thumb|upright=1.8|2006年9月15日、土星食の日にカッシーニによって撮影された土星の環の全景（明るさは誇張されている）。メインリングの外側、G環のすぐ内側の10時の方角に「ペイル・ブルー・ドット」（地球）が見える。 thumb|構成する粒子の径に応じて彩色した画像 土星の環（どせいのわ）は、太陽系で最も顕著な惑星の環である。マイクロメートル (μm) 単位からメートル (m) 単位の無数の小さな粒子が集団になりNASA.gov 、土星の周りを回っている。環の粒子はそのほぼ全てが「水の氷」で、わずかに塵やその他の物質が混入している。
環からの反射光によって土星の視等級が増すが、地球から裸眼で土星の環を見ることはできない。ガリレオ・ガリレイが最初に望遠鏡を空に向けた翌年の1610年、彼は人類で初めて土星の環を観測したが、ガリレオはそれが何であるかはっきり認識することはなかった。1655年、クリスティアーン・ホイヘンスは初めて、それが土星の周りのディスクであると記述した。ピエール＝シモン・ラプラス以降、多くの人が、土星の環は多数の小さな環の集合であると考えているが、実際には、環と環の間に何もない空隙の数は少ない。実際には、密度や明るさに部分的に極大部や極小部のある同心円の環帯であると考える方が正確である。
土星の環には、粒子の密度が急激に落ちる空隙がある。そのうち2つでは、既知の衛星が運行しており、また他の空隙の多くは土星の衛星と不安定共鳴を起こす場所にある。残りの空隙は、その生成過程が不明である。一方、タイタン環やG環等は、安定共鳴状態によってその安定性が維持されている。
メインリングの外側にはフェーベ環がある。これは、他のリングから27度 (°)傾き、フェーベのように逆行している。
最近の研究では、土星の環は土星に衝突する前に氷の殻を引き裂かれた衛星の残骸であるとする説がある。
歴史 初期の観測
ガリレオ・ガリレイは、1610年に自作の望遠鏡を用いて初めて土星の環を観測したが、それを環だとは認識できなかった。彼は、トスカーナ大公コジモ2世への手紙の中で、「土星は1つではなく、3つからなっている。それらはお互いにほぼ接触しており、全く動かないし互いに位置を変えない。黄道に平行に直列し、中央の天体（土星本体）は、両横の天体（環の端）の約3倍の大きさである」と記している。また彼は、「土星には"耳"がある」とも記している。1612年、環の面は地球に正面を向け、環は突然消えたように見えた。ガリレオは戸惑い、サートゥルヌスが将来、自分の子に殺されるのを防ぐために、自分の子供を飲み込んだという神話になぞらえて、「土星は子供達を飲み込んだのか？」と表現した。土星の環は1613年に再び出現し、ガリレオをさらに困惑させた。
初期の天文学者は、論文が公表される前、自分の新発見を主張するためにアナグラムを用いた。ガリレオは、自身の発見を主張するため、Altissimum planetam tergeminum observavi（「私は、最も遠い惑星が三重星になっていることを観測した」）と言う意味を表すsmaismrmilmepoetaleumibunenugttauirasというアナグラムを作った。
1657年にクリストファー・レンはロンドンのグレシャムカレッジの天文学教授に就任した。レンは1652年頃から土星の観測を行いその外観の謎を解明しようとしていた。レンの仮説は土星が輪を持つというもので、その説は著書「De corpore saturni」（土星の実体について）にまとめられたが、輪が惑星本体から離れている独立したものなのか、物理的に接触しているものなのかは確信がなかった。レンがこの著作を発表する前にホイヘンスが後述の土星の輪についての仮説を発表し、レンはこれが自身のものより優れていると認識したため。この著書は結局お蔵入りとなった。ロバート・フックも土星の輪の初期の観測者の1人で、輪に土星の影が写りこむことに気づいていた。
環の理論と観測 thumb|ロバート・フックは、1666年に土星のA環とB環に、土星及び互いの環の影が映る様子をスケッチした。 クリストファー・ホイヘンスは1655年に父親のとレンズ研磨を始め、自ら設計した43倍の屈折望遠鏡で土星を詳細に観測した。そして土星が本体から分離した環に囲まれていると初めて提唱し、この発見をという難解な文字列のアナグラムで発表した。3年後にホイヘンスはこの文字列を並び替えるとAnnulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato（土星は薄く平坦な、本体にどこにも触れていない、黄道面に傾いた環を持つ）になることを明かした。 ホイヘンスは1659年に出版した「土星体系」でこの環の仮説や、土星の衛星タイタンの発見、太陽系の寸法を含んだ概略図とともに発表した。
