토성

1. 개요

토성은 태양계에서 두 번째로 큰 행성으로, 지구 질량의 약 95배이며, 지름은 지구의 9배인 12만 km이다. 수소와 헬륨으로 이루어진 가스 행성이며, 밀도는 물보다 작다. 토성의 고리는 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음 관측되었으며, 수많은 얼음 입자로 구성되어 있다. 토성은 145개의 위성을 가지고 있으며, 그 중 가장 큰 위성은 타이탄으로, 질소와 메탄으로 이루어진 짙은 대기를 가지고 있다. 토성 탐사는 파이어니어 11호, 보이저 1호, 2호, 카시니-호이겐스 호에 의해 이루어졌으며, 카시니는 타이탄과 엔켈라두스의 탐사를 통해 새로운 사실들을 밝혀냈다.

2. 물리적 특성

토성은 질량이 지구의 약 95.1배, 지름은 약 9배(12만 km)로 목성 다음으로 태양계에서 크다. 부피는 지구의 760배이지만, 밀도는 물보다 낮다. 대기는 수소와 헬륨이 주성분이며, 소량의 메테인과 암모니아가 섞여 있다. 표면 온도는 섭씨 영하 180°C로, 태양과의 거리 때문에 지구보다 훨씬 적은 열을 받는다. 이 때문에 암모니아와 메탄은 얼어붙은 고체 상태로 존재한다. 토성 상공 1,000km 아래에는 수증기와 암모니아 구름이 공존하며, 강한 바람이 분다. 적도에서는 시속 1,800km의 강풍이 불기도 한다.

토성은 태양에서 14억 2,672만 km 떨어져 있어 공전 주기는 약 29.4571년이지만, 자전 속도는 매우 빨라 10시간 33분 38초마다 한 번 자전한다. 토성의 고리 덕분에 수성보다 밝게 빛난다.

토성의 밀도는 태양계 행성 중 가장 낮고, 빠른 자전 속도와 고체가 아닌 표면 때문에 육안으로도 회전 타원체 모양으로 찌그러져 보인다. 극반지름(54,364km)과 적도 반지름(60,268km)은 약 10% 차이가 난다. 다른 가스 행성들도 찌그러져 있지만, 토성만큼 심하지는 않다. 토성의 전체 밀도는 0.69g/mL에 불과하여 물에 뜰 수 있다고 비유되지만, 실제로 물에 뜨는 성질은 아니다.

토성은 수소와 헬륨으로 이루어진 가스 행성이며, 명확한 표면은 없지만 고체 핵이 있을 것으로 추정된다. 자전 때문에 극지방은 납작하고 적도 부근은 부풀어 오른 편구체 모양이다. 적도 반지름이 극 반지름보다 약 10% 더 크다. 팽대부와 자전 속도 때문에 적도에서의 유효 표면 중력은 지구보다 낮지만, 적도 탈출 속도는 지구보다 훨씬 높다.

토성은 태양계 행성 중 유일하게 물보다 밀도가 낮다. 토성의 핵은 물보다 밀도가 높지만, 대기 때문에 평균 비중은 0.69g/cm³이다. 목성과 토성을 합치면 태양계 전체 행성 질량의 92%를 차지한다.

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토성은 기체로 이루어져 외곽 경계가 불분명하지만, 자전으로 인해 편구 형태를 띠며 적도 부분이 더 부풀어 있다. 다른 가스 행성들도 약간 납작하지만 토성만큼은 아니다. 토성은 태양계에서 유일하게 물보다 가벼우며, 부피는 지구의 764배이지만 질량은 95배이다.

토성의 대기는 목성과 비슷하게 수소와 헬륨이 주성분이며, 약간의 메테인과 암모니아가 포함되어 있다. 대기 상층부는 부피 기준으로 96.3%가 수소 분자, 3.25%가 헬륨이다. 헬륨 비율은 태양보다 상당히 적다.

토성의 대기에서는 암모니아, 아세틸렌, 에탄, 프로판, 포스핀, 메탄 등이 검출되었다. 상층 구름은 암모니아 결정, 하층 구름은 황화암모늄이나 물로 구성된 것으로 보인다. 자외선은 메탄의 광분해를 일으켜 탄화수소 화학 반응을 유발하며, 그 결과물은 와류와 확산에 의해 아래로 운반된다.

토성의 대기는 목성과 유사한 줄무늬 패턴을 보이지만, 더 희미하고 적도 근처에서 더 넓다. 1980년대 보이저 우주선이 근접 비행하기 전까지는 미세한 구름 패턴이 관측되지 않았지만, 이후 지상 망원경 관측이 발전하여 정기적인 관측이 가능해졌다.

