天王星 环（Uranian Ring），是沿着天王赤道面围绕天王星运行的环状物，由黑暗颗粒物质组成，其复杂性上介于更广泛的 土星 周围系统和更简单的 木星 与 海王星 周围系统之间。天王星环狭窄、暗淡、反射率极低、离天王星近，是1930年发现 冥王星 以来，地面观测对 太阳系 天文学 做出的首要发现。
1789年， 英国 天文学家 威廉·赫歇尔 （Wilhelm Herschel）在观测日记中记载天王星有环。 直到1977年3月10日，天王星环才在一次 掩星 实验中被中国、 美国 和 澳大利亚 等国发现。 1986年，在 旅行者2号探测器 宇宙飞船 拍摄的影像中，发现了另外两个天王星环。 2003-2005年，在 哈勃空间望远镜 拍摄的照片中，又发现了两个天王星环。至此，已知的天王星环已达13个，依次被命名为1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ，分为狭窄主环、尘环和外环三类。 天王星环大多数很窄，宽度不过10千米，最宽的ε环也不足100千米。它们结构简单，形状为圆或椭圆，且环与环之间相距较远。
天王星环被认为相对年轻，其年龄不超过6亿年。天王星环系统可能起源于曾经存在于 行星 周围的几颗 卫星 碰撞的碎片。天王星环是人类在 太阳系 中发现的仅次于 土星环 的第二个 行星环 ，被认为是太阳系 天文学 研究中的重大事件。
发现历史
天王星 环第一次被提出是在1789年2月22日， 威廉·赫歇尔 在日记中记载了他对天王星的观测结果，他在一张小图上画出了一个圆环，并且注明“可能有一个环”“有点倾向是红色”。 而夏威夷的 凯克望远镜 则证实了这样的描述是真实的。 因此，部分天文学家认为 威廉·赫歇尔 在18世纪就观察到了天王星环，是首个发现天王星环的人。威廉·赫歇尔的笔记在1797年被 伦敦皇家自然知识促进学会 印制出版，但在1797至1977年间，天王星环很少甚至根本没有被提及。这又让部分天文学家对 威廉·赫歇尔 的观测记录产生了质疑，并认为即使威廉·赫歇尔给了 天王星 环与天王星大小的正确关系，天王星在 太阳 附近的移动也可能改变了环及其颜色。
1977年3月10日发生了一次天王星 掩星 的罕见天象，被掩的是一颗叫做SAO158687的 暗星 。中国、 美国 和 澳大利亚 的天文学家对这一现象进行了观测，发现了天王星环。 詹姆斯·L·艾略特（James L. Elliot）、爱德华·W·邓纳姆 （Edward W. Dunham）和杰西嘉·明克（Jessica Mink）原本计划使用 杰拉德·柯伊伯 机载天文台观测 天王星 掩星，以研究天王星的大气层以及测定它的直径。 但当他们分析观测资料时，他们发现在天王星掩蔽前后，曾短暂地消失了五次。因此，他们认为天王星必定有一个环系统。不久后，天王星的5个环被发现，并被命名为α（alpha）、β（beta）、γ（gamma）、δ（delta）和ε（epsilon）。后来，又有4个较暗的环被发现，其中一个位于β环和γ环之间，而其他三个则位于a环内。 位于β环和γ环之间的环被命名为η（eta），而其余三个环则被命名为4、5和6。 天王星环是人类在 太阳系 中发现的仅次于 土星环 的第二个 行星环 。
1986年1月， 旅行者2号探测器 宇宙飞船 对天王星环进行了全面观测。 两个新的微弱环λ（lambda）和1986U2R/ζ（zeta）被发现，使当时已知的天王星环总数达到11个。通过 无线电 、 紫外线 和光学 掩星 对 天王星 环进行研究后， 旅行者2号观测到，天王星环在 太阳 的光照下，会形成不同的几何形状，从而产生了后向散射、前向散射和侧向散射光的图像。通过对这些图像的分析，又推导出完整的相函数、环粒子的几何 反照率 和邦德反照率，发现了ε环和η环的结构复杂又细微。最后，通过对 旅行者2号探测器 拍摄到的图像分析，11颗 天王星 的内侧卫星被发现，包括ε环的两颗牧羊人卫星科迪莉亚奥菲利亚。
