วงแหวนหลักที่แคบและค่อนข้างบางเป็นส่วนที่สว่างที่สุดของ ระบบวงแหวนของ ดาวพฤหัสบดีขอบด้านนอกของวงแหวนหลักตั้งอยู่ที่รัศมีประมาณ129,000  กม. ( 1.806 R ; R = รัศมีเส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดี หรือ 71,398  กม. ) และตรงกับวงโคจรของดาวบริวารชั้นในที่เล็กที่สุดของดาวพฤหัสบดีAdrastea [ ^{2 ] [ 5 ] ขอบ}ด้านในของมันไม่ได้ถูกทำเครื่องหมายด้วยดาวบริวารใดๆ และตั้งอยู่ที่ประมาณ122,500  กม. ( 1.72 เจอาร์ ) ^{[ 2 ]} 

ดังนั้นความกว้างของวงแหวนหลักจึงอยู่ที่ประมาณ6,500  กม . ลักษณะของวงแหวนหลักขึ้นอยู่กับเรขาคณิตการมอง^{[ 9 ]}ในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า^{[ b ]}ความสว่างของวงแหวนหลักเริ่มลดลงอย่างรวดเร็วที่128,600  กิโลเมตร (อยู่ด้านในวงโคจรของอาดราสเตียนเล็กน้อย) และถึงระดับพื้นหลังที่129,300  กม. —อยู่นอกวงโคจรของ Adrastea เล็กน้อย^{[ 2 ]}ดังนั้น Adrastea ที่ระยะทาง 129,000  กม.แสดงให้เห็นวงแหวนอย่างชัดเจน^{[ 2 ] [ 5 ]}ความสว่างยังคงเพิ่มขึ้นในทิศทางของดาวพฤหัสบดีและมีค่าสูงสุดใกล้กับศูนย์กลางของวงแหวนที่126,000  กม . แม้ว่าจะมีช่องว่าง (รอยบาก) ที่เห็นได้ชัดใกล้กับ วงโคจร ของเมทิเดียนที่128,000  กม . ^{[ 2 ]}ในทางตรงกันข้าม ขอบเขตด้านในของวงแหวนหลักดูเหมือนจะจางหายไปอย่างช้าๆ124,000ถึง120,000  กม.รวมเข้ากับวงแหวนฮาโล^{[ 2 ] [ 5 ]}ในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า วงแหวนของดาวพฤหัสบดีทั้งหมดสว่างเป็นพิเศษ

ในแสงที่กระเจิงกลับ^{[ c ]}สถานการณ์จะแตกต่างออกไป ขอบนอกของวงแหวนหลักซึ่งตั้งอยู่ที่129,100  กม.หรือเลยวงโคจรของ Adrastea ไปเล็กน้อย ถือว่าชันมาก^{[ 9 ]}วงโคจรของดวงจันทร์มีช่องว่างในวงแหวน ทำให้มีวงแหวนเล็กๆ บางๆ อยู่ด้านนอกวงโคจร มีวงแหวนเล็กๆ อีกวงหนึ่งอยู่ด้านในวงโคจรของ Adrastea ตามด้วยช่องว่างที่ไม่ทราบที่มา ซึ่งตั้งอยู่ประมาณ128,500  กม . ^{[ 9 ]}วงแหวนที่สามพบอยู่ด้านในของช่องว่างกลาง นอกวงโคจรของเมทิส ความสว่างของวงแหวนลดลงอย่างรวดเร็วเมื่ออยู่นอกวงโคจรของเมทิเดียน ทำให้เกิดรอยบากของเมทิส^{[ 9 ]}เมื่ออยู่ด้านในของวงโคจรของเมทิส ความสว่างของวงแหวนจะเพิ่มขึ้นน้อยกว่ามากเมื่อเทียบกับแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า^{[ 4 ]}ดังนั้นในเรขาคณิตแบบกระเจิงกลับ วงแหวนหลักจึงปรากฏว่าประกอบด้วยสองส่วนที่แตกต่างกัน คือ ส่วนนอกที่แคบซึ่งทอดยาวจาก128,000ถึง129,000  กม.ซึ่งประกอบด้วยวงแหวนแคบๆ สามวงที่คั่นด้วยรอยบาก และส่วนด้านในที่จางกว่าจาก122,500ถึง128,000  กม . ซึ่งไม่มีโครงสร้างที่มองเห็นได้เหมือนในเรขาคณิตการกระเจิงไปข้างหน้า^{[ 9 ] [ 12 ]}รอยบากเมทิสทำหน้าที่เป็นขอบเขตของพวกมัน โครงสร้างละเอียดของวงแหวนหลักถูกค้นพบในข้อมูลจาก ยานโคจร Galileoและมองเห็นได้อย่างชัดเจนในภาพกระเจิงกลับที่ได้จากNew Horizonsในเดือนกุมภาพันธ์-มีนาคม 2007 ^{[ 7 ] [ 13 ]}การสังเกตการณ์ในช่วงแรกโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) ^{[ 3 ]} Keck ^{[ 4 ]}และ ยานอวกาศ Cassiniไม่สามารถตรวจพบได้ อาจเนื่องมาจากความละเอียดเชิงพื้นที่ไม่เพียงพอ^{[ 8 ]}อย่างไรก็ตาม โครงสร้างละเอียดนี้ได้รับการสังเกตโดยกล้องโทรทรรศน์ Keck โดยใช้ระบบปรับแสงอัตโนมัติในปี 2002–2003 ^{[ 14 ]}