구름의 구성은 깊이와 압력에 따라 다르다. 상층 구름(0.5~2 바)은 암모니아 얼음, 물 얼음 구름은 2.5~9.5바, 황화암모늄 얼음 띠는 3~6바, 하층(10~20바)에는 수용액에 암모니아가 섞인 물방울 영역이 있다.

토성의 대기는 때때로 장수하는 타원형 및 기타 특징을 보인다. 1990년 허블 우주 망원경은 토성 적도 근처의 거대한 흰색 구름(대백반)을 촬영했고, 1994년에는 작은 폭풍이 관측되었다. 대백반은 북반구의 하지 무렵, 약 30년마다 발생한다. 이전 대백반은 1876년, 1903년, 1933년, 1960년에 관측되었으며, 1933년의 폭풍이 가장 잘 관측되었다. 최근의 거대 폭풍은 2010년에 관측되었다.

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토성의 바람은 해왕성 다음으로 빠르며, 최대 동풍은 500m/s이다. 열화상 사진은 토성의 남극에 따뜻한 극 소용돌이가 있음을 보여준다. 토성의 온도가 −185 °C인 반면, 소용돌이의 온도는 −122 °C까지 높아져 토성에서 가장 따뜻한 지점으로 추정된다.

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2.1. 내부 구조

토성의 내부는 목성과 비슷하게 암석 물질의 핵을 수소와 헬륨이 둘러싸고 있는 구조로 추정된다. 암석 핵은 지구와 물질 조성이 비슷하지만 밀도는 더 높다. 핵은 금속 수소층으로 둘러싸여 있고, 그 위는 액체 수소 및 헬륨 층이 존재한다. 최외곽층 1000km는 기체 수소 및 헬륨 층이며, 소량의 얼음도 포함되어 있다. 중심핵의 질량은 지구의 9배에서 22배 정도이며, 온도는 11700°C에 달해 태양 복사열의 2.5배에 해당하는 에너지를 방출한다. 이 열에너지의 상당 부분은 켈빈-헬름홀츠 기구(완만한 중력 수축)로 설명되지만, 헬륨 방울이 수소와 마찰하며 열을 발생시킨다는 이론도 제기되었다.

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최근 연구에 따르면 토성의 핵은 단단한 암석이 아닌 얼음, 바위, 금속성 유체가 섞인 상태일 수 있다. 토성은 대부분 수소와 헬륨으로 구성되어 있지만, 밀도가 0.01g/cm³을 초과하면 수소는 비이상적인 액체가 된다. 토성 내부 온도, 압력, 밀도는 중심부로 갈수록 증가하며, 깊은 층에서는 수소가 금속 상태가 된다.

표준 행성 모델에서는 토성 내부가 목성과 유사하게 작은 암석 중심핵을 가지고 있으며, 수소와 헬륨, 다양한 휘발성 물질이 미량 존재한다고 본다. 토성의 중심부는 목성보다 밀도가 높아 수소보다 밀도가 높은 물질이 많이 포함되어 있다.

2004년 과학자들은 핵의 질량이 지구 질량의 9~22배, 지름은 약 25000km로 추정했다. 그러나 토성 고리의 측정 결과는 더 확산된 핵을 나타내는데, 질량은 지구의 약 17배, 반지름은 토성 전체 반지름의 약 60%이다. 핵은 액체 금속성 수소층으로 둘러싸여 있으며, 그 위는 헬륨이 포화된 액체 분자 수소층, 그리고 기체층으로 이어진다.

토성은 11700°C에 달하는 고온의 내부를 가지고 있으며, 태양으로부터 받는 에너지보다 2.5배 더 많은 에너지를 방출한다. 이 열에너지는 켈빈-헬름홀츠 메커니즘으로 설명되기도 하지만, 헬륨 방울이 "강수"되는 과정에서 발생하는 마찰열이 추가적인 열원으로 작용할 수 있다. 이렇게 떨어진 헬륨 방울은 핵 주위에 헬륨 껍질을 형성했을 수 있다. 토성 내부에서는 다이아몬드 강수 현상도 발생할 수 있다는 주장이 제기되었다.

토성은 거대 가스 행성이지만, 목성과 마찬가지로 기체로만 구성되어 있는 것은 아니다. 행성 구성 요소 대부분을 차지하는 수소는 밀도가 0.01g/cm³을 넘으면 비이상 용액이 된다. 토성 반지름의 99.9% 부분에서 이 밀도에 도달한다. 행성 내부의 온도, 압력, 밀도는 모두 중심으로 갈수록 높아지며, 내부로 들어갈수록 수소는 상을 바꾸어 금속처럼 된다.

