Uranus se ringe

Uranus se ringe is nie so ingewikkeld soos die ringstelsels van Saturnus nie, maar ook nie so eenvoudig soos dié van Jupiter en Neptunus nie. Uranus se ringe is op 10 Maart 1977 deur James L. Elliot, Edward W. Dunham en Douglas J. Mink ontdek. Meer as 200 jaar gelede (in 1789) het William Herschel ook beweer hy het ringe gesien. Sommige moderne sterrekundiges twyfel of dit moontlik is omdat die ringe donker en dof is, terwyl ander nie so skepties is nie.

Teen 1978 is nege ringe geïdentifiseer. Nog twee ringe is in 1986 ontdek op foto's wat deur die Voyager 2-ruimtetuig geneem is, en twee buitenste ringe is in 2003-'05 gevind op foto's van die Hubble-ruimteteleskoop. Die 13 ringe word genoem, in die volgorde van die planeet af: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν en μ. Hul radiusse wissel van sowat 38 000 km vir die 1986U2R/ζ-ring tot sowat 98 000 km vir die μ-ring. Bykomende fyn stofbane en onvolledige boë kan tussen die hoofringe voorkom. Die ringe is besonder donker en bestaan waarskynlik uit waterys en ’n mate van organiese stof.

Die meeste van Uranus se ringe is ondeurskynend en net ’n paar kilometer breed. Die deeltjies waaruit die ringe bestaan, is hoofsaaklik 0,2-20 m in deursnee. Sommige ringe is egter dunner: die breë, dowwe 1986U2R/ζ-, μ- en ν-ring bestaan uit klein stofdeeltjies, terwyl die smal, dowwe λ-ring ook groter liggame bevat.

Daar word geglo Uranus se ringe is relatief nuut, nie meer as 600 miljoen jaar oud nie. Dit het waarskynlik ontstaan uit die botsing van ’n paar mane wat eers om die planeet gewentel het. Die mane het toe in klein deeltjies opgebreek.

Die meganisme wat die smaller ringe inperk, is nie goed bekend nie. Aanvanklik is gemeen elke smal ring het twee "herdersmane" (wat materie aantrek en afstoot) wat hul vorm aan hulle gee, maar in 1986 het Voyager 2 ontdek daar bestaan net een sodanige "herderspaar": Cordelia en Ophelia rondom die helderste ring (ε).

 Ontdekking 
duimnael|240px|Die Kuiper-lugsterrewag in vlug.
Die eerste vermelding van ’n moontlike ring om Uranus is gemaak deur William Herschel, wat op 22 Februarie 1789 geskryf het: "’n Ring word vermoed." Hy het ’n klein diagram geteken en aangedui dat dit "effens na rooi neig". Die W.M. Keck-sterrewag in Hawaii het sedertdien bevestig dat dit die geval is, minstens vir die ν-ring.  In die twee eeue tussen 1789 en 1977 is selde, indien ooit, na die ringe verwys. Dit laat twyfel ontstaan of Herschel iets kon gesien het terwyl honderde sterrekundiges ná hom niks gesien het nie. Tog meen sommige wetenskaplikes dat Herschel akkurate beskrywings gegee het van die ν-ring se grootte in vergelyking met dié van Uranus, asook sy veranderinge soos wat Uranus om die Son wentel en sy kleur.

Die bevestigde ontdekking van die ringe deur Elliot, Dunham en Mink het op 10 Maart 1977 plaasgevind met behulp van die Kuiper-lugsterrewag, en dit was bloot toevallig. Hulle wou die verduistering van die ster SAO 158687 by Uranus gebruik om die planeet se atmosfeer te bestudeer. Hulle het waargeneem dat die ster vyf keer vir kort rukkies voor en ná die verduistering verdwyn het. Hulle het afgelei dat ’n stelsel van smal ringe om die planeet bestaan. Die vyf verduisterings is aangedui deur die Griekse letters α, β, γ, δ en ε. Dit word sedertdien vir die name van die ringe gebruik. Later het hulle nog vier ringe ontdek: een tussen die β- en γ-ring en drie binne die α-ring. Eersgenoemde is die η-ring genoem en die ander ringe 4, 5 en 6, na die verduisterings in ’n sekere verslag. Uranus se ringstelsel was die eerste een wat ontdek is ná dié van Saturnus.

