形成
長期以來，這條光環是如何形成的，一直是天文學家努力研究的熱點問題。2010年12月《自然》雜志發表文章，讨論了有關此事的最新成果。文章說，幾百萬年前，一顆衛星在土星引力作用下與包圍土星的大氣相撞。随後，土星吸住“死星”外圍冰塊，最終成型了美麗光環。
此前，人們認為，土星光環是其衛星彼此相撞或者是外來星雲與土星相撞的結果，不過天文學家發現，土星光環主要由冰構成。因此，它很可能是一顆“冰殼衛星”與土星外圍物質相撞後的結果。這顆死星其他部分因重量較大而墜入土星大氣層。
發現研究
伽利略在1610年用自制望遠鏡觀察土星時，發現土星有兩個“耳朵”。他誤認為土星可能是由一大二小三個天體組成，懷疑這兩耳朵是兩顆衛星。但他一直不敢将觀察結果發表，其原因是“衛星”并沒有繞土星公轉，似乎永遠停留不動。而更令他驚奇的是那兩顆“衛星”兩年後竟然失蹤，三年後又重新出現。
半個世紀後，荷蘭天文學家惠更斯用更大更好的望遠鏡進行觀測，才揭開了這個謎。原來那兩顆“衛星”是與土星不相連接、環繞在土星赤道面上的光環。這光環由無數形狀、大小不等，直徑在7.6厘米～9米之間的冰塊組成，以很快的速度圍繞土星運轉，在太陽光的照耀下呈現出各種顔色。光環的直徑達27萬千米，厚度為10千米左右，自東向西自轉。
1675年，意大利天文學家卡西尼發現光環中有一圈空隙，這就是著名的卡西尼環縫。
“旅行者1号和2号”探測器把土星環的近距離照片送回後，科學家們非常吃驚：原來每一層又可細分成上千條大大小小的小環，即使被認為空無一物的卡西尼縫也存在幾條小環。在照片中可見到F環有5條小環相互纏繞在一起。
1675年，J.D.卡西尼發現，土星環并不是一個完整的光環。在光環的周圍有一條暗線，把光環分成内外兩部分。外面的一部分比較窄，而且不如裡面那一部分亮，看起來像是兩個環套在一起。從那以後，土星環一直被認為是由幾個環組成的，這條暗線現在叫做卡西尼縫。
1826年，德國血統的俄國天文學斯特魯維把外面的環命名為A環，把裡面的環命名為B環。
1850年，美國天文學家W.C.邦德宣稱，還有一個比B環更靠近土星的暗淡光環。這個暗淡光環就是C環，C環與B環之間并沒有明顯的分界。
1855年，麥克斯韋提出，即使這種說法也未盡圓滿。光環受潮汐效應而不碎裂的惟一原因，是因為光環是由無數比較小的隕星粒子組成的，這些粒子在土星周圍的分布方式，使得從地球的距離看去給人以實心環的印象。麥克斯韋的這一假說是正确的，現在已無人提出疑義。
法國天文學家洛希用另一種方法研究潮汐效應，他證明，任何堅固的天體，在接近另一個比它大得多的天體的時候，都會受到強大的潮汐力作用而最終被扯成碎片。這個較小的大體會被扯碎的距離稱為洛希極限，通常是大天體赤道半徑的2.44倍。這樣，土星的洛希極限就是2.44乘以它的赤道半徑60,000公裡，即146,400公裡，A環的最外邊緣至土星中心的距離是136,500公裡，因此整個環系都處在洛希極限以内。
組成
土星的光環其實可以分成幾個不同的部分，最明亮最寬闊的是A環和B環，較暗的是C環。光環的各部分之間有明顯的裂縫，最大裂縫的是A環和B環間的裂縫。通過飛船的探測，人們還發現較寬的光環其實是由許多狹窄的小環組成的。
A環
A環是外層最大與最亮的環，它的内側邊界是卡西尼縫，而他明确的外緣邊界與小衛星阿特拉斯的軌道非常靠近。A環在從外緣算起環寬度的22%處被恩克環縫中斷。從外緣算起在寬度的2%有一個狹窄的基勒環縫。
A環的厚度估計在10米至30米，質量是6.2×10^18公斤（大約是哈佩利恩的質量），它的光深度變化在0.4至1.0之間。
與B環相似，A環的外緣也受到軌道共振的維護，它是與傑納斯和艾比米修斯有7:6的軌道共振。其他的軌道共振也在A環内激發出許多螺旋密度波（并且，程度較小，其他的環也有），并占有大多數的結構。這些波與描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋彎曲的波浪，也出現在A環并且由同一種理論來描述，在環中是垂直的槽紋而不是壓縮波。
恩克環縫
恩克環縫是在A環内寬325公裡的縫隙，中心與土星中心的距離是133,590公裡，它是由軌道在環内的小衛星潘造成的。來自卡西尼太空船的影像顯示，至少有三個薄的，糾結在一起小環存在于縫隙内。在兩側可以看見螺旋密度波，這是與來自外部在附近的衛星對環的軌道共振造成的，而在環内潘的誘導下使這些螺旋格外的有活力。
基勒環縫
基勒環縫是寬42公裡的縫隙，位于A環内距離外緣約250公裡處，它是以天文學家詹姆斯·愛德華·基勒之名命名的。在2005年5月1日，在縫隙中發現使這個區域被淨空的小衛星達佛涅斯，這顆衛星也導緻縫隙邊緣的波紋。
B環
B環是所有環中最大、最亮與質量最多的。它的厚度估計在5～15米，質量在2.8×10公斤，光深度的變化在0.4至2.5之間，意味着通過B環的光線有将近99%會被阻攔。B環在密度和光度上的許多變化，幾乎都還沒有獲得合理的解釋。B環都是同心圓，雖然其中有許多狹窄的小環，但B環不包含任何的縫隙。
C環
C環是在B環内側很寬闊但暗淡的環，它在1850年被威廉和喬治·邦德發現的，可是威廉·R.道斯和約翰·伽勒也獨立看到。威廉·拉塞爾因為它比明亮的A環和B環黯淡而稱他為"黑紗環"。
估計C環的垂直厚度隻有5米，質量大約是1.1×10公斤，光深度在0.05至0.12之間變化。也就是說垂直通過環的光隻有5%至12%會被圓環阻攔，因此從上或下看環時，它幾乎是透明的。
科倫坡縫
科倫坡縫在C環靠内側的位置，縫隙中有着明亮和很窄的科倫坡小環，中心距離土星的中心77883公裡，這個環有些微的橢圓而不是正圓。這個小環因為受到泰坦軌道共振的約束，有時也被稱為泰坦小環。在環的這個位置上，環上質點拱點進動的周期與泰坦的軌道周期剛好相同，因此這個偏心小環最外面的尾端總是指向着泰坦。
D環
D環是最側的環，并且非常暗弱。在1980年，航海家1号偵測到在其中有個小環，分别标示為D73、D72和D68是最靠近土星并被分離出的小環。25年之後，卡西尼影像顯示D72明顯的變得更為微弱并且朝向土星移動了200公裡。出現在C環和D73之間的縫隙是分離30公裡波長的精細尺度結構。
“消失”
土星光環與土星軌道面有一個傾角：最大傾角是27度，最小傾角是0度。當兩者出現最大傾角時，人們看到土星光環的面積是最大的，而且土星光度最明亮，土星整體呈現“草帽”狀态；當兩者發生最小傾角時，即使借助大型的天文望遠鏡，也難以目睹到土星光環。