1675年、ジョヴァンニ・カッシーニは、土星の環は複数の小さな環とその間の空隙から構成されていることを明らかにし、A環とB環の間にある幅4800キロメートル (km)の最大の空隙は後に、カッシーニの間隙と呼ばれるようになった。
1787年、ピエール＝シモン・ラプラスは、土星の環は、非常に多くの立体の小環からできていると提唱した。
1859年、ジェームズ・クラーク・マクスウェルは、環がもし立体であれば不安定ですぐ壊れてしまうため、立体ではありえないということを示した。彼は、環は無数の小さな粒子から構成され、それぞれが独立して土星の周りを公転していると提唱した。 のちにソフィア・コワレフスカヤも土星の環が液体がリング状になったものではないと主張している。
マクスウェルの理論は、1895年にアレゲニー天文台のジェームズ・エドワード・キーラーによる環の分光学的観測で正しいことが証明された。
20世紀以降、4機の無人探査機が至近距離から土星の環を観測している。パイオニア11号は1979年9月に20900kmまで接近し、F環の発見に貢献した。続いてボイジャー1号が1980年11月に64200kmまで接近し、光偏光計が故障していたため予定していた解像度では観測できなかったものの、環について前例のない詳細が明らかになり、G環の存在も明らかになった。 1981年8月にはボイジャー2号が41400kmまで接近し、この時は光偏光計が作動していたためより高解像度な観測が可能になり、それまで見えなかった多数のリングレットと呼ばれる小さな環を発見した。 2004年7月に土星の周回軌道に入ったカッシーニ探査機は、それまでで最も高精細な画像を多数取得し、さらに多くのリングレットの発見に繋がった。 2017年4月26日、カッシーニが人類の探査機として初めて、土星本星と環の間を通過した。
土星の環は、発見された順にアルファベットの名前が付けられている。メインリングは、内側からC環、B環、A環及びB環とA環の間のカッシーニの間隙で構成されている。D環は、最も土星に近く、暗い。F環は狭く、A環の外側にある。さらにその外側には、非常に薄いG環とE環がある。土星の環には、多くの構造がある。そのいくつかは、土星の衛星による摂動に関係しているが、多くは説明がついていない。
観察 土星の環は土星本体の赤道面上にあり、さらに土星の自転軸は公転面から26.7°傾いているため、地球から見た環の見え方は時期によって大きく変化する。地球は、輪に沿った平面上を13年から15年、土星の公転周期のおよそ半分ごとに通過するため、その都度1回から3回にかけてきわめて薄い輪を真横から見て「環が消失したかのように」観測する機会ができる。近年起こったのは2025年3月23日、2009年9月4日、1996年2月11日、1995年8月10日、1995年5月22日であり、今後起こるのは2038年10月15日、2039年4月1日、2039年7月9日である。地球から見て土星が太陽方向に位置せず、観測がしやすい機会は立て続けに3回生じる年が該当する。
土星の春分点（太陽が環の平面を通過する位置）は同じ時間間隔では起こらない。太陽は環の平面を南から北へ横切るのは太陽経度173.6度の時（2009年8月11日など）で、地球から見てしし座やおとめ座へ移動する頃である。そこから15.7年後に土星は太陽経度353.6度になり、太陽が環の平面を逆に北から南へ横切る。つまり15.7年間は太陽は環を北から照らし、13.7年間は南側から照らす。 直近の北から南への横断は1995年11月19日と2025年5月6日に起こり、南から北への横断は2009年8月11日に起こったほか2039年1月23日にも起こる。春分と秋分の期間前後には環のほとんどの部分の光度が低下して、環に太陽光が届かないことが原因であるもう一種の環の消失が起こる。
土星の見かけの等級は複雑な変動パターンを示すが、これは環の向きの変化によるものが大きく、これは1公転ごとに2サイクル繰り返される。さらに軌道離心率による変化の効果があり、北半球のほうが南半球よりも明るく見える。