표준 행성 모델에서 토성 내부는 목성과 마찬가지로 작은 암석질 중심핵을 수소와 헬륨과 같은 휘발성 성분이 둘러싸고 있다고 생각된다. 이 중심핵의 구조는 지구와 비슷하지만, 더 밀도가 높다. 2004년 프랑스 천문학자들은 중심핵의 질량을 지구의 9~22배, 지름은 약 25000km로 추산했다. 이 핵은 짙은 액체 상태의 금속 수소층에 덮여 있으며, 그 바깥쪽에는 헬륨이 포화된 수소 분자의 액체층이 있고, 고도가 높아짐에 따라 기체로 상을 바꾼다. 가장 바깥층은 두께 약 1000km의 기체 대기로 구성된다.

토성 내부는 매우 고온이며, 중심핵에서는 11,700,000에 달한다. 그리고 우주 공간에서 태양광선의 형태로 받는 것보다 2.5배나 많은 방사선을 방출한다. 이 방출 에너지는 켈빈-헬름홀츠 기구라는 느린 중력 압축에서 발생한다고 생각되지만, 이것만으로는 토성의 열 발생량을 모두 설명할 수 없다. 다른 메커니즘으로 행성 내부 깊은 곳에서 일어나는 작은 헬륨 방울에 의한 "비"가 있다고 생각된다. 액체화된 헬륨이 수소의 밀도가 낮은 곳을 통과할 때 마찰에 의한 열이 발생하며, 행성의 바깥층에 있는 헬륨이 사용된다고 한다. 목성은 금속 수소층을 가지고 있지만, 내부가 더 고온이고 헬륨의 수소 용해도가 높아 대류가 활발하여 이 현상은 덜 효과적이다. 토성 대기 중 헬륨 비율은 태양이나 다른 목성형 행성보다 낮아(체적비 9.9%), 토성 내부에서 헬륨 분리가 일어나고 있음을 시사한다. 이 현상으로 중심핵이 헬륨으로 덮여 있을 가능성도 있다.

2.2. 대기

토성의 대기는 목성과 마찬가지로 수소와 헬륨이 주성분이며, 약간의 메테인과 암모니아가 포함되어 있다. 대기 상층부는 부피 기준으로 96.3%가 수소 분자, 3.25%가 헬륨으로 구성되어 있다. 헬륨의 비율은 태양에서의 비율과 비교하면 상당히 적다. 헬륨보다 무거운 원소들의 양은 정확히 알려져 있지 않지만, 태양계 형성 당시의 비율과 일치할 것으로 추정되며, 이 무거운 원소들은 지구 질량의 19~31배로 추정된다.

토성의 대기에서는 소량의 암모니아, 아세틸렌, 에탄, 프로판, 포스핀, 메탄이 검출되었다. 상층 구름은 암모니아 결정으로, 하층 구름은 황화암모늄 (NH₄SH) 또는 물로 구성되어 있는 것으로 보인다. 자외선은 상층 대기에서 메탄의 광분해를 일으켜 탄화수소 화학 반응을 유발하며, 그 결과물은 와류와 확산에 의해 아래로 운반된다. 이 광화학 순환은 토성의 계절 순환에 의해 조절된다.

토성의 대기는 목성과 유사한 줄무늬 패턴을 보이지만, 토성의 줄무늬는 훨씬 희미하고 적도 근처에서는 더 넓다. 토성의 미세한 구름 패턴은 1980년대 보이저 우주선의 근접 비행 전까지 관측되지 않았지만, 이후 지상 기반 망원경 관측이 발전하여 정기적인 관측이 가능해졌다.

구름의 구성은 깊이와 압력에 따라 다르다. 상층 구름(0.5~2 바)은 암모니아 얼음, 물 얼음 구름은 2.5~9.5바, 황화암모늄 얼음 띠는 3~6바, 하층(10~20바)에는 수용액에 암모니아가 섞인 물방울 영역이 있다.

토성의 대기는 때때로 장수하는 타원형 및 기타 특징을 보인다. 1990년 허블 우주 망원경은 토성 적도 근처의 거대한 흰색 구름(대백반)을 촬영했고, 1994년에는 작은 폭풍이 관측되었다. 대백반은 북반구의 하지 무렵, 약 30년마다 발생한다. 이전 대백반은 1876년, 1903년, 1933년, 1960년에 관측되었으며, 1933년의 폭풍이 가장 잘 관측되었다. 최근의 거대 폭풍은 2010년에 관측되었다.

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토성의 바람은 해왕성 다음으로 태양계 행성 중 두 번째로 빠르며, 최대 동풍은 500m/s이다. 열화상 사진은 토성의 남극에 따뜻한 극 소용돌이가 있음을 보여준다. 토성의 온도가 −185 °C인 반면, 소용돌이의 온도는 −122 °C까지 높아져 토성에서 가장 따뜻한 지점으로 추정된다.

토성 대기에는 북위 78도 부근에서 북극을 둘러싸는 육각형의 파문이 있으며, 보이저가 촬영한 이미지에서 발견되었다. 남극에는 극소용돌이는 있지만 육각형의 파문은 없다. 2006년 NASA는 카시니가 남극에 허리케인의 눈을 가진 폭풍이 고착되어 있는 것을 발견했다고 전했다. 지구 이외의 천체에서 허리케인의 눈이 발견된 것은 처음이었다.

