ดาวเสาร์ มี ระบบวงแหวนที่กว้างขวางและซับซ้อนที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ในระบบสุริยะวงแหวนประกอบด้วยอนุภาคที่โคจรรอบดาวเคราะห์ มีขนาดตั้งแต่ไมโครเมตรถึงเมตร^{[ 1 ]}และประกอบด้วยน้ำแข็งเกือบทั้งหมด โดยมีส่วนประกอบของวัสดุหินเพียง เล็กน้อย

แม้ว่าแสงที่สะท้อนจากวงแหวนจะทำให้ดาวเสาร์ดูสว่าง ขึ้น แต่ตัววงแหวนเองนั้นไม่สามารถมองเห็นได้จากโลกด้วยตาเปล่าในปี ค.ศ. 1610 ซึ่งเป็นปีหลังจากที่เขาทำการสังเกตการณ์ครั้งแรกด้วยกล้องโทรทรรศน์กาลิเลโอ กาลิเลอี กลายเป็นคนแรกที่สังเกตเห็นวงแหวนของดาวเสาร์ แม้ว่าเขาจะไม่สามารถมองเห็นได้ชัดเจนพอที่จะแยกแยะลักษณะที่แท้จริงของมันได้ ในปี ค.ศ. 1655 คริสเตียน ฮุยเกนส์เป็นคนแรกที่อธิบายว่าวงแหวนเหล่านั้นเป็นแผ่นดิสก์ที่ล้อมรอบดาวเสาร์^{[ 2 ]}แนวคิดที่ว่าวงแหวนของดาวเสาร์ประกอบด้วยวงแหวนเล็กๆ หลายวงนั้นสามารถสืบย้อนไปถึงปิแอร์-ซีมง ลาปลาซได้^{[ 2 ]}

วงแหวนของดาวเสาร์มีช่องว่างมากมายที่ความหนาแน่นของอนุภาคลดลงอย่างรวดเร็ว สองในนั้นมีดวงจันทร์โคจรอยู่ภายใน และอีกหลายช่องว่างอยู่ที่ตำแหน่งที่มีการสั่นพ้องวงโคจร ที่ไม่เสถียร กับดวงจันทร์ของดาวเสาร์ส่วนช่องว่างอื่นๆ ยังไม่สามารถอธิบายได้ ในทางกลับกัน การสั่นพ้องที่ทำให้เกิดความเสถียรนั้นเป็นสาเหตุที่ทำให้วงแหวนหลายวงมีอายุยืนยาว เช่น วงแหวนไททันและวงแหวนจี ถัดจากวงแหวนหลักออกไปคือวงแหวนฟีบี ซึ่งเชื่อกันว่ากำเนิดมาจากฟีบีและจึงมี วงโคจร ย้อนกลับเหมือนกัน มันเรียงตัวอยู่ในระนาบเดียวกับวงโคจรของดาวเสาร์ ดาวเสาร์มีแกนเอียง 27 องศา ดังนั้นวงแหวนนี้จึงเอียงทำมุม 27 องศากับวงแหวนที่มองเห็นได้ชัดเจนกว่าซึ่งโคจรอยู่เหนือเส้นศูนย์สูตรของดาวเสาร์

ไม่มีข้อสรุปที่แน่ชัดว่าวงแหวนก่อตัวขึ้นเมื่อใด: ในขณะที่การตรวจสอบโดยใช้แบบจำลองทางทฤษฎีชี้ให้เห็นว่าวงแหวนก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของการกำเนิดระบบสุริยะ^{[ 3 ]}ข้อมูลใหม่จากยานแคสสินีชี้ให้เห็นถึงวันที่ก่อตัวที่ใหม่กว่า^{[ 4 ]}

กาลิเลโอ กาลิเลอีเป็นคนแรกที่สังเกตเห็นวงแหวนของดาวเสาร์ในปี 1610 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ของเขา แต่ไม่สามารถระบุได้ว่าเป็นวงแหวน เขาเขียนถึงดยุคแห่งทัสคานีว่า "ดาวเสาร์ไม่ได้อยู่โดดเดี่ยว แต่ประกอบด้วยสามดวง ซึ่งเกือบจะสัมผัสกันและไม่เคยเคลื่อนที่หรือเปลี่ยนแปลงสัมพันธ์กัน พวกมันเรียงตัวเป็นเส้นตรงขนานกับจักรราศีและดวงกลาง (ดาวเสาร์เอง) มีขนาดใหญ่กว่าดวงข้างเคียงประมาณสามเท่า" ^{[ 5 ]}เขายังอธิบายวงแหวนว่าเป็น "หู" ของดาวเสาร์ ในปี 1612 โลกโคจรผ่านระนาบของวงแหวนและวงแหวนก็หายไป กาลิเลโอรู้สึกงุนงงและกล่าวว่า "ฉันไม่รู้จะพูดอะไรในกรณีที่น่าประหลาดใจ ไม่คาดคิด และแปลกใหม่เช่นนี้" ^{[ 2 ]}เขาครุ่นคิดว่า "ดาวเสาร์กลืนลูกๆ ของเขาไปแล้วหรือ?" — อ้างถึงตำนานของไททันดาวเสาร์ที่กลืนกินลูกหลานของตนเพื่อป้องกันคำทำนายที่ว่าพวกเขาจะโค่นล้มเขา^{[ 5 ] [ 6 ]}เขายิ่งสับสนมากขึ้นเมื่อแหวนปรากฏให้เห็นอีกครั้งในปี พ.ศ. 2556 ^{[ 2 ]}

นักดาราศาสตร์ยุคแรกใช้แอนาแกรมเป็นรูปแบบหนึ่งของแผนการผูกมัดเพื่ออ้างสิทธิ์ในการค้นพบใหม่ก่อนที่ผลลัพธ์จะพร้อมสำหรับการตีพิมพ์ กาลิเลโอใช้แอนาแกรม " smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" สำหรับ Altissimum planetam tergeminum observavi ("ฉัน สังเกตเห็นว่าดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลที่สุดมีรูปร่างสามดวง") สำหรับการค้นพบวงแหวนของดาวเสาร์ [ 7 ] [ ^{8 ] [ 9 ]}

ในปี ค.ศ. 1657 คริสโตเฟอร์ เรนได้เป็นศาสตราจารย์ด้านดาราศาสตร์ที่วิทยาลัยเกรแชม กรุงลอนดอน เขาได้ทำการสังเกตการณ์ดาวเสาร์มาตั้งแต่ราวปี ค.ศ. 1652 โดยมีเป้าหมายเพื่ออธิบายลักษณะของดาวเสาร์ สมมติฐานของเขาถูกเขียนขึ้นในหนังสือDe corpore saturniซึ่งเขาเกือบจะเสนอว่าดาวเสาร์มีวงแหวน อย่างไรก็ตาม เรนไม่แน่ใจว่าวงแหวนนั้นเป็นอิสระจากดาวเสาร์หรือติดอยู่กับดาวเสาร์ ก่อนที่สมมติฐานของเรนจะได้รับการตีพิมพ์คริสเตียน ฮุยเกนส์ได้นำเสนอสมมติฐานเกี่ยวกับวงแหวนของดาวเสาร์ เรนตระหนักในทันทีว่านี่เป็นสมมติฐานที่ดีกว่าของเขาเอง และหนังสือDe corpore saturniจึงไม่ได้รับการตีพิมพ์ โรเบิ ร์ต ฮุกเป็นอีกหนึ่งผู้สังเกตการณ์วงแหวนของดาวเสาร์ในยุคแรกๆ และได้สังเกตเห็นเงาที่ทอดลงบนวงแหวน^{[ 10 ]}

Christiaan Huygensเริ่มเจียรเลนส์กับConstantijn Huygens บิดาของเขา ในปี 1655 และสามารถสังเกตดาวเสาร์ได้อย่างละเอียดมากขึ้นโดยใช้กล้องโทรทรรศน์หักเหแสงกำลังขยาย 43 เท่าที่เขาออกแบบเอง เขาเป็นคนแรกที่เสนอว่าดาวเสาร์ถูกล้อมรอบด้วยวงแหวนที่แยกออกจากดาวเคราะห์ และเผยแพร่ผลการค้นพบของเขาในรูปแบบที่คลุมเครือเป็นสตริงตัวอักษร " aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu " [ 11 ] สาม^{ปีต่อมา} เขาเปิดเผยว่าตัวอักษรเหล่านั้นเป็นประโยค Annulo cingitur , tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[ดาวเสาร์] ถูก ล้อมรอบ ด้วยวงแหวนบางๆ แบนๆ ซึ่งไม่ได้สัมผัส [ตัวดาวเคราะห์] และเอียงไปตามระนาบสุริยวิถี") ^{[ 12 ] [ 2 ] [ 13 ]}เขาตีพิมพ์สมมติฐานวงแหวนของเขาในSystema Saturnium (1659) ซึ่งรวมถึงการค้นพบดวงจันทร์ไททัน ของดาวเสาร์ ตลอดจนโครงร่างที่ชัดเจนครั้งแรกของมิติ^ของระบบสุริยะ [ ^{14 ]}

ในปี ค.ศ. 1675 โจวันนี โดเมนิโก คาสสินี ได้ระบุว่าวงแหวนของดาวเสาร์ประกอบด้วยวงแหวนขนาดเล็กหลายวงที่มีช่องว่างระหว่างกัน^{[ 15 ]}ช่องว่างที่ใหญ่ที่สุดเหล่านี้ต่อมาได้รับการตั้งชื่อว่าCassini Divisionซึ่งเป็นบริเวณกว้าง 4,800 กิโลเมตร (3,000 ไมล์) ระหว่างวงแหวน AและวงแหวนB ^{[ 16 ]}

ในปี ค.ศ. 1787 ปิแอร์-ไซมอน ลาปลาซพิสูจน์ว่าวงแหวนแข็งที่เป็นเนื้อเดียวกันจะไม่เสถียร และแนะนำว่าวงแหวนนั้นประกอบด้วยวงแหวนแข็งจำนวนมาก^{[ 17 ] [ 2 ] [ 18 ]}

ในปี พ.ศ. 2492 เจมส์ คลาร์ก แม็กซ์เวลล์ได้แสดงให้เห็นว่าวงแหวนของแข็งที่ไม่สม่ำเสมอ วงแหวนของแข็งขนาดเล็ก หรือวงแหวนของเหลวต่อเนื่องก็จะไม่เสถียรเช่นกัน ซึ่งบ่งชี้ว่าวงแหวนจะต้องประกอบด้วยอนุภาคขนาดเล็กจำนวนมากที่โคจรรอบดาวเสาร์อย่างอิสระ^{[ 19 ] [ 18 ]}ต่อมาโซเฟีย โควาเลฟสกายาก็พบว่าวงแหวนของดาวเสาร์ไม่สามารถเป็นวัตถุรูปวงแหวนของเหลวได้^{[ 20 ] [ 21 ]}การศึกษาทางสเปกโทรสโกปีของวงแหวนซึ่งดำเนินการอย่างอิสระในปี พ.ศ. 2438 โดยเจมส์ คีเลอร์แห่งหอดูดาวอัลเลเกนีและโดยอริสตาร์ค เบโลโปลสกีแห่งหอดูดาวปุลโคโว แสดงให้เห็นว่าการวิเคราะห์ของแม็กซ์เวลล์นั้นถูกต้อง^{[ 22 ] [ 23 ]}

ยานอวกาศหุ่นยนต์สี่ลำได้สังเกตวงแหวนของดาวเสาร์จากบริเวณใกล้เคียงกับดาวเคราะห์ ยานไพโอเนีย ร์11เข้าใกล้ดาวเสาร์มากที่สุดในเดือนกันยายน พ.ศ. 2522 ที่ระยะห่าง 20,900 กม. (13,000 ไมล์) ^{[ 24 ]}ยานไพโอเนียร์ 11เป็นผู้ค้นพบวงแหวน F ^{[ 24 ]} ยาน วอยเอเจอร์ 1เข้าใกล้ดาวเสาร์มากที่สุดในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2523 ที่ระยะห่าง 64,200 กม. (39,900 ไมล์) ^{[ 25 ]}เครื่องวัดโพลาไรซ์แสงที่ล้มเหลวทำให้ยานว อยเอ เจอร์1ไม่สามารถสังเกตวงแหวนของดาวเสาร์ด้วยความละเอียดตามที่วางแผนไว้ได้ อย่างไรก็ตาม ภาพจากยานอวกาศให้รายละเอียดที่ไม่เคยมีมาก่อนเกี่ยวกับระบบวงแหวนและเปิดเผยการมีอยู่ของวงแหวน G ^{[ 26 ]} ยานวอยเอ เจอร์2เข้าใกล้ดาวเสาร์มากที่สุดในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2524 ที่ระยะห่าง 41,000 กม. (25,000 ไมล์) ^{[ 25 ]} โฟโตโพลาไรมิเตอร์ที่ใช้งานได้ ของวอยเอเจอร์ 2ทำให้สามารถสังเกตระบบวงแหวนได้ที่ความละเอียดสูงกว่าวอยเอเจอร์ 1และค้นพบวงแหวนย่อยจำนวนมากที่ไม่เคยเห็นมาก่อน^{[ 27 ]}ยาน อวกาศ แคสสินีเข้าสู่วงโคจรของดาวเสาร์ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2547 ^{[ 28 ]} ภาพวงแหวน ของแคสสินีมีรายละเอียดมากที่สุดเท่าที่เคยมีมา และเป็นสาเหตุของการค้นพบวงแหวนย่อยเพิ่มเติม^{[ 29 ]}