Voyager 2 het die ringe in 1986 afgeneem toe dit deur die ringstelsel gevlieg het. Nog twee dowwe ringe is ontdek, wat die totaal op 11 te staan gebring het. Die Hubble-ruimteteleskoop het in 2003-'05 nog twee ringe ontdek, wat die totaal op 13 te staan gebring het. Boonop het Hubble twee onbekende mane vir die eerste keer afgeneem. Een van hulle, Mab, deel sy wentelbaan met die buitenste, nuut ontdekte ring.

 Algemene eienskappe 
duimnael|240px|Uranus se binneste ringe. Die helder buitenste ring is die ε-ring; nog agt ringe is ook sigbaar.
Soos tans verstaan word, bestaan Uranus se ringstelsel uit 13 afsonderlike ringe. Van naby tot ver van die planeet af is hulle: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν en μ. Hulle kan verdeel word in drie groepe: nege smal hoofringe (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), twee stowwerige ringe (1986U2R/ζ, λ) en twee buitenste ringe (μ, ν). Die ringe bestaan hoofsaaklik uit makroskopiese deeltjies en min stof, hoewel meer stof teenwoordig is in 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν en μ. Benewens dié 13 ringe kan daar ook verskeie dun stofbande en dowwe ringe wees. Hierdie dowwe ringe bestaan dalk net tydelik, of bestaan uit ’n paar aparte boë wat soms tydens verduisterings gesien word. 'n Paar stofbande tussen die ringe is deur Voyager 2 waargeneem.

Die ringe bestaan uit 'n uiters donker materiaal. Die ringdeeltjies se albedo is nie meer as 5-6% nie. Die ringe is effens rooi in die ultraviolet- en sigbare spektrum en grys in naby-infrarooi. Hulle het geen sigbare spektraaleienskappe nie en die chemiese samestelling van die deeltjies is nie bekend nie. Hulle kan nie uit suiwer waterys bestaan soos Saturnus se ringe nie, want hulle is te donker – donkerder as die binnemane van Uranus. Dit dui daarop dat hulle moontlik saamgestel is uit 'n mengsel van ys en donker materiaal. Die aard van die materiaal is onduidelik. Dit kan 'n erg geprosesseerde stof wees wat aanvanklik soortgelyk was aan dié van die binnemane.

In die geheel verskil Uranus se ringstelsel van beide Jupiter se dowwe, stowwerige ringe en Saturnus se breë, komplekse ringe, waarvan sommige uit baie helder waterys bestaan. Daar is egter ooreenkomste met sommige dele van laasgenoemde stelsel: die ε-ring en Saturnus se F-ring is albei smal, relatief donker en word deur twee mane beïnvloed. Die nuut ontdekte buitenste ringe van Uranus stem ooreen met die buitenste G- en E-ring van Saturnus. Smal ringetjies in die breë Saturnus-ringe stem ook ooreen met die smal ringe van Uranus. Daarby kan die stofbane tussen die hoofringe van Uranus soortgelyk wees aan die ringe van Jupiter.

Smal hoofringe
ε-ring

Die ε-ring is die helderste en digste deel van Uranus se ringstelsel en is verantwoordelik vir omtrent twee derdes van die lig wat die ringe weerkaats. Terwyl dit die grootste eksentrisiteit van die ringe het, is die baanhelling minimaal. Die ring se eksentrisiteit veroorsaak dat sy helderheid tydens sy wentelperiode wissel. Dit is die grootste naby apoapside en die kleinste naby periapside. Die verhouding tussen die minimum en maksimum helderheid is sowat 2,5:3. Dié wissselings hou verband met die variasies in die ring se breedte, wat 19,7 km by sy periapside en 96,4 km by sy apoapside is. Namate die ring breër word, neem die hoeveelheid skaduwee tussen die deeltjies af en meer van hulle is sigbaar, wat tot 'n groter helderheid lei. 