物理的性質 thumb|left|upright=1.2|2004年3月22日のハッブル宇宙望遠鏡の掃天観測用高性能カメラによる画像。暗いカッシーニの間隙が、内側のB環と外側のA環を隔てている。若干暗いC環は、B環のすぐ内側にある。 密度の濃いメインリングは、土星の赤道から7000 kmから8万 kmの距離に広がっている。最も薄いところで約10 m、最も厚いところで約1 kmと推定されている。99.9%が純粋な水の氷であり、不純物としてソリンやケイ素を含む。メインリングを構成する粒子の大きさは、主に直径1センチメートル (cm)から10 m程度である。
環の総質量は、約3 x 1019キログラム (kg)と、土星の質量のわずか1億分の5程度であり、ミマスよりも若干小さい。ただし、証明されていないものの、環の凝集によりこの値は過小評価されており、実際の質量はこの3倍程度だという主張もある。
カッシーニの間隙やエンケの間隙のような大きな空隙は地球からでも観測できるが、ボイジャー計画の両探査機は、土星の環は数千の薄い空隙や小環から構成される非常に複雑な構造であることを発見した。この構造は、土星の多くの衛星の引力で生じたと考えられている。いくつかの空隙は、パン等の小衛星の通過によって一掃されてしまい、またいくつかの空隙は、（プロメテウスとパンドラがF環を維持しているのと同様に）小さな羊飼い衛星の重力によって維持されていると考えられている。
thumb|upright=1.2|2007年5月9日にカッシーニが撮影した土星の裏側 宇宙探査機カッシーニからのデータは、土星の環は、惑星の大気とは独立した自らの大気を持っていることを示している。この大気は、太陽からの紫外線が環の氷と反応して生じる酸素分子(O2)から構成されている。氷と紫外線の化学反応は、酸素分子以外に水素分子(H2)も生成される。酸素分子と水素分子の大気は非常に希薄で、全ての大気を環に蓄積されると、1原子の厚さとなる。環には、またOH（水酸化物）の大気もある。酸素と同様に、この大気は水分子の分解によって生成するが、その原因は紫外線ではなく、エンケラドゥスからのエネルギーを持ったイオンの放出である。この大気は非常に薄いが、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて検出できる。 thumb|2009年8月12日、土星の分点の日の翌日にカッシーニが撮影した画像。環は太陽の方を向いており、F環のような軌道面からずれた部分以外からの反射光が来ない。
1980年、ボイジャー1号は土星でフライバイを行い、F環が3つの狭い環から構成されていることを観測した。現在では、外側の2つの環には、こぶやねじれが存在し、その内側の暗い環とともに編み込まれたような構造をしていることが知られている。 2009年8月11日、土星の分点の日にカッシーニが撮影した新しい画像は、いわゆる環の面から、いくつかの場所で環が大きくはみ出している様子を示している。このずれは、キーラーの空隙との境で、この間隙を作り出したダフニスが軌道平面から外れている影響で、最大4.0 kmに達している。
が率いるカッシーニのチームは、掩蔽を用いて、F環の中に直径27 mから10 kmの13個の天体を発見した。これらは 半透明であり、直径数 mの氷の塊が一時的に凝集したものであることを示唆している。エスポージトは、粒子が凝集し、しばらくして分裂するこの過程が土星の環の基本構造であると主張している。
形成 土星の環の年齢の推定値は推定方法によって幅があるが、土星そのものの形成時にまで遡ることもある。 しかしカッシーニ探査機のデータは、環の形成時期は若く、最近1億年以内に形成された可能性を示唆し、その年齢幅は1000万年から1億年である。この最近形成されたという説は、環の力学進化の新しい低質量モデルと、時間経過に伴う環の暗化率を推定するための惑星間ダストのフラックス測定に基づいている。環は現在も絶えず物質を失っており、そのため過去の環はもっと質量が大きかったと考えられる。ただし年齢を質量の推定だけで診断すべきではなく、なぜなら太陽系の歴史の初期に非常に大質量な環が形成されていて、現在の質量まで減少した可能性もあるからである。現在の質量損失率を基にすると、土星の環は3億年以内に消滅することになる。
土星の内側の環の起源に関する主な仮説は、1つか複数の衛星の破片によって構成されたというものである。これは19世紀にエドゥアール・ロシュが最初に提唱したもので、衛星の軌道がロッシュ限界よりも近くなり、土星本体の潮汐力によって粉々になったとするものである 2022年に行われた数値シミュレーションもこの説を支持しており、この研究論文の著者は破壊された仮説上のかつての衛星をと呼ぶことを提案している。 この説のバリエーションとして、衛星は、巨大な彗星か小惑星が衝突して破壊されたとするものもある。2023年に発表されたシミュレーションでは、2つの氷でできた天体が衝突した際の破片で環が形成されたのであれば、土星の環に岩石が欠乏している理由を説明できるとした。