เมื่อสังเกตด้วยแสงที่กระเจิงกลับ วงแหวนหลักจะมีลักษณะบางมาก โดยทอดยาวในแนวตั้งไม่เกิน 30  กม. ^{[ 5 ]}ในเรขาคณิตการกระเจิงด้านข้าง ความหนาของวงแหวนอยู่ที่ 80–160  กม. เพิ่มขึ้นเล็กน้อยในทิศทางของดาวพฤหัสบดี [ ^{2 ] [ 8 ] วงแหวน}จะดูหนาขึ้นมากเมื่อสังเกตด้วยแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า ประมาณ 300  กม. ^{[ 2 ]}หนึ่งในสิ่งที่ค้นพบโดย ยานสำรวจกา ลิเลโอคือกลุ่มเมฆของวงแหวนหลัก ซึ่งเป็นกลุ่ม เมฆที่จางและค่อนข้างหนา (ประมาณ 600 กม.) ซึ่งล้อมรอบส่วนด้านในของวงแหวน^{[ 2 ]}กลุ่มเมฆนี้มีความหนาเพิ่มขึ้นไปทางขอบด้านในของวงแหวนหลัก ซึ่งจะเปลี่ยนไปสู่ฮาโล^{[ 2 ]}

การวิเคราะห์ ภาพ กาลิเลโอ อย่างละเอียด เผยให้เห็นการเปลี่ยนแปลงตามแนวยาวของความสว่างของวงแหวนหลักที่ไม่เกี่ยวข้องกับเรขาคณิตการมอง ภาพกาลิเลโอยังแสดงให้เห็นความไม่สม่ำเสมอในวงแหวนที่ระดับ 500–1000  กม. ^{[ 2 ] [ 9 ]}

ในเดือนกุมภาพันธ์-มีนาคม พ.ศ. 2550 ยานอวกาศ นิวฮอไรซันส์ได้ทำการค้นหาดวงจันทร์ขนาดเล็กดวงใหม่ภายในวงแหวนหลักอย่างละเอียด^{[ 15 ]}  แม้ว่า จะไม่พบดาวเทียมที่มีขนาดใหญ่กว่า 0.5 กิโลเมตร แต่กล้องของยานอวกาศตรวจพบกลุ่มอนุภาควงแหวนขนาดเล็กเจ็ดกลุ่ม พวกมันโคจรอยู่ภายในวงโคจรของ Adrastea ภายในวงแหวนที่หนาแน่น ^{[ 15 ]}ข้อสรุปที่ว่าพวกมันเป็นกลุ่มและไม่ใช่ดวงจันทร์ขนาดเล็กนั้น มาจาก ลักษณะที่แผ่ขยายออก ไปตามแนวราบพวกมันมีขนาด 0.1–0.3° ตามแนววงแหวน ซึ่งสอดคล้องกับ1,000 –3,000  กม . ^{[ 15 ]}กลุ่มก้อนถูกแบ่งออกเป็นสองกลุ่ม กลุ่มละห้าและสองสมาชิก ตามลำดับ ลักษณะของกลุ่มก้อนยังไม่ชัดเจน แต่วงโคจรของพวกมันใกล้เคียงกับ เร โซแนนซ์ 115:116 และ 114:115 กับ Metis ^{[ 15 ]}พวกมันอาจเป็นโครงสร้างคลื่นที่ถูกกระตุ้นโดยปฏิสัมพันธ์นี้

