木星の環
3 μmの粒子に対してq = 5 ± 1である。mmからkmレベルの大きな天体の分布は、正確には決定できない。このモデルにおける光散乱は、径が約15μmの粒子によって支配される。
上記の冪乗則により、主環の光学的深さ τ {\displaystyle \scriptstyle \tau } の推定が可能となり、大きな天体に対しては τl = 4.7 × 10、塵に対しては τs = 1.3 × 10 と計算される。この値は、環の中の全ての粒子の横断面積は、約5,000 kmであることを示している。主環の中の粒子は、非球形をしていると予測される。塵の総質量は、10から10kg、メティスとアドラステアを除く大きな天体の総質量は、10から10kgと推定される。これは、粒子の最大径に依存し、最大値は、最大の直径が約1kmの時である。これらに対して、アドラステアの質量は約2×10kg、アマルテアの質量は2×10kg、地球の月の質量は7.4×10kgである。
主環を構成する粒子が2種類の径のグループに分類できることは、見る方向による見え方の違いを説明し得る。塵は光を前方に散乱する傾向があり、アドラステアの軌道の外側に比較的厚い均質な環を形成するのに対し、大きな粒子は光を後方に散乱する傾向があり、メティスとアドラステアの間の内側の領域を形成する。
塵は、ポインティング・ロバートソン効果と木星の磁気圏からの電磁力によって常に主環から取り除かれる。氷等の揮発性物質は、すぐに蒸発する。主環の中の塵の寿命は、100年から1,000年であるため、1cmから0.5cm程度の粒子同士の衝突 や木星系外から来る天体との衝突によって、塵が継続的に供給されている必要がある。このような塵の親天体は、主環の外側の幅約1,000kmの明るい部分に集まっており、メティスやアドラステアも含まれている。最大の親天体は、0.5km以下の大きさである。この上限値は、ニュー・ホライズンズの観測によっている。ハッブル宇宙望遠鏡 やカッシーニ によって得られたそれまでの上限値は、約4kmであった。衝突によって生み出された塵は、親天体とほぼ同じ軌道要素を持つが、徐々に螺旋を描くように木星の方向に近づいて行き、主環の最も内側部分及びハロ環にまで達する。主環の年齢は、現在は不明であるが、木星近傍の小天体の最後の残骸が集まっている可能性もある。