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북극의 육각형 구조는 직선 부분 한 변의 길이가 지구 지름을 넘는 약 13,800km이다. 구조 전체는 토성 내부 자전 주기와 같은 10시간 39분 24초로 회전하는 방사 자기와 동기한다.

2.3. 육각형 구름

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토성의 북극(위도 약 77도)에는 왼편 그림과 같이 육각형으로 회전하는 구름이 존재한다. 이 구름은 “육각형 구름” 또는 “육각형 제트류”로 불리며, 1980년대 보이저 호에 의해 발견된 뒤 토성의 공전주기로 인해 관찰이 불가능했다가 약 30년 뒤 카시니 호에 의해 다시 촬영되었다. 구름이 차지하는 영역은 지구의 두 배 크기 정도이며, 그 안에서 제트류가 초속 100m 정도로 회전하고 있는 것으로 추측되고 있다.

이 육각형 구름 현상은 카시니 호 연구원에 의해 우주에서 일어나는 가장 아름다운 미스터리라는 평가를 받았다. 이후 액체를 통한 실험으로 비슷한 모양이 나타나는 현상을 재현할 수 있다는 보고가 나왔다. 덴마크 공과 대학 물리학과의 토마스 욘손 등이 2008년에 발표한 관련 실험 논문에 따르면, 원통형 용기에 액체를 채우고 그 안에서 원판을 전동기로 회전시키면서 원통 위에서 이를 관찰하면 전동기의 회전수에 따라 원심력에 의해 삼각형에서 육각형까지 다각형이 나타난다고 밝혔다. 따라서 토성의 북극 내부가 이와 비슷한 형태로 구성되어 있다는 추측이 가능하다.

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토성 대기에는 북위 78도 부근에서 북극을 둘러싸는 고정적인 육각형의 파문이 있으며, 보이저가 촬영한 이미지에서 발견되었다.

북극의 육각형 구조는 직선 부분 한 변의 길이가 지구의 지름을 넘는 약 13,800km이다.

구조 전체는 토성 내부가 자전하는 주기와 같은 속도인 10시간 39분 24초로 회전하는 것으로 생각되는 방사 자기와 동기한다. 이 육각형 구조의 움직임은 대기 중에서 시각적으로 보이는 구름과 달리 경도를 따라 있는 것이 아니다.

3. 자기권

토성은 단순하고 대칭적인 모양, 즉 자기 쌍극자를 갖는 고유의 자기장을 가지고 있다. 자기축은 자전축과 거의 일치한다. 지구와는 다르게 토성에 가서 지구와 같은 조건으로 나침반을 쓸 수 있다면, 토성의 북극과 남극을 작은 오차 내에서 거의 정확히 찾아 낼 수 있다. 적도에서의 세기는 0.2 가우스(20 μT)로, 목성 주변 자기장의 약 20분의 1이며 지구 자기장보다 약간 약하다. 그 결과 토성의 자기권은 목성의 자기권보다 훨씬 작다.

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보이저 2호가 자기권에 진입했을 때, 태양풍의 압력이 높아 자기권은 토성 반지름의 19배, 즉 1100000km까지만 뻗어 있었다. 하지만 몇 시간 안에 확장되었고 약 3일 동안 그 상태를 유지했다. 자기장은 아마도 목성과 마찬가지로 금속성 수소층의 전류에 의해 생성되는데, 이를 금속성 수소 다이너모라고 한다.

토성 자기권의 넓이는 매우 넓다. 목성과 토성의 질량비는 4:1이지만 자기권 넓이의 비는 격차가 훨씬 적은 4:3으로, 이는 질량당 자기 에너지는 토성이 목성보다 더 센 것이다.
이 자기권은 태양에서 오는 태양풍 입자를 효과적으로 막는다. 위성 타이탄은 토성 자기권의 외곽 부분 안에서 공전하며 타이탄 대기의 바깥쪽에서 이온화된 입자로부터 플라스마를 공급한다. 토성의 자기권은 지구와 마찬가지로 오로라를 생성한다.

4. 공전 궤도와 자전

토성은 태양에서 1426720000km 떨어져 있어 공전하는 데 29.4571년이 걸리지만, 자전 속도는 매우 빨라서 10시간 33분 38초마다 한 번씩 자전한다. 토성은 태양계 행성 가운데 매우 멀리 있는데도 토성의 고리가 있기 때문에 밝은 빛으로 빛나며 수성보다도 밝은 빛을 낸다. 토성 궤도 경사각은 지구 공전면에 대해 2.48도 기울어져 있다. 궤도 이심률이 0.056이기 때문에 토성과 태양 사이 거리는 근일점과 원일점일 때 차이가 약 155000000km이다.

