Uranus ringar är ett system av tretton distinkta ringar kring gasjätten Uranus. Uranus ringar är mindre komplexa än det omfattande ringsystemet runt Saturnus, men mer komplexa än de enklare ringsystemen kring Jupiter och Neptunus.
Nio av de tretton ringarna upptäcktes den 10 mars 1977 av James L. Elliot, Edward W. Dunham och Jessica Mink. 1789 rapporterade emellertid William Herschel att han observerat ringar runt Uranus. Moderna astronomer är dock skeptiska till om han verkligen kunde se dem, då ringarna är mörka och svaga. Rymdsonden Voyager 2 tog 1986 bilder av ringsystemet, vilket ledde till upptäckten av två ringar till. Ytterligare två yttre ringar upptäcktes 2003–2005, i foton tagna av rymdteleskopet Hubble.
Uranus tretton ringar har getts beteckningarna 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν samt μ listat från ringen närmast planeten och utåt. Deras radie spänner från cirka 38 000 km för 1986U2R/ζ-ringen till 98 000 km för μ-ringen. Därtill kommer de stoftband och icke kompletta bågar, som kan finnas mellan huvudringarna. Ringarna är extremt mörka — partiklarna som bygger upp ringarna har ett albedo (Bondalbedo avses) som inte överstiger 0,02. De består troligtvis av vattenis samt något mörkt strålningsbehandlat organiskt ämne. Uranus ringar är cirka 600 miljoner år gamla, vilket innebär att de är relativt nybildade. Förmodligen har de bildats vid kollisioner mellan två eller flera månar som tidigare kretsat kring planeten. Efter kollisionerna har sedan en del av resterna brutits upp i partiklar, som samlats i områden där de uppnått maximal stabilitet och som nu kan ses som optiskt täta ringar.
Majoriteten av Uranus ringar är ogenomskinliga och endast ett fåtal kilometer breda. Majoriteten av ringarna innehåller endast begränsade mängder stoft, utan består främst av beståndsdelar i storleksordningen 0,2–20 m i diameter. En del av ringarna är dock optiskt tunna: de breda och matta 1986U2R/ζ-, μ- och ν-ringarna består av små stoftpartiklar, medan de smalare och matta λ-ringen även innehåller större beståndsdelar. Den relativa frånvaron av stoft i ringsystemet beror på aerodynamiskt motstånd från Uranus utvidgade exosfär — koronan.
De mekanismer som håller de smala ringarna på plats är inte särskilt väl förstådda. Ursprungligen antogs det att de smala ringarna hade ett par närliggande herdemånar, som skulle hjälpa till att hålla dem samman. När Voyager 2 undersökte Uranus år 1986 upptäcktes dock endast två herdemånar: (Cordelia och Ophelia) runt den ljusaste ringen (ε).
Upptäckt Det första omnämnandet av Uranus ringsystem var i William Herschels anteckningar från 1700-talet rörande hans observationer av Uranus. Anteckningarna innehåller följande avsnitt: ”Den 22 februari 1789: En ring anades”.Ursprungligt citat: ”February 22, 1789: A ring was suspected” Herschel ritade ett litet diagram av ringen och noterade att den ”hade en dragning mot rött”.”a little inclined to the red” Keck-observatoriet i Hawaii har sedan dess bekräftat att så är fallet, åtminstone för ν-ringen. Herschels anteckningar publicerades i Royal Societys tidskrift år 1797. Under de två efterföljande århundradena, mellan 1797 och 1977, nämns ringarna knappt. Detta skapar tvivel om Herschel verkligen kunde ha sett något sådant när hundratals andra astronomer inte såg någonting. Det har dock hävdats att Herschel gav en korrekt beskrivning av ν-ringens storlek i förhållande till Uranus, hur den förändras när Uranus färdas runt solen, samt dess färg.
