海王星の環
アークの光学的深さは、0.03-0.09と推測された(掩蔽によって測定されたリベルテ・アークの前縁の光学的深さは、0.034 ± 0.005であった)。幅は、アダムズ環全体の幅とほぼ同じで、約30kmであった。相当する厚さは、1.25kmから2.15kmの範囲で様々であった(リベルテ・アークでの前縁では0.77 ± 0.13 kmであった)。塵の割合は、40%から70%である。アダムズ環のアークは、土星のG環と類似している。
これらのアークは、ボイジャー2号の探索以降もハッブル宇宙望遠鏡の多天体分光器(NICMOS)による観測のほか、チリの超大型望遠鏡VLT、ハワイのカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡とW・M・ケック天文台など、地上からの観測が行われており、さまざまな変化が見られている。クラージュ・アークは、1998年にフレアを発生したように明るくなったが、その後また暗くなった。2003年の時点では、位置がボイジャー探索時から8°進んで294°に移り、2009年までにリベルテ・アークとともにほぼ消滅した。フラテルニテ・アークとエガリテ・アークは、その相対光度が不定期に変動している。このような観測される変化は、相互での塵の交換が原因である可能性がある。可視光による観測によれば、残っている両アークは少し短くなり、また徐々に暗くなっている。
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。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。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。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。
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。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。
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。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。