La nomenclatura del globo di Saturno riprende a grandi linee la nomenclatura di Giove, poiché si tratta di un pianeta fisicamente e morfologicamente simile. La variabilità di numerose bande e zone, la loro migrazione in latitudine e la loro problematica osservabilità, in special modo prima che entrassero in uso CCD e webcam, ha reso tuttavia difficile stabilire una nomenclatura univoca. Questo vale soprattutto, ma non esclusivamente, per quanto riguarda le strutture minori del globo. La nomenclatura utilizzata dall'UAI per Saturno è basata su quella proposta da Sanchez-Lavega nel 1978 [1], e corrisponde sostanzialmente a quella usata dalla BAA, mentre rispetto ad altre associazioni (ad esempio l'ALPO) si potrà riscontrare qualche differenza.      

Globo

• SPR Regione Polare Sud. Si estende dal polo fino ad una latitudine di circa –60°. La sua tonalità è generalmente scura, non sempre uniforme; al suo interno, centrata sul polo, possiamo spesso trovare una SPC Calotta Polare Sud. La regione polare è delimitata dalla SPB, Banda Polare Sud. Più vicino al polo si osserva talvolta, attorno ai 75-80° di latitudine, una SSPB Banda Polare Sud Sud.
• SSTZ Zona Temperata Sud Sud. Separa SSTB dalla SPR.
• SSTB Banda Temperata Sud Sud. Latitudine attorno ai –45°, variabile in larghezza ed intensità.
• STZ Zona Temperata Sud. Divide SSTB da STB.
• STB Banda Temperata Sud. Latitudine media circa 35°, anch’essa piuttosto variabile soprattutto in intensità.
• STrZ Zona Tropicale Sud. È la zona che divide STB da SEB.
• SEB Banda Equatoriale Sud. Come su Giove, anche nel caso di Saturno le bande più cospicue sono senza dubbio quelle immediatamente a Nord e a Sud dell’equatore. Spesso appaiono separate in due componenti, ma la cosa è tutt’altro che scontata, o tutt’altro che facile da osservare; in ogni caso può non essere vera allo stesso modo per tutte le longitudini. Un errore piuttosto comune, di cui sono vittima talvolta anche osservatori non alle prime armi, è confondere SEB(S) con STB; ciò può accadere quando quest’ultima diventa particolarmente larga e scura, oppure se la zona tra SEB ed STB scurisce tanto da diventare indistinguibile dalle bande che la delimitano: l’impressione è allora quella di una SEB molto allargata verso sud. Proprio tale larghezza anomala ne tradisce tuttavia la natura, purché ovviamente l’osservatore abbia una certa confidenza con il pianeta.
• EZ Zona Equatoriale. Compresa tra le bande equatoriali Nord e Sud, è generalmente la regione più brillante del globo. Può essere bipartita in EZ(N) ed EZ(S) per la presenza di una EB Banda Equatoriale, sempre piuttosto tenue e di larghezza variabile. Negli ultimi anni le migliori immagini CCD ci hanno spesso rivelato non una sola EB, ma due e talvolta tre componenti; all’osservazione visuale e fotografica, o in immagini CCD meno che buone, queste componenti scompaiono o vengono confuse in una sola per mancanza contrasto o potere risolutivo. Questo fatto potrebbe rendere conto del disaccordo sulla larghezza della EB che si è trovato spesso in passato tra diversi osservatori.

La nomenclatura dell’emisfero Nord non differisce da questa, a parte il fatto che ogni banda o zona viene preceduta dalla lettera maiuscola N anziché S.  

• WS White Spot, ovale chiaro. Formazioni paragonabili alle corrispondenti gioviane, poco contrastate, con vita non superiore a qualche settimana o qualche mese ed osservabilità spesso intermittente. Osservate specialmente in EZ, SIZ, STrZ, talvolta in SPR.

 

• GWS Great Oval Spot, grande ovale chiaro. Raro e spettacolare fenomeno, osservato finora con ciclicità circa trentennale in corrispondenza dell'inizio dell'estate nell'emisfero nord (vediIl pianeta: atmosfera osservabile e dettagli transitori). Si presenta come un'eruzione estremamente brillante in EZ; il materiale viene diffuso in senso longitudinale nell'arco di alcune settimane, giungendo ad avvolgere l'intero pianeta mentre diminuisce la luminosità del nucleo originario.

 

• DS Dark Spot, macchia scura. Condensazioni scure simili a quelle osservate su Giove; osservate particolarmente in SEB e NEB o sui loro bordi.

   

Anelli

• Anello C. È il più interno, caratterizzato da una luminosità estremamente bassa che ne rende problematica l’osservazione con piccoli strumenti; all'interno dell'anello è talvolta osservabile (soprattutto in immagini digitali) la Divisione di Maxwell.
• Anello B. Nettamente l’anello più largo e più luminoso, è chiaramente diviso in una regione interna più scura (Ring B inner, interno) ed una esterna più brillante (Ring B outer , esterno). Ring B inn viene talvolta confuso con l’anello C, che in realtà è più interno e molto più scuro (in genere si trova una differenza in intensità di almeno 3-4 gradini tra i due). La parte esterna dell’anello B normalmente è la regione più luminosa del pianeta. Va considerata un mero effetto di contrasto la cosiddetta Macchia di Terby, una chiazza brillante osservata frequentemente presso l’ombra gettata dal globo sugli anelli.
• Anello A. Meno largo e luminoso dell’anello B, e separato da quest’ultimo dalla divisione di Cassini larga circa 5.000 km.; la parte interna dell’anello è la più brillante (Ring A inn), mentre la più esterna è spesso più scura (Ring A out). Tra queste due regioni viene segnalato frequentemente il “minimo di Encke”, un’area più scura sulla cui ampiezza, intensità e posizione gli osservatori visuali sono spesso in disaccordo, mentre la ben più elusiva divisione di Encke si trova presso il bordo esterno dell'anello A.

Nota La divisione di Encke storicamente osservata a partire dal 1837, e tuttora facilmente osservabile in un medio telescopio amatoriale, è un minimo di intensità largo e sfumato posto al centro dell'anello A ("Encke min." nell'immagine in alto). Essa NON corrisponde alla divisione indicata in questa pagina come "Encke div.", cui è stato attribuito tale nome dall'IAU dopo le missioni Voyager. Questa divisione, nota in precedenza come divisione di Keeler, è larga circa 350 km. e sottende alle anse una dimensione apparente di 0,05"; era ed è eccezionalmente osservabile con buoni diametri sotto cieli perfetti, oltre che (ma non risolta) in molte immagini elettroniche amatoriali. La divisione di Keeler è attualmente una divisione ancor più sottile e più esterna dell'anello A, del tutto invisibile da Terra. Pur adeguandosi ai dettami dell'International Astronomical Union, la Sezione Pianeti dell'UAI ritiene che tale attribuzione sia fonte di confusione oltre che storicamente errata.