토성은 기체로 이루어진 행성이라 차등자전을 하며, 자전축은 공전궤도면에 비하여 약 27° 기울어져 있다. 기울어져서 공전을 하므로 지구처럼 계절이 생긴다. 지구에서 봤을 때 대략 30년을 주기로 고리의 모습이 바뀌게 된다. 고리의 평면이 태양과 일치할 때 우리의 시각에서는 토성의 고리가 보이지 않게 되며 한 주기에 두 번, 즉 약 15년에 한 번씩 일어나게 된다.

다른 유체 천체와 마찬가지로 토성 표면에 보이는 구조들은 위도에 따라 다른 속도로 행성을 일주한다. 속도 차이에 따라 계(系:) I, II로 나눌 수 있다.

보이저 호 플라이바이 때 행성으로부터 방출된 전파에 기반하여, 새로운 지역 계 III를 정의할 수 있다. 이 지역의 공전 주기는 10시간 39분 22.4초로 지구 시간 1일에 810.8도 회전한다. 계 II와 III의 물리적 수치는 매우 비슷하다.

그러나 토성 내부 물질들의 정확한 자전 주기는 제대로 밝혀지지 않았다. 2004년 카시니 호는 토성에 접근하면서 토성의 전파 자전 주기가 10시간 45분 45초(± 36초)로, 인식 가능할 정도로 느려졌음을 확인했다. 이후 2007년 3월 전파방출 자전은 행성의 자전 속도를 따르지 않음이 밝혀졌다. 측정된 자전 주기 값이 다양한 원인으로 토성의 위성 엔셀라두스의 간헐천 활동을 들고 있다. 간헐천 활동으로 토성 궤도상에 방출된 수증기는 대전된 뒤 토성의 자기장을 약화시키며, 자기장 자전 속도를 행성 자체 자전 속도보다 조금 늦춘다.

2007년 10시간 32분 35초, 토성의 정확한 자전 주기가 발표되었는데, 이 값은 보이저 호, 파이오니어 탐사선, 카시니 호가 수집한 자료들을 취합 분석하여 낸 수치이다.

5. 토성의 고리

토성의 고리는 다른 태양계 행성들의 고리에 비해 눈에 잘 띄어 유명하다. 1610년 갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 이용하여 토성의 고리를 처음으로 관측하였으나, 당시에는 그것이 고리라는 것을 확실하게 알아내지는 못하였고, 갈릴레이는 토성에 귀가 있다고 표현하였다.

1609년 갈릴레이는 망원경으로 토성을 관찰하다가 토성의 양쪽에 귀 모양의 괴상한 물체가 붙어 있다가 밤이 깊어지면 차츰 사라지는 것을 발견했다. 갈릴레이는 이때부터 약 3년 동안 토성의 두 개의 귀가 보이지 않을 때까지 관측을 계속했다. 그로부터 50년 뒤 네덜란드의 천문학자 호이겐스가 토성의 '양쪽의 귀'의 실체를 정확히 밝혀냈다. 그것은 귀가 아니라 고리라는 것이다. 호이겐스는 "토성의 양쪽 귀는 엷은 고리이다. 이 고리는 토성에 붙어 있지 않고 떨어져 있다."라고 발표했다. 1675년 이탈리아의 천문학자 카시니는 더 좋은 망원경을 이용해 토성의 고리가 하나가 아니라 여러 개로 이루어져 있다는 것을 알아냈다. 또한, 그는 고리 사이의 검은 선으로 보이는 거대한 간격을 찾아냈으며, 이 간격이 바로 '카시니 간극'이다.

토성은 시각적으로 독특하게 만드는 행성 고리계로 가장 잘 알려져 있다. 고리는 토성 적도에서 6630km 에서 120700km까지 뻗어 있으며 평균 두께는 약 20m이다. 주로 물 얼음으로 구성되어 있으며, 미량의 톨린 불순물과 약 7%의 비정질 탄소 코팅이 섞여 있다. 고리를 구성하는 입자의 크기는 먼지 입자에서 최대 10m까지 다양하다. 다른 가스 행성들도 고리계를 가지고 있지만, 토성의 고리는 가장 크고 눈에 잘 띈다.

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성능이 좋은 망원경이나 쌍안경을 사용하면 토성의 고리는 쉽게 관측할 수 있다. 고리는 토성 적도에서 6630km 떨어진 곳부터 120700km까지 뻗어 있으며, 얼음 입자와 실리카, 톨린, 규소 등으로 구성되어 있다.

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1980년까지 토성 고리의 구조는 토성의 중력만으로 형성된다고 생각되었다. 그러나 보이저는 B고리 안에서 어두운 방사상 구조를 발견했다. 이것은 스포크라고 불리며, 중력에 의한 고리의 궤도 운동만으로는 설명할 수 없는 것이었다.

