木星の環
ハッブル宇宙望遠鏡、ケック天文台、ガリレオ、カッシーニ らによって集められた主環のスペクトルにより、環を構成する粒子は赤みがかっており、即ちそのアルベドは長い波長で高くなることが示された。スペクトルの波長は0.5から2.5μmである。特定の化学物質に由来するスペクトルは見つかっていないが、カッシーニの観測により、0.8μmと2.2μmに吸収帯が存在する証拠が得られている。主環のスペクトルは、アドラステア とアマルテア のスペクトルと非常に類似している。
主環の性質は、0.1から10μmの径の塵が大量に含まれていると仮定すると説明可能である。これで、後方散乱と比べて前方散乱がより強いという性質が説明できる。しかし、後方散乱の強さや明るい主環の外側部分の詳細構造を説明するためには、大きな天体の存在が必要となる。
得られているデータやスペクトルを分析すると、主環を構成する粒子の大きさの分布は、冪乗則に従うという結論が導かれる。
ここで、n(r)drは、半径rとr+drの間に含まれる粒子の数であり、 A {\displaystyle A} は、環からの既知の光の合計流束に合うように選んだ正規化パラメータである。パラメータqは、r < 15 ± 0.3 μmの粒子に対して2.0 ± 0.2、r > 15 ± 0.
幅が狭く比較的厚みが薄い主環は、木星の環の中で最も明るい。その外端は、木星の中心から約12万9,000 km(木星半径の1.806倍)に位置し、衛星アドラステアの軌道と一致する。内端は、木星の中心から約12万2,500 km(木星半径の1.72倍)で、衛星は存在しない。
主環の幅は約6,500kmで、見え方は角度によって違う。前方散乱光の下では、主環の明るさは、アドラステアの軌道のすぐ内側、12万8,600kmで急激に低下し始め、アドラステアの軌道のすぐ外側、12万9,300kmで背景と同じレベルになる。そのため、アドラステアは、明確な羊飼い衛星となっている。明るさは、木星の方に向かって増し、環の幅の真ん中あたり、12万6,000kmの地点で最大となるが、メティスの軌道に当たる12万8,000kmの付近に明確な空隙がある。対照的に、主環の内側の境界は、12万4,000kmから12万kmにかけて徐々に暗くなり、ハロ環に繋がる。前方散乱光の下では、全ての木星の環が明るく見える。
一方、後方散乱光の下では、状況が異なる。約12万9,100 km、アドラステアの軌道のすぐ外側に位置する主環の外側の境界は、非常にはっきりしている。衛星の軌道は環の空隙となっており、その軌道の外側にリングレットを作っている。