วงแหวนเหล่านี้ได้รับการตั้งชื่อตามลำดับตัวอักษรตามลำดับการค้นพบ: ^{[ 30 ]} A และ B ในปี 1675 โดยGiovanni Domenico Cassini , C ในปี 1850 โดยWilliam Cranch BondและGeorge Phillips Bond บุตรชายของเขา , D ในปี 1933 โดยNikolai BarabashovและBoris Semeykin , E ในปี 1967 โดยWalter A. Feibelman , F ในปี 1979 โดยPioneer 11และ G ในปี 1980 โดยVoyager 1วงแหวนหลัก ได้แก่ C, B และ A โดยเรียงจากดาวเคราะห์ออกไปด้านนอก มีช่อง Cassini Division ซึ่งเป็นช่องว่างที่ใหญ่ที่สุดคั่นระหว่างวงแหวน B และ A วงแหวนที่จางกว่าหลายวงถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ วงแหวน D นั้นจางมากและอยู่ใกล้ดาวเคราะห์ที่สุด วงแหวน F ที่แคบนั้นอยู่ด้านนอกวงแหวน A เล็กน้อย นอกจากนั้นยังมีวงแหวนที่จางกว่าอีกสองวงชื่อ G และ E วงแหวนเหล่านี้แสดงให้เห็นโครงสร้างมากมายในทุกระดับ บางส่วนเกี่ยวข้องกับการรบกวนจากดวงจันทร์ของดาวเสาร์ แต่ส่วนใหญ่ยังไม่สามารถอธิบายได้^{[ 30 ]}

มุมเอียงแกนของดาวเสาร์คือ 26.7° ซึ่งหมายความว่ามุมมองที่แตกต่างกันอย่างมากของวงแหวน ซึ่งวงแหวนที่มองเห็นได้อยู่บนระนาบเส้นศูนย์สูตร จะได้รับจากโลกในเวลาที่ต่างกัน^{[ 31 ]}โลกโคจรผ่านระนาบวงแหวนทุกๆ 13 ถึง 15 ปี ประมาณครึ่งปีของดาวเสาร์ และมีโอกาสเท่าๆ กันที่จะเกิดการโคจรผ่านครั้งเดียวหรือสามครั้งในแต่ละครั้ง การโคจรผ่านระนาบวงแหวนครั้งล่าสุดเกิดขึ้นเมื่อวันที่ 22 พฤษภาคม 1995, 10 สิงหาคม 1995, 11 กุมภาพันธ์ 1996, 4 กันยายน 2009 และ 23 มีนาคม 2025 เหตุการณ์ที่จะเกิดขึ้นในอนาคตคือวันที่ 15 ตุลาคม 2038, 1 เมษายน 2039 และ 9 กรกฎาคม 2039 โอกาสในการชมการโคจรผ่านระนาบวงแหวนที่ดี (โดยที่ดาวเสาร์ไม่ได้อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์) จะเกิดขึ้นเฉพาะในช่วงที่มีการโคจรผ่านสามครั้งเท่านั้น^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

ช่วงวิษุวัตของดาวเสาร์ซึ่งเป็นช่วงที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนผ่านระนาบวงแหวนนั้น ไม่ได้เกิดขึ้นอย่างสม่ำเสมอ ดวงอาทิตย์จะเคลื่อนผ่านระนาบวงแหวนจากทิศใต้ไปทิศเหนือเมื่อลองจิจูดของดาวเสาร์อยู่ที่ 173.6 องศา (เช่น 11 สิงหาคม 2552) ซึ่งเป็นช่วงเวลาเดียวกับที่ดาวเสาร์เคลื่อนจากกลุ่มดาวสิงโตไปยังกลุ่มดาวหญิงสาว 15.7 ปีต่อมา ลองจิจูดของดาวเสาร์จะถึง 353.6 องศา และดวงอาทิตย์จะเคลื่อนผ่านไปยังด้านใต้ของระนาบวงแหวน ในแต่ละรอบการโคจร ดวงอาทิตย์จะอยู่ทางเหนือของระนาบวงแหวนเป็นเวลา 15.7 ปีของโลก จากนั้นจะอยู่ทางใต้ของระนาบวงแหวนเป็นเวลา 13.7 ปี^[ก]วันที่สำหรับการข้ามจากเหนือไปใต้ ได้แก่ 19 พฤศจิกายน 2538 และ 6 พฤษภาคม 2568 โดยมีการข้ามจากใต้ไปเหนือในวันที่ 11 สิงหาคม 2552 และ 23 มกราคม 2562 ^{[ 36 ]}ในช่วงเวลาใกล้เคียงกับวิษุวัต ความสว่างของวงแหวนส่วนใหญ่จะลดลงอย่างมาก ทำให้สามารถสังเกตการณ์ลักษณะพิเศษที่เบี่ยงเบนจากระนาบวงแหวนได้^{[ 37 ]}

ดาวเสาร์แสดงรูปแบบที่ซับซ้อนในความสว่าง^{[ 38 ]}ความแปรปรวนส่วนใหญ่เกิดจากการเปลี่ยนแปลงลักษณะของวงแหวน^{[ 39 ] [ 40 ]}และสิ่งนี้เกิดขึ้นสองรอบในแต่ละวงโคจร อย่างไรก็ตาม ยังมีความแปรปรวนที่เกิดจากความเยื้องศูนย์ของวงโคจรของดาวเคราะห์ ซึ่งทำให้ดาวเคราะห์แสดงความสว่างที่มากกว่าในซีกโลกเหนือเมื่อเทียบกับซีกโลกใต้^{[ 41 ]}

วงแหวนหลักที่หนาแน่นทอดยาวจากระยะ 7,000 กม. (4,300 ไมล์) ถึง 80,000 กม. (50,000 ไมล์) จากเส้นศูนย์สูตรของดาวเสาร์ ซึ่งมีรัศมี 60,300 กม. (37,500 ไมล์) ( ดูด้านล่าง ) โดยมีความหนาโดยประมาณในแต่ละบริเวณเพียง 10 เมตร (32' 10") ^{[ 42 ]}และมากถึง 1 กม. (1093 หลา) ^{[ 43 ]}วงแหวนเหล่านี้ประกอบด้วยน้ำแข็งบริสุทธิ์ 99.9% โดยมีสิ่งเจือปนเล็กน้อยซึ่งอาจรวมถึงโทลินหรือ ซิ ลิเกต^{[ 44 ]}วงแหวนหลักส่วนใหญ่ประกอบด้วยอนุภาคที่มีขนาดเล็กกว่า 10 ไมโครเมตร^{[ 45 ]}

ยานแคสสินีวัดมวลของระบบวงแหวนโดยตรงผ่านผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงระหว่างวงโคจรชุดสุดท้ายที่ผ่านระหว่างวงแหวนและยอดเมฆ ทำให้ได้ค่า 1.54 (± 0.49) × 10 ¹⁹กิโลกรัม หรือ 0.41 ± 0.13 เท่าของมวลของมิมาส^{[ 4 ]} ซึ่งมีค่าประมาณสองในสามของมวลของ แผ่นน้ำแข็งแอนตาร์กติกาของโลกทั้งหมดกระจายอยู่บนพื้นที่ผิวที่ใหญ่กว่าโลกถึง 80 เท่า^{[ 46 ] [ 47 ]}ค่าประมาณนี้ใกล้เคียงกับค่า 0.40 เท่าของมวลของมิมาสที่ได้จากการสังเกตคลื่นความหนาแน่นในวงแหวน A, B และ C ของยานแคสสินี^{[ 4 ]}ซึ่งเป็นเพียงเศษส่วนเล็กน้อยของมวลทั้งหมดของดาวเสาร์ (ประมาณ 0.25  ppb ) การสังเกตการณ์คลื่นความหนาแน่นในวงแหวน A และ B และโปรไฟล์ความลึกเชิงแสงของ ยานวอยเอเจอร์ก่อนหน้านี้ทำให้ได้มวลประมาณ 0.75 เท่าของมวลของมิมาส^{[ 48 ]}โดยการสังเกตการณ์ในภายหลังและการสร้างแบบจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ชี้ให้เห็นว่านั่นเป็นการประเมินค่าต่ำเกินไป^{[ 49 ]}

แม้ว่าช่องว่างที่ใหญ่ที่สุดในวงแหวน เช่น ช่องว่างแคสสินีและช่องว่างเอ็นเคจะสามารถมองเห็นได้จากโลก แต่ ยานอวกาศ วอยเอเจอร์ได้ค้นพบว่าวงแหวนมีโครงสร้างที่ซับซ้อนของช่องว่างและวงแหวนเล็กๆ นับพันๆ วง โครงสร้างนี้เชื่อว่าเกิดขึ้นจากแรงดึงดูดของดวงจันทร์จำนวนมากของดาวเสาร์ในหลายๆ วิธี ช่องว่างบางส่วนถูกเคลียร์ออกไปโดยการผ่านของดวงจันทร์ขนาดเล็ก เช่นแพน [ ^{50 ]}ซึ่งอาจมีการค้นพบอีกมากมาย และวงแหวนเล็กๆ บางวงดูเหมือนจะคงอยู่ได้ด้วยผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของดาวเทียม ขนาดเล็ก (คล้ายกับการที่โพรมีธีอุส^และแพนโดราช่วยรักษาวงแหวน F ไว้) ช่องว่างอื่นๆ เกิดขึ้นจากเรโซแนนซ์ระหว่างคาบการโคจรของอนุภาคในช่องว่างกับคาบการโคจรของดวงจันทร์ที่มีมวลมากกว่าที่อยู่ไกลออกไปมิมาสช่วยรักษาช่องว่างแคสสินีด้วยวิธีนี้^{[ 51 ]}โครงสร้างเพิ่มเติมในวงแหวนประกอบด้วยคลื่นเกลียวที่เกิดจากการรบกวนของแรงโน้มถ่วงเป็นระยะๆ ของดวงจันทร์ชั้นในที่เรโซแนนซ์ที่ไม่ก่อให้เกิดการรบกวนมากนัก^{[ 52 ]}

ข้อมูลจาก ยานสำรวจอวกาศ แคสสินีบ่งชี้ว่าวงแหวนของดาวเสาร์มีชั้นบรรยากาศของตัวเอง ซึ่งเป็นอิสระจากชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์เอง ชั้นบรรยากาศนี้ประกอบด้วยก๊าซออกซิเจน โมเลกุล ( _O₂ ) ที่เกิดขึ้นเมื่อแสงอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ทำปฏิกิริยากับน้ำแข็งในวงแหวน ปฏิกิริยาเคมีระหว่างชิ้นส่วนโมเลกุลของน้ำและ การกระตุ้นด้วย อัลตราไวโอเลต เพิ่มเติม จะสร้างและขับไล่ O₂ ออกมา ตาม_แบบจำลองของชั้นบรรยากาศนี้ H₂ _ก็มีอยู่ด้วยเช่นกัน ชั้นบรรยากาศ O₂ และ H₂ นั้น_{เบาบาง}มาก_หากชั้นบรรยากาศทั้งหมดควบแน่นลงบนวงแหวน มันจะมีความหนาเพียงประมาณหนึ่งอะตอม^{[ 53 ]}วงแหวนยังมีชั้นบรรยากาศ OH (ไฮดรอกไซด์) ที่เบาบางเช่นเดียวกัน เช่นเดียวกับ O₂ ชั้น_{บรรยากาศ}นี้เกิดจากการแตกตัวของโมเลกุลน้ำ แม้ว่าในกรณีนี้การแตกตัวจะเกิดขึ้นจากไอออน พลังงานสูง ที่พุ่งชนโมเลกุลน้ำที่ถูกขับออกมาจากดวงจันทร์เอนเซลาดัสของ ดาวเสาร์ แม้ว่าชั้นบรรยากาศนี้จะเบาบางมาก แต่ก็สามารถตรวจพบได้จากโลกโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล^{[ 54 ]}