200px|höger|miniatyr|Animering om ockultation. (Klicka på bilden.) Den slutgiltiga upptäckten av Uranus ringar gjordes av astronomerna James L. Elliot, Edward W. Dunham och Jessica Mink den 10 mars 1977 med hjälp av Kuiper Airborne Observatory genom serendipitet. De planerade att använda ockultationen mellan Uranus och stjärnan SAO 158687 för att studera planetens atmosfär. När de sedan analyserade sin insamlade data insåg de dock att stjärnan kortvarigt var utom synhåll vid fem tillfällen, både före och efter att den förmörkades av planeten. De slöt sig till att detta måste bero på att ett ringsystem med smala ringar måste finnas där. De gav var och en av de fem observerade ockultationerna en beteckning bestående av en grekisk bokstav: α, β, γ, δ och ε. Detta sätt att ange ringarna har använts sedan dess. Senare fann de ytterligare fyra ringar: en mellan β- och γ-ringarna och tre stycken inom α-ringen. Den förstnämnda namngavs till η-ringen medan de övriga tre angavs med siffrorna 4, 5 och 6 — enligt numreringen av ockultationen i en artikel. Uranus ringsystem var det andra ringsystemet som upptäcktes i solsystemet, efter Saturnus ringsystem.
När rymdsonden Voyager 2 år 1986 flög igenom Uranus närområde avbildade sonden ringarna. Två svagare ringar avslöjades och det totala antalet kända ringar uppgick då till elva. Hubbleteleskopet upptäckte ytterligare två ringar åren 2003–2005 och det totala antalet kända ringar uppgår nu till 13. Genom upptäckten av dessa tidigare okända ringar dubblerades den radie som ringsystemet tidigare troddes ha. Hubbles avbildade även två små satelliter för första gången, varav en av dem, månen Mab, delar sin bana med den yttersta ringen.
Allmänna attribut
År 2011 kände man till tretton klart avgränsade ringar i Uranus ringsystem. Ordnade utifrån deras ökade avstånd från planeten betecknas ringarna i tur och ordning: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν samt μ. Ringarna kan delas in i tre grupper: nio smala huvudringar (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), två stoftringar (1986U2R/ζ, λ) och två yttre ringar (μ, ν). Uranus ringar består huvudsakligen av makroskopiska partiklar och endast lite stoft, även om det är känt att 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- och μ-ringarna innehåller stoft. Utöver dessa välkända ringar kan det vara ett flertal optiskt tunna stoftband och ljussvaga ringar mellan dem. Dessa ljussvaga ringar och stoftband kan existera endast kortvarigt eller bestå av ett antal separata bågar, vilka ibland upptäcks genom ockultation. En del av dem blev synliga vid en serie av händelser då ring-planen korsade varandra år 2007. Ett antal stoftband mellan ringarna har iakttagits i framåtspridd geometri av Voyager 2. Alla Uranus ringar påvisar skillnader i azimutal ljusstyrka.
Ringarna består av ett extremt mörkt material. Den geometriska albedon av ringarnas partiklar överstiger inte 5–6 procent medan bondalbedon är ännu lägre — cirka 2 procent. Ringarna är något röda i ultraviolett och i det synliga delen av spektrumet och grå nära det infraröda. Ringarna visar inga identifierbara spektrala särdrag. Den kemiska sammansättningen av ringarnas partiklar är inte känd. Till skillnad från Saturnus ringar kan de dock inte vara helt gjorda av vattenis, då de är för mörka. De är till och med mörkare än de inre av Uranus månar. Detta indikerar att de troligtvis består av en blandning av is och ett mörkt material. Vad detta material är för något är oklart men det kan vara kolföreningar som avsevärt förmörkats av de laddade partiklar (det vill säga antingen subatomära partiklar eller joner) som strålat ut från Uranus magnetosfär. Ringarnas partiklar kan bestå av samma material som de inre månarna och ursprungligen liknade de troligtvis varandra, men partiklarna har med tiden bearbetats avsevärt.
På det stora hela skiljer sig Uranus ringar åt från både de svaga och dammiga ringarna runt Jupiter, såväl som de breda och komplexa ringarna runt Saturnus, av vilka vissa består av vattenis och är väldigt ljusa. Det finns dock likheter mellan vissa delar av Saturnus ringsystem. Saturnus F-ring och Uranus ε-ring är båda smala, relativt mörka och har två herdemånar vardera. Uranus yttre ringar liknar Saturnus yttre G- och E-ringar. De smala ringar som finns i de breda ringarna runt Saturnus liknar de smala ringarna runt Uranus. Därtill liknar de stoftband som observerats mellan Uranus ringar de ringar som finns runt Jupiter. I motsats till detta är Neptunus ringsystem relativt likt Uranus ringsystem, även om det är mindre komplext, mörkare och innehåller mer stoft. Neptunus ringsystem ligger även längre ifrån planeten än vad Uranus ringar gör.