破壊された衛星起源説として伝統的なものに、約40億年前の後期重爆撃期に、ミマスよりも大きい直径400 kmから600 kmの衛星に大規模な衝突が起こり、破壊されてできた塵から形成されたという説がある。 この種の最近の派生としてが提唱しているのは、土星がまだガス雲に覆われていたような形成段階に、惑星に降着する際に外層部が剝ぎ取られ氷質のマントルがむき出しになった、ミマスよりはるかに大きなタイタンサイズの分化した天体の一部を起源とする考え方である。この考え方も、環の組成で岩石が少ないことを反映している。この説によれば形成時の環の質量は現在の1000倍もあり、はるかに幅広く広がっていた。その幅は土星の最も内側の衛星から、テチスの位置にまで達し、これらの衛星のほとんどの組成からも岩石が不足していることを説明できる。 なおエンケラドゥスではその後の衝突や低温火山活動により、氷だけが選択的に失われており、エンケラドゥスの密度1.61 g/cm3はミマスの密度1.15、テティスの密度0.97よりも大きくなっている。
初期の環が大質量であったという説はその後、土星内側からレアまでの位置の衛星の形成を説明するために拡張された。もし初期の大質量の環の中に100km大の岩石天体と氷が含まれていれば、こうした岩石質（ケイ酸塩質）の天体は環との重力相互作用や土星本体との潮汐相互作用によって、加速度的に氷を取り込み、徐々に軌道が環の外側へ移動する。ロッシュ限界内では岩石天体は物質を取り込むだけの質量を持つのに十分な密度を持つが、氷天体の密度はそれに達しない。一方で環の外に出ると、新しく形成された衛星はランダムな合体で成長する。このプロセスは、レアまでの位置の衛星のケイ酸塩含有量の変化、特に内側に近づくほどケイ酸塩の比率が下がる理由を上手く説明できる可能性がある。レアは土星の原始環から形成されたもっとも古い衛星であり、内側に近づくにつれて年齢が若くなる。
一方で、土星の環の明るさと水の氷の純度も、環が本体よりはるかに若い証拠として挙げられ、その理由として年月の経過により隕石が蓄積すると環が暗くなっていくというものがある。 しかしその後の研究では、B環はこうした落下物を十分希釈できるほどに質量が大きく、太陽系の歴史の間でも環をあまり暗くすることなく保つことができるとされている。環を構成する塊は衝突によってリサイクルされ、そのため環の構成物には若く見える部分が存在する。C環の起源が最近であることを示す証拠がカッシーニ探査機に搭載されたカッシーニタイタンレーダーマッパーのデータを解析していた研究者によって集められ、この研究は環の中のケイ酸塩岩石質組成の割合に着目している。
土星本体への物質の流入速度に基づく研究は土星の環の年齢が数億年より若いことを支持している。環に含まれる物質はらせんを描きながらだんだん土星本体に落下していくため、この流入速度が速いほど土星の環の寿命は短くなる。1つの流入メカニズムとして、帯電した水氷の粒子が惑星の磁力線に沿って重力で落下するものがあり、環の雨と呼ばれている。W・M・ケック天文台の地上観測に基づく推定では、このメカニズムだけで 432–2870 kg/sの流入があり、これだけで環の残り寿命は億年しかない。 2017年9月に退役間近のカッシーニ探査機が本体と環の間を通過した際に、環から本体へ電荷的には中性の物質が流入する赤道流を検出し、その流入量は4,800–44,000 kg/sに達した。この流入率が安定したものであれば、環の雨の効果も併せて、土星の環は1億年以内に消滅する可能性もある。
環の部分構造 最も環の密度が高い部分は、A環及びB環であり、これらはカッシーニの間隙（1675年にジョヴァンニ・カッシーニによって発見された隙間）によって隔てられている。これに沿って1850年に発見されたC環があり、これらでメインリングを形成する。メインリングは希薄な塵のリングと比べて、密度が高く、粒子の大きさも大きい。後者にはD環が含まれ、土星の雲の上端まで達している。G環、E環及びその他の環は、メインリングよりも外側にある。これらの希薄な環は、しばしば1 μm程度の小さな粒子で構成されるが、その化学組成は、メインリングと同様にほぼ純粋な水でできた氷である。狭いF環は、A環のすぐ外側にあり、カテゴライズが難しい。非常に密度の高い部分があるが、非常に多くの塵サイズの粒子を含んでいる。
