環系統是一個圓盤或環，圍繞一個天體運行，由固體物質如塵埃和小衛星組成，是巨行星周圍衛星系統的常見組成部分。 行星周圍的環系統也稱為行星環系統。

太陽系中最突出和最著名的行星環是土星周圍的行星環，但其他三顆巨行星（木星、天王星和海王星）也有環系統。 最近的證據表明，環系統也可能存在于其他類型的天體周圍，包括小行星、衛星和褐矮星，以及金星和水星等行星之間的行星際空間。

較厚的行星環被認為是通過三種方式形成的：來自原行星盤的物質，該物質在行星的羅希極限內，因此無法合并形成衛星，來自被月球碎片破壞的衛星 大的影響，或者來自月球的碎片，當它經過行星的洛氏極限時被潮汐應力破壞。 大多數環被認為是不穩定的并且會在數千萬或數億年的過程中消散，但現在看來土星的環可能相當古老，可以追溯到太陽系的早期。

較暗的行星環可能是由于流星體撞擊繞行星運行的衛星而形成的，或者在土星的 E 環的情況下，是低溫火山物質的噴出物。

環狀顆粒的組成各不相同； 它們可能是硅酸鹽或冰塵。 也可能存在更大的巖石和巨石，2007 年，在土星環內檢測到來自八個直徑僅幾百米的“小衛星”的潮汐效應。 環狀粒子的最大尺寸由構成它的材料的比強度、密度和海拔高度的潮汐力決定。 潮汐力與環半徑內的平均密度成正比，或者與行星質量除以環的立方半徑成正比。 它也與環的軌道周期的平方成反比。

有時環會有牧羊衛星，小衛星在環的內邊緣或外邊緣附近或在環的間隙內運行。 牧羊人衛星的引力有助于保持環的邊緣清晰； 靠近牧羊衛星軌道的物質要么被偏轉回環體，從系統中噴出，要么吸積到月球本身。

據預測，火星的衛星火衛一將在大約 5000 萬年內分裂并形成一個行星環。 由于潮汐減速，它的軌道周期比火星日短的低軌道正在衰減。

木星的光環系統是第三個被發現的，它于 1979 年首次被航海者一號探測器觀測到，并在 1990 年代被伽利略軌道飛行器進行了更徹底的觀測。 它的四個主要部分是一個微弱的厚圓環，稱為光環； 一個薄的，相對明亮的主環； 和兩個又寬又暗的薄紗環。 該系統主要由灰塵組成。

土星環是太陽系中所有行星中最廣泛的環系統，因此眾所周知它存在了很長一段時間。 伽利略·伽利萊 (Galileo Galilei) 于 1610 年首次觀察到它們，但直到克里斯蒂安·惠更斯 (Christiaan Huygens) 于 1655 年將它們準確地描述為土星周圍的圓盤時，它們才被準確描述。這些環并不像許多人認為的那樣是一系列微小的小環，而更像是一個密度不同的圓盤。 它們主要由水冰和微量巖石組成，顆粒大小從微米到米不等。

天王星環系統介于土星龐大系統的復雜程度與木星和海王星周圍較簡單的系統之間。 它們于 1977 年由 James L. Elliot、Edward W. Dunham 和 Jessica Mink 發現。 從那時到 2005 年，航海者 2 號和哈勃太空望遠鏡的觀測共識別出 13 個不同的環，其中大部分是不透明的，寬度只有幾公里。 它們是黑色的，可能由水冰和一些經過輻射處理的有機物組成。 相對缺乏塵埃是由于天王星擴展的外逸層日冕產生的空氣動力學阻力。

海王星周圍的系統由五個主環組成，它們的密度最高，可與土星環的低密度區域相媲美。 然而，它們微弱且塵土飛揚，在結構上與木星更相似。 構成環的非常暗的物質很可能是經過輻射處理的有機物，就像天王星環中的那樣。 20%到70%的環是灰塵，比例比較高。 在 1989 年航海者 2 號最終發現它們之前的幾十年里，人們就已經看到了這些環的跡象。

2008 年 3 月的報告表明，土星的衛星土衛五可能有自己的細環系統。