2003-2005年，在 哈勃空间望远镜 照片中，又有两个环——μ（mu）环和v（nu）环被发现。按照环与 天王星 距离增加的顺序，这13个已知的环依次被命名为1986U2R/ζ、6、5、4、α、β、η、γ、δ、λ、ε、v和μ。它们的半径范围从约38000公里（1986U2R/ζ环的半径）到约98000公里（μ环的半径）。除ε环是椭圆形外，多数环是圆的，彼此距离较远。它们的颜色各不相同，有的呈深蓝色，有的偏红。主环之间可能存在其它微弱的尘埃带和不完整的弧，环非常暗，环粒子的邦德 反照率 （Bond albedo） 不超过2%。另外，天王星环可能由水冰组成，并添加了一些经过辐射处理的深色 有机化合物 。大部分的天王星环是不透明的，并且只有几公里宽。环系统整体含有的灰尘很少，主要是由直径20cm至20米的大颗粒组成。宽而暗的1986U2R/ζ环、μ环和v环由小的尘埃颗粒组成，而窄而暗的λ环则包含较大的物体。环系统中相对缺乏灰尘可能是由于来自 天王星 外逸层扩展的 空气动力学 阻力。
结构
太阳系 四颗 行星 的环中，天王星环的结构最简单。1977年8月，美国航空天文台发现了 天王星 的5个环，从里到外依次命名为α、β、γ、δ和ε。除ε环宽度为20-95千米， 且有较复杂的结构外，α环可能是由相隔很近的两个窄环所构成，β、γ、δ三个环均是小于10公里的窄环。后来，有人对这次观测资料进行仔细分析，发现最里面的α环内还存在三个小环，β环和γ环中间也有一个小环η环。后来的观测表明，η环可能是由60公里宽的稀薄物质构成，其内边缘有一物质较多的窄部。1986年， 旅行者2号探测器 飞船飞抵 天王星 时，又发现了天王星的2个新环。至此，总共发现 天王星 有11个环。它们大多数是窄环，结构简单，位于天王星赤道面上，形状为圆环，且环与环之间相距较远。其中ε环比较特殊，是椭圆环，各处环宽不一，靠近天王星处环窄，离天王星较远处环宽，在环的内外两边缘上，物质相对集中。1979年， 美国 天文学家用红外光在5米望远镜上也拍到天王星环像。此外，他们还在 智利 将电荷耦合器件（CCD）装到2.5米望远镜上，在光学波段观测到了天王星环。这次观测表明，天王星环只反射2％的太阳光。这说明，天王星环是由 太阳系 中最黑的物质所构成，这些物质比煤还要黑得多。
特性
天王星环主要是由微粒和尘埃组成， 例如1986U2R/ζ环、η环、δ环、λ环、v环和μ环均包含尘埃。 在这些环之间，可能存在着无数的薄灰尘环。这些微薄环和尘埃带可能只是多个暂时存在的环弧。 旅行者2号探测器 是透过正向散射拍摄大部分的灰尘带。 由于天王星环大多是由极暗的物料组成，因此其几何 反照率 不会超过5-6%，球面反照率更是低于2%。 当环的相位角趋向零时，其球面反照率就会增加。 这意味着他们的反照率其实还要低得多。这些环并不可能像 土星环 般，由纯冰组成，因为纯冰组成的环将会比 天王星 内 卫星 还要暗，这显示天王星环可能是由冰和深色材料的 混合物 组成，类似于内卫星的物料。天王星的环被认为相对年轻。最初，人们认为每个狭窄的环都有一对在附近的 牧羊犬 卫星将其围成一个形状。1986年， 旅行者2号探测器 只在最亮的ε环周围发现了一对这样的牧羊犬卫星，后来在波西亚（Portia）与罗莎琳德（Rosalind）之间发现了微弱的v环。
分类及简介
天王星环一共有13个，被分成三类。6环、5环、4环、α环、β环、η环、γ环、δ环、e环为狭窄主环（Narrow Main Rings）。1986U2R/ζ环、λ环为尘环（Dusty Rings）。μ环、v环为外环（Outer Rings）。