データ 備考: (1)距離は、間隙や環の中央までの値である。 (2)非公式名。 (3)国際天文学連合の示す名前。広い隙間はdivision（間隙）、狭い隙間はgap（空隙）としている。 (4)ほとんどのデータは、Gazetteer of Planetary NomenclatureやNASA factsheet、その他の論文から採られている。
環の主要な構成 名前(3) 土星の中心からの距離(km)(4) 幅 (km)(4) 厚さ(m)(4) 詳細 D環 66,900 - 74,510 7,500 <30 1967年にピエール・ゲランが存在を疑い、1979年にパイオニア11号が発見したJürgen Blunck, Solar System Moons: Discovery and Mythology, Springer Science & Business Media - 2009, pages 62-63。 C環 74,658 - 92,000 17,500 5 1850年にボンド親子が発見したHarland, David M., Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe, Chichester: Praxis Publishing, 2002.。 B環 92,000 - 117,580 25,500 5–15 1610年にA環と併せてガリレオが発見し、1655年にホイヘンスが詳細構造を明らかにした。 カッシーニの間隙 117,580 - 122,170 4,700 ジョヴァンニ・カッシーニが1676年に発見したJürgen Blunck, Solar System Moons: Discovery and Mythology, Springer Science & Business Media - 2009, pages 62-63。 A環 122,170 - 136,775 14,600 10–30 1610年にB環と併せてガリレオが発見し、1655年にホイヘンスが詳細構造を明らかにした。 ロシュの間隙 136,775 - 139,380 2,600 1979年にF環との境界にパイオニア11号が発見し、エドゥアール・ロシュに因んで2007年に命名されたJürgen Blunck, Solar System Moons: Discovery and Mythology, Springer Science & Business Media - 2009, pages 62-63 F環 140,180 (1) 30 - 500 1979年にパイオニア11号が発見したJürgen Blunck, Solar System Moons: Discovery and Mythology, Springer Science & Business Media - 2009, pages 62-63。 ヤヌス/エピメテウス環(2) 149,000 - 154,000 5,000 ヤヌスとエピメテウスに由来 G環 166,000 - 175,000 9,000 1980年にボイジャー1号が初めて撮影した。 メトネ・アーク(2) 194,230 ? メトネに由来 アンテ・アーク(2) 197,665 ? アンテに由来 パレネ環(2) 211,000 - 213,500 2,500 パレネに由来 E環 180,000 - 480,000 300,000 >2000 km 1907年にが最初に観測し、1980年にWalter Feibelmanが確認した。 フェーベ環 ~4,000,000 - >13,000,000 2,330,000 km 過去の天体衝突でフェーベから放出された物質に由来し、2009年にAnne Verbiscer, Michael Skrutskie, Douglas Hamiltonが発見した。
C環内の構成 名前(3) 土星の中心からの距離 (km)(4) 幅 (km)(4) 名前の由来 コロンボの空隙 77,870 (1) 150 ジュゼッペ・コロンボ タイタン・リングレット 77,870 (1) 25 タイタン マクスウェルの空隙 87,491 (1) 270 ジェームズ・クラーク・マクスウェル マクスウェル・リングレット 87,491 (1) 64 ジェームズ・クラーク・マクスウェル ボンドの空隙 88,705 (1) 30 ウィリアム・クランチ・ボンドとジョージ・フィリップス・ボンド 1.470RSリングレット 88,716 (1) 16 半径 1.495RSリングレット 90,171 (1) 62 半径 ドーズの空隙 90,210 (1) 20 ウィリアム・ドーズ