200px|links|thumb|'n Nabyskoot van ringe δ, γ, η, β en α (van bo na onder).
Die presiese geometriese dikte van die ε-ring is nie bekend nie, maar die ring is beslis baie dun – volgens sommige berekeings net 150 m. Desondanks bestaan dit uit verskeie lae deeltjies. Die deeltjies is taamlik opeengehoop. Die gemiddelde grootte van die deeltjies is 0,2-20 m, en die gemiddelde skeiding is sowat 4,5 keer hulle radius. Die ring het feitlik geen stof nie, wat moontlik die gevolg is van die aërodinamiese lugweerstand van Uranus se uitgebreide atsmosferiese korona. Vanweë sy dun aard is die ε-ring onsigbaar as dit van die kant af gesien word. Dit was die geval in 2007.

Die ruimtetuig Voyager 2 het 'n vreemde sein van die ε-ring waargeneem tydens 'n radioverduisteringseksperiment. Die sein het gelyk soos 'n hewige versterking van lig op golflengte 3,6 cm naby die ring se apoapside. So 'n sterk verstrooiing vereis die bestaan van 'n samehangende struktuur. Dat die ε-ring so 'n fyn struktuur het, is deur die waarnemings van baie verduisterings bevestig. Dit lyk of die ε-ring bestaan uit 'n aantal smal en opties digte ringetjies, waarvan sommige onvolledige boë het.

Dit is bekend dat die ε-ring 'n binneste en buitenste herdersmaan het – onderskeidelik Cordelia en Ophelia. Die binnekant van die ring is in 'n resonanie van 24:25 met Cordelia en die buitekant in 'n resonansie van 14:13 met Ophelia. Die massa van die mane moet minstens drie keer dié van die ring wees om dit doeltreffend in te perk. Die massa van die ε-ring is na raming sowat 1016 kg.

δ-ring
220px|thumb|'n Vergelyking van Uranus se ringe met die lig na voor en na agter gestrooi (in 1986 deur Voyager 2 geneem).

Die δ-ring is rond en lê teen 'n effense helling. Dit toon aansienlike asimutale wisselings in normale optiese diepte en breedte wat nie goed verduidelik kan word nie. Een moontlike verduideliking is dat die ring 'n asimutale golfagtige struktuur het, wat gestimuleer word deur 'n maantjie aan die binnekant. Die skerp buitekant van die ring is in 'n resonansie van 23:22 met Cordelia. 

Die δ-ring bestaan uit twee dele: 'n smal, opties digte komponent en 'n breë skouer na binne met 'n lae optiese diepte. Die breedte van die smal komponent is 4,1-6,1 km en die ekwivalente diepte is sowat 2,2 km, wat ooreenstem met 'n normale optiese diepte van sowat 0,3-0,6. Die breë komponent is sowat 10-12 km breed en sy ekwivalente diepte is naby aan 0,3 km, wat dui op 'n normale optiese diepte van 3 × 10-2. Dit is net bekend uit verduisteringsdata, want Voyager 2 kon nie die δ-ring se eienskappe bepaal nie. Toe Voyager 2 die δ-ring met die lig na voor gestrooi waargeneem het, het dit relatief helder gelyk, wat ooreenstem met die teenwoordigheid van stof in sy breë komponent. 

γ-ring
Die γ-ring is smal, opties dig en effens eksentriek. Sy optiese helling is feitlik nul. Die ring se breedte wissel van sowat 3,6-4,7 km, hoewel die ekwivalente optiese diepte konstant is teen 3,3 km. Die normale optiese diepte van die γ-ring is 0,7-0,9. Tydens 'n vlakkruisingsvoorval in 2007 het die γ-ring verdwyn, wat beteken dit is geometries dun, soos die ε-ring, en sonder stof. Die breedte en normale optiese diepte van die γ-ring toon aansienlike asimutale wisselings. 

Die inperkingsmeganisme van so 'n smal ring is nie bekend nie, maar daar is waargeneem dat die skerp binnekant in 'n resonansie van 6:5 met Ophelia is.