สเปกตรัมของวงแหวนหลักที่ได้จากHST [ ^{3 ]} Keck [ ^{16 ]} Galileo ^{[ 17 ]}และCassini ^{[ 8 ]}แสดงให้เห็นว่าอนุภาคที่ประกอบเป็นวงแหวนนั้นมีสีแดง กล่าวคือ ค่าอัลเบโดของอนุภาค^{จะสูง}ขึ้นที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า สเปกตรัมที่มีอยู่ครอบคลุมช่วง 0.5–2.5 μm ^{[ 8 ]}จนถึงขณะนี้ยังไม่พบคุณลักษณะทางสเปกตรัมใด ๆ ที่สามารถระบุได้ว่าเป็นสารประกอบทางเคมีโดยเฉพาะ แม้ว่าการสังเกตการณ์ของ Cassini จะให้หลักฐานสำหรับแถบการดูดกลืนแสงใกล้ 0.8 μm และ 2.2 μm ^{[ 8 ]}สเปกตรัมของวงแหวนหลักนั้นคล้ายคลึงกับ Adrastea ^{[ 3 ]}และ Amalthea มาก ^{[ 16 ]}  

คุณสมบัติของวงแหวนหลักสามารถอธิบายได้ด้วยสมมติฐานที่ว่ามันประกอบด้วยฝุ่น จำนวนมาก ที่มีขนาดอนุภาค 0.1–10  μm ซึ่งอธิบายถึงการกระเจิงของแสงไปข้างหน้าที่รุนแรงกว่าการกระเจิงกลับ^{[ 9 ] [ 12 ]}อย่างไรก็ตาม จำเป็นต้องมีวัตถุขนาดใหญ่กว่านี้เพื่ออธิบายการกระเจิงกลับที่รุนแรงและโครงสร้างละเอียดในส่วนนอกที่สว่างของวงแหวนหลัก^{[ 9 ] [ 12 ]}

การวิเคราะห์ข้อมูลเฟสและสเปกตรัมที่มีอยู่ทำให้สรุปได้ว่าการกระจายขนาดของอนุภาคขนาดเล็กในวงแหวนหลักเป็นไปตามกฎกำลัง^{[ 8 ] [ 18 ] [ 19 ]}

${\displaystyle n(r)=A\times r^{-q}}$

โดยที่n ( r ) drคือจำนวนอนุภาคที่มีรัศมีอยู่ระหว่างrและr + drและ   ${\displaystyle A}$เป็นพารามิเตอร์การปรับค่ามาตรฐานที่เลือกเพื่อให้ตรงกับฟลักซ์ แสงรวมที่ทราบ จากวงแหวน พารามิเตอร์qคือ 2.0  ±  0.2 สำหรับอนุภาคที่มีr  <  15  ±  0.3  μm และq = 5  ±  1 สำหรับอนุภาคที่มีr  >  15  ±  0.3  μm ^{[ 8 ]}การกระจายตัวของวัตถุขนาดใหญ่ในช่วงขนาด mm–km ยังไม่ได้รับการกำหนดในปัจจุบัน^{[ 9 ]}การกระเจิงของแสงในแบบจำลองนี้ถูกครอบงำโดยอนุภาคที่มีrประมาณ 15  μm ^{[ 8 ] [ 17 ]}

กฎกำลังที่กล่าวถึงข้างต้นช่วยให้สามารถประมาณความลึกเชิงแสง ได้ ^{[ a ]}${\displaystyle \scriptstyle \tau }$ของวงแหวนหลัก:${\displaystyle \scriptstyle \tau _{l}\,=\,4.7\times 10^{-6}}$สำหรับร่างกายขนาดใหญ่และ${\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}=1.3\times 10^{-6}}$สำหรับฝุ่น^{[ 8 ]}ความลึกเชิงแสงนี้หมายความว่าพื้นที่หน้าตัดรวมของอนุภาคทั้งหมดภายในวงแหวนอยู่ที่ประมาณ 5000  กม. ^{² [ d ] [ 9 ]}คาดว่าอนุภาคในวงแหวนหลักจะมีรูปร่างไม่เป็นทรงกลม^{[ 8 ]}มวลรวมของฝุ่นคาดว่าจะอยู่ที่ 10⁷ ^−10⁹กก^.  [ ^{9 ] มวล}ของวัตถุขนาดใหญ่ ยกเว้น Metis และ Adrastea อยู่ที่ 10¹¹ ^−10¹⁶กก^. ขึ้นอยู่กับขนาดสูงสุดของพวกมัน โดยค่าสูงสุดจะสอดคล้องกับ เส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุดประมาณ 1 กม. ^{[ 9 ]}มวลเหล่านี้สามารถนำมาเปรียบเทียบกับมวลของ Adrastea ซึ่งอยู่ที่ประมาณ 2 × 10¹⁵กก. ^{[ 9 ] Amalthea}ประมาณ 2 × 10¹⁸กก. ^{[ 20 ] และ}ดวงจันทร์ของโลก7.4 × 10²² ^กก .         

