西安风水师宋晓涛解说土星、我国古代称为「镇星」
西安风水师宋晓涛解释说土星，我国古代称为「镇星」，这是因为古人观测土星，得知其每隔二十八年多绕行一周天，刚好一年巡视二十八宿之一宿，而为二十八宿的坐镇，故名镇星。
在没有发明望远镜之前，土星是所知的行星中，以其距离太阳平均近十四亿三千万公里而为最远的行星。土星的直径有十二万公里，体积为地球的八百三十倍，仅次于木星而为太阳系第二大行星，这个巨无霸级的行星，实际上是个「外强中干」而虚有其表，这是因为它的体积虽大，但质量却仅有地球的九十五倍，简单的换算一下，即可知其平均密度竟然低至 0.7 －比水的密度还小，因此各位网友要是家中有个「比较大」的水盆，当装满水后把土星「丢」进去，在一阵滔天骇浪之后，你会发现土星竟然又冒了出来而「浮在水面上」，什么！你不相信！你不做怎么知道是真还是假？！……
地球北极的极光因其梦幻般的色彩和壮丽而令人神往。但实际上，除了地球之外，其他行星上也会有极光，而且哈勃太空望远镜就已经拍到了土星上的迷人的极光。
据“今日美国（Usatoday）”网站报导，NASA利用哈勃望远镜拍摄的土星北极极光的图像制作成新的土星北极极光动画，呈现出由太阳风引起的带电粒子的变化以及土星本身的快速旋转。
据报导，这些图像是哈勃望远镜在2017年末和2018年初对土星进行观测时所拍摄的，之后NASA对它们进行了组合排列，做出动画。
美国地球物理联盟（American Geophysical Union – AGU）表示，实际上，在木星、土星、天王星和海王星上都有极光。
这四颗外行星的大气的主要成分居多是氢气，所以比如土星上的极光只能在紫外线波长中才能观测到，而紫外波长只是在太空研究中的电磁波谱的一部分。因此，天文学家必须依靠像哈勃这样的太空望远镜来研究它们。
美国国家航空航天局表示，当太阳风高能粒子进入这几个星球的磁极附近的行星大气层并与气体原子发生碰撞时，就会产生极光。土星上的极光受到太阳风和自转的影响，而土星本身的自转周期仅为11个小时。
在地球上，极光是由于沿地球磁场线的太阳带电粒子流进入大气层所致。太阳带电粒子流就是俗称的太阳风。
美国国家航空航天局说，哈勃望远镜此次所拍摄的这些照片是有史以来所拍到的土星北极极光最全面的照片。
据科学家们透露，土星的极光除了迷人、壮丽之外的最大特点在于其出现的高度。它通常会出现在距离土星表面超过1200公里的高空。而地球上的极光多出现于100~500公里的高度上。
科学家们认为，这种高度上的差异主要是由于各行星大气成分的不同造成的。构成地球大气的主要成分为较重的氮气和氧气，因此，只有在较低的高度上才能达到产生极光所需的气体密度。而土星大气主要由较轻的氢气构成，因此极光出现的高度要远大于地球极光。
哈勃太空望远镜，是在1990年发射到地球轨道上的，并已经成为人类天文史上最重要的观测仪器。它以天文学家爱德温•哈勃（Edwin Powell Hubble）的名字命名。哈勃望远镜接收地面控制中心位于美国马里兰州的霍普金斯大学内。
土星的体积虽然很大，但自转一周却仅需十时十四分，在疾速自转造成强大的离心力下，赤道因而凸出而比南北两极的距离多出将近一万二千公里，几乎相当于一个地球的直径，因此如果你从高倍望远镜中仔细看去，可见土星明显呈现为稍扁的体态，活像老夫子漫画中充满喜感的「大蕃薯」，或许因为这样才被称为「土」星吧！