カッシーニの間隙内の構成 出典: 名前(3) 土星の中心からの距離 (km)(4) 幅 (km)(4) 名前の由来 ホイヘンスの空隙 117,680 (1) 285-400 クリスティアーン・ホイヘンス ホイヘンス・リングレット 117,848 (1) ~17 クリスティアーン・ホイヘンス ハーシェルの空隙 118,234 (1) 102 ウィリアム・ハーシェル ラッセルの空隙 118,614 (1) 33 ヘンリー・ノリス・ラッセル ジェフリーズの空隙 118,950 (1) 38 ハロルド・ジェフリーズ カイパーの空隙 119,405 (1) 3 ジェラルド・カイパー ラプラスの空隙 119,967 (1) 238 ピエール＝シモン・ラプラス ベッセルの空隙 120,241 (1) 10 フリードリヒ・ヴィルヘルム・ベッセル バーナードの空隙 120,312 (1) 13 エドワード・エマーソン・バーナード
A環内の構成 名前(3) 土星の中心からの距離 (km)(4) 幅 (km)(4) 名前の由来 エンケの間隙 133,589 (1) 325 ヨハン・フランツ・エンケ キーラーの空隙 136,505 (1) 35 ジェームズ・エドワード・キーラー
D環 thumb|カッシーニによる土星のD環の画像。内側にかすかに波型が見える。また、ずっと明るいC環が左上に見える。 D環は、非常に薄い最も内側の環である。1980年、ボイジャー1号がこの環の内側に3つのリングレットを発見し、D73、D72、D68と名付けた。D68は、最も土星に近いリングレットである。25年後、カッシーニの画像により、D72は考えられていたよりも薄くて幅広いことが分かり、環の平面が内側に200 kmも拡張された。
D環には、波長30 kmの波からなる微細な構造が存在する。C環とD73の間の空隙で最初に発見されたこの構造は、2009年の土星の分点の日には、D環からB環のすぐ内側まで1万9000 kmも広がっていることが確認された。この波は、1995年に60 kmだったのが2006年には30 mと、経時的に小さくなっており、1983年末に破壊された彗星から放出された1012 kg以下の質量の塵の雲が衝突によって、環が赤道面から外れたために生じたものだと推測される。同じようなパターンは、1994年に木星のメインリングにシューメーカー・レヴィ第9彗星が衝突した際にも見られた。
C環 thumb|C環の概観。マクスウェルの空隙とリングレット、ボンドの空隙、ドーズの空隙が見える。 C環は、幅広いが薄い環であり、B環の内側に位置する。1850年にウィリアム・クランチ・ボンドとジョージ・フィリップス・ボンドが発見したが、ウィリアム・ドーズとヨハン・ゴットフリート・ガレも独立に観測した。明るいA環とB環よりも暗い物質で構成されているように見えることから、ウィリアム・ラッセルは、「クレープ環」と呼んだHarland, David M., Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe, Chichester: Praxis Publishing, 2002.。
この環の厚さは約5 m、質量は約1.1 × 1018 kg、光学的深さは0.05から0.12と推定される。D環で発見された30 kmの波構造は、2009年の土星の分点における観測で、C環を通り抜けて広がっていることが分かった。
コロンボの空隙とタイタン・リングレット コロンボの空隙は、C環の内側に存在する。間隙の中には、土星の中心から77,883 kmの軌道に、明るいが狭いコロンボ・リングレットがある。このリングレットは、タイタンとの軌道共鳴に支配されているため、別名タイタン・リングレットとも呼ばれる。環を構成する粒子の軌道極点での歳差は、タイタンの軌道の動きと等しく、そのため、この扁平なリングレットの外端は、常にタイタンの方を向いている。
マクスウェルの空隙とリングレット マクスウェルの空隙は、C環の外側にあり、内部に密度が高く非円のマクスウェル・リングレットを持つ。多くの面で、このリングレットは天王星のε環と似ている。両方の環の中央部には波様構造があるが、ε環の波はコーディリアが原因だと考えられるのに対して、2008年7月現在で、マクスウェルの空隙の近くに衛星は見つかっていない。
B環 B環は、半径、明るさ、質量とも最大の環である。厚さは5 mから15 m、質量は約2.8 × 1019 kg、光学的深さは0.4から2.5と推定されている。B環の密度や明るさは大きな多様性があるが、ほぼ全て説明がついていない。B環の中には、間隙は見つかっていない。