การมีอยู่ของอนุภาคสองกลุ่มในวงแหวนหลักอธิบายว่าทำไมการปรากฏตัวของมันจึงขึ้นอยู่กับเรขาคณิตการมอง^{[ 19 ]}ฝุ่นกระจายแสงได้ดีกว่าในทิศทางไปข้างหน้าและก่อตัวเป็นวงแหวนที่เป็นเนื้อเดียวกันค่อนข้างหนาซึ่งถูกล้อมรอบด้วยวงโคจรของ Adrastea ^{[ 9 ]}ในทางตรงกันข้าม อนุภาคขนาดใหญ่ซึ่งกระจายแสงในทิศทางย้อนกลับ จะถูกจำกัดอยู่ในวงแหวนเล็กๆ จำนวนหนึ่งระหว่างวงโคจรของ Metidian และ Adrastean ^{[ 9 ] [ 12 ]}

ฝุ่นจะถูกกำจัดออกจากวงแหวนหลักอย่างต่อเนื่องด้วยแรงต้านของ Poynting–Robertsonและแรงแม่เหล็กไฟฟ้าจากสนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดี [ ^{19 ] [ 21 ] วัสดุ}ที่ระเหยง่าย เช่น น้ำแข็ง จะระเหยอย่างรวดเร็ว อายุของอนุภาคฝุ่นในวงแหวนอยู่ระหว่าง 100 ถึง1,000  ปี [ ^{9 ] [ 21 ]}ดังนั้นฝุ่นจะต้องได้รับการเติมเต็มอย่างต่อเนื่องในการชนกันระหว่างวัตถุขนาดใหญ่ที่มีขนาดตั้งแต่ 1 ซม. ถึง 0.5 กม. ^{[ 15 ] และ}ระหว่างวัตถุขนาดใหญ่เดียวกันและอนุภาคความเร็วสูงที่มาจากนอกระบบดาวพฤหัสบดี^{[ 9 ] [ 21 ]}ประชากรวัตถุต้นกำเนิดนี้ถูกจำกัดอยู่ในบริเวณแคบๆ ประมาณ  1,000  กม. —และส่วนนอกที่สว่างของวงแหวนหลัก และรวมถึง Metis และ Adrastea ^{[ 9 ] [ 12 ]}วัตถุต้นกำเนิดที่ใหญ่ที่สุดต้องมี ขนาดเล็กกว่า 0.5 กม. ขีดจำกัดบนของขนาดได้รับจากยานอวกาศNew Horizons ^{[ 15 ]}ขีดจำกัดบนก่อนหน้านี้ ซึ่งได้จาก การสังเกตการณ์ของ HST ^{[ 3 ] [ 12 ]}และCassini ^{[ 8 ]}อยู่ใกล้ 4  กม. ^{[ 9 ]}ฝุ่นที่เกิดขึ้นจากการชนกันยังคงมีองค์ประกอบวงโคจรใกล้เคียงกับวัตถุต้นกำเนิด และค่อยๆ หมุนวนไปในทิศทางของดาวพฤหัสบดีก่อตัวเป็นส่วนในสุดที่จาง (ในแสงที่กระเจิงกลับ) ของวงแหวนหลักและวงแหวนฮาโล^{[ 9 ] [ 21 ]}อายุของวงแหวนหลักในปัจจุบันยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่อาจเป็นส่วนที่เหลือสุดท้ายของประชากรวัตถุขนาดเล็กในอดีตที่อยู่ใกล้^ดาวพฤหัสบดี [ ^{6 ]}

ภาพจาก ยานสำรวจอวกาศ กาลิเลโอและนิวฮอไรซันส์แสดงให้เห็นถึงการปรากฏของคลื่นแนวตั้งแบบเกลียวสองชุดในวงแหวนหลัก คลื่นเหล่านี้พันกันแน่นขึ้นเรื่อยๆ ตามอัตราที่คาดไว้สำหรับการถดถอยของจุดที่แตกต่างกันในสนามแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดี เมื่อคาดการณ์ย้อนกลับไป คลื่นชุดที่เด่นกว่าในสองชุดดูเหมือนจะถูกกระตุ้นในปี 1995 ประมาณช่วงเวลาที่ดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9พุ่งชนดาวพฤหัสบดี ในขณะที่ชุดที่เล็กกว่าดูเหมือนจะเกิดขึ้นในช่วงครึ่งแรกของปี 1990 ^{[ 22 ] [ 23 ] [ 24 ]} การสังเกตการณ์ ของกาลิเลโอในเดือนพฤศจิกายน 1996 สอดคล้องกับความยาวคลื่น1920 ± 150และ630 ± 20 กม.และแอมพลิจูดแนวตั้ง2.4 ± 0.7และ0.6 ± 0.2 กม.สำหรับชุดคลื่นที่ใหญ่กว่าและเล็กกว่าตามลำดับ^{[ 24 ]}การก่อตัวของชุดคลื่นขนาดใหญ่สามารถอธิบายได้หากวงแหวนถูกกระทบโดยกลุ่มอนุภาคที่ปล่อยออกมาจากดาวหางที่มีมวลรวมประมาณ 2–5 ล้านล้าน กิโลกรัม ซึ่งจะทำให้วงแหวนเอียงออกจากระนาบเส้นศูนย์สูตรไป 2  กิโลเมตร^{[ 24 ]}รูปแบบคลื่นเกลียวที่คล้ายกันซึ่งกระชับขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป^{[ 25 ]}ได้รับการสังเกตโดยยานแคสสินีในวงแหวนCและD ของดาวเสาร์ ^{[ 26 ]}