ในปี พ.ศ. 2523 ยานวอยเอเจอร์ 1ได้บินผ่านดาวเสาร์และแสดงให้เห็นว่าวงแหวน F ประกอบด้วยวงแหวนแคบๆ สามวงที่ดูเหมือนจะถักทอเป็นโครงสร้างที่ซับซ้อน ปัจจุบันเป็นที่ทราบกันแล้วว่าวงแหวนสองวงนอกสุดประกอบด้วยปุ่ม รอยหยัก และก้อนที่ทำให้เกิดภาพลวงตาของการถักทอ โดยมีวงแหวนที่สามซึ่งมีความสว่างน้อยกว่าอยู่ด้านใน^{[ 55 ]}

ภาพใหม่ของวงแหวนที่ถ่ายในช่วงวิษุวัตของดาวเสาร์เมื่อวันที่ 11 สิงหาคม พ.ศ. 2552 โดย ยานอวกาศ แคสสินี ของนาซา แสดงให้เห็นว่าวงแหวนขยายออกไปจากระนาบวงแหวนปกติอย่างมีนัยสำคัญในบางจุด การเคลื่อนที่นี้ไปไกลถึง 4 กิโลเมตร (2.5 ไมล์) ที่ขอบของช่องว่างคีเลอร์เนื่องมาจากวงโคจรนอกระนาบของดัฟนิสดวงจันทร์ที่ทำให้เกิดช่องว่าง^{[ 56 ]}

ทีมCassini UVIS นำโดยLarry Espositoใช้การบัง แสงดาว เพื่อค้นพบวัตถุ 13 ชิ้น ซึ่งมีขนาดตั้งแต่ 27 เมตร (89 ลิปดา) ถึง 10 กิโลเมตร (6 ไมล์) ภายในวงแหวน Fวัตถุเหล่านี้โปร่งแสง ซึ่งบ่งชี้ว่าเป็นกลุ่มก้อนน้ำแข็งชั่วคราวที่มีขนาดไม่กี่เมตร Esposito เชื่อว่านี่คือโครงสร้างพื้นฐานของวงแหวนดาวเสาร์ อนุภาครวมตัวกันแล้วถูกระเบิดแยกออกจากกัน^{[ 57 ]}

การประมาณอายุของวงแหวนดาวเสาร์มีความแตกต่างกันอย่างมาก ขึ้นอยู่กับวิธีการที่ใช้ วงแหวนเหล่านี้เคยถูกพิจารณาว่าอาจมีอายุเก่าแก่มาก โดยมีอายุย้อนไปถึงการก่อตัวของดาวเสาร์เอง อย่างไรก็ตาม ข้อมูลจากยานแคสสินีชี้ให้เห็นว่าวงแหวนเหล่านี้มีอายุน้อยกว่ามาก โดยน่าจะก่อตัวขึ้นภายใน 100 ล้านปีที่ผ่านมา และอาจมีอายุระหว่าง 10 ล้านถึง 100 ล้านปี^{[ 4 ] [ 58 ]}สถานการณ์ต้นกำเนิดล่าสุดนี้อิงตามแบบจำลองการประมาณมวลต่ำแบบใหม่ของการวิวัฒนาการทางพลศาสตร์ของวงแหวน และการวัดการไหลของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ซึ่งนำไปสู่การประมาณอัตราการมืดลงของวงแหวนเมื่อเวลาผ่านไป^{[ 4 ]}เนื่องจากวงแหวนสูญเสียวัสดุอย่างต่อเนื่อง วงแหวนเหล่านี้จึงน่าจะมีมวลมากกว่าในอดีตเมื่อเทียบกับปัจจุบัน^{[ 4 ]}การประมาณมวลเพียงอย่างเดียวไม่แม่นยำนัก เนื่องจากวงแหวนที่มีมวลมากซึ่งก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะน่าจะวิวัฒนาการมาจนมีมวลใกล้เคียงกับที่วัดได้แล้ว^{[ 4 ]}จากอัตราการลดลงในปัจจุบัน วงแหวนเหล่านี้อาจหายไปใน 300 ล้านปี^{[ 59 ] [ 60 ]}

สมมติฐานหลักเกี่ยวกับต้นกำเนิดของวงแหวนชั้นในของดาวเสาร์เกี่ยวข้องกับการที่วงแหวนถูกสร้างขึ้นจากเศษซากของดวงจันทร์หนึ่งดวงหรือมากกว่านั้น สมมติฐานที่เสนอโดยÉdouard Rocheในศตวรรษที่ 19 คือ วงแหวนเคยเป็นดวงจันทร์ของดาวเสาร์มาก่อน ซึ่งวงโคจรของมันเสื่อมลงจนเข้าใกล้มากพอที่จะถูกแรงดึงดูดของดาวเสาร์ ฉีกออกเป็นชิ้นๆ (ดูขีดจำกัดของ Roche ) ^{[ 61 ]}การจำลองเชิงตัวเลขที่ดำเนินการในปี 2022 สนับสนุนสมมติฐานนี้ ผู้เขียนการศึกษาดังกล่าวเสนอชื่อ " Chrysalis " สำหรับดวงจันทร์ที่ถูกทำลาย^{[ 62 ]}สมมติฐานอีกแบบหนึ่งคือ ดวงจันทร์ดวงนี้แตกสลายหลังจากถูกดาวหางหรือดาวเคราะห์ น้อยขนาดใหญ่พุ่ง ชน^{[ 63 ]}ในปี 2023 การจำลองแสดงให้เห็นว่าการชนกันของดวงจันทร์น้ำแข็งสองดวงจะอธิบายถึงความขาดแคลนของหินในวงแหวนของดาวเสาร์^{[ 64 ]}

วงแหวนและดวงจันทร์ ของดาวเสาร์

เททิส ไฮเปอเรียนและโพรมีธีอุส

เททิสและยานัส

สมมติฐานเกี่ยวกับดวงจันทร์ที่ถูกทำลายในรูปแบบดั้งเดิมกว่าคือ วงแหวนประกอบด้วยเศษซากจากดวงจันทร์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 400 ถึง 600 กิโลเมตร (200 ถึง 400 ไมล์) ซึ่งใหญ่กว่ามิมาส เล็กน้อย ครั้งสุดท้ายที่มีการชนกันขนาดใหญ่พอที่จะทำให้ดวงจันทร์ขนาดใหญ่นั้นถูกทำลายได้คือในช่วงการระเบิดครั้งใหญ่เมื่อประมาณสี่พันล้านปีก่อน^{[ 65 ]}

สมมติฐานรูปแบบล่าสุดโดยRM Canupคือ วงแหวนอาจเป็นส่วนหนึ่งของซากของชั้นน้ำแข็งของดวงจันทร์ขนาดใหญ่กว่ามาก ขนาดเท่าไททัน ที่ถูกลอกชั้นนอกออกไปขณะที่มันโคจรเข้าสู่ดาวเคราะห์ในช่วงระยะก่อตัวเมื่อดาวเสาร์ยังคงถูกล้อมรอบด้วยเนบิวลาก๊าซ^{[ 66 ] [ 67 ]}ซึ่งจะอธิบายถึงความขาดแคลนของวัสดุหินภายในวงแหวน วงแหวนในตอนแรกจะมีมวลมากกว่ามาก (≈1,000 เท่า) และกว้างกว่าในปัจจุบัน วัสดุในส่วนนอกของวงแหวนจะรวมตัวกันเป็นดวงจันทร์ชั้นในสุดของดาวเสาร์ (ดวงจันทร์ที่อยู่ใกล้ดาวเสาร์ที่สุด) ไปจนถึงเททิสซึ่งอธิบายถึงการขาดแคลนวัสดุหินในองค์ประกอบของดวงจันทร์ส่วนใหญ่เหล่านี้ด้วย^{[ 67 ]}วิวัฒนาการจากการชนหรือภูเขาไฟน้ำแข็งที่เกิดขึ้นภายหลังของเอนเซลาดัส ซึ่งเป็นอีกหนึ่งดวงจันทร์เหล่านี้ อาจทำให้เกิดการสูญเสียน้ำแข็งจากดวงจันทร์ดวงนี้อย่างเลือกสรร ส่งผลให้ความหนาแน่นเพิ่มขึ้นเป็นค่าปัจจุบันที่ 1.61 กรัม/ซม^³เมื่อเทียบกับค่า 1.15 สำหรับมิมาส และ 0.97 สำหรับเททิส^{[ 67 ]}

แนวคิดเรื่องวงแหวนขนาดใหญ่ในยุคแรกเริ่มได้รับการขยายเพิ่มเติมเพื่ออธิบายการก่อตัวของดวงจันทร์ของดาวเสาร์ไปจนถึงเรีย^{[ 68 ]}หากวงแหวนขนาดใหญ่ในยุคแรกเริ่มประกอบด้วยชิ้นส่วนของวัสดุหิน (>100 กม.; กว้าง 60 ไมล์) เช่นเดียวกับน้ำแข็ง วัตถุซิลิเกตเหล่านี้จะสะสมน้ำแข็งมากขึ้นและถูกขับออกจากวงแหวนเนื่องจากปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงกับวงแหวนและปฏิสัมพันธ์ของกระแสน้ำขึ้นลงกับดาวเสาร์ เข้าสู่วงโคจรที่กว้างขึ้นเรื่อยๆ ภายในขีดจำกัดของโรชวัตถุของวัสดุหินมีความหนาแน่นเพียงพอที่จะสะสมวัสดุเพิ่มเติม ในขณะที่วัตถุของน้ำแข็งที่มีความหนาแน่นน้อยกว่านั้นไม่สามารถทำได้ เมื่ออยู่นอกวงแหวนแล้ว ดวงจันทร์ที่ก่อตัวขึ้นใหม่สามารถวิวัฒนาการต่อไปได้ผ่านการรวมตัวแบบสุ่ม กระบวนการนี้อาจอธิบายความแปรผันของปริมาณซิลิเกตในดวงจันทร์ของดาวเสาร์ไปจนถึงเรีย เช่นเดียวกับแนวโน้มของปริมาณซิลิเกตที่น้อยลงเมื่ออยู่ใกล้ดาวเสาร์ เรียจะเป็นดวงจันทร์ที่เก่าแก่ที่สุดที่ก่อตัวขึ้นจากวงแหวนดั้งเดิม โดยดวงจันทร์ที่อยู่ใกล้ดาวเสาร์จะมีอายุน้อยลงเรื่อยๆ^{[ 68 ]}

ความสว่างและความบริสุทธิ์ของน้ำแข็งในวงแหวนของดาวเสาร์ยังถูกอ้างถึงว่าเป็นหลักฐานว่าวงแหวนมีอายุน้อยกว่าดาวเสาร์มาก^{[ 58 ]}เนื่องจากการตกของฝุ่นอุกกาบาตจะทำให้วงแหวนมืดลง อย่างไรก็ตาม งานวิจัยใหม่ระบุว่าวงแหวน B อาจมีมวลมากพอที่จะเจือจางวัสดุที่ตกลงมาและหลีกเลี่ยงการมืดลงอย่างมากตลอดอายุของระบบสุริยะ วัสดุในวงแหวนอาจถูกนำกลับมาใช้ใหม่เป็นก้อนจากภายในวงแหวนแล้วถูกทำลายโดยการชน ซึ่งจะอธิบายถึงความเยาว์วัยที่เห็นได้ชัดของวัสดุบางส่วนภายในวงแหวน^{[ 69 ]}หลักฐานที่บ่งชี้ถึงต้นกำเนิดที่ไม่นานมานี้ของวงแหวน C ได้รับการรวบรวมโดยนักวิจัยที่วิเคราะห์ข้อมูลจากCassini Titan Radar Mapperซึ่งมุ่งเน้นไปที่การวิเคราะห์สัดส่วนของซิลิเกตหินภายในวงแหวนนี้ หากวัสดุส่วนใหญ่มาจากเซนทอร์หรือดวงจันทร์ที่ถูกทำลายเมื่อไม่นานมานี้ อายุของวงแหวนนี้อาจอยู่ในช่วง 100 ล้านปีหรือน้อยกว่านั้น ในทางกลับกัน หากวัสดุส่วนใหญ่มาจากการไหลเข้าของไมโครอุกกาบาต อายุจะใกล้เคียงกับหนึ่งพันล้านปี^{[ 70 ]}