η-ring
Die η-ring het 'n eksentrisiteit en baanhelling van nul. Nes die δ-ring, bestaan dit uit twee dele: 'n smal, opties digte komponent en 'n breë skouer na buite met 'n lae optiese diepte. Die breedte van die smal komponent is 1,9-2,7 km en die ekwivalente diepte is sowat 0,42 km, wat ooreenstem met 'n normale optiese diepte van sowat 0,16-0,25. Die breër komponent is sowat 40 km breed en sy ekwivalente diepte is naby 0,85 km, wat dui op 'n lae normale optiese diepte van 2 × 10-2. Dit is bevestig op beelde van Voyager 2. In lig wat na voor gestrooi is, lyk die η-ring helder, wat dui op die teenwoordigheid van 'n aansienlike hoeveelheid stof, moontlik in die breë komponent. Die breë komponent is baie dikker (geometries) as die smal een. Dié gevolgtrekkings word ondersteun deur die waarnemings van 'n ringvlakkruising in 2007, toe die η-ring groter helderheid vertoon het; dit was toe die tweede helderste voorwerp in die ringstelsel. Dit stem ooreen met die gedrag van 'n geometries dik, maar terselfdertyd opties dun ring. Nes die meeste ander ringe, toon die η-ring aansienlike asimutale wisselings in die normale optiese diepte en breedte. Die smal komponent verdwyn selfs op plekke.

α- en β-ring
Naas die ε-ring is die α- en β-ring die helderste ringe van Uranus. Nes die ε-ring, toon hulle gereelde wisselings in helderheid en breedte. Hulle is op hulle helderste en breedste 30° van die apoapside en op hulle dofste en smalste 30° van die periapside. Die ringe het 'n aansienlike eksentrisiteit en helling. Die breedte van die ringe is onderskeidelik 4,8-10 km en 6,1–11,4 km. Die ekwivalente optiese dieptes is 3,29 km en 2,14 km, wat dui op normale optiese dieptes van onderskeidelik 0,3-0,7 en 0,2-0,35. Tydens 'n ringvlakkruising in 2007 het die ringe verdwyn, wat beteken hulle is geometries dun, nes die ε-ring, en sonder stof. 

Dieselfde kruising het 'n dik en opties dun stofband net buite die β-ring onthul, wat vroeër deur Voyager 2 waargeneem is. Die massa van die α- en β-ring word geraam op sowat 5 kg (elk) – die helfte van die massa van die ε-ring.

Ringe 6, 5 en 4
Ringe 6, 5 en 4 is die binneste en dofste van Uranus se smal ringe. Hulle het die grootste baanhellings en naas die ε-ring is hulle eksentrisiteit die grootste. Hulle hellings is inderwaarheid groot genoeg (0,06°, 0,05° en 0,03°) dat Voyager 2 hulle hoogte waargeneem het bo Uranus se ewenaarvlak, wat 24-46 km was. 

Hulle is ook die smalste van die ringe, teen onderskeidelik 1,6-2,2 km, 1,9-4,9 km en 2,4-4,4 km. Hulle ekwivalente dieptes is 0,41 km, 0,91 en 0,71 km, wat beteken 'n normale optiese diepte van onderskeidelik 0,18-0,25, 0,18-0,48 en 0,16-0,3. Hulle was onsigbaar tydens 'n ringvlakkruising in 2007 omdat hulle so smal is en so min stof bevat.

Stowwerige ringe
λ-ring

Die λ-ring is een van die twee ringe wat Voyager 2 in 1986 ontdek het. Dit is 'n smal, dowwe ring net binne die ε-ring, tussen dié ring en die herdersmaan Cordelia. Dié maan vee 'n donker laan skoon net binne die λ-ring. Wanner dit aanskou word met die lig na agter gestrooi, is die λ-ring uiters smal – sowat 1-2 km – en het dit die ekwivalente optiese diepte van 0,1-0,2 km by die golflengte 2,2 μm. Die normale optiese diepte is 0,1-0,2. Die optiese diepte van die λ-ring toon sterk afhanklikheid van golflengte, wat atipies is vir die ringstelsel van Uranus. Die ekwivalente diepte is tot 0,36 km in die ultravioletdeel van die spektrum, wat verduidelik hoekom Voyager 2 die ring aanvanklik net in UV-sterverduisterings waargeneem het. Die waarneming van 'n sterverduistering by golflengte 2,2 μm is eers in 1996 aangekondig.

