳（也对着我们）倾斜的。当土星运行到其轨道的一端时，我们可由上往下看见光环近的一面，而远的一面仍被遮住。当土星在轨道的另一端时，我们就可由下往上看到光环近的一面，而远的一面依然被遮住。土星从轨道的这一侧转到另一侧需要14年多一点。在这段时间内，光环也逐渐由最下方移向最上方。行至半路时，光环恰好移动到中间位置，这时我们观察到光环两面的边缘连接在一起，状如“一条线”。随后；土星继续运行，沿着另一半轨道绕回原来的起点，这时光环又逐渐地由最上方向最下方移动；移到正中间时，我们又看见其边缘连接在一起。因为土星环非常薄，所以当光环状如“一条线”时就好像消失了一样。1612年年底伽利略看到的正是这种情景；据说由于懊恼，他没有再观察过土星。
土星环位于土星的赤道面上。在空间探测以前，从地面观测得知土星环有五个,其中包括三个主环(A环、B环、C环)和两个暗环(D环、E环)。B环既宽又亮，它的内侧是C环，外侧是A环。A环和B环之间为宽约5，000公里的卡西尼缝，它是天文学家卡西尼在1675年发现的。
1826年，德国血统的俄国天文学斯特鲁维把外面的环命名为Ａ环，把里面的环命名为Ｂ环。1850年，美国天文学家W.C.邦德宣称，还有一个比Ｂ环更靠近土星的暗淡光环。这个暗淡光环就是Ｃ环，Ｃ环与Ｂ环之间并没有明显的分界。
在太阳系的任何地方都没有像土星环那样的东西，或者说，用任何仪器我们也看不到任何地方有像土星环那样的光环。诚然，我们现在知道，围绕着木星有一个稀薄的物质光环，且任何像木星和土星这样的气体巨行星都可能有一个由靠近它们的岩屑构成的光环。然而，如果以木星的光环为标准，这些光环都是可怜而微不足道的，而土星的环系却是壮丽动人的。从地球上看，从土星环系的一端到另一端，延伸269,700公里（167,600英里），相当于地球宽度的21倍，实际上几乎是木星宽度的2倍。
土星环到底是什么呢？J.D.卡西尼认为它们像铁圈一样是平滑的实心环。可是，1785年拉普拉斯（后来他提出了星云假说）指出，因为环的各部分到土星中心的距离不同，所以受土星引力场吸引的程度也会不同。这种引力吸引的差异（即我前面提过的潮汐效应）会将环拉开。拉普拉斯认为，光环是由一系列的薄环排在一起组成的，它们排列得如此紧密，以致从地球的距离看去就如同实心的一样。
可是，1855年，麦克斯韦（后来他预言了电磁辐射宽频带的存在）提出，即使这种说法也未尽圆满。光环受潮汐效应而不碎裂的惟一原因，是因为光环是由无数比较小的陨星粒子组成的，这些粒子在土星周围的分布方式，使得从地球的距离看去给人以实心环的印象。麦克斯韦的这一假说是正确的，现在已无人提出疑义。
法国天文学家洛希用另一种方法研究潮汐效应，他证明，任何坚固的天体，在接近另一个比它大得多的天体的时候，都会受到强大的潮汐力作用而最终被扯成碎片。这个较小的大体会被扯碎的距离称为洛希极限，通常是大天体赤道半径的2.44倍。
这样，土星的洛希极限就是2.44乘以它的赤道半径60,000公里，即146,400公里，Ａ环的最外边缘至土星中心的距离是136,500公里（84,800英里），因此整个环系都处在洛希极限以内。（木星环也同样处在洛希极限以内。）
很明显，土星环是一些永远也不能聚结成一颗卫星的岩屑（超过洛希极限的岩屑会聚结成卫星——而且显然确实如此），或者是一颗卫星因某种原因过分靠近土星而被扯碎后留下的岩屑。无论是哪一种情况，它们都是余留的一些小天体。（被作用的天体越小，潮汐效应也就越小，碎片小到某个程度之后，就不再继续碎裂了，除非两个小天体相互间偶尔碰撞。）据估计，如果将土星环所有的物质聚合成一个天体，结果将会是一个比我们的月亮稍大的圆球。