วงแหวนฮาโลเป็นวงแหวนชั้นในสุดและมีความหนาในแนวตั้งมากที่สุดของดาวพฤหัสบดี ขอบด้านนอกของวงแหวนฮาโลจะตรงกับขอบด้านในของวงแหวนหลักที่รัศมีประมาณ122,500 กม  . ( 1.72 R ) ^{[ 2 ] [ 5 ]}จากรัศมีนี้ วงแหวนจะหนาขึ้นอย่างรวดเร็วเมื่อเข้าใกล้ดาวพฤหัสบดี ขอบเขตแนวตั้งที่แท้จริงของฮาโลยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่ตรวจพบการมีอยู่ของวัสดุนี้ที่ระดับสูงถึง 10,000 กม  .เหนือระนาบวงแหวน^{[ 2 ] [ 4 ]}ขอบด้านในของฮาโลค่อนข้างคมชัดและตั้งอยู่ที่รัศมี100,000 กม. (  1.4 R J [ ^{4 ] แต่}มีวัสดุบางส่วนอยู่ลึกเข้าไปอีกประมาณ 92,000 กม  . ^{[ 2 ]} ดังนั้นความ กว้างของวงแหวนรัศมีจึงประมาณ30,000 กม  .รูปร่างของมันคล้ายกับวงแหวนหนาที่ไม่มีโครงสร้างภายในที่ชัดเจน^{[ 9 ]}เมื่อเปรียบเทียบกับวงแหวนหลัก ลักษณะของฮาโลจะขึ้นอยู่กับเรขาคณิตการมองเพียงเล็กน้อยเท่านั้น

วงแหวนรัศมีปรากฏสว่างที่สุดในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า ซึ่งกาลิเลโอได้ถ่ายภาพไว้อย่างละเอียด[ 2 ^{]แม้ว่าความ} สว่างของพื้นผิวจะน้อยกว่าวงแหวนหลักมาก แต่ฟลัก ซ์โฟตอนรวมในแนวตั้ง (ตั้งฉากกับระนาบวงแหวน) นั้นเทียบได้กับความหนาที่มากกว่ามาก แม้ว่าจะมีการอ้างว่ามีขอบเขตแนวตั้งมากกว่าที่ระยะ20,000 กม . ความสว่างของฮาโลจะกระจุกตัวอย่างมากบริเวณระนาบวงแหวนและเป็นไปตามกฎกำลังในรูปแบบz ^−0.6ถึงz ^−1.5 [ ^{9 ]}โดยที่zคือระดับความสูงเหนือระนาบวงแหวน ลักษณะของฮาโลในแสงที่กระเจิงกลับตามที่สังเกตโดยKeck ^{[ 4 ]}และHST [ ^{3 ] นั้น เหมือนกัน อย่างไรก็ตาม ฟลักซ์โฟตอนทั้งหมดของมันต่ำกว่าของวงแหวนหลักหลาย เท่า}และกระจุกตัวอยู่ใกล้ระนาบวงแหวนมากกว่าในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า^{[ 9 ]}

คุณสมบัติสเปกตรัมของวงแหวนฮาโลแตกต่างจากวงแหวนหลัก การกระจาย ฟลักซ์ในช่วง 0.5–2.5  μm แบนราบกว่าในวงแหวนหลัก^{[ 3 ]}ฮาโลไม่เป็นสีแดงและอาจเป็นสีน้ำเงินด้วยซ้ำ^{[ 16 ]}