Die voorkoms van die λ-ring het drasties verander toe dit in 1986 waargeneem is in lig na voor verstrooi. Toe het dit die helderste voorwerp van die stelsel geword, selfs helderder as die ε-ring. Dié waarneming, tesame met die golflengte-afhanklikheid van die optiese diepte, dui daarop dat die λ-ring aansienlike hoeveelhede stof van mikrometergrootte bevat. Die normale optiese diepte van dié stof is 10-4-10-3. Waarnemings deur die W.M. Keck-sterrewag tydens die ringvlakkruising het dié gevolgtrekking bevestig, want die λ-ring het een van die helderste voorwerpe van die ringstelsel geword.

Gedetailleerde ontledings van Voyager 2-beelde het asimutale wisselings in die helderheid van die λ-ring onthul. Die wisselings was oënskynlik periodiek en het soos 'n staande golf gelyk. Die oorsprong van die fyn struktuur van die ring bly 'n geheim.

1986U2R/ζ-ring

In 1986 het Voyager 2 'n breë, dowwe plaat materiaal aan die binnekant van ring 6 bespeur. Dié ring het die voorlopige naam 1986U2R gekry. Dit het 'n normale optiese diepte van 10-3 of minder gehad en was uiters dof. Dit is net op een foto van Voyager 2 te sien. Die ring was geleë tussen 37 000 en 39 500 km van die middel van Uranus af, of net sowat 12 000 km bo die wolke. 

Dit is eers weer in 2003-'04 gesien, toe die Keck-sterrewag 'n breë, dowwe plaat materiaal net binne ring 6 bespeur het. Dié ring is die ζ-ring genoem. Die posisie van die herontdekte ζ-ring verskil aansienlik van die een wat in 1986 gesien is. Dit is nou tussen 37 850 en 41 350 km van die middel van die planeet geleë. Daar is 'n binnewaartse, geleidelik dowwer wordende uitbreiding tot minstens 32 600 km, of moontlik selfs tot 27 000 km van die atmosfeer van Uranus af. Dié uitbreidings word onderskeidelik die ζc- en ζcc-ring genoem.

Die ζ-ring is weer waargeneem tydens die ringvlakkruising in 2007, toe dit die helderste voorwerp in die ringstelsel geword het en helderder was as al die ander ringe tesame. Die ekwivalente optiese diepte van die ring is amper 1 km (0,6 km vir die binnewaartse uitbreiding), terwyl die normale optiese diepte minder as 10-3 is. Die taamlik verskillende voorkomste van die 1986U2R- en ζ-ring kan veroorsaak word deur verskillende geometrieë: die sig met verstrooide lig na agter in 2003-'07 en na die kant in 1986. Veranderings in die afgelope 20 jaar in die verspreiding van stof, wat vermoedelik in die ring oorheers, kan nie uitgeskakel word nie.

Ander stofbande
Benewens die 1986U2R/ζ- en λ-ring, is daar ander uiters dowwe bande in Uranus se ringstelsel. Hulle is tydens verduisterings te sien, want hulle het 'n onbeduidende optiese diepte, hoewel hulle helder is in lig na voor gestrooi. Voyager 2 se beelde in lig na voor gestrooi het die bestaan van helder stofbande tussen die λ- en δ-ring onthul, tussen die η- en β-ring en tussen die α-ring en ring 4. Baie van dié bande is weer in 2003-'04 deur die Keck-sterrewag waargeneem en tydens die ringvlakkruising van 2007 in lig na agter gestrooi, maar hulle presiese ligging en relatiewe helderheid het verskil van die Voyager-waarnemings. Die normale optiese diepte van die stofbande is sowat 10-5 of minder. 