土星如同木星一般，主要由氢所构成，表面并无硬的地壳，其表层大气以氢、氦、氨为主，另有甲烷及其它气体，大气中飘浮着由稠密的氨晶体组成的云，而在其内部则为液态氢分子，并向内逐渐压缩成液态金属氢，天文学家认为它们之间并没有明显的界限，而是逐渐变化，到了土星的最内层，可能才为由铁镍与岩石所构成的核心。由于土星高速自转的关系，所以在其表面如同木星般也可发现许多和赤道平行的云带，只是不如木星那样明显，而云顶表面的温度经测量约为摄氏零下 180 度。
实际上，你要是自高倍望远镜中观测土星，最令你感到惊异称奇的，一定是土星外层所围绕那独一无二的光环系统。严格来说，这个光环应该是义大利的伽利略首先发现的，但因当时它所使用的望远镜口径小、倍数低，光学效果又差，显现不出光环真正的性质，故在其观测记录中，仅描述「土星的左右各长了一个耳朵」，而认为土星有两个随从的天体，到后来他甚至看不到这两个耳朵而深感迷惑，以为踫到了鬼，不敢再看其一眼，实际上这是因为土星在公转太阳运行的过程中，由于土星环极薄而其侧面正好面对我们地球，所以才会消失不见。到了 1659 ，大天文学家惠更斯利用一台光学品质较佳的高倍望远镜仔细观察土星，在他的记录上写到：「土星的外围有一环状结构，此环与土星本体是分离的」，这是历史上首次对光环所作正确的描述，因此我们现在都认为光环是惠更斯所发现的，而伽利略只是见到了土星的「耳朵」。
土星这个珍宝似的光环包括三个主要的同心环，最外层的A 环宽约一万五千公里，中间最亮的B 环宽达二万五千五百公里，再过来就是宽一万七千五百公里较暗的C 环，该环非常稀薄，以致有时都可透过它看到土星的本体，在 C 环之内，还有更暗淡的 D 环。1675 年，法国著名的天文学家卡西尼，在 A 环与 B 环之间，发现一宽仅 4500 公里的间隙，我们今天称之为「卡西尼环缝」。一般言之，在气流良好的条件下，一架口径三吋的高倍望远镜就可清楚地见到土星的光环。
光环是如何形成的？相信大家对这个问题都很感兴趣，一般认为这是行星强大的引力对附近小天体的「潮汐力」所造成的，我们可以试想，将一个卫星分成均等的两半，这两个半球由于重力而接合在一起，但是这两个半球与行星之间，也会因重力而吸引，但要注意的是：较近行星的那个半球与行星间的重力较大，而距离行星较远的那个半球与行星间的重力自然就较小了，因此行星就会产生将较近的半球拉离较远半球的力量，这就是所谓的「潮汐力」。当卫星愈靠近行星，潮汐力则愈大，但两个半球间接合的重力却是固定不变的，所以当一颗卫星当运行到太靠近行星时，就会造成将卫星拉裂的潮汐力大过卫星接合的重力，卫星因此就会被fenlie 成碎片，这些碎片在原来卫星围绕行星运行的轨道上逐渐扩散开来，最后就形成光环，但是行星的光环是一颗卫星因距离行星太近而被潮汐力扯碎，还是根本就因距离行星较近的物质颗粒无法聚集形成卫星而形成了光环，谁是谁非，目前天文学家对此仍无定论。
土星目前已知有三十个卫星，其中最大为直径 5150 公里的泰坦卫星，它拥有个厚达 200 公里，不透明的大气层，大气中约有 90% 为氮，这是除地球以外，唯一大气成分以氮为主的星球，此外还有甲烷及一些碳氢化合物。有些科学家认为泰坦表面的环境，可能适合某种生命形式的生物。到了 2004 年，一艘称为卡西尼号的太空船将会进入环绕土星运行的轨道，并由其上发射一探测器到达泰坦表面以进行侦测分析，届时人类将会更加了解这个太阳系第六行星－土星及其卫星的奥秘。