คุณสมบัติทางแสงของวงแหวนฮาโลสามารถอธิบายได้ด้วยสมมติฐานที่ว่ามันประกอบด้วยฝุ่นที่มีขนาดอนุภาคน้อยกว่า 15  μm เท่านั้น ^{[ 3 ] [ 9 ] [ 18 ]}บางส่วนของฮาโลที่อยู่ห่างจากระนาบวงแหวนอาจประกอบด้วยฝุ่นขนาด เล็กกว่าไมโครเมตร ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 9 ]}องค์ประกอบที่เป็นฝุ่นนี้อธิบายถึงการกระเจิงไปข้างหน้าที่รุนแรงกว่ามาก สีฟ้าที่เข้มกว่า และการขาดโครงสร้างที่มองเห็นได้ในฮาโล ฝุ่นน่าจะมีต้นกำเนิดมาจากวงแหวนหลัก ซึ่งเป็นข้ออ้างที่ได้รับการสนับสนุนจากข้อเท็จจริงที่ว่าความลึกเชิงแสง ของฮาโล${\displaystyle \scriptstyle \tau _{s}\,\sim \,10^{-6}}$เทียบได้กับฝุ่นในวงแหวนหลัก^{[ 5 ] [ 9 ]}ความหนามากของฮาโลสามารถอธิบายได้จากการกระตุ้นความเอียงของวงโคจรและความเยื้องศูนย์ของอนุภาคฝุ่นโดยแรงแม่เหล็กไฟฟ้าในแมกนีโตสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดี ขอบนอกของวงแหวนฮาโลตรงกับตำแหน่งของการสั่นพ้องลอเรนซ์ 3:2 ที่แข็งแกร่ง^{[ e ] [ 19 ] [ 27 ] [ 28 ]}เนื่องจากแรงต้านของ Poynting–Robertson ^{[ 19 ] [ 21 ]}ทำให้อนุภาคค่อยๆ เคลื่อนตัวไปทางดาวพฤหัสบดีความเอียงของวงโคจร ของพวกมัน จึงถูกกระตุ้นขณะที่ผ่านเข้าไป การบานของวงแหวนหลักอาจเป็นจุดเริ่มต้นของฮาโล^{[ 9 ]}ขอบด้านในของวงแหวนฮาโลอยู่ไม่ไกลจากการสั่นพ้องลอเรนซ์ 2:1 ที่แข็งแกร่งที่สุด^{[ 19 ] [ 27 ] [ 28 ]}ในการสั่นพ้องนี้ การกระตุ้นน่าจะมีความสำคัญมาก บังคับให้อนุภาคพุ่งเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี จึงกำหนดขอบเขตภายในที่ชัดเจน^{[ 9 ]}เนื่องจากมาจากวงแหวนหลัก ฮาโลจึงมีอายุเท่ากัน^{[ 9 ]}

วงแหวนใยแมงมุมของอะมัลเทียเป็นโครงสร้างที่จางมาก มีหน้าตัดเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า ทอดยาวจากวงโคจรของอะมัลเทียที่182,000 กม. (  2.54 ริกเตอร์ ) ถึงประมาณ129,000 กม  . ( 1.80 R ) ^{[ 2 ] [ 9 ]}ขอบด้านในไม่ชัดเจนเนื่องจากมีวงแหวนหลักและรัศมีที่สว่างกว่ามาก^{[ 2 ]}ความหนาของวงแหวนอยู่ที่ประมาณ 2,300 กม . ใกล้กับวงโคจรของ Amalthea และลดลงเล็กน้อยในทิศทางของดาวพฤหัสบดี [ ^{f ] [ 4 ] วงแหวน}ใยแมงมุมของ Amalthea สว่างที่สุดใกล้กับขอบบนและล่าง และค่อยๆ สว่างขึ้นเมื่อเข้าใกล้ดาวพฤหัสบดี ขอบด้านหนึ่งมักจะสว่างกว่าอีกด้านหนึ่ง^{[ 29 ]}ขอบด้านนอกของวงแหวนค่อนข้างชัน^{[ 2 ]}ความสว่างของวงแหวนลดลงอย่างกะทันหันเมื่อเข้าใกล้วงโคจรของ Amalthea ^{[ 2 ]}แม้ว่ามันอาจจะขยายออกไปเล็กน้อยเกินวงโคจรของดาวเทียมและสิ้นสุดใกล้กับเรโซแนนซ์ 4:3 กับ Thebe ^{[ 14 ]}ในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า วงแหวนปรากฏว่าจางกว่าวงแหวนหลักประมาณ 30 เท่า^{[ 2 ]}ในแสงที่กระเจิงกลับ ตรวจพบได้เฉพาะโดยกล้องโทรทรรศน์Keck ^{[ 4 ]}และ ACS ( Advanced Camera for Surveys ) บนHSTเท่านั้น^{[ 12 ]}ภาพการกระเจิงกลับแสดงให้เห็นโครงสร้างเพิ่มเติมในวงแหวน: จุดสูงสุดของความสว่างอยู่ภายในวงโคจรของ Amalthean และจำกัดอยู่ที่ขอบบนหรือล่างของวงแหวน^{[ 4 ] [ 14 ]}  

