天王星の環
γ環は狭く、光学的に密で、若干扁平な環であり、軌道傾斜角はほぼ0である。環の幅は場所により3.6から4.7kmであるが、等価光学的深さは3.3kmで一定である。光学的深さは0.7から0.9である。環が平面を横切った際にはγ環が消失したが、これは、γ環がε環のように薄く、塵が少ないことを意味している。幅と光学的深さには、方位角の変化が見られる。このような狭い環の閉じ込めの機構はまだ分かっていないが、鋭い内端はオフィーリアとの6:5の共鳴軌道にある。
α環とβ環は、ε環に次いで明るい。ε環と同様に、明るさや幅が変化し、遠点から30°のところで最も明るく、幅が広く、近点から30°のところで最も暗く、幅が狭い。α環とβ環の軌道離心率はかなり大きく、軌道傾斜角は無視できない値である。環の幅はそれぞれ4.8から10kmと6.1から11.4kmである。等価光学的深さは3.29kmと2.14kmであり、光学的深さではそれぞれ0.3から0.7、0.2から0.35に相当する。2007年に環が平面を横切った際には環の消失が観測され、これはこの環がε環と同様に薄く、塵がないことを示している。しかし、同じ事象により、β環のすぐ外側に厚いが光学的に薄い塵の帯が存在することが明らかになり、この存在はボイジャー2号によっても事前に観測されていた。α環とβ環の質量は、それぞれ約5 × 10 kgで、ε環の半分程度と推定される。
ボイジャー2号の前方散乱の画像の再解析により、μ環とν環が明確に存在していることが明らかとなった。この方向からでは、環はさらに明るく、これはこの環が多くのμmサイズの塵を含んでいることを示していた。これら2つの環は、土星のG環とE環に類似している。G環は塵の供給源となるような天体を持たず、E環は非常に幅広く、エンケラドゥスから塵の供給を受けている。
μ環は、大きい粒子を全く含まず、ほぼ全て塵で構成されている可能性がある。この仮説は、ケック天文台の観測で、2.2μmの赤外線の波長でμ環を観測できなかったが、ν環を観測できた事実が支持している。μ環を観測できなかったことは、μ環の色が青く、そのほとんどが1μm以下の非常に小さい粒子で構成されていることを意味している。この塵は、恐らく水の氷でできている。対照的に、ν環の色は若干赤い。
天王星の環は、土星の環についで2番目にその存在が確証された。
1977年3月10日、恒星SAO 158687の天王星による掩蔽の観測により、偶然発見された。ジェームズ・L・エリオット、エドワード・W・ダナム、ダグラス・J・ミンクは、インド洋上空のカイパー空中天文台 (KAO) で、天王星の大気の研究をするために掩蔽を観測したが、予報誤差に備えて予報時刻の前から観測を開始していたため、天王星本体による掩蔽の前後に5回ずつ、恒星の短時間の減光が観測された。当時、細い環というものはどの惑星にも発見されていなかったため想定されておらず、翌朝の記者会見などでは直径30から40 kmの衛星(実際の環の幅より大きい)100個以上からなる「衛星帯 (satellite belt)」と発表されたが、衛星だとすると全ての減光が100%でないので接食(恒星が衛星の端をかすめ部分的に隠れる)となり不自然なこと、掩蔽の前後で減光のグラフがほとんど同じ波形を描いていたことなどから、のちの回報や論文では狭い環とされた。彼らが観測した5本の環は、回報や論文の中で、ギリシア文字を使って、内側からα・β・γ・δ・εと名付けられた。この符号は、それ以来、環の名前としても使われている。
この掩蔽は、7ヶ所の8グループが観測していた。