形成
长期以来，这条光环是如何形成的，一直是天文学家努力研究的热点问题。2010年12月《自然》杂志发表文章，讨论了有关此事的最新成果。文章说，几百万年前，一颗卫星在土星引力作用下与包围土星的大气相撞。随后，土星吸住“死星”外围冰块，最终成型了美丽光环。
此前，人们认为，土星光环是其卫星彼此相撞或者是外来星云与土星相撞的结果，不过天文学家发现，土星光环主要由冰构成。因此，它很可能是一颗“冰壳卫星”与土星外围物质相撞后的结果。这颗死星其他部分因重量较大而坠入土星大气层。
发现研究
伽利略在1610年用自制望远镜观察土星时，发现土星有两个“耳朵”。他误认为土星可能是由一大二小三个天体组成，怀疑这两耳朵是两颗卫星。但他一直不敢将观察结果发表，其原因是“卫星”并没有绕土星公转，似乎永远停留不动。而更令他惊奇的是那两颗“卫星”两年后竟然失踪，三年后又重新出现。
半个世纪后，荷兰天文学家惠更斯用更大更好的望远镜进行观测，才揭开了这个谜。原来那两颗“卫星”是与土星不相连接、环绕在土星赤道面上的光环。这光环由无数形状、大小不等，直径在7.6厘米～9米之间的冰块组成，以很快的速度围绕土星运转，在太阳光的照耀下呈现出各种颜色。光环的直径达27万千米，厚度为10千米左右，自东向西自转。
1675年，意大利天文学家卡西尼发现光环中有一圈空隙，这就是著名的卡西尼环缝。
“旅行者1号和2号”探测器把土星环的近距离照片送回后，科学家们非常吃惊：原来每一层又可细分成上千条大大小小的小环，即使被认为空无一物的卡西尼缝也存在几条小环。在照片中可见到F环有5条小环相互缠绕在一起。
1675年，J.D.卡西尼发现，土星环并不是一个完整的光环。在光环的周围有一条暗线，把光环分成内外两部分。外面的一部分比较窄，而且不如里面那一部分亮，看起来像是两个环套在一起。从那以后，土星环一直被认为是由几个环组成的，这条暗线现在叫做卡西尼缝。
1826年，德国血统的俄国天文学斯特鲁维把外面的环命名为A环，把里面的环命名为B环。
1850年，美国天文学家W.C.邦德宣称，还有一个比B环更靠近土星的暗淡光环。这个暗淡光环就是C环，C环与B环之间并没有明显的分界。
1855年，麦克斯韦提出，即使这种说法也未尽圆满。光环受潮汐效应而不碎裂的惟一原因，是因为光环是由无数比较小的陨星粒子组成的，这些粒子在土星周围的分布方式，使得从地球的距离看去给人以实心环的印象。麦克斯韦的这一假说是正确的，现在已无人提出疑义。
法国天文学家洛希用另一种方法研究潮汐效应，他证明，任何坚固的天体，在接近另一个比它大得多的天体的时候，都会受到强大的潮汐力作用而最终被扯成碎片。这个较小的大体会被扯碎的距离称为洛希极限，通常是大天体赤道半径的2.44倍。这样，土星的洛希极限就是2.44乘以它的赤道半径60,000公里，即146,400公里，A环的最外边缘至土星中心的距离是136,500公里，因此整个环系都处在洛希极限以内。
组成
土星的光环其实可以分成几个不同的部分，最明亮最宽阔的是A环和B环，较暗的是C环。光环的各部分之间有明显的裂缝，最大裂缝的是A环和B环间的裂缝。通过飞船的探测，人们还发现较宽的光环其实是由许多狭窄的小环组成的。
A环
A环是外层最大与最亮的环，它的内侧边界是卡西尼缝，而他明确的外缘边界与小卫星阿特拉斯的轨道非常靠近。A环在从外缘算起环宽度的22%处被恩克环缝中断。从外缘算起在宽度的2%有一个狭窄的基勒环缝。
A环的厚度估计在10米至30米，质量是6.2×10^18公斤（大约是哈佩利恩的质量），它的光深度变化在0.4至1.0之间。
与B环相似，A环的外缘也受到轨道共振的维护，它是与杰纳斯和艾比米修斯有7:6的轨道共振。其他的轨道共振也在A环内激发出许多螺旋密度波（并且，程度较小，其他的环也有），并占有大多数的结构。这些波与描述星系旋臂波的物理是相同。螺旋弯曲的波浪，也出现在A环并且由同一种理论来描述，在环中是垂直的槽纹而不是压缩波。
恩克环缝
恩克环缝是在A环内宽325公里的缝隙，中心与土星中心的距离是133,590公里，它是由轨道在环内的小卫星潘造成的。来自卡西尼太空船的影像显示，至少有三个薄的，纠结在一起小环存在于缝隙内。在两侧可以看见螺旋密度波，这是与来自外部在附近的卫星对环的轨道共振造成的，而在环内潘的诱导下使这些螺旋格外的有活力。
基勒环缝
基勒环缝是宽42公里的缝隙，位于A环内距离外缘约250公里处，它是以天文学家詹姆斯·爱德华·基勒之名命名的。在2005年5月1日，在缝隙中发现使这个区域被净空的小卫星达佛涅斯，这颗卫星也导致缝隙边缘的波纹。
B环
B环是所有环中最大、最亮与质量最多的。它的厚度估计在5～15米，质量在2.8×10公斤，光深度的变化在0.4至2.5之间，意味着通过B环的光线有将近99%会被阻拦。B环在密度和光度上的许多变化，几乎都还没有获得合理的解释。B环都是同心圆，虽然其中有许多狭窄的小环，但B环不包含任何的缝隙。
C环
C环是在B环内侧很宽阔但暗淡的环，它在1850年被威廉和乔治·邦德发现的，可是威廉·R.道斯和约翰·伽勒也独立看到。威廉·拉塞尔因为它比明亮的A环和B环黯淡而称他为"黑纱环"。
估计C环的垂直厚度只有5米，质量大约是1.1×10公斤，光深度在0.05至0.12之间变化。也就是说垂直通过环的光只有5%至12%会被圆环阻拦，因此从上或下看环时，它几乎是透明的。
科伦坡缝
科伦坡缝在C环靠内侧的位置，缝隙中有着明亮和很窄的科伦坡小环，中心距离土星的中心77883公里，这个环有些微的椭圆而不是正圆。这个小环因为受到泰坦轨道共振的约束，有时也被称为泰坦小环。在环的这个位置上，环上质点拱点进动的周期与泰坦的轨道周期刚好相同，因此这个偏心小环最外面的尾端总是指向着泰坦。
D环
D环是最侧的环，并且非常暗弱。在1980年，航海家1号侦测到在其中有个小环，分别标示为D73、D72和D68是最靠近土星并被分离出的小环。25年之后，卡西尼影像显示D72明显的变得更为微弱并且朝向土星移动了200公里。出现在C环和D73之间的缝隙是分离30公里波长的精细尺度结构。
“消失”
土星光环与土星轨道面有一个倾角：最大倾角是27度，最小倾角是0度。当两者出现最大倾角时，人们看到土星光环的面积是最大的，而且土星光度最明亮，土星整体呈现“草帽”状态；当两者发生最小倾角时，即使借助大型的天文望远镜，也难以目睹到土星光环。