งานวิจัยที่อิงตามอัตราการไหลเข้าสู่ดาวเสาร์สนับสนุนสมมติฐานที่ว่าระบบวงแหวนมีอายุเพียงไม่กี่ร้อยล้านปี วัสดุจากวงแหวนกำลังไหลลงสู่ดาวเสาร์อย่างต่อเนื่อง ยิ่งการไหลเข้าเร็วเท่าไร อายุของระบบวงแหวนก็จะยิ่งสั้นลงเท่านั้น กลไกหนึ่งเกี่ยวข้องกับแรงโน้มถ่วงที่ดึงอนุภาคน้ำแข็งที่มีประจุไฟฟ้าลงมาจากวงแหวนตามแนวเส้นสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ กระบวนการนี้เรียกว่า 'ฝนวงแหวน' อัตราการไหลนี้คาดการณ์ได้ว่าอยู่ที่ 432–2870 กิโลกรัมต่อวินาที โดยใช้ การสังเกตการณ์ จากกล้องโทรทรรศน์เค็ก ที่อยู่บนพื้นดิน ผลจากกระบวนการนี้เพียงอย่างเดียว วงแหวนจะหายไปในอีกประมาณ ~292+818 −124ล้านปี^{[ 71 ]}ขณะเดินทางผ่านช่องว่างระหว่างวงแหวนและดาวเคราะห์ในเดือนกันยายน 2017 ยานอวกาศแคสสินีตรวจพบการไหลของวัสดุที่เป็นกลางทางประจุจากวงแหวนไปยังดาวเคราะห์ที่เส้นศูนย์สูตรในอัตรา 4,800–44,000 กก./วินาที^{[ 72 ]}หากสมมติว่าอัตราการไหลเข้านี้คงที่ การเพิ่มเข้าไปในกระบวนการ "ฝนวงแหวน" อย่างต่อเนื่องจะหมายความว่าวงแหวนอาจหายไปในเวลาไม่ถึง 100 ล้านปี^{[ 71 ] [ 73 ]}

ส่วนที่หนาแน่นที่สุดของระบบวงแหวนดาวเสาร์คือวงแหวน A และ B ซึ่งถูกคั่นด้วยช่องว่างแคสสินี (ค้นพบในปี 1675 โดยโจวันนี โดเมนิโก แคสสินี ) พร้อมกับวงแหวน C ซึ่งค้นพบในปี 1850 และมีลักษณะคล้ายกับช่องว่างแคสสินี บริเวณเหล่านี้ประกอบกันเป็นวงแหวนหลักวงแหวนหลักมีความหนาแน่นมากกว่าและมีอนุภาคขนาดใหญ่กว่าวงแหวนฝุ่น ที่เบาบางกว่า วงแหวนฝุ่น เหล่านี้ได้แก่ วงแหวน D ซึ่งทอดยาวเข้าไปด้านในถึงยอดเมฆของดาวเสาร์ วงแหวน G และ E และวงแหวนอื่นๆ ที่อยู่นอกระบบวงแหวนหลัก วงแหวนที่เบาบางเหล่านี้ถูกเรียกว่า "วงแหวนฝุ่น" เนื่องจากขนาดอนุภาคที่เล็ก (มักประมาณ 1 ไมโครเมตร ) องค์ประกอบทางเคมีของพวกมันก็เหมือนกับวงแหวนหลัก คือเกือบทั้งหมดเป็นน้ำแข็ง วงแหวน F ที่แคบซึ่งอยู่ด้านนอกสุดของวงแหวน A นั้นจัดประเภทได้ยากกว่า บางส่วนของมันมีความหนาแน่นมาก แต่ก็มีอนุภาคขนาดฝุ่นอยู่เป็นจำนวนมากเช่นกัน

ภาพ โมเสกสีธรรมชาติจาก ภาพถ่ายของกล้องมุมแคบ ของยานแคสสินีแสดงให้เห็นด้านที่ไม่ได้รับแสงของวงแหวน D, C, B, A และ F ของดาวเสาร์ (จากซ้ายไปขวา) ถ่ายเมื่อวันที่ 9 พฤษภาคม 2550 (ระยะทางวัดจากศูนย์กลางของดาวเคราะห์)

ภาพถ่ายวงแหวน C, B และ A ของดาวเสาร์จากยานแคสสินีในมุมเฉียง (4 องศา) (จากซ้ายไปขวา; วงแหวน F สามารถมองเห็นได้จางๆ ในภาพขนาดเต็มด้านบน หากดูด้วยความสว่างที่เพียงพอ) ภาพด้านบน: ภาพโมเสกสีธรรมชาติจาก ภาพถ่ายของกล้องมุมแคบ ของ ยานแคสสินี ที่ถ่ายด้านที่ได้รับแสงของวงแหวน เมื่อวันที่ 12 ธันวาคม 2547 ภาพด้านล่าง: ภาพจำลองที่สร้างขึ้นจากการสังเกตการณ์ การบังแสงด้วยคลื่นวิทยุเมื่อวันที่ 3 พฤษภาคม 2548 สีในภาพด้านล่างใช้เพื่อแสดงข้อมูลเกี่ยวกับขนาดอนุภาคของวงแหวน (ดูคำอธิบายในคำบรรยายภาพที่สองของบทความ)

• แหล่งที่มา: ^{[ 87 ]}

วงแหวน D เป็นวงแหวนชั้นในสุดและมีความสว่างน้อยมาก ในปี 1980 ยานวอยเอเจอร์ 1ตรวจพบวงแหวนย่อย 3 วงภายในวงแหวนนี้ ซึ่งมีชื่อว่า D73, D72 และ D68 โดย D68 เป็นวงแหวนย่อยที่อยู่ใกล้ดาวเสาร์มากที่สุด ประมาณ 25 ปีต่อมา ภาพ จากยานแคสสินีแสดงให้เห็นว่า D72 มีความกว้างและกระจายตัวมากขึ้นอย่างเห็นได้ชัด และเคลื่อนตัวเข้าหาดาวเคราะห์มากขึ้น 200 กิโลเมตร (100 ไมล์) ^{[ 88 ]}

โครงสร้างขนาดเล็กที่มีคลื่นห่างกัน 30 กม. (20 ไมล์) ปรากฏอยู่ในวงแหวน D พบเห็นครั้งแรกในช่องว่างระหว่างวงแหวน C และ D73 ^{[ 88 ]}โครงสร้างนี้ถูกค้นพบในช่วงวิษุวัตของดาวเสาร์ในปี 2009 โดยขยายออกไปในแนวรัศมี 19,000 กม. (12,000 ไมล์) จากวงแหวน D ไปยังขอบด้านในของวงแหวน B ^{[ 89 ] [ 90 ]}คลื่นเหล่านี้ถูกตีความว่าเป็นรูปแบบเกลียวของร่องแนวตั้งที่มีแอมพลิจูด 2 ถึง 20 เมตร^{[ 91 ]}ข้อเท็จจริงที่ว่าช่วงเวลาของคลื่นลดลงเมื่อเวลาผ่านไป (จาก 60 กม. 40 ไมล์ในปี 1995 เป็น 30 กม. 20 ไมล์ในปี 2006) ทำให้สามารถสรุปได้ว่ารูปแบบนี้อาจมีต้นกำเนิดในช่วงปลายปี 1983 จากการกระทบของกลุ่มเศษซาก (ที่มีมวลประมาณ 10 ¹²กก.) จากดาวหางที่แตกสลายซึ่งทำให้วงแหวนเอียงออกจากระนาบเส้นศูนย์สูตร^{[ 88 ] [ 89 ] [ 92 ]}รูปแบบเกลียวที่คล้ายกันในวงแหวนหลักของดาวพฤหัสบดีได้รับการระบุว่าเป็นผลมาจากการรบกวนที่เกิดจากการกระทบของวัสดุจากดาวหาง Shoemaker-Levy 9ในปี 1994 ^{[ 89 ] [ 93 ] [ 94 ]}

วงแหวน C เป็นวงแหวนกว้างแต่จางๆ ที่อยู่ด้านในของวงแหวน B วิลเลียมและจอร์จ บอนด์ค้นพบวงแหวนนี้ในปี พ.ศ. 2393 แม้ว่าวิลเลียม อาร์. ดอว์สและโยฮันน์ กัลเลก็ได้พบเห็นวงแหวนนี้โดยอิสระเช่นกันวิลเลียม ลาสเซลล์เรียกวงแหวนนี้ว่า "วงแหวนเครป" เพราะดูเหมือนว่าวงแหวนนี้ประกอบด้วยวัสดุที่มีสีเข้มกว่าวงแหวน A และ B ที่สว่างกว่า^{[ 78 ]}

ความหนาในแนวตั้งของวงแหวนนี้ประมาณ 5 เมตร (16 ลิปดา) มวลประมาณ 1.1 × 10¹⁸ ^{กิโลกรัม}และความหนาแน่นเชิงแสงแปรผันจาก 0.05 ถึง 0.12 นั่นคือ แสงที่ส่องผ่านวงแหวนในแนวตั้งฉากจะถูกบดบังประมาณ 5 ถึง 12 เปอร์เซ็นต์ ดังนั้นเมื่อมองจากด้านบน วงแหวนจึงเกือบโปร่งใส ร่องเกลียวที่มีความยาวคลื่น 30 กิโลเมตร ซึ่งพบเห็นครั้งแรกในวงแหวน D นั้น ถูกสังเกตพบว่าขยายไปทั่วทั้งวงแหวน C ในช่วงวิษุวัตของดาวเสาร์ในปี 2009 (ดูภาพด้านบน)

ช่องว่างโคลัมโบตั้งอยู่ในวงแหวน C ด้านใน ภายในช่องว่างนี้มีวงแหวนโคลัมโบที่สว่างแต่แคบ ซึ่งอยู่ห่างจากศูนย์กลางของดาวเสาร์ 77,883 กม. (48,394 ไมล์) และมีรูปร่างเป็นวงรี เล็กน้อย แทนที่จะเป็นวงกลม วงแหวนนี้ยังเรียกว่าวงแหวนไททัน เนื่องจากถูกควบคุมโดยการสั่นพ้องของวงโคจรกับดวงจันทร์ไททัน [ ^{95 ] ณ}ตำแหน่งนี้ภายในวงแหวน ความยาวของการเคลื่อนที่ของจุดใกล้สุด ของวงโคจรของอนุภาควงแหวน จะเท่ากับความยาวของการเคลื่อนที่ของวงโคจรของไททัน ดังนั้นปลายด้านนอกของวงแหวนวงรีนี้จึงชี้ไปยังไททันเสมอ^{[ 95 ]}

ช่องว่างแม็กซ์เวลล์ตั้งอยู่ภายในส่วนนอกของวงแหวนซี นอกจากนี้ยังมีวงแหวนย่อยที่ไม่เป็นวงกลมหนาแน่นที่เรียกว่าวงแหวนแม็กซ์เวลล์ ในหลายๆ ด้าน วงแหวนย่อยนี้คล้ายกับวงแหวนเอของยูเรนัสมีโครงสร้างคล้ายคลื่นอยู่ตรงกลางของทั้งสองวงแหวน ในขณะที่คลื่นในวงแหวนเอเชื่อกันว่าเกิดจากดวงจันทร์คอร์เดเลีย ของยูเรนัส แต่ยังไม่มีการค้นพบดวงจันทร์ในช่องว่างแม็กซ์เวลล์ ณ เดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2551 ^{[ 96 ]}