Benewens die aparte stofbande lyk dit of Uranus se ringe gedompel is in 'n breë en dowwe plaat stof met 'n normale optiese diepte van nie meer nie as 10-3.

180px|thumb|Die μ- en ν-ring van Uranus (R/2003 U1 and U2) in foto's deur die Hubble-ruimteteleskoop van 2005.
Buitenste ringstelsel
In 2003-'05 het die Hubble-ruimteteleskoop twee voorheen onbekende ringe bespeur wat nou die buitenste ringstelsel genoem word. Dit bring die totale getal ringe van Uranus op 13 te staan. Dié ringe is die μ- en ν-ring genoem. Die μ-ring is die buitenste een van die twee en is twee keer so ver van die planeet as die helder η-ring. 

Die buitenste ringe verskil op 'n paar maniere van die binneste smal ringe. Hulle is breed, onderskeidelik 17 000 en 3 800 km, en baie dof. Hulle maksimum normale optiese dieptes is onderskeidelik 8,5 × 10-6 en 5,4 × 10-6. Die ekwivalente optiese dieptes is 0,14 km en 0,012 km.

Die grootste helderheid van die μ-ring stem amper presies ooreen met die wentelbaan van die maan Mab, wat waarskynlik die bron van die ring se deeltjies is. Die ν-ring lê tussen die mane Portia en Rosalind en bevat nie enige mane binne die ring nie. 'n Herontleding van Voyager 2-beelde in lig na voor gestrooi onthul die μ- en ν-ring. In dié geometrie is die ringe baie helderder, wat beteken hulle bevat baie stof van mikrometergrootte. Die buitenste ringe van Uranus kan ooreenstem met die G- en E-ring van Saturnus, aangesien die E-ring uiters breed is en stof ontvang van die maan Enkelados.

Die μ-ring kan heeltemal uit stof bestaan, sonder enige groot deeltjies. Dié hipotese word ondersteun deur waarnemings van die Keck-sterrewag, wat nie die μ-ring kon opspoor in die naby-infrarooi by 2,2 μm nie, maar die ν-ring bespeur het. Dit beteken die μ-ring is blou, wat weer daarop dui dat baie klein stofdeeltjies (van mikrometergrootte) daarin oorheers. Die stof kan uit waterys bestaan. In teenstelling daarmee is die ν-ring effens rooi.

Dinamika en oorsprong
180px|thumb|'n Kleuraangepaste skema van die binneste ringe van Uranus, van 'n foto deur Voyager 2.

'n Probleem met die fisika van Uranus se smal ringe is hulle inperking. Sonder die een of ander meganisme om die deeltjies bymekaar te hou, sal die ringe vinnig uitsprei. Die bestaan van die ringe sonder so 'n meganisme is hoogstens sowat 'n miljoen jaar. Die model vir so 'n inperking wat die meeste aangehaal word, is aanvanklik deur Goldreich en Tremaine voorgestel. Daarvolgens is twee nabygeleë herdersmane, 'n binneste en buitenste maan, in 'n swaartekragwisselwerking met 'n ring en hou dit die ring bymekaar. Eindelik beweeg die mane egter weg van die ring. Om doeltreffend te wees moet die massa van die mane meer as twee of drie keer dié van die ring wees. Dié meganisme geld vir die ε-ring, waar Cordelia en Ophelia as herdersmane dien. Cordelia is ook die buitenste herdersmaan van die δ-ring, en Ophelia is die buitenste herdersmaan van die γ-ring. Geen maan groter as 10 km kom sover bekend in die omgewing van die ander ringe voor nie. Die huidige afstand van Cordelia en Ophelia van die ε-ring af kan gebruik word om die ring se ouderdom te bepaal. Die berekenings dui aan dat die ring nie ouer as 600 miljoen jaar kan wees nie.