窄环
ε环
ε环是天王星环系统中最亮、密度最高的部分，约占环反射光的三分之二。 它是天王星环中最反常的环，其 轨道倾角 可以忽略不计。 ε环的离心率 （eccentricity）导致其亮度在轨道过程中会发生变化，ε环的径向积分亮度 在远心点 （apocentre）时最高，在近心点 （pericentre）时最低。 最大与最小亮度比约为2.5-3.0。 这些变化与环宽的变化有关。ε环宽度在近角为19.7公里，在 远角 为96.4公里。 随着环的逐渐变宽，粒子之间的阴影量随之减少，更多的粒子会进入视野，从而导致更高的综合亮度。 ε环的宽度变化是直接从 旅行者2号探测器 的图像中测量的，因为它是旅行者2号拍摄到的仅有的两个环之一。 因此，这也表明ε环在光学上并不薄。事实上，从地面和航天器进行的 掩星 观测表明，其正常光学深度 （optical depth）在0.5到2.5之间变化，在近心点附近最高。ε环的等效深度 约为47公里，且在轨道周围不变。
ε环的几何厚度并不精确，估计该环薄至150米，由几层粒子组成，颗粒的平均尺寸为0.2-20米，颗粒间的平均间距约为其半径的4.5倍。 ε环几乎不含尘埃，这可能是由于 天王星 扩展的大气 日冕 的 空气动力学 阻力。 由于ε环厚度太薄，当从边缘观察时，ε环是看不见的。 旅行者2号探测器 宇宙飞船 在 无线电 掩星 实验中观察到一个来自ε环的奇怪信号。 该信号看起来在ε环的远心点附近，波长3.6厘米。许多掩星观测都证实了ε环具有精细的结构，它似乎由许多狭窄且光学致密的小环组成，其中一些小环可能有不完整的弧。 ε环的内部和外部分别有牧羊人的 卫星 科迪莉娅和奥菲莉娅。ε环的内边缘与科迪莉娅处于24:25 共振 ，外边缘与奥菲莉娅处于14:13共振。卫星的质量至少需要是环质量的三倍才能有效地限制它，因此，ε环的质量估计约为1016 千克 。
δ环
δ环是圆形的，略微倾斜。 它在正常光学深度和宽度上都展示出了无法解释的 方位角 变化。 其中一种解释是，可能是该环具有方位角波状结构，由其内部的一个 小卫星 激发。 δ环最尖锐的外缘与科迪莉亚（Cordelia）发生23:22的共振。 δ环由两个分量组成：一个狭窄的光密部分和一个较低光学深度的宽内肩部分。狭窄部分的宽度为4.1-6.1公里，等效深度约为2.2公里，对应于约0.3-0.6的正常光学深度。 该环的宽内肩部分宽度约为10-12公里，等效深度接近0.3公里，正常光学深度为3×10 -2 。这些数据是从 掩星 数据中得知，因为 旅行者2号探测器 的成像实验未能分辨出δ环。当旅行者2号在前向散射几何中观察时，δ环看起来相对明亮，这与其宽内肩部分中存在的灰尘相兼容。宽部分在几何上比窄部分厚，这也得到了2007年环平面交叉事件的观测结果的支持，当时δ环仍然可见，这与同时具有几何深度和光学深度的环的行为一致。
γ环
γ环比较狭窄，宽度在3.6-4.7公里的范围内变化，但等效光学深度恒定在3.3公里，轨倾斜度几乎为零，正常光学深度为0.7-0.9。 在2007年的环平面交叉事件中，γ环消失了，这意味着它在几何上像ε环一样薄，且不含灰尘。γ环的宽度和法线光学深度显示出了显著的 方位角 变化。 这种窄环的约束机制尚不清楚，但人们注意到，γ环尖锐的内缘与奥菲利亚（Ophelia）形成了6:5的 共振 。
η环