ในปี พ.ศ. 2545–2546 ยานอวกาศกาลิเลโอได้โคจรผ่านวงแหวนใยแมงมุมสองครั้ง ในระหว่างนั้น เครื่องนับฝุ่นของยานตรวจพบอนุภาคฝุ่นที่มีขนาดอยู่ในช่วง 0.2–5  μm ^{[ 30 ] [ 31 ]}นอกจากนี้ เครื่องสแกนดาวของยานอวกาศกาลิเลโอยังตรวจพบวัตถุขนาดเล็กที่แยกจากกัน (< 1  กม.) ใกล้กับอะมัลเทีย^{[ 32 ]}วัตถุเหล่านี้อาจเป็นเศษซากจากการชนที่เกิดจากการปะทะกับดาวเทียมดวงนี้

การตรวจจับวงแหวนใยแมงมุม Amalthea จากพื้นดิน ใน ภาพ Galileoและการวัดฝุ่นโดยตรง ทำให้สามารถกำหนดการกระจายขนาดอนุภาคได้ ซึ่งดูเหมือนว่าจะปฏิบัติตามกฎกำลังเดียวกันกับฝุ่นในวงแหวนหลักด้วยq = 2  ±  0.5 ^{[ 12 ] [ 31 ]}ความหนาแน่นเชิงแสงของวงแหวนนี้อยู่ที่ประมาณ 10 ⁻⁷ซึ่งต่ำกว่าวงแหวนหลักหนึ่งอันดับ แต่ปริมาณมวลรวมของฝุ่น (10 ⁷ –10 ⁹ กก.) ใกล้เคียงกัน^{[ 6 ] [ 21 ] [ 31 ]}

วงแหวนใยแมงมุมธีบีเป็นวงแหวนที่จางที่สุดของดาวพฤหัสบดี ปรากฏเป็นโครงสร้างที่จางมาก มีหน้าตัดเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า ทอดยาวจากวงโคจรของธีบีที่226,000 กม. (  3.11 R J ถึงประมาณ 129,000 กม  . ( 1.80 R ;) ^{[ 2 ] [ 9 ]}ขอบด้านในไม่ชัดเจนเนื่องจากมีวงแหวนหลักและรัศมีที่สว่างกว่ามาก^{[ 2 ]}ความหนาของวงแหวนอยู่ที่ประมาณ 8,400 กม . ใกล้กับวงโคจรของธีบีและลดลงเล็กน้อยในทิศทางของดาวเคราะห์^{[ f ] [ 4 ]}วงแหวนบางเบาของธีบีสว่างที่สุดใกล้กับขอบบนและล่างและค่อยๆ สว่างขึ้นเมื่อเข้าใกล้ดาวพฤหัสบดีคล้ายกับวงแหวนอะมัลเทีย^{[ 29 ]}ขอบด้านนอกของวงแหวนไม่ชันมากนัก ทอดยาวไปเหนือ  15,000 กม  . ^{[ 2 ]}มีวงแหวนที่มองเห็นได้ยากต่อเนื่องออกไปนอกวงโคจรของธีบี ขยายไปจนถึง280,000 กม. (  3.75 R J และเรียกว่า Thebe Extension ^{[ 2 ] [ 31 ]}ในแสงที่กระเจิงไปข้างหน้า วงแหวนปรากฏว่าจางกว่าวงแหวน Amalthea gossamer ประมาณ 3 เท่า^{[ 2 ]}ในแสงที่กระเจิงกลับ ตรวจพบโดยกล้องโทรทรรศน์Keck เท่านั้น ^{[ 4 ]}ภาพการกระเจิงกลับแสดงให้เห็นจุดสูงสุดของความสว่างอยู่ภายในวงโคจรของ Thebe ^{[ 4 ]}ในปี 2002–2003 เครื่องนับฝุ่นของยานอวกาศ Galileo ตรวจพบอนุภาคฝุ่นในช่วงขนาด 0.2–5 μm ซึ่งคล้ายกับอนุภาคในวงแหวน Amalthea และยืนยันผลลัพธ์ที่ได้จากการถ่ายภาพ^{[ 30 ] [ 31 ]}  

ความลึกเชิงแสงของวงแหวนใยแมงมุม Thebe อยู่ที่ประมาณ 3 × 10 ⁻⁸ซึ่งต่ำกว่าวงแหวนใยแมงมุม Amalthea ถึงสามเท่า แต่มวลรวมของฝุ่นนั้นเท่ากัน คือประมาณ 10 ⁷ –10 ⁹กิโลกรัม^{[ 6 ] [ 21 ] [ 31 ]}อย่างไรก็ตาม การกระจายขนาดอนุภาคของฝุ่นนั้นตื้นกว่าในวงแหวน Amalthea เล็กน้อย โดยเป็นไปตามกฎกำลังที่มี q < 2 ในส่วนขยายของ Thebe พารามิเตอร์ q อาจมีค่าน้อยกว่านี้อีก^{[ 31 ]}     