วงแหวน B เป็นวงแหวนที่ใหญ่ที่สุด สว่างที่สุด และมีมวลมากที่สุด ความหนาของวงแหวนนี้คาดว่าอยู่ที่ 5 ถึง 15 เมตร และความหนาแน่นเชิงแสงแตกต่างกันไปตั้งแต่ 0.4 ถึงมากกว่า 5 ^{[ 97 ]}ซึ่งหมายความว่าแสงมากกว่า 99% ที่ผ่านบางส่วนของวงแหวน B จะถูกปิดกั้น วงแหวน B มีความแปรผันอย่างมากในความหนาแน่นและความสว่าง ซึ่งเกือบทั้งหมดไม่สามารถอธิบายได้ โครงสร้างเหล่านี้เป็นวงกลมซ้อนกัน ปรากฏเป็นวงแหวนแคบๆ แม้ว่าวงแหวน B จะไม่มีช่องว่างใดๆ ในบางจุด ขอบด้านนอกของวงแหวน B มีโครงสร้างแนวตั้งที่เบี่ยงเบนไปถึง 2.5 กิโลเมตร (1½ ไมล์) จากระนาบวงแหวนหลัก ซึ่งเป็นการเบี่ยงเบนอย่างมีนัยสำคัญจากความหนาในแนวตั้งของวงแหวน A, B และ C หลัก ซึ่งโดยทั่วไปแล้วจะมีเพียงประมาณ 10 เมตร (ประมาณ 30 ฟุต) โครงสร้างแนวตั้งสามารถเกิดขึ้นได้จากดวงจันทร์ขนาดเล็กที่มองไม่เห็น^{[ 98 ]}

การศึกษาคลื่นความหนาแน่นเกลียวโดยใช้การบังดาวในปี 2016 ระบุว่าความหนาแน่นพื้นผิวของวงแหวน B อยู่ในช่วง 40 ถึง 140 กรัม/ซม. ^²ซึ่งต่ำกว่าที่เคยเชื่อกัน และความลึกเชิงแสงของวงแหวนมีความสัมพันธ์น้อยกับความหนาแน่นมวล (ซึ่งเป็นการค้นพบที่เคยรายงานไว้ก่อนหน้านี้สำหรับวงแหวน A และ C) ^{[ 97 ] [ 99 ]}มวลรวมของวงแหวน B ถูกประมาณไว้ที่ใดที่หนึ่งในช่วง 7 ถึง24 × 10 ¹⁸กิโลกรัม เมื่อเทียบกับมวลของมิมาสแล้ว37.5 × 10 ¹⁸กก. ^{[ 97 ]}

ภาพสีความละเอียดสูง (ประมาณ 3 กิโลเมตรต่อพิกเซล) ของวงแหวน B บริเวณใจกลางด้านใน (98,600 ถึง 105,500 กิโลเมตร; 61,300 ถึง 65,600 ไมล์ จากใจกลางดาวเสาร์) โครงสร้างที่แสดง (ตั้งแต่กลุ่มวงแหวนขนาดกว้าง 40 กิโลเมตร; 25 ไมล์ บริเวณใจกลาง ไปจนถึงแถบขนาดกว้าง 300–500 กิโลเมตร; 200 ถึง 300 ไมล์ ทางด้านขวา) ยังคงคมชัดแม้ในระดับความละเอียดที่ต่ำกว่าความละเอียดของภาพ

ขอบด้านนอกของวงแหวน B เมื่อมองใกล้ช่วงวิษุวัต เงาที่เกิดจากโครงสร้างแนวตั้งสูงถึง 2.5 กม. (1½ ไมล์) ซึ่งอาจเกิดจากดวงจันทร์ขนาดเล็กที่มองไม่เห็น ช่องว่างแคสสินีอยู่ด้านบน^{[ 98 ] [ f ]}

จนกระทั่งปี 1980 โครงสร้างของวงแหวนดาวเสาร์ได้รับการอธิบายว่าเกิดจาก แรงโน้ม ถ่วง เพียงอย่างเดียว จากนั้นภาพจากยานอวกาศวอยเอเจอร์แสดงให้เห็นลักษณะรัศมีในวงแหวน Bซึ่งเรียกว่าซี่ล้อ [ ^{100 ] [ 101 ] ซึ่งไม่สามารถอธิบาย ได้}ด้วยวิธีนี้ เนื่องจากความคงอยู่และการหมุนรอบวงแหวนไม่สอดคล้องกับกลศาสตร์วงโคจร ของแรง โน้ม ถ่วง ^{[ 102 ]}ซี่ล้อปรากฏเป็นสีเข้มใน แสง ที่สะท้อนกลับและสว่างใน แสง ที่สะท้อนไปข้างหน้าการเปลี่ยนผ่านเกิดขึ้นที่มุมเฟสใกล้ 60 °สมมติฐานหลักเกี่ยวกับองค์ประกอบของซี่ล้อคือ พวกมันประกอบด้วย อนุภาคฝุ่น ขนาดเล็กที่แขวนลอยอยู่ห่างจากวงแหวนหลักโดย แรงผลัก ทางไฟฟ้าสถิตขณะที่พวกมันหมุนเกือบจะพร้อมกันกับสนามแม่เหล็กของดาวเสาร์ กลไกที่แน่นอนที่สร้างซี่ล้อยังคงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด มีการเสนอแนะว่าการรบกวนทางไฟฟ้าอาจเกิดจากฟ้าผ่าในชั้นบรรยากาศ ของดาวเสาร์ หรือ การชน ของอุกกาบาตขนาดเล็กบนวงแหวน^{[ 102 ]}อีกทางเลือกหนึ่ง มีการเสนอว่าซี่ล้อนั้นคล้ายคลึงกับปรากฏการณ์ที่เรียกว่าแสงเรืองรองขอบฟ้าดวงจันทร์หรือการลอยตัวของฝุ่น และเกิดจากสนามไฟฟ้าที่รุนแรงข้ามเส้นแบ่งเขตของอนุภาควงแหวน ไม่ใช่การรบกวนทางไฟฟ้า^{[ 103 ]}

ไม่พบการสังเกตเห็นซี่วงแหวนอีกเลยจนกระทั่งอีกประมาณยี่สิบห้าปีต่อมา คราวนี้โดย ยานสำรวจอวกาศ แคสสินีซี่วงแหวนไม่ปรากฏให้เห็นเมื่อแคสสินีเดินทางมาถึงดาวเสาร์ในช่วงต้นปี 2547 นักวิทยาศาสตร์บางคนคาดการณ์ว่าซี่วงแหวนจะไม่ปรากฏให้เห็นอีกจนกว่าจะถึงปี 2550 โดยอิงจากแบบจำลองที่พยายามอธิบายการก่อตัวของพวกมัน อย่างไรก็ตาม ทีมถ่ายภาพ ของแคสสินียังคงมองหาซี่วงแหวนในภาพของวงแหวน และพบเห็นอีกครั้งในภาพที่ถ่ายเมื่อวันที่ 5 กันยายน 2548 ^{[ 104 ]}

ซี่เหล่านี้ดูเหมือนจะเป็น ปรากฏการณ์ ตามฤดูกาลโดยจะหายไปในช่วงกลางฤดูหนาวและกลางฤดูร้อนของดาวเสาร์ และปรากฏขึ้นอีกครั้งเมื่อดาวเสาร์เข้าใกล้จุดวิษุวัตมากขึ้นข้อเสนอแนะที่ว่าซี่เหล่านี้อาจเป็นผลตามฤดูกาล ซึ่งแปรผันไปตามวงโคจร 29.7 ปีของดาวเสาร์ ได้รับการสนับสนุนจากการปรากฏขึ้นอีกครั้งอย่างค่อยเป็นค่อยไปในช่วงปีหลังๆ ของภารกิจแคสสินี^{[ 105 ]}

ในปี 2009 ระหว่างช่วงวิษุวัต มีการค้นพบดวงจันทร์ขนาดเล็กที่ฝังอยู่ในวงแหวน B จากเงาที่มันทอดลงมา คาดว่ามีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 400 เมตร (1,300 ฟุต) ^{[ 106 ]}ดวงจันทร์ขนาดเล็กนี้ได้รับชื่อชั่วคราวว่าS/2009 S 1นอกจากนี้ยังมีการสังเกตพบดวงจันทร์ขนาดเล็กอีกดวงในวงแหวน B ในปี 2009 เช่นกัน แม้ว่าจะมีการรายงานในภายหลังในเดือนมิถุนายน ปี 2026 ดวงจันทร์ขนาดเล็กดวงนั้นปัจจุบันมีชื่อเรียกอย่างเป็นทางการว่าS/2009 S 2 ^{[ 107 ]}

ช่องว่างแคสสินีเป็นบริเวณที่มีความกว้าง 4,800 กิโลเมตร (3,000 ไมล์) อยู่ระหว่างวงแหวน Aและวงแหวน B ของดาวเสาร์ ช่องว่างนี้ ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1675 โดยโจวันนี แคสสินีที่หอดูดาวปารีสโดยใช้กล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสง ที่มี เลนส์วัตถุขนาด 2.5 นิ้วความยาวโฟกัส 20 ฟุตและกำลังขยาย 90 เท่า^{[ 108 ] [ 109 ]}จากโลก ช่องว่างนี้ปรากฏเป็นช่องว่างสีดำบางๆ ในวงแหวน อย่างไรก็ตามยานวอยเอเจอร์ค้นพบว่าช่องว่างนี้เต็มไปด้วยวัสดุวงแหวนที่มีลักษณะคล้ายกับวงแหวน C มาก[ 96 ^{]ช่องว่าง}นี้อาจปรากฏสว่างในมุมมองของด้านที่ไม่ได้รับแสงของวงแหวน เนื่องจากความหนาแน่นของวัสดุที่ค่อนข้างต่ำทำให้แสงสามารถส่องผ่านความหนาของวงแหวนได้มากขึ้น

ขอบด้านในของช่องว่างแคสสินีถูกควบคุมโดยเรโซแนนซ์วงโคจรที่รุนแรง อนุภาควงแหวน ณ ตำแหน่งนี้จะโคจรสองครั้งต่อหนึ่งรอบการโคจรของดวงจันทร์มิมาส [ ^{110 ] เร}โซแนนซ์ทำให้แรงดึงของมิมาสที่มีต่ออนุภาควงแหวนเหล่านี้สะสมมากขึ้น ทำให้วงโคจรของพวกมันไม่เสถียรและนำไปสู่การตัดขาดอย่างรวดเร็วในความหนาแน่นของวงแหวน อย่างไรก็ตาม ช่องว่างอื่นๆ ระหว่างวงแหวนเล็กๆ ภายในช่องว่างแคสสินีจำนวนมากยังไม่สามารถอธิบายได้^{[ 111 ]}

ช่องว่างฮุยเกนส์ (Huygens Gap) ถูกค้นพบในปี 1981 จากภาพที่ส่งกลับมาโดยยานวอยเอเจอร์ 2 ^{[ 112 ]} ตั้งอยู่ที่ขอบด้านในของช่องว่างแคสสินี (Cassini Division) ช่องว่างนี้มีวงแหวนฮุยเกนส์ (Huygens Ringlet) ที่หนาแน่นและมีรูปร่างผิดปกติอยู่ตรงกลาง วงแหวนนี้แสดงการเปลี่ยนแปลง ตามทิศทางที่ ไม่สม่ำเสมอ ของความกว้างทางเรขาคณิตและความลึกเชิงแสง ซึ่งอาจเกิดจากเรโซแนนซ์ 2:1 ที่อยู่ใกล้เคียงกับมิมาส (Mimas)และอิทธิพลของขอบด้านนอกที่มีรูปร่างผิดปกติของวงแหวนบี (B-ring) นอกจากนี้ยังมีวงแหวนแคบๆ อีกวงหนึ่งอยู่นอกวงแหวนฮุยเกนส์^{[ 96 ]}

วงแหวนเอเป็นวงแหวนด้านนอกสุดในบรรดาวงแหวนขนาดใหญ่และสว่าง วงแหวนด้านในมี ช่องว่างที่เรียก ว่า ช่องว่างแคสสินี (Cassini Division)และวงแหวนด้านนอกที่คมชัดอยู่ใกล้กับวงโคจรของดวงจันทร์แอตลาส ขนาดเล็ก วงแหวนเอถูกขัดจังหวะที่ตำแหน่ง 22% ของความกว้างของวงแหวนจากขอบด้านนอกด้วยช่องว่างเอ็นเค (Encke Gap ) ช่องว่างที่แคบกว่าซึ่งอยู่ห่างจากขอบด้านนอก 2% ของความกว้างของวงแหวนเรียกว่าช่องว่างคีเลอร์ (Keeler Gap )

ความหนาของวงแหวน A คาดว่าอยู่ระหว่าง 10 ถึง 30 ไมโครเมตร ความหนาแน่นของพื้นผิวอยู่ระหว่าง 35 ถึง 40 กรัม/ซม. ^²และมวลรวมอยู่ระหว่าง 4 ถึง5 × 10 ¹⁸กก. ^{[ 97 ]} (ต่ำกว่ามวลของไฮเปอเรียน เล็กน้อย ) ความลึกเชิงแสงของมันแปรผันจาก 0.4 ถึง 0.9 ^{[ 97 ]}