η环的 轨道离心率 和 转轴倾角 均为零。 它由两个部分组成：一个狭窄的光密部分和一个较低光学深度的宽外肩部分。 狭窄的光密部分宽度为1.9-2.7公里，等效深度约为0.42公里，对应于约0.16-0.25的正常光学深度。而宽外肩部分的宽度约为40公里，等效深度接近0.85公里，表明正常光学深度较低，为2×10 -2 。 在前向散射光中，η环看起来很亮，这表明该环中存在大量灰尘，可能是在宽部，因为在几何上，宽部比窄部要厚得多。 这一结论得到了环形平面观测结果的支持，因为在2007年的环平面交叉事件中，η环亮度增加，成为天王星环系统中第二亮的环。这与几何上较厚但同时光学上较薄的环的行为一致。 与大多数其他环一样，η环在正常光学深度和宽度上显示出明显的 方位角 变化，狭窄的部分甚至会在某些地方消失。
α/β环
除了ε环之外，α环和β环是 天王星 环中最亮的两个环。它们与ε环一样，亮度和宽度都有规律的变化。 它们与远心点（the apoapsis）之间呈30°角时，是最亮、最宽的时候；与近心点（the periapsis）之间呈30°角时，是最暗、最窄的时候。 α环和β环都具有相当大的 轨道离心率 和 转轴倾角 ，其宽度分别为4.8-10公里和6.1-11.4公里，等效光学深度分别为3.29公里和2.14公里，正常光学深度分别是0.3-0.7和0.2-0.35，质量均约为5075 千克 。 在2007年的环平面交叉事件中，α、β两环均消失了，这意味着它们在几何上像ε环一样薄，且不含灰尘。同时也说明了β环外存在着一个厚，但是光学上却很薄的尘埃带， 旅行者2号探测器 早些时候也观测到了这一点。
6/5/4环
环6、5和4是 天王星 狭窄环中最内侧、最暗的环。 除ε环外，它们的 轨道离心率 最大。因此，它们也是天王星环中最倾斜的环，其倾斜度分别为0.06°、0.05°和0.03°。 21 旅行者2号 观测到它们在天王星赤道平面以上24-46公里，它们也是13个已知环中最窄的环，宽度分别为1.6-2.2公里、1.9-4.9公里和2.4-4.4公里。 它们的等效深度分别为0.41公里、0.91公里和0.71公里，因此正常光学深度分别为0.18-0.25、0.18-0.48和0.16-0.3。在2007年的环平面交叉事件中，由于它们的狭窄和缺乏灰尘，因此没有被观测到。
尘环
1986U2R/ζ环
1986年， 旅行者2号探测器 在6环内部探测到一片宽阔而微弱的物质，该环被临时命名为 天卫十一 R。它的正常光学深度为10 -3 ，甚至更小。 1986U2R环位于距离 天王星 中心37000至39500公里之间，或仅在云层上方约12000公里处。直到2003-2004年， 凯克望远镜 才再次观测到它。当时凯克望远镜在6环内发现了一块宽阔而微弱的物质，这个环被称为ζ环。ζ环的位置与1986年旅行者2号观测到的位置有很大不同。它位于距离 行星 中心37850至41350公里的地方。有一个向内且逐渐变暗的延伸，到达 天王星大气层 至少32600公里，甚至可能达到了27000公里。
ζ环在2007年环平面交叉事件中再次被观测到，当时它成为环系统中最亮的特征，超过了所有其他环的总和。该环的等效光学深度接近1公里（向内延伸为0.6公里），而正常光学深度小于10 -3 。1986U2R和ζ环的不同外观可能是由不同的观察几何形状引起的，2003-2007年的背散射几何形状和1986年的侧散射几何形状，同时也不能排除长时间里尘埃分布的变化，因此，尘埃分布被认为在环中占主导地位。
λ环
λ环是 旅行者2号探测器 于1986年发现的两个环之一，是一个狭窄而微弱的环，位于ε环内部。λ环宽1—2公里，等效光学深度为0.1—0.2公里，波长为2.2微米，正常光学深度为0.1—0.2。 λ环的光学深度表现出强烈的波长依赖性，这对于天王星环系统来说是非典型的。在光谱的 紫外线 部分，等效深度高达0.36公里，这也解释了为什么旅行者2号最初只在紫外线 恒星 掩星 中探测到了λ环，直到1996年才宣布在2.2微米波长的恒星掩星过程中进行探测。