ฝุ่นในวงแหวนบางเบาเกิดขึ้นในลักษณะเดียวกับฝุ่นในวงแหวนหลักและฮาโล^{[ 21 ]}แหล่งกำเนิดของฝุ่นเหล่านี้คือดวงจันทร์ชั้นในของดาวพฤหัสบดี ได้แก่ อมัลเทียและธีบี ตามลำดับ การชนด้วยความเร็วสูงจากวัตถุที่มาจากนอกระบบดาวพฤหัสบดีทำให้เกิดการดีดอนุภาคฝุ่นออกจากพื้นผิวของพวกมัน^{[ 21 ]}อนุภาคเหล่านี้ในตอนแรกจะรักษาวงโคจรเดียวกับดวงจันทร์ของพวกมัน แต่จากนั้นจะค่อยๆ หมุนวนเข้าด้านในโดยแรงต้านของพอยน์ติง-โรเบิร์ตสัน [ ^{21 ] ความ}หนาของวงแหวนบางเบาถูกกำหนดโดยการเคลื่อนที่ในแนวดิ่งของดวงจันทร์เนื่องจากความเอียงของวงโคจร ที่ไม่เป็นศูนย์ ^{[ 9 ]}สมมติฐานนี้อธิบายคุณสมบัติที่สังเกตได้เกือบทั้งหมดของวงแหวนได้อย่างเป็นธรรมชาติ ได้แก่ หน้าตัดรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า ความหนาที่ลดลงในทิศทางของดาวพฤหัสบดีและขอบบนและล่างของวงแหวนที่สว่างขึ้น^{[ 29 ]}

อย่างไรก็ตาม คุณสมบัติบางอย่างยังไม่ได้รับการอธิบาย เช่น ส่วนขยายของธีบี ซึ่งอาจเกิดจากวัตถุที่มองไม่เห็นนอกวงโคจรของธีบี และโครงสร้างที่มองเห็นได้ในแสงที่กระเจิงกลับ^{[ 9 ]}คำอธิบายที่เป็นไปได้ประการหนึ่งของส่วนขยายของธีบีคืออิทธิพลของแรงแม่เหล็กไฟฟ้าจากสนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดี เมื่อฝุ่นเข้าสู่เงาด้านหลังดาวพฤหัสบดี มันจะสูญเสียประจุไฟฟ้าค่อนข้างเร็ว เนื่องจากอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กหมุนไปพร้อมกับดาวเคราะห์บางส่วน พวกมันจะเคลื่อนที่ออกไปด้านนอกในระหว่างการผ่านเงา ทำให้เกิดส่วนขยายออกไปด้านนอกของวงแหวนใยแมงมุมธีบี^{[ 33 ]}แรงเดียวกันนี้สามารถอธิบายการลดลงของการกระจายตัวของอนุภาคและความสว่างของวงแหวน ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างวงโคจรของอะมัลเทียและธีบี^{[ 31 ] [ 33 ]}

จุดสูงสุดของความสว่างอยู่ภายในวงโคจรของ Amalthea พอดี ดังนั้น ความไม่สมมาตรในแนวตั้งของวงแหวนใยแมงมุมของ Amalthea อาจเกิดจากอนุภาคฝุ่นที่ติดอยู่ที่จุด Lagrange นำหน้า (L ) และจุด Lagrange ตามหลัง (L ) ของดวงจันทร์ดวงนี้^{[ 29 ]}อนุภาคอาจเคลื่อนที่ตามวงโคจรรูปเกือกม้าระหว่างจุด Lagrange ได้เช่นกัน ^{[ 14 ]}ฝุ่นอาจมีอยู่ ณ จุด Lagrange นำหน้าและจุด Lagrange ตามหลังของ Thebe ด้วย การค้นพบนี้บ่งชี้ว่ามีประชากรอนุภาคสองกลุ่มในวงแหวนใยแมงมุม กลุ่มหนึ่งเคลื่อนที่อย่างช้าๆ ไปในทิศทางของดาวพฤหัสบดีดังที่กล่าวไว้ข้างต้น ในขณะที่อีกกลุ่มหนึ่งยังคงอยู่ใกล้กับดวงจันทร์ต้นกำเนิดที่ติดอยู่ในภาวะสั่นพ้อง 1:1 กับดาวพฤหัสบดี^{[ 29 ]}