6. 토성의 위성

토성은 146개의 위성을 가지고 있으며, 이 위성들 대부분은 얼음 덩어리로 이루어져 있고 일부는 암석도 섞여 있다. 1659년 호이겐스가 타이탄을 처음 발견한 이후, 조반니 도메니코 카시니가 이아페투스, 테티스, 디오네 등을 발견했다. 19세기 말에는 에드워드 찰스 피커링이 포에베를 발견했다. 2023년 5월 기준으로 토성은 태양계에서 가장 많은 위성을 가진 행성으로 밝혀졌으며, 앞으로 더 많은 위성이 발견될 가능성도 있다.

토성의 위성 중 타이탄은 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이며, 짙은 대기를 가지고 있다. 이아페투스는 밝고 어두운 두 면을 가진 특이한 위성이다. 테티스는 토성의 위성 중 가장 작고, 디오네는 약 2.7일 주기로 토성을 공전한다. 미마스는 큰 분화구를 가지고 있으며, 엔켈라두스는 외계 생명체 존재 가능성이 제기되는 위성이다.

토성에는 지름이 3km 이상인 외곽의 불규칙 위성이 약 100~130개 더 있을 것으로 추정되며, 토성 고리에는 지름이 40~500미터인 수십에서 수백 개의 위성체(moonlet)가 존재하지만, 이것들은 진정한 위성으로 간주되지 않는다. 가장 큰 위성인 타이탄은 고리를 포함하여 토성 주위를 공전하는 질량의 90% 이상을 차지한다. 토성의 두 번째로 큰 위성인 레아는 미약하지만 고리계와 미약한 대기를 가지고 있을 수 있다.

2013년 6월 6일, IAA-CSIC의 과학자들은 타이탄의 상층 대기에서 다환 방향족 탄화수소를 발견했다고 보고했는데, 이는 생명체의 가능한 전구체이다. 2014년 6월 23일, NASA는 타이탄 대기의 질소가 초기 토성을 형성한 물질이 아니라 혜성과 관련된 오르트 구름의 물질에서 유래했다는 강력한 증거를 발표했다.

엔켈라두스는 미생물 생명체의 잠재적인 서식지로 여겨져 왔으며, 2015년 카시니호가 엔켈라두스의 간헐천을 통과하는 근접비행에서 메탄 생성을 통해 생존하는 생명체를 유지하는 데 필요한 대부분의 성분을 발견했다.

2014년 4월, NASA 과학자들은 2013년 4월 15일 카시니호가 촬영한 A 고리 내에서 새로운 위성이 생성되기 시작했을 가능성에 대해 보고했다.

6.1. 타이탄 (Titan)

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타이탄은 목성의 가니메데에 이어 태양계에서 두 번째로 큰 위성이며, 토성의 위성 중 가장 크다. 지름은 약 5,150km, 질량은 약 1.37x10²³kg이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아(약 -180°C) 짙은 대기를 가지고 있다. 1944년 제러드 카이퍼는 타이탄의 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다. 타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며, 메탄과 아르곤, 그리고 미량의 수소 분자, 일산화탄소 등이 존재한다.

타이탄은 태양계에서 유일하게 유의미한 대기를 가진 위성이며, 복잡한 유기 화학 합성이 이루어지고 있다. 또한, 표면에 탄화수소 호수를 가진 유일한 위성이기도 하다. 1659년 호이겐스에 의해 발견되었으며, 이는 토성의 고리가 발견된 해이기도 하다. 이후 200년 뒤 로마 신화의 새턴(토성의 신 이름)과 친인척 관계인 타이탄으로 명명되었다.

6.2. 이아페투스 (Iapetus)

조반니 도메니코 카시니는 1671년부터 1684년 사이에 이아페투스를 발견하여 토성 연구에 큰 공을 세웠다. 이아페투스의 지름은 약 1,440km이다. 이아페투스는 특이한 표면을 가지고 있는데, 토성의 다른 위성보다 약 10~15배 이상 밝다. 이아페투스의 땅은 밝은 곳은 눈처럼 희고 어두운 쪽은 숯을 연상할 정도로 어둡다고 알려져 있다. 보이저 1호는 이아페투스의 두 면 가운데 밝은 쪽은 얼음으로 덮여 있고 어두운 쪽은 먼지들로 이루어졌다는 것을 밝혀냈다.

6.3. 테티스 (Tethys)

조반니 도메니코 카시니는 1671년부터 1684년 사이에 이아페투스, 테티스, 디오네 등 토성의 위성 몇 개를 발견했다. 이 중 테티스는 지름이 약 1,060km로 가장 작다.