1986年，在前向散射光中观察到λ环时，其外观发生了巨大变化。 在这种几何结构中，该环成为天王星环系统中最亮的一环，比ε环还要明亮。鉴于这一观察结果，再加上光学深度的波长依赖性，表明了λ环含有大量微米大小的尘埃。这种尘埃的正常光学深度为10 -4 —10 -3 。 2007年， 凯克望远镜 在环平面交叉事件中的观测证实了这一结论，因为λ环成为了天王星环系统中最亮的特征之一。 此外，经过对 旅行者2号探测器 拍摄到的图像的详细分析，揭示了λ环亮度的 方位角 变化。这些变化似乎是周期性的，类似于 驻波 。但λ环中这种 精细结构 的起源仍然是个谜。
外环
在2005年12月， 哈勃空间望远镜 侦测到一对早先未曾发现的圆环，分别是μ环和v环，现被称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13个。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，最外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自 天卫二十六 的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光，而 天王星 的内环看起来则是呈灰色。
μ环
μ环没有任何大颗粒，可能完全由灰尘组成，是天王星环系统中最外面的一环，离天王星的距离是最明亮的η环距离的两倍之远。μ环宽度为1700公里宽，正常光学深度峰值为8.5×10 -6 ，等效光学深度为0.14公里，具有三角形的径向亮度分布特征。2005年， 弗里茨·哈伯 太空望远镜同时也发现了两颗新的 小卫星 ，其中μ环的峰值亮度几乎正好位于 天卫二十六 的轨道上，这可能是该环粒子的来源。
v环
v环和μ环是一同被发现的，位于波西亚和罗莎琳德之间，其内不包含任何 卫星 。v环的宽度有3800公里，正常光学深度峰值为5.4×10 -6 ，等效光学深度为0.012公里，也具有三角形的径向亮度分布特征。
参考资料：
说明：“？”代表该数据目前尚未可知，或存在疑问。
环系起源
在圆环之间的空隙和混浊度上的差异显示， 天王星 环与天王星并不是同时形成的。天王星环的形成时间并不长，可谓十分年轻，其年龄不超过6亿年。 天王星 环系统可能起源于曾经存在于天王星周围的几颗 卫星 碰撞的碎片。在碰撞后， 卫星 可能会分裂成许多粒子，这些粒子只有在严格限制的最大稳定性区域，才能以狭窄的光学密度环的形式存活下来，但限制窄环的机制尚不清楚。其中ε环受其两旁的牧羊卫星（ 天卫一 六和 天卫七 ）约束。 天卫六 约束δ环的外界，天卫七约束γ环的外界。此外，在其他环附近并没有发现大于10km的 卫星 ，因此由天卫六和天卫七离ε环的距离，推测ε环不老于6亿年。
既然 天王星 环系很年轻，就需要连续有大物体的碰撞碎屑更新。估计 天卫十五 大小（162km）的 卫星 抵御碰撞碎裂的寿命约几十亿年， 小卫星 的寿命要短得多。因此，现在的所有内卫星和环系是45亿年前的几颗大卫星碎裂的产物。碰撞碎裂可能级联发生，产生越来越小的碎屑（包括尘埃），最终大部分物质丢失，仅在被相互 共振 和牧羊处幸存下来，形成窄环，窄环中现在还可能有几颗10km以下的小卫星。尘埃的寿命仅100-1000年，尘带必然是由较大的环质点、小卫星和 流星体 碰撞碎屑连续地补充。Chiang和Culter研究窄环的三维 动力学 ，由 天王星 的 引力 、环的自引力和质点相互碰撞的平衡来维持α环和β环的偏心率和 转轴倾角 ，得出结论：1、窄环的总质量为10 19 g数量级；2、面密度往其边界增大；3、α环和β环垂直地歪斜10m数量级高，倾角略变10 -3 数量级；4、对于倾角（偏心率）和交点的扰动，锁定的环是线性稳定的。