เช่นเดียวกับวงแหวน B ขอบด้านนอกของวงแหวน A ได้รับการรักษาไว้ด้วยการสั่นพ้องของวงโคจร แม้ว่าในกรณีนี้จะเป็นชุดที่ซับซ้อนกว่าก็ตาม โดยส่วนใหญ่จะถูกกระทำโดยการสั่นพ้อง 7:6 กับJanusและEpimetheusพร้อมด้วยการมีส่วนร่วมอื่นๆ จากการสั่นพ้อง 5:3 กับMimasและการสั่นพ้องต่างๆ กับPrometheusและPandora ^{[ 113 ] [ 114} ] การสั่นพ้องของวงโคจรอื่นๆ ยังกระตุ้นคลื่นความหนาแน่นแบบเกลียว จำนวนมาก ในวงแหวน A (และในระดับที่น้อยกว่าในวงแหวนอื่นๆ ด้วย) ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของโครงสร้าง คลื่นเหล่านี้ได้รับการอธิบายโดยฟิสิกส์เดียวกันกับที่อธิบาย^แขนเกลียวของกาแล็กซีคลื่นการโค้งงอแบบเกลียว ซึ่งมีอยู่ในวงแหวน A และได้รับการอธิบายโดยทฤษฎีเดียวกันนั้น เป็นรอยหยัก ในแนวตั้ง ในวงแหวนมากกว่าคลื่นการบีบอัด^{[ 115 ]}

ในเดือนเมษายน พ.ศ. 2557 นักวิทยาศาสตร์ของ NASA รายงานว่าได้สังเกตเห็นระยะการก่อตัวของดวงจันทร์ดวงใหม่ที่อยู่ใกล้ขอบด้านนอกของวงแหวน A ^{[ 116 ] [ 117 ]}

ช่องว่างเอ็นเค (Encke Gap) เป็นช่องว่างกว้าง 325 กิโลเมตร (200 ไมล์) ภายในวงแหวน Aซึ่งอยู่ห่างจากศูนย์กลางของดาวเสาร์ 133,590 กิโลเมตร (83,000 ไมล์) ^{[ 119 ]} ช่องว่าง นี้เกิดจากการมีอยู่ของดวงจันทร์แพน (Pan ) ขนาดเล็ก ^{[ 120 ]}ซึ่งโคจรอยู่ภายในช่องว่างนี้ ภาพจากยาน สำรวจ แคสสินี (Cassini probe) แสดงให้เห็นว่ามีวงแหวนเล็กๆ บางๆ ที่เป็นปมอย่างน้อยสามวงอยู่ภายในช่องว่าง^{[ 96 ]}คลื่นความหนาแน่นแบบเกลียวที่มองเห็นได้ทั้งสองด้านของช่องว่างนี้เกิดจากการสั่นพ้องกับ ดวง จันทร์ ใกล้เคียง ที่อยู่นอกวงแหวน ในขณะที่แพนทำให้เกิดร่องรอยเกลียวเพิ่มเติมอีกชุดหนึ่ง^{[ 96 ]}

โยฮันน์ เอ็นเคไม่ได้สังเกตเห็นช่องว่างนี้ด้วยตนเอง แต่ช่องว่างนี้ได้รับการตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่การสังเกตวงแหวนของเขา ช่องว่างนี้ถูกค้นพบโดยเจมส์ เอ็ดเวิร์ด คีเลอร์ในปี พ.ศ. 2431 ^{[ 78 ]}ช่องว่างสำคัญที่สองในวงแหวน Aซึ่งค้นพบโดยยานวอยเอเจอร์ได้รับการตั้งชื่อว่าช่องว่างคีเลอร์เพื่อเป็นเกียรติแก่เขา^{[ 121 ]}

ช่องว่าง Encke เป็นช่องว่างเนื่องจากอยู่ภายในวงแหวน A อย่างสมบูรณ์ มีความคลุมเครือระหว่างคำว่าช่องว่างและการแบ่งแยกจนกระทั่ง IAU ชี้แจงคำจำกัดความในปี 2551 ก่อนหน้านั้น การแยกนี้บางครั้งเรียกว่า "การแบ่งแยก Encke" ^{[ 122 ]}

ช่องว่างคีเลอร์เป็นช่องว่างกว้าง 42 กิโลเมตร (26 ไมล์) ในวงแหวน Aซึ่งอยู่ห่างจากขอบด้านนอกของวงแหวนประมาณ 250 กิโลเมตร (150 ไมล์) ดวงจันทร์ขนาดเล็กชื่อดัฟนิสซึ่งถูกค้นพบเมื่อวันที่ 1 พฤษภาคม 2548 โคจรอยู่ภายในช่องว่างนี้ ทำให้ช่องว่างนั้นโปร่งใส^{[ 123 ]}การผ่านของดวงจันทร์ทำให้เกิดคลื่นที่ขอบของช่องว่าง (ซึ่งได้รับอิทธิพลจากความเยื้องศูนย์เล็กน้อยของวงโคจรด้วย) ^{[ 96 ]}เนื่องจากวงโคจรของดัฟนิสเอียงเล็กน้อยเมื่อเทียบกับระนาบของวงแหวน คลื่นจึงมีส่วนประกอบที่ตั้งฉากกับระนาบของวงแหวน โดยไปถึงระยะ 1500 เมตร "เหนือ" ระนาบ^{[ 124 ] [ 125 ]}

ช่องว่างคีเลอร์ถูกค้นพบโดยยานวอยเอเจอร์และตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่นักดาราศาสตร์เจมส์ เอ็ดเวิร์ด คีเลอร์ คีเลอร์เองก็ค้นพบและตั้งชื่อช่องว่างเอ็นเคเพื่อเป็นเกียรติแก่โยฮันน์ เอ็นเค^{[ 78 ]}

ในปี 2549 มีการค้นพบ " ดวงจันทร์ บริวาร" ขนาดเล็ก 4 ดวงใน ภาพถ่ายวงแหวน A ของยานแคสสินี^{[ 126 ]}ดวงจันทร์บริวารเหล่านี้มีเส้นผ่านศูนย์กลางเพียงประมาณหนึ่งร้อยเมตร เล็กเกินกว่าจะมองเห็นได้โดยตรง สิ่งที่ยานแคสสินีเห็นคือการรบกวนรูปทรง "ใบพัด" ที่ดวงจันทร์บริวารเหล่านี้สร้างขึ้น ซึ่งมีขนาดหลายกิโลเมตร (ไมล์) คาดว่าวงแหวน A มีวัตถุดังกล่าวหลายพันดวง ในปี 2550 การค้นพบดวงจันทร์บริวารอีก 8 ดวงเผยให้เห็นว่าพวกมันส่วนใหญ่อยู่ในแถบกว้าง 3,000 กิโลเมตร (2,000 ไมล์) ห่างจากศูนย์กลางของดาวเสาร์ประมาณ 130,000 กิโลเมตร (80,000 ไมล์) ^{[ 127 ]}และภายในปี 2551 มีการตรวจพบดวงจันทร์บริวารรูปทรงใบพัดมากกว่า 150 ดวง^{[ 128 ]}หนึ่งในนั้นที่ถูกติดตามมาหลายปีได้รับฉายาว่าเบลริโอต์^{[ 129 ]}

ช่องว่างระหว่างวงแหวน Aและวงแหวน Fได้รับการตั้งชื่อว่า Roche Division เพื่อเป็นเกียรติแก่นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศสÉdouard Roche [ ^{130 ] ไม่}ควรสับสนระหว่าง Roche Division กับRoche limitซึ่งเป็นระยะทางที่วัตถุขนาดใหญ่อยู่ใกล้กับดาวเคราะห์ (เช่น ดาวเสาร์) มากจนแรงดึงดูด ของดาวเคราะห์ จะดึงวัตถุนั้นให้แยกออกจากกัน^{[ 131 ]} Roche Division ตั้งอยู่บริเวณขอบนอกของระบบวงแหวนหลัก ซึ่งอยู่ใกล้กับ Roche limit ของดาวเสาร์มาก จึงเป็นสาเหตุที่ทำให้วงแหวนไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดวงจันทร์ได้^{[ 132 ]}

เช่นเดียวกับCassini Division , Roche Division ไม่ได้ว่างเปล่า แต่มีแผ่นวัสดุอยู่^{[ 133 ]}ลักษณะของวัสดุนี้คล้ายกับวงแหวน D, E และ G ที่เบาบางและมีฝุ่น^{[ 134 ]}มีสองตำแหน่งใน Roche Division ที่มีความเข้มข้นของฝุ่นสูงกว่าส่วนอื่นๆ ของภูมิภาค ตำแหน่งเหล่านี้ถูกค้นพบโดย ทีมถ่ายภาพของยานสำรวจ Cassiniและได้รับการกำหนดชื่อชั่วคราวว่า R/2004 S 1 ซึ่งอยู่ตามวงโคจรของดวงจันทร์Atlasและ R/2004 S 2 ซึ่งอยู่ห่างจากศูนย์กลางของดาวเสาร์ 138,900 กม. (86,300 ไมล์) เข้าไปด้านในของวงโคจร^ของ Prometheus [ ^{135 ] [ 136 ]}

วงแหวน F เป็นวงแหวนที่แยกตัวออกมาอยู่ด้านนอกสุดของดาวเสาร์ และอาจเป็นวงแหวนที่มีกิจกรรมมากที่สุดในระบบสุริยะ โดยมีลักษณะที่เปลี่ยนแปลงไปในระยะเวลาเพียงไม่กี่ชั่วโมง^{[ 137 ]}ตั้งอยู่ห่างจากขอบด้านนอกของวงแหวน Aไป 3,000 กิโลเมตร (2,000 ไมล์) ^{[ 138 ]}วงแหวนนี้ถูกค้นพบในปี 1979 โดยทีมถ่ายภาพ ของยาน ไพโอเนียร์ 11 ^{[ 81 ]}มันบางมาก มีรัศมีเพียงไม่กี่ร้อยกิโลเมตรเท่านั้น ในขณะที่มุมมองดั้งเดิมคือมันถูกยึดไว้ด้วยกันโดยดวงจันทร์บริวาร สองดวง คือโพรมีธีอุสและแพนโดราซึ่งโคจรอยู่ภายในและภายนอกวงแหวน^{[ 120 ]}การศึกษาล่าสุดระบุว่ามีเพียงโพรมีธีอุสเท่านั้นที่มีส่วนช่วยในการกักกัน^{[ 139 ] [ 140 ]}การจำลองเชิงตัวเลขชี้ให้เห็นว่าวงแหวนนี้ก่อตัวขึ้นเมื่อโพรมีธีอุสและแพนโดราชนกันและถูกทำลายไปบางส่วน^{[ 141 ]}

ภาพระยะใกล้ล่าสุดจาก ยานสำรวจ แคสสินีแสดงให้เห็นว่าวงแหวน F ประกอบด้วยวงแหวนแกนกลางหนึ่งวงและเส้นใยเกลียวรอบแกนกลาง^{[ 142 ]}นอกจากนี้ยังแสดงให้เห็นว่าเมื่อโพรมีธีอุสโคจรเข้าใกล้วงแหวนที่ จุดไกลสุดของวง โคจรแรงดึงดูดของมันจะสร้างรอยหยักและปมในวงแหวน F ขณะที่ดวงจันทร์ 'ขโมย' วัสดุจากวงแหวน ทำให้เกิดช่องมืดในส่วนด้านในของวงแหวน เนื่องจากโพรมีธีอุสโคจรรอบดาวเสาร์เร็วกว่าวัสดุในวงแหวน F แต่ละช่องใหม่จึงถูกแกะสลักไว้ข้างหน้าช่องก่อนหน้าประมาณ 3.2 องศา^{[ 137 ]}

ในปี 2551 ตรวจพบพลวัตเพิ่มเติม ซึ่งบ่งชี้ว่าดวงจันทร์ขนาดเล็กที่มองไม่เห็นซึ่งโคจรอยู่ภายในวงแหวน F กำลังเคลื่อนผ่านแกนกลางที่แคบของมันอย่างต่อเนื่องเนื่องจากการรบกวนจากโพรมีธีอุส ดวงจันทร์ขนาดเล็กดวงหนึ่งได้รับการระบุเบื้องต้นว่าเป็นS/2004 S 6 ^{[ 137 ]}