6.4. 디오네 (Dione)

조반니 도메니코 카시니는 1671년부터 1684년 사이에 이아페투스, 테티스, 디오네 등 토성의 위성들을 발견했다. 디오네의 지름은 약 1120km이며 토성에서 약 37만 7천km 떨어진 위치에 자리 잡고 있는데 약 2.7일 주기로 토성을 한 바퀴 돈다.

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6.5. 미마스 (Mimas)

토성의 위성 중 미마스는 그 크기에 비해 큰 분화구를 가지고 있어 주목받고 있다. 이 분화구는 미마스 표면적의 약 1/4을 차지한다.

6.6. 엔셀라두스 (Enceladus)

엔켈라두스는 종종 미생물과 같은 외계 생명체가 존재할 가능성이 지적되어 왔다. 그 근거는 엔켈라두스에서 방출되는 액체 염수로 이루어진 얼음의 대부분이 해양적인 성분이라는 데서 찾을 수 있다.

7. 토성 탐사

1610년 갈릴레오 갈릴레이가 망원경으로 토성을 처음 관측했을 때, 토성의 고리를 '토성의 귀 또는 손잡이'라고 불렀으나, 1659년 크리스티안 하위헌스가 고리임을 밝혀냈다.

토성 탐사는 크게 세 단계로 나눌 수 있다.
* 맨눈 관측 시대
* 17세기부터 시작된 지상 망원경 관측 시대
* 우주 탐사선을 이용한 방문

파이어니어 11호는 1979년 토성에 처음 도착하여 토성의 자기장과 새로운 띠 2개를 발견했다. 1980년에는 보이저 1호가 토성을 지나가면서 새로운 띠와 위성 3개를 발견하고, 타이탄에 질소 대기가 있음을 확인했다. 21세기에도 허블 우주 망원경 등을 이용한 망원경 관측이 계속되고 있으며, 2017년까지는 카시니-하위헌스 호가 토성 궤도를 돌며 관측을 수행했다.

7.1. 파이어니어 11호

1979년 9월 1일, 파이어니어 11호는 토성에 최초로 근접 비행을 하여, 토성 구름 꼭대기에서 약 20,000km 이내를 통과했다. 행성과 몇몇 위성의 이미지를 촬영했지만, 해상도가 낮아 표면의 세부 사항을 식별할 수 없었다. 파이어니어 11호는 토성의 고리를 연구하여 얇은 F 고리와 고리의 어두운 틈이 높은 위상각(태양을 향함)에서 볼 때 밝다는 사실을 밝혀냈는데, 이는 미세한 빛 산란 물질을 포함하고 있음을 의미한다. 또한, 타이탄의 온도를 측정했다.

7.2. 보이저 1호, 2호

1980년 11월 12일, 보이저 1호가 토성을 지나가면서 새로운 띠와 위성 3개를 발견했고, 토성의 위성인 타이탄에 질소로 구성된 대기가 있음을 발견했다. 보이저 1호는 토성, 그 고리, 그리고 위성들의 최초의 고해상도 이미지를 보내왔으며, 여러 위성들의 표면 특징이 최초로 관측되었다. 타이탄의 대기는 가시광선 파장에서 투과되지 않는다는 사실이 밝혀져 표면의 세부 사항은 관측되지 않았다. 이 근접 비행으로 보이저 1호의 궤도는 태양계 평면에서 벗어나게 되었다.

1981년 8월, 보이저 2호가 토성계 연구를 계속했다. 보이저 2호는 토성의 위성들에 대한 더욱 근접한 이미지를 획득했고, 대기와 고리의 변화에 대한 증거도 발견되었다. 근접 비행 중에 보이저 2호의 회전식 카메라 플랫폼이 이틀 동안 고장 나서 일부 계획된 영상 촬영이 실패했다. 보이저 2호는 토성의 중력을 이용하여 궤도를 천왕성 방향으로 조정했다.

보이저 1호와 2호는 토성의 고리 근처 또는 내부를 공전하는 여러 개의 새로운 위성과 작은 맥스웰 간극(C 고리 내의 간극), 그리고 키일러 간극(A 고리에 있는 폭 42km의 간극)을 발견하고 확인했다.

7.3. 카시니-하위헌스 호

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카시니-하위헌스(Cassini–Huygens) 우주 탐사선은 2004년 7월 1일 토성 궤도에 진입했다. 2004년 6월에는 포이베에 근접 비행하여 고해상도 이미지와 데이터를 전송했다. 카시니는 토성의 가장 큰 위성인 타이탄에 근접 비행하여 많은 섬과 산이 있는 거대한 호수와 해안선의 레이더 이미지를 포착했다. 호이겐스 탐사선은 2004년 12월 25일에 발사되었고, 2005년 1월 14일에 타이탄 표면에 착륙했다.

2005년 초부터 과학자들은 카시니를 이용하여 토성의 번개를 추적했는데, 번개의 위력은 지구 번개의 약 1,000배에 달한다.