Omdat Uranus se ringe blykbaar redelik jonk is, moet hulle voortdurend aangevul word deur botsingsfragmente van groter liggame. Die ramings toon die leeftyd van 'n maan met die grootte van dié van Puck voordat dit weens botsings uiteenspat, is 'n paar miljard jaar. Die leeftyd van 'n kleiner maan is veel korter. Dus kan alle binnemane en ringe die produk wees van die uiteenspatting van verskeie mane so groot soos Puck in die afgelope vier en 'n half miljard jaar. 

Elke sodanige uiteenspatting sou 'n botsingskaskade begin het wat feitlik alle groot liggame vinnig in klein deeltjies, insluitende stof, sou opbreek. Eindelik sou die grootste deel van die massa verlore gewees het, en deeltjies sou net oorgebly het in posisies wat deur wedersydse resonansies en herdersmane gestabiliseer is. Die eindproduk van so 'n revolusie van uiteengespatte materiaal sou 'n stelsel van smal ringe wees. 'n Paar maantjies moet tans steeds in die ringe voorkom. Die maksimum grootte van sulke maantjies is moontlik sowat 10 km.

Die oorsprong van die stofbande is minder problematies. Die stof het 'n baie kort leeftyd van 100 tot 1 000 jaar en moet voortdurend aagevul word deur botsings tussen groter ringdeeltjies, maantjies en meteoroïdes van buite die Uranusstelsel. Die bande van maantjies en deeltjies is onsigbaar vanweë hulle lae optiese diepte, terwyl die stof self sigbaar is in lig wat na voor gestrooi word. 

Die grootte van die deeltjies in die smal hoofringe en in die maangordels wat stofbande skep, verskil vermoedelik. Die deeltjies in die hoofringe het meer voorwerpe van sentimeters tot meters groot. Dit vergroot die oppervlak van die materiaal in die ringe en lei tot hoë optiese digtheid in lig wat na agter getrooi word. In teenstelling het die stofbande relatief min groot deeltjies, wat lei tot 'n lae optiese diepte.

Verkenning
Die ringe is in Januarie 1986 deeglik deur Voyager 2 verken. Twee nuwe, dowwe ringe – λ en 1986U2R – is ontdek, wat die totale ringe op 11 te staan gebring het. Die ringe is bestudeer deur die ontleding van die resultate van radio-, ultraviolet- en optiese verduisterings. Voyager 2 het die ringe waargeneem in verskillende posisies relatief tot die Son, en het foto's geneem in lig wat na voor, na agter en na die kant gestrooi is. Twee ringe – ε en η – is ontdek op foto's deur die Hubble-ruimteteleskoop wat 'n ingewikkelde, fyn struktuur onthul het. 

'n Ontleding van Voyager se foto's het ook gelei tot die ontdekking van 11 binnemane, insluitende die twee herdersmane van die ε-ring, Cordelia en Ophelia.

Lys eienskappe
Dié tabel som die eienskappe van Uranus se ringstelsel op.

 Ringnaam  Radius (km) Breedte (km) Ekw. diepte (km) Norm. optiese diepteDikte (m) EksentrisiteitHelling (°)Notasζcc0,8???Binnewaartse uitbreiding van die ζc-ringζc0,6???Binnewaartse uitbreiding van die ζ-ring1986U2R ???Dowwe, stowwerige ringζ1???60,41?0,00100,06250,91?0,00190,05440,71?0,00110,032α3,39?0,00080,015β2,14?0,00400,005η0,42?00,001ηc400,850,2?00,001Uitwaartse breë komponent van die η-ringγ3,30,0010,002δc0,30,3?00,001Binnewaartse breë komponent van die δ-ringδ2,2?00,001λ0,2?Fyn, stowwerige ringε470,00790Met herdersmane Cordelia en Opheliaν0,0120,000054???Tussen Portia en Rosalindμ0,140,000085???By Mab

 Verwysings 

 Eksterne skakels 
 Uranus' Rings by Nasa's Solar System Exploration
 Uranus Rings Fact Sheet
 Gazeteer of Planetary Nomenclature – Ring and Ring Gap Nomenclature (Uranus), USGS

 15px Hierdie artikel is hoofsaaklik vertaal uit die Engelse Wikipedia

Kategorie:Planetêre ringe
Kategorie:Uranus