ณ ปี 2023 โครงสร้างเป็นก้อนของวงแหวน "เชื่อกันว่าเกิดจากการมีวัตถุต้นกำเนิดขนาดเล็กจำนวนหลายพันชิ้น (ขนาด 1.0 ถึง 0.1 กิโลเมตร) ที่ชนกันและสร้างเส้นใยหนาแน่นของอนุภาคขนาดไมโครเมตรถึงเซนติเมตรที่รวมตัวกันใหม่บนวัตถุต้นกำเนิดในระยะเวลาไม่กี่เดือนในสภาวะคงที่" ^{[ 143 ]}

ภาพโมเสกที่ประกอบด้วยภาพ 107 ภาพ แสดงมุมมอง 255° (ประมาณ 70%) ของวงแหวน F ในลักษณะที่จะปรากฏหากยืดออกจนตรง แสดงให้เห็นเส้นใยหลักที่คดงอและเส้นใยรองที่เป็นเกลียว ความกว้างตามแนวรัศมี (จากบนลงล่าง) คือ 1,500 กิโลเมตร (1,000 ไมล์)

มีวงแหวนฝุ่นจางๆ ปรากฏอยู่รอบบริเวณที่วงโคจรของJanusและEpimetheus ครอบครอง ดังที่เปิดเผยโดยภาพที่ถ่ายด้วยแสงกระเจิงไปข้างหน้าโดยยานอวกาศCassiniในปี 2549 วงแหวนนี้มีรัศมีประมาณ 5,000 กม. (3,000 ไมล์) ^{[ 144 ]}แหล่งกำเนิดของมันคืออนุภาคที่ถูกพัดออกจากพื้นผิวของดวงจันทร์โดยการชนของอุกกาบาต ซึ่งจากนั้นจะก่อตัวเป็นวงแหวนกระจายรอบเส้นทางโคจรของพวกมัน^{[ 145 ]}

วงแหวน G เป็นวงแหวนที่บางและจางมาก ตั้งอยู่กึ่งกลางระหว่างวงแหวน Fและจุดเริ่มต้นของวงแหวน Eโดยขอบด้านในอยู่ห่างจากวงโคจรของมิมาส ประมาณ 15,000 กิโลเมตร (10,000 ไมล์) วงแหวนนี้มีส่วนโค้งที่สว่างกว่าอย่างเห็นได้ชัดอยู่ใกล้ขอบด้านใน (คล้ายกับส่วนโค้งในวงแหวนของเนปจูน ) ซึ่งทอดยาวประมาณหนึ่งในหกของเส้นรอบวง โดยมีจุดศูนย์กลางอยู่ที่ดวงจันทร์ขนาดเล็ก Aegaeon ที่ มีเส้นผ่านศูนย์กลางครึ่งกิโลเมตร (500 หลา) ซึ่งถูกยึดไว้ด้วยการสั่นพ้องของวงโคจร 7:6 กับมิมาส^{[ 146 ] [ 147 ]}เชื่อกันว่าส่วนโค้งนี้ประกอบด้วยอนุภาคน้ำแข็งที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่กี่เมตร ส่วนที่เหลือของวงแหวน G ประกอบด้วยฝุ่นที่ปล่อยออกมาจากภายในส่วนโค้ง ความกว้างตามแนวรัศมีของส่วนโค้งอยู่ที่ประมาณ 250 กิโลเมตร (150 ไมล์) เมื่อเทียบกับความกว้าง 9,000 กิโลเมตร (6,000 ไมล์) สำหรับวงแหวน G ทั้งหมด^{[ 146 ]}เชื่อกันว่าส่วนโค้งนี้มีสสารเทียบเท่ากับดวงจันทร์น้ำแข็งขนาดเล็กที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณหนึ่งร้อยเมตร^{[ 146 ]}ฝุ่นที่ปล่อยออกมาจาก Aegaeon และแหล่งกำเนิดอื่นๆ ภายในส่วนโค้งจาก การชนของ ไมโครอุกกาบาตจะลอยออกไปจากส่วนโค้งเนื่องจากการปฏิสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กของดาวเสาร์ (ซึ่งพลาสมาหมุนไปพร้อมกับสนามแม่เหล็ก ของดาวเสาร์ ซึ่งหมุนเร็วกว่าการเคลื่อนที่ในวงโคจรของวงแหวน G มาก) อนุภาคขนาดเล็กเหล่านี้จะถูกกัดกร่อนไปเรื่อยๆ จากการชนเพิ่มเติมและกระจายตัวออกไปโดยแรงต้านของพลาสมา ในช่วงเวลาหลายพันปี วงแหวนจะค่อยๆ สูญเสียมวล^{[ 148 ]}ซึ่งจะถูกเติมเต็มโดยการชนเพิ่มเติมบน Aegaeon

ส่วนโค้งวงแหวนจางๆ ที่ตรวจพบครั้งแรกในเดือนกันยายน พ.ศ. 2549 ครอบคลุมความยาวตามแนวยาวประมาณ 10 องศา เกี่ยวข้องกับดวงจันทร์เมโทนเชื่อกันว่าวัสดุในส่วนโค้งนี้เป็นฝุ่นที่ถูกพัดออกมาจากเมโทนจากการชนของไมโครอุกกาบาต การกักเก็บฝุ่นไว้ภายในส่วนโค้งนั้นเกิดจากเรโซแนนซ์ 14:15 กับมิมาส (คล้ายกับกลไกการกักเก็บส่วนโค้งไว้ภายในวงแหวน G) ^{[ 149 ] [ 150 ]}ภายใต้อิทธิพลของเรโซแนนซ์เดียวกันนี้ เมโทนจะแกว่งไปมาในวงโคจรด้วยแอมพลิจูด 5° ของลองจิจูด

ส่วนโค้งวงแหวนจางๆ ที่ตรวจพบครั้งแรกในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2550 ครอบคลุมพื้นที่ตามแนวยาวประมาณ 20 องศา เกี่ยวข้องกับดวงจันทร์แอนธีเชื่อกันว่าวัสดุในส่วนโค้งนี้เป็นฝุ่นที่หลุดออกมาจากแอนธีเนื่องจากการชนของอุกกาบาตขนาดเล็ก การกักเก็บฝุ่นไว้ภายในส่วนโค้งนั้นเกิดจากเรโซแนนซ์ 10:11 กับมิมาส ภายใต้อิทธิพลของเรโซแนนซ์เดียวกันนี้ แอนธีจึงเคลื่อนที่ไปมาในวงโคจรของมันครอบคลุมแนวยาว 14° ^{[ 149 ] [ 150 ]}

วงแหวนฝุ่นจางๆ โคจร รอบดาว พัลลีนดังที่ปรากฏในภาพที่ถ่ายด้วยแสงกระเจิงไปข้างหน้าโดยยาน อวกาศ แคสสินีในปี 2549 ^{[ 144 ]}วงแหวนนี้มีรัศมีประมาณ 2,500 กิโลเมตร (1,500 ไมล์) แหล่งกำเนิดของมันคืออนุภาคที่ถูกพัดออกจากพื้นผิวของดาวพัลลีนโดยการชนของอุกกาบาต ซึ่งก่อตัวเป็นวงแหวนกระจายรอบเส้นทางโคจรของมัน^{[ 145 ] [ 150 ]}

การมีอยู่ของวงแหวน E ยังไม่ได้รับการยืนยันจนกระทั่งปี 1980 ^{[ 83 ]}และเป็นหัวข้อถกเถียงในหมู่นักดาราศาสตร์อย่างน้อยก็ย้อนกลับไปถึงปี 1908 ในลำดับเหตุการณ์การสังเกตการณ์ดาวเสาร์Arthur Francis O'Donel Alexanderระบุว่า^{[ 151 ]}การสังเกตการณ์ครั้งแรกของสิ่งที่ต่อมาเรียกว่าวงแหวน E นั้นเป็นผลงานของGeorges Fournierซึ่งในวันที่ 5 กันยายน 1907 ที่Mont Revardได้สังเกตเห็น "เขตสว่าง" "ล้อมรอบวงแหวนสว่างด้านนอก" ปีต่อมา ในวันที่ 7 ตุลาคม 1908 E. Schaer ได้สังเกตเห็น "วงแหวนสีคล้ำใหม่...ล้อมรอบวงแหวนสว่างของดาวเสาร์" ที่หอดูดาวเจนีวา จากการค้นพบของ Schaer นั้น W. Boyer, T. Lewis และArthur Eddingtonพบสัญญาณของวงแหวนที่ไม่ต่อเนื่องซึ่งตรงกับคำอธิบายของ Schaer แต่ได้อธิบายการสังเกตการณ์ของพวกเขาว่า "ไม่แน่นอน" หลังจากที่เอ็ดเวิร์ด บาร์นาร์ด ใช้ กล้องโทรทรรศน์ที่ดีที่สุดในโลกในขณะนั้นแล้วไม่พบสัญญาณของวงแหวนอีเอ็ม แอนโทเนียดีได้โต้แย้งถึงการมีอยู่ของวงแหวนในสิ่งพิมพ์ปี 1909 โดยระลึกถึงการสังเกตการณ์ของวิลเลียม เรย์เมื่อวันที่ 26 ธันวาคม 1861 เกี่ยวกับ "แสงที่จางมาก...จนทำให้รู้สึกว่าเป็นวงแหวนมืด" ^{[ 152 ] [ 153 ]}แต่หลังจากผลลัพธ์เชิงลบของบาร์นาร์ด นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ก็เริ่มสงสัยเกี่ยวกับการมีอยู่ของวงแหวนอี^{[ 151 ]}

แตกต่างจากวงแหวน A, B และ C วงแหวน E มีความหนาแน่นเชิงแสงน้อยและมีความยาวในแนวดิ่งมาก ทำให้สามารถมองเห็นได้ดีที่สุดเมื่อมองจากด้านข้าง ซึ่งเป็นไปได้เพียงครั้งเดียวทุกๆ 14–15 ปี^{[ 154 ]}ดังนั้นอาจเป็นเพราะเหตุนี้ วงแหวน E จึงไม่ได้กลับมาเป็นหัวข้อของการสังเกตการณ์อีกครั้งจนกระทั่งทศวรรษ 1960 แม้ว่าบางแหล่งข้อมูลจะระบุว่าWalter Feibelmanเป็นผู้ค้นพบวงแหวน E ในปี 1966 ^{[ 2 ] [ 30 ]} แต่ บทความของเขาที่ตีพิมพ์ในปีถัดมาซึ่งประกาศการสังเกตการณ์เริ่มต้นด้วยการยอมรับข้อโต้แย้งที่มีอยู่และบันทึกการสังเกตการณ์อันยาวนานทั้งที่สนับสนุนและโต้แย้งการมีอยู่ของวงแหวน และเน้นย้ำอย่างระมัดระวังถึงการตีความข้อมูลของเขาว่าเป็นวงแหวนใหม่ว่าเป็น "เพียงการคาดเดาเท่านั้น" ^{[ 154 ]}การวิเคราะห์ใหม่ของ การสังเกตการณ์ดั้งเดิมของ Feibelmanซึ่งดำเนินการเพื่อเตรียมพร้อมสำหรับการบินผ่านดาวเสาร์ของ Pioneer 11 อีกครั้ง ได้ระบุว่าหลักฐานสำหรับวงแหวนชั้นนอกนี้ "ไม่แน่นอน" ^{[ 155 ]}แม้แต่การสังเกตการณ์โพลาไรเมตริกโดย Pioneer 11 ก็ไม่สามารถระบุ E Ring ได้อย่างแน่ชัดในระหว่างการบินผ่านในปี 1979 แม้ว่า "การมีอยู่ของมันจะถูกอนุมานจาก [การวัดอนุภาค รังสี และสนามแม่เหล็ก]" ^{[ 83 ]}มีเพียงหลังจากการวิเคราะห์ข้อมูลดิจิทัลใหม่ของการสังเกตการณ์ในปี 1966 รวมถึงการสังเกตการณ์อิสระหลายครั้งโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินและอวกาศเท่านั้น การมีอยู่ของมันจึงได้รับการยืนยันในที่สุดในบทความปี 1980 โดยFeibelmanและ Klinglesmith ^{[ 83 ]}