De smala huvudringarna ε-ringen 250px|höger|miniatyr|En närbild av Uranus ε-ring.
ε-ringen, epsilonringen, är den ljusstarkaste och tätaste delen av Uranus ringsystem och står ensam för cirka två tredjedelar av det ljus som reflekteras från ringarna. Även om det är den av Uranus ringar som avviker mest från en perfekt cirkel så har den en försumbar inklination. Att ringens bana inte är en perfekt cirkel får dess ljusstyrka att variera över tid. Den radiellt strukturerade ljusstyrkan från ε-ringen är starkast närmast apsis och svagast närmast periapsis.
Förhållandet mellan den maximala och den minimala ljusstyrkan är cirka 2,5–3,0. Dessa variationer hänger samman med variationer i ringens bredd, vilken är 19,7 km vid periapsis och 96,4 km vid apsis. Då ringarna blir bredare minskar mängden skugga från de övriga partiklarna och fler av dem blir synliga, vilket leder till en högre integrerad reflexförmåga. Skillnaden i bredd mättes direkt från bilder tagna av Voyager 2. Endast två av ringarna kunde urskiljas på bilderna från Voyagers kamera och ε-ringen var en av dem. Detta indikerar att ringen inte är optiskt tunn. Faktum är att observationer av ockultationen både från marken och från rymdsonden visade att dess normala optiska djupet varierar mellan 0,5 och 2,5, det högsta närmast periapsis. ε-ringen ekvivalenta djup är cirka 47 km och är konstant runt banan.
250px|vänster|miniatyr|En närbild av (uppifrån och ner) δ,-, γ-, η-, β- och α-ringarna. Den upplösta η-ringen visar den optiskt tunna breda komponenten.
ε-ringens geometriska tjocklek är inte exakt känd även om ringen med säkerhet är väldigt tunn—enligt vissa uppskattningar så tunn som 150 meter. Trots sin ringa storlek innehåller den flera lager med partiklar. ε-ringen är en rätt välfylld plats med en fyllnadsfaktor nära apsis som är beräknad till, beroende på källa, att vara mellan 0,008 och 0,06. Genomsnittsstorleken på partiklarna i ringen är 0,2–20,0 m, och det genomsnittliga mellanrummet mellan dem är omkring 4,5 gånger deras radie. Ringen saknar nästan kosmiskt stoft, möjligtvis på grund av luftmotståndet från Uranus vidsträckta atmosfäriska korona. På grund av den är så tunn försvinner ε-ringen när den iakttas rakt framifrån.
Vid ett experiment med radioockultation upptäckte rymdsonden Voyager 2 en underlig signal från ε-ringen. Signalen såg ut att vara en skarp stigning av framåtspritt ljus av våglängden 3,6 cm nära ringens apsis. En sådan skarp stigning av framåtspritt ljus kräver att det finns en sammanhållen struktur. Att ε-ringen har en sådan finstruktur har bekräftats vid många observationer av dess ockultation. ε-ringen tycks bestå av ett antal smala och optiskt täta små ringar, av vilket vissa av dem kan ha okompletta cirkelbågar.
Två herdemånar är kända runt ε-ringen: en inre, Cordelia; och en yttre, Ophelia. Den inre kanten av ringen har banresonansen 24:25 med Cordelia, och den yttre kanten har banresonansen 14:13 med Ophelia. Månarnas massor måste vara minst tre gånger ringens massa för att avgränsa dem effektivt. ε-ringens massa beräknas vara cirka 1016 kg.
δ-ringen 250px|höger|miniatyr|Jämförelse mellan Uranus ringar i framåtspritt och bakåtspritt ljus (bilderna tagna av Voyager 2 år 1986).