海王星の環（かいおうせいのわ）は、5つの主要な環から構成されている[1]。この環の存在は、1984年にアンドレ・ブライックにより予測され、1989年にボイジャー2号の観測により確認された。最も密度の濃い部分でも、土星の環の密度の薄い部分であるC環やカッシーニの間隙程度であり、海王星の環のほとんどは、薄く宇宙塵に富み、むしろ木星の環に似ている。海王星の環は、海王星の研究に功績のあった天文学者（ヨハン・ゴットフリート・ガレ、ユルバン・ルヴェリエ、ウィリアム・ラッセル、フランソワ・アラゴ及びジョン・クーチ・アダムズ[2][3]）の名前に因んで名づけられている[1]。また、衛星ガラテアと同期する軌道に、名前のついていない暗い環を持つ。他の3つの衛星であるナイアド、タラッサ、デスピナは、環の間を公転する[3]。

海王星の環は、放射線によって生成した有機化合物のような非常に暗い物質で構成されており、天王星の環の組成と似ている[4]。環の中の塵の割合は、20%から70%と高いが[4]、光学的深さは、0.1未満と低い[5]。アダムズ環には、リベルテ・アーク、エガリテ・アーク1、エガリテ・アーク2、フラテルニテ・アーク、クラージュ・アークと名付けられた5つのアーク（明るい部分）を含む。アークは、軌道黄経の範囲が狭く、非常に安定しており、1980年の最初の発見時からほとんど変化していない[4]。アークがどのように安定化しているかは、まだ未解明である。しかし、その安定性は、アダムズ環とその内側の羊飼い衛星ガラテアとの間の共鳴に関係している可能性がある[6]。
発見と観測ボイジャー2号が撮影した海王星の環。明るい2本はルヴェリエ環とアダムズ環。海王星の環(2022年JWST撮影)

海王星の環についての最初の言及は、1846年、海王星最大の衛星トリトンの発見者でもあるウィリアム・ラッセルに遡る[1]。しかし、彼の主張は確認されず、アーティファクトであると考えられた。

最初の信頼性のある環の（あるいは環がないことを示す）観測は、1968年4月7日、恒星「BD -17°4388」の掩蔽の観測によって行われた。この掩蔽は日本、オーストラリア、ニュージーランドなど各地で観測されたが、当時は誰も環の存在を想定していなかった[7]。そのため、環を観測できたかもしれない部分のデータが公表されるのは、1977年に天王星の環が発見された後となった[1]。オーストラリアで観測したケン・フリーマン（英語版）は、各地のデータも集めて調べ直したが、環は発見できなかった[7]。

1980年8月21日の掩蔽を観測したストロムロ山天文台のフィル・ニコルソンとテリー・ジョーンズは、1.5 RN（約37000km）の位置で2回の減光を観測したが、環によるものだとは結論が出なかった[7]。1981年の掩蔽（5月24日の掩蔽より前の別の掩蔽）では、セロ・トロロ天文台のジェイ・エリアスが1回の瞬間的な減光を観測したが、環にしては狭すぎると考えられた[7]。

天王星の環が発見された直後、アリゾナ大学のハロルド・ライツェマ（英語版）が率いるヴィラノヴァ大学のチームは、海王星の環の探索を開始した。1981年5月24日のへびつかい座52番星（英語版）の掩蔽で、彼らは一時的な減光を検出した。環の発見を示すものではなかったが、衛星だとしたら、多数の小衛星があるかよほどの偶然ということになる[7]。後にボイジャーがフライバイしたことで、この掩蔽は6つの小衛星の1つラリッサが原因であることが明らかとなった[1]。

1982年、エド・ギナン（英語版）が、1968年の掩蔽をマウントジョン天文台で観測したデータを再解析した結果、半径29,800kmと36,125kmの位置にそれぞれ幅1200マイル（約1900km）の2本の環を発見したと発表した[7][8]。しかし、フリーマンなどにより環がないとされた領域だったため、信用されなかった[7]。

1980年代、海王星の大規模な掩蔽の回数は、当時天の川近くにあり、恒星の密度の高い領域を動いていた天王星のものよりもずっと少なかった。海王星の次の掩蔽は1983年9月12日であり、この時は海王星の環の可能性があるものが検出された[1]。しかし、地上からの観測では結論が得られなかった。次の6年間で、約50回の掩蔽が観測されそのうちほぼ3分の1で有意な結果が得られた[9]。何か（恐らく不完全なアーク）が確かに海王星の周りに存在するが、環の特徴は謎のままだった[1]。ボイジャー2号は、1989年に海王星をフライバイした際、海王星の環が存在する決定的な証拠を掴んだ。これにより、以前に不定期に観測されていた掩蔽は、実はアダムズ環のアークが原因だったことが明らかとなった[10]。ボイジャーのフライバイ後、それまでの掩蔽の観測結果が再分析され、環のアークの特徴が判明したが、それはボイジャーが観測したものとほぼ完全に一致した[4]。

ボイジャーのフライバイ以降、解像度と集光力が上がったことにより、ハッブル宇宙望遠鏡や地上の望遠鏡で最も明るい環（アダムズ環とルヴェリエ環）の撮影がなされた[11]。それらは可視光で見ることができ、海王星からのメタン吸収波長の電磁波を大きく遮断した。ただし薄いリングは、見ることはできなかった[12]。
一般的な性質ボイジャーによる海王星の環の画像

海王星は5つの環を持ち[4]、惑星からの距離が近い順に、ガレ環、ルヴェリエ環、ラッセル環、アラゴ環、アダムズ環と呼ばれる[3]。これらの明瞭な環に加え、ガレ環とルヴェリエ環の間に、非常に薄い物質のシートがあり、恐らくさらに内側にもある[4][6]。環のうち3つは細く、幅は約100kmかそれ以下であるのに対して[5]、ガレ環とラッセル環は広く、その幅は2,000kmから5,000km程度である[4]。4つの小さな衛星が環の内側を公転し、ナイアドとタラッサは、ガレ環とルヴェリエ環の間を回り、デスピナはルヴェリエ環のすぐ内側、ガラテアはアダムズ環のすぐ内側[3]、名前のない薄い暗い環の上を回る[6]。

海王星の環は、多量のμmサイズの塵を含み、その割合は20%から70%に達する[6]。この面で、海王星の環は、塵の割合が50%から100%になる木星の環と似ており、塵の含量が0.1%以下と少ない土星の環や天王星の環とは異なる[3][6]。