วงแหวน E เป็นวงแหวนชั้นนอกสุดลำดับที่สองและมีความกว้างมาก ประกอบด้วยอนุภาคน้ำแข็งขนาดเล็กมาก (ไมครอนและต่ำกว่าไมครอน) จำนวนมาก พร้อมด้วยซิลิเกต คาร์บอนไดออกไซด์ และแอมโมเนีย^{[ 156 ]}วงแหวน E กระจายตัวอยู่ระหว่างวงโคจรของมิมาสและไททัน [ ^{157 ] แตก}ต่างจากวงแหวนอื่นๆ ตรงที่มันประกอบด้วยอนุภาคขนาดเล็กมาก แทนที่จะเป็นก้อนน้ำแข็งขนาดใหญ่ ในปี 2548 แหล่งที่มาของวัสดุในวงแหวน E ถูกกำหนดให้เป็นพวยภูเขาไฟน้ำแข็ง^{[ 158 ] [ 159 ]}ที่พุ่งออกมาจาก"ลายเสือ"ของบริเวณขั้วโลกใต้ของดวงจันทร์เอนเซลาดัส [ ^{160 ] [ 161 ] แตก}ต่างจากวงแหวนหลัก วงแหวน E มีความหนามากกว่า 2,000 กิโลเมตร (1,000 ไมล์) และความหนาจะเพิ่มขึ้นตามระยะทางจากเอนเซลาดัส^{[ 157 ]}โครงสร้างคล้ายหนวดที่สังเกตพบภายในวงแหวน E สามารถเชื่อมโยงกับการปล่อยของเจ็ทขั้วโลกใต้ที่ใช้งานมากที่สุดของเอนเซลาดัสได้^{[ 162 ]}

อนุภาคของวงแหวน E มีแนวโน้มที่จะสะสมบนดวงจันทร์ที่โคจรอยู่ภายในวงแหวนนั้น โดยส่วนใหญ่เป็นเพราะความเยื้องศูนย์ของวงโคจรของอนุภาคและความใกล้ชิดของแกนกึ่งเอกของดวงจันทร์ดวงอื่นกับแกนกึ่งเอกของเอนเซลาดัส^{[ 163 ]}อนุภาคที่ชนกับดวงจันทร์ที่โคจรอยู่ภายในเอนเซลาดัสมีแนวโน้มที่จะเคลื่อนที่เร็วกว่าดวงจันทร์เหล่านั้นเนื่องจากอยู่ใกล้จุดใกล้ที่สุดของวงโคจร จึงชนเข้ากับด้านท้ายของดวงจันทร์ และอนุภาคที่ชนกับดวงจันทร์ที่โคจรอยู่ภายนอกมีแนวโน้มที่จะเคลื่อนที่ช้ากว่าดวงจันทร์เหล่านั้นเนื่องจากอยู่ใกล้จุดไกลที่สุดของวงโคจร จึงชนเข้ากับซีกโลกด้านหน้าของดวงจันทร์ ทำให้ Janus, Epimetheus และ Mimas มีด้านท้ายที่สว่างกว่า ในขณะที่ Tethys, Dione และ Rhea มีซีกโลกด้านหน้าที่สว่างกว่า^{[ 163 ]}นอกจากนี้ เส้นศูนย์สูตรของซีกโลกด้านหน้าของTethysยังมีสีฟ้าอ่อนๆ เนื่องจากวัสดุที่ตกลงมา^{[ 164 ]}ดวงจันทร์โทรจัน เท เล ส โต คาลิปโซเฮเลนและโพลีดิวเซสได้รับผลกระทบเป็นพิเศษเนื่องจากวงโคจรของพวกมันเคลื่อนที่ขึ้นลงบนระนาบวงแหวน ส่งผลให้พื้นผิวของพวกมันถูกเคลือบด้วยวัสดุที่สว่างซึ่งทำให้ลักษณะต่างๆ เรียบเนียนขึ้น^{[ 165 ]}

ในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2552 มีรายงานการค้นพบแผ่นดิสก์บางๆ ของวัสดุที่อยู่ภายในวงโคจรของฟีบีแผ่นดิสก์นี้วางตัวในแนวขอบหันเข้าหาโลกในขณะที่ค้นพบ แผ่นดิสก์นี้สามารถอธิบายได้อย่างคร่าวๆ ว่าเป็นวงแหวนอีกวงหนึ่ง แม้ว่าจะมีขนาดใหญ่มาก (เมื่อมองจากโลก จะมีขนาดปรากฏเท่ากับดวงจันทร์เต็มดวงสองดวง^{[ 86 ]} ) แต่วงแหวนนี้แทบจะมองไม่เห็น มันถูกค้นพบโดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์^{อินฟราเรดของนาซา [} 166 ] และมอง^{เห็นได้}ตลอดช่วงการสังเกตการณ์ ซึ่งขยายจาก 128 ถึง 207 เท่าของรัศมีดาวเสาร์^{[ 85 ]}โดยการคำนวณบ่งชี้ว่ามันอาจขยายออกไปด้านนอกได้ถึง 300 เท่าของรัศมีดาวเสาร์ และเข้ามาด้านในถึงวงโคจรของไออาเพตัสที่ 59 เท่าของรัศมีดาวเสาร์^{[ 167 ]}ต่อมาวงแหวนนี้ได้รับการศึกษาโดยใช้ยานอวกาศWISE , HerschelและCassini ^{[ 168 ]}การสังเกตการณ์ของ WISE แสดงให้เห็นว่าวงแหวนขยายออกไปอย่างน้อยระหว่าง 50 ถึง 100 ถึง 270 รัศมีของดาวเสาร์ (ขอบด้านในหายไปในแสงจ้าของดาวเคราะห์) ^{[ 84 ]}ข้อมูลที่ได้จาก WISE บ่งชี้ว่าอนุภาควงแหวนมีขนาดเล็ก อนุภาคที่มีรัศมีมากกว่า 10 ซม. คิดเป็น 10% หรือน้อยกว่าของพื้นที่หน้าตัด^{[ 84 ]}

ฟีบีโคจรรอบดาวเคราะห์ที่ระยะห่างตั้งแต่ 180 ถึง 250 รัศมี วงแหวนมีความหนาประมาณ 40 รัศมี^{[ 169 ]}เนื่องจากสันนิษฐานว่าอนุภาคของวงแหวนมีต้นกำเนิดมาจากการชน ( ไมโครอุกกาบาตและขนาดใหญ่กว่า) บนฟีบี อนุภาคเหล่านั้นจึงควรมีวงโคจรย้อนกลับ ร่วม กัน^{[ 167 ]}ซึ่งตรงข้ามกับการเคลื่อนที่ในวงโคจรของดวงจันทร์ชั้นในถัดไปคือไออาเพตัสวงแหวนนี้อยู่ในระนาบวงโคจรของดาวเสาร์ หรือโดยประมาณคือระนาบสุริยวิถีดังนั้นจึงเอียง 27 องศาจากระนาบเส้นศูนย์สูตร ของดาวเสาร์ และวงแหวนอื่นๆ ฟีบีเอียง 5° เมื่อเทียบกับระนาบวงโคจรของดาวเสาร์ (มักเขียนเป็น 175° เนื่องจากการเคลื่อนที่ในวงโคจรย้อนกลับของฟีบี) และการเคลื่อนที่ในแนวดิ่งที่เกิดขึ้นเหนือและใต้ระนาบวงแหวนนั้นสอดคล้องกับความหนาของวงแหวนที่สังเกตได้ 40 รัศมีของดาวเสาร์

สตีเวน โซเตอร์เสนอว่าแหวนนี้มีอยู่จริงในช่วงทศวรรษ 1970 ^{[ 167 ]}การค้นพบนี้เกิดขึ้นโดยแอนน์ เจ. เวอร์บิสเซอร์ และไมเคิล เอฟ. สครุตสกี (จากมหาวิทยาลัยเวอร์จิเนีย ) และดักลาส พี. แฮมิลตัน (จากมหาวิทยาลัยแมริแลนด์ คอลเลจพาร์ค ) ^{[ 85 ] [ 170 ]}ทั้งสามคนเคยศึกษาด้วยกันที่มหาวิทยาลัยคอร์เนลล์ในฐานะนักศึกษาปริญญาโท^{[ 171 ]}

วัสดุวงแหวนเคลื่อนตัวเข้าด้านในเนื่องจากการปล่อยรังสีจากดวงอาทิตย์ [ ^{85 ]}ด้วยความเร็วที่แปรผกผันกับขนาดของอนุภาค อนุภาคขนาด 3 ซม. จะเคลื่อนตัวจากบริเวณใกล้เคียงฟีบีไปยังไออาเพตัสในช่วงอายุของระบบสุริยะ^{[ 84 ] ดังนั้น}วัสดุจะพุ่งชนซีกโลกด้านหน้าของไออาเพตัส การตกของวัสดุนี้ทำให้ซีกโลกด้านหน้าของไออาเพตัสมืดลงและแดงขึ้นเล็กน้อย (คล้ายกับสิ่งที่เห็นบนดวงจันทร์โอเบรอนและไททาเนีย ของยูเรนัส ) แต่ไม่ได้สร้างสีสองโทน ที่โดดเด่น ของดวงจันทร์ดวงนั้น โดยตรง ^{[ 172 ]}แต่ในทางกลับกัน วัสดุที่ตกลงมาจะเริ่มต้นกระบวนการแยกตัวด้วยความร้อนแบบ ป้อนกลับ เชิงบวก ของการระเหย ของน้ำแข็ง จากบริเวณที่อุ่นกว่า ตามด้วยการควบแน่นของไอน้ำบนบริเวณที่เย็นกว่า สิ่งนี้ทำให้เกิดเศษวัสดุ "ตกค้าง" สีเข้มปกคลุมพื้นที่ส่วนใหญ่ของบริเวณเส้นศูนย์สูตรของซีกโลกด้านหน้าของไออาเพตัส ซึ่งแตกต่างจากตะกอนน้ำแข็งสีสว่างที่ปกคลุมบริเวณขั้วโลกและพื้นที่ส่วนใหญ่ของซีกโลกด้านหลัง^{[ 173 ] [ 174 ] [ 175 ]}

• กาลิเลโอ กาลิเลอี – บุคคลแรกที่สังเกตเห็นวงแหวนของดาวเสาร์ ในปี ค.ศ. 1610
• คริสเตียน ฮุยเกนส์ – เป็นคนแรกที่เสนอว่ามีวงแหวนล้อมรอบดาวเสาร์ ในปี 1655
• โจวันนี คาสสินี – ค้นพบช่องว่างระหว่างวงแหวน A และ B (ช่องว่างคาสสินี) ในปี ค.ศ. 1675
• เอ็ดวาร์ด โรช – นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ผู้บรรยายถึงวิธีการที่ดาวบริวารที่โคจรเข้ามาใกล้ดาวเสาร์จนอยู่ในระยะขีดจำกัดของโรช อาจแตกตัวและก่อตัวเป็นวงแหวนได้

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับวงแหวนของดาวเสาร์

• จุดเชื่อมต่อวงแหวนดาวเคราะห์: ระบบวงแหวนของดาวเสาร์
• วงแหวนของดาวเสาร์โดยโครงการสำรวจระบบสุริยะของนาซา
• การตั้งชื่อวงแหวนของดาวเสาร์จากหน้าข้อมูลการตั้งชื่อดาวเคราะห์ของ USGS
• วงแหวนที่ใหญ่ที่สุดรอบดาวเสาร์เพิ่งถูกขยายขนาดให้ใหญ่ขึ้น (สืบค้นเมื่อ 2017-12-20 จาก Space.com)
• ทุกสิ่งที่ผู้ใฝ่รู้ควรรู้เกี่ยวกับระบบวงแหวนดาวเคราะห์ กับ ดร. มาร์ค โชว์วอลเตอร์ (พอดแคสต์ของวาซีม อัคตาร์ กับมาร์ค โชว์วอลเตอร์ )
• ภาพเคลื่อนไหวความละเอียดสูงโดย Seán Doran แสดงวงแหวนที่มีแสงส่องจากด้านหลัง
• ภาพเคลื่อนไหวความละเอียดสูงโดย เควิน เอ็ม. กิลล์ แสดงภาพมุมสูงของวงแหวนบีชั้นนอกในช่วงวิษุวัต (ภาพจะเริ่มไม่สม่ำเสมอมากขึ้นหลังจากนาทีแรก); ดูอัลบั้ม Ringsสำหรับรายละเอียดเพิ่มเติม
• ภาพเคลื่อนไหวความละเอียดสูงโดยนิค สตีเวนส์ แสดงภาพดาวเสาร์และวงแหวนจากวงโคจรบริเวณเส้นศูนย์สูตรและขั้วโลก รวมถึงจากมุมมองใต้วงแหวนดู รายละเอียด เพิ่มเติมได้ในรายการสินค้า