主环的光谱特征

由哈勃太空望远镜、凯克天文台、伽利略号和卡西尼·惠更斯号取得的主环的光学频谱，显示出组成主环的粒子是红色的，所以她们的反照率在较长的波长较高。现存的光谱横跨0.5–2.5μm的范围。现阶段无任何光谱特征可以指出那些粒子是那一种个别的化合物。主环的光谱特征与木卫十五及木卫五的十分类似。

尝试解释主环光谱特征的假说

主环的性质可以由它包含显着数量的0.1–10μm粒子大小的尘埃假说得到解释。以上假说解释了为何主环的正面散射比背向散射较强。但是需要有较大的物体才能解释主环光亮外部的强背向散射及精细构造.

光环是木星环中最内部及最厚的。其外部边界与主环内部边界在半径122,500km(1.72RJ)重叠。由此半径开始光环向木星快速增厚。光环的实际纵向伸延不明但其物质可以在距环面高度高至10,000km侦测到。光环的内部边界十分清晰并位于半径100,000km(1.4RJ)处，但部分物质被发现在92,000km的更深入地区。所以光环的宽度约为30,000km。

形状类似一个缺乏清楚内部结构的厚环面。与主环相对，光环的外观与观察角度只有少量关联性。

在伽利略号广泛拍摄的光环在正向散射光线中显得最亮。虽然光环的表面光度比主环小很多，其与环平面垂直的综合光子通量（Flux）则因为其较大的厚度而可以与主环比较。虽然她有一个号称长于20,000km的垂直伸延，光环的光度在环面最为集中并遵守幂次法则（与z−0.6toz−1.5成正比例），而z是环面垂直的高度。光环由凯克天文台及哈勃太空望远镜在背向散射光线下观察的外表基本相同，但其总光子通量比主环小几倍，并在越接近环面便越集中。

光环的光学频谱性质与主环不同。其在0.5–2.5μm级别的通量分布比主环较平；光环不是红色而可能甚至是蓝色。

含尘成分与光深度

光环的光学性质可以由她只由粒子大小小于15 μm 的尘埃构成的假设得到解释。光环远离环平面的部分可能包含超微米的尘埃。此含尘的成分解释了光环的较强正向散射、蓝色及缺乏可见结构。

高厚度与木星磁圈

光环的高厚度的原因在于木星磁圈的电磁力刺激到尘埃的轨道倾角及轨道离心率。光环的外部边界与强力洛伦兹共振（Lorentz Resonance）（洛伦兹共振是一个粒子轨道运动与行星磁圈转动之间，当它们的轨道周期比例是一个有理数时产生的共振）的位置重叠。当波印廷·罗伯森效应（Poynting-Robertson effect）把粒子缓慢拉往木星，她们的轨道倾角在经过时会受到刺激。繁盛的主环可能正是光环的开始。

明确内部边界与罗伦兹共振 光环的内部边界距离最强的2:1洛伦兹共振不远。在此共振下刺激可能十分显著，令粒子冲入木星大气层内，所以光环有一个明确的边界。根据主环的推算，光环和主环有相同的年龄。

底比斯薄纱光环

范围

底比斯薄纱光环是木星环中最暗淡的，显示出十分暗淡和有一个矩形横切面的结构，由位于226,000 km (3.11 RJ)的木卫十四轨道伸延至129,000 km (1.80 RJ)。其内部边界因为光亮很多的主环及光环存在而不能明确界定。厚度在约距木卫十四轨道8400km开始，越接近木星就越薄。底比斯薄纱光环实际上在顶部及底部为最亮，其光度在越接近木星时越会上升。其外部边界并不特别陡峭，伸延超过15,000km。

底比斯延伸

在木卫十四外勉强可见一个连续的环，伸延至260,000km (3.50 RJ)，被称为“底比斯延伸”（Thebe Extension）。在正向散射光线下比阿马尔塞薄纱光环暗淡3倍。在背向散射光射下其只能够由凯克天文台的望远镜所侦测到。背向散射图像显示她在木卫十四内部不远有一个光度的上升。

质量与光深度性质

底比斯薄纱光环的光深度约为3×10−8（比阿马尔塞薄纱光环低3倍），但尘埃总质量相同（约为107–9 kg）。在2002年至2003年间伽利略号经过底比斯薄纱光环，令它的尘埃初次被侦测到。其测量度透露其粒子大小为0.2–3 μm ，所以确定了薄纱光环的尘埃成分。

薄纱光环的起源

薄纱光环中的尘埃与主环及光环的来源基本相同。它的来源分别为木星木卫十四及木卫五

随着行星际空间探测器的发射，不断揭示出太阳系天体中许多前所未知的事实，木星先锋11号带电粒子的吸收特征。

1976年有人提出这一现象可用木星存在尘埃环来说明。可惜当时无人作进一步的定量研究以推测这一假设环的物理性质旅行者1号旅行者2号空间探测器

根据对空间飞船所拍得照片的研究，现已知道木星环系主要由亮环、暗环和晕三部分组成。环的厚度不超过30公里。亮环离木星中心约13万公里，宽6000公里。暗环在亮环的内侧，宽可达5万公里，其内边缘几乎同木星大气层相接。亮环的不透明度很低，其环粒只能截收通过阳光的万分之一左右。靠近亮环的外缘有一宽约700公里的亮带，它比环的其余部分约亮10%，暗环的亮度只及亮度环的几分之一。晕的延伸范围可达环面上下各1万公里，它在暗环两旁延伸到最远点，外边界则比亮环略远。据推算，环粒的大小约为2微米，真可算是微粒。这种微米量级的微粒因辐射压力、微陨星撞击等原因寿命大大短于太阳系寿命。为了证实木星环是一种相对稳定结构这一说法，人们提出了维持这种小尘埃粒子数量的动态稳定的几种可能的环粒补充源。

看不见的木星环

1979年3月，旅行者1号探测器穿越木星赤道平面时，在离地球6亿千米处发回大量的珍贵照片。出乎人们所料，发现木星和土星一样也拥有光环。4个月后，旅行者2号探测器飞临木星证实了这个结论。但木星光环和土星光环有很大不同，木星光环是弥散透明的，由亮环、暗环和晕三部分组成。亮环在暗环的外边，晕为一层极薄的尘云，将亮环和暗环整个包围起来。木星环离木星中心约12.8万千米，环宽9000千米，环的厚度只有几千米左右，是由大量的尘埃和黑色的碎石组成。这些碎石的大小从1/1000毫米到数十米不等，不反光，肉眼无法看到，以周期为7小时左右的速度围绕木星旋转。暗淡单薄的木星环套在庞大的木星身躯上，发现它确实是极不容易的。它对研究行星的起源和演化有着重要的启示，或许其它行星也有不易看到的环。

木星环的存在是在1975年由先锋11号对于行星辐射带（radiation belt）的观察所推演出来的。在1979年，旅行者1号拍摄了木星环系统的一张过度感光图片。更广泛的拍摄由旅行者2号在同年进行，容许了对木星环系统结构的一个粗略估计。由伽利略号在1994年至2003年间拍摄取得的极佳质素图像大大的增加了对木星环的现有知识。由凯克天文台在1997年及2002年对木星环进行的地面观测及哈勃太空望远镜在1999年的观测透露了木星环在背向散射光线下的丰富可见结构。由新视野号在2007年二月至三月期间传送的图像令主环精细结构可以被首次观察。在2000年，卡西尼-惠更斯号往土星的旅程中对木星环系统进行了广泛观察。对木星系统的任务将可提供对木星环更多的资讯。