2006년, NASA는 카시니가 토성의 위성인 엔켈라두스에서 표면 아래 수십 미터 이내에 있는 액체 물 저수지의 증거를 발견했다고 보고했다. 이러한 얼음 입자 제트는 위성의 남극 지역 분출구에서 토성 궤도로 방출된다. 엔켈라두스에서는 100개가 넘는 간헐천이 확인되었다. 2011년 5월, NASA 과학자들은 엔켈라두스가 "우리가 아는 생명체에 있어 지구를 제외하고 태양계에서 가장 살기 좋은 곳으로 부상하고 있다"고 보고했다.

카시니는 토성의 밝은 주 고리 바깥쪽과 G 고리와 E 고리 안쪽에 이전에 발견되지 않았던 행성 고리를 발견했다. 이 고리의 근원은 야누스와 에피메테우스에서 운석이 충돌한 것으로 추정된다. 2006년 7월에는 타이탄 북극 근처에 탄화수소 호수의 이미지가 전송되었고, 2007년 1월에 존재가 확인되었다. 2007년 3월에는 북극 근처에서 탄화수소 바다가 발견되었는데, 그중 가장 큰 것은 카스피해 크기와 거의 비슷하다. 2006년 10월, 탐사선은 토성 남극에 눈벽이 있는 8000km 직경의 사이클론과 같은 폭풍을 감지했다.

2004년부터 2009년 11월 2일까지 탐사선은 8개의 새로운 위성을 발견하고 확인했다. 2013년 4월, 카시니는 지구에서 발견된 것보다 20배나 큰 행성 북극의 허리케인 이미지를 전송했는데, 풍속은 530km/h를 넘었다. 2017년 9월 15일, 카시니-호이겐스 탐사선은 토성과 토성의 내부 고리 사이의 틈을 여러 번 통과하는 "그랜드 피날레" 임무를 수행한 후, 대기권 진입으로 임무가 종료되었다.

NASA와 유럽우주국(ESA)의 공동 탐사선 카시니는 1997년에 발사되었다. 카시니 탐사선 본체는 NASA가, 호이겐스 탐사선은 ESA가 담당했다. 2004년 6월, 토성에 접근하여 고해상도 이미지를 전송했고, 같은 해 7월 1일, 토성 궤도에 진입하여 장기 탐사(SOI, Saturn Orbit Insertion)를 시작했다.

카시니는 토성의 가장 큰 위성인 타이탄에 접근하여 레이더 탐사를 실시한 결과, 큰 호수와 많은 섬, 산을 가진 해안선이 발견되었다. 2004년 12월 25일에는 호이겐스 탐사선을 투입했고, 호이겐스는 2005년 1월 14일 타이탄을 하강하면서 방대한 정보를 전송하고 지표면에 착륙했다.

2006년 NASA는 카시니가 토성의 위성 엔켈라두스에서 간헐천처럼 분출되는 액체 물이 고여 있는 증거를 발견했다고 발표했다. 이미지는 엔켈라두스 남극 지역에서 얼음 입자가 토성을 도는 궤도 위로 방출되는 모습을 포착했다. 캘리포니아 공과대학교의 앤드류 잉거솔은 "태양계에서 액체 물을 가진 다른 위성들은 수 킬로미터 두께의 얼음층으로 덮여 있다. 여기와 다른 점은 액체 물이 고여 있는 곳이 표면에서 10m 정도밖에 떨어져 있지 않다는 점일 것이다"라고 추측했다. 2011년 5월, NASA의 엔켈라두스 관측 그룹 회의 과학자들은 엔켈라두스가 "지구 밖 태양계에서 우리가 아는 한 생명체가 서식하기에 가장 적합한 곳"이라고 보고했다.

카시니의 이미지는 밝은 토성 고리의 주요 부분과 G, E 고리 사이에 미지의 고리가 존재한다는 것을 밝혀냈다. 이 고리를 구성하는 물질은 두 개의 위성에 운석이 충돌하여 공급된 것으로 생각된다. 2006년 7월, 카시니의 이미지에서 타이탄의 북극 근처에 탄화수소 호수가 존재하는 증거가 제시되었고, 이는 2007년 1월에 확정되었다. 같은 해 3월에는 카스피해만한 크기의 호수도 포착했다. 2006년 10월에는 토성 남극에 있는 지름 8000km의 육각형 폭풍이 태풍의 눈을 가지고 있다는 것을 밝혀냈다.

2004년부터 2009년 11월 2일까지 카시니는 8개의 새로운 위성을 발견했다. 당초 임무는 토성을 74바퀴 도는 것이었지만, 2010년 9월까지 운영이 연장되었고, 토성의 계절 변화를 연구하기 위해 2017년까지 재연장되었다. 그리고 2017년 9월 운영을 종료하고 토성 대기에